HおよびHeの再イオン化と星およびより高エネルギーのソースによって駆動される加熱の大規模シミュレーション
| Title |
Large_scale_simulations_of_H_and_He_reionization_and_heating_driven_by_stars_and_more_energetic_sources |
| Authors |
Marius_B._Eide,_Benedetta_Ciardi,_Luca_Graziani,_Philipp_Busch,_Yu_Feng_and_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06631 |
宇宙の再イオン化と$z=18$から$z=5$への再加熱のシミュレーションを提示し、星（柔らかいUV光子を放出する）、核ブラックホール（BH、べき法則スペクトルを持つ）、X線の役割を調査します。バイナリ（XRB、硬X線が支配的なスペクトル）、および超新星に関連する拡散星間物質の熱制動放射（ISM、軟X線スペクトル）。流体力学的シミュレーションMassive-BlackII（MBII）を多周波電離放射伝達で後処理します。ソースプロパティはMBIIの物理環境から直接派生し、唯一の実際の自由パラメーターは電離脱出率$f_{\rmesc}$です。ここで探索したモデルの中で、赤方偏移の減少に伴って減少するエスケープフラクションを持つモデルは、中性水素フラクションやトムソン散乱の光学的深度などの観測結果と最も一致する結果になることがわかります。星は、水素の再イオン化の主要な推進力であり、その結果、銀河間媒体（IGM）の熱履歴の主な推進力です。すべてのソースタイプについて$z=6$で$\langlex_{\rmHII}\rangle=0.99998$を取得します。体積平均温度は$\langleT\rangle\sim20,000〜{\rmK}$です。BHはまれであり、水素の再イオン化には無視できますが、逆に、ヘリウムを完全にイオン化して、局所温度を$\sim10^4〜{\rmK}$上昇させることができる唯一のソースです。中性および低イオン化水素の熱状態およびイオン化状態は、ISMと（より少ない程度で）XRBのさまざまなソースの組み合わせによって大幅に異なり、重要な役割を果たすため、21の吸収から放出への移行を決定します中性水素からのcm信号。
IllustrisTNGとX線観測における超大質量ブラックホールと高温ガス雰囲気の相関
| Title |
Correlations_between_supermassive_black_holes_and_hot_gas_atmospheres_in_IllustrisTNG_and_X-ray_observations |
| Authors |
Nhut_Truong,_Annalisa_Pillepich,_and_Norbert_Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06634 |
最近のX線観測により、中心の超大質量ブラックホール（SMBH）の質量とホスト銀河に浸透する高温大気のX線特性との間に顕著な相関関係が明らかになり、大気中のSMBH成長の追跡における重要な役割を示しています。高質量レジーム。IllustrisTNG宇宙論シミュレーションを使用してこのトピックを理論的に検討し、このSMBHの性質-ガス状ハロー接続への洞察を提供します。$z=0$でTNG100シミュレーションされた銀河のサンプルに対して模擬X線分析を実行することにより、SMBHの質量と、さまざまな空間スケールおよびハロースケールでの高温大気のX線温度および光度との関係を検査します。-銀河系（$\simR_{\rme}$）からグループ/クラスタースケール（$\simR_{\rm500c}$）へ-そして、結果を利用可能なX線観測と比較します。中心のSMBHの質量と熱い大気のX線特性の間の顕著な相関関係は、消光された銀河でのみ見られ、大きな半径では相関関係がより強く、より緊密になることがわかります。重要なのは、TNG100では、銀河系またはグループ/クラスター内の媒体（$r\gtrsim5R_{\rme}$）のX線温度（$k_{\rmB}T_{\rmX}$）がトレースされることです。非常に小さな散乱（$\sim0.2$dex）を持つSMBH質量。IllustrisTNGから出てきた関係は、最近のX線観測から得られた関係とおおむね一致しています。全体的に、私たちの分析は、IllustrisTNGのフレームワーク内で、中央のSMBHと$z=0$の高質量端の大気ガス温度との相関が、基本的にSMBH質量-ハロー質量関係の反映であることを示唆しています。そのような高い質量では、構造の階層的アセンブリによって設定されます。ただし、これらのスケーリング関係の正確な形式、軌跡、およびばらつきは、星の形成やSMBH活動によって駆動されるようなフィードバックプロセスに敏感です。
画像セグメンテーションによる強力なレンズ画像からのサブハロ質量関数の抽出
| Title |
Extracting_the_Subhalo_Mass_Function_from_Strong_Lens_Images_with_Image_Segmentation |
| Authors |
Bryan_Ostdiek,_Ana_Diaz_Rivero,_and_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06639 |
レンズの強い画像内の下部構造を検出することは、暗黒物質の性質に光を当てる有望なルートです。これは、各システムの分析に数週間を要し、従来は詳細なレンズモデリングと光源の再構成を必要とする困難な作業です。機械学習を使用して、レンズと光源のモデリングの必要性を回避し、画像内のサブハローを特定し、画像セグメンテーションの手法を使用してそれらの質量を決定する方法を開発します。ネットワークは、アインシュタイン環の近くにある単一のサブハロを使用して画像でトレーニングされます。この方法でトレーニングを行うと、ネットワークは光の重力レンズ効果を学習でき、アインシュタインリングから遠く離れた部分構造の母集団全体を正確に検出できます。単一のサブハローがあり、ノイズのない画像では、ネットワークは質量$10^6M_{\odot}$のサブハローを62％の時間で検出し、これらの検出されたサブハローの78％が正しい質量ビンで予測されます。質量が重いほど検出精度が向上します。画像の平均輝度の1％のレベルのランダムノイズが含まれている場合（これは、マグニチュード20より明るい光源の場合、現実的な近似HSTです）、ネットワークは低質量サブハローに対する感度を失います。ノイズがある場合、$10^{8.5}M_{\odot}$サブハロは86％の確率で検出されますが、$10^8M_{\odot}$サブハロは38％の確率でのみ検出されます。偽陽性率は、100枚の画像あたり約2つの偽サブハロで、ノイズがある場合とない場合で、主に質量$\leq10^8M_{\odot}$に由来します。精度が高く、偽陽性率が低いため、複数の画像にわたって各サブハロクラスに割り当てられたピクセル数をカウントすると、サブハロ質量関数（SMF）の測定が可能になります。$10^8M_{\odot}$から$10^{10}M_{\odot}$までの5つの質量ビンで測定すると、SMF勾配は10枚の画像で14.2（16.3）％のエラーで回復し、これはノイズのない（1％の）1000画像に対して2.1（2.6）％。
Cholla宇宙論的シミュレーションからのライマンアルファ森林特性に対する光イオン化と光加熱の影響
| Title |
Effects_of_Photoionization_and_Photoheating_on_Lyman-alpha_Forest_Properties_from_Cholla_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Bruno_Villasenor_(1),_Brant_Robertson_(1),_Piero_Madau_(1),_Evan_Schneider_(2)_((1)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(2)_University_of_Pittsburgh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06652 |
銀河間媒質（IGM）の密度と温度特性は、宇宙構造形成中の加熱とイオン化の履歴を反映し、バックグラウンドソースの観測されたスペクトルの中性水素吸収特性のライマンアルファフォレストによって主に調査されます（Gunn＆Peterson1965））。方法論と初期ボリュームチョラIGM光加熱シミュレーション（CHIPS）スイートのグラフィックスプロセスユニット加速チョラコードを実行して、大容量で維持された高空間解像度でIGMを研究した結果を示します。この最初の論文では、水素再イオン化が早期に完了する（Haardt＆Madau2012）または赤方偏移z〜6（Puchweinetal。2019）によるIGM均一光加熱および光イオン化モデルを含むCHIPS宇宙シミュレーションのIGM構造を調べます。赤方偏移2<〜z<〜5.5での大規模および小規模のLyman-alpha透過フラックスパワースペクトルP（k）の観測と比較すると、モデルの相対的一致はスケールに依存し、自己矛盾のないPuchweinetal。（2019）赤方偏移2<〜z<〜4.5でk>〜0.01s/kmでフラックスP（k）とよく一致するIGM光加熱および光イオン化モデル。より大きなスケールでは、P（k）測定値はモデルよりもz〜4.6からz〜2.2に振幅が増加し、k〜=0.002-0.01s/kmの2.2<〜z<〜4.6でのモデル予測の間にあります。。モデルは、アクティブな銀河核に関連するHeII光加熱率を変更してz〜3でのIGM温度を下げることで改善できると主張します。より高い赤方偏移z>〜4.5では、観測されたフラックスP（k）の振幅がモデル間の中間の割合で増加します。水素の再イオン化が遅れて完了するモデル（z〜5.5-6）では、この不一致を解決するには不均一または「パッチ状の再イオン化。（要約）
画像セグメンテーションによる強力な重力レンズ画像のサブハローの検出
| Title |
Detecting_Subhalos_in_Strong_Gravitational_Lens_Images_with_Image_Segmentation |
| Authors |
Bryan_Ostdiek,_Ana_Diaz_Rivero,_and_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06663 |
強くレンズ化された銀河のシミュレーション画像内の暗い部分構造（サブハロ）を検出するための機械学習モデルを開発します。画像セグメンテーションの手法を使用して、サブハローを識別するタスクを分類問題に変えます。ここでは、画像の各ピクセルに、メインレンズ、ビニングされた質量範囲内のサブハロー、またはその両方からのラベルを付けます。私たちのネットワークは、単一の滑らかなレンズと、アインシュタインリングの近くにゼロまたは1つのサブハロを持つ画像でのみトレーニングされます。単一のサブハロを持つノイズのないシミュレートされた画像のテストセットで、ネットワークは、質量が$10^{8}M_{\odot}$のサブハロを特定し、正しいまたは隣接するマスビンに配置して、効果的に検出できます97時間の割合。このテストセットの場合、ネットワークは、質量が$10^{6}M_{\odot}$までのサブハロを61％の精度で検出します。ただし、ノイズは軽いサブハロー質量に対する感度を制限します。1％のノイズ（このレベルのノイズでは、画像ピクセルの信号対ノイズの分布は、大きさが$<20$の光源のハッブル宇宙望遠鏡からの画像の分布に近似します）、質量$10^{8.5のサブハロ}M_{\odot}$は86％の確率で検出されますが、質量が$10^{8}M_{\odot}$のサブハロは38％の確率でのみ検出されます。さらに、モデルは、質量が変化する複数のサブハロ、アインシュタインリングから遠いサブハロ、または複数の大きな滑らかなレンズなど、訓練されていない新しいコンテキストに一般化することができます。
Planckレンズマップでの極値スポットの検索
宇宙マイクロ波背景（CMB）温度のマップで、いわゆるコールドスポットに大きな注意が払われています。同様の分析を提示し、CMBレンズ収束とレンズポテンシャルマップでPlanck2018データリリースから極値スポットを検索します。メキシカンハットウェーブレットファミリーの最初の3つのメンバーを使用してマルチスケールおよびマルチフィルター分析を実行し、さまざまな形状およびサイズの極値の特徴を検索します。最初の分析では、約5度未満の縮尺でいくつかの極値スポットの存在が示されているように見えますが、すべての縮尺とフィルターを取り除いた後、レンズマップで重要な特徴は検出されていません。さまざまなサイズの最大値と最小値に関して、レンズデータはガウスシミュレーションと同様の統計的特性を持っていると結論付けます。
階層的クラスタリングの確率論I. Halo質量関数
| Title |
A_Stochastic_Theory_of_the_Hierarchical_Clustering_I._Halo_Mass_Function |
| Authors |
Andrea_Lapi_(1,2,3,4),_Luigi_Danese_(1,2)_((1)-SISSA,_Italy,_(2)-IFPU,_Italy,_(3)-INFN/TS,_Italy,_(4)-INAF/OATS,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07023 |
既存のフレームワーク（たとえば、エクスカーションセットアプローチ）に関する視点の変化を構成する、確率微分方程式に基づくダークマター（DM）ハローの階層的クラスタリングの新しい理論を提示します。この作品は、ハロー質量関数に特に焦点を当てています。まず、球形の崩壊しきい値とDM摂動のパワースペクトルに依存する乗法性ホワイト（ガウス）ノイズによって駆動される、DMハローの質量成長の変動を記述する確率微分方程式を示します。そのようなノイズは、ハロー集団の平均的なドリフトをより大きな質量に向けて生成し、標準的な階層的クラスタリングを定量的にレンダリングすることを示します。次に、確率ダイナミクスに関連付けられたフォッカープランク方程式を解き、Press＆Schechter質量関数を（定常）解として取得します。さらに、質量依存性の崩壊しきい値に私たちの治療を一般化すると、質量と赤方偏移の広い範囲にわたってN体の質量関数を非常によくフィッティングできる正確な解析解が得られます。全体として、ここで提示された理論によって提供される新しい視点は、宇宙の時間全体にわたるDMハローの形成、進化、および統計につながる重力ダイナミクスをよりよく理解するのに役立ちます。
ケプラーフィールドの後期型ドワーフスターの金属性と小惑星の発生の増加と惑星形成への影響
| Title |
An_Increase_in_Small-planet_Occurrence_with_Metallicity_for_Late-type_Dwarf_Stars_in_the_Kepler_Field_and_Its_Implications_for_Planet_Formation |
| Authors |
Cicero_X._Lu,_Kevin_C._Schlaufman,_Sihao_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06638 |
巨大惑星の発生がホスト星の金属性とともに急速に上昇することは十分に確立されていますが、後期型矮星の周りの小惑星の発生がホスト星の金属性に依存するかどうかはまだ明らかではありません。ケプラーデータリリース25の惑星候補リストとその完全性データ製品を使用して、ケプラーフィールドの後期型矮星の個体群における金属性の関数としての惑星の発生を調査します。すべての惑星半径$R_{\mathrm{p}}$が少なくとも$R_{\mathrm{p}}\approx2〜R_{\oplus}$と$2の範囲にある場合、惑星の出現は金属性とともに増加することがわかります〜R_{\oplus}\lesssimR_{\mathrm{p}}\lesssim5〜R_{\oplus}$惑星の発生は、金属性$Z$に比例します。結果を外挿すると、$R_{\mathrm{p}}\lesssim2〜R_{\oplus}$を含む短周期惑星は、$\mathrm{[M/H]}を含む初期のM矮星の周りではまれであると予測します\lesssim-0.5$または$\mathrm{[M/H]}\lesssim+0.0$を備えた後期Mドワーフスター。ケプラーフィールドで観測された金属性への惑星の発生のこの依存性は、ケプラーのK2拡張および通過系外惑星調査衛星（TESS）のターゲットとなるような後期型矮星の惑星発生の推定において金属性を制御する必要性を強調します。小さな惑星の発生-ホストスターの金属性の関係は、太陽型の星よりも低質量の星の方が強いという理論上の期待を確認します。ケプラーフィールドの後期型小人の周りの惑星で予想される固体質量は、原始惑星系円盤内の惑星を形成する固体の総量に匹敵することを確立します。惑星形成のこの高い効率は、後期型の矮小星の周りのケプラーによって観測された小さな惑星の起源として、小石の付着よりも微惑星の付着を支持すると主張します。
| Title |
A_pair_of_Jovian_Trojans_at_the_L4_Lagrange_point |
| Authors |
Timothy_R._Holt,_David_Vokrouhlick\'y,_David_Nesvorn\'y,_Miroslav_Bro\v{z}_and_Jonathan_Horner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06749 |
小惑星のペアは、互いに重力で結合されていないが、共通の起源を共有する2つのオブジェクトであり、メインベルトとハンガリーの集団で発見されています。さまざまな力学的影響下でのそれらの進化の研究は、ペアが作成されてからの時間を示すことができるので、そのようなペアは大きな関心事です。今日まで、いくつかの連星と衝突した家族が集団に存在していたにもかかわらず、小惑星のペアは木星のトロイの木馬で発見されていません。太陽系の青年の間の惑星の移動のトレーサーとしてのトロイの木馬の重要性を考えると、木星のトロイの木馬集団におけるペアの検索は特に興味深いものです。ここでは、Jovianトロイの木馬での最初のペア（258656）2002〜ES$_{76}$と2013〜CC$_{41}$の発見を報告します。2つのオブジェクトはほぼ同じサイズで、L4ラグランジュポイントの非常に近くにあります。数値積分を使用すると、ペアが少なくとも$360$〜Myr古くなっていることがわかりますが、その年齢は数Gyrにもなる可能性があります。（258656）2002〜ES$_{76}$-2013〜CC$_{41}$ペアの存在は、そのようなペアがトロイの木馬に散在している可能性があることを意味します。新しく発見されたペアの私たちの好ましい形成メカニズムは、サブカタストロフィックな衝撃によって引き起こされる古代のバイナリシステムの解離によるものですが、YORPトルクによって駆動される単一のオブジェクトの回転分裂を除外することはできません。私たちの仕事の副産物は、さらなる研究に利用できるようにした、Jovianトロイの木馬の適切な要素の最新のカタログです。
KOI-89システムのアーキテクチャーの再検討
太陽系外惑星系で観測された高い恒星の傾斜は、惑星の軌道を傾けるプロセスに起因する可能性がありますが、原始惑星系円盤と恒星のスピンの不整合を反映している可能性もあります。この後者の仮説は、それらの中心の星とずれた同一平面上の多惑星系の存在を予測します。ここでは、KOI-89システムで主張されているそのようなアーキテクチャの証拠を再評価します。KOI-89は、検証済みの通過惑星KOI-89.01/Kepler-462b（期間84.7日、半径$3.0\、R_\oplus$）と1つの通過惑星候補KOI-89.02（期間207.6日、半径$4.0）を備えた初期型の星です。\、R_\oplus$）。後者は通過タイミング変動（TTV）を示します。通過光の曲線における恒星の重力による暗化効果の以前のモデリングでは、$\約70^\circ$の高い恒星の傾斜が推測されました。ケプラートランジットライトカーブのフォトダイナミックモデリングを実行し、軌道構成とトランジット時間に結果として生じる制約を使用して、重力で暗くなったトランジットモデルを更新します。その結果、トランジット形状での重力による暗化効果の確固たる証拠は見つからず、恒星の傾斜はデータによって制約されていないと結論付けています。動的解析からの低軌道離心率の証拠を考えると、システムアーキテクチャは、恒星に整列したほぼ円形の軌道をもつ他の多くのマルチトランジットシステムと一致することができます。隣人に与えられたTTVは、KOI-89.01の質量が$\gtrsim20\、M_\oplus$であることを示していることがわかります。これにより、ほとんどがソリッドコアで構成される、最も密度の高いサブネプチューンの1つになります。代わりにTTVが目に見えない第3の惑星が原因である場合は、質量を下げることができます。
HR 8799惑星系における正確で一般化されたラプラス共鳴
HR8799の周囲にある4つの超ジュピター惑星のシステムは、直接イメージング技術によって発見された最初の多惑星構成です。10年以上の研究にもかかわらず、システムのアーキテクチャは完全には解決されていません。主な困難は、およそ50年から500年の周期の小さな軌道の軌道をカバーする20年以下の狭い観測ウィンドウに起因します。発見後すぐに、約10ジュピターの質量のコンパニオン間の強力な相互重力相互作用により、制約のない最適な天文測定構成が急速に自己破壊することが明らかになりました。最近、一般化されたラプラス8：4：2：1の平均運動共鳴（MMR）チェーンに固定すると、HR8799システムが長期的に安定する可能性があることを示し、その軌道を惑星の移動によって拘束しました。ここでは、正確に周期的な構成の観点からMMRを検討することにより、このアプローチを質的に改善しています。この仮定により、恒星に関連する惑星の利用可能な天文学的な位置のみを使用して、長期安定軌道アーキテクチャの自己矛盾のない$N$-bodyモデルを初めて構築することができます。熱力学的進化と一致する惑星の質量と、最新のGAIADR2値で$1\sigma$に重なる視差を個別に決定します。また、更新された軌道解と一致して、[8、600]auの範囲で内部および外部のデブリディスクのグローバル構造を決定します。
潮汐摂動に対する星団の応答について
制御された$N$体シミュレーションを使用して、個々の潮汐摂動に対する星団の応答を調べます。移動点質量とディスクによる摂動を考慮し、摂動の持続時間とクラスター密度プロファイルを変化させます。速い摂動（つまり、「ショック」）の場合、クラスターは衝撃限界の理論的予測と一致してエネルギーを獲得します。遅いディスク摂動の場合、エネルギーゲインは低くなり、これは以前は断熱減衰によるものでした。ただし、点質量による遅い摂動によるエネルギーの増加は、速い衝撃によるエネルギーの増加と似ています。断熱減衰は潮の性質にほとんど依存しないため、これは予期されていません。遅い摂動中のクラスターの幾何学的歪みは、断熱減衰としてのエネルギーゲインに匹敵する重要性があること、および結合された効果が結果を定性的に説明できることを示します。衝撃後の結合星の半質量半径は、低濃度のクラスターでは$\sim$7\％まで増加し、最も集中しているクラスターでは$\sim$3\％減少します。フラクショナルマスロスはエネルギーゲインの非線形関数であり、潮汐の性質に最も強く依存し、クラスター密度プロファイルに最も強く依存し、採用された密度プロファイルに非常に敏感なクラスター寿命の半分析モデル予測を行います。
| Title |
The_baryonic_specific_angular_momentum_of_disc_galaxies |
| Authors |
Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Lorenzo_Posti,_Filippo_Fraternali,_Elizabeth_A._K._Adams_and_Tom_Oosterloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06645 |
（要約）特定の角運動量は銀河の進化を制御する重要なパラメータの1つであり、暗黒物質と可視物質の結合と密接に関連しています。この研究では、円盤銀河のバリオン固有の角運動量を導き出し、暗黒物質固有の角運動量との関係を研究することを目指しています。高品質のHI回転曲線とHI/近赤外線表面密度の組み合わせを使用して、恒星（$j_{\rm*}$）とガス（$j_{\rmgas}$）の特定の角運動量を均一に測定します近くの円盤銀河の大きなサンプル。これにより、バリオン固有の角運動量（$j_{\rmbar}$）を高精度かつ非常に広い質量範囲にわたって決定できます。$j_{\ast}-M_\ast$の関係が、$7\lesssim$log（$M_\ast$/$M_\odot）\lesssim11.5$の勾配が$0.54\pmの連続したべき法則であることを確認しました0.02$。ガス成分に関して、$j_{\rmgas}-M_{\rmgas}$関係も、$6\lesssim$log（$M_{\rmgas}$/$M_からの切れ目のないべき法則であることがわかります\odot）\lesssim11$の急勾配は$1.01\pm0.04$です。バリオン関係に関して、私たちのデータは、傾き$0.58\pm0.02$の単一べき乗則によって特徴付けられる相関関係をサポートします。私たちの分析では、最も大きな渦巻きと最も小さい矮星が同じ$j_{\rmbar}-M_{\rmbar}$に沿っていることがわかりました。関係は緊密で壊れていませんが、内部の相関が見つかります。$M_\ast$が固定されている場合、$j_\ast$が大きい銀河は、ディスクスケール長が長くなり、$M_{\rmbar}$が固定されている場合は、ガス-貧しい銀河は予想よりも$j_{\rmbar}$が低いです。バリオン固有角運動量の保持された割合を推定し、0.7の値ですべての質量範囲にわたって一定であることを確認します。これは、現在の円盤銀河のバリオン固有角運動量が暗黒の初期固有角運動量に匹敵することを示しています。物質ハロー。
スーパーバブルフィードバックを持つセブンドワーフのバリオンサイクル
| Title |
The_baryon_cycle_of_Seven_Dwarfs_with_superbubble_feedback |
| Authors |
Mattia_Mina,_Sijing_Shen,_Benjamin_Walter_Keller,_Lucio_Mayer,_Piero_Madau,_and_James_Wadsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06646 |
クラスター化されたSNフィードバックの「スーパーバブル」モデルを使用して、フィールドドワーフ銀河のグループの高解像度の宇宙論的な$\Lambda$CDMシミュレーションの結果を提示し、熱伝導と低温ガス蒸発を考慮します。SNフィードバック以外の初期条件と銀河形成の物理学は、シェンらと同じです。（2014）。シミュレートされた明るい銀河は、青い色、低い星形成効率と金属性、および高い冷たいガス含有量を持ち、観測された小宇宙のスケーリング関係をローカルボリュームで再現します。以前の調査結果と同様に、星の質量が$M_{*}>10^6$$M_{\odot}$に達すると、バーストした星の形成履歴とスーパーバブル駆動の流出により、kpcサイズのDMコアが形成されます。ただし、スーパーバブルモデルは、以前に採用された「ブラストウェーブ」モデルよりもDMカスプを破壊するのにより効果的であり、ISエネルギーとSNエネルギーの高い結合効率を反映しています。より大きなスケールでは、スーパーバブル駆動の流出はより穏やかな影響を与えます：銀河はより高いガス含有量、より拡張された恒星円盤、そしてCGMのより小さな金属に富む領域を持っています。$M_{vir}\sim10^9$$M_{\odot}$を持つ2つのハローは、シェンらの超微光矮小銀河を形成しました。（2014）、近くの2つの明るい銀河からの金属に富む銀河風の異なる影響のために暗いままです。HI、SiII、CIVおよびOVIのカラム密度分布は、孤立した小人の周りのCGMの最近の観測と一致しています。HIはユビキタスであり、CGM内の単一のカバー範囲をカバーしていますが、SiIIおよびCIVはそれほど拡張されていません。OVIはさらに拡張されていますが、拡散CGMはUVBによって高度にイオン化されているため、その質量は総CGM酸素収支の11％にすぎません。スーパーバブルフィードバックは、CIVおよびOVIを、ブラストウェーブフィードバックの場合よりも桁違いに高いカラム密度で生成します。CGMおよびDMコアは、フィードバックメカニズムの最も敏感なプローブです。
SCUBA-2宇宙論のレガシー調査UKIDSS / UDSフィールドのALMA調査：高赤方偏移のほこりっぽい星形成銀河の遠赤外線/電波相関
| Title |
An_ALMA_Survey_of_the_SCUBA-2_Cosmology_Legacy_Survey_UKIDSS/UDS_Field:_The_Far-infrared/Radio_correlation_for_High-redshift_Dusty_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
H.S.B._Algera,_I._Smail,_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_A.M._Swinbank,_S._Stach,_J.A._Hodge,_A.P._Thomson,_O._Almaini,_V._Arumugam,_A.W._Blain,_G._Calistro-Rivera,_S.C._Chapman,_C.-C_Chen,_E._da_Cunha,_D._Farrah,_S._Leslie,_D._Scott,_D._Van_der_Vlugt,_J.L._Wardlow,_P._Van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06647 |
UltraDeepSurveyフィールドのSCUBA-2CosmologyLegacySurveyマップからAtacamaLargeMillimeterArrayを使用して870$\mu$mで選択された706個のサブミリ波銀河（SMG）の電波特性を調べます。深いKarlG.Jansky超大型アレイ1.4GHz観測で$>4\sigma$で273のSMGを検出します。そのうちの45のSMGのサブセットが、610MHzの巨大メートル波電波望遠鏡のイメージングでさらに検出されます。遠赤外線と電波の明るさの対数比として定義されるパラメーター$q_\text{IR}$を介して遠赤外線と電波の相関を定量化し、スタッキング分析によって電波が検出されないSMGを含めます。赤方偏移とは無関係に、サンプル全体の中央値$q_\text{IR}=2.20\pm0.03$を決定します。これにより、これらの$z\sim2.5$のほこりっぽい星形成銀河$0.44\pm0.04$dexが下に配置されます通常の星形成銀河と局所的な超明るい赤外線銀河（ULIRG）の両方の局所的な相関。赤方偏移進化の欠如と局所的相関からのオフセットの両方が、局所的星形成源と比較して、高赤方偏移のスターバースト銀河における異なる物理的条件の結果である可能性があります。強い磁場（$B\gtrsim0.2$mG）、高星間物質（ISM）密度、および二次宇宙線によって生成される追加の電波放射の組み合わせによるオフセットについて説明します。ローカルULIRGは同様の磁場強度を持っている可能性がありますが、SMGと比較してISM密度が高いことと合わせて、そのコンパクトさが、ローカルおよび高赤方偏移のダスト星形成銀河が異なる遠赤外線/電波に従う理由を自然に説明していることがわかります相関。全体的に見て、我々の発見は、SMGを銀河の均一な集団として描き、それらの緊密で進化のない遠赤外線/電波相関によって示されています。
低照度クエーサー（SHELLQ）のスバルHigh-z探査。 XI。 z〜6でのかすかなクエーサースペクトルの近接ゾーン分析
| Title |
Subaru_High-z_Exploration_of_Low-Luminosity_Quasars_(SHELLQs)._XI._Proximity_Zone_Analysis_for_Faint_Quasar_Spectra_at_z~6 |
| Authors |
Rikako_Ishimoto,_Nobunari_Kashikawa,_Masafusa_Onoue,_Yoshiki_Matsuoka,_Takuma_Izumi,_Michael_A._Strauss,_Seiji_Fujimoto,_Masatoshi_Imanishi,_Kei_Ito,_Kazushi_Iwasawa,_Toshihiro_Kawaguchi,_Chien-Hsiu_Lee,_Yongming_Liang,_Ting-Yi_Lu,_Rieko_Momose,_Yoshiki_Toba_and_Hisakazu_Uchiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06648 |
SubaruHighによって発見された$z\sim6$の11の低光度（$-26.16\leqM_{1450}\leq-22.83$）クエーサーのクエーサー近接ゾーン（$R_p$）のサイズの測定値を提示します-$z$低照度クエーサー探査プロジェクト（SHELLQ）。かすかなクエーサーサンプルは、$R_p$の測定値を$M_{1450}=-22.83$まで拡大します。ここでは、より一般的なクエーサー個体群がエポックで支配しています。サンプルは、[CII]158$\mu$mまたはMgII$\lambda$2798輝線によって正確に測定された全身の赤方偏移を持つクエーサーに限定されます。また、Eilersらが発表した26の明るいクエーサーの$R_p$測定値を更新します。（2017）（arXiv：1703.02539）最新の体系的な赤方偏移の結果を使用します。$R_p$の光度依存性は、高度にイオン化された銀河間媒質を仮定した理論的予測と一致していることがわかります。明度が補正された$R_p$、$R_{p、{\rmcorr}}^{-25}$（$R_{p、\rmcorr}^{-25}\propto（1+z）^{-3.79\pm1.72}$）$5.8\lesssimz\lesssim6.6$以上。この傾向は、Eilersらの傾向よりも急です。（2017）しかし、以前の研究よりもかなり浅い。私たちの結果は、$R_{p、\rmcorr}$が$z\sim6$の宇宙の中立部分に鈍感であることを示唆しています。4つのクエーサーは、非常に小さい$R_{p、\rmcorr}^{-25}$（$\lesssim0.90$適切なMpc）を示します。これは、若い年齢（$<10^4$yr）の結果である可能性があります統計はまだ小さいですが、再イオン化の時代。
SDSS-IV MaNGA：銀河系外のH $ \ alpha $ブロブの性質-合併する銀河群におけるオフセット冷却の多波長ビュー
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_The_Nature_of_an_Off-galaxy_H$\alpha$_Blob_--_A_Multi-wavelength_View_of_Offset_Cooling_in_a_Merging_Galaxy_Group |
| Authors |
Hsi-An_Pan,_Lihwai_Lin,_Bau-Ching_Hsieh,_Michal_J._Michalowski,_Matthew_S._Bothwell,_Song_Huang,_Alexei_V._Moiseev,_Dmitry_Oparin,_Ewan_O'Sullivan,_Diana_M._Worrall,_Sebastian_F._Sanchez,_Stephen_Gwyn,_David_R._Law,_David_V._Stark,_Dmitry_Bizyaev,_Cheng_Li,_Chien-Hsiu_Lee,_Hai_Fu,_Francesco_Belfiore,_Kevin_Bundy,_Jose_G._Fernandez-Trincado,_Joseph_Gelfand,_and_Sebastien_Peirani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06656 |
グループやクラスターなどの密集した環境にある銀河は、銀河がガスを増減するさまざまなプロセスを経験します。SDSS-IVMaNGA調査のデータを使用して、以前に、巨大な（直径6〜8kpc）H$\alpha$ブロブ、トトロ、1組の銀河（SatsukiとMei）から約8kpc離れた場所の発見を報告しましたグループとグループの合併を経験している銀河グループに住んでいます。ここでは、干渉$^{12}$CO（1--0）分子ガスデータ、新しい広視野H$\alpha$、$u$-bandデータ、および公開されたX線データを組み合わせて、ブロブ。その多波長特性を説明するために、いくつかのシナリオが議論されています。（2）分離された低表面輝度銀河。（3）活動中の銀河核（AGN）によって放出またはイオン化されるガス。（４）群内冷却媒体（ＩＧＭ）。シナリオ（1）および（2）は、現在のデータではあまり好まれていません。ホスト銀河で進行中のアクティブなAGNの証拠がないため、シナリオ（3）も可能性が低くなります。CO（冷たい）ガスとH$\alpha$（暖かい）ガスがX線（高温）構造と共存していることがわかります。さらに、導出された冷却時間は、分子ガスとH$\alpha$ガスが予想される範囲内です。異なる温度のガスの共存は、他のシステムの冷却ガスの共存とも一致します。私たちの多波長の結果は、COガスとH$\alpha$ガスが現在の場所でIGMからの冷却の産物であることを強く示唆しています。
天の川全体のクラスターの化学的均質性を開く
| Title |
Open_Cluster_Chemical_Homogeneity_Throughout_the_Milky_Way |
| Authors |
Vijith_Jacob_Poovelil,_G._Zasowski,_S._Hasselquist,_A._Seth,_John_Donor,_Rachael_L._Beaton,_K._Cunha,_Peter_M._Frinchaboy,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_K._Hawkins,_K._M._Kratter,_Richard_R._Lane,_and_C._Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06777 |
生き残った星団の化学的均質性には、星間物質（ISM）の混合効率、星の形成、銀河の濃縮の歴史に関する重要な手がかりが含まれています。ほんの一握りの散開星団における既存の測定値は、0.03dexレベルでいくつかの要素の均質性を示唆しています。ここでは、（i）APOGEEの放射速度とGaia-DR2の固有運動のみに基づく新しいクラスターメンバーカタログ、（ii）APOGEEクラスターメンバーのアバンダンスの不確実性の改善、（iii）銀河とクラスターのプロパティへのクラスターの均質性の依存性を示します。APOGEE調査からの8つの元素の豊富さを使用して、10個の高品質クラスターを作成します。クラスターの均一性は、ガラクトセントリック距離、|Z|、年齢、および金属性と相関関係がないことがわかります。ただし、クラスター質量のプロキシである速度分散は、[Ca/Fe]と[Mg/Fe]の有意水準が比較的高い固有散乱と正の相関があります。また、[Ni/Fe]、[Si/Fe]、[Al/Fe]、および[Fe/H]の有意性が低いレベルで正の相関が見られ、[Cr/Fe]および[Mn/Fe]は無相関です。速度分散との相関関係を示す要素は、主にコア崩壊超新星（CCSNe）によって生成される要素です。ただし、サンプルサイズが小さく、相関の有意性が比較的低いため、追跡調査の必要性が強調されています。今後の研究で裏付けられた場合、これらの調査結果は、主にType〜IaSNeとCCSNeによって生成される要素の相関長の定量的な違いを示唆します。これは、銀河の化学進化モデルと化学タグの実現可能性に影響を及ぼします。
HSC、DECaLSおよびSDSSからの天の川のような銀河における衛星銀河の比較研究
| Title |
A_comparative_study_of_satellite_galaxies_in_Milky_Way-like_galaxies_from_HSC,_DECaLS_and_SDSS |
| Authors |
Wenting_Wang,_Masahiro_Takada,_Xiangchong_Li,_Scott_G._Carlsten,_Ting-Wen_Lan,_Jingjing_Shi,_Hironao_Miyatake,_Surhud_More,_Rachael_L._Beaton,_Robert_Lupton,_Yen-Ting_Lin,_Tian_Qiu,_Wentao_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06882 |
SDSC/DR7分光サンプルから分離された中心銀河（ICG）と銀河ペアの周りのHSC、DECaLS、SDSSからの測光銀河をカウントすることにより、衛星銀河の光度関数（LF）の包括的かつ統計的な研究を行います。さまざまな調査の結果は非常に良い一致を示しています。衛星のLFは$M_V\sim-10$まで測定でき、中央の主銀河では$8.5<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.2$および$9.2<\log_{10}M_\ast/M_\odot<9.9$。これは、LMC質量ICGの周囲に$M_V<-10$の衛星が平均3〜8個あることを意味します。衛星LFの明るい端のカットオフと衛星の存在量はどちらも、プライマリとそのコンパニオン間のマグニチュードギャップに敏感です。これは、マグニチュードギャップが大きい銀河系が、平均的にはそれほど質量のない暗黒物質ハローによってホストされていることを示しています。私たちのMWに似た恒星の質量を持つ原色を選択することにより、i）伴星との大きさのギャップが異なるICGと、色または色の組み合わせが異なる銀河ペアの平均衛星LFはすべて、MW衛星LFよりも急な勾配を示すことを発見しました。ii）MWの衛星よりも$-15<M_V<-10$の衛星の数が多い。iii）平均1.5〜2.5の衛星がICGの周りに$M_V<-16$あり、MWと一致しています。したがって、MWとその衛星システムは、MW質量システムのサンプルの典型ではありません。結果として、私たちのMWは他のMW質量銀河の代表ではありません。MW衛星のみに基づく宇宙論的影響は、銀河系外のより暗い衛星の発見を待っています。興味深いことに、MW衛星LFは、ローカルユニバースの40〜Mpc内の他のMW質量システムの中で典型的であり、おそらくローカルボリュームが低密度領域であることを示唆しています。
IllustrisTNGシミュレーションの銀河
| Title |
Barred_Galaxies_in_the_IllustrisTNG_Simulation |
| Authors |
Dongyao_Zhao,_Min_Du,_Luis_C._Ho,_Victor_P._Debattista,_Jingjing_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06895 |
局所宇宙の円盤銀河のほぼ3分の2は、永遠の進化過程の重要なドライバーとして機能するバーをホストしています。宇宙論的シミュレーションは銀河の形成と進化を研究するための強力なツールですが、合理的な棒の集団を生成するのに苦労しています。高度な宇宙シミュレーションIllustrisTNGのTNG100実行から3866ディスク銀河のバーの割合、サイズ、および強度を測定します。観測と一致して、恒星の質量$M_*\約10^{10.6}\を持つ円盤銀河の約55％は除外され、棒のサイズと全恒星の質量の関係は、赤外線調査。ただし、$M_*<10^{10.6}\、M_\odot$の銀河では、バーの形成が抑制されます。これは、半径が1.4kpc未満の短いバーをTNG100が解決するのが難しいために発生する可能性があります。対照的に、$M_*>10^{10.6}\の最大のディスク銀河の75％まで、M_\odot$にはバーがあり、観測よりも10％〜20％高くなっています。TNG100は、近赤外線サーベイで観察された質量とバーのサイズ関係に関して、比較的短いバー（半径〜1.4〜3kpc）を過剰に生成します。z=0の巨大銀河の始祖を追跡すると、z=1と0の間でバーの割合が25％から63％に増加することがわかります。*\geqslant10^{10.6}\、M_\odot$棒の割合はほぼ一定の60％であることがわかります。
単一の銀河集団？星形成メインシーケンスが氷山の一角である可能性があるという統計的証拠
| Title |
A_single_galaxy_population?_statistical_evidence_that_the_Star-Forming_Main_Sequence_might_be_the_tip_of_the_iceberg |
| Authors |
P._Corcho-Caballero,_Y._Ascasibar,_\'A._R._L\'opez-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06931 |
特定の星形成率（sSFR）によると、銀河はしばしば「星形成」と「受動的」集団に分けられます。前者は$\sSFR（\Mstar）$という形式の狭い「主系列の星形成銀河」（MSSF）を定義しているのに対し、「受動的」銀河はごくわずかなレベルの星形成活動を特徴としていると主張されています。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイと$z<0.1$でのギャラクシーおよび質量アセンブリサーベイのデータを使用して、特定の恒星質量での特定の星形成率の条件付き確率を制約します。ローカルユニバースの銀河の母集団全体が、1つの最大値（おおよそMSSFに対応）と、「パッシブ」な母集団を完全に説明する比較的浅いべき乗則の尾を持つ単純な確率分布と一致していることを示します。このような単峰性ansatzによって提供される近似の品質を、二重対数正規近似（双峰パラダイムを示す）から得られる近似と比較すると、両方の記述が現在のデータとほぼ同等に互換性があることがわかります。さらに、$M_*-\sSFR$平面全体の2次元分布の物理的解釈を研究し、理論的および観察の観点から潜在的な影響について説明します。また、金属性、形態、環境との相関関係を調査し、銀河の物理的状態を完全に特定するために、少なくとも追加のパラメーターを考慮する必要があることを強調しています。
放射トルクを受けるダスト粒子による活動銀河核の粒子の整列、破壊、消滅および分極のモデリング
| Title |
Modelling_Grain_Alignment,_Disruption,_Extinction_and_Polarization_of_Active_Galactic_Nuclei_by_Dust_Grains_subject_to_Radiative_Torques |
| Authors |
Nguyen_Chau_Giang,_Thiem_Hoang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06958 |
個々の活動銀河核（AGN）に向かって観測された消滅曲線は、通常、遠紫外（遠紫外）波長に向かって急な上昇を示し、小さなマゼラン雲（SMC）のようなダストモデルで説明できます。さらに、AGNの光偏光は$\lambda_{max}\leq0.4〜\mum$の波長でピークになり、$\lambda_{max}=0.55〜\mum$の標準の星間偏光よりも短くなります。これらの機能は、AGNのローカル環境でサイズ$a\leq0.1〜\mum$の小さい粒子が優勢であることを示唆していますが、この環境で小さい粒子が優勢である理由は不明です。この論文では、AGNの強い放射にRAdiativeTorqueDisruption（RATD）メカニズムを適用することにより、これらの観測された特性を説明することを目的としています。最初に、RATDによって粒子の破壊サイズを計算し、$a\geq0.1〜\mum$の大きな粒子が極円錐で最大100個、トーラスで最大10個破壊されることを発見しました。結果として、光学的近赤外線（NIR）の減衰は減少しますが、UV減衰は増加し、減衰曲線に遠紫外線の急激な上昇をもたらします。光学対選択的視覚消光比$R_{V}$は、ダストの集まりからAGNまでの距離が短くなるにつれて減少します。次に、RAdiativeTorque（RAT）整列メカニズムによる粒子の整列を調べ、小さな粒子がRATによって整列できることを見つけます。RATDの影響を考慮して、整列した粒子によって引き起こされるAGNのダスト分極をモデル化し、分極曲線が$\lambda_{max}\lesssim0.3〜\mum$の低いピーク波長を持っていることを見つけます。雲のAGNの中心までの距離が短くなると、ピーク波長も短くなります。最後に、我々は急な遠紫外上昇消光曲線とAGNの偏光特性に対する結果の意味を議論し、RATD効果が観測された偏光の減少を銀河の中心領域に向かって放出強度で再現できることを示唆します。
ウィルマン1型矮小回転楕円銀河の分野におけるX線源のXMM-ニュートン研究
ウィルマン1の矮小回転楕円銀河（ウィル1）の3つのXMM-ニュートン観測の分析結果を示します。X線源は、スペクトル分析、硬度比、X線と光のフラックス比、X線の変動性に加えて、光学波長と赤外線波長で利用可能なカタログとの相互相関に基づいて分類されます。ウィル1の分野で97個のソースをカタログ化しました。私たちの分類は、ウィル1に$\beta$タイプの共生星の存在を示しています。ウィル1の分野で1つのMドワーフ前景星を分類しました。背景のAGNと銀河に分類されます。私たちの研究は、Wil1のX線源の光度が0.2〜12.0keVのエネルギー範囲で$\sim$10$^{34}$ergs$^{-1}$を超えないことを示しています。近くの矮小回転楕円銀河で観測された光源の光度に似ています。
銀河のコマクラスターのGMRT観測のアップグレード：観測
アップグレードされた巨大電波電波望遠鏡を使用して、250〜500MHzと1050〜1450MHzの帯域のComa銀河クラスターをマッピングしました。これらの6.26アーク秒および2.18アーク秒の解像度の観測により、個別の点状および拡張形態の両方を示すすべての検出された電波源の詳細な電波構造を決定できます。最も明るい32（フラックス密度>=30mJy）のサブセットと優勢なソースの画像を提示し、いくつかのソースは離散的な点状の電波形態を示します。大部分の線源でシンクロトロン冷却と一致するスペクトルの急峻化が見られ、スペクトルインデックスの中央値は-0.78であり、約59％の線源が急峻なスペクトルを持っていることを示唆しています。Comaクラスター内の電波源の性質と統計的特性については、以降の論文で説明します。
ComaクラスターのNGC 4869：ツイスト、ラップ、オーバーラップ、ベンド
アップグレードされたGiantMetrewave電波望遠鏡（GMRT）を使用して、コマクラスター内のヘッドテイル無線銀河NGC4869を、250-500MHzで6.26arcsec、1050-1450MHz帯域で2.18arcsecの角度分解能でイメージングしました。アーカイブのレガシーGMRTデータは、610MHz、325MHz、240MHz、150MHzで4.9〜21.8arcsecの角度分解能でソースをイメージングするためにも使用されています。約200kpcのスケールの電波形態は、頭部から約1.4分角（=38.8kpc）のピンチと約3.4分角（=94.2kpc）の隆起の明確な存在を伴う5つの異なる領域で構成されています。頭から約3.5分角（=97kpc）で約70度の急な曲がりは、おそらく投影効果によるものです。ラジオスペクトルは、頭部からの距離の関数として漸進的なスペクトルの急峻化を示し、シンクロトロン電子の再加速と、おそらく6-208アーク秒（=2.8-96.1kpc）の領域での磁場の再生成もあるジェット。フラットスペクトルスパインを包む急峻なスペクトルシースレイヤーを報告し、スロースピードシースレイヤーに囲まれた高速移動スパインの横方向速度構造をほのめかします。また、放射電子の寿命と等分割パラメータも導き出します。特徴的な特徴のもっともらしい説明、尾部の方向に垂直な放射の尾根は、ケルビンヘルムホルツの不安定性のために表面の明るさのエッジを横切るときの、まっすぐなコリメートされた無線ジェットのフレアです。
クラス0原始星コアのALMA観測におけるダスト分極特性の統計分析
| Title |
A_statistical_analysis_of_dust_polarization_properties_in_ALMA_observations_of_Class_0_protostellar_cores |
| Authors |
V._J._M._Le_Gouellec,_A._J._Maury,_V._Guillet,_C._L._H._Hull,_J._M._Girart,_A._Verliat,_R._Mignon-Risse,_V._Valdivia,_P._Hennebelle,_M._Gonz\'alez,_F._Louvet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07186 |
最近の観測の進歩は、星形成コアで日常的に観測される偏極ダスト放出を説明するために使用されるダスト粒子整列理論に挑戦しています。ダスト粒子の整列メカニズムの理解を深めるために、クラス0プロトスターからの（サブ）ミリ波偏光ダスト放出のダースALMAマップを収集し、ダスト分極量の包括的な統計分析を実行しました。分極率P_fracの統計特性と分極位置角Sの分散を分析します。より具体的には、SとP_fracの関係、およびガスのカラム密度の関数としての積S*P_fracの変化を調査します。原始星のエンベロープで。アルマ望遠鏡で見られる原始星のエンベロープからの偏光ダスト放出に有意な相関があることがわかります。べき乗指数は、プランクが星形成雲で観測した指数とは大きく異なります。ダスト粒子の整列効率に敏感な積S*P_fracは、エンベロープカラム密度の3桁にわたってほぼ一定です。これは、星形成コアで偏極ダスト放出の大部分を生成する粒子整列メカニズムが、局所的なガス密度などの局所的な条件に系統的に依存しない可能性があることを示唆しています。最終的に、私たちの結果は、ダスト整列メカニズムがクラス0プロトスターに典型的なさまざまな局所条件でダスト偏光放射を生成するのに効率的であることを示唆しています。これらのオブジェクトに見られる粒子整列効率は、常磁性粒子の標準RAT整列によって生成される効率よりも高いようです。異なる照射条件、ダスト粒子の特性、または追加の粒子整列メカニズムなどを介して、より効率的な粒子整列がどのように観察を再現できるかを理解するには、さらに調査が必要になります。
順行性および逆行性天の川星の化学力学
| Title |
Chemo-dynamics_of_prograde_and_retrograde_Milky_Way_stars |
| Authors |
Georges_Kordopatis,_Alejandra_Recio-Blanco,_Mathias_Schultheis,_Vanessa_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07192 |
コンテキスト：ガイアエンケラドスなどのエネルギー角運動量空間で際立つ恒星系の最近の発見にもかかわらず、天の川の降着の歴史はまだ不明です。特に、これらのグループがどのようにリンクされているか、およびそれらがどの程度うまく混合されているかはまだ不明です。目的：私たちは、プログラードとレトログラード（逆回転）の星の間の特性の類似点と相違点を調査し、それらの結果をガイアエンケラドス、タムノス、および他の提案された降着個体群の特性と関連付けます。方法：主要な大規模な分光測量（APOGEE、Gaia-ESO、GALAH、LAMOST、RAVE、SEGUE）の恒星の金属性を、Gaiaの2回目のデータリリースからの天文学および測光データと組み合わせて使用します。混合母集団の存在の質的指標として、放射状および垂直の金属性勾配の存在と、方位角速度$v_\phi$と金属性[M/H]の間の可能な相関を調査します。結果：（1）銀河中心と銀河平面からさまざまな距離の逆行軌道上に、超金属に富む少数の星が存在することがわかりました。（2）逆回転する星は、よく混合された集団のように見え、放射状および垂直の金属勾配がそれぞれ$\sim-0.04$dex/kpcおよび$-0.06$dex/kpcのオーダーで示されます。銀河のさまざまな領域をプローブするときの変動。（3）進行する星は$v_\phi-[M/H]$の関係を示し、平面からの距離の関数として平坦化し、おそらく逆転さえします。（5）タムノス星とガイア-エンケラドス星は異なる集団であるように見えますが、偏心対金属性空間の同じ傾向に従っているため、非常に関連しています。
EGRETソースの提案された無線対応の非常に長いベースライン干渉測定観測
| Title |
Very_Long_Baseline_Interferometry_Observations_of_the_Proposed_Radio_Counterpart_of_an_EGRET_Source |
| Authors |
Patrik_Mil\'an_Veres,_Krisztina_\'Eva_Gab\'anyi,_S\'andor_Frey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07247 |
エネルギー源ガンマ線によって検出された${\gamma}$線源、3EGJ1824+3441の提案された無線対応物である、電波源NVSSJ182659+343113（以下、J1826+3431）の高解像度電波干渉イメージング観察を提示しますコンプトンガンマ線天文台に搭載された実験望遠鏡（EGRET）。アーカイブのマルチ周波数の非常に長いベースライン干渉データの8つのエポックを分析しました。ソースの非対称コアジェット構造を画像化し、ジェットの見かけの超光速運動を検出しました。最も高い観測周波数である15.3GHzでは、コアは高輝度温度を示し、ドップラーブーストを示します。さらに、無線機能には、大きな磁束密度の変動があります。これらの発見は、blazarJ1826+3431と可能な${\gamma}$線源、3EGJ1824+3441との関連性に関する以前の主張を強化しています。
$ \ gamma $ -rayブレーザーのビーム化および非ビーム化放射
| Title |
Beamed_and_unbeamed_emission_of_$\gamma$-ray_blazars |
| Authors |
Zhiyuan_Pei,_Junhui_Fan,_Jianghe_Yang_and_Denis_Bastieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06624 |
電波放射の2成分モデルは、活動銀河核（AGN）、特にブレザーの電波観測特性を説明するために使用されています。この作業では、2つのコンポーネントのアイデアを$\gamma$-ray放射に拡張し、ブレザーの$\gamma$-ray出力の合計が相対論的にビーム化されたコンポーネントとビーム化されていないコンポーネントで構成されると想定します。基本的な考え方は、無線コア優勢パラメーターと$\gamma$光線のビームファクターの間の相関関係を利用します。そのために、フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）の4番目のソースカタログから取得した584のブレザーの大きなサンプルについてこの相関を評価し、それらの$\gamma$-rayコア優勢パラメーターを無線コア優勢と相関させました。パラメーター。次に、$\gamma$-rayビーム係数を使用して、ビーム成分と非ビーム成分を推定します。私たちの分析は、ブレザーの$\gamma$線の放出が主にビーム成分からのものであることを確認しています。
超巨大ブラックホールの周りの偏心潮汐破壊イベントディスク：動力学と熱放出
| Title |
Eccentric_Tidal_Disruption_Event_Disks_around_Supermassive_Black_Holes:_Dynamics_and_Thermal_Emission |
| Authors |
J._J._Zanazzi_and_Gordon_I._Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06636 |
SuperMassiveBlackHole（SMBH）の周りの星の潮汐破壊イベント（TDE）の後で、恒星のデブリストリームが急速に循環してコンパクトディスクを形成する場合、TDE放出は軟X線または遠超バイオレット（UV）。多くのTDE候補が近紫外およびピークでピークになることが観察されているという事実は、従来のTDE放出モデルに挑戦しています。圧力力を介して断熱的に通信し、ほぼ放物線状のデブリストリームの循環中に散逸するエネルギーによって加熱されるネストされた楕円軌道のシーケンスとしてディスクを理想化することにより、高度偏心TDEディスクのダイナミクスと熱放射を調査します。SMBHからの一般相対論的apsidal歳差の影響。私たちは、均一に歳差運動し、無秩序に整列し、非常に偏心したTDEディスクのプロパティを計算し、現実的なTDEプロパティ（SMBHと恒星の質量、近点距離など）に非常に偏心したディスクソリューションが存在することを見つけます。近点近端（アポアプシス）近くの圧縮加熱（冷却）を考慮に入れると、理想的な偏心ディスクモデルは、多くの光学的に明るいTDE候補のX線およびUV/光学光度と一致する発光を生成できることがわかります。私たちの仕事は、TDE放出の衝撃加熱モデルから予想される熱放出を定量化しようとし、ストリームとストリームの衝突が光学的に明るいTDEに電力を供給する有望な方法であることを発見します。
ブラックホールの近くの重力レンズ効果は、光線がイベントの地平線を複数回周回できるほど強力です。1つのイベントで複数の方向に放出された光子は、おそらく降着プラズマの局所的で衝撃的な加熱が原因で、遠くの観測者に複数の経路をたどります。カージオメトリでは、各パスは、明確な光の移動時間とイメージプレーン内の明確な到着位置に関連付けられており、ブラックホールの輝きを生み出しています。この一連の到着時間と位置は、ブラックホールの質量とスピンを一意にエンコードし、束縛された光子軌道の特性の観点から理解できます。カーグリマーの幾何学的に動機付けられた処理を提供し、グリマーが有限解像度の観測で測定できることを示すために、単純なホットスポットモデルに対して数値的に評価します。カー仮説の検定に対する潜在的な測定方法とその意味について説明します。
シェル型超新星残骸のTeVガンマ線形態のシミュレーション
局所磁場方向が衝撃法線に準平行である場合、超新星残骸（SNR）衝撃は宇宙線（CR）陽子加速の好ましいサイトを提供します。移動メッシュの磁気流体力学（MHD）コードAREPOを使用して、さまざまな磁場トポロジー、密度分布の勾配と大規模な変動を組み合わせた、セドフ-テイラー相でのCR加速を備えた一連のSNRシミュレーションを示します。私たちのコア崩壊SNR-$10^4$のコントラストを持つ密集した塊を持つ多相星間物質。TeVガンマ線放出のハドロンガンマ線放出モデルを仮定すると、$\delta\rho/\rho_0\gtrsim75$パーセントの大振幅密度変動が、ガンマ線放射率をaで強く変調するために必要であることがわかります加速効率が磁気的傾斜から独立しているストローマンのモデル。しかしながら、これは衝撃波面の強い波形を引き起こし、ガンマ線観測では除外されます。対照的に、磁気傾斜に依存する加速は、プラズマ粒子に由来する単一のモデルで、SN1006（均一な磁場の場合）からVelaJuniorおよびRXJ1713（乱流の場合）までの範囲のガンマ線形態の観測された分散を簡単に説明できます。-セル内シミュレーション。SN1006の最適モデルには、南からの$\nabla{n}\simeq0.0034〜\mathrm{cm}^{-3}〜\mathrm{pc}^{-1}$の大規模密度勾配があります-西から北東、および空の平面が$\lesssim10^\circ$の磁気傾斜。ヴェラジュニアとRXJ1713に最適なモデルは、乱流磁場と密集した塊の組み合わせを採用して、TeVガンマ線の形態と中程度の衝撃波形を説明しています。
チョーク降着モデルは、赤道を極密度のコントラストに設定することにより、球状対称降着流が流入-流出構成に移行する純粋な流体力学的メカニズムで構成されます。このシナリオは、中心付加体としての（回転しない）シュヴァルツシルトブラックホールの場合と、非相対論的極限で研究されています。この記事では、カーのブラックホール（回転）への完全な流体の付着を研究することにより、これらの以前の研究を一般化します。まず、固い状態方程式を使用して、超相対論的完全流体の定常状態の非回転解析解を使用してメカニズムを説明します。次に、流体力学的数値シミュレーションを使用して、より一般的な状態方程式を探索します。フローに対するブラックホールの回転の影響を分析すると、特に、ブラックホールのスピンパラメータのすべての可能な値に対してチョーク降着の流入/流出形態が優勢であり、モデルのロバスト性を示していることがわかります。
| Title |
Black_hole_-_neutron_star_mergers:_the_first_mass_gap_and_kilonovae |
| Authors |
P._Drozda,_K._Belczynski,_R._O'Shaughnessy,_T._Bulik_and_C.L._Fryer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06655 |
X線バイナリの観察は、質量範囲が$\sim2-5$$M_{\odot}$のコンパクトオブジェクトの不足を示しており、この（最初の質量）ギャップの存在を使用して、コア崩壊超新星の背後にあるエンジン。LIGO/おとめ座観測は、2進コンパクト残骸質量の独立した測定値を提供し、いくつかの候補の最初の質量ギャップオブジェクト（NSまたはBH）がO3サイエンスランで観測されました。孤立した古典的なバイナリ進化のフレームワークでBHNS合併の形成を研究します。人口合成法を使用して、宇宙の時間全体で連星（人口IおよびII）を進化させます。孤立した古典的なバイナリ進化から予測されるBH-NSマージは、ローカル宇宙（$z\約0$）で十分に豊富（$\sim0.4-10$$Gpc^{-3}yr^{-1}$）です。観測されたLIGO/Virgo候補を生成します。マージシステムにおけるNSとBHの質量比（$q=M_{\rmNS}/M_{\rmBH}$）の結果を示し、質量比が$q=0.02$のシステムでも、存在する場合、LIGO/Virgoで検出可能なBH-NSマージャーのごく一部（$\sim0.05\％-5\％$）のみが、質量比が$q=0.05$未満です。（遅延した）超新星エンジンに適切な制約がある場合、LIGO/VirgoBH-NSマージの$\sim30-40\％$がギャップに少なくとも1つのコンパクトオブジェクトをホストする可能性があることがわかります。コンパクトオブジェクトの形成の背後にあるプロセスの不確実性は、統合中に質量を放出するBH-NSシステムの割合が$\sim0-9\％$であることを意味します。私たちのリファレンスでは、BH-NS合併の$\sim0.2\％$のみが質量放出を持ち、ほぼ同じパーセンテージで大きな新星（スバルクラス）でも検出される可能性があるほど十分に明るい新星を生成することがわかります）$8$m望遠鏡。興味深いことに、これらすべての合併では、最初の質量ギャップにBHとNSの両方が含まれます。
| Title |
Unveiling_sub-parsec_supermassive_black_hole_binary_candidates_in_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Roberto_Serafinelli,_Paola_Severgnini,_Valentina_Braito,_Roberto_Della_Ceca,_Cristian_Vignali,_Filippo_Ambrosino,_Claudia_Cicone,_Alessandra_Zaino,_Massimo_Dotti,_Alberto_Sesana,_Vittoria_E._Gianolli,_Lucia_Ballo,_Valentina_La_Parola,_Gabriele_A._Matzeu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06662 |
とらえどころのない超大質量ブラックホールバイナリ（SMBHB）は、最終的な合体フェーズに先立つ、銀河の合併の最後から2番目の段階であると考えられています。SMBHBは連続的な重力波の発生源であり、パルサータイミングアレイで検出できる可能性があります。候補の特定は、ターゲットを絞った重力波検索の実行に役立ちます。活動銀河核（AGN）の最も内側の部分に起源があるため、X線は、二重のFeK$\alpha$輝線または光度曲線の周期性のいずれかによって、SMBHBの存在を明らかにする有望なツールです。ここでは、Swift-BAT105ヶ月の光度曲線に周期的な信号が存在することによりSMBHBを選択する新しい方法について報告します。私たちの手法はフィッシャーの正確なg検定に基づいており、色付きノイズの存在の可能性を考慮しています。私たちの調査のために選択された553AGNの中で、SMBFBの候補として浮上したのはSeyfert1.5Mrk915だけでした。その後の光度曲線の分析から、期間$P_0=35\pm2$が見つかり、帰無仮説は$3.7\sigma$信頼水準で棄却されます。また、文献で以前に唯一X線で選択されたバイナリ候補光源、セイファート2銀河MCG+11-11-032のBAT光度曲線の詳細な分析も示します。以前に報告された二重のFeK$\alpha$輝線から推測されたものと一致する$P_0=26.3\pm0.6$ヶ月を見つけます。
ストリップエンベロープ超新星のニッケルの質量分布：追加の電源への影響
| Title |
The_Nickel_Mass_Distribution_of_Stripped-Envelope_Supernovae:_Implications_for_Additional_Power_Sources |
| Authors |
Niloufar_Afsariardchi,_Maria_R._Drout,_David_Khatami,_Christopher_D._Matzner,_Dae-Sik_Moon,_Yuan_Qi_Ni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06683 |
27のストリップエンベロープ超新星（SESNe）のニッケルの質量（$M_{Ni}$）の系統的な研究を行います。これらのライトカーブのテールをモデル化することにより、立ち上がり時間と遅延時間の範囲が十分に制約されています。観測されたピーク時間（$t_p$）と光度（$L_p$）でArnettのルールを使用すると、SESNの$M_{Ni}$が$\sim$2の係数で過大評価されることがわかります。最近、Khatami2019は、Arnettモデルのいくつかの制限に対処するが、$$beta$に依存する、$t_p$と$L_p$をその$M_{Ni}$に関連付ける新しい分析モデルを発表しました。前駆細胞系と爆発メカニズムに敏感。$\beta$を初めて観測的に調整します---0.0<$\beta$<1.7を見つけます。散布にもかかわらず、私たちはこれらの調整された$\beta$値と組み合わせたKhatami2019のモデルが、光球データのみが利用可能な場合に$M_{Ni}$の測定を大幅に改善することを示しています。ただし、これらの$\beta$値は、主に観測されたサンプルの$L_p$が大幅に高いため、数値シミュレーションから推定された値よりも低くなっています。この不一致を調査し、構成、混合、および非対称性による影響が$L_p$を増加させる可能性がある一方で、体系的に低い$\beta$値を説明できるものはないことを発見しました。ただし、観測されたサンプルの$L_p$の$\sim$7-50\％がニッケルの放射性崩壊以外のソースからのものである場合、シミュレーションとの不一致は緩和できます。衝撃冷却またはマグネタースピンダウンのいずれかが必要な光度を提供する可能性があり、前者はSESNの実質的な部分が後期段階の質量損失またはエンベロープインフレーションを受けることを必要とします。最後に、測定を改善しても、SESNの$M_{Ni}$値はHリッチタイプIISNの値より$\sim$3倍大きいことがわかり、これらの超新星は本質的に次の点で異なることを示しています。彼らの前駆細胞の初期の質量分布または爆発メカニズム。
プラトー後の段階でのスウィフトによって観測されたガンマ線バーストとGRB基本面の閉鎖関係の調査について
| Title |
On_the_investigation_of_the_closure_relations_for_Gamma-Ray_Bursts_observed_by_Swift_in_the_post-plateau_phase_and_the_GRB_fundamental_plane |
| Authors |
Gokul_Prem_Srinivasaragavan,_Maria_Giovanna_Dainotti,_Nissim_Fraija,_Xavier_Hernandez,_Shigehiro_Nagataki,_Luke_Bowden,_Robert_Wagner,_Aleksander_Lenart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06740 |
ガンマ線バースト（GRB）は、ビッグバンに続く宇宙で最も爆発的な現象です。GRBライトカーブ（LC）の大部分は、X線のプラトーを示しています。NeilGehrelsSwiftObservatoryの打ち上げから2019年8月まで観測されたプラトー放射を使用して、すべてのGRB（既知および未知の赤方偏移を含む）の最も包括的な分析を実行します。プラトーを示す455LCをフィッティングし、これらのLCが閉鎖関係、関係に従うかどうかを調査します外部フォワードショック（ES）モデル内の2つの異なる天体物理環境と冷却方式に対応する残光の時間的およびスペクトルインデックス間で、ESモデルが大部分のケースで機能することを確認します。最も好ましい環境は、一定密度の星間または徐冷の風媒質です。また、プラトー放射の終わりでの静止フレーム時間と光度、およびこの拡大されたサンプルのピークプロンプト光度との間の基本平面関係の存在を確認し、既知の赤方偏移の天体物理的環境に対応するグループでこの関係をテストしますサンプル。平面は、最適なパラメーターと分散の観点から、これらの環境に対応する重要な判別式になります。天体物理学的環境に関して閉鎖関係が満たされているほとんどのGRBには、比較的平坦なプラトーを持つ長いGRBのサブセットであるゴールドGRBの1シグマ以内で互換性のある固有の分散シグマがあります。また、高速冷却レジームを示す閉鎖関係を満たすGRBは、これまでに文献で見られたものよりもシグマが低いことがわかります。
タイプIbおよびIc超新星のモデル光度曲線
モンテカルロコードを使用して、SEDONA、マルチバンドフォトメトリー、およびスペクトルが計算されます。モデルは、近いバイナリでの進化を表しています。2.2-5.6$M_\odot$の範囲の超新星以前の質量をもつサブセットには、観測されたタイプIbおよびIc超新星と共通する多くの特性があります。これには、2$M_\odot$付近の噴出中央値、$1\付近の爆発エネルギーなど時間10^{51}$エルグ、通常の$^{56}$Ni質量0.07-0.09$M_\odot$、約20日のピーク時間、および$V$-$R$カラーインデックスの狭い範囲100.3等近くで最大$V$をポストします。ただし、10$^{42.3}$ergs$^{-1}$付近のピークボロメータ光度の中央値は、いくつかの観測表よりも暗く、最も明るい爆発では、ボロメータ光度はわずか10$^{42.50}です。$ergs$^{-1}$。ピーク時の最も明るい絶対$B$、$V$、および$R$の等級は、$-17.0$、$-17.8$、および$-18.0$です。これらの制限は、いくつかの典型的なタイプIbおよびIc超新星よりも暗く、モデルまたは観測分析の問題を反映している可能性があります。ヘリウムスターの質量が小さい場合と大きい場合も、高速でかすかな青色のトランジェントや長くて赤いかすかなTypeIc超新星など、興味深いトランジェントが生成されます。新しいモデルは、SN2007Y、SN2007gr、SN2009jf、LSQ13abf、SN2008D、およびSN2010X用に特別に提示されています。
GW190521と同様のバイナリブラックホールの形成、人口IIIのバイナリスター進化からの総質量$ \ sim 150 \、M _ {\ odot} $
| Title |
Formation_of_Binary_Black_Hole_Similar_to_GW190521_with_a_Total_Mass_of_$\sim_150\,M_{\odot}$_from_Population_III_Binary_Star_Evolution |
| Authors |
Tomoya_Kinugawa,_Takashi_Nakamura,_and_Hiroyuki_Nakano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06922 |
ゼロ金属（母集団III）星の場合、二元集団III星の進化からの二元ブラックホールの総質量は$\sim150\、M_{\odot}$であり、二元ブラックホールの質量と一致することを示します。、最近GW190521がLIGO/Virgoによって発見されました。このようなバイナリブラックホールの合併のイベント率は、0.13--0.66$〜{\rmyr^{-1}〜Gpc^{-3}}$と推定され、0.02--0.43$の観測値と一致しています。〜{\rmyr^{-1}〜Gpc^{-3}}$。
CR Energy SPectrum（CRESP）アルゴリズムのPIERNIK MHDコードでの実装。 I.オイラー格子上のCR電子のスペクトル分解伝搬
| Title |
Implementation_of_CR_Energy_SPectrum_(CRESP)_algorithm_in_PIERNIK_MHD_code._I._Spectrally_resolved_propagation_of_CR_electrons_on_Eulerian_grids |
| Authors |
Mateusz_Ogrodnik,_Micha{\l}_Hanasz_and_Dominik_W\'olta\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06941 |
オイラーグリッド上のMHDシステムに結合された宇宙線（CR）のスペクトル進化を追跡する効率的なアルゴリズムを提示します。このアルゴリズムは、銀河系星間物質のMHDシミュレーションにおけるCRエネルギースペクトル進化の研究専用です。CRトランスポートの基本アルゴリズムは、Fonker-PlanckCRトランスポート方程式を少数の運動量ビンで解くために、CoarseGrainedMomentumFinalVolume（CGMV）とも呼ばれる2モーメント区分べき法則法に依存しています。運動量座標の数十年に及ぶ。オイラー格子上のCR電子の移流と拡散を含めることにより、この方法の拡張を提案します。私たちの方法は、スペクトルカットオフを含む運動量ビンの特別な処理を含みます。固定幅の通常のビンとは異なり、これらのビンには可変幅があり、それらの外縁はスペクトルカットオフと一致します。カットオフ位置は、CRスペクトルエネルギー密度の最小の物理的に有意なレベルを表す追加パラメーターの想定される小さな値について、外部ビンの粒子数密度とエネルギー密度から推定されます。一連の基本テストを実行してアルゴリズムを検証し、可能な場合は常に、テストシミュレーションの結果が妥当な精度で類似の分析ソリューションの結果に対応していることを示します。銀河系のCRによる風の問題のより複雑なテストでは、CR集団の移流、拡散、断熱、およびシンクロトロン冷却の影響に関する期待と一致する結果が得られます。
反った、磁気的にねじ込まれた降着円盤が及ぼすトルクについて
ほとんどの天体物理降着円盤はたわむ可能性があります。X線連星では、降着する中性子星のスピン進化は、中性子星の磁場と降着円盤の間の相互作用に決定的に依存しています。中性子星からの磁力線によって磁気的にスレッド化されたコプレーナディスクによって発揮される降着トルクに関する広範な調査が行われていますが、反り/傾斜した降着ディスクに関する関連する研究はまだありません。この論文では、単純な2成分モデルを開発します。このモデルでは、ディスクは内側のコプレーナ部分と外側の傾斜部分で構成されています。トロイダル磁場成分の形成と進化に関する標準的な仮定に基づいて、無次元トルクを導出し、反り/タイトルの付いたディスクは、共面のディスクと比較して中性子星をスピンアップする可能性が高いことを示します。トルクのさまざまな初期パラメータの。
IMXB HZ Her / Her X-1の$ B $および$ V $光曲線の35日超軌道サイクルのモデリング
| Title |
Modeling_of_35-day_superorbital_cycle_of_$B$_and_$V$_light_curves_of_IMXB_HZ_Her/Her_X-1 |
| Authors |
D._A._Kolesnikov,_N._I._Shakura,_K._A._Postnov,_I._M._Volkov,_I._F._Bikmaev,_T._R._Irsmambetova,_R._Staubert,_J._Wilms,_E._Irtuganov,_P._Yu._Golyshev,_S._Yu._Shugarov,_I._V._Nikolenko,_E._M._Trunkovsky,_G._Sch\"onherr,_A._Schwope,_D._Klochkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07181 |
X線バイナリHerX-1は、降着中性子星と光学コンポーネントHZHerで構成されています。このシステムの35日間のX線超軌道変動は、1972年にウフル衛星によって発見されて以来知られており、軌道面に対して傾いた反り降着円盤の強制歳差運動が原因であると考えられています。HZHerの35日間の光学的変動の観測された特徴は、強制ディスクの周期に近い中性子星の自由歳差運動によって説明できると主張します。モデルパラメータには次のものが含まれます。a）中性子星のX線輝度。b）降着円盤からの光束;c）降着円盤の内縁と外縁の傾き。中性子星のない歳差運動と非定常ガス流の動的作用との間の結合に基づく可能な同期メカニズムについて説明します。
統一された相互作用するクォーク物質とその天体物理学的意味
アップダウンクォーク物質（$ud$QM）と奇妙なクォーク物質（SQM）の両方について、摂動QCD補正と色超伝導を含む相互作用するクォーク物質（IQM）を調査します。最初に、簡単な再パラメーター化と再スケーリングによってすべてのケースを統合する状態方程式（EOS）を導出します。これにより、自由度の数を最大限に減らすことができます。非相互作用のクォーク物質に対する従来のEOS$p=1/3（\rho-4B_{\rmeff}）$とは対照的に、統合されたIQMEOSに非常に強く相互作用する制限を適用すると、$p=\rho-2B_{\rmeff}$、ここで$B_{\rmeff}$は有効なバッグ定数です。統合されたEOSを使用して、IQMで構成される純粋な相互作用クォークスター（IQS）の特性を調査します。パルサー質量測定、NICER分析、バイナリー合流重力波イベントGW170817、GW190425、およびGW190814などの最近の天体観測が、パラメーター空間をさらに制約する方法について説明します。IQSの最大許容質量の上限は、$M_{\rmTOV}\lesssim3.23M_{\odot}$です。私たちの分析は、最近報告されたGW190814の二次成分（$M=2.59^{+0.08}_{-0.09}\、M_{\odot}$）を含む現在観測されているコンパクトスターがクォークスターで構成されている可能性があるという新しい可能性を示しています。相互作用する上下のクォーク物質の。
中性子星ブラックホール合体S200105aeおよびS200115jの光学的追跡調査
| Title |
Optical_follow-up_of_the_neutron_star-black_hole_mergers_S200105ae_and_S200115j |
| Authors |
Shreya_Anand,_Michael_W._Coughlin,_Mansi_M._Kasliwal,_Mattia_Bulla,_Tom\'as_Ahumada,_Ana_Sagu\'es_Carracedo,_Mouza_Almualla,_Igor_Andreoni,_Robert_Stein,_Francois_Foucart,_Leo_P._Singer,_Jesper_Sollerman,_Eric_C._Bellm,_Bryce_Bolin,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_Alberto_J._Castro-Tirado,_S._Bradley_Cenko,_Kishalay_De,_Richard_G._Dekany,_Dmitry_A._Duev,_Michael_Feeney,_Christoffer_Fremling,_Daniel_A._Goldstein,_V._Zach_Golkhou,_Matthew_J._Graham,_Nidhal_Guessoum,_Matthew_J._Hankins,_Youdong_Hu,_Albert_K._H._Kong,_Erik_C._Kool,_S._R._Kulkarni,_Harsh_Kumar,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Przemek_Mr\'oz,_Samaya_Nissanke,_Michael_Porter,_Simeon_Reusch,_Reed_Riddle,_Philippe_Rosnet,_Ben_Rusholme,_Eugene_Serabyn,_R._S\'anchez-Ram\'irez,_Mickael_Rigault,_David_L._Shupe,_Roger_Smith,_Maayane_T._Soumagnac,_Richard_Walters,_and_Azamat_F._Valeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07210 |
LIGOとVirgoの3番目の観測ラン（O3）は、重力波における最初の中性子スターブラックホール（NSBH）の統合候補を明らかにしました。これらのイベントは、r/プロセスエレメントを合成して、光学/近赤外「キロノバ」（KN）放射を生成すると予測されています。共同重力波（GW）とNSBH合併の電磁検出を使用して、高密度核物質の状態方程式を制約し、宇宙の局所膨張率を個別に測定できます。ここでは、これまでに検出された3つの重要度の高いNSBH合併候補のうちの2つ、S200105aeおよびS200115jの光学的フォローアップと分析を、ZwickyTransientFacility（ZTF）で示します。ZTFは$\sim$\、48\％ofS200105aeと$\sim$\、22\％ofS200115jのローカライズ確率を観測し、K-Neに敏感な観測は$-$17.5\よりも明るく、magは0.5\、mag/dayで衰退しましたgおよびrバンド;候補者の広範な検索と体系的なフォローアップでは、実行可能な対応は得られませんでした。これらのNSBH合併の排出特性に制約を課すNSBHシステムに合わせて調整された最新のKNモデルを提示します。深度が$\rmm_{\rmAB}\約22$magであり、メータークラスの広視野調査機器で達成可能であることを示します。噴出物の質量に強い制約があり、除外できない可能性があります。質量比が低く、BHスピンが高く、中性子星の半径が大きい。
X線スペクトルでのブラックホール事象の地平線の痕跡の観察
| Title |
Observing_imprints_of_black_hole_event_horizon_on_X-ray_spectra |
| Authors |
Srimanta_Banerjee_(TIFR,_Mumbai),_Marat_Gilfanov_(MPA,_Garching_and_IKI,_Moscow),_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_Mumbai),_Rashid_Sunyaev_(MPA,_Garching_and_IKI,_Moscow) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07222 |
中性子星（NS）とブラックホール（BH）の基本的な違いは、後者には物理的な表面がないことです。このため、BHに付着する物質の残りの運動エネルギーは、そのイベント期間内で移流されます。逆に、NSの場合、降着物質はNS表面で減速され、その運動エネルギーは最終的に放射されます。NS表面によって生成される多量の柔らかい光子は、硬い状態のX線連星のスペクトルを支配するComptonizedコンポーネントのプロパティに影響を与えます。したがって、Comptonizedスペクトルのパラメーター-電子温度$kT_{\rme}$とCompton$y$パラメーターは、BHとNSを区別するための重要なツールとして役立ちます。このホワイトペーパーでは、これまでにハードステートのBHおよびNSX線バイナリからのスペクトルの最大のサンプルを、アーカイブRXTE/PCAおよびRXTE/HEXTE観測を使用して体系的に分析しました。BHとNSは$y-kT_{\rme}$平面内の明確に異なる領域を占め、NSは$y$パラメータと電子温度の体系的に低い値で特徴付けられることがわかります。$y-kT_{\rme}$平面上のBHとNSの間の境界の形状により、それらの1次元の$y$と$kT_{\rme}$の分布は一部重複しています。X線バイナリのコンパクトオブジェクトの性質をより明確に診断する1つのパラメーターは、コンプトン増幅係数$A$によって提供され、BHとNSの境界は$A\約3.5-4$にあります。これは、安定した恒星質量BHのX線スペクトルでのイベントホライズンの痕跡の断然最も重要な検出です。
ヘラクレスX-1の35日間X線サイクルのSwift / BATおよびRXTE / ASM観察
Swift/BATおよびRXTE/ASMの観測では、X線バイナリシステムHerX-1をそれぞれ約14.5年間監視しており、どちらも約5.5年間HerX-1を監視していました。ここでは、これらの観察を使用して35日サイクルを調べます。相互相関法を使用して、Swift/BATで観測された〜150サイクルとRXTE/ASMで観測された〜150サイクルの35日サイクルのピーク時間を見つけます。これらのサイクルには、両方の装置で観察された約60が含まれます。RXTE/ASM測定のノイズレベルはSwift/BATのノイズレベルよりも大きいため、ピーク時間の不確実性が大きくなります。35日間の周期長の分布は、平均34.79d、$\sigma$が1.1dのガウス分布で近似できます。35日間の周期ピークの軌道位相の分布は、周期の76％の均一分布と、周期位相24％の軌道位相〜0.5でピークのガウス分布によく適合しています。Swift/BATからの15-50keVバンドとRXTE/ASMからの2-12keVバンドで長期平均35日間のライトカーブを構築します。高エネルギーバンドは、ShortHigh状態でより多くの変動性を示し、低エネルギーバンドは、MainHigh状態でより多くの変動性を示します。これは、35日サイクルの原因としての歳差降着ディスクモデルと一致しています。
Supernova SN 2020faa-iPTF14hlsは似ている？
| Title |
Supernova_SN_2020faa_--_an_iPTF14hls_look-alike? |
| Authors |
S._Yang,_J._Sollerman,_T.-W._Chen,_E._C._Kool,_R._Lunnan,_S._Schulze,_N._Strotjohann,_A._Horesh,_M._Kasliwal,_T._Kupfer,_A._A._Mahabal,_F._J._Masci,_P._Nugent,_D._A._Perley,_R._Riddle,_B._Rusholme,_Y._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07270 |
SN2020faaの観測結果を示します。このタイプIIの超新星は、最初の衰退から明るくなり始めた明るい光の曲線を示します。これは、文献で多くの注意と複数の解釈を受けた有名な超新星iPTF14hlsとの関係で調査されていますが、その性質とエネルギー源はまだ不明です。最初の6か月間のSN2020faaとiPTF14hlsの大きな類似性を実証し、この比較を使用して、SN2020faaの進化を予測し、あまり観測されていない初期のiPTF14hlsの進化を反映します。主に、ZwickyTransientFacilityからのgriバンドの光学光曲線と一連の光学スペクトルで構成される観測データを提示および分析します。カラーカーブ、ボロメータライトカーブを作成し、2つの超新星だけでなく、より典型的なタイプII超新星の放出速度と黒体半径の進化を比較します。光度曲線は、光度、タイムスケール、色において、最初の6か月間でiPTF14hlsのものと非常に類似しています。また、SN2020faaのスペクトル進化はタイプII超新星のものですが、iPTF14hlsで利用可能なものよりも以前のエポックをプローブします。同様の光度曲線の動作は、SN2020faaが新しいiPTF14hlsであることを示唆しています。超新星iPTF14hlsのより印象的な進化のほとんどは後で、軽い曲線のうねりと壮大な寿命を伴って来たので、私たちはこれらの観察をフォローアップ観察を支持するために提示します。一方、SN2020faaでは、iPTF14hlsの場合よりも爆発エポックに優れた制約があり、より有名な兄弟の場合よりも早い段階から分光的に監視することができました。
電子ビームリソグラフィーによって作られた反射格子のスペクトル分解能の制限
| Title |
Limiting_Spectral_Resolution_of_a_Reflection_Grating_Made_via_Electron-Beam_Lithography |
| Authors |
Casey_T._DeRoo,_Jared_Termini,_Fabien_Grise,_Randall_L._McEntaffer,_Benjamin_D._Donovan,_and_Chad_Eichfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06733 |
回折格子は、X線から光学素子への分散分光を可能にし、提案されたフラグシップやSmallSatsで顕著に機能します。これらの将来の任務の厳密な性能要件により、現在の最先端のグレーティング製造が分光計の性能を制限するかどうかを評価する必要があります。この作業では、電子ビームリソグラフィ（EBL）を使用して、厚さ1.5mm、1000nmの周期の格子を製造します。これは、将来の天文台用の格子をパターン化するための有望なリソグラフィ技術です。+/-1次で生成された回折波面を干渉測定して測定することにより、このグレーティングの限界スペクトル分解能を評価します。私たちの測定では、このグレーティングは少なくともR〜14,600の性能を備えており、私たちの評価は干渉測定の誤差によって制限されていることを示しています。EBLスティッチングエラーがグレーティングパフォーマンスに与える影響を定量化し、カスタマイズされた湾曲したグレーティングの周期エラーを測定する方法を示します。
電波干渉広視野イメージングにおける位置依存の点像分布関数応答を近似する高速アルゴリズム
| Title |
Fast_algorithms_to_approximate_the_position-dependent_point_spread_function_responses_in_radio_interferometric_wide-field_imaging |
| Authors |
M._Atemkeng,_O._Smirnov,_C._Tasse,_G._Foster_and_S._Makhathini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07010 |
広い視野、大きな比帯域幅、高感度、高スペクトルおよび時間分解能への要望により、無線干渉法は、データがスペクトルウィンドウの軸を備えた少なくとも3次元で表現されるビッグデータ革命のポイントに追いやられました。、ソースなど。各軸には独自のサブディメンションのセットがあります。これらのデータの保存と処理に関連するコストは非常に大きいため、干渉データを圧縮したり処理を高速化したりするためのいくつかの手法が調査されています。残念ながら、可視性データ圧縮のための平均化ベースの方法は、点像分布関数（PSF）が位置に依存する、つまり位相中心からの距離の関数として歪んで減衰するため、データの忠実度に有害です。PSFの位置依存性はさらに厳しくなり、広視野イメージングにはより多くのPSF計算が必要になります。デコンボリューションアルゴリズムでは、PSFを適切に減算して画像の忠実度を回復するために、メジャーサイクルとマイナーサイクルで歪みを考慮する必要があります。この方法では、デコンボリューションの反復ごとに歪んだPSFを計算する必要があるため、計算コストが高くなります。これらの位置依存のPSFをより少ない計算で近似する2つのアルゴリズムを示します。最初のアルゴリズムは$uv$平面の位置依存のPSFを近似し、2番目のアルゴリズムは画像平面の位置依存のPSFを近似します。提案されたアルゴリズムは、MeerKAT望遠鏡からのシミュレーションデータを使用して検証されます。
OGLE-GAL-ACEP-091-最初の既知のマルチモード異常セファイド
| Title |
OGLE-GAL-ACEP-091_--_The_First_Known_Multi-Mode_Anomalous_Cepheid |
| Authors |
I._Soszy\'nski,_R._Smolec,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_P._Pietrukowicz,_D._M._Skowron,_J._Skowron,_P._Mr\'oz,_R._Poleski,_S._Koz{\l}owski,_P._Iwanek,_M._Wrona,_M._Gromadzki,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06642 |
異常なセファイド（AC）は、金属が不足し、コアヘリウムを燃焼する脈動する星で、質量範囲は1.2〜2.2M_Sです。最近まで、すべての既知のACは純粋なシングルモードパルセーターでした。複数のラジアルモードで脈動するACの最初の候補-OGLE-GAL-ACEP-091-は、最近、光学重力レンズ実験（OGLE）調査の測光データベースに基づいて天の川で特定されました。このオブジェクトを分析して、実際にはトリプルモードのパルセーターであることを示します。ピーターセン図におけるその位置、フーリエ係数によって定量化された光曲線形態、およびガイア視差から導出された絶対等級は、OGLE-GAL-ACEP-091がACであるという仮定と一致しています。線形脈動モデルのグリッドは、OGLE-GAL-ACEP-091が約[Fe/H]=-0.5dexの金属度を持つ1.8M_S星であることを示しています。
VVVサーベイマイクロレンズ：遠いディスクにソースがある候補イベント
| Title |
VVV_survey_microlensing:_candidate_events_with_source_in_the_far_disk |
| Authors |
Maria_Gabriela_Navarro,_Dante_Minniti_and_Rodrigo_Contreras_Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06658 |
VVVマイクロレンズ検索は最近、銀河面の領域をb=0で-10<l<10.44deg以内で調査しました。近赤外線（IR）で、何百ものマイクロレンズ現象を発見します。このホワイトペーパーでは、バルジを越えて、銀河の遠い円盤に配置できるバックグラウンドソースを使用してマイクロレンズイベントを探索します。銀河面内のさまざまな場所にあるマイクロレンズレンズと光源の可能な構成について説明します。次に、VVV近赤外カラーマグニチュードダイアグラムとカラーカラーダイアグラムのローカルの赤いクランプの重心を使用して、これらのイベントを検索します。推定距離と適切な動きによれば、N=20のイベントでは、遠い円盤にソースが存在する可能性があります。ファーディスクソースの候補は、バルジの赤いクランプソースのタイムスケール分布の平均（t_E=36.4+-1.1日）よりも平均して長いタイムスケール（t_E=49.3+-7.9日）で表示されます。-10<l<10.44、-0.46<b<0.65度の領域でのマイクロレンズ現象の母集団は、候補のファーディスクソース（〜11％）の無視できない数のイベントが含まれています。私たちの結果は、近赤外でのローマ宇宙望遠鏡（旧WFIRST）を使用した将来のマイクロレンズ計画に照らして妥当です。
TNGを使用した恒星人口天体物理学（SPA）。古いオープンクラスターCollinder 350、Gulliver 51、NGC
7044、およびRuprecht 171
| Title |
Stellar_Population_Astrophysics_(SPA)_with_TNG._The_old_open_clusters_Collinder_350,_Gulliver_51,_NGC_7044,_and_Ruprecht_171 |
| Authors |
G._Casali,_L._Magrini,_A._Frasca,_A._Bragaglia,_G._Catanzaro,_V._D'Orazi,_R._Sordo,_E._Carretta,_L._Origlia,_G._Andreuzzi,_X._Fu,_A._Vallenari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06695 |
StellarPopulationAstrophysics（SPA）プロジェクトのフレームワークで、4つのまばらに研究されたオープンクラスター、すなわちCollinder350、Gulliver51、NGC7044、およびRuprecht171の新しい観測とスペクトル分析を示します。HARPS-NスペクトログラフをTNG望遠鏡は、4つのクラスターの15メンバー星の高解像度光学スペクトルを取得します。EW分析とスペクトルフィッティング手法の両方を使用して、恒星パラメーターを導出します。EW測定アプローチを使用して、ライト、a、アイアンピーク、およびnキャプチャー要素の元素存在量を計算します。サンプルの最も冷たい星（Teff<4300K）のEW法で導出された金属性パラメーターと恒星パラメーターの相関関係の起源を調査します。相関関係は、挑戦的な連続体の設定と、非常にクールな巨大星の状態を再現するために使用されるモデル大気の一般的な不正確さが原因である可能性があります。クラスターの特性を金属度と存在比の動径分布に配置し、Gaia-ESOおよびAPOGEE調査のクラスターと結果を比較します。2つの調査間で共通の要素の[X/Fe]-[Fe/H]および[X/Fe]-Rgcトレンドを提示し、CとLiの存在量を進化段階の関数として導き、それらを理論と比較します。モデル。SPA調査では、近隣のクラスターの化学的性質を完全に特徴付けることができます。単一のスペクトルセットを使用して、いくつかの化学元素の化学存在量を提供します。これは、最大の2つの調査を組み合わせた場合に得られるものに匹敵します。私たちのクラスターの金属性と存在比は、最近の文献で定義された放射状分布に非常によく適合しており、銀河内の存在量の空間分布を概説するための星団の重要性を強化しています。さらに、CとLiの豊富さは、それらの質量と金属性の進化的処方と一致します。
GSTによる小規模フラックス出現の高解像度観察
最近の観測では、太陽活動領域の初期段階を構成するフラックス領域の出現が、多数の小規模磁気要素の出現で構成されていることが示されました。それらは相互作用し、結合し、成熟した黒点を形成します。ただし、観測装置の制限により、サブアーク秒の解像度で光球上の微細な磁気構造を観測することは非常にまれです。この作業では、1.6mのGoode太陽望遠鏡の高解像度を活用して、2017年7月13日のNOAAAR12665のベクトル磁場、連続体画像、H{\alpha}観測を共同で分析し、小規模なフラックスの出現の兆候、およびそれらが光球と彩層の複数の高さから出現するときのそれらの大気応答。このような0.1"〜0.2"の高解像度の下で、私たちの結果は、2種類の小規模な磁束の出現を確認します。新しく形成される顆粒に関連する磁束シートの出現と、従来の磁束ループの出現です。フラックスシートのみが新たな磁場の方向に沿って顆粒を伸長し、横方向に拡大する一方で、広帯域TiOでの直接イメージングにより、両方のタイプのフラックス出現が顆粒境界の暗化に関連していることがわかります。寿命が10〜15分の場合、出現する垂直フラックスの合計は、どちらのタイプの出現でも10$^{18}$Mxのオーダーです。垂直磁場と水平磁場の大きさはフラックスシートで同等ですが、前者はフラックスループでより強力です。H{\alpha}の観測から、磁気ループの出現時に翼に一時的な増光が見られることがわかります。これは、おそらくエラマン爆弾の特徴です。
コロナ加熱の状況におけるAIA観測への遷移領域の寄与
| Title |
Transition_region_contribution_to_AIA_observations_in_the_context_of_coronal_heating |
| Authors |
Samuel_J._Schonfeld,_James_A._Klimchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06759 |
遷移領域とコロナループのコロナコロナループからの相対的な寄与を、太陽力学天文台（SDO）の大気イメージングアセンブリ（AIA）で観測しました。EBTEL（ループのエンタルピーベースの熱進化）流体力学的シミュレーションを使用して、さまざまな勾配とイベント間の最小遅延のべき乗則分布から引き出されたイベントによってランダムに加熱された複数の長さとエネルギー束を持つループをモデル化し、これらの各パラメーターが観測可能な影響に与える影響を調査しますループのプロパティ。実現ごとにコロナと遷移領域からAIA強度を生成します。これらの異なるパラメーターを使用して生成されたモデル内およびモデル間の変動は、コロナ加熱の詳細に対する狭帯域イメージングの感度を示しています。次に、遷移領域と多数の観測されたアクティブ領域からのコロナ放射を分析し、モデルの傾向との広い一致を見つけます。モデルと観測値の両方で、遷移領域の明るさは重要であり、多くの場合、6つすべての「冠状」AIAチャンネルの冠状の明るさよりも大きくなります。また、ピーク温度の低温方向の微分放射測定（DEM）の勾配と、観測されたコロナと遷移領域の強度の比率との間の、加熱理論と一致する逆関係を特定します。これらの結果は、狭帯域観測の使用と、コロナ加熱の調査において遷移領域を適切に考慮することの重要性を強調しています。
Waldo（および彼の友人）はどこにいますか？時間領域天文学のための異常検出アルゴリズムの比較
| Title |
Where_is_Waldo_(and_his_friends)?_A_comparison_of_anomaly_detection_algorithms_for_time-domain_astronomy |
| Authors |
Juan_Rafael_Mart\'inez-Galarza,_Federica_Bianco,_Dennis_Crake,_Kushal_Tirumala,_Ashish_A._Mahabal,_Matthew_J._Graham_and_Daniel_Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06760 |
宇宙に関する私たちの理解は、超新星キャンペーンのような既知の現象についての意図的で対象を絞った研究を通じて、宇宙の加速された拡大を発見することを可能にしました。木星の衛星、および1I/'Oumuamuaのような星間物体の発見により、私たちは宇宙を説明し、新しい理論を開発するための枠組みを再考する必要がありました。CatalinaRealtime-TransientSurveyやZwickyTransientFacilityなどの最近の調査、およびRubinLegacySurveyofSpaceandTimeなどの今後の調査では、時間から年までのすべての時間スケールでの天体物理学的トランジェントのパラメータ空間を調査し、新しい予期しない現象を発見する機会。このホワイトペーパーでは、新しいオブジェクトを特定し、大規模な時系列データセット内でそれらをコンテキスト化して、新しいオブジェクト、オブジェクトの新しいクラス、およびそれらの異常な性質の物理的解釈を容易にする戦略を調査します。異常検出のためのツリーベースのアルゴリズムと多様体学習アルゴリズムを比較します。これらのアルゴリズムは、ケプラー天文台からの光曲線のデータセットに適用され、真正な異常なボヤジアンの星を含みます。前処理と機能エンジニアリングスキームの影響を評価し、\emph{Gaia}の色と光度の情報でケプラーデータを拡張することにより、モデルが異常と特定した天体の天体物理学的性質を調査します。組み合わせて使用される複数のモデルは、新しい時系列を特定するだけでなく、それらと現象論的および天体物理学的特性を共有し、それらの異常特性の解釈を容易にするオブジェクトを見つけるための有望な戦略であることがわかります。
LAMOST-{\ sl Kepler} / {\ sl K} 2調査のフェーズ\ RNum {2}。 \ RNum {1}。中解像度の分光観測の時系列
| Title |
Phase_\RNum{2}_of_the_LAMOST-{\sl_Kepler}/{\sl_K}2_survey._\RNum{1}._Time_series_of_medium-resolution_spectroscopic_observations |
| Authors |
Weikai_Zong,_Jian-Ning_Fu,_Peter_De_Cat,_Jiaxin_Wang,_Jianrong_Shi,_Ali_Luo,_Haotong_Zhang,_A._Frasca,_J._Molenda-_\.Zakowicz,_R._O._Gray,_C._J._Corbally,_G._Catanzaro,_Tianqi_Cang,_Jiangtao_Wang,_Jianjun_Chen,_Yonghui_Hou,_Jiaming_Liu,_Hubiao_Niu,_Yang_Pan,_Hao_Tian,_Hongliang_Yan,_Yong_Zhang,_and_Heng_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06843 |
2018年に開始されたLAMOST-{\slKepler/K}2調査（LK-MRS）のフェーズ\RNum{2}は、中解像度のスペクトル（$R\sim7,500$、以下MRS）の収集を目的としています。5年間（2018年9月から6月2023年まで）に複数回訪問（$\sim60$エポック）した$50,000$スター。{\slKepler}フィールドと6つの{\slK}2キャンペーンに分散した20のフットプリントを選択しました。各プレートには$\sim2,000$から$\sim3,000$の範囲の星が含まれています。LK-MRSは、観測の最初の1年間で、青色と赤色の波長範囲でそれぞれ$\sim280,000$および$\sim369,000$の高品質スペクトルをすでに収集しています。$21,053$ターゲットの$\sim259,000$スペクトルの大気パラメーターと動径速度は、LASPパイプラインによって正常に計算されました。有効温度、表面重力、金属性、および半径方向速度の内部不確実性は、$100$\、K、$0.15$\、dex、$0.09$\、dex、および$1.00$\、km\、s$^{であることがわかります-1}$、それぞれ。$\sim70\％$、$\sim95\の一部に対応する、LAMOST低解像度調査（LRS）、GAIAおよびAPOGEEのターゲットと共通の$14,997$、$20,091$、および$1,514$の星が見つかりました％$および$\sim7.2\％$。一般に、LK-MRSスペクトルから導出されたパラメーターは、LRSおよびAPOGEEスペクトルから取得されたパラメーターと一致しますが、APOGEEからの測定と比較すると、表面重力が減少するにつれて散乱が増加します。有効温度のGAIA値で大きな不一致が見つかりました。LK-MRSとGAIA、LK-MRSとAPOGEEの動径速度の比較は、平均が\\mu\sim1.10$および$0.73$\、km\、s$^{-1}$のガウス分布に従います。それぞれ。
0.13AUまでの内部太陽圏の開放磁束の測定
| Title |
Measurement_of_the_Open_Magnetic_Flux_in_the_Inner_Heliosphere_down_to_0.13AU |
| Authors |
Samuel_T._Badman,_Stuart_D._Bale,_Alexis_P._Rouillard,_Trevor_A._Bowen,_John_W._Bonnell,_Keith_Goetz,_Peter_R_Harvey,_Robert_J._MacDowall,_David_M._Malaspina,_Marc_Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06844 |
（要約）目的：パーカーソーラープローブ（PSP）データを使用して、太陽圏磁束（$\Phi_H$）のロバストな推定値を決定し、これが真のオープンフラックス（$\Phi_{open}$）、時間と空間への依存を評価し、ポテンシャルフィールドソースサーフェス（PFSS）モデルからの単純な推定と比較します。方法：PSP、STEREOA、Windのデータを使用して、さまざまな計算方法を比較します。推定値に対する変動と大規模構造の影響は、測定された放射状トレンドを使用して合成データを生成することによって調べられます。最良の推定値は時間と空間の関数として計算され、PFSSモデルからの推定値と比較されます。結果：HMFベクトルの半径方向に変動する変動とパーカースパイラル角度の変動により、平均とモードの標準メトリックが、ベクトルが変動する中心値とは無関係に半径とともに進化します。これは、ベクターを背景のパーカーのらせん方向に投影することで軽減できます。それにもかかわらず、1AUに近いフラックスの小さな強化が見られます。局所的に反転した磁力線の割合は、太陽からの半径方向の距離とともに増加します。これは、この過剰の物理的な理由である可能性がありますが、PSPの近日点では無視できます。同様に、変動の影響は一般にPSPの近日点で大幅に減少します。全体として最良の推定値は、約2.5nTAU2です。緯度または経度への強い依存は明らかではありません。PFSSモデルは、1.2〜1.8nTAU2の低い値を予測します。結論：太陽圏フラックスは、変動の減衰と局所的なフラックス反転の重要性の弱まりが$\Phi_H$〜$\Phi_{open}$を意味するPSPの近日点での平均パーカースパイラル方向に対して最も確実に推定されます。これにもかかわらず、推定はPFSSモデルで説明するには高すぎるままであり、コロナモデルは開いた磁束を過小評価しているという考えを支持します。
CYRAおよびIRISによって検出された黒点のドップラーシフト振動
| Title |
Doppler_shift_oscillations_of_a_sunspot_detected_by_CYRA_and_IRIS |
| Authors |
D._Li,_X._Yang,_X._Y._Bai,_J._T._Su,_Z._J._Ning,_W._Cao,_and_Y._Y._Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06942 |
環境。太陽赤外線スペクトルの約46655Aにおける一酸化炭素（CO）分子線は、太陽大気の冷たい心臓の動的振る舞い、つまり特に黒点のアンブラでの黒点振動を調査するためによく使用されます。ねらい。極低温赤外分光器（CYRA）によって測定されたCO7-6R67および3-2R14ラインのドップラー速度での黒点振動と、界面領域によって検出されたMgIIkラインのラインプロファイルを調査しました。イメージング分光器（IRIS）。メソッド。単一のガウス関数が各COラインプロファイルに適用され、ラインシフトが抽出されます。一方、MgIIkラインにはモーメント分析法が使用されます。次に、黒点振動はドップラー速度の時間距離画像で確認できます。また、黒点アンブラでの準周期性は、ウェーブレットパワースペクトルから決定されます。最後に、相互相関法を使用して、異なる大気レベル間の位相関係を分析します。結果。太陽黒点のアンブラでは、光球に形成されたCO7-6R67ラインのドップラー速度範囲で約5分の周期性が検出され、CO3-2のドップラー速度では約3分の周期性が発見されます。上部光球または最低気温領域と彩層で形成されたR14およびMgIIkライン。強力なCO3-2R14ラインとMgIIkラインの間で約2分の時間遅延が測定されます。結論。CYRAおよびIRISからの分光観測に基づいて、3分の黒点振動はドップラーシフトで空間的に解決できます。それは上部の光球または温度の最小領域から来て、それから伝播する遅い磁気音響波とみなされるかもしれない彩層に伝播するかもしれません。
Ross 15のフレアの測光および分光学的研究
この観測されていないフレア星のフレア特性をさらに研究するために、Ross15の測光および分光観測を行いました。128時間の測光観測で合計28のBバンドフレアが検出され、総フレア率は0.22（0.04）時間^-1になり、以前の研究で提供されたものよりも正確です。Bバンドフレアのエネルギー範囲（10^29.5-10^31.5erg）と星のFFDを示します。同じエネルギー範囲内では、FFDはGJ1243（M4）およびYZCMi（M4.5）のFFDよりも低く、3つのM5タイプの星のほぼ中央で、スペクトルタイプの平均FFDよりも高い>=M6。私たちは初めてロス15にハイケイデンス分光と測光の同時観測を行い、サンプル中の最もエネルギーの高いフレアを検出しました。フレアの間に、連続線とバルマー線の強度の増強が検出されます。これは、類似のスペクトルタイプの他の深く研究されたフレア星と同じです。
太陽の双極磁気領域の緯度変動によるダイナモ飽和
太陽磁気サイクルの観測は、サイクルの振幅が過去において常に成長しなかったことを示しました。したがって、太陽の磁場の成長を停止させるメカニズムが必要です。現在提案されているメカニズムは、現在太陽磁場を生成するための最も有望なパラダイムであると考えられているバブコックレイトンダイナモフレームワークの下にあります。このメカニズムは、強い太陽周期がより高い緯度で双極磁気領域（BMR）を生成し、したがって弱い緯度よりも平均緯度が高いという観測事実に基づいています。3次元バブコックレイトン太陽ダイナモモデルでこの効果を捉え、トロイダル磁場が成長しようとすると、より高い緯度でBMRが生成されることを示します。高緯度のBMRはポロイダル磁場をあまり生成しないため、モデルの磁場の全体的な成長が制限されます。したがって、私たちの研究は、BMRの緯度変動が太陽の磁場成長を制限するための潜在的なメカニズムであることを示唆しています。
| Title |
Asteroseismic_Inference_of_Subgiant_Evolutionary_Parameters_with_Deep_Learning |
| Authors |
Marc_Hon,_Earl_P._Bellinger,_Saskia_Hekker,_Dennis_Stello,_James_S._Kuszlewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06972 |
NASAのTESSミッションから予想される前例のない数の振動するサブジャイアントスターの観測により、サブジャイアントスターのアステロシアスミックな特性評価は、恒星個体群研究および恒星進化論のテストにとって重要なタスクとなります。巨星の大きなサンプルの基本的な特性を効率的に決定するために、8つの物理パラメータが変化する恒星モデルのグリッドから学習することにより、幅広い入力物理学にわたる年齢や質量などの基本パラメータの分布を推定する深層学習法を開発しました。この方法を4つのケプラー巨星に適用し、その結果を以前に決定された推定値と比較しました。私たちの結果は、そのうちの3つ（KIC11026764、KIC10920273、KIC11395018）の以前の推定値とよく一致しています。広範囲の恒星パラメータを探索する機能により、残りの星、KIC10005473は、以前に決定された推定値よりも1歳若いと思われます。私たちの方法は、オーバーシュート、アンダーシュート、および微視的拡散プロセスの効率も推定します。これらのプロセスを制御するパラメーターは、通常、サブジャイアントモデルでは制約が不十分であると判断しました。さらに、30のケプラージャイアントスターのサンプルを特徴付けることにより、アンサンブルのアスタリスクの手法の有用性を示します。ここでは、年齢、質量、半径の推定値の大部分が、計算コストの高いグリッドベースのモデリング手法の不確実性の範囲内で一致します。
タイプIIセファイドの進化および脈動特性
| Title |
Evolutionary_and_pulsation_properties_of_Type_II_Cepheids |
| Authors |
V.F._Braga_(1,2),_G._Bono_(1,3),_G._Fiorentino_(1),_M._Salaris_(4),_A._Pietrinferni_(5),_M._Castellani_(1),_M._Di_Criscienzo_(1),_M._Fabrizio_(1,2),_C.E._Mart\'inez-V\'azquez_(6),_M._Monelli_(7)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(2)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(3)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(4)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_d'Abruzzo,_Teramo,_Italy,_(6)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06985 |
銀河雲とマゼラン雲で観測されたタイプIIセファイド（TIIC）の脈動特性について説明します。3つの異なるサブグループ（BLHerculis[BLH、P<5日]、Wバージニス[WV、5<P<20日]、RVタウリ[RVT、P>20日]）は異なる恒星系で非常によく似ており、共通の進化チャネルと金属性と環境の両方への穏やかな依存を示唆しています。TIICが主に古い（t<10Gyr）、低質量の星であることを想定して、水平分岐（HB）進化モデルに基づく均一な理論的フレームワークを提示します。BLVはAGBトラック（不安定ストリップの最初の交差点）に到達する寸前の早期漸近巨大分岐（PEAGB）星（二重シェル燃焼）のポストであると予測されていますが、WVはPEAGB星とAGB後のスター（水素シェル燃焼）低温から高温への移行（2回目の交差）。したがって、それらは変光星の単一グループであることを示唆しています。RVTは、2番目の交差（短周期テール）に沿ったAGB後の星と、白色矮星冷却シーケンスに向かって進化する熱パルスAGB星（長周期テール）の混合であると予測されています。また、HBに沿った二峰性の質量分布を仮定して、合成HBモデルのセットをいくつか提示します。理論は、観察と一致して、TIIC脈動特性が金属性にわずかに依存することを示唆しています。BLHの予測期間分布と人口比は観測値と非常によく一致しますが、WVとRVTの観測値は、それぞれ観測値よりも2倍小さく、大きくなります。さらに、WVの予測期間分布は観測よりも短い期間でピークに達しますが、RVTの予測期間分布は観測でサポートされていない長い期間の裾を表示します。これらの違いを説明するためにいくつかの方法を調査しますが、それらに対処するにはより詳細な計算が必要です。
| Title |
Variable_stars_in_the_field_of_intermediate-age_open_cluster_NGC_559 |
| Authors |
Yogesh_C._Joshi,_Ancy_Anna_John,_Jayanand_Maurya,_Alaxendra_Panchal,_Brijesh_Kumar,_Santosh_Joshi_(ARIES) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.06997 |
この作品では、中年のオープンクラスターNGC559の最初の長期測光変動調査を紹介します。3つの異なる望遠鏡で3年間以上撮影された40夜の時系列Vバンド測光観測を分析して、集まる。周期分析のデータを調査し、対象フィールドの67個の周期変数を含む70個の変光星を明らかにします。それらすべてが新たに発見されました。周期変数のメンバーシップ分析により、それらの30はクラスターに属し、残りの37はフィールド変数として識別されます。67の周期変数のうち、48は短周期（P<1日）変数で、19は長周期（P>1日）変数です。変光星は3時間から41日の周期性を持ち、その明るさの範囲はV=10.9から19.3等です。次に、クラスターに属する周期変数は、光度曲線の形状、周期、振幅、およびヘルツスプルング-ラッセル（H-R）ダイアグラムでの位置などの観測特性に基づいて、さまざまな変動タイプに分類されます。その結果、1つのAlgolタイプの食連星、1つの可能な青いストラグラー星、3つのゆっくり脈動するBタイプの星、5つの回転変数、11の非脈動変数、2つのFKCOM変数、残りの7つが雑多な変数として特徴付けられます。また、フィールドスターの集団に属する3つの日食連星（EB）も特定します。PHOEBEパッケージは、質量、温度、半径などのバイナリシステムのパラメーターを決定するために、4つすべてのEBの光度曲線を分析するために使用されます。
体系的な影響を組み込んでいる間、球状の地震動感度カーネルを計算するための一般的な定式化
| Title |
A_general_formulation_for_computing_spherical_helioseismic_sensitivity_kernels_while_incorporating_systematical_effects |
| Authors |
Jishnu_Bhattacharya,_Shravan_M._Hanasoge_and_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07056 |
ヘリオイズモロジーが成熟して精密科学に変わるにつれ、有限周波数、幾何学的および体系的な効果のモデリングがますます重要になっています。ここでは、量子力学の基本的なアイデアと地球物理学におけるそれらの拡張を使用して、球形状の任意のテンソルランクの摂動を処理するための一般的な定式化を紹介します。分析には、見通し内の投影と、ライン形成の高さの中心から四肢への差異を含めます。音速摂動の移動時間感度カーネルを計算することにより、この手法を示します。分析により、感度カーネルの球面調和係数が生成されます。これは、より適切で計算効率の高い逆問題につながります。
HD94660（= KQ Vel）の近赤外線コンパニオン
| Title |
The_near-infrared_companion_to_HD94660_(=KQ_Vel) |
| Authors |
M._Sch\"oller,_C.A._Hummel,_S._Hubrig,_D.W._Kurtz,_G._Mathys,_J._Robrade,_S.P._Jarvinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07060 |
BpスターHD94660は、単一行の分光バイナリです。一部の作成者は、少なくとも2M_sunの目に見えないコンパニオンはコンパクトオブジェクトである可能性があることを示唆しています。私たちはこの複数のシステムを詳細に研究するつもりであり、特にこれまで見たことのない仲間についてもっと学ぶつもりです。超大型望遠鏡干渉計からのPIONIERHバンドデータ、TESS可視測光データ、HD94660のChandraによるX線観測を収集して分析しました。PIONIERを使用して、可視波長の高品質スペクトルには存在しないHD94660のコンパニオンを検出できました。18.72masの分離でHバンドに1.8のマグニチュード差があります。TESSの光度曲線は、周期2.1dでフレアのある変動を示しています。チャンドラスペクトルは、高温の熱プラズマからの放出によってよく説明されていますが、非熱成分を含んでいる可能性があります。X線の特性は、磁気的にアクティブなコンパニオンと互換性がありますが、プライマリからのいくつかの磁気圏の寄与も可能です。HD94660のコンパニオンがコンパクトなソースであることを除外できます。また、このコンパニオンが単一の星である可能性は非常に低いです。推定質量が2M_sunを超え、Hバンドで等級差が1.8であり、可視スペクトルでの非検出が単一のオブジェクトで実現するのが難しいためです。代替案の1つは、検出された測光変動の原因となる、後期F星のペアです。コンパニオンの実際の質量を決定し、システムの全体的なジオメトリに制約を追加するには、完全なバイナリ軌道での干渉観測が必要です。
シリウスAの回転速度について
傾斜効果（sini）から分離されたシリウスAの赤道回転速度（v_e）に関する情報を取得する目的で、フーリエ変換手法に基づく詳細なプロファイル分析が、多数のスペクトル線に対して実行されました。モデルの計算に基づいて、中心と肢の動作のラインごとの違いと重力の暗化効果（各ラインの物理的特性に依存）を考慮に入れます。シミュレーションは、フーリエ変換振幅の1番目のゼロ周波数（q_1）がv_eにどのように依存するかが本質的に線間で異なる温度感度パラメーター（K）によって決定され、FeI線（特に非常に弱い線）によって決定されることを示しました）は、FeIIラインよりもv_eに敏感です。以下の結論は、多くのFeIおよびFeII線の理論値と観測値q_1を比較することによって導き出されました。（1）シリウスAの予測回転速度（vsini）は、16.3（+/-0.1）km/sでかなりよく確立されています。FeIとFeIIの両方の線が一貫した結果をもたらすことを要求することによって。（2）v_eとiを正確に分離することは困難ですが、v_eは16<v_e<30-40km/sの範囲にあると結論付けられます。これは25<i（deg）<90に対応します。したがって、シリウスAはA型星の本質的に遅い回転子であり、その表面の化学的特性と一致しています。
Mg IIスペクトルに基づく太陽活動分類：圧縮データの分類に向けて
| Title |
Solar_activity_classification_based_on_Mg_II_spectra:_towards_classification_on_compressed_data |
| Authors |
Sergey_Ivanov,_Maksym_Tsizh,_Denis_Ullmann,_Brandon_Panos,_Slava_Voloshynovskiy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07156 |
大量のソーラーデータは調査に利用できますが、これらのデータの大部分はラベル付けされていないため、最新の教師付き機械学習手法には適していません。太陽活動の程度に関連するカテゴリーにスペクトルを自動的に分類する方法を持つことは非常に望ましく、太陽物理学における将来の研究活動を支援し、スピードアップします。同時に、大量の生の観測データは機械学習の深刻なボトルネックであり、強力な計算手段が必要です。さらに、生データ通信はリアルタイムのデータ観測に制限を課し、搭載された太陽観測システムにかなりの帯域幅とエネルギーを必要とします。上記の問題を解決するために、圧縮されたデータで太陽活動を分類するフレームワークを提案します。このために、クラスタリング手法のラベリングスキームをいくつかの機械学習アルゴリズムと組み合わせて使用して、NASAの衛星IRISで測定されたMgIIスペクトルを太陽活動を特徴付けるグループに分類しました。私たちのトレーニングデータセットは、合計29097フレームまたは同等に900万のMgIIスペクトルを含む85のIRIS観測の人間による注釈付きリストです。注釈付きの太陽活動のタイプは、活動領域、プレフレア活動、太陽フレア、太陽黒点および静かな太陽です。ベクトル量子化を使用して、分類器をトレーニングする前にこれらのデータを圧縮しました。XGBoost分類器は、圧縮データに対して最も正確な結果を生成し、0.95を超える予測率をもたらし、他のMLメソッド（たたみ込みニューラルネットワーク、K最近傍、単純ベイズ分類器、サポートベクターマシン）よりも優れていることを発見しました。この研究の主要な発見は、圧縮されたデータと圧縮されていないデータの分類パフォーマンスが特定のアーキテクチャで同等であることであり、比較的低い程度の情報損失で大きな圧縮率の可能性を示唆しています。
抵抗性降着ディスクの代替パラダイム：磁気微細構造
プラズマのポロイダル速度成分の非線形項を無視して、薄い軸対称星降着円盤の定常構成を分析します。プラズマの微分回転を含め、システムのGrad-Shafranov方程式を設定しました。次に、中心体磁場に対するディスクの小規模な逆反応を調べ、結果として生じる半径方向の落下速度を計算します。摂動された磁気表面の小規模な放射状振動が、関連するトロイダル電流密度の出現に関連し、プラズマ抵抗率の準理想値が存在する場合でも、一般化されたオームの法則のバランスをとることができることを示します。オームの法則には、微視的急速振動によりディスクの半径方向プロファイルで平均化されるポロイダル速度の関連する値が含まれるため、異常な抵抗率のパズルについて可能な説明を提供します。平均化された逆反応の降下速度への寄与は降着とは対照的ですが、誘導磁場が中心体のそれと比較して小さい限り、無視できます。
プロキシマケンタウリcの地球のような恒星風環境
| Title |
An_Earth-like_stellar_wind_environment_for_Proxima_Centauri_c |
| Authors |
Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez_(1),_Jeremy_J._Drake_(2),_Cecilia_Garraffo_(3_and_2),_Ofer_Cohen_(4),_Katja_Poppenh\"ager_(1_and_5),_Rakesh_K._Yadav_(3)_and_Sofia_P._Moschou_(2)_((1)_Leibniz_Institute_for_Astrophysics_Potsdam,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Harvard_University,_(4)_University_of_Massachusetts_Lowell,_(5)_University_of_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07266 |
最近、新しい惑星がプロキシマケンタウリ周辺で発見されました。$\sim$$1.44$auの軌道分離と約$7$$M_{\oplus}$の最小質量を備えたProximacは、大気の特性評価のための主要な直接イメージングターゲットです。後者は、複数のプロセスが大気の構造と進化に大きな影響を与える可能性があるため、惑星の宇宙環境を十分に理解した上でのみ実行できます。ここでは、Proximacの周りの磁気圏および電離層モデルに結合された、Proximaの恒星風の物理的に現実的な数値シミュレーションを生成することにより、この方向に一歩を踏み出します。ホスト星の磁気サイクルによる予想される変動と、太陽系外惑星軌道のもっともらしい傾斜角を評価します。私たちの結果は、現在の地球に匹敵する恒星風動圧を示しており、星の活動が活発な期間にはわずかに（2倍に）増加します。プロキシマcの距離での比較的弱い惑星間磁場は、地球のような惑星磁場（$0.3$G）で上層大気（地球上の太陽風の寄与の約$10\％$）のごくわずかな恒星風ジュール加熱につながります。最後に、太陽系外惑星の候補Proximadが経験する可能性のある極端な状態の評価を提供します。仮に$0.029$auに位置し、最小質量は$0.29$$M_{\oplus}$です。
重力子質量のパルサーテスト
アインシュタインの一般相対性理論（GR）では、重力は質量のないスピン2メトリックフィールドによって記述され、重力子の質量項を含むようにGRを拡張すると、重力と宇宙論に大きな影響があります。太陽系で行われた重力実験と最近重力波（GW）を使った実験に加えて、パルサータイミング観測は重力子の無質量をテストするための補足的な手段を提供します。この寄稿では、変更された重力放射（したがって、観測された軌道周期の減衰率）を介したバイナリパルサーの正確なタイミングと、パルサータイミングアレイ（PTA）修正されたHellings-Downs角度相関曲線による実験。これらのテストは、その運動学とダイナミクスにおける重力のさまざまな側面を調査し、他の種類のテストを補完し、重力の基本理論に貴重な情報を提供します。
組換え時代の摂動共形宇宙論に対する厳密な解
共形重力に関連する宇宙論で宇宙論的摂動論を研究し、それに対する分解定理の有効性を確立してから、この定理を使用して、再結合時代の理論に対する正確な解を提供します。私たちのアプローチの中心は、宇宙論的変動方程式の完全ゲージ不変式の使用です。再結合の時代では摂動論が適用できるだけでなく、共形の場合のその特定の構造のために、変動方程式が大幅に簡略化されます。スカラー、ベクトルおよびテンソル変動モードのマスター方程式を使用して、3次元ベクトルおよびテンソルモードの動径方程式が、それぞれ5および7空間次元のスカラーモードの動径方程式と同じであることを示します。これにより、3次元モードの正規化条件を構築できます。
実験的な素粒子物理学結果の再現性と複製
最近の「複製の危機」により、科学の多くの分野の実務家とジャーナル編集者は、彼らの方法論と出版基準を綿密に調査するようになりました。実験素粒子物理学者はこれに例外ではありませんが、この物理学のサブフィールドのユニークな機能のいくつかは、結果の再現と複製の問題を非常に興味深く有益なトピックにします。実験の設計、構築、運用には何年もかかります。装置はラージハドロンコライダーや関連する粒子検出器のように非常に大きく複雑であるため、コストは非常に高くなります。大規模なコラボレーションにより結果が生成および確認され、多くの論文が3000人以上の著者によって署名されています。実験素粒子物理学は、強力な伝統とそれに続くコラボレーションを備えた成熟した分野です。このペーパーでは、実験的な素粒子物理学とは何か、およびデータの分析に使用されるツールのいくつかを紹介します。これは、結果が内部と外部の両方で計算によって再現できることを保証するために使用される手順を説明しています。また、粒子物理学者が結果の信頼性を最大化するために使用する方法についても説明します。これにより、他のコラボレーションや、より多くのデータや新しい担当者との同じコラボレーションによっても再現できる可能性が高まります。後で偽であることが判明した結果の例を示します。複製の試行が失敗した場合と、驚くほど複製が成功した場合があります。素粒子物理学実験の特性のいくつかは独特ですが、手順と技術の多くは他の分野でも使用でき、使用されています。
ダイクォークの結合エネルギーは、核から中性子星まで、非常に異なるスケールの物理現象に影響を与える可能性があります。核スケールでは、重水素と比較した$A>3$核の核子構造関数の比率は、クォーク運動量フラクション範囲$0.3<x_{B}<0.7$の理論的予測から歪んでいます。短距離核子-核子相互作用を歪める構造関数のQCDモデルは、ダイクォーク自由度で与えられます。ダイクォークは、2つの重複する核子の価電子クォークに作用する魅力的な$\rmSU（3）_C$チャネルで形成でき、その結合エネルギーは、色の超微細構造引数から計算できます。最もエネルギー的に好ましいダイクォーク構成は、単一のグルオン交換を介して結合されたスピン0状態で、一方の核子からの価数$u$クォークが他方からの価数$d$クォークです。ジクォークは色電荷を帯び、$\rmSU（3）_C$の反基本的な表現にあり、$\rmSU（3）_{\rmEM}$クーパーペアと同等のQCDとして機能し、$\rmSU（3）ダイクォーク結合の存続期間中の_C$。バリオン構造のクォーク-ダイクォークモデルでは、新しいダイクォークが効果的に核物質内に色電荷を帯びたボソン凝縮体を形成する可能性があります。2つの核子系における3つのQCDクーパーペアのセット。重なり合う核子間の結合エネルギー$\sim150〜\rmMeV$を持つ新しいスカラーアイソスピン一重項$[ud]$ジクォークの形成は、核の歪んだ構造関数の短距離核子-核子相関モデルの主要なQCD基盤として提案されています、spin-1isospin-1triplet$（ud）$、$（uu）$および$（dd）$からの寄与がより少ない$67-75〜\rmMeV$の結合エネルギー。ダイクォークの形成と結合エネルギーの放出は、中性子星のコアが崩壊するエネルギー的に好ましい状態を提供します。
カーブラックホール周辺の球形光子軌道の正確な公式
球形光子軌道の半径をブラックホールの回転パラメータに関連付ける正確な式と軌道の有効傾斜角は、これまで赤道軌道と極軌道でのみ知られていました。ここでは、これらの極限の間にある非赤道軌道の正確な公式を提供します。ブラックホールの特定の回転パラメーターに対して、臨界傾斜角があり、その下に4つのヌル光子軌道があります。臨界角では、これらの軌道の半径が明示的に検出されます。また、球形光子軌道の近似式ですが、非常に正確です。これらの解析解に到達するために、我々はヌル球面測地線で生じる半径内のセクティック多項式を注意深く研究します。
