シミュレーションのLyman-$ \ alpha $フォレストに対する個別の初期条件の影響
一連の高解像度シミュレーションを使用して、Lyman-$\alpha$フォレストを介したIGMのプローブに対する種固有の初期伝達関数の影響を定量化します。HI再イオン化後のレッドシフト$2-6$に焦点を当てます。これらの初期条件が低密度IGMの熱状態、曲率、ドップラー幅カットオフの測定値に与える影響を調べます。また、物質とフラックスパワースペクトル、および暖かい暗黒物質モデルに対する制約の潜在的な結果についても調べます。曲率統計は、$z=6$の$\approx2\％$レベルで最大の影響を受けることがわかります。ドップラー幅のカットオフパラメーターは、切片の$\約5\％$と近似勾配の$\約8\％$の影響を受けますが、これはサンプルの変動に支配的です。フラックスパワースペクトルは、高赤方偏移および小規模の場合、最大で$\約5\％$の影響を受けます。数値収束について、シミュレーションパラメータについて説明します。
宇宙の空間分布におけるバリオン場と暗黒物質場の間の乱流誘発偏差
低赤方偏移での宇宙バリオン流体は、完全に発達した乱流に似ています。この作業では、ハイブリッド宇宙流体力学/N体コードによって生成されたシミュレーションサンプルを使用して、バリオンと暗黒物質の間の空間分布の偏差が乱流によって引き起こされるスケールを調査します。この目的のために、星の形成、超新星（SNe）、活動銀河核（AGN）フィードバックなどの物理プロセスをコードに含めないで、IGMの乱流加熱の効果を最大限に発揮できるようにします。密度場の相互相関関数$r_m（k）$と、バリオンと暗黒物質の両方の速度場の$r_v（k）$を計算すると、密度場と速度場の両方の2つの物質成分間の偏差がわかります。は、予想どおり、スケールに依存します。つまり、偏差は小規模では最も大きくなり、規模が大きくなるにつれて徐々に減少します。また、偏差は時間に依存します。つまり、偏差は宇宙時間の増加に伴ってますます大きくなります。最も強調された結果は、速度場によって明らかにされたバリオンと暗黒物質の間の空間的偏差が、密度場によるそれよりも重要であることです。z=0で、1％の偏差レベルで、偏差スケールは密度フィールドで約3.7$h^{-1}$Mpc、速度フィールドでは23$h^{-1}$Mpcです。構造形成パラダイムの弱非線形領域内にあるスケール。私たちの結果は、乱流加熱の効果が実際にSNやAGNフィードバックなどのこれらのプロセスの効果に匹敵することを示しています。
重力波と暗い相転移からの暗い放射：NANOGravパルサーのタイミングデータとハッブル張力の接続
| Title |
Gravitational_Waves_and_Dark_Radiation_from_Dark_Phase_Transition:_Connecting_NANOGrav_Pulsar_Timing_Data_and_Hubble_Tension |
| Authors |
Yuichiro_Nakai,_Motoo_Suzuki,_Fuminobu_Takahashi,_Masaki_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09754 |
NANOGravコラボレーションによって報告された最近のパルサータイミングデータは、$f\sim10^{-8}$Hzの周りの確率的重力波背景の存在を示している可能性があります。ダークセクター相転移からこのような低周波重力波を生成する可能性を探ります。重力相互作用を除いて、暗部が可視部から完全に分離されていると仮定すると、現在まである程度の量の暗放射線が残っているはずです。NANOGravデータは、暗い放射の量が現在の上限に近いことを意味します。これは、いわゆるハッブルテンションの緩和に役立つ可能性があります。将来のCMB-S4実験で暗黒放射の存在が確認されない場合、O（0.1-100）MeVのエネルギースケールで標準モデルセクターと弱く相互作用する新しい粒子の存在が示唆されます。
相互作用する暗黒エネルギーが銀河団の質量-温度関係に及ぼす影響
宇宙のこれら2つの重要な構成要素間の可能な相互作用が考慮される暗黒物質と暗黒エネルギーのさまざまな宇宙論モデルがあります。相互作用する暗黒物質と暗黒エネルギーの5つの推奨モデルに焦点を当て、以前のアプローチを開発することによってそれらの修正ビリアル定理を導き出します。それは、この修正されたビリアル定理の進化を、さまざまな相互作用モデルの時間と相互作用定数で研究する機会を提供します。次に、この取得したビリアル条件を使用して、3つのさまざまな方法で銀河団の修正質量温度関係を調査します。これは、暗黒物質と暗黒エネルギーの相互作用の効果が$M\proptoT^{\frac{3}{2}}$の正規化係数にのみ現れることを示しています。この関係は、相互作用するモデルの定数に対する新しい制約にもつながります。これは、クラスターの濃度パラメーターと密度プロファイルにのみ依存します。次に、5つの観測データセットを使用して、他の観測制約から生じた相互作用の定数について、いくつかの提案された数値をチェックします。最後に、観測結果を修正された質量温度関係に当てはめることにより、3つのモデルの相互作用定数と2つの残ったモデルの4つの特定のケースの値を取得します。他の多くの観測結果と一致して、銀河団の質量と温度の観測データによれば、調査された7つのモデルでは、エネルギー移動が暗黒物質から暗黒エネルギーへと発生します。
高温木星の3次元大気モデルを使用した高解像度発光スペクトルの検出の大幅な増加
| Title |
A_Significant_Increase_in_Detection_of_High-Resolution_Emission_Spectra_Using_a_Three-Dimensional_Atmospheric_Model_of_a_Hot_Jupiter |
| Authors |
Hayley_Beltz,_Emily_Rauscher,_Matteo_Brogi,_Eliza_M.-R._Kempton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09030 |
高解像度分光法は、太陽系外惑星の大気の新しい詳細な研究への道を開きました。この手法は、これらの惑星の複雑な3次元（3D）大気構造に敏感である可能性があるという証拠があります。この作業では、HotJupiterHD209458bの高解像度（R〜100,000）CRIRES/VLT発光スペクトルで相互相関分析を実行します。惑星の3D大気循環モデルからテンプレート放出スペクトルを生成し、温度構造と大気の動き-風と惑星の回転--1次元モデルから計算されたスペクトルによって失われたものを考慮します。この初めての分析では、3Dモデルから生成されたテンプレートスペクトルを使用すると、テストした数百の1次元モデル（最大の5.1シグマ）。地球の熱放出、軌道運動、大気中のCOの存在を高い重要性で回復します。さらに、COとH2Oからの寄与だけでなく、風と回転からの大気ドップラーシグネチャの役割を含む、この改善された検出における3D温度と化学構造の相対的影響を分析しました。この作品は、HotJupiterの3D大気構造が高解像度での放出スペクトルに1次の影響を与え、高解像度スペクトル分析での多次元大気モデルの使用に動機を与えることを示しています。
ガウス過程恒星活動モデリングによる$ \ beta $ Pictoris惑星系の動的質量推定
| Title |
Dynamical_Mass_Estimates_of_the_$\beta$_Pictoris_Planetary_System_Through_Gaussian_Process_Stellar_Activity_Modelling |
| Authors |
Thomas_Vandal,_Julien_Rameau_and_Ren\'e_Doyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09276 |
15年近くにおよぶ半径方向速度（RV）の監視とダイレクトイメージングにより、近くの若い星$\beta$Pictorisを周回する2つの巨大惑星を検出することができました。星の$\delta$Scutiの脈動、圧倒的な惑星の信号は注意深く抑制する必要があります。この作業では、星の活動をモデル化するために、文献とは異なるアプローチに従って、RVデータの分析を個別に再検討します。確率的に駆動される減衰調和振動子カーネルを備えたガウス過程（GP）が$\delta$Scuti脈動をモデル化できることを示します。これは、パラメトリックモデルと同様の結果を提供しますが、3つのハイパーパラメーターのみを使用する単純なフレームワークを使用します。また、以前の分析から除外された、不十分にサンプリングされたRVデータをモデル化できるため、RVベースラインを約5年延長できます。全体として、両方の惑星の軌道と質量は、RVからのみ制約できます。これは、パラメトリックモデリングでは不可能でした。システムをより正確に特徴付けるために、利用可能なすべての相対天文学およびRVデータの結合適合も実行します。$\beta$Picbの軌道ソリューションは、偏心率が0.029^{+0.061}_{-0.024}$と比較的低く、年間21.1^{+2.0}_{-0.8}$の比較的短い期間を支持しています。$\beta$Piccの軌道は$0.206^{+0.074}_{-0.063}$で偏心しており、周期は$3.36\pm0.03$年です。共平面性を仮定して、モデルに依存しない質量$11.7\pm1.4$および$8.5\pm0.5$M$_{Jup}$がそれぞれ$\beta$Picbおよびcで見つかります。$\beta$Picbの質量は$25\pm3$Myrの年齢で最もホットな開始進化モデルと一致しています。$\beta$Piccを直接指示すると、coevalシステムで2番目のキャリブレーション測定が提供されます。
TFAW調査。 I. K2光度曲線のウェーブレットベースのノイズ除去。 K2キャンペーンの2つの新しい地球サイズの惑星の発見と検証1
| Title |
TFAW_survey._I._Wavelet-based_denoising_of_K2_light_curves._Discovery_and_validation_of_two_new_Earth-sized_planets_in_K2_campaign_1 |
| Authors |
Daniel_del_Ser_and_Octavi_Fors |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09285 |
ウェーブレットベースのトレンド除去およびノイズ除去メソッド\texttt{TFAW}が初めて\texttt{EVEREST2.0}補正された光度曲線に適用され、ほとんどすべてのK2観測キャンペーン（C1-C8、C12-C18）の測光精度がさらに向上します）。両方の方法のパフォーマンスは、異なるSNRレジームでの6時間の組み合わせた差動測光精度（CDPP）、シミュレートされた通過検出効率、および惑星の特性評価の観点から評価されます。平均して、\texttt{TFAW}の中央値6時間CDPPは、すべての観測キャンペーンで\texttt{EVEREST2.0}によって達成されたものよりも$\sim$30$\％$優れています。\texttt{transitleast-squares}（\texttt{TLS}）アルゴリズムを使用して、シミュレートされたEarth-Sunのようなシステムの通過検出効率が\texttt{TFAW}に対して$\sim$8.5$\times$高いことを示します-\texttt{EVEREST2.0}のものよりも修正された光度曲線。2つの確認された太陽系外惑星、K2-44b（高SNR）およびK2-298b（低SNR）の光度曲線を使用して、\texttt{TFAW}がより良いMCMC事後分布、カタログ化されたものと互換性のあるトランジットパラメーターを生成することを示しますしかし、不確実性は小さく、信頼性の間隔は狭くなります。\texttt{TFAW}の改良された測光精度と弱い信号の\texttt{TLS}の信号検出効率の向上の組み合わせを使用して、K2観測キャンペーン1で新しいトランジット候補を検索します。2つの新しいK2の発見を報告します-texttt{vespa}ソフトウェアを使用して統計的に検証された-C1地球サイズの惑星：EPIC201170410.02、半径1.047$^{+0.276}_{-0.257}R_{\oplus}$惑星、M型星を周回、EPIC201757695.02、半径0.908$^{+0.059}_{-0.064}R_{\oplus}$惑星はKタイプの星を周回しています。EPIC201757695.02は、K2-C1でこれまでに発見された9番目に小さい惑星であり、すべてのK2キャンペーンで39番目に小さい惑星です。
化学的に進化した原始惑星系円盤内で組み立てられた熱い木星大気の組成
| Title |
The_composition_of_hot_Jupiter_atmospheres_assembled_within_chemically_evolved_protoplanetary_discs |
| Authors |
Shota_Notsu,_Christian_Eistrup,_Catherine_Walsh,_Hideko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09444 |
原始惑星系円盤内の豊富な酸素および炭素含有分子のスノーラインの半径方向に依存する位置は、ガスと氷のC/O比に体系的な半径方向の変化をもたらします。この変動は、ガス巨大惑星の形成位置のトレーサーとして提案されています。ただし、ディスクの化学的性質は、ガスと氷のC/O比に影響を与える可能性があり、そのため、ガスの巨大な大気におけるスノーラインの化学的フィンガープリントが潜在的に消去されます。初期の存在量とイオン化率を変化させたディスク中立面の化学反応速度モデルから抽出された元素存在量を使用して、高温の木星大気の分子組成を計算します。モデルは、スノーラインのみからの元素比を使用して予測されるよりも、可能な大気の多様性を予測します。前の研究で見つかったように、C/O比が太陽の値を超えると、CH$_{4}$の混合比は下層大気で増加し、C$_{2}$H$_{2}の混合比は増加します$とHCNは主に上層大気で増加します。H$_{2}$Oの混合比はそれに応じて減少します。C/O$>1$の熱い木星は、CO$_{2}$とCH$_{4}$の間にしか形成されないことがわかりました。さらに、それらは星間存在量を完全に受け継いだディスクでのみ形成でき、無視できる化学作用が発生した場所でのみ発生します。したがって、小石のドリフトを介して炭化水素に富む氷がCH$_{4}$スノーライン内に効率的に輸送されることが一般的な現象でない限り、炭素に富む惑星はまれであると考えられます。C/O比と元素存在量の組み合わせを予測します。これらは、雪の位置と相対的にガス巨大惑星の形成場所を制約し、ディスクの化学履歴への洞察を提供します。
惑星をかすめる小惑星による地球と金星間の生命の移動
最近、フォスフィンは金星の大気中で潜在的なバイオシグネチャーとして発見されました。これは問題を提起します：金星の生命が存在するならば、それは地球の生命に関連することができましたか？地球への隕石の影響の既知の割合に基づいて、少なくとも$\sim6\times10^5$個の小惑星が、大幅に加熱されずに金星に影響を与えずに地球の大気を放牧し、同様の数が金星の大気を放牧したことを示しています両方とも$\sim10^5$年の期間内に地球に影響を与え、その間に微生物は宇宙で生存できました。上層大気における陸生生物の存在量は不明ですが、これらの惑星放牧羊飼いは、地球と金星の大気間で微生物生物を移動させることができた可能性があります。結果として、可能な金星の生命の起源は、地上の生命の起源と根本的に区別できないかもしれません。
ホスト星の最適半径と惑星の軌道を計算する数値的方法、Kepler-11、Kepler-90、Kepler-215、HD 10180、HD
34445、およびTRAPPIST-1への適用
| Title |
A_numerical_method_for_computing_optimum_radii_of_host_stars_and_orbits_of_planets,_with_application_to_Kepler-11,_Kepler-90,_Kepler-215,_HD_10180,_HD_34445,_and_TRAPPIST-1 |
| Authors |
Vassilis_S._Geroyannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09732 |
いわゆる「グローバルポリトロピックモデル」では、静力学平衡の惑星系を仮定し、複雑な平面でレーン・エムデン方程式を解きます。このようにして、惑星にホスト軌道を提供するポリトロピックな球殻が見つかります。このモデルに基づいて、3つのバージョンを持つ数値法を開発します。その3次元バージョンでは、この方法は、観測されたホストスターの半径、および特定の惑星の軌道（他の惑星の軌道の不確実性と比較）にかなりの不確実性があるシステムに効果的です。この方法では、残りの惑星の観測された軌道を固定エントリー値として使用します。2次元バージョンでは、この方法はホスト星の半径がかなり不確実なシステムに効果的です。この場合、メソッドは固定されたエントリ値として惑星の観測された軌道を使用します。1次元バージョンは以前に開発され、いくつかのシステムに適用されていました。このバージョンでは、ホストの星の半径と惑星の軌道の観測値が固定のエントリ値として使用されます。私たちの方法は、惑星の軌道と、惑星の軌道と、ホスト星の半径（1次元バージョンを除く）をシミュレートするグローバルポリトロピックモデルのポリトロピックインデックスの最適値を計算できます。
理論的な不確かさ対観測の不確実性：巨大な太陽系外惑星の構成
巨大な太陽系外惑星を特徴付け、その起源をよりよく理解するためには、惑星の組成がその質量と恒星環境にどのように依存するかについての知識が必要です。この作業では、気体惑星の熱進化をシミュレートし、異なる状態方程式、不透明度、および重元素分布などのさまざまな一般的なモデルの仮定が推定される半径と金属性にどのように影響するかを探ります。理論的な不確実性が、推測される惑星半径とバルク金属性の不確実性にどのように変換されるかを調べます。以前に文献で報告された質量金属の傾向を確認していますが、すべての惑星から20$M_{\oplus}$の重元素コアを削除すると、この相関関係は消えます。また、更新された水素-ヘリウム状態方程式を使用すると、惑星がよりコンパクトになることも示しています。結果として、膨張した暖かい木星として分類されるべき6つの惑星を提示します。次に、照射された惑星の金属に富むエンベロープによる不透明度の向上を含めると、惑星の半径が大幅に変化し、推定される金属性に大きな影響を与える可能性があることを示します。この作業で考慮されていない他のモデルの仮定がある場合でも、計算された理論上の不確実性はすでに観測されたものと同等またはそれよりも大きい場合があることを示すことができます。したがって、理論的な不確実性はさらに大きくなる可能性があります。したがって、現在および将来の太陽系外惑星のデータを最大限に活用するには、巨大惑星の理論モデルの進歩が不可欠であると結論付けます。
高傾斜ケンタウロスの推定星間起源の我々の同定に続いて、Morbidelli等。（2020）私たちの方法と結論を批判する反論を発表しました。ここでは、批判が根拠のないことを示しています。エントロピーの過去の増加は、Centaurの過去の軌道の統計的特性にアクセスする際の障害にはなりません。エントロピーの拡大は、時間に依存しない保存された量の周りで発生するためです。コペルニクスの原理は、不安定な運動が太陽系に存在しないことを意味しません。それは、惑星の円盤に起源を持つケンタウロスが時間後退シミュレーションでそれに戻ることができることを保証する動的寿命の意味を明らかにします。私たちの結論は、従来の椎間板弛緩モデルは高傾斜ケンタウロスの豊富さを説明せず、星間媒質からの濃縮が必要であることを示す公開された独立した研究によってサポートされています。同定されたケンタウロスとTNOの将来の物理的観察は、太陽系生まれと星間起源のケンタウロスの間の類似点と相違点を明らかにする可能性があります。
アルマ望遠鏡によるSz 84付近の原始惑星系円盤内の内部空洞の観測
| Title |
ALMA_Observations_of_the_Inner_Cavity_in_the_Protoplanetary_Disk_around_Sz_84 |
| Authors |
Jun_Hashimoto,_Takayuki_Muto,_Ruobing_Dong,_Yasuhiro_Hasegawa,_Nienke_van_der_Marel,_Motohide_Tamura,_Michihiro_Takami,_and_Munetake_Momose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09912 |
TTauri星Sz〜84の周りの原始惑星系円盤のAtacamaラージミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）による観測と、ダスト円盤の中央領域の内部空洞の構造の分析を示します。Sz〜84のスペクトルエネルギー分布（SED）は、ディスクのキャビティ構造により、$\lambda\lesssim$10〜$\mu$mでごくわずかな赤外線過剰を示すことが知られています。1.3〜mmで観測されたダスト連続体の可視性とSEDの分析は、大きい（ミリメートルサイズ）ダスト粒子のディスクのキャビティのサイズが半径で8〜auで、小さい（サブミクロン）ディスクのキャビティのサイズであることを示しています。サイズ）ダスト粒子は半径60〜auです。さらに、SED分析から、$r<$60〜auの小さなダスト粒子の上限質量は$\sim$10$^{-3}$〜$M_{\rmearth}$未満であると推定します。は、$r<$60〜auでの総（小〜$+$〜大）ダスト質量の$\lesssim$0.01〜\％です。これらの結果は、大きなダスト粒子が$r<$60〜auで優勢であることを示唆しています。これは、弱い乱流や粘着性のあるダスト粒子が原因で、ダスト粒子がこの領域で断片化の効率が低下して効率的に成長することを意味します。粒子成長とダストの断片化のバランスは、原始惑星系円盤内の大きなダスト粒子のサイズを決定するための重要な要素であり、したがって、Sz〜84は、そのような円盤内の粒子成長を調査するための優れたテストベッドとして役立ちます。
原始惑星系円盤ギャップにおけるガス枯渇のトレーサーとしてのHCO $ ^ + $アイソトポログの使用
| Title |
Using_HCO$^+$_isotopologues_as_tracers_of_gas_depletion_in_protoplanetary_disk_gaps |
| Authors |
Grigorii_V._Smirnov-Pinchukov,_Dmitry_A._Semenov,_Vitaly_V._Akimkin,_and_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09962 |
原始惑星系円盤のダストの連続体に見られる広範囲のリングとギャップは、分子線放出に見られる同様の下部構造を伴うことがあります。1つの例は、AS209の100auでの外側ギャップです。これは、H$_{13}$CO$^+$およびC$_{18}$Oの放出強度がギャップの連続体とともに減少することを示しています。DCO$^+$エミッションはギャップ内で増加します。次の2つのシナリオを想定して、原始惑星系円盤ギャップにおけるDCO$^+$/H$_{13}$CO$^+$およびDCO$^+$/HCO$^+$の比率の動作を調査することを目的としています。ダストの枯渇に従い、ダストのみが枯渇します。まず、熱化学モデルANDESを使用して物理ディスク構造をモデル化しました。この1+1D定常状態ディスクモデルは、ガスとダストの熱バランスを計算し、FUV、X線、宇宙線、およびその他のイオン化ソースと、分子冷却剤の削減された化学ネットワークを含みます。その後、この物理構造は、重水素分別による拡張されたガス粒子化学ネットワークによる分子存在量の計算に採用されました。理想的な合成スペクトルと0モーメントマップはLIMEを使用して作成されました。ディスクギャップ内のDCO$^+$強度の増加とH$_{13}$CO$^+$およびC$_{18}$O強度の減少を定性的に再現できます。AS209の外側のギャップで観察されるものと質的に類似しています。対応するディスクモデルでは、ギャップでガスとダストの両方が減少すると想定しています。ほこりだけが枯渇している、ガスが豊富なギャップを持つモデルは、すべてのHCO$^+$同位体とC$_{18}$Oで明るすぎる放出を生成します。DCO$^+$/H$_{13}$CO$^+$ライン比を使用して、CO雪ラインの外側のダスト連続体ギャップにおけるガス枯渇を調べることができます。DCO$^+$/C$_{18}$Oのライン比率は、弱いながらも同様の効果を示します。ただし、これらの種は、単一のALMAまたはNOEMAセットアップで同時に観察できます。
基本に戻る：軌道運動のテイラー級数展開を使用した太陽系外惑星通過モデリングの加速
| Title |
Going_back_to_basics:_accelerating_exoplanet_transit_modelling_using_Taylor-series_expansion_of_the_orbital_motion |
| Authors |
Hannu_Parviainen,_Judith_Korth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09965 |
太陽系外惑星通過モデルの評価時間の大部分は、惑星とそのホスト星の間の予測距離の計算に費やされています。これは、円軌道では比較的高速ですが、偏心軌道では遅くなります。ただし、惑星の位置とその時間導関数は軌道フェーズの特定の点で一定であるため、空の惑星の$x$と$y$の位置を拡張することで、通過距離の近くで投影距離を迅速かつ正確に計算できます。トランジットの途中で飛行機をテイラーシリーズに入れます。位置ベクトルの4つの1次導関数（速度、加速度、ジャーク、スナップ）を使用して楕円軌道の投影距離を計算することは、ニュートン法を使用して計算するよりも$\sim100$倍高速であり、$を計算するよりも大幅に高速ですアプローチは数値的に高価な三角関数を使用しないため、円軌道のz$。予測距離計算における速度の向上により、輸送モデルの複雑さと軌道の離心率に応じて、輸送モデルの評価速度が2〜25倍速くなります。数値微分を使用した4つの位置導関数の計算には、最新のラップトップでは$\sim1\、\mu$sが必要であり、特定の軌道に対して1回だけ実行する必要があり、近似によりトランジットライトカーブに生じる最大誤差は1未満です。物理的にもっともらしい軌道パラメータ空間の大部分について〜ppm。
SMART：3軸銀河のためのシュワルツシルトの軌道重ね合わせ手法の新しい実装とN体結合シミュレーションへのその応用
| Title |
SMART:_A_new_implementation_of_Schwarzschild's_Orbit_Superposition_technique_for_triaxial_galaxies_and_its_application_to_an_N-body_merger_simulation |
| Authors |
Bianca_Neureiter,_Jens_Thomas,_Roberto_Saglia,_Ralf_Bender,_Fabrizio_Finozzi,_Aliaksei_Krukau,_Thorsten_Naab,_Antti_Rantala_and_Matteo_Frigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08979 |
シュワルツシルト法の新しい3D実装であるSMARTと、その3軸N体マージシミュレーションへの応用について説明します。SMARTは、完全な視線速度分布（LOSVD）に適合し、視野角、ブラックホール、恒星および暗黒物質（DM）の質量、および銀河の恒星軌道分布を決定します。私たちのモデルは5D軌道開始空間を使用して、運動の積分空間に適応可能な代表的な恒星軌道のセットを確保し、非パラメトリック恒星およびDM密度を処理するように設計されています。SMARTの効率は、5つの異なる投影法からモデル化した超大質量ブラックホールを含む現実的なN体結合シミュレーションへの適用によって実証されます。真の視野角、3D恒星光度プロファイル、正規化されたDMハローを提供する場合、（i）固有速度モーメントと異方性プロファイルを約1％の精度で再現し、（ii）ブラックホールの質量、恒星の質量を回復します。-ライト比とDM正規化により、数パーセントの精度よりも優れています。この精度は、現在議論されている初期の星の質量関数とブラックホールのスケーリング関係のばらつきとの違いよりも小さいです。おもちゃのモデルを使用してさらにテストを行うと、3軸銀河における異方性の回復は、ポテンシャルが既知であり、完全なLOSVDが当てはまる場合、ほぼ一意であることが示唆されます。軌道モデルは、古典的な異方性パラメーターよりも多くの情報を含む完全な固有速度分布の再構成さえ可能であることを示します。驚くべきことに、解析されたN体シミュレーションの重力ポテンシャルの軌道ライブラリには、一部のGyrで安定している中間軸の周りの正味回転を伴う軌道が含まれています。
主系列銀河におけるz〜1.5での[OI] 63ミクロン線放出の観測
| Title |
Observations_of_[OI]63micron_line_emission_in_main-sequence_galaxies_at_z~1.5 |
| Authors |
J._Wagg,_M._Aravena,_D._Brisbin,_I._Valtchanov,_C._Carilli,_E._Daddi,_H._Dannerbauer,_R._Decarli,_T._Diaz-Santos,_D._Riechers,_M._Sargent_and_F._Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08984 |
z〜1.5の4つの主系列星形成銀河のハーシェルPACS分光法を提示します。BzK-21000でz=1.5213の[OI]63micron線発光を検出し、線の明度、L（[OI]63micron）=（3.9+/-0.7）x1.E+9Lsunを測定します。BzK-21000の星間媒質のPDRモデリングは、UV放射場の強度G〜320G0とガス密度n〜1800cm-3を示唆しており、分子COライン励起の以前のLVGモデリングと一致しています。サンプル内の他の3つのターゲットはこれらのデータでは個別に検出されず、スペクトルスタッキング分析を実行して、それらの平均発光と[OI]63micronライン光度、L（[OI]63micron）=（1.1+/-0.2）x1E+9Lsun。検出されなかったBzKによって選択された星形成銀河の暗視比L（[OI]63micron）/L（IR）は、低赤方偏移の星形成銀河のそれと広く一致し、BzK-21000にはほこりっぽい星形成銀河のz〜6と同じ比率。BzK-21000と$z\sim1-3$のほこりっぽいサブミリの明るい星形成銀河で観測された[OI]63ミクロンの高いライン光度は、低密度の冷たい中性ガスの貯留層の拡大に関連している可能性があります。
恒星のフィードバックが銀河の成長を局所的に調節することの定量的実証
| Title |
A_quantitative_demonstration_that_stellar_feedback_locally_regulates_galaxy_growth |
| Authors |
Javier_Zaragoza-Cardiel,_Jacopo_Fritz,_Itziar_Aretxaga,_Yalia_D._Mayya,_Daniel_Rosa-Gonz\'alez,_John_E._Beckman,_Gustavo_Bruzual_and_Stephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08992 |
MUSEスペクトログラフで観測された102個の銀河円盤のサンプルの500個のpcサイズの領域に恒星の人口合成を適用しました。星形成の歴史を導き出し、特に「最近」（$20\rm{Myr}$）と「過去」（$570\rm{Myr}$）の年齢のビンを分析しました。星形成自己調整モデルを使用して、特定の領域の局所質量負荷係数$\eta$を導出できます。この係数は、予測と一致して、局所恒星質量表面密度$\Sigma_*$に依存することがわかります超新星フィードバックを含む流体力学シミュレーションを形成します。銀河の星の構造のスピッツァー調査（S4G）からの星の質量表面密度プロファイルを使用してローカルの$\eta$-$\Sigma_*$関係を統合し、グローバルな質量負荷係数$\eta_{\rm{G}}$、恒星の質量の関数として、$M_*$。見つかった$\eta_{\rm{G}}$-$M_*$の関係は、流体力学的な宇宙のズームイン銀河シミュレーションと非常によく一致しています。ここで開発された方法は、恒星フィードバックのさまざまな実装をテストする強力な方法を提供し、それらの予測がどれほど現実的であるかを確認します。
最大エントロピーの原理は、矮小銀河の質量分布で観測されたコアを説明します
| Title |
The_principle_of_maximum_entropy_explains_the_cores_observed_in_the_mass_distribution_of_dwarf_galaxies |
| Authors |
Jorge_Sanchez_Almeida_(1,2),_Ignacio_Trujillo_(1,2),_Angel_Ricardo_Plastino_(3)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_CeBio_y_Departamento_de_Ciencias_B\'asicas,_Universidad_Nacional_del_Noroeste_de_la_Prov._de_Buenos_Aires,_UNNOBA,_CONICET,_Junin,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08994 |
コールドダークマター（CDM）シミュレーションは、銀河の質量分布における中心の尖点を予測します。この予測は、密度分布に中央のプラトーまたは「コア」を示す矮小銀河の観測とはまったく対照的です。このコアカスプ問題に対する提案されたソリューションは、2つのタイプに分類できます。それらは銀河のバリオン成分によって生成されたフィードバック機構を呼び出すか、またはそれらは暗黒物質（DM）粒子の特性を仮定してCDM仮説から逸脱します。ここでは、代替の補足説明を提案します。非拡張的な統計力学から生じる最大エントロピーの自己重力システムでは、コアは避けられないと主張します。それらの構造は、長距離相互作用を持つシステムに適したTsallisエントロピーから派生します。驚くべきことに、そのような熱力学的平衡によって予測された質量密度プロファイルは、調整や調整を行うことなく、観測されたコアと一致します。したがって、最大のTsallisエントロピーの原理は、矮小銀河におけるコアの存在を説明します。
候補コンパクト対称オブジェクトの変動性とパーセクスケールの無線構造
| Title |
Variability_and_parsec-scale_radio_structure_of_candidate_compact_symmetric_objects |
| Authors |
M._Orienti_(1),_D._Dallacasa_(1,2),_((1)_INAF-IRA_Bologna,_Italy,_(2)_DIFA_-_University_of_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08995 |
高周波ピーカーのかすかなサンプルからの候補コンパクト対称オブジェクト（CSO）のマルチエポック超大規模アレイ（VLA）とpcスケールの非常に長いベースラインアレイ（VLBA）の観測結果を報告します。新しいVLBAの観測では、観測されたソースの約42％で無線構造を解決でき、ミニローブまたはコアジェット構造のいずれかである可能性のある2つのコンポーネントを示しています。VLAによって監視されるほとんどすべてのソースは、10年間の時間スケールである程度の変動を示し、1つのソースのみが大きな変動を示しません。17のソースでは、フラザースで予想されるように磁束密度がランダムに変化し、4のソースでは、最後の観測期間でスペクトルがフラットになり、GHz領域で選択されたサンプルがビーム状のオブジェクトによって高度に汚染されていることが確認されます。16のオブジェクトでは、pcスケールと可変性のプロパティは、断熱拡張における若い電波源と一致し、スペクトルの光学的に薄い部分の磁束密度が着実に減少し、光学的に厚い部分の磁束密度が増加します部。これらの情報源については、数十年から数百年の動的年齢を推定しています。対応する膨張速度は、一般に0.1cから0.7cの間で、異なるアプローチのCSOで見られる値と同様です。一部のCSO候補で観測された急速な進化は、すべてのオブジェクトが古典的なファナロフライリーラジオソースになるとは限らないことを示唆しています。
潮汐流による暗黒物質ハローの図形回転の検出
| Title |
Detecting_the_Figure_Rotation_of_Dark_Matter_Halos_with_Tidal_Streams |
| Authors |
Monica_Valluri,_Adrian_M._Price-Whelan,_Sarah_J._Snyder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09004 |
宇宙論シミュレーションで天の川のような銀河を取り巻く暗黒物質ハローは、一次的には三軸です。ほぼ30年前、そのような3軸暗黒物質ハローは、数ギガ年の期間、安定した図形の回転または回転運動を示すはずであると予測されていました。宇宙論的シミュレーションによって予測された図形回転の角周波数は、中央値0.15hkm/s/kpc（〜0.15hrad/Gyr〜9hdeg/Gyr）と幅0.83kmのパターン速度の対数正規分布によって記述されます/s/kpc。これらのパターン速度は非常に小さいため、一般に重要ではなく、検出不可能であると見なされてきました。この研究では、この非常に遅い図の回転でも、天の川ハロー内の衛星の潮汐破壊によって生成された拡張恒星流の構造を大幅に変更できることを示しています。ハローが3つの主軸を中心に回転するとき、さまざまな形状の3軸暗黒物質ハローにおける射手座のような極性の潮汐流の挙動をシミュレーションします。宇宙論的ハローに典型的なパターン速度の場合、私たちは初めて、射手座のような潮流が現在の観測でも検出可能な程度に変化することを実証しました。この発見は、天の川の暗いハローの図の回転の将来の測定を潜在的に可能にし、おそらくLambdaCDMのこの比較的未踏の予測の最初の証拠を可能にするでしょう。
ハーシェルスパイアフーリエ変換分光計スペクトルフィーチャーファインダーV. NGC 891の回転測定
| Title |
The_Herschel_SPIRE_Fourier_Transform_Spectrometer_Spectral_Feature_Finder_V._Rotational_measurements_of_NGC_891 |
| Authors |
Chris_S._Benson_(1)_and_L._D._Spencer_(1)_and_I._Valtchanov_(2)_and_J._Scott_(1)_and_N._H{\l}adczuk_(2_and_3)_((1)_University_of_Lethbridge,_(2)_Telespazio_Vega_UK_for_ESA,_(3)_European_Space_Astronomy_Centre,_(4)_Gran_TeCan,_S.A.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09014 |
ESAハーシェルスペクトルおよびフォトメトリックイメージングレシーバー（SPIRE）フーリエ変換分光計（FTS）スペクトルフィーチャーファインダー（FF）プロジェクトは、SPIRE機器チーム内で開発された自動化されたスペクトルフィーチャーフィッティングルーチンであり、公的に入手可能なすべてのSPIREFTS観測からすべての顕著なスペクトルフィーチャーを抽出します。。この手紙では、[HI]21cmラインの電波観測を補完する、遠赤外線周波数でのNIIおよびCIガスの回転を測定するための、エッジオンスパイラル銀河NGC891の3つの観測から抽出されたFF情報の使用を示しますそしてCO（1-0）遷移。NIIとCIの両方のガスの測定は、HIの速度プロファイルと同様の速度プロファイルに従い、NGC891のディスクにある星間物質（ISM）の中性領域とイオン化領域の相関を示しています。
NGC 3079の60 kpc銀河風コーン
| Title |
A_60-kpc_Galactic_Wind_Cone_in_NGC_3079 |
| Authors |
Edmund_Hodges-Kluck,_Mihoko_Yukita,_Ryan_Tanner,_Andrew_Ptak,_Joel_N._Bregman_and_Jiang-tao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09047 |
銀河風は、激しい星形成とAGNに関連しています。それらの形成メカニズムと速度に応じて、それらはそれらのホスト銀河からガスのかなりの部分を取り除いて、星の形成を抑制し、銀河間媒質を濃縮し、そして銀河周囲のガスを形作るかもしれません。ただし、これらの風の長期的な変化はほとんど不明のままです。NGC3079から銀河から少なくとも60kpcまでの風の検出を報告します。私たちは、60kpcまでのFUVライン放出（GALEXの幅広いFUVフィルターから推測される）およびX線で少なくとも30〜kpcまでの風を検出します。形態、光度、温度、および密度は、放出が衝撃を受けた材料からのものであることを示し、O/Fe比は、X線放出ガスがタイプII超新星によって濃縮されていることを意味します。もしそうなら、単純な衝撃モデルから推定される速度は約500km/sであり、銀河を脱出するのに十分です。ただし、可視成分から推定される風の運動エネルギーは、標準的な高温の超風モデルよりも大幅に小さくなります。
カスタマイズされたグリッドで初期条件を使用したズームイン宇宙シミュレーションのパフォーマンスの向上
| Title |
Improving_Performance_of_Zoom-In_Cosmological_Simulations_using_Initial_Conditions_with_Customized_Grids |
| Authors |
Gillen_Brown,_Oleg_Y._Gnedin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09085 |
銀河形成のシミュレーションに使用されるズームイン初期条件のルートグリッドをカスタマイズする方法を紹介します。既存の初期条件の構造をシードするために使用されるホワイトノイズから始めて、より小さな関心領域を切り取り、このトリミングされたホワイトノイズキューブを使用して新しいルートグリッドを作成します。この新しいルートグリッドには、元のグリッドグリッドと同様の構造が含まれていますが、ボックスボリュームを小さくし、特定のシミュレーションコードに最適に調整できるさまざまなグリッド解像度を使用できます。ズーム領域への影響を最小限に抑えるために、元のズーム領域からの暗黒物質粒子とガスセルが新しいルートグリッド内に配置され、新しいルートグリッド内の対応する領域の全身速度と一致するバルク速度オフセット以外の変更はありません。。ローカルグループアナログを含むズームイン初期条件を使用して、このメソッドを検証します。元の変更された初期条件を使用して無衝突シミュレーションを実行し、良好な一致を見つけます。$z=0$の2つの最も巨大な銀河の暗黒物質ハロー質量は、元の銀河と15％以内で一致しています。主要な合併の時代と大衆は完全に暗黒物質の付着の歴史と同様によく再現されています。元のシミュレーションで見つかった特定の衛星銀河は再現していませんが、最大の円形速度と中心銀河からの距離の分布について定性的な一致を得ています。また、ARTコードを使用した完全な流体力学的シミュレーションのために、このメソッドによって提供されるランタイムのスピードアップについても調べます。ルートグリッドのセルサイズを小さくするとパフォーマンスが向上しますが、粒子とセルの数が増えると、ゲインの一部が打ち消される可能性があります。私たちはいくつかの実現をテストし、最高の実行ではほぼ2倍のスピードアップを達成しています。
特徴的な[C II]大量の星形成塊における線放出
| Title |
Characterizing_[C_II]_Line_Emission_In_Massive_Star_Forming_Clumps |
| Authors |
James_M._Jackson,_David_Allingham,_Nicholas_Killerby-Smith,_J._Scott_Whitaker,_Howard_A._Smith,_Yanett_Contreras,_Andres_E._Guzman,_Taylor_Hogge,_Patricio_Sanhueza,_Ian_W._Stephens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09098 |
157.74ミクロン[CII]線は星形成領域の主要な冷却剤であるため、銀河の全球の星形成率を推定するためによく使用されます。[CII]と近くの銀河系星形成分子の塊からの遠赤外線放出を特徴付けることにより、銀河系外[CII]放出がそのような塊の大きな集団から発生するかどうか、および[CII]が本当にかどうかを判断できます。グローバルな星形成の強力な指標。[CII]と、FIFI-LS装置を使用して、SOFIAの空中観測所で4つの高密度で質量の大きい天の川の塊に向かう遠赤外線観測について説明します。同様の遠赤外線光度にもかかわらず、[CII]と遠赤外線光度の比L（[CII]）/L（FIR）は、これらの4つの束の間で少なくとも140倍異なります。特に、AGAL313.576+0.324の場合、24,000L_sunのFIR明度にもかかわらず、[CII]線の放出は検出されません。AGAL313.576+0.324は、銀河で見つかったL（[CII]）/L（FIR）とS_\nu（63ミクロン）/S_\nu（158ミクロン）の間の経験的相関曲線の下に100を超える係数があります。AGAL313.576+0.324は、炭素をイオン化するのに不十分な紫外線フラックスを伴う初期の進化的な「原始星」相、またはUVフラックスのダスト減衰がイオン化炭素の領域を検出不能に制限する深く埋め込まれた「ハイパーコンパクト」HII領域相にある少量。または、\cii\の明らかな欠如、放出は、158ミクロンの連続体に対する\cii\ラインの深い吸収、またはフォアグラウンドマテリアルによる明るいライン放出の自己吸収から発生する可能性があり、FIFI-LS装置の幅広いスペクトル分解能エレメント（〜250km/s）
ローカルボリューム小人銀河魚座AのHI構造
| Title |
The_HI_Structure_of_the_Local_Volume_Dwarf_Galaxy_Pisces_A |
| Authors |
Luca_Beale_(1_and_2),_Jennifer_Donovan_Meyer_(2),_Erik_J._Tollerud_(3),_Mary_E._Putman_(4),_J._E._G._Peek_(3_and_5)_((1)_University_of_Virginia,_(2)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_Columbia_University,_(5)_Johns_Hopkins_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09145 |
専用のHI調査により、ローカルボリュームで見つかった低質量銀河のカテゴリが最近増えています。このような銀河の1つであるうお座Aの合成イメージングを、元々は光学イメージングと銀河アレシボLバンドフィードアレイHI（GALFA-HI）調査で中性水素（HI）ソースの分光法によって確認された低質量矮星を提示します。KarlG.Jansky超大型アレイ（JVLA）で撮影されたHI観測を使用して、ガスの運動学的構造を特徴付け、それを銀河の環境と進化の歴史に結び付けます。銀河は全体的に秩序だった回転を示していますが、いくつかの運動学的な特徴は乱されたガスの形態を示しています。これらの特徴は騒々しい最近の歴史を示唆しており、全バリオン質量の$\sim3.5$％を表しています。これらの機能を含めると、バリオンの総画分$f_{\rmbary}=0.13$がわかります。また、うお座Aの宇宙環境を定量化して、乱されたガスとローカルボイドの端にある近くの大規模なフィラメント構造との明らかな整列を見つけます。ラム圧力または銀河-銀河相互作用によるガスストリッピング、ならびに降着およびラム圧力圧縮を含む、妨害されたガスの起源についていくつかのシナリオを検討します。仲間との過去の相互作用を除外することはできませんが、観測結果は、中性ガスの形態と魚座Aの最近の星形成がIGMとの相互作用の直接の結果であるという提案を最もよくサポートしています。
宇宙全体でIMBHを形成する新しいチャネル
高い赤方偏移での最初のブラックホールの形成は議論されていますが、かなりよく理解されていますが、その後の宇宙時代における大規模なブラックホールの形成は十分に調査されていません。高密度、ガスリッチな核星団（NSC）でブラックホールの質量を急速に増加させることができるガス降着駆動メカニズムを提示します。NSCの最初にさまよっているブラックホールの風で送られる超指数関数的な増加は、非常に速い成長につながり、恒星の質量の残りのシードブラックホールを中間の質量のブラックホール（IMBH）にスケーリングします。宇宙時間全体で動作し、この新しいチャネルを介した成長はガス供給によって変調され、時期尚早の終了により、50から数100の太陽質量の範囲の質量の低い質量のブラックホールが形成され、いわゆる質量ギャップを埋めます。。ただし、ほとんどのガスに富むNSCでは、成長は妨げられず、必然的に100〜100,000太陽質量の範囲の質量を持つIMBHが形成されます。IMBH質量関数の全範囲にわたる新しい検出が相次いでいます-LIGO-VIRGOソースGW190521から、低質量矮小銀河に潜む10^5太陽質量ブラックホールの新興集団まで、このとらえどころのない集団を明らかにしています。低質量矮星における中心から外れたIMBHの検出された存在を自然に説明するこの新しい経路は、より大規模な銀河におけるさまよう非中心ブラックホールの大規模な集団の存在を予測し、潮汐破壊イベントを介して、およびGWソースとして検出できます。。ガスに富むNSCは、宇宙の時間全体にわたって広範囲の質量にわたってブラックホールを継続的に形成するためのインキュベーターとして機能します。
TNG50シミュレーションにおけるMW様銀河のDMハロー形態タイプ：単純、ねじれ、またはストレッチ
| Title |
DM_halo_morphological_types_of_MW-like_galaxies_in_the_TNG50_simulation:_Simple,_Twisted,_or_Stretched |
| Authors |
Razieh_Emami_(Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian),_Shy_Genel,_Lars_Hernquist,_Charles_Alcock,_Sownak_Bose,_Rainer_Weinberger,_Mark_Vogelsberger,_Federico_Marinacci,_Abraham_Loeb,_Paul_Torrey,_John_C._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09220 |
IllustrisTNGプロジェクトのTNG50実行における25の天の川（MW）のような銀河のサンプルにおける暗黒物質（DM）ハローの形状分析の包括的な研究を提示します。囲まれたボリューム反復法を使用して、中央値$T\simeq0.24$でDMハローの扁平三軸形状を推定します。DMハローを3つの異なるクラスにグループ化します。単純なハロー（36％）は3つの主軸を確立し、その大きさの順序は半径で変化せず、その方向はハロー全体を通してほぼ固定されています。ねじれたハロー（36％）は、放射状に50から100度の間の段階的な回転のいくつかのレベルを示します。最後に、引き伸ばされたハロー（28％）は、異なる固有値の順序が放射状に変化する軸の長さの引き伸ばしを示しています。そして、ハローはその半径で$\sim$90度の「回転」を経験します。初めて、DMハローの3D楕円体を視覚化し、ねじれたクラスと引き伸ばされたクラスの両方で楕円体の向きを変える兆候を報告します。暗黒物質のみ（DMO）シミュレーションと比較して、DMハロー形状に対するバリオン物理学の影響を調べます。中央値が$T\simeq0.64$の三軸偏長DMハローを報告します。したがって、バリオニック効果によってDMハローは長く伸びなくなります。DMハロー形状に対する下部構造の影響を分析し、それが優勢であることを確認します。質量が$10^7M_{\odot}$を超え、距離が200kpc未満の衛星の分布を調査します。単純なハローの衛星は、一般的に中心に近く、中央の銀河の角運動量とより一致しています。ツイストハロークラスの衛星は、角度の分布にバイモーダル動作を示します。最後に、引き伸ばされたハローの衛星は中心からより遠くにあり、よりずれています。上記の理論的結果を文献の観察結果と結びつけます。理論的結果と観測結果を重ね合わせると、公正な合意が確立されます。
銀河と質量の組み立て：KiDS / GAMAでの銀河と銀河のレンズ探索の比較
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly:_A_Comparison_between_Galaxy-Galaxy_Lens_Searches_in_KiDS/GAMA |
| Authors |
Shawn_Knabel_(University_of_Louisville),_Rebecca_L._Steele_(University_of_Louisville),_Benne_W._Holwerda_(University_of_Louisville),_Joanna_S._Bridge_(University_of_Louisville),_Alice_Jacques_(University_of_Louisville),_Andrew_Hopkins_(Macquarie_University),_Steven_P._Bamford_(University_of_Nottingham),_Michael_J._I._Brown_(Monash_University),_Sarah_Brough_(University_of_New_South_Wales),_Lee_S._Kelvin_(Princeton_University),_Maciej_Bilicki_(Center_for_Theoretical_Physics,_Polish_Academy_of_Sciences),_John_Kielkopf_(University_of_Louisville) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09493 |
強力な重力レンズは、珍しく有益なタイプの天体です。識別は長い間セレンディピティに依存してきましたが、見通しに沿った複数の銀河の混合分光法、機械学習アルゴリズム、市民科学などのさまざまな戦略が、新しい画像調査が利用可能になったときにこれらのオブジェクトを識別するために採用されてきました。GAMA調査の赤道フィールドの共通調査エリアで個別に構築されたレンズカタログからの銀河-銀河レンズ候補の分光、機械学習、および市民科学による識別の比較について報告します。これらでは、機械学習と市民科学レンズ検索の両方に使用されるキロ度数調査（KiDS）からの高忠実度イメージングに対して、完全性の高い分光識別を比較する機会があります。3つの方法-分光法、機械学習、および市民科学-は、調査した180平方度でそれぞれ47、47、および13の候補者を識別していることがわかります。これらの識別はほとんど重複せず、市民科学と機械学習の両方で識別されるのは2つだけです。この不一致は、親サンプル内（つまり、市民科学は低赤方偏移に焦点を当てている）またはメソッドに固有（つまり、機械学習はトレーニングサンプルによって制限され、分光はファイバー内に存在するためにレンズの特徴からの十分なフラックスを必要とするが、よく分離された特徴を好む。これらの違いは、推定されたアインシュタイン半径、レンズ恒星の質量、およびレンズ赤方偏移の個別のサンプルとして現れます。結合されたサンプルは、レンズ候補の空の密度$\sim0.59$deg$^{-2}$を意味し、より広い質量赤方偏移空間にまたがるトレーニングセットの構築を通知できます。
確率的化学進化モデルにおける中性子星の合併：時間遅延分布の影響
| Title |
Neutron_stars_mergers_in_a_stochastic_chemical_evolution_model:_impact_of_time_delay_distributions |
| Authors |
L._Cavallo,_G._Cescutti_and_F._Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09534 |
ユウロピウムの汚染物質として中性子星の併合を考慮した確率的化学進化モデルを用いて、銀河ハローにおける[Eu/Fe]比の進化を研究します。一定の遅延ではなく、中性子星の合体に対する時間遅延分布を追加することにより、以前の確率的化学進化モデルを改善しました。確率的化学進化モデルは、[Eu/Fe]データの傾向と観測された広がりを再現できます。中性子星の合併は、次のように仮定すると、固有のプロデューサーとなります：i）遅延時間分布$\proptot^{-1.5}$、ii）$M_{Eu}=1.5$x$10^{-6}イベントあたりM_{\odot}$、iii）範囲$9-50M_{\odot}$の中性子星の前駆細胞、およびiv）一定の割合中性子星合体を生成する初期質量関数（0.02）の巨大な星。私たちの最良のモデルは、点iv）を緩和し、金属性によって変化する部分を仮定することによって得られます。ユウロピウムの生成者として中性子星と超新星の両方が混在するシナリオは、中性子星の合体に関する分布時間遅延の制約を緩和するデータとの良い一致を提供できることを確認します。最高のモデルを採用し、中性子星の合併を引き起こす重い星の割合に依存する、特定の金属性での[Eu/Fe]の分散も再現します。4MOSTやWEAVEなどの将来の高解像度分光測量では、このパラメータを制限するために必要な統計が作成されます。
銀河球状星団の絶対Vバンドの大きさと質量対光比
| Title |
Absolute_V-band_magnitudes_and_mass-to-light_ratios_of_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
H._Baumgardt,_A._Sollima,_M._Hilker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09611 |
私たちはHSTと地上ベースの測光を使用して、150を超える銀河の球状星団の合計$V$バンドの大きさと質量対光比を決定しました。これを行うには、色の大きさの情報、GaiaDR2の適切な動き、および半径方向の速度を使用して、個々のメンバーの星の等級を合計し、クラスター星と背景の星を区別します。私たちの新しい等級は、V<8の明るいクラスターの文献推定を確認しますが、暗いクラスターの文献値から最大2等級ずれることがあります。それらは、狭い範囲1.4<M/L_V<2.5に制限される絶対質量対光比をもたらし、以前に見られたものよりも大幅に小さい。また、理論的な予測と一致して、クラスターのM/L_V値とその年齢の間の相関関係もわかります。球状星団のM/L_V比も、恒星の等時線によって予測されたものとよく一致しており、球状星団内のかなりの量の暗黒物質に反対しています。最後に、M31で見られたことと一致して、外側のハロー球状星団のマグニチュード分布には、天の川の内側の部分には存在しないかすかな星団へのテールがあることがわかります。
| Title |
Multiwavelength_power-spectrum_analysis_of_NGC_5548 |
| Authors |
Christos_Panagiotou,_Iossif_Papadakis,_Elias_Kammoun,_Michal_Dov\v{c}iak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09693 |
NGC5548は最近、STORMキャンペーンの一部としてNIRからX線まで集中的に監視されました。そのディスク放射は観測されたX線に遅れをとることがわかりましたが、測定されたタイムラグは波長とともに増加していました。これらの結果は、AGN放射の短期的な変動は降着円盤のX線照明によって引き起こされるという仮定と一致しています。この作業では、STORMキャンペーンのデータと以前のSwiftデータを使用して、UV/光学とX-光線の変動性と上の画像との整合性を調べる。パワースペクトルの結果でさえ、降着率が低く、X線で照らされている標準ディスクと互換性があることを示していますが、詳細は「{\tau}対{\lambda}"関係。違いは、内側のディスクが「暖かいコロナ」で覆われている可能性があることを示しています。これにより、内側のディスクからのUV/光学放射を検出できません。最後に、NGC5548のUV放射は定常的ではないという強力な証拠が見つかりました。
ab-initio計算による水氷の結晶およびアモルファスモデル上の星間分子の結合エネルギー
| Title |
Binding_energies_of_interstellar_molecules_on_crystalline_and_amorphous_models_of_water_ice_by_ab-initio_calculations |
| Authors |
Stefano_Ferrero,_Lorenzo_Zamirri,_Cecilia_Ceccarelli,_Arezu_Witzel,_Albert_Rimola_and_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09763 |
星間媒質（ISM）のより密度が高く冷たい（$\leq$20K）領域では、近赤外線観測により、H\textsubscript{2}Oが支配するいくつかの層で覆われたサブミクロンサイズのダスト粒子の存在が明らかになりました氷と他の揮発性種の存在によって汚れた。分子が気相または固相にあるかどうかは、氷の表面でのその結合エネルギー（BE）に依存します。したがって、BEは、ISM化学の観測された進化を再現することを目的とする宇宙化学モデルの重要なパラメーターです。一般に、BEは実験的手法または理論的計算から推測できます。この作業では、宇宙化学関連種の大規模なセット（21）のBEを評価するための信頼できる計算手法を紹介します。星間水氷のマントルを模倣するために、結晶性と非晶性の両方の異なる周期的表面モデルを検討しました。どちらのモデルも、小さな氷のクラスターモデルとの差異において、水素結合の協調性が完全に考慮されることを保証します。B3LYP-D3とM06-2Xの両方の汎関数を採用した密度汎関数理論を使用して、種/氷の構造とそのBEを予測しました。氷の表面の複雑さから予想されるように、各分子は、その構造と氷の表面での位置に依存する複数のBE値を経験できることがわかりました。計算されたデータと文献データを比較すると、いくつかのケースでは一致が見られ、他のケースでは（大きな）違いが見られます。天体化学モデルに含めるための信頼できる値を持つために、より現実的な星間氷の表面を使用してBEを計算することの重要性を示す、いくつかの天体物理学的意味について説明します。
MeerKAT HI、MHONGOOSE銀河ESO 302-G014の観測を委託
| Title |
MeerKAT_HI_commissioning_observations_of_MHONGOOSE_galaxy_ESO_302-G014 |
| Authors |
W.J.G._de_Blok,_E._Athanassoula,_A._Bosma,_F._Combes,_J._English,_G.H._Heald,_P._Kamphuis,_B.S._Koribalski,_G.R._Meurer,_J._Rom\'an,_A._Sardone,_L._Verdes-Montenegro,_F._Bigiel,_E._Brinks,_L._Chemin,_F._Fraternali,_T._Jarrett,_D._Kleiner,_F.M._Maccagni,_D.J._Pisano,_P._Serra,_K._Spekkens,_P._Amram,_C._Carignan,_R-J._Dettmar,_B.K._Gibson,_B.W._Holwerda,_G.I.G_J\'ozsa,_D.M._Lucero,_T.A._Oosterloo,_A.J.T._Ramaila,_M._Ramatsoku,_K._Sheth,_F._Walter,_O.I._Wong,_A.A._Zijlstra,_S._Bloemen,_P.J._Groot,_R._Le_Poole,_M._Klein-Wolt,_E.G._K\"ording,_V.A._McBride,_K._Paterson,_D.L.A._Pieterse,_P._Vreeswijk,_P.A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09766 |
MeerKAT電波望遠鏡で取得した3つの試運転HI観測の結果を示します。これらの観測は、近々行われるMHONGOOSE近くの銀河調査の準備の一部を構成します。これは、銀河内のガスの降着と、ガスと星の形成との関連を研究するMeerKAT大規模調査プロジェクトです。利用可能なHIデータセットと他の波長の補助データを使用して、近くのガスに富む矮小銀河であるMHONGOOSEサンプル銀河、ESO302-G014の形態を研究しました。ESO302-G014には、カラム密度が低い、偏った非対称の外側ディスクがあることがわかります。さらに、銀河から離れて伸びているHI雲の尾またはフィラメント、および銀河の南に約20kpcの孤立したHI雲があります。これらの特徴は、低質量銀河との小さな相互作用を示すことをお勧めします。光学イメージングは、尾の近くに可能な小銀河を示していますが、現在のデータに基づいて、ESO302-G014との関連を確認できません。それにもかかわらず、ある種の低質量コンパニオンとの相互作用シナリオは、星の質量にほぼ等しい相当量の分子ガスの存在と、最近トリガーされた星の形成を示唆する多数の顕著な星のクラスターの存在によって、依然としてサポートされています。これらのデータは、MeerKATが精巧な画像データを生成することを示しています。したがって、ESO302-G014および他のサンプル銀河の今後の詳細な調査観測は、中性ガスが銀河間媒質から銀河に移動するときの運命についての洞察を提供します。
12の大規模なレンズクラスターに向けたMUSE観測のアトラス
| Title |
An_Atlas_of_MUSE_Observations_towards_Twelve_Massive_Lensing_Clusters |
| Authors |
Johan_Richard_(1),_Ad\'ela\"ide_Claeyssens_(1),_David_J._Lagattuta_(1,2,3),_Lucia_Guaita_(4,5),_Franz_E._Bauer_(4,6,7),_Roser_Pello_(8,9),_David_Carton_(1),_Roland_Bacon_(1),_Genevi\`eve_Soucail_(8),_Gonzalo_Prieto_Lyon_(4,6),_Jean-Paul_Kneib_(10,9),_Guillaume_Mahler_(1,11),_Benjamin_Cl\'ement_(1,10),_Wilfried_Mercier_(8),_Andrei_Variu_(10),_Am\'elie_Tamone_(10),_Harald_Ebeling_(12),_Kasper_B._Schmidt_(13),_Themiya_Nanayakkara_(14,15),_Michael_Maseda_(14),_Peter_M._Weilbacher_(13),_Nicolas_Bouch\'e_(1),_Rychard_J._Bouwens_(14),_Lutz_Wisotzki_(13),_Geoffroy_de_la_Vieuville_(8),_Johany_Martinez_(1),_Vera_Patr\'icio_(1)-----_((1)_CRAL,_Lyon_(2)_CEA,_Durham_(3)_ICC,_Durham_(4)_PUC_(5)_N\'ucleo_de_Astronom\'ia_(6)_MAS_(7)_SSI_(8)_IRAP_(9)_LAM_(10)_EPFL_(11)_U.Michigan_(12)_IfA,_U.Hawaii_(13)_AIP_(14)_Leiden_(15)_CAS,_Swinburne) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09784 |
巨大な銀河団の分光学的調査は、強い重力レンズ効果によって提供される拡大のおかげで、かすかな背景の銀河の特性を明らかにします。マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）を使用して実施された12の大規模クラスターの積分フィールド分光観測の系統的な分析を提示します。すべてのデータは、ポインティングあたり2〜15時間、合計125時間の有効な露出時間で、非常に良好な視界条件（0.6インチ）で取得されました。私たちの観測は、方向の合計立体角〜23アーク分$^2$をカバーしていますクラスタの数、その多くは以前にMACS、フロンティアフィールド、GLASS、CLASHプログラムによって研究されました。点光源の5$\sigma$で達成された輝線検出限界は（0.77--1.5）$\times$10$の間で変化します^{-18}$erg\、s$^{-1}$\、cm$^{-2}$at7000\AA。これらの観測データを削減し、ソースを検出して、赤方偏移を特定するために開発した戦略を紹介します。各クラスターのロバストな質量モデルを構築して、強力なレンズ制約を使用して赤方偏移測定をさらに確認し、930個の複数の画像を生成する合計311個の強くレンズ化された光源を特定します。最終的な赤方偏移カタログには、3300個を超える堅牢な赤方偏移が含まれ、そのうち40\％はクラスターメンバー用で、$\sim$30\％はレンズ付きLyman-$\alpha$エミッター用です。すべてのソースの14\％はFFの深さ（$\sim29$AB）でも、利用可能なHST画像にラインエミッターが表示されません。高倍率領域（$\mu{=}$2--25）のレンズ付き光源の倍率分布は、$N（z）\propto\mu^{-2}$の理論的期待値に従うことがわかります。このデータセットの品質、レンズ化された光源の数、および強いレンズ化の制約の数により、レンズ効果のクラスターと背景の銀河の両方の物理的特性の詳細な研究が可能になります。この作業からの完全なデータ製品は、コミュニティーに提供されます。[要約]
Lyman continuum漏れ銀河における脱出率と観測された線放出の調和
| Title |
Reconciling_escape_fractions_and_observed_line_emission_in_Lyman_continuum_leaking_galaxies |
| Authors |
L._Ramambason,_D._Schaerer,_G._Stasi\'nska,_Y._I._Izotov,_N._G._Guseva,_J.M_V\'ilchez,_R._Amor\'in,_C._Morisset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09882 |
Lymancontinuum（LyC）放出銀河の特性を見つけて解明することは、宇宙の再イオン化を理解するための重要なステップです。最近見つかったz-0.3-0.4LyCエミッターは強い光輝線を示していますが、これらの銀河の電離光子と不均一な星間物質（ISM）ジオメトリのエスケープを考慮した一貫した定量的光イオン化モデルはまだ構築されていません。したがって、観測された輝線測定と比較する、観測されたLyCエスケープを説明する1ゾーンおよび2ゾーンの光イオン化モデルを構築します。[OI]と[SII]のように、体系的に低イオン化ポテンシャルの種のラインを予測できないため、1ゾーン密度制限光イオン化モデルはLyCリーカーの輝線を再現できないことがわかります。異なるイオン化パラメーターと可変カバー率の2ゾーンモデルを導入し、ゾーンの1つが密度制限されている場合、LyCエミッターの観測された輝線比と脱出率がよく再現されることを示します。一部のLyCリーカーで観察される[OI]過剰は、このモデルで自然に説明できます。たとえば、低イオン化および低充填率ガスからの放出などです。脱出率が高い（fesc>38％）LyCエミッターは、[OI]6300Aと[SII]6716,6731Aの両方で不足しています。また、[SII]欠損を使用してLyCエミッター候補を選択できることも確認しています。最後に、比較的低い（fesc<10％）銀河間でのLyC光子のエスケープメカニズムの観点から二分法の可能性の兆候を見つけ、エスケープ分率を高めます。2ゾーン光イオン化モデルが必要であり、z-0.3-0.4LyCエミッターの観測された輝線特性を説明できると結論付けています。これらのモデルは、LyCの定量的診断が銀河から脱出する際の光輝線とその比率の使用に向けた最初のステップを提供します。
中間赤方偏移矮小衛星銀河からの流出における弱いMgIIと高電離吸収線の起源
| Title |
Origin_of_Weak_MgII_and_Higher_Ionization_Absorption_Lines_in_an_Outflow_from_an_Intermediate-Redshift_Dwarf_Satellite_Galaxy |
| Authors |
Akimi_Fujita,_Toru_Misawa,_Jane_C._Charlton,_Avery_Meiksin,_and_Mordecai-Mark_Mac_Low |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09954 |
中間の赤方偏移での観測により、スーパーソーラーに近い金属性を持つ多数のコンパクトな弱いMgII吸収体の存在が明らかになり、多くの場合、明るい銀河からの大きな衝突パラメータでの銀河系周囲のCIVおよび/またはOVI吸収を生成する拡張領域に囲まれています。それらの起源と性質は不明のままです。未検出の衛星矮小銀河が、これらの弱いMgII吸収体のいくつかを生成する原因であると仮定します。仮説を検証するには、ハロー質量が$5\times10^{9}$M$_{\odot}$の矮小衛星銀河からの銀河流出のガス力学シミュレーションを使用します。これは、より大きな$L^{*}で形成される可能性があります。$=2でのハロー。ハロー内のガス相互作用を調べます。薄いフィラメント状の弱いMgII吸収体が2つの段階で生成されることがわかります。1）衝撃を受けたコア崩壊超新星（SNII）に富んだガスが銀河の噴水を下降し、後続のSNIIによって駆動される上向きの流れによって衝撃圧縮され、冷却されるとき（フェーズ1）、その後、2）タイプIaの超新星によって引き起こされた流出中に、SNIIに富んだ広範囲のガスに衝撃を与えて掃引し、その後ガスが冷却されます（フェーズ2）。フィラメントとフラグメントの幅は$\lesssim〜100$pcであり、最小のものは12.8pcの解像度では解決できません。私たちのシミュレーションのMgII吸収体は、衝撃と冷却によって150Myrを超えて継続的に生成されますが、各雲は約60Myrしか存続しません。それらの金属性は10-20％太陽金属性であり、柱の密度は$<10^{12}$cm$^{-2}$です。彼らはまた、より長く生き残るように見えるより大きな（0.5-1kpc）CIV吸収体に囲まれています。さらに、大規模な（>1kpc）CIVおよびOVIの雲は、中間の赤方偏移でUVメタ銀河放射によって光イオン化される、拡大および衝撃を受けたSNII濃縮ガスの両方で生成されます。私たちのシミュレーションは、非常に濃縮された多相ガスを生成する矮小銀河流出の可能性を強調しています。
| Title |
Neural-Network_Assisted_Study_of_Nitrogen_Atom_Dynamics_on_Amorphous_Solid_Water._I._Adsorption_&_Desorption |
| Authors |
Germ\'an_Molpeceres,_Viktor_Zaverkin,_Johannes_K\"astner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09994 |
（4S）-Nのアモルファス固体水への吸着と脱着のダイナミクスは、分子動力学シミュレーションを使用して分析されます。潜在的なエネルギーサーフェスは、機械学習された原子間ポテンシャルによって提供されました。結合エネルギーは、利用可能な最新の理論および実験結果を確認します。窒素付着係数は、10Kのダスト温度では1に近い値ですが、高温では減少します。28Kで1{\mu}秒の脱着時間スケールを推定します。推定時間スケールにより、拡散によって媒介される化学プロセスが、より高い温度でも脱着前に発生することができます。スティッキングイベント後のエネルギー散逸プロセスは、流入する吸着物のエネルギーが高い場合でも、10Kのダスト温度でピコ秒タイムスケールで発生することがわかりました。私たちのアプローチは、手頃な計算コストとab-initio精度で妥当な時間スケールの大規模システムのシミュレーションを可能にします。さらに、それは一般的にダスト表面上の星間ラジカルの吸着ダイナミクスの研究に適用できます。
精密弱いレンズからの最初のせん断測定
| Title |
The_first_shear_measurements_from_precision_weak_lensing |
| Authors |
Pol_Gurri,_Edward_N._Taylor_and_Christopher_J._Fluke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10067 |
それらの運動学的情報を活用する個々の銀河系銀河系に対する弱いレンズ効果を測定するためのエンドツーエンドの方法論を提示します。この方法論を使用して、18個のレンズの弱い銀河の速度場からのせん断信号を測定しました。光源の特性のみに基づいてシステムのサンプルを選択し、それらが明るく（見かけ上の$i$バンドの大きさ$<17.4$）、近くの宇宙（$z<0.15$）であることを要求しました。2.3m望遠鏡の光学IFUであるWiFeSを使用して、ソースの速度場を観察し、外部シアを含む単純な円運動モデルを使用してそれらをフィッティングしました。文献からステラ対ハロの中央値の関係を使用して得られた予測された$\langle\gamma_{pred}\rangle=0.005$と比較して、$\langle\gamma\rangle=0.020\pm0.008$の平均シアを測定しました。まだ統計的アプローチですが、我々の結果は、この新しい弱いレンズ手法が従来のスタッキングベースの手法の制限のいくつかを克服できることを示唆しています。方法論のすべてのステップを詳細に説明し、この研究で使用されるレンズの弱いソースのすべての速度マップを公開します。
磁気エルゴスター、ジェット形成およびガンマ線バースト：エルゴ領域対地平線
| Title |
Magnetic_Ergostars,_Jet_Formation_and_Gamma-Ray_Bursts:_Ergoregions_versus_Horizons |
| Authors |
Milton_Ruiz,_Antonios_Tsokaros,_Stuart_L._Shapiro,_Kyle_C._Nelli,_Sam_Qunell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08982 |
エルゴリージョンの有無にかかわらず、動的に安定した超巨大中性子星の最初の完全に一般的な相対論的電磁流体シミュレーションを実行して、磁気駆動の流出の開始に対するエルゴリージョンの影響を評価します。超巨大中性子星は、圧縮可能な因果状態方程式によってモデル化され、最初は恒星の内部からその外部に伸びる双極子磁場が与えられています。数回のAlfvの後に、エルゴスター（エルゴ領域を含むスター）と通常のスターの磁力線が、どちらの場合もらせん状のじょうごにしっかりと巻かれ、その中で物質が外側に流れ始めます。流出の最大ローレンツ係数は$\Gamma_L\sim2.5$ですが、力のないパラメータは$B^2/8\pi\rho_0\lesssim10$で保持されます。これらの値は、非常に相対論的な磁気駆動の流出（ジェット）および短い$\gamma$線バーストと互換性がありません。これらの結果を、真正のジェットを発射する磁化された質量のない降着円盤に囲まれた回転するブラックホールの結果と比較します。私たちのシミュレーションでは、相対論的ジェットを発射するためのBlandford-Znajekメカニズムは、ブラックホールが存在する場合にのみ機能することを示唆していますが、ポインティング光度はすべて同等です。したがって、観測されたポインティング光度の値のみに基づいて、いわゆる質量ギャップで、磁化された降着ブラックホールと磁化された超大質量中性子星を区別することはできません。これらの結果は、超巨大残骸に関するこれまでの研究を補足するものであり、通常の中性子星または超大質量状態のエルゴスターが短い$\gamma$線バーストの前駆細胞になるのは困難であることを示唆しています。
CXOGBS J175553.2-281633の動的モデリング：10時間の長い軌道周期激変
| Title |
Dynamical_Modeling_of_CXOGBS_J175553.2-281633:_A_10_Hour_Long_Orbital_Period_Cataclysmic_Variable |
| Authors |
Sebastian_Gomez,_Manuel_A._P._Torres,_Peter_G._Jonker,_Zuzanna_Kostrzewa-Rutkowska,_Theo_F._J._van_Grunsven,_Andrzej_Udalski,_Robert_I._Hynes,_Craig_O._Heinke,_Thomas_J._Maccarone,_Ricardo_Salinas,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08983 |
\textit{Chandra}銀河バルジサーベイで最初にX線で検出された、バイナリステラーシステムCXOGBSJ175553.2-281633の長期光学光度曲線と動径速度曲線のモデリングを示します。私たちは、OGLEの7年間の光学Iバンド測光を分析し、年ごとの長期的な変動を発見しました。これらの長期変動は、形や光度が変化する降着円盤、または斑点のある2次星で説明できます。フェーズドライトカーブは正弦波の形をしており、楕円形の変調が原因であると解釈します。軌道周期を$P=10.34488（6）$hに改善し、二次$T_0={\rmHJD\}2455260.8204（8）$の劣等結合時間を設定します。さらに、6つの連続しない夜に37のスペクトルを収集しました。スペクトルは、K7二次ドナー星の証拠を示しています。そこから、$K_2=161\pm6$kms$^{-1}$の半径方向速度曲線の半振幅を取得します。光度曲線合成コード{\ttXRbinary}を使用して、バイナリー$i=63.0\pm0.7$deg、一次質量$M_1=0.83\pm0.06$M$_\の最も可能性の高い軌道傾斜を導出します白色矮星と一致するodot$、およびスペクトル分類と一致する$M_2=0.65\pm0.07$M$_\odot$の二次ドナー質量。したがって、この光源を、軌道周期の長い激変星と分類します。
星形成銀河のX線スペクトルエネルギー分布について：低金属スターバースト銀河VV 114の0.3-30 keVスペクトル
| Title |
On_the_X-ray_Spectral_Energy_Distributions_of_Star-Forming_Galaxies:_the_0.3-30_keV_Spectrum_of_the_Low-Metallicity_Starburst_Galaxy_VV_114 |
| Authors |
Kristen_Garofali,_Bret_D._Lehmer,_Antara_Basu-Zych,_Lacey_A._West,_Daniel_Wik,_Mihoko_Yukita,_Neven_Vulic,_Andrew_Ptak,_Ann_Hornschemeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08985 |
宇宙論的モデルと組み合わせた二元集団合成は、主にX線連星（XRB）および高温の星間物質（ISM）からの放出からなる星形成銀河からのX線放出が重要であり、おそらく支配的なソースである可能性があることを示唆しています再イオン化の時代に先立つ銀河間媒体の加熱の。ただし、このようなモデルは、低金属銀河では現在欠けている星形成銀河のX線スペクトルエネルギー分布（SED）の経験的制約に依存しています。チャンドラ、XMM-ニュートン、およびNuSTARの観測を組み合わせて使用して、いくつかの超発光X線源（ULX）をホストすることが知られている低金属スターバースト銀河VV114の0.3-30keVSEDに新しい制約を提示します。）光度が10$^{40}$ergs$^{-1}$を超える場合。VV114のアーカイブChandra観測を使用して、銀河の主要なX線放出コンポーネントからのX線SEDへの寄与を制限し、新しく取得されたほぼ同時のXMM-Newton観測とNuSTAR観測から、0.3-30keVの範囲をカバーするチャンドラ。最適な銀河全体のスペクトルモデルを使用して、VRB114の0.3-30keVSEDを導出します。これは、1.5keVを超えるエネルギーで、XRB母集団、特にULXからの放出が支配的であることがわかります。金属量の多い星形成銀河と比較して、単位星形成率あたりの銀河統合X線光度が高くなるXRB母集団および高温ISMに対する金属性の影響、および高赤方偏移宇宙における星形成銀河からのX線放出の重要性の観点から、結果を議論します。
M51-ULS-1b：外部銀河における惑星の最初の候補
| Title |
M51-ULS-1b:_The_First_Candidate_for_a_Planet_in_an_External_Galaxy |
| Authors |
R._Di_Stefano,_Julia_Berndtsson,_Ryan_Urquhart,_Roberto_Soria,_Vinay_L._Kashyap,_Theron_W._Carmichael,_Nia_Imara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08987 |
外部銀河は惑星系をホストしていますか？推論の多くの行は、答えは「はい」でなければならないことを示唆しています。しかし、近い将来、私たちの銀河で最も成功する方法では、この質問に答えることはできません。明るいX線源（XRS）に焦点を当てた別のアプローチについて報告します。M51-ULS-1bは、明るいXRSの完全で短命の日食を生成するため、発見された最初の惑星候補です。M51-ULS-1bは、最も可能性の高い半径が土星よりわずかに小さいです。それは地球から8.6メガパーセクにある外部銀河M51の中で最も明るいXRSの1つであるワールプール銀河を周回します。それは、外部銀河の惑星の最初の候補です。それが軌道を回るバイナリM51-ULS-1は、新しくて重いです。バイナリコンポーネントの1つは恒星の残骸であり、中性子星（NS）またはブラックホール（BH）のいずれかで、もう1つは巨大な星です。X線トランジットを使用して、外部銀河内のより多くの惑星や、天の川の中でXRSを周回する惑星を発見することができます。
キロノバの非常に軽い元素の生成
| Title |
Production_of_very_light_elements_in_kilonovae |
| Authors |
A._Perego,_D._Vescovi,_A._Fiore,_S._Benetti,_S._Bernuzzi,_M._Branchesi,_S._Cristallo,_E._Cappellaro,_D._Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08988 |
詳細な元素合成計算と数値相対論的マージシミュレーションの結果を組み合わせることにより、連星中性子星合併の噴出物における軽元素（Z<20）の生成を研究します。さまざまな微物理状態方程式とバイナリ質量比を調査し、水素とヘリウムが最も豊富な軽元素であることを発見しました。どちらの元素でも、自由中性子の崩壊が核反応の原動力です。ヘリウムは重いr-プロセス元素と関連して合成されるが、水素は非常に高速に膨張する噴出物で生成される。合成スペクトルを計算することにより、キロノバスペクトルで水素とヘリウムの特徴を検出する可能性は非常に低いことがわかります。
HAWCガンマ線観測所によるTeV光子エネルギーでの活動銀河の調査
| Title |
A_survey_of_active_galaxies_at_TeV_photon_energies_with_the_HAWC_gamma-ray_observatory |
| Authors |
A._Albert,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_E._De_la_Fuente,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_M._Fern\'andez_Alonso,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garc\'ia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hern\'andez,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_D._Kieda,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_et_al._(36_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09039 |
高高度水チェレンコフガンマ線天文台（HAWC）は、広い視野内でTeV光子と粒子を継続的に検出し、毎日3分の2の空のより深い露出を蓄積します。私たちは、4年半にわたって収集された1523〜日のHAWCライブデータを分析しました。追跡は、近くの{138}（$z<0.3$）のアクティブな銀河核（{\emFermi}3FHLカタログから40ドル以内）までです。HAWCサイト、シエラネグラの天頂の^\circ$。この永続的なTeV放射の検索では、ガンマ線光子と銀河系外のバックグラウンドライトのペア生成によって減衰する固有のべき乗則スペクトルを想定した最尤分析を使用しました。HAWCは、TeVスカイで最も明るい2つのブレーザーであるMkn〜421およびMkn〜501からの持続的な放出を、それぞれ65$\sigma$および17$\sigma$レベルで明確に検出します。{他の3つの既知の非常に高エネルギーのエミッターについて、長期放出の弱い証拠が見つかりました：}放射銀河M87およびBLLacオブジェクトVER〜J0521+211および1ES〜1215+303、後者は$z\sim0.1$。ランダムな確率$\sim10^{-5}$でMkn〜421とMkn〜501を除外した、以前に報告された30個の非常に高エネルギーのソースからの集団放出の証拠が見つかりました。上限は、べき乗則の仮定の下、および事前定義された（0.5-2.0）、（2.0-8.0）、および（8.0-32.0）TeVエネルギー間隔でのサンプルに対して提示されます。
一般相対論的ニュートリノ輸送におけるランク3のモーメント閉包
降着円盤の最新のシミュレーションの多くは、放射輸送にモーメントベースの方法を使用して、円盤の熱進化と放出された物質の特性を決定しています。人気のあるM1スキームは、ランク0とランク1のモーメントを進化させ、ランク2以上のテンソルの解析的近似を必要とします。オープンソースのモンテカルロ定常状態の一般相対論的ニュートリノトランスポートコードSedonuGRを提示します。これを使用して、基本的な解析的閉包の仮定を評価し、提案された閉合誤差を定量化し、MEFD閉合のランク3モーメントへの拡張をテストします。すべての分析的クロージャで採用されている基本的な仮定が強く違反されていることを示しています。この違反は、赤道円盤と避難した極域の間の境界で最も顕著です。最後に、ニュートリノペアの消滅からニュートリノの運動量とエネルギー蓄積率を計算し、ランク2以上のモーメントを無視すると、モーメントに基づく消滅力の計算が最大で約20％まで正確であることを示します。文献の8つのクロージャーの選択から、MEFD、レバーモア、およびJanka2クロージャーはすべて妥当であるが、異なるクロージャーが放射フィールドの異なる側面（圧力テンソル、ランク3テンソル、ペア消滅率）を再現することを示します。MEFD閉包で使用されるニュートリノ縮退からの追加情報は、ランク2とランク3のモーメントの多様性を説明できません。
サブルミナスディスク状態の新しい候補遷移ミリ秒パルサー：4FGL J0407.7--5702
| Title |
A_New_Candidate_Transitional_Millisecond_Pulsar_in_the_Sub-luminous_Disk_State:_4FGL_J0407.7--5702 |
| Authors |
Jessie_M._Miller,_Samuel_J._Swihart,_Jay_Strader,_Ryan_Urqhuart,_Elias_Aydi,_Laura_Chomiuk,_Kristen_C._Dage,_Adam_Kawash,_Laura_Shishkovsky,_Kirill_V._Sokolovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09054 |
以前関連付けられていなかったフェルミ大面積望遠鏡$\gamma$線源4FGLJ0407.7--5702のエラー楕円内での可変光学X線源の発見を報告します。XMM-Newton/EPICからの22ksecの観測は、急速な変動とフレアを伴うX線光度曲線を示しています。X線スペクトルは、$\Gamma=1.7$のハードパワーの法則によく適合しています。いくつかのエポックにわたって撮影された光学測光は、中程度の振幅の非周期的な変動によって支配されます。SOARとGeminiを使用した光学分光法は、コンパクトなバイナリの周りの降着円盤に期待されるように、幅広いピークのあるHおよびHe発光の青い連続体を明らかにします。全体として、4FGLJ0407.7--5702の光学、X線、および$\gamma$-rayのプロパティは、サブ発光ディスク状態の遷移ミリ秒パルサーとしての分類と一致しています。また、この線源が他の確認済みまたは候補の遷移ミリ秒パルサーバイナリよりも遠いこと、およびX線と$\gamma$線フラックスの比がそのようなバイナリを特定するのに役立つ有望なツールであることを示す証拠も示します。これらのまれなシステムの完全な国勢調査が可能になっています。
ベテルギウスの硬い$ X $線観測からのアキシオン様粒子に対する制約
| Title |
Constraints_on_Axion-like_Particles_from_a_Hard_$X$-ray_Observation_of_Betelgeuse |
| Authors |
Mengjiao_Xiao,_Kerstin_M._Perez,_Maurizio_Giannotti,_Oscar_Straniero,_Alessandro_Mirizzi,_Brian_W._Grefenstette,_Brandon_M._Roach_and_Melania_Nynka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09059 |
硬い$X$線でのベテルギウスの最初の観測を使用して、アキシオン様粒子（ALP）の新しい検索を実行します。ベテルギウスは$X$線の標準的な発生源であるとは考えられていませんが、恒星のコアで生成された軽いALPは銀河の磁場で光子に変換され、硬い$X$線でピークとなる検出可能なフラックスを生成しますバンド（$E_\gamma>10\mathrm{\、keV}$）。$NuSTAR$衛星望遠鏡によるベテルギウスの50ks観測を使用して、予想されるバックグラウンドを大幅に超えるイベントは見つかりませんでした。ベテルギウス方向の通常の銀河磁場のモデルを使用して、95％C.L.を設定しました。ALP質量の${g_{a\gamma}<（0.5-1.8）\times10^{-11}}$GeV$^{-1}$（磁場モデルによる）のALP-光子結合の上限${m_{a}<（5.5-3.5）\times10^{-11}}$eV。
シグナスX-1の固い風の降着
シグナスX-1は観測された最も明るいX線源の1つであり、軟X線と硬X線の両方でミリ秒から月までの時間スケールでX線強度の変動を示します。ブラックホールへの降着は、連星コンパニオンHDE-226868からの恒星恒星風のために、風によって供給されたと考えられています。私たちは、ハード/ロー状態にある線源の短いタイムスケールのX線変動（$<$100秒）の原因となる物理的メカニズムを理解することを目指しています。このX線バイナリシステムでのスーパージャイアントからの集束された塊状の風を反映する時間依存の外部境界条件を使用して、低角運動量降着流の2D相対論的流体力学シミュレーションを計算します。約100秒間、モデルの動的進化を追跡し、振動衝撃を示す結果を提示します。これは、硬X線で観察される変動の潜在的な説明です。衝撃波ソリューションを使用したシミュレーションモデルは、観測された信号源のパワー密度スペクトルとよく一致しています。
2005年から2019年に爆発したX線Novae H1743-322およびGX339-4の光度曲線の形態
| Title |
Morphology_of_the_Light_Curves_for_the_X-ray_Novae_H1743-322_and_GX339-4_during_their_Outbursts_in_2005-2019 |
| Authors |
A._S._Grebenev,_Yu._A._Dvorkovich,_V._S._Knyazeva,_K._D._Ostashenko,_S._A._Grebenev,_I._A._Mereminskiy_and_A._V._Prosvetov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09314 |
X線の新星H1743-322（IGRJ17464-3213）とGX339-4の長期のSWIFT、RXTE、およびMAXIの観測に基づいて、形態を調査し、X線バーストの光度曲線を分類しました。特に、2つの根本的に異なるタイプのバースト（ソフト（S）とハード（H））が両方のソースに存在することを確認し、その種類、超明るい（U）と中間（I）を明らかにしました。これらのバーストの光度曲線の違いの特性と起源は、打ち切り降着円盤モデルの観点から説明されています。
高赤方偏移ミニハロで生まれたポピュレーションIII星状ブラックホール残骸へのガス降着によるGW190521の形成
| Title |
Formation_of_GW190521_via_gas_accretion_onto_Population_III_stellar_black_hole_remnants_born_in_high-redshift_minihalos |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09320 |
最近の重力波合併イベントGW190521は、恒星質量ブラックホール（BH）形成の理解に挑戦しました。一次BHと二次BHは両方とも、ペア不安定性（PI）の質量ギャップ内にあると推定されます。ここでは、このような連星の形成が、高赤方偏移（$z>10$）ミニハロで生まれた集団III（Pop〜III）の星のBH残骸にガス降着することで可能になることを提案します。親ハローが原子冷却限界まで成長すると、ハローの密集した中央領域でのガス降着の短いエピソードでさえ、PI〜III残留BHの質量をPI限界を超えて増加させる可能性があります。O（100）${\rmM_{\odot}}$の初期質量のBBHから始めて、アトミック冷却ハローの内側の数個のPCで約100〜Myrを費やすだけで蓄積できることがわかります約50〜${\rmM_{\odot}}$の材料で、GW190521と同様のシステムに似ています。バイナリがその親ハローの密な内部領域に沈むための動的摩擦タイムスケールは、それらの質量をPI制限を超えて増加させるのに必要な降着タイムスケールに匹敵するか、それよりも短いです。ハローのコアに入ると、バイナリはハイパーエディントン降着のフェーズに入ることができ、降着によってPI制限を超えるのに数千年しかかかりません。さらに大規模なBBHがこのチャネルを介して形成され、低周波感度が向上した検出器で検出可能になります。シングルPop〜IIIBHの残党もまた、降着によって成長し、後で動的にバイナリを形成する可能性があります。Pop〜IIIBHの残りのわずか数パーセントで、GW190521から推定される0.13^{+0.3}_{-0.11}\rmGpc^{-3}歳^{-1}$。
大規模なマゼラン星雲で、約30年間のノバ後の脈動するスーパーソフトソースの発見
| Title |
Discovery_of_a_~30-Year-Duration_Post-Nova_Pulsating_Supersoft_Source_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
G._Vasilopoulos,_F._Koliopanos,_T._E._Woods,_F._Haberl,_M._D._Soraisam,_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09403 |
スーパーソフトX線源（SSS）は、バイナリコンパニオンから降着し、その表面で降着した物質の核燃焼を受けている白色矮星として識別されています。SSSの非常に柔らかいスペクトルが知られていることを考えると、バイナリー進化モデルとタイプIa超新星前駆体候補としてのそれらの識別の両方から比較的多数の集団になると予想されますが。ここでは、1RXSJ050526.3-684628のX線と光学特性について報告します。これは、大マゼラン星雲（LMC）にある、以前は確認されていなかった降着核燃焼白色矮星です。XMM-Newtonの観測により、X線スペクトルを調査し、初めて〜170秒の短周期振動を測定することができました。eROSITAによって新しく取得されたX線データを、Swiftの観測とアーカイブのROSATデータとともに分析することにより、過去30年間の長期的な進化を追跡しました。1RXSJ050526.3-684628は、2013年にようやくピークに達し、現在は減少しつつある、残留表面核燃焼を受けている、ゆっくりと進化する新星後のSSSとして識別されます。理論的な理由から長い間期待されていましたが、そのような長寿命の残余燃焼物体はまだ発見されていませんでした。既存のモデルと比較すると、有効な温度と光度の進化は、〜0.7$M_{\odot}$炭素-酸素の白色矮星が〜10$^{-9}〜\rm{M}_{\odot}$/年。私たちの結果は、LMCや他の場所で専用のディープX線検索を待っている未発見のSSSや「失われた」新星がさらに存在する可能性を示唆しています。
NGC4214銀河の電波連続体スペクトルデータによる暗黒物質質量の抑制
| Title |
Constraining_annihilating_dark_matter_mass_by_the_radio_continuum_spectral_data_of_NGC4214_galaxy |
| Authors |
Man_Ho_Chan_and_Chak_Man_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09562 |
最近のガンマ線と電波観測は暗黒物質を消滅させるための厳しい制約を提供します。暗黒物質の質量の現在の$2\sigma$下限は、熱遺物消滅断面積の$\sim100$GeVに制限できます。この記事では、近くの銀河NGC4214の電波連続体スペクトルデータを使用して、熱の寄与、暗黒物質の消滅の寄与、宇宙線の寄与を区別します。暗黒物質の質量と消滅断面積のより厳しい制約を取得できます。$e^+e^-$、$\mu^+\mu^-$の場合、得られる熱残留物消滅暗黒物質の質量の$5\sigma$下限は300GeV、220GeV、220GeV、500GeVおよび600GeVです。、$\tau^+\tau^-$、$W^+W^-$、$b\bar{b}$チャネル。これらの制限は、私たちの天の川のガンマ線、陽電子、および反陽子過剰の暗黒物質解釈に挑戦します。
| Title |
Ambipolar_decay_of_magnetic_field_in_magnetars_and_the_observed_magnetar_activities |
| Authors |
Badal_Bhalla_and_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09649 |
マグネターは、$10^{14-16}$Gの範囲の超強力表面磁場を持つ比較的若い中性子星です。古い中性子星は、表面磁場が$\sim10^8$Gほど小さく、減衰を明確に示しています時間のフィールドの。磁場減衰の1つの可能な方法は、両極性拡散によるものです。スターコア内部の両極性速度を近似することなく解くための一般的な手順を説明します。中性子星の現実的なモデルを使用して、中性子星のコア内部の両極性の速度構成を決定し、したがって、マグネターの観測と一致する両極性の減衰率と時間スケールを見つけます。
中性子星連星エジェクタからの3D磁化ジェットブレイクアウト：ジェットとエジェクタからの残光放出
| Title |
3D_magnetised_jet_break-out_from_neutron-star_binary_merger_ejecta:_afterglow_emission_from_the_jet_and_the_ejecta |
| Authors |
Antonios_Nathanail,_Ramandeep_Gill,_Oliver_Porth,_Christian_M._Fromm,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09714 |
3次元（3D）の一般相対論的電磁流体シミュレーションを実行して、バイナリ中性子星の合併で生成されると予想される噴出物からのジェットブレイクアウトをモデル化します。3Dシミュレーションからの相対論的流出の構造は、2Dシミュレーションからの以前の結果を確認しています。}$、開き角は$\theta_{\rmjet}\gtrsim10^{\circ}$であり、放出された物質の風が伴い、キロノバ放出に寄与します。また、相対論的流出の非熱的残光放出を計算し、VLBI観測から報告された超光速運動とともにGRB170817Aからのパンクロマティック残光に適合させます。このようにして、観測者の角度$\theta_{\rmobs}=35.7^{\circ\、\、+1.8}_{\phantom{\circ\、\、}-2.2}$を推定します。さらに、放出された物質からの残光放出を計算し、熱キロノバ放出の原因となる物質がまだ観測されていない非熱放出につながるシナリオのパラメーター空間を制約します。
シミュレートされたIXPEデータからの降着型ミリ秒パルサーに対する中性子星パラメーターの制約
| Title |
Neutron_star_parameter_constraints_for_accretion-powered_millisecond_pulsars_from_the_simulated_IXPE_data |
| Authors |
Tuomo_Salmi,_Vladislav_Loktev,_Karri_Korsman,_Luca_Baldini,_Sergey_S._Tsygankov,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09744 |
降着型ミリ秒パルサーを観測する際に、イメージングX線偏光測定エクスプローラーで取得できるX線偏光データをシミュレートしました。SAXJ1808.4$-$3658の必要な露出時間を推定し、すべてのエネルギーチャネルにわたって統合された、時間依存の測定されたストークスプロファイルで異なる精度を取得しました。測定された相対誤差は、観測者と放射ホットスポットの相対構成に強く依存することがわかりました。観測時間$t$の関数としてのストークス$Q$および$U$パラメーターの最小相対誤差の改善は$1/\sqrt{t}$としてスケーリングし、200ksの露出で30〜90％の範囲に及びます。500ksの露光時間で20〜60％の時間（19フェーズビンにビニングされたデータの場合）。シミュレートされたデータは、フラックスではなく$Q$および$U$パラメーターのみをモデル化する場合に、中性子星の幾何学的パラメーターの正確な測定を行う方法を予測するためにも使用されました。観測者の傾斜とホットスポットのコラティチュードは、検討したほとんどのケースで10度を超える精度で決定できることがわかりました。これらの測定は、X線パルスプロファイルのモデリングと組み合わせると、中性子星の質量と半径をさらに制約するために使用できます。
TXS 0506 + 056の固有のガンマ線スペクトル：銀河間伝搬効果
| Title |
The_Intrinsic_Gamma-Ray_Spectrum_of_TXS_0506+056:_Intergalactic_Propagation_Effects |
| Authors |
Andrey_Saveliev,_Rafael_Alves_Batista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09772 |
ブレーザーTXS0506+056の2017年フレアからの高エネルギーニュートリノの最近の観測は、電磁スペクトル全体にわたる対応とともに、このクラスのオブジェクトと通過した媒体の特性を調査するための新しい可能性を開きます。銀河系外の背景光による非常に高エネルギーのガンマ線成分の減衰などの伝搬効果はよく知られており、通常、オブジェクトのスペクトルエネルギー分布をフィッティングするときに考慮されます。しかしながら、銀河間磁場のような他の影響はしばしば無視されます。この作業では、このブレザーの固有のガンマ線スペクトルの決定に対するこれらのフィールドと銀河系外の背景光の影響の包括的な研究を紹介します。
| Title |
Neutrino_emission_during_the_$\gamma$-suppressed_state_of_blazars |
| Authors |
Emma_Kun,_Imre_Bartos,_Julia_Becker_Tjus,_Peter_L._Biermann,_Francis_Halzen,_Gy\"orgy_Mez\H{o} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09792 |
高エネルギーニュートリノと2017年のblazarTXS0506+056の見かけ上のフレア状態との関連が明らかになったにもかかわらず、天体物理学的粒子の加速とニュートリノ生成につながるメカニズムはまだ不明です。最近の研究では、$\gamma$フレア状態のブレーザーは、ニュートリノ生成にはまばらであり、TXS0506+056のマルチメッセンジャー観測を説明するのが困難であることがわかりました。ここでは、IceCubeが高エネルギーニュートリノIC-190730Aを同時に記録したときに、別のブザー、PKS1502+106のFermi-LAT$\gamma$フラックスが極小であったことを示します。これは、観測可能な$\gamma$放出を一時的に抑制しながらニュートリノを生成するのに役立つ大きなターゲット光子と陽子密度の存在を示唆しています。OVRO40メートル望遠鏡からのデータを使用して、同時ニュートリノIC-190730Aの時点でのPKS1502+106からの電波放出が高い状態にあることがわかります。相関しています。これは、ニュートリノ生成時に$\gamma$が抑制されたアクティブな流出を示しています。他のブレーザーでも同様の局所的な$\gamma$抑制が見られます。これには、一致するIceCubeニュートリノ検出時のTXS0506+056のMAGICフラックスとPKSB1424-418のFermi-LATフラックスが含まれ、上記のモデルをさらにサポートします。一時的な$\gamma$抑制を使用すると、ニュートリノブザー一致検索は以前に想定されたものより大幅に感度が高くなり、おそらく既存のデータでIceCubeの拡散ニュートリノフラックスの起源を特定できるようになります。
GX 339-4のスペクトル状態の最小タイムスケール
| Title |
A_Minimal_Time_Scale_for_the_Spectral_States_of_GX_339-4 |
| Authors |
E._Sonbas,_K._Mohamed,_K._S._Dhuga,_A._Tuncer_and_E._G\"o\u{g}\"u\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09812 |
ブラックホールトランジェントは、硬度遷移図でq字型のトラックを形成するスペクトル遷移を受けることが知られています。この作業では、アーカイブRXTEデータを使用して、2002年および2010年のバーストに対するGX339-4のスペクトル状態の特徴的な最小タイムスケールを抽出します。抽出されたタイムスケールを使用して、各バーストの強度変動図を作成します。この新しい図は、従来の硬度強度図に匹敵し、ブラックホールトランジェントの関連する発光領域の進化に関連する基本的なダイナミクスを調査する可能性を提供します。最小タイムスケールを内部ディスク半径$R_{in}$（スペクトルフィットから推定）に接続することでこの可能性を確認し、システムがスペクトル遷移を介して進化するにつれて、これらの変数間の正の相関を示します。さらに、最小タイムスケールとパワースペクトル密度から抽出されたブレーク周波数との関係を調べます。最後に、抽出されたタイムスケールと従来の変動性の尺度、つまりパワースペクトルから直接決定される二乗平均平方根との間の可能なリンクを調べます。
| Title |
New_high-frequency_radio_observations_of_the_Cygnus_Loop_supernova_remnant_with_the_Italian_radio_telescopes |
| Authors |
S._Loru,_A._Pellizzoni,_E._Egron,_A._Ingallinera,_G._Morlino,_S._Celli,_G._Umana,_C._Trigilio,_P._Leto,_M.N._Iacolina,_S._Righini,_P._Reich,_S._Mulas,_M._Marongiu,_M._Pilia,_A._Melis,_R._Concu,_M._Bufano,_C._Buemi,_F._Cavallaro,_S._Riggi,_F._Schillir\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09948 |
超新星残骸（SNR）は、衝撃での宇宙線加速プロセスと、それらと星周媒質の特性との関係を研究するための強力な実験室です。高周波の電波放射を研究し、加速された電子のエネルギー分布と磁場の状態を調査することを目的として、メディシナとサルデーニャで、7.0から24.8GHzの大きくて複雑なシグナスループSNRを1皿で観測しました。北のフィラメント（NGC6992）と南の殻に焦点を合わせた電波望遠鏡。両方の領域は、NGC6992と$\alpha=のスペクトルインデックス$\alpha=0.45\pm0.05$で、べき乗則関数（$S\propto\nu^{-\alpha}$）によって適切に適合されたスペクトルを示しています。南部の殻では0.49\pm0.01$で、スペクトルの途切れの兆候はありません。スペクトルはシグナスループスペクトル全体（$\alpha=0.54\pm0.01$）よりも大幅に平坦であり、NGC6992の場合、放射衝撃への進行中の遷移に関連している可能性がある単純な衝撃加速メカニズムからの逸脱を示唆しています。最大エネルギーの進化と磁場増幅を考慮して、SNR全体の統合スペクトルをモデル化します。電波スペクトルパラメーターを使用して、10$\mu$Gの衝撃で磁場を推定します。この値は、星間磁場の純粋な断熱圧縮と互換性があり、増幅プロセスが現在非効率的であることを示唆しています。
コア崩壊型超新星では、爆発が始まった後、陽子中性子星の上でニュートリノが加熱されて物質の流出が起こります。この流出は、元素合成サイトとして広く調査されています。ここでは、ニュートリノのフレーバー変換のモデリングによって動機付けされたこの問題を再考します。この場合、流出に終了ショックがあるかどうかを理解することが重要です。その存在はニュートリノ振動を爆発の数秒後に目に見える形で変化させます。ニュートリノ光度、平均エネルギー、陽子中性子星の半径と質量、およびポストショック密度の観点から、このショックの形成に関する物理的基準を導き出します。現実的な物理的条件の場合、システムは衝撃波形成の端にあることが判明しているため、文献では一見異なる数値結果を調整しています。私たちの調査結果は、変調物質効果のニュートリノシグネチャが超新星の内部構造の敏感なプローブであることを示唆しています。
複数のシステムでの階層的なブラックホール合併：GW190412、GW190814、およびGW190521のようなイベントの形成を制限する
| Title |
Hierarchical_Black-Hole_Mergers_in_Multiple_Systems:_Constrain_the_Formation_of_GW190412,_GW190814_and_GW190521-like_events |
| Authors |
Bin_Liu,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10068 |
3番目のLIGO/VIRGO観測実行からのマージブラックホール（BH）バイナリGW190412、GW190814、およびGW190521は、非常に非対称な質量、有意なスピン、「質量ギャップ」内のコンポーネント質量など、いくつかの異常な特性を示します。これらの機能は、バイナリの一方または両方のコンポーネントが以前のマージの残骸である場合に説明できます。このホワイトペーパーでは、各コンポーネントの超新星爆発（SN）による出生時のキックと質量損失、および合流の残党が受け取った合流キックを考慮に入れて、複数の恒星系の階層的な合体を探索します。SNeとキックを切り抜けたバイナリは、一般に、軌道分離が広すぎてそれら自体でマージすることはできませんが、Lidov-Kozai振動を引き起こす外部コンパニオンの助けを借りてマージすることができます。第2世代のBHで構成されるBHバイナリは、バイナリ相互作用を介して密集した星団に組み立てることもできます。これらのBHバイナリのパラメーター空間を、分析的アプローチでの合併率によって特徴付けます。生き残ったバイナリの分布を組み合わせて、分析的に定式化された3次摂動強度を使用して、外部コンパニオンのパラメーターをさらに制約します。3つのLIGO/VIRGOO3イベントを生成するには、外部コンパニオンが少なくとも数百の$M_\odot$でなければならず、中間質量BHおよび超質量BHの範囲に含まれている必要があります。GW190412、GW190814、およびGW190521はすべて、核融合星団などの階層的な合併を介して作成でき、最終的な合併は大規模なBHによって引き起こされることをお勧めします。そのようなイベントのレート見積もりは、LIGO/VIRGOの調査結果と一致しています。
MAVISのフェーズAサイエンスケース-VLT適応光学施設向けのマルチ共役補償光学可視イメージャースペクトログラフ
| Title |
Phase_A_Science_Case_for_MAVIS_--_The_Multi-conjugate_Adaptive-optics_Visible_Imager-Spectrograph_for_the_VLT_Adaptive_Optics_Facility |
| Authors |
Richard_M._McDermid_(1),_Giovanni_Cresci_(2),_Francois_Rigaut_(3),_Jean-Claude_Bouret_(4),_Gayandhi_De_Silva_(5),_Marco_Gullieuszik_(6),_Laura_Magrini_(2),_J._Trevor_Mendel_(3),_Simone_Antoniucci_(7),_Giuseppe_Bono_(7),_Devika_Kamath_(1),_Stephanie_Monty_(3),_Holger_Baumgardt_(8),_Luca_Cortese_(9),_Deanne_Fisher_(10),_Filippo_Mannucci_(2),_Alessandra_Migliorini_(11),_Sarah_Sweet_(9),_Eros_Vanzella_(12),_Stefano_Zibetti_(2),_with_additional_contributions_from_the_authors_of_the_MAVIS_White_Papers._((1)_Macquarie_University,_(2)_INAF_-_Arcetri_Observatory,_(3)_Australian_National_University,_(4)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_(5)_Australian_Astronomical_Optics_-_Macquarie,_(6)_INAF_-_Padova_Observatory,_(7)_INAF_-_Rome_Observatory,_(8)_University_of_Queensland,_(9)_ICRAR_-_University_of_Western_Australia,_(10)_Swinburne_University_of_Technology,_(11)_INAF_-_Institute_for_Space_Astrophysics_and_Planetology,_(12)_INAF_-_Bologna_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09242 |
超大型望遠鏡（VLT）の適応光学施設（AOF）向けに計画された、マルチ共役補償光学可視画像分光器（MAVIS）のフェーズAサイエンスケースを紹介します。MAVISは、地球上または宇宙で、今後10年間に利用可能な単一の光学望遠鏡の可能な限り最高の角度分解能を活用するための汎用機器であり、より大きな開口設備と同等（またはそれ以上）の感度を備えています。MAVISは、AOFの変形可能な2次ミラーに加えて2つの変形可能なミラーを使用し、比較的大きな（30アーク秒）科学分野全体で平均Vバンドストレール比>10％（目標>15％）を提供します。これは550nmで20マス未満の解像度に相当します-次世代の非常に大きな望遠鏡のKバンド回折限界に匹敵するため、MAVISはJWSTやELTなどの将来のIR最適化設備の真の光学的対応物になります。さらに、MAVISは高次のAOシステムに前例のない空の範囲を持ち、銀河の極で少なくとも50％の空にアクセスするため、MAVISは真に汎用的な設備機器になります。そのため、MAVISにはナイキストサンプリングイメージャー（30x30arcsecフィールド）と、370〜1000nmに及ぶ複数の空間モードおよびスペクトルモードを備えた強力な積分フィールドスペクトログラフの両方が搭載されます。このサイエンスケースは、MAVISのホワイトペーパー（www.mavis-ao.org/whitepapers）から抜粋したテーマにリンクされたサイエンスケースの抜粋セットを示し、最近のMAVISフェーズAの調査から得られた機器の駆動要件を示すために選択されました。
MWAフェーズIIデータ分析におけるタンデム冗長/空ベースのキャリブレーションの影響
| Title |
The_Impact_of_Tandem_Redundant/Sky-Based_Calibration_in_MWA_Phase_II_Data_Analysis |
| Authors |
Zheng_Zhang,_Jonathan_C._Pober,_Wenyang_Li,_Bryna_J._Hazelton,_Miguel_F._Morales,_Cathryn_M._Trott,_Christopher_H._Jordan,_Ronniy_C._Joseph,_Adam_Beardsley,_Nichole_Barry,_Ruby_Byrne,_Steven_J._Tingay,_Aman_Chokshi,_Kenji_Hasegawa,_Daniel_C._Jacobs,_Adam_Lanman,_Jack_L._B._Line,_Christene_Lynch,_Benjamin_McKinley,_Daniel_A._Mitchell,_Steven_Murray,_Bart_Pindor,_Mahsa_Rahimi,_Keitaro_Takahashi,_Randall_B._Wayth,_Rachel_L._Webster,_Michael_Wilensky,_Shintaro_Yoshiura_and_Qian_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09269 |
正確な機器校正は、21cmの宇宙論実験にとって非常に重要です。マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）のフェーズIIコンパクト構成は、冗長なキャリブレーションアルゴリズムと空ベースのキャリブレーションアルゴリズムの両方に機会を提供します。2つを組み合わせて使用することは、不正確な空モデルによって引き起こされるキャリブレーションエラーを軽減するための潜在的なアプローチです。MWAEpionofReionization（EoR）実験は、深い観測で3つの空のパッチ（EoR0、EoR1、およびEoR2と呼ばれる）をターゲットにしています。\cite{Li_2018}と\cite{Wenyang_2019}での以前の研究では、EoR0フィールドに対するタンデムキャリブレーションの影響を調査し、空ベースのキャリブレーションだけではパワースペクトルに大きな改善は見られないことを発見しました。この作業では、EoR1フィールドに同様の手法を適用し、明確な結果を見つけます。タンデムキャリブレーションによるパワースペクトルの改善は重要です。この結果を理解するために、EoR1観測の3晩にわたる校正ソリューション自体とパワースペクトルへの影響の両方を分析します。EoR1に明るい電波銀河FornaxAが存在すると、空ベースのキャリブレーションのパフォーマンスが低下し、それによって冗長なキャリブレーションがより大きな影響を与えることができると結論付けます。これらの結果は、冗長なキャリブレーションが実際にある程度のモデルの不完全性エラーを軽減できることを示唆しています。
全球航行衛星システムの星座の予備的性能分析と設計のためのシステムレベルの工学的アプローチ
| Title |
A_System-Level_Engineering_Approach_for_Preliminary_Performance_Analysis_and_Design_of_Global_Navigation_Satellite_System_Constellations |
| Authors |
Marco_Nugnes,_Camilla_Colombo_and_Massimo_Tipaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09387 |
このペーパーでは、予備的なカバレッジパフォーマンス分析のためのシステムレベルのエンジニアリングアプローチと、一般的なグローバルナビゲーション衛星システム（GNSS）コンステレーションの設計について説明します。この分析は、カバレッジ要件と、コンステレーションの一時的または壊滅的な障害に対する堅牢性の両方を考慮しています。ヨーロッパのGNSSであるGalileoは、提案されたツールの有効性を証明するための参照ケースとして使用されます。GNSSカバレッジ分析ツール（G-CAT）という名前のこのソフトウェアスイートは、コンステレーションの各衛星の状態ベクトルを入力として必要とし、カバレッジの観点からGNSSコンステレーションのパフォーマンスを提供します。このツールは、軌道プロパゲーター、姿勢プロパゲーター、各衛星から地球表面の可視領域を特定するアルゴリズム、および地球表面の特定の場所から表示されている衛星の数を計算するカウンター機能を提供します。計算負荷が低いため、このツールを採用して、コプレーナ衛星間の面内角度間隔が均一であるという仮定の下で、カバレッジと精度の要件が満たされているかどうかを検証することで、軌道面ごとの最適な衛星数を計算できます。
BICEPアレイプロジェクトのサブケルビン冷却
| Title |
Sub-Kelvin_Cooling_for_the_BICEP_Array_Project |
| Authors |
Lionel_Duband,_Thomas_Prouve,_James_Bock,_Lorenzo_Moncelsi,_Alessandro_Schillaci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09997 |
天体物理学の分野では、遠方の銀河やミリ波やサブミリ波の波長での他の薄暗い宇宙線源からのかすかな信号には、高感度実験の使用が必要です。低温学と低温検出器の使用は、科学的目的を達成するために不可欠であり、検出器のノイズレベルを下げ、機器の安定性を向上させます。ボロメータ検出器は通常1K未満の温度に冷却され、実験が宇宙ベースのプラットフォームであろうと地上ベースの望遠鏡であろうと、機器に対する制約は厳しくなります。後者は通常、南極などのメンテナンスが最小限に保たれる必要がある遠隔で過酷な環境に配備されます。CEA-SBTは、5K未満の低温ステージに取り付けた場合に200mKまで冷却できる、振動のない多段ヘリウム吸着クーラーの開発において強力な遺産を獲得しています。この論文では、Caltech/JPLが主導するBICEPアレイプロジェクト専用の3ステージクーラーの開発に焦点を当てます。宇宙マイクロ波背景の偏光。いくつかの極低温受信機が開発されており、それぞれが4.2Kで1.35Wを超え、45Kで36Wを超えるCryomechパルス管で冷却された4Kステージから操作されるヘリウム吸着クーラーを備えています。このプロジェクトの主な課題は、大質量をサブケルビン温度（250mKで26kg）に冷却することと、その結果として生じる長い冷却時間であり、この新しいクーラー設計では、パッシブおよび異なる温度ステージ間のアクティブな熱リンク。最初のユニットは、最大温度がそれぞれ2.8K、340、250mKで、最低48時間、230、70、2{\mu}Wの正味ヒートリフトを提供できるサイズになっています。
パーカーソーラープローブで観測された太陽風角運動量フラックス
| Title |
The_Solar_Wind_Angular_Momentum_Flux_as_Observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Adam_J._Finley,_Sean_P._Matt,_Victor_R\'eville,_Rui_F._Pinto,_Mathew_Owens,_Justin_C._Kasper,_Kelly_E._Korreck,_A._W._Case,_Michael_L._Stevens,_Phyllis_Whittlesey,_Davin_Larson,_and_Roberto_Livi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08991 |
太陽の自転周期の長期的な変化は直接観察することはできず、代わりに他の太陽のような星の測定された自転周期の傾向から推測されます。太陽が年をとるにつれてスピンダウンすると仮定すると、回転速度$\propto$age$^{-1/2}$に従って、現在の太陽角運動量損失率は約$6\times10^{30}$ergである必要があります。電磁流体力学モデル、および以前の太陽風の観測（HeliosとWind宇宙船からの）は、通常、それぞれ$1\times10^{30}$ergまたは$3\times10^{30}$ergに近い値を予測します。最近、パーカーソーラープローブ（PSP）は、内部太陽圏の局所的な領域で、接線方向の太陽風の速度が$\sim50$km/sに達することを観測しました。このような回転流がコロナ全体に広がっていた場合、太陽風の角運動量損失率がこれらの以前の推定のすべてよりも桁違いに大きいことを意味します。この手紙では、PSPの最初の2つの軌道からのデータを使用して、太陽風の角運動量フラックスを評価します。太陽風には、（近日点通過中に見られるように）大きな正のフラックスと負の角運動量フラックスの両方が含まれていることが観測されています。PSPが繰り返し通過した2つの太陽風の流れを分析します。1つ目は、平均角運動量フラックスが正から負に変動する遅い風の流れであり、2つ目は、正の角運動量フラックスを含む中速の流れです（角運動量の一定の流れにより一致します）。PSPからのデータが全体的に評価される場合、平均赤道角運動量フラックスは、約$2.6-4.2\times10^{30}$エルグのグローバル角運動量損失率を意味します（これは以前の宇宙船からの観測とより一貫しています）。
ゼーマン効果で原始惑星系円盤の磁気複雑さを解く
| Title |
Untangling_Magnetic_Complexity_in_Protoplanetary_Disks_with_the_Zeeman_Effect |
| Authors |
Renato_Mazzei,_L._Ilsedore_Cleeves,_Zhi-Yun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08996 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）での円偏光機能の最近の出現により、スペクトル線のゼーマン効果測定は、原始惑星系円盤（PPD）の見通し内磁場を直接プローブする手段として現在可能です。これらの予想される観察の物理的解釈を導くことを目的としたモデリング研究を提示します。典型的なリングディスクに基づく基準密度構造を使用して、POLARIS放射伝達コードでCN$J=1-0$遷移の超微細成分の線放出をシミュレーションします。PPDの予想される磁場と一般的なCN分布はほとんど制約を受けないため、いくつかの異なる構成のモデルを作成します。対応する統合ストークス$I$および$V$プロファイルと0.4km/s解像度、1インチビームたたみ込みチャネルマップが表示されます。トロイダルに支配された磁場からの放出シグネチャは、チャネルマップの形態に基づいて垂直に支配された磁場と区別できることを示します。見通し線とビームキャンセル効果により、トロイダル$\boldsymbol{B}$フィールド構成のディスクは、ストークス$V$エミッションを大幅に減少させます。したがって、複雑な磁場は、特定の固有の磁場の強さによって、磁場の形状に応じて、さまざまなストークス$V$振幅。さらに、ガスギャップは、統合されたストークス$V$プロファイルに、磁気下部構造を模倣する可能性のある構造を作成する可能性があります。したがって、この方法はPPD環境で注意して適用する必要があり、ディスクの磁場構成が十分に理解されている場合にのみ、磁場強度の測定として自信を持って使用できます。
双子の炭素、同位体比$ ^ {12} $ C / $ ^ {13} $ Cおよび窒素：局所円盤の化学進化に対する制約
| Title |
Carbon,_isotopic_ratio_$^{12}$C/$^{13}$C_and_nitrogen_in_solar_twins:_constraints_for_the_chemical_evolution_of_the_local_disc |
| Authors |
Rafael_Botelho,_Andre_Milone,_Jorge_Melendez,_Alan_Alves-Brito,_Lorenzo_Spina_and_Jacob_Beans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09003 |
さまざまな年齢の矮小星の軽元素の豊富さは、恒星収量、銀河の化学進化、および惑星外化学組成の研究にとって重要な制約です。CHの包括的なリストのスペクトル合成に基づいて、年齢の広い範囲にわたる63の太陽双子のサンプルについて、CおよびNの存在量と$^{12}$C/$^{13}$C比を測定しました\、HARPSスペクトルを使用したAXおよびCN\、BX機能。55枚の薄い円盤の双子の分析により、[C/Fe]と[N/Fe]の[Fe/H]への依存性が確認されました。[N/Fe]は、これらの星に対して[Fe/H]と年齢の関数として初めて調査されました。導出された相関[C/Fe]-年齢は、太陽型の星や双子の作品と一致しますが、[N/Fe]-年齢の相関は一致しません。太陽双子の[C、N/Fe]-[Fe/H]と[C、N/Fe]-ageの関係は、太陽光の下にあります。$^{12}$C/$^{13}$Cは[Fe/H]と相関しており、局所的な薄い円板の進化に伴って減少したようです。太陽近傍の化学進化モデルからの予測は、関係[C、N/Fe]-[Fe/H]、$^{12}$C/$^{13}$C-ageおよび[N/O]-を裏付けています[O/H]、ただし$^{12}$C/$^{13}$C-[Fe/H]と[C/O]-[O/H]の関係は対象外です。太陽のN/O比は、太陽双子の均一な分布の上限に配置されています。これは、氷の惑星、水のような超地球、巨大惑星の形成に対するN-Oバジェットの均一性を示唆しています。[C/N]、[C/O]、および[N/O]と[O/H]および年齢との関係で示されるように、CとNは薄いディスクの進化に沿って異なる元素合成の起源を持っていました。[C/N]と[C/O]は、太陽より若い太陽双子の時間の増加が特に見られます。
中間He-sdOB星の重金属濃縮：パルセーターFeige 46およびLS IV -14 116の再検討
| Title |
Heavy-metal_enrichment_of_intermediate_He-sdOB_stars:_the_pulsators_Feige_46_and_LS_IV_-14_116_revisited |
| Authors |
M._Dorsch,_M._Latour,_U._Heber,_A._Irrgang,_S._Charpinet,_C._S._Jeffery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09032 |
タイプOとBの熱い準矮星は、低質量星の進化におけるよく理解されていない段階を表しています。多くの準小人は豊かな振動を示し、最も化学的に特異な既知の星の1つです。2つの中間的なHeが豊富な準準星であるLSIV-14$^\circ$116とFeige46は、Ge、Sr、Y、Zrなどの重い元素の極端な濃縮度を示し、両方の星で非常に似ています。また、それらの軽い振動は似ていますが、標準的な脈動理論と互換性のない期間に発生します。両方の星の金属存在量を調査し、最近のTESS光度曲線を使用してFeige46の脈動を検証します。高解像度分光法は、TlustyおよびSynspecで計算された非LTEモデルの雰囲気と組み合わせて、金属の存在量を一貫して決定します。多くの系統は、GaIII、GeIII-IV、SeIII、KrIII、SrII-III、YIII、ZrIII-IV、およびSnIVに由来する遷移で識別されます。星。両方の星の19金属の存在量はほぼ同じです。Feige46では軽金属の方がわずかに多く、LSIV$-$14$^\circ$116に比べてZr、Sn、Pbの方がわずかに強化されています。両方の存在パターンは、同様の温度のHeに乏しい準矮星のものとは明らかに異なります。太陽と比較して4デックスを超える重金属の濃縮は、強い大気拡散プロセスの結果である可能性が高い一方で、C、N、O、およびNeの豊富さの星の同様のパターンは、まだ不明な進化の歴史への手掛かりを提供する可能性があります。最後に、Feige46の脈動モードの周期は$\dot{P}\lesssim10^{-8}$s/sより安定していることがわかります。これは、$\epsilon$メカニズムによって駆動され、拡張された水平分岐などに進化する星のヘリウムシェルフラッシュによって励起される脈動について予測される$\dotP$と互換性がありません。
光学禁制線と赤外禁制線の組み合わせ研究からのディスク風の進化
| Title |
The_Evolution_of_Disk_Winds_from_a_Combined_Study_of_Optical_and_Infrared_Forbidden_Lines |
| Authors |
I._Pascucci,_A._Banzatti,_U._Gorti,_M._Fang,_K._Pontoppidan,_R._Alexander,_G._Ballabio,_S._Edwards,_C._Salyk,_G._Sacco,_E._Flaccomio,_G._A._Blake,_A._Carmona,_C._Hall,_I._Kamp,_H._U._Kaufl,_G._Meeus,_M._Meyer,_T._Pauly,_S._Steendam,_M._Sterzik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09114 |
[OI]6300オングストロームと[NeII]12.81ミクロンのラインをカバーする高解像度（dv=<10km/s）の光学スペクトルと赤外線スペクトルを、さまざまな進化段階にある31個のディスクのサンプルから分析します。光波長での作業に続いて、ガウスプロファイルを使用して[NeII]ラインをフィッティングし、ラインの重心が恒星の半径速度に対して30km/sよりも（少ない）ブルーシフトしている場合は、HVC（LVC）に分類します。HVCがLVCを伴うことが多い[OI]とは異なり、[NeII]検出のある17個のソースすべてにHVCまたはLVCのいずれかが含まれます。[NeII]HVCは高い付着物（Macc>10$^{-8}$Msun/yr）に対して優先的に検出されますが、LVCはMaccが低く、[OI]輝度が低く、赤外線スペクトルインデックスが大きい光源で検出されます（n13-31）。興味深いことに、[NeII]と[OI]のLVC明度は、n13-31とは逆の動作を示します。内側のダストディスクが空になると（高いn13-31）、[NeII]の明度は増加しますが、[OI]は弱まります。[NeII]と[OI]のHVCプロファイルは一般に似ており、重心とFWHMがマイクロジェットの衝撃を受けたガスから予想される動作を示しています。対照的に、[NeII]LVCプロファイルは通常、[OI]プロファイルよりも青方偏移で狭くなります。FWHMと重心対ディスク傾斜は、[NeII]LVCが主に、発射領域からケプラーの特徴を完全に失っていない低速広角風からの非結合ガスをトレースすることを示唆しています。[OI]と[NeII]を組み合わせた結果を説明できる進化のシナリオをスケッチし、内部、主に分子のMHD風における硬（〜1keV）X線のスクリーニングを含めます。
高振幅ガンマDoradus変数
| Title |
High-Amplitude_gamma_Doradus_Variables |
| Authors |
Ernst_Paunzen,_Klaus_Bernhard,_Stefan_Huemmerich,_Franz-Josef_Hambsch,_Christopher_Lloyd,_Sebastian_Otero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09239 |
ほとんどの文献の出典によると、ガンマドラダススターで観測された脈動変動の振幅は、ジョンソンVで0.1等級を超えていません。観測された高振幅の背後にあるメカニズムを解明し、これらのオブジェクトが何らかの方法で低振幅の対応物と物理的に区別されているかどうかを調査する目的。天体物理学パラメータを計算し、高振幅ガンマドラダス星の位置と、対数テフ対対数Lの図にある15個の低振幅オブジェクトのコントロールサンプルを調査しました。調査データと私たち自身の観測を使用して、離散フーリエ変換を使用して、ターゲット星の測光変動を分析しました。観測された一次周波数、振幅、および有効温度や光度などの他のパラメータ間の相関関係を調査しました。高振幅ガンマドラダススターの異常に高い振幅は、いくつかの基本周波数を重ね合わせて、それらの組み合わせと倍音の周波数との相互作用で説明できます。一次周波数の最大振幅は0.1等の振幅を超えませんが、このようにして0.3等（V）以上の全光変動振幅を達成することができます。低振幅および高振幅のガンマDoradus星は、それらの全変動振幅以外の点では物理的に区別されていないように見えますが、単に同じ均一な変数グループの2つの端を表しています。
パーカーソーラープローブで観測された圧縮アルフエニックスパイクの発生メカニズム
| Title |
Possible_Generation_Mechanism_for_Compressional_Alfv\'enic_Spikes_as_Observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Jiansen_He,_Xingyu_Zhu,_Liping_Yang,_Chuanpeng_Hou,_Die_Duan,_Lei_Zhang,_Ying_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09254 |
パーカーソーラープローブ（PSP）により、太陽風がアルフエニックの速度スパイクと磁場のねじれに富んでいることが判明しました。温度の上昇は、Alfv'enicスパイクに関連するもう1つの注目すべき機能です。これらの偶発的な現象のプロトタイプがソース領域で断続的に生成される方法は、幅広い関心のホットなトピックになります。ここでは、異なる磁気ヘリシティを持つオープンファンネルとクローズドループ間の交換磁気リコネクションにガイドフィールドの不連続性を導入する新しいモデルを提案します。変更されたインターチェンジ再接続モデルは、新しく開いた閉ループからのジェット流を加速できるだけでなく、新しく再接続された後再接続された開いたフラックスチューブに沿ってアルフエニック波パルスを励起および発射することもできます。モデリングの結果は、次の観測機能を再現できることがわかります。（2）Alfv\'enicパルスは、パルス内の温度上昇と密度変化により圧縮可能です。Alfv\en波の伝播と同時発生する3つの物理的プロセスが温度の向上に関与している可能性があることを指摘します。（密度の増加）、および（c）熱流束の伝導（密度の弱い変化）。また、磁気スイッチバックジオメトリの形成を説明するために、アルフエニックパルスの放射状非線形進化を考慮に入れることをお勧めします。
WISPR / Parkerソーラープローブで観測された冠状エジェクタの軌道決定
| Title |
Trajectory_Determination_for_Coronal_Ejecta_Observed_by_WISPR/Parker_Solar_Probe |
| Authors |
P._C._Liewer,_J._Qiu,_P._Penteado,_J._R._Hall,_A._Vourlidas,_R._A._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09323 |
{\itParkerSolarProbe}（PSP）の{\itWide-fieldImagerforSolarProbe}（WISPR）は、白色光で観察し、視野角が13.5$^{\circ}$から固定されています。太陽から108$^{\circ}$、横方向に約50$^{\circ}$PSPの高度な楕円軌道のため、画像化されたコロナ領域の物理的範囲は太陽からの距離に応じて直接変化するため、観測された密度特徴の動きを分析するための新しい手法が必要です。ここでは、CMEの3D軌跡を決定するための手法と、最初に一連の画像の動きを追跡し、次にカーブフィッティング手順を適用して軌跡パラメーター（距離と時間、速度、経度、緯度）。この手法を検証するために、別の白色光イメージャーLASCO/C3またはSTEREO-A/HI1によっても観測された、WISPRによって観測された2つのCMEの軌跡を決定しました。2番目の視点は、この新しい手法からの軌跡の結果を検証し、その不確実性を判断するために使用されました。
対流性コアのオーバーシュートと恒星学を使用した恒星特性の関係を調べる
| Title |
Examining_the_Relationship_Between_Convective_Core_Overshoot_and_Stellar_Properties_Using_Asteroseismology |
| Authors |
Lucas_S._Viani_and_Sarbani_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09344 |
コアオーバーシュートは、恒星モデルの構築における不確実性の大きな原因です。モデルが質量ベースの傾向を想定している場合でも、オーバーシュートの量が一定か質量依存かは完全にはわかりません。この作業では、\textit{Kepler}によって観測された星からのアスタリスクデータを使用して、さまざまな恒星特性と、特定の星を適切にモデル化するために必要なオーバーシュートの量との関係を調査します。星の質量とオーバーシュート量の間に1.1〜1.5$M_\odot$の勾配が0.89の強い正の傾向があることがわかります。さらに、推定された恒星特性がオーバーシュートの関数としてどのように変化するかを調査します。私たちのモデルグリッドは、推定された恒星の質量と半径が、オーバーシュートの程度に応じて、それぞれ14\％と6\％程度異なる可能性があることを示しています。この大規模な広がりは、時代に見合った広がりをもたらします。
V565 Monのスペクトル研究：FU Oriに似た、または化学的に特異な可能性のある星
パルサミア17彗星状星雲のイルミネーションスターであるV565Monプリメインシーケンススターの詳細な分光学的研究を紹介します。2018年2月15日、ByurakanAstrophysicalObservatoryで2.6mの望遠鏡を使用して観測が行われました。V565Monの最も目立つ線の放射速度と同等の幅が表示されます。スペクトルエネルギー分布を構築し、星の主要なパラメーターを推定しました。たとえば、取得したV565Monのボロメータの光度は$L_{V565}\約130L_{\odot}$です。V565Monのすべての機能を考慮すると、この若い中間質量の星はTタウ星とHAeBe星の間の中間クラスに属することができるという結論に達しました。若い星にとって非常に珍しいのは、スペクトルに強い吸収BaII線が存在することです。この問題について考えられる説明が説明されています。したがって、V565Monはユニークな例であり、若い星の元素合成問題におけるいくつかの未解決の問題を理解するのに役立ちます。
N様等電子シーケンスのRマトリックス電子衝撃励起データ
Nのようなイオンからのスペクトル線を使用して、さまざまなタイプの天体プラズマの温度と密度を測定できます。天体プラズマモデリングコードの原子データベースには、N型イオンの電子衝撃励起データセット、特に$R$マトリックスデータに改善の余地があります。これは特に、高解像度分光計をホストする将来の観測所（Arcusなど）に関連します。OからZnXXIV（つまり、O$^{+}$からZn$まで）のN様イオンの広い温度範囲にわたって、最大$nl=5d$までのすべての遷移のレベル分解有効衝突強度を取得することを目指しています。^{23+}$）、現在の作業の正確性を評価します。また、CHIANTIを使用して太陽観測をモデル化することにより、プラズマ診断に対する新しいデータの影響を調べます。構成相互作用ターゲットと近接結合衝突展開の両方に725の微細構造ターゲットレベルを含むN様イオンの体系的な$R$マトリックス計算を実行しました。衝突強度を計算するために$R$-matrix中間結合フレーム変換法が使用され、原子構造にはAUTOSTRUCTUREコードが使用されました。選択したイオンの現在の結果を、アーカイブデータベースおよび文献の結果と比較します。比較では、エネルギーレベル、発振器の強度、および有効な衝突強度を扱います。歪んだ波のデータのみを使用するCHIANTIモデルや、以前の$R$-matrixデータを使用するモデルと比較した場合のプラズマ診断の改善例を示します。電子衝撃励起データは、原子データおよび分析構造（ADAS）データクラスadf04に従ってアーカイブされ、OPEN-ADASで利用できます。このデータは、天体プラズマ診断用の原子データベースを改善するために使用できます。
サンプログラムの周期の安定性と太陽活動の偽周期
非定常信号はスペクトルに大きなピークを作る可能性があるため、確率的に重要なスペクトル分析では、スプリアスサイクルを効果的に区別できません。私は、太陽活動における大極大と極小などの大極値の間のランダムな分離が、スペクトルに偽の重要なピークを作成できることを示しています。そして、ランダム信号に平均化ダウンサンプリングと差分を適用することで、弱い安定したサイクルでさえ選択することが可能です。これは、両方の操作でスペクトルのピークの高さがさまざまに変化し、スプリアスサイクルが両方の操作で不安定になるためです。これらの操作と安定性を直感的に示すサンプログラムを紹介します。
磁気対流の3Dシミュレーションにおける渦度に対する両極性およびホール効果の影響
| Title |
Influence_of_ambipolar_and_Hall_effects_on_vorticity_in_3D_simulations_of_magneto-convection |
| Authors |
E._Khomenko,_M._Collados,_N._Vitas,_P._A._Gonzalez-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09753 |
この論文では、両極拡散とホール効果の共同作用を含む太陽磁気対流の3Dシミュレーションの分析結果を紹介します。3つのシミュレーション実行を比較します。1つは両極性拡散とHall効果の両方を含みます。両極性拡散のみを含むもの。1つは、これら2つの効果のいずれもありません。磁場は、乱流局所ダイナモの作用により、初期磁場から飽和レベルまで増幅されます。これらの各ケースでは、ローカルダイナモが飽和状態に達してから2時間のシミュレーションされた太陽時間を調べます。渦度、磁場変動、および垂直または水平の摂動の輸送に関与する磁気ポインティング磁束のさまざまな成分のパワースペクトルを分析します。我々の予備的な結果は、両極性拡散が上部彩層の渦度の強い減少を生み出し、それがそれらを熱エネルギーに変換する渦摂動を消散させることを示しています。ホール効果は反対に作用し、渦度を強く高めます。ホール効果を含めると、シミュレーションの磁場は、平均して、より垂直で長寿命のフラックスチューブ状構造が生成されます。単一の磁気構造をトレースして、その進化パターンと磁場強化、およびホール効果との可能な関係を調べます。
Chandrayaan-2オービターに搭載された太陽X線モニター：飛行中の性能と科学的展望
| Title |
Solar_X-ray_Monitor_On_Board_the_Chandrayaan-2_Orbiter:_In-flight_Performance_and_Science_Prospects |
| Authors |
N._P._S._Mithun,_Santosh_V._Vadawale,_Aveek_Sarkar,_M._Shanmugam,_Arpit_R._Patel,_Biswajit_Mondal,_Bhuwan_Joshi,_Janardhan_P.,_Hiteshkumar_L._Adalja,_Shiv_Kumar_Goyal,_Tinkal_Ladiya,_Neeraj_Kumar_Tiwari,_Nishant_Singh,_Sushil_Kumar,_Manoj_K._Tiwari,_M._H._Modi,_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09759 |
インドのChandrayaan-2ミッションに搭載されているソーラーX線モニター（略称XSM）は、月軌道から太陽の広帯域分光を行うように設計されています。太陽を星として観測し、1から15keVの軟X線バンドのスペクトルを毎秒測定します。エネルギー分解能は5.9keVで180eVより優れています。XSMの主な目的は、月面の元素存在量マップを生成することを目的としたChandrayaan-2オービターでの蛍光X線分光実験に入射太陽スペクトルを提供することです。ただし、XSMによる観測は、独立して太陽の研究にも使用できます。Chandrayaan-2ミッションは2019年7月22日に打ち上げられ、XSMは2019年9月から月軌道で公称運用を開始しました。これまでの飛行中の観測では、そのスペクトル性能は地上と同じであることが示されています。地上校正からの有効面積の測定には、いくつかの改良が必要であることがわかりました。これは、さまざまな入射角での太陽観測を使用して行われました。また、XSMは、Aクラスをはるかに下回る太陽活動を検出するのに十分な感度があることも示されています。これにより、強いフレア中の物理的パラメータの進化の研究に加えて、マイクロフレアと静かな太陽コロナの調査が可能になります。この記事では、XSM装置の飛行中のパフォーマンスとキャリブレーションを紹介し、XSMでの観測を使用して対処できるいくつかの特定の科学ケースについて説明します。
進化した星におけるSiOメーザー放出の非常に速い変動
| Title |
Very_fast_variations_of_SiO_maser_emission_in_evolved_stars |
| Authors |
Miguel_G\'omez-Garrido,_Valent\'in_Bujarrabal,_Javier_Alcolea,_Rebeca_Soria-Ruiz,_Pablo_de_Vicente_and_Jean-Fran\c{c}ois_Desmurs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09771 |
環境。漸近巨大分岐（AGB）上の星は、SiOメーザーラインを含むほぼすべての波長で強いフラックス変動を示す長周期変数です。これらの変動の周期は、ミラ型星では300〜500日で、半規則変数ではやや短くなります。短いタイムスケールでのSiOラインの変動性が調査されましたが、データは決定的ではありません。ねらい。我々は、短いタイムスケールでのミラ型および準正則変数におけるSiOメーザーラインの時間発展を研究することを目指しています。また、観測された高速変動の原因についても説明します。メソッド。40mのYebesアンテナと30mのIRAM望遠鏡をそれぞれ使用して、7mm（28SiOv=1,2J=1-0）と3mm（28SiOv=1J=2-1）でSiOメーザーラインを観察しました、最小間隔は1日。半正規変数RXBooとRTVir、およびMira型変数UHer、RLMi、RLeo、および$\chi$Cygを調べました。さまざまなタイムスケールでの変動の詳細な統計分析を行いました。結果。RXBooは、7mmと3mmでのSiOラインのさまざまなスペクトル機能の強度に、強力で高速な変化を示します。1日のタイムスケールでは、25％のケースで10％を超える変動が見られます。観測値が2日または3日で区切られている場合、$\sim$50％を超える変動がよく見られます。RTVirについても、7mmでのSiOラインの同様の変化率が見られますが、このオブジェクトの観測は完全ではありません。反対に、Miraタイプの変数のSiOメーザーライン強度の変動は穏やかで、7日間での変動率は通常10％未満です。この現象は、半規則変数に特に小さなメーザー放出クランプが存在することで説明できます。これは、衝撃の通過による密度変化への強度の強い依存性につながります。
| Title |
Uncertainty_quantification_in_sunspot_counts |
| Authors |
Sophie_Mathieu_and_V\'eronique_Delouille_and_Laure_Lef\`evre_and_Christian_Ritter_and_Rainer_von_Sachs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09810 |
太陽黒点の観測とカウントは、最も長い間続いている科学実験の1つであり、最初の観測はガリレオと1610年頃の望遠鏡の発明にまでさかのぼります。物理モデルの。ただし、時系列の複雑な性質に適応した適切な統計モデリングがまだ欠けています。この作業では、太陽黒点数の最初の包括的な不確実性定量化分析を提供します。私たちの関心は、スポットの数（$N_s$）、黒点グループの数（$N_g$）、および$N_c：=N_s+10N_g$として定義される複合$N_c$の3つのコンポーネントにあります。これらは世界中の観測所のネットワークによって報告されており、さまざまなタイプのエラーによって破損しています。乗法フレームワークを使用して、3つのコンポーネントのそれぞれについて、さまざまなレジーム（短期、長期、太陽活動の最小値）での誤差分布の推定を提供します。また、基礎となる太陽信号のロバストな推定量を提案し、過剰分散、ゼロの超過、複数のモードなどの固有の特性を考慮した密度分布に適合させます。複合$N_c$の基礎となる太陽信号の推定は、太陽活動のプロキシとして広く使用されている量である国際太陽黒点数（ISN）の堅牢なバージョンと見なすことができます。したがって、$N_c$に関する結果は、ISNの不確実性を特徴付けるのにも役立ちます。私たちの結果は、観測者がネットワークから逸脱し始めたときに観測者に警告し、ネットワーク内で大きなドリフトが発生するのを防ぐ目的で、準リアルタイムで観測所を将来監視するための道を開きます。
太陽のような星からミラ星へ：確率的ノイズの存在下での恒星パルセーターの統一的な説明
| Title |
From_Solar-like_to_Mira_stars:_a_unifying_description_of_stellar_pulsators_in_the_presence_of_stochastic_noise |
| Authors |
Margarida_S._Cunha,_Pedro_P._Avelino,_William_J._Chaplin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09873 |
主系列から漸近巨大分岐までの星の脈動を説明することを目的としたモデルのパワースペクトル密度特性について議論し、特性化します。確率的ノイズが存在する場合の脈動モードのパワースペクトル密度の予測限界は、常にローレンツ関数によってよく近似されることを示します。主に確率的に駆動される星では、ローレンツの幅はモードの寿命によって定義されますが、駆動が主にコヒーレントである星では、幅は確率的摂動の振幅によって定義されます。両方の駆動が同等である星では、幅はこれらのパラメーターの両方によって定義され、純粋な確率的駆動から予想される幅よりも小さくなります。数値シミュレーションを通じてモデルを説明し、主に確率的（太陽のような）パルサと主にコヒーレント（クラシック）パルセータへの星の明確な分類を提案します。このモデルをMira変数UPerと準正則変数L2Pupの研究に適用し、分類に従って、両方が古典的なパルセーターであると結論付けます。私たちのモデルは、以前のいくつかの研究で指摘された脈動の振幅と周期の関係の動作の変化について自然な説明を提供します。さらに、L2Pupの研究では、モードライン幅と有効温度の間のスケーリング関係をテストすることができます。指数スケーリングが、メインシーケンスから漸近巨大ブランチまで、温度約1000までデータをよく再現することを確認します。以前の研究でテストされたものの下のK。
MUSEによるHSTの活用：II。中間年齢の星団におけるNa量の変動
| Title |
Leveraging_HST_with_MUSE:_II._Na-abundance_variations_in_intermediate_age_star_clusters |
| Authors |
S._Martocchia,_S._Kamann,_S._Saracino,_C._Usher,_N._Bastian1,_M._Rejkuba,_M._Latour,_C._Lardo,_I._Cabrera-Ziri,_S._Dreizler,_N._Kacharov,_V._Kozhurina-Platais,_S._Larsen,_S._Mancino,_I._Platais,_M._Salaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10023 |
古代（$>$10Gyr）の球状星団（GC）は、特定の元素間でパターンの形で化学的存在量の変動を示します。NはNaと相関し、Oと反相関します。最近、Nの量の広がりは、古いGCよりもかなり若い星団でも観察されており、年齢は$\sim$2Gyrです。しかし、これまでのところ、Nはこのような若いオブジェクトで変化することがわかっている唯一の要素です。ここでは、HSTとESO-VLTを組み合わせることで、小マゼラン星雲の中間年齢の大規模星団NGC416（$\sim$6.5Gyrold）とLindsay1（$\sim$7.5Gyrold）におけるNa存在量の変動の存在を報告します。MUSEの観測。HST測光を使用して、「クラスターマップ」を構築し、各クラスターの赤い巨大な枝に、異なるNコンテンツを持つサブ母集団を分離することができました。各母集団に属する個々の星のMUSEスペクトルを組み合わせた結果、各母集団を表す高いS/Nスペクトルが得られ、Naの平均差を検索するために比較されました。NGC416の$\Delta$[Na/Fe]$=0.18\pm0.04$dexとLindsay1の$\Delta$[Na/Fe]$=0.24\pm0.05$dexの平均存在量変動が見つかりました。両方のクラスターで、Nで強化された母集団はNaでも強化されます。これは、古代のGCで観察されたものと同じパターンです。さらに、NGC416のUVカラーマグニチュードダイアグラムでコアヘリウム燃焼レッドクランプ（RC）ジャイアントの二峰性分布を検出します。2つのRCの積み重ねられたMUSEスペクトルを比較すると、2つの母集団間の同じNa存在量の違いが示されます。この研究で報告された結果は、大きな年齢範囲の星団が同じ起源を共有しているという重要なヒントです。それらは同じ種類のオブジェクトですが、年齢が分かれているだけです。
Kerr-Newman-de
SitterおよびKerr-Newmanのブラックホール形状における測地線テスト粒子によって放出された光の重力赤方偏移/青方偏移、フレームドラッグおよび周辺中心シフト効果
| Title |
Gravitational_redshift/blueshift_of_light_emitted_by_geodesic_test_particles,_frame-dragging_and_pericentre-shift_effects,_in_the_Kerr-Newman-de_Sitter_and_Kerr-Newman_black_hole_geometries |
| Authors |
G._V._Kraniotis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1912.10320 |
Kerr-Newman-（anti）deSitter（KN（a）dS）ブラックホールの周りの軌道にある時間のような測地線粒子によって放出される光の赤方偏移と青方偏移を調査します。具体的には、測地線の巨大粒子によって放出された光子の赤方偏移と青方偏移を計算し、ヌル測地線に沿ってKN（a）dSブラックホールから有限距離にある遠方の観測者に向かって移動します。この目的のために、Killing-vectorの定式化と、関連するモーションの最初の積分定数を使用します。星の安定した時間のような赤道円軌道を詳細に考慮し、それらの対応する赤方偏移/青方偏移を、計量物理ブラックホールパラメーター（単位質量あたりの角運動量、質量、電荷および宇宙定数）と両方の軌道半径で表現しますエミッター星と遠くの観測者。これらの半径は、ヌル測地線に沿った運動定数とそれに続くフォトンが検出されるまでリンクされます。その結果、観測者の軌道半径のエミッター半径と黒色の閉じた形の分析式が得られます。穴パラメータ。さらに、LauricellaとAppellの多変数一般化超幾何関数の観点から、KN（a）dS時空における時間のような球状軌道のフレームドラッグの正確な解析式を計算します。KN（a）dSおよびKN時空における時間のような球面軌道の条件を解きます。私たちは、これらの軌道のパラメーターのための新しくエレガントなコンパクトな形を提示します。最後に重要なことですが、Jacobiの楕円関数snとLauricellaの超幾何関数$F_D$の観点から、KNdSブラックホール時空の非球極軌道におけるテスト粒子の近点前進の非常にエレガントで新しい正確な式を導き出します。
参照計量定式化における相対論的放射流体力学
| Title |
Relativistic_radiation_hydrodynamics_in_a_reference-metric_formulation |
| Authors |
Thomas_W._Baumgarte_and_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08990 |
参照計量アプローチとともに2モーメント形式を採用して、相対論的放射流体力学の方程式を、曲線座標での数値実装に適した形式で表現します。光学的に厚い媒体で灰色の不透明度を使用することによるアプローチを示します。数値によるデモンストレーションとして、2つのテスト問題の結果を示します。つまり、衝撃を含む平らな時空における定常スラブ対称解とブラックホールへの加熱されたオッペンハイマースナイダー崩壊です。後者については、初期の過渡状態から、分析的に既知の拡散解でよく説明されているポスト過渡状態への遷移を注意深く分析します。移動穿刺座標でレンダリングした場合の数値解の特性について説明します。
超新星ニュートリノフレーバーの高速振動、無衝突緩和、および偽の進化
| Title |
Fast_oscillations,_collisionless_relaxation,_and_spurious_evolution_of_supernova_neutrino_flavor |
| Authors |
Lucas_Johns,_Hiroki_Nagakura,_George_M._Fuller,_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09024 |
実装の証拠は、ニュートリノが少なくともいくつかのコア崩壊超新星で高速フレーバー変換（FFC）を受ける可能性が高いことを示しています。しかし、FFCの結果は非常に不確実なままです。ここでは、運動量空間の大きな角度スケールから小さなものまで、フレーバーフィールドパワーのカスケードを調べます。FFCがこのプロセスを強化し、それによって緩和を早めることを示しています。カスケードは、フレーバーフィールドが安定している場合でも存在する計算上の課題も提起します。電力が計算の最小角度スケールに到達すると、角モーメント展開の切り捨てによるエラーが、より大きなスケールに伝播し、全体的な進化に壊滅的な影響を及ぼします。。本質的に同じ問題が、血漿動態学の文脈において広範な研究を促しました。このリンクは、現在、現実的な振動計算の実現可能性に厳しい制限を課している問題である、偽の進化を回避するための新しいアプローチを示唆しています。
カー/ CFTのエコー
カー/CFT対応は、デュアルホログラフィックコンフォーマルフィールド理論（CFT）を介してカーブラックホールの水平に近い領域の重力の量子理論を洞察するための可能なルートです。デュアルホログラフィックCFTからのブラックホールエントロピー、散乱断面積、および準標準モードの予測は、この提案された対応を裏付けています。最近では、ブラックホールの地平線に近い領域での量子重力効果が古典的な一般相対論的記述を大幅に変更し、観測可能な結果をもたらす可能性があることが示唆されています。本稿では、デュアルCFT画像における水平線のないカーのようなエキゾチックなコンパクトオブジェクト（ECO）の吸収断面積と準通常モードを調べます。私たちの分析は、ブラックホールの地平線に近い量子修正は、デュアルCFTにおける有限サイズおよび/または有限$N$効果として理解できることを示唆しています。ブラックホールジオメトリに対する地平線に近い修正のシグネチャは、バイナリブラックホール合体のリングダウン（つまり、マージ後のフェーズ）における遅延エコーとして現れます。デュアルCFT分析から、デュアルCFTが存在する円の長さが、水平に近い量子構造の位置に依存するエコー時間遅延にどのように関連する必要があるかを示します。さらに、CFTモジュラーパラメーターの観点からECOメンブレンの反射率を導出し、ボルツマン形式であることを示します。
コンパクト星物質における量子ホール液滴およびスキルミオンとしてのバリオンの二分法
| Title |
Dichotomy_of_Baryons_as_Quantum_Hall_Droplets_and_Skyrmions_In_Compact-Star_Matter |
| Authors |
Yong-Liang_Ma_and_Mannque_Rho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09219 |
量子ホール液滴と媒体中のバリオンのスキルミオンの観点から、巨大コンパクト星に存在する可能性のある圧縮バリオン物質の「シート構造」について議論します。理論的フレームワークは、標準的な核有効場理論（$s$EFT）を包含し、大規模なコンパクトスターに関連する密度レジームにアクセスできる、一般化されたスケールの対称の隠れた局所対称性に基づいています。これは、ブラックホールへの崩壊に対して安定している、{\ititeststest}のバリオン物質の、これまでに探究されていなかった、基本的に異なる構造を示唆しています。核有効場理論における隠れたスケール対称性と隠れた局所対称性は、圧縮されたバリオン物質におけるハドロン-クォーク双対性を提供する上で潜在的に重要な役割を果たすと見られています。
KAGRAの概要：キャリブレーション、検出器の特性評価、物理的環境モニター、および地球物理学干渉計
| Title |
Overview_of_KAGRA:_Calibration,_detector_characterization,_physical_environmental_monitors,_and_the_geophysics_interferometer |
| Authors |
T.Akutsu,_M.Ando,_K.Arai,_Y.Arai,_S.Araki,_A.Araya,_N.Aritomi,_H.Asada,_Y.Aso,_S.Bae,_Y.Bae,_L.Baiotti,_R.Bajpai,_M.A.Barton,_K.Cannon,_Z.Cao,_E.Capocasa,_M.Chan,_C.Chen,_K.Chen,_Y.Chen,_C-Y.Chiang,_H.Chu,_Y-K.Chu,_S.Eguchi,_Y.Enomoto,_R.Flaminio,_Y.Fujii,_Y.FUJIKAWA,_M.Fukunaga,_M.Fukushima,_D.Gao,_G.Ge,_S.Ha,_A.Hagiwara,_S.Haino,_W.-B.Han,_K.Hasegawa,_K.Hattori,_H.Hayakawa,_K.Hayama,_Y.Himemoto,_Y.Hiranuma,_N.Hirata,_E.Hirose,_Z.Hong,_B.Hsieh,_G-Z.Huang,_H-Y.Huang,_P.Huang,_Y-C.Huang,_Y.Huang,_D.C.Y.Hui,_S.Ide,_B.Ikenoue,_S.Imam,_K.Inayoshi,_Y.Inoue,_K.Ioka,_K.Ito,_Y.Itoh,_K.Izumi,_C.Jeon,_H.-B.Jin,_K.Jung,_P.Jung,_K.Kaihotsu,_T.Kajita,_M.Kakizaki,_M.Kamiizumi,_N.Kanda,_G.Kang,_K.Kawaguchi,_N.Kawai,_T.Kawasaki,_C.Kim,_J.Kim,_J.C.Kim,_W.S.Kim,_Y.-M.Kim,_N.Kimura,_N.Kita,_H.Kitazawa,_Y.Kojima,_et_al._(159_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09305 |
KAGRAは、新しく構築された重力波観測所で、アーム長3kmのレーザー干渉計で、日本の岐阜県神岡にあります。このシリーズの記事では、2019年に設計された構成のインストールを完了したベースラインKAGRAの概要を示します。この記事では、検出器の出力から重力波信号を再構築するために使用されるキャリブレーション（CAL）の方法と、検出器（DET）の特性評価。また、物理環境モニター（PEM）システムと地球物理学干渉計（GIF）についても確認します。どちらも重力波チャネルのデータ品質の特性評価と評価に使用されます。それらは、重力波の探索に検出器の出力を利用する上で重要な役割を果たします。これらの特性調査は、重力波検出が達成された後、重力波天文学の時代にKAGRAを使用する際に、近い将来さらに重要になります。
有効場理論における$ ^ 7 \ mathrm {Li}（n、\ gamma）^ 8 \ mathrm {Li} $の結合チャネル処理
| Title |
Coupled-channel_treatment_of_$^7\mathrm{Li}(n,\gamma)^8\mathrm{Li}$_in_effective_field_theory |
| Authors |
Renato_Higa,_Pradeepa_Premarathna_and_Gautam_Rupak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09324 |
捕獲反応へのE1の寄与$^7\mathrm{Li}（n、\gamma）^8\mathrm{Li}$は、低エネルギーで計算されます。$^7\mathrm{Li}^\star$励起コア寄与を説明するために、結合チャネル形式を採用しています。ハロー有効場の理論計算は、$^7\mathrm{Li}^\star$の自由度の寄与は、1MeV未満のモーメンタでは無視でき、$3^+$共鳴エネルギーを超えた場合にのみ有意であることを示していますが、次から次へ、そして先頭への順序修正。この補正のサイズを説明する力のカウントが提案されています。私たちは形式主義を以前のハロー有効場理論と比較します[Zhang、Nollett、andPhillips、Phys。リビジョンC{\bf89}、024613（2014）]も$^7\mathrm{Li}^\star$コアを明示的な自由度として扱いました。私たちの正式な表現と分析は、いくつかの点でこの以前の仕事に同意しません。
異なる磁気構成でのカオス誘導抵抗
| Title |
Chaos-induced_resistivity_in_different_magnetic_configurations |
| Authors |
Zhen_Wang,_De-Jin_Wu,_Ling_Chen_and_Yu-Fei_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09745 |
磁気リコネクションは、宇宙や天体プラズマのさまざまな噴火現象において重要な役割を果たすと広く信じられています。しかし、異常な抵抗率のメカニズムは、未解決で未解決の問題でした。吉田（1998）によって提案されたカオス誘起抵抗率は、異常な抵抗率の可能なメカニズムの1つです。本研究では、テスト粒子シミュレーションを使用して、リコネクション磁場のさまざまな構成に対するカオス誘導抵抗と、リコネクション電流シートのさまざまなカオス領域におけるその分布を研究します。結果は、カオスによって誘発された抵抗率が、Xタイプのカオス領域では古典的なスピッツァー抵抗率よりも6〜7桁高く、Oタイプのカオス領域では5桁高くなる可能性があることを示しています。さらに、Xタイプのカオス領域では、磁化された場合のカオス誘発抵抗率は、非磁化ケースの場合よりも2〜3倍高くなりますが、Oタイプのカオス領域では、カオス誘発抵抗率は磁化されたケースは、磁化されていないケースに近いか、それよりも低いです。本研究は、リコネクション電流シートのダイナミクス、特に無衝突リコネクション領域の異常な抵抗率の生成メカニズムの理解に役立ちます。
確率重力波背景の音速共鳴
現在または近い将来の重力波検出器で検出できる規模で原始重力波（GW）を増幅する新しいメカニズムを提案します。修正された重力の多くの理論では、重力波の音速は時間依存の修正を受け、したがって単一性から逸脱します。宇宙論的バックグラウンドの進化は$\Lambda\text{CDM}$成分を含むGRのものと同じであるが、その変更が主にテンソル摂動に影響するスカラー-テンソル理論のクラスを調査します。さまざまなGW速度宇宙論の特徴的な現象の1つは、GWのエネルギースペクトルが、高エネルギースケールでのGW速度の短期間の振動動作により、共鳴的に強化されたピークを示す可能性があることです。この振動の振る舞いは、宇宙の初期の時代のスカラー次数のコヒーレントな振動から来るかもしれません。周波数とこれらのピークの振幅は、現在および今後のGW実験によって制約/検出できます。
木星中緯度対流圏の順圧モデルにおける気候とジェット配置の間の多重安定性とまれな自然遷移
| Title |
Multistability_and_rare_spontaneous_transitions_between_climate_and_jet_configurations_in_a_barotropic_model_of_the_Jovian_mid-latitude_troposphere |
| Authors |
Eric_Simonnet,_Joran_Rolland,_Freddy_Bouchet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.09913 |
準定常である木星ジェットに類似した乱流帯状ジェットが実際に準安定であることを示します。非常に長い時間が経過した後、ジェットの数が異なる新しい構成にランダムに切り替わります。この現象の一般性は、ほとんどの準定常乱流惑星大気が、外部強制パラメータの固定値に対して多くの気候とアトラクタを持っている可能性があることを示唆しています。重要なメッセージは、ある気候から別の気候に変わるまでの平均遷移時間が非常に長いため、この状況は通常、数値モデルを実行するだけでは検出されないということです。このような現象を研究するには、特定のツールを使用する必要があります。レアイベントアルゴリズムと大偏差理論です。これらのツールを使用して、古典的な順圧ベータ平面準地衡モデルの完全な統計力学研究を行います。急激な遷移を伴うロバストな二峰性を示します。エクマン散逸が減少すると、アレニウスの法則により、新しいジェットが西向きのジェットから自発的に核生成し、指数関数的に小さな確率で発生することを示します。この現象論は、消滅ノイズの限界における2つの異なるタイプのインスタントンによって制御されます。さらに、対応する有効ダイナミクスのサドルを計算できます。また、3つのジェットが交互に現れるソリューションの詳細なダイナミクスも調べます。対称のグループ${\calS}_3$によって制御される予期せぬ豊富なダイナミクスを2つの異なるインスタントンファミリーで明らかにします。過去。
