CMBにおけるAxion Superradianceの痕跡
軽いアクシオン（$m_a\lesssim10^{-10}$eV）は、回転超放射として知られているメカニズムを介して、急速に回転する天体物理学のブラックホールの周りに密集した雲を形成できます。アキシオンと光子の間の結合は、アキシオン雲の刺激された崩壊から生じるパラメトリック共鳴を引き起こします。この研究では、共鳴崩壊を受けている超放射のアキシオン雲の現象論的な意味を考察します。そのようなイベントから生成された低エネルギー光子は、宇宙論的に短い距離で吸収され、MpcスケールでIGMを加熱およびイオン化する大規模な衝撃波を誘発する可能性があることを示します。これらの衝撃波は、光学的深さの異方性スペクトル歪みまたは不均一な特徴の形で観察可能な痕跡を残す可能性があります。
フルシェイプデータとBAOデータからの宇宙の曲率と動的暗黒エネルギーの制約
フルシェイプのバリオン音響振動（BAO）、ビッグバンヌクレオシンセシス（BBN）の共同分析から得られたo$\Lambda$CDM、$w_0$CDM、および$w_0w_a$CDMモデルのパラメーターの制限を提示します。）および超新星データ。私たちの限界は、宇宙マイクロ波背景（CMB）の異方性に関するデータから完全に独立していますが、パラメーターのエラーバーに関してCMBの制約に匹敵します。空間の曲率が平坦な宇宙と一致していることがわかります$\Omega_k=-0.043_{-0.036}^{+0.036}$（$68\％$C.L.）;暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w_0$は、宇宙定数と一致する$w_0=-1.031_{-0.048}^{+0.052}$（$68\％$C.L.）と測定されます。この結論は、時変ダークエネルギー状態方程式にも当てはまり、$w_0=-0.98_{-0.11}^{+0.099}$と$w_a=-0.33_{-0.48}^{+0.63が見つかります。}$（どちらも$68\％$CL）。分析から超新星データを除外しても、境界が大幅に弱まることはありません。これは、前の単一の外部BBNを使用すると、完全形状およびBAOデータが非最小宇宙論モデルにCMBに依存しない強力な制約を提供できることを示しています。
ファントム閉宇宙モデルの重要なテスト
標準の$\Lambda$CDMモデルと最近提案されたファントム暗黒エネルギーの正の曲率宇宙モデルとの違いを測定するための重要な直接観察テストを提案します。このテストは、一般的なフリードマンモデルの基本的な距離（光束）と赤方偏移の関係に基づいています。CMBRデータ、大規模構造成長モデル、およびハッブル定数$H_0$の値には依存しません。私たちの重要なテストは、THESEUS宇宙ミッションを使用した将来のガンマ線バースト観測と、最新のLIGO--Virgoおよび今後のLISA検出器での重力波標準サイレン観測を使用して実行できます。
ダークセクターの熱力学的制約
この論文では、宇宙の暗いセクターの流動的な記述に基づく統一されたスキームを提示します。このスキームは、時変状態方程式（EoS）パラメーター$\omega（a）$および相互作用関数$\を介した時間依存相互作用の一般化の中心である、ダークエネルギーとダークマター間の相互作用を持つモデルをキャプチャします。epsilon（a）$、ここで$a$はスケール係数です。さらに、観測データと組み合わせた熱力学の法則を使用して、この一般化されたモデルのクラスに熱力学の制約を提案します。統合モデルの観測の実行可能性をテストするために、宇宙クロノメーター（CC）、タイプIa超新星（SNeIa）、宇宙マイクロ波背景（CMB）、および角度バリオン音響振動（BAO）測定を使用してベイズ分析を実行します。
ユニモジュラー重力と$ H_0 $張力における宇宙拡散モデルの再検討
| Title |
Revisiting_cosmological_diffusion_models_in_Unimodular_Gravity_and_the_$H_0$_tension |
| Authors |
Francisco_X._Linares_Cede\~no_and_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10268 |
ユニモジュラー重力の枠組みの中で、暗黒物質と暗黒エネルギーの間の非重力相互作用を考えます。特に、冷たい暗黒物質流体と暗黒エネルギー成分が結合する拡散モデルを検討することにより、このような相互作用を暗黒セクターで説明します。初めて、これらのモデルの放射線進化時代から現在までの宇宙論的進化を解きました。エネルギー密度パラメーター$\Omega_{cdm}$と$\Omega_{\Lambda}$の宇宙論的進化、およびハッブルパラメーターの宇宙論的進化を分析することにより、拡散プロセスがどのように行われるかを示します。最後に、Planck2018、SH0ES、Pantheon、およびH0LICOWのコラボレーションからのデータを使用して、拡散パラメーターに制約を課して統計分析を実行します。ユニモジュラー重力の枠組みでの宇宙論的拡散モデルが$H_0$の値の現在の緊張を緩和できることを発見しました。
タイプIa超新星によってクエリされたハッブルレマの定数：カルアントロロプロジェクトからカーネギー超新星プログラムへの旅
| Title |
The_value_of_the_Hubble-Lema\^itre_constant_queried_by_Type_Ia_Supernovae:_A_journey_from_the_Cal\'an-Tololo_Project_to_the_Carnegie_Supernova_Program |
| Authors |
Mario_Hamuy,_R\'egis_Cartier,_Carlos_Contreras_and_Nicholas_B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10279 |
タイプIa超新星の「宇宙距離ラダー」の2つの最高の横線の堅牢性と、ハッブルレマの定数の決定を評価します。この分析では、分離された食連星を使用してLMCまでの距離が1％に決定されるため、固定されたラング1を保持します。ラング2では、近くの銀河のタイプIa超新星の光度キャリブレーションのためのTRGBとセファイド距離の2つの方法を分析します。ラング3の場合、Cal\'an-Tololo、CfA、CSP、Supercalデータセットなど、ハッブルフロー内のさまざまな最新のデジタル超新星サンプルを分析します。このメタデータ分析は、TRGBキャリブレーションがセファイドキャリブレーションよりも小さい$H_0$値を生成することを示しています。これは、これら2つの方法からキャリブレーションされた距離係数の体系的な違いの直接的な結果です。3つの最も独立した可能な方法論/バンドパス、つまりPhillipsらによる$V$バンドの選択。（1999）、Kattnerらによる$J$バンド。2012年、そしてRiesらによる$B$バンド。2019年、$H_{0}=69.9\pm0.8$および$H_{0}=73.5\pm0.7$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$をTRGBおよびCepheidキャリブレーションから取得します、それぞれ。このサブセットは、ラング2のキャリブレーションにおける有意な3.4$\sigma$系統的な違いを明らかにします。ラング1とラング2が固定されている場合、超新星ピークの大きさを標準化するために開発された異なる形式は、1.5kmの標準偏差で一貫した結果をもたらしますs$^{-1}$Mpc$^{-1}$、つまりタイプIa超新星は、ラング3を2％の精度で固定できます。この研究は、Ia型超新星が25年以上にわたってR3の非常に堅牢なキャリブレーションを提供してきたことを示しています。
確率論的に誘発された重力波と再加熱の影響による原始ブラックホールの最低質量限界
| Title |
Stochastic_induced_gravitational_waves_and_lowest_mass_limit_of_primordial_black_holes_with_the_effects_of_reheating |
| Authors |
Nilanjandev_Bhaumik,_Rajeev_Kumar_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10424 |
最近、我々は、インフロンポテンシャルに変曲点の存在を可能にする六次までのパワーを含む多項ポテンシャルを持つ単一フィールドインフレモデルで生成される原始ブラックホール（PBH）の豊富さを研究しました。そのようなシナリオは、小惑星の質量ウィンドウ内の宇宙の全暗黒物質を説明できるほぼ単色の質量分率で広範囲の質量のPBHを生成できることを発見しました。この論文では、PBHスケールでの大規模な原始スカラー曲率摂動によって引き起こされる2次効果により、このシナリオで必然的に生成される重力波（GW）の確率的背景を調べます。結果として生じるGWの二次的な背景は、将来の宇宙ベースのGW観測所（LISA、TAIJI、DECIGO、BBOなど）によって検出される可能性があることがわかりました。モデルに依存しないアプローチを使用して、超低速ロールから低速ロールフェーズへの瞬間的かつスムーズな遷移のみを仮定することにより、PBH質量の下限も取得します。さらに、セカンダリGWスペクトルに対する再加熱の影響を調査し、非瞬時再加熱のエポックがGWスペクトルをより大きな周波数にシフトさせる可能性があることを発見しました。興味深いことに、このシナリオでは、今日までに完全に蒸発する可能性があり、暗黒物質にまったく寄与しない非常に軽いPBHが、地面の将来の設計によって検出される可能性があるセカンダリGWの確率的背景を生成することにも気付きます。ベースの高度なLIGO検出器。
CMB偏波のEおよびBモードマップ上の銀河系外の点光源の特性評価
| Title |
Characterization_of_Extragalactic_Point-Sources_on_E-_and_B-mode_Maps_of_the_CMB_Polarization |
| Authors |
P._Diego-Palazuelos,_P._Vielva_and_D._Herranz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10441 |
それ自体は興味深いですが、マイクロ波範囲で放出する銀河系外の放射源（主に放射音の活動銀河核と塵の多い銀河）も、宇宙マイクロ波背景（CMB）実験の観点からは汚染物質と見なされます。これらのソースは、CMB実験の解像度が限られているため、CMB測定では未解決の点のようなオブジェクトとして表示されます。他の問題の中でも、点のようなソースはレンズ効果の再構築を妨げることが知られており、$r$の低い値に対する原始重力波背景の検出を妨げる可能性があります。したがって、銀河系外の点源の検出と減算は、次世代のCMB実験に設定された科学目標のいくつかを達成するために必要な成分分離プロセスの基本的な部分です。これらの除去の前のステップとして、この作業では、これらの銀河系外の光源の放出を特徴付けることができる操縦可能なウェーブレットに基づくフィルターを設計しました。Stokesの$Q$および$U$パラメーターの偏光マップで作業する通常のアプローチの代わりに、提案されたフィルターはEモードおよびBモードの偏光マップで動作します。このように、CMBと銀河のフォアグラウンド放出の両方がBモードで存在するという低い強度から、そのパフォーマンスが向上します。将来のPICO衛星の30GHzおよび155GHz帯域の銀河の前景放射が暗い領域では、ソースが他の方法ですでに検出されていると仮定すると、フィルターは最小偏光までソースを特徴付けることができると予測します$\Pi$=0.02偏光度を採用した、それぞれ117pKおよび8pKの強度は、119mJyおよび164mJyの強度に対応します。
NANOGravからLIGOまで、準安定宇宙ストリング
最近のNANOGravの結果を、準安定宇宙ストリングからの確率論的重力波背景で解釈します。観測された確率的信号の振幅は、宇宙弦の張力と、大統一の理論で発生する磁気単極の質量の範囲に変換できます。パラメータ空間のかなりの部分で、この解釈は、地上ベースの干渉計の周波数帯域で大きな確率的重力波信号を予測します。これは、非常に近い将来に探査することができます。これらの結果は、成功したインフレ、レプトン生成、およびゲージ化されたB-L対称性の自発的な破れによる暗黒物質からの予測に直面しています。
ディープラーニングを使用して、ライマンアルファフォレスト内の観測可能な透過フラックスから物理量を推定します。宇宙流体力学シミュレーションからの赤方偏移z=3出力と、それらから構築されたモックデータセットを使用して、ニューラルネットワークをトレーニングします。訓練されたネットワークがライマンアルファ森林吸収の光学的深さを、ノイズの多い、しばしば飽和した透過フラックスデータからどれだけうまく再構成できるかを評価します。ニューラルネットワークは、光学的深さの二乗平均平方根誤差で約2倍、対数反転とスプライン補間を含む代替の再構成方法よりも優れています。ゲインが高い光学的深さの領域で最大になりますが、入力データ信号のノイズへの改善に大きな依存はありません。ここで研究したライマンアルファフォレストの光学的深さは、単純な1次元の例として機能しますが、宇宙論の逆問題にアプローチするためのディープラーニングとシミュレーションの使用は、他の物理量とより高次元のデータに拡張できます。
完全なバリオン音響振動データコレクションを使用した低赤方偏移宇宙加速のテスト
| Title |
Testing_Low-Redshift_Cosmic_Acceleration_with_the_Complete_Baryon_Acoustic_Oscillations_data_collection |
| Authors |
David_Benisty,_Denitsa_Staicova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10701 |
バリオン音響振動（BAO）では、銀河の空間分布を測定して、宇宙構造の成長率を決定します。効果的な赤方偏移範囲$0.106\leqz\leq2.36$の$333$データポイントを含む完全なBAO公開測定から宇宙論的パラメーターの制約を導き出します。$\Lambda$CDMモデルは、次のような宇宙論的パラメーターを生成します：$\Omega_m=0.287\pm0.004$、$\Omega_\Lambda=0.712\pm0.004$、$H_0=68.63\pm0.32\、km/sec/Mpc$。BAOデータからの移動距離は$r_d=148.4\pm0.59Mpc$です。BAOデータをCosmicChronometers（CC）データおよびPantheonTypeIa超新星データセットと組み合わせると、有意性が約$5\sigma$に増加します。したがって、宇宙加速、暗黒エネルギー効果、およびハッブル定数は、プランク測定とは関係なく、後期データからのみ高レベルの有意性で制約できます。
太陽系星雲における蒸発の影響からのフォールアウトとしてのコンドリュール
| Title |
Chondrules_as_fallout_from_vaporizing_impacts_in_the_solar_nebula |
| Authors |
Nick_Choksi,_Eugene_Chiang,_Harold_C._Connolly_Jr.,_Zack_Gainsforth,_Andrew_J._Westphal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10093 |
最古の隕石を満たした一度溶融したmmサイズの球であるコンドリュールが、原始太陽系星雲での惑星衝突からの熱的に処理されたフォールアウトとしてどのように形成されたのかを考えます。私たちは、衝突から放出された高温で高密度のケイ酸塩蒸気の雲、および冷たい希薄な星雲水素へのその膨張に焦点を当てています。コンドリュール前駆体を含む衝突粒子の破片は、雲によって運ばれ、雲によって凝縮されるダスト粒子によって放出されるガス伝導と放射によって雲によって溶かされます。伝導と放射により、蒸気、ダスト、およびプロトコンドリュールが共通の温度にロックされます。この温度は、雲が膨張するにつれて低下します。凝縮によって放出される潜熱は最初は冷却を遅くしますが、最終的に放射損失はそれを速め、残りのすべての蒸気を凝縮させ、圧力のない空洞を残して、星雲ガスが埋め戻します。大きすぎない粒子は後退します。これらのうち、小さすぎないものは、太陽の潮汐によって引き裂かれる前に、ドラッグ制限された終末速度で微惑星遺跡に堆積する可能性があります。したがって、親と再凝集する粒子には特定のサイズ範囲があります。小惑星帯では$\sim$1mm、原始カイパーベルトでは$\sim$10$\mu$m。質量太陽系星雲。小惑星のコンドリュールの熱履歴、および短周期彗星81P/Wild-2のコンドリュールのような粒子は、太陽系の小天体の支配的なサイズと一致する、半径100km程度の衝突する惑星に再現されます。小惑星が大きく生まれ、星雲のガス密度が単調に減衰した場合、モデルでは、古いコンドリュールの最大サイズが大きくなり、冷却速度が遅くなると予測しています。コンドリュール生産の効率やCAIの起源を含む問題が議論されています。
AQUA：惑星モデルのH $ _2 $ O状態方程式のコレクション
| Title |
AQUA:_A_Collection_of_H$_2$O_Equations_of_State_for_Planetary_Models |
| Authors |
Jonas_Haldemann,_Yann_Alibert,_Christoph_Mordasini,_Willy_Benz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10098 |
水は、惑星構造モデリングの主要な化学要素の1つです。その複雑な相図のため、状態方程式は、惑星のモデリングに必要な圧力-温度空間の一部のみをカバーすることがよくあります。惑星の内部のモデル化に使用できる、0.1Paから400TPa、150Kから$10^{5}$Kの非常に広い範囲にわたるH$_2$Oの状態方程式を作成します。局所化された領域で有効な状態方程式を組み合わせて、上記の圧力と温度の範囲にわたる連続的な状態方程式を作成します。最も重要な熱力学的量、つまり密度、断熱温度勾配、エントロピー、内部エネルギー、およびこの圧力と温度範囲での水の音速のバルク速度の表形式の値を提供します。さらに使いやすくするために、密度-温度と密度-内部エネルギーグリッドも計算しました。ANEOSやQEOSなどの他の一般的な状態方程式と比較して、この状態方程式が惑星の質量半径関係に与える影響についてさらに説明します。AQUAは、惑星モデルに役立つ既存の状態方程式の組み合わせです。AQUAはほとんどの地域で熱力学的に一貫した水の説明であることを示しています。10GPaを超える圧力では、AQUAはANEOSまたはQEOSよりも系統的に大きな密度を予測します。以前に提案された状態方程式にすでに存在していた機能。これは、この研究の主要な基礎となる方程式です。状態方程式の選択が質量と半径の関係に大きな影響を与える可能性があることを示します。これは、状態方程式の分野および高圧での水の実験データに関する将来の発展の重要性を浮き彫りにします。
惑星胚の衝突によって天王星と海王星が形成される可能性はありますか？
| Title |
Could_Uranus_and_Neptune_form_by_collisions_of_planetary_embryos? |
| Authors |
Alice_Chau,_Christian_Reinhardt,_Andr\'e_Izidoro,_Joachim_Stadel,_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10100 |
天王星と海王星の起源は、惑星形成モデルの課題のままです。考えられる説明は、惑星が、土星の軌道を越えて形成され、内側に移動した、いくつかの地球の質量を持ついくつかの惑星胚の集団から形成されたことです。これらの胚は天王星と海王星を形成するために衝突し、融合することができます。この作業では、この形成シナリオを再検討し、3D流体力学シミュレーションを使用してそのような衝突の結果を研究します。どのような条件下で完全な融合の仮定が適切であるかを調査し、惑星の最終的な質量、傾斜、回転周期、および原始衛星ディスクの存在を推測します。私たちのシミュレーションで形成された惑星の全束縛質量と傾斜度は、一般にN体シミュレーションと一致するため、完全なマージの仮定を検証します。ただし、推定される傾斜角は、通常、天王星や海王星の傾斜角とは異なり、おおまかに一致できるのは少数の場合に限られます。さらに、ほとんどの場合、このシナリオで形成された惑星は天王星や海王星よりも速く回転し、分裂速度に近く、巨大なディスクを持っています。したがって、このシナリオで天王星と海王星を形成することは困難であり、さらなる研究が必要であると結論付けます。将来の惑星形成モデルは、質量、組成、傾斜、回転速度、衛星システムなど、惑星のさまざまな物理的特性を説明することを目的とすることをお勧めします。
55 Cnc eのHORuS透過分光
| Title |
HORuS_transmission_spectroscopy_of_55_Cnc_e |
| Authors |
H._M._Tabernero,_C._Allende_Prieto,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_C._del_Burgo,_R._Garc\'ia_L\'opez,_R._Rebolo,_M._Abril-Abril,_R._Barreto,_J._Calvo_Tovar,_A._Diaz_Torres,_P._Fern\'andez_Izquierdo,_M._F._G\'omez-Re\~nasco,_F._Gracia-T\'emich,_E._Joven,_J._Pe\~nate_Castro,_S._Santana-Tschudi,_F._Tenegi,_H._D._Viera_Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10122 |
HighOpticalResolutionSpectrograph（HORuS）は、10.4mのGranTelescopioCanarias（GTC）で利用可能な新しい高解像度エシェル分光器です。超地球惑星55Cnceの通過の最初のHORuS観測について報告します。透過スペクトルにおけるNaIとH$\alpha$の存在を調査し、惑星透過分光法のためのHORuSの機能を探ります。私たちの方法論は、（3.4$\pm$0.4）$\times$10$^{-4}$のNaIダブレットラインの輸送中と輸送外のスペクトル間の差スペクトルに残差をもたらします。文献で報告されているものより一桁厳しい、惑星大気からの線吸収の検出に上限を設定します。HORuSを使用して、より大きな大気を持つ巨大惑星を簡単に検出できる程度まで、残差スペクトルのフォトンノイズ制限に到達できることを示します。さらに、最先端のオープンソースツールを使用して、55Cnceの構造、化学、透過スペクトルをモデル化しました。
$ {\ tt weirddetector} $で$ \ it {TESS} $の最初の年に検出された1300以上の新しい周期的信号
| Title |
Over_1300_new_periodic_signals_detected_in_the_first_year_of_$\it{TESS}$_with_the_${\tt_weirddetector}$ |
| Authors |
Joheen_Chakraborty,_Adam_Wheeler,_and_David_Kipping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10232 |
${\ttweirddetector}$を適用し、位相分散の最小化に基づくノンパラメトリック信号検出アルゴリズムを使用して、通過する太陽系外惑星調査衛星（${\itTESS}$）測光で低デューティサイクルの周期信号を検索します。私たちのアプローチは、トランジットのフラグ付け、バイナリの食、または他の同様の定期的なイベントに特にフラグを付けるために一般的に使用されるモデルベースのアプローチとは対照的に、予期しないまたは任意の「奇妙な」信号を見つけることを目的として、定期的な信号の形状について最小限の仮定を行います形状。合計で248,301の${\itTESS}$ソースは、初年度の南天調査から${\ttweirddetector}$を介して実行されます。このうち、上位21,500の周期性を手動で検査します。ここでは、誤検知を最小限に抑えるために、信号スコアの点で上位十分位数についてのみレポートします。サンプルでは、${\itTESS}$食バイナリの97％の再現とTOIの62％を取得しています。私たちのサンプルでは、以前に報告されていない定期的な信号が1333あります。そのため、176が超短周期（$<0.3$d）であるという最初のパスの割り当てを行います.1102はバイナリの食の可能性があり、32は惑星のように見え、23その他の信号です。
空には太陽がいくつありますか？太陽系外惑星ホスト星のSPHERE多重度調査I-白色矮星を含む4つの新しい恒星の仲間
| Title |
How_many_suns_are_in_the_sky?_A_SPHERE_multiplicity_survey_of_exoplanet_host_stars_I_--_Four_new_close_stellar_companions_including_a_white_dwarf |
| Authors |
Christian_Ginski,_Markus_Mugrauer,_Christian_Adam,_Nikolaus_Vogt,_Rob_van_Holstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10363 |
私達は、恒星の多重度が太陽系外惑星システム、特に、半径方向の速度探索によって検出されたシステムに及ぼす影響を研究しています。ディスクを形成する元の惑星の進化に強い影響を与えるので、最も近い仲間に特に興味があります。この研究では、VLT/SPHEREを使用した太陽系外惑星ホストの継続的な調査中に検出された新しい仲間を紹介します。私たちは、ESO/VLTで極端な補償光学イメージャーSPHEREを使用して、かすかな（サブ）恒星コンパニオンを検索しています。Ksバンドで太陽系外惑星のホスト星のスナップショット調査（3〜6分の積分時間）を実行するために、古典的なコロナグラフィックイメージングモードを利用しました。私たちは、太陽系外惑星のホスト星HD1666、HIP68468、HIP107773、およびHD109271の新しい恒星の仲間を検出しました。わずか0.38インチ（40auの投影分離）の角度分離を持つHIP107773は、太陽系外惑星のホスト星に最も近い仲間の1つです。恒星の仲間の存在は、システムで見られる線形放射速度の傾向を説明します。このような小さな距離ではコンパニオンは、主星の周りの円盤を形成する惑星の進化に大きな影響を与えた可能性があります。HD1666システムのコンパニオンが、検出された木星クラスの惑星の高軌道離心率（0.63）の原因である可能性が高いことがわかります。さらに、GaiaDR2カタログとのクロスマッチにより、HD109271の近赤外線のかすかな仲間が光学系で検出され、近赤外線よりもかなり明るいことがわかりました。白い小人の仲間。
Helios宇宙船データの再検討：現場での粉塵衝撃による彗星流星雲軌跡の検出
| Title |
Helios_spacecraft_data_revisited:_Detection_of_cometary_meteoroid_trails_by_in-situ_dust_impacts |
| Authors |
Harald_Kr\"uger,_Peter_Strub,_Max_Sommer,_Nicolas_Altobelli,_Hiroshi_Kimura,_Ann-Kathrin_Lohse,_Eberhard_Gr\"un,_Ralf_Srama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10377 |
彗星の流星の軌跡は、彗星の近くにあり、惑星間塵雲の微細構造を形成しています。トレイルは主に、約0.1mm〜1cmのサイズの彗星の粒子で構成され、低速で放出され、太陽の周りを数回転する間、彗星の軌道に非常に近くなります。1970年代に測定されたHeliosダストデータを再分析すると、Altobellietal。（2006）は、135度の真の異常角度で空間の非常に狭い領域で検出された7つの衝突のクラスタリングを認識しました。これらの候補の彗星軌跡粒子を再分析して、それらの一部またはすべてが確かに彗星軌跡に由来し、それらのソース彗星を制約している可能性を調査します。宇宙モデルの惑星間隕石流環境（IMEX）ダストストリームインスペースモデルは、Sojaらによって開発された、内部太陽系における彗星隕石流の新しいユニバーサルモデルです。（2015）。IMEXを使用して、ヘリオスによる彗星トレイルトラバースを研究します。太陽の周りを10回転し、ヘリオスが塵の粒子の候補を検出した狭い空間領域で、宇宙船は彗星45P/Honda-Mrkos-Pajduvsakovaおよび72P/Denning-Fujikawaの軌跡を繰り返し通過しました。検出時間と粒子の衝突方向に基づいて、4つの検出された粒子はこれら2つの彗星からの起源と互換性があります。これらのトレイルには、約10^-8〜10^-7m^-3のダスト空間密度が見られます。宇宙船ベースのダストアナライザーによってソースボディまでさかのぼることができる隕石の軌跡粒子のその場での検出と分析は、宇宙船に飛んだり、着陸する必要もなく、彗星や小惑星のリモート組成分析への新しいウィンドウを開きますそれらの天体。これは、Destiny+、EuropaClipper、IMAPなどの将来のミッションに新しい科学の機会を提供します。
M4ドワーフGJ 3473（TOI-488）の周囲にある、熱く通過する地球サイズの惑星と、第2の温帯で通過しない惑星の発見
| Title |
Discovery_of_a_hot,_transiting,_Earth-sized_planet_and_a_second_temperate,_non-transiting_planet_around_the_M4_dwarf_GJ_3473_(TOI-488) |
| Authors |
J._Kemmer,_S._Stock,_D._Kossakowski,_A._Kaminski,_K._Molaverdikhani,_M._Schlecker,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_N._Astudillo-Defru,_X._Bonfils,_D._Ciardi,_K._A._Collins,_N._Espinoza,_A._Fukui,_T._Hirano,_J._M._Jenkins,_D._W._Latham,_E._C._Matthews,_N._Narita,_E._Pall\'e,_H._Parviainen,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_G._Ricker,_J._E._Schlieder,_S._Seager,_R._V,_J._N._Winn,_J._M._Almenara,_V._J._S._B\'ejar,_P._Bluhm,_F._Bouchy,_P._Boyd,_J._L._Christiansen,_C._Cifuentes,_R._Cloutier,_K._I._Collins,_M._Cort\'es-Contreras,_I._J_M._Crossfield,_N._Crouzet,_J._P._de_Leon,_D._D._Della-Rose,_X._Delfosse,_S._Dreizler,_E._Esparza-Borges,_Z._Essack,_Th._Forveille,_P._Figueira,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_T._Gan,_A._Glidden,_E._J._Gonzales,_P._Guerra,_H._Harakawa,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_E._Herrero,_K._Hodapp,_Y._Hori,_S._B._Howell,_M._Ikoma,_K._Isogai,_S._V._Jeffers,_M._K\"urster,_K._Kawauchi,_T._Kimura,_P._Klagyivik,_T._Kotani,_T._Kurokawa,_N._Kusakabe,_M._Kuzuhara,_M._Lafarga,_J._H._Livingston,_R._Luque,_R._Matson,_J._C._Morales,_M._Mori,_P._S._Muirhead,_F._Murgas,_J._Nishikawa,_T._Nishiumi,_M._Omiya,_S._Reffert,_C._Rodr\'iguez_L\'opez,_N._C._Santos,_P._Sch\"ofer,_R._P._Schwarz,_B._Shiao,_M._Tamura,_Y._Terada,_J._D._Twicken,_A._Ueda,_S._Vievard,_N._Watanabe,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10432 |
通過信号（$P=1.1980035\pm0.0000018\mathrm{\をもつM4矮星を周回する高温の地球サイズの惑星GJ3473b（G50-16、TOI-488.01）の確認と特性評価を示します。、d}$）は、通過する外惑星調査衛星（TESS）によって最初に検出されました。CARMENES、IRD、およびHARPSを使用したフォローアップ放射速度観測と、LCOGT、MuSCAT、およびMuSCAT2を使用した広範な地上測光フォローアップ観測の共同モデリングにより、正確な惑星質量$M_b=1.86\pm0.30\、\mathrm{M_\oplus}、$および半径、$R_b={1.264\pm0.050}\、\mathrm{R_\oplus}$。さらに、システム内の第2の温帯で通過しない惑星GJ3473cの発見を報告します。これは最小質量$M_c\sin{i}={7.41\pm0.91}\、\mathrm{M_\oplus、}$と軌道周期、$P_c={15.509\pm0.033}\、\mathrm{d}$。システムの内部惑星GJ3473bは、これまでに知られている最もホットな通過地球サイズの惑星の1つであり、動的質量測定を伴うため、熱放射分光法の特に魅力的なターゲットになります。
地上ベースのデータと宇宙ベースのデータの互換性について：WASP-96 b、例
| Title |
On_The_Compatibility_of_Ground-based_and_Space-based_Data:_WASP-96_b,_An_Example |
| Authors |
Kai_Hou_Yip,_Quentin_Changeat,_Billy_Edwards,_Mario_Morvan,_Katy_L._Chubb,_Angelos_Tsiaras,_Ingo_P._Waldmann,_and_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10438 |
惑星外の大気の研究は、異なる波長での通過深度の微小な変化の検出に依存しています。これまでに、さまざまなスペクトルバンドの太陽系外惑星の透過スペクトルを取得するために、多くの地上および宇宙ベースの機器が使用されてきました。一般的な方法の1つは、さまざまな機器からの観測を組み合わせて、より広い波長範囲を実現することです。ここでは、WASP-96bの2つの矛盾した観測を示します。1つはハッブル宇宙望遠鏡（HST）によるもので、もう1つは超大型望遠鏡（VLT）によるものです。私たちの調査では、2つの重要な調査結果を提示します。1。）HSTWFC3の観測により、強い水の兆候が検出されました。2.）地上ベースの観測と宇宙ベースの観測を組み合わせると、通過深度の顕著なオフセット（>1100ppm）が見られます。この不一致は、異なる機器からの観察を実際に組み合わせることができるかどうかという問題を提起します。検索研究に追加のパラメーターを含めることによって観測値を揃えようとしますが、整列された観測値が実際に互換性があることを確実に確認することはできません。WASP-96bのケースは、機器の互換性を想定すべきではないことを示しています。機器間の波長のオーバーラップが役立つ場合がありますが、データセットの組み合わせは依然としてリスクの高いビジネスであることに注意してください。観測結果を組み合わせるのが難しいため、より広いスペクトルカバレッジを持つ次世代の機器の必要性も高まります。
減重力環境での粒状DEMシミュレーションのためのN体コードChronoの検証
| Title |
Validating_N-body_code_Chrono_for_granular_DEM_simulations_in_reduced-gravity_environments |
| Authors |
Cecily_Sunday,_Naomi_Murdoch,_Simon_Tardivel,_Stephen_R._Schwartz,_Patrick_Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10448 |
離散要素法（DEM）は、複雑な粒状システムをモデル化し、理論、実験、および実世界の観測を通じて得られる知識を増強するために頻繁に使用されます。数値シミュレーションは、レゴリスで覆われた小惑星、彗星、小衛星の表面を研究するための特に強力なツールであり、重力が緩和された環境では、流れの振る舞いが明確に定義されていません。この作業では、地上と小体の両方の粒状環境の軟球DEMコードを検証する方法を示します。オープンソースコードChronoは、最初に一連の単純な2体衝突テストで変更および評価され、次に杭打ちおよびタンブラーテストのセットで評価されます。杭打ち試験では、転がり摩擦係数を変化させて、1mmのガラスビーズを使用した実験に対するシミュレーションを調整します。次に、摩擦係数を使用して、以前の実験的研究からのドラム構成を使用して、回転ドラム内の1mmガラスビーズの流れをモデル化します。さまざまな粒子サイズ、接触力モデル、転がり摩擦係数、凝集レベル、ドラム回転速度、重力レベルのテストで、動的安息角、流動層の厚さ、流動層の速度を測定します。テストは、ドラムの回転速度と重力レベルがフルード数として知られる無次元パラメーターに従って設定されている場合、同じフローパターンが地球と減重力レベルで観察できることを示しています。Chronoは、さまざまな重力および凝集力レベルでの既知の流れの動作に対して正常に検証されており、今後の作業で小体レゴリスのダイナミクスを研究するために使用されます。
隕石粉末の低位相分光反射率と同等の幾何学的アルベド
| Title |
Low-phase_spectral_reflectance_and_equivalent_geometric_albedo_of_meteorites_powders |
| Authors |
Pierre_Beck,_Bernard_Schmitt,_Sandra_Potin,_Antoine_Pommerol,_Olivier_Brissaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10496 |
粒子表面の反射率は、観察される位相角に依存します。これは、天然材料の粉末の実験室測定や、太陽系表面の遠隔観察に当てはまります。ここでは、400〜2600nmの範囲の72個の隕石のスイートの、位相角による反射スペクトルの依存性を測定しました。10-30{\deg}の位相角範囲は、位相の動作に対する影の非表示の反対効果の寄与を調べるために調査されます。次に、多項式フィットを使用して動作を位相角0{\deg}に外挿し、隕石グループ全体の比較の根拠を提供し（反射に対する影の影響を除去できるようにする）、同等のアルベド値を提供します。小さなボディから導出された幾何学的アルベド値に匹敵する。低い反射率値でSHOEの強度が増加する一般的な動作を見つけます（サンプル間、または吸収機能を持つ特定のサンプルの場合）。この傾向は、影の寄与から標準条件下（g=30）で測定された隕石粉末の反射スペクトルを補正するための1次の方法を提供します。次に、g=0degreで計算された反射率と同等のアルベドは、メインベルト小惑星のアルベドの典型的な値と比較されます。これは、炭素質コンドライトの中で、タギッシュレイクグループ、CI、およびCMコンドライトのみが、CタイプおよびDタイプの小惑星と互換性のある同等のアルベドを持っていることを示しています。一方、CO、CR、およびCKコンドライトから派生した同等のアルベドは、LおよびKタイプの小惑星と互換性があります。通常のコンドライトに由来する同等のアルベドは、岩石学のタイプに関連しており、低品位の岩石学のタイプ（タイプ3.6以下）は、通常、より高い岩石学のタイプよりも暗くなっています。この作品は、色や分光法と組み合わせると、小惑星隕石結合をさらに理解するためのフレームワークを提供します。
HD 100453のスパイラル、シャドウ、および歳差運動-I.バイナリの軌道
| Title |
Spirals,_shadows_&_precession_in_HD_100453_--_I._The_orbit_of_the_binary |
| Authors |
Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez,_Gerrit_van_der_Plas,_Christophe_Pinte,_Nicol\'as_Cuello,_Rebecca_Nealon,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Alexandre_Revol,_Laetitia_Rodet,_Maud_Langlois_and_Anne-Lise_Maire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10504 |
近年、いくつかの原始惑星系円盤は、散乱光と（サブ）ミリメートルの連続体データの両方でスパイラルを示すことが観察されています。HD100453バイナリスターシステムは、プライマリを中心にそのようなディスクをホストします。前の研究では、渦巻きは円盤と同一平面上にある円軌道上にあると想定された二次の重力相互作用によって引き起こされたと主張していました（ここでは、非常に小さな内側の円盤ではなく、大きな外側の円盤を意味します）。ただし、COガス排出量に関する最近の観測では、この仮定に適合していません。このホワイトペーパーでは、天文学的な適合から取得した7つの軌道構成に対してガスとダストのディスクのSPHシミュレーションを実行し、その結果から総合的な観測値を計算します。高解像度のALMA$^{12}$COデータと比較すると、偏心が$e=0.32$で、主軸が$a=207$auで、61度傾いた軌道で最良の一致が得られていることがわかります^\ディスク平面に対するcirc$。円盤と軌道面の間の大きな不整合は、偏心した、質量が等しくない連星での、第一次円盤の潮汐進化と互換性があります。
スパイラル、影、歳差運動、HD 100453-II。隠された仲間
| Title |
Spirals,_shadows_&_precession_in_HD_100453_--_II._The_hidden_companion |
| Authors |
Rebecca_Nealon,_Nicol\'as_Cuello,_Jean-Fran\c{c}ois_Gonzalez,_Gerrit_van_der_Plas,_Christophe_Pinte,_Richard_Alexander,_Fran\c{c}ois_M\'enard_and_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10505 |
原始惑星系円盤HD100453は、螺旋、影の奇妙な組み合わせと、観測された外側円盤と推測された内側円盤との間の相対的な不整合を示します。この円盤には、円盤の外側の拘束された軌道の外側に2番目の星が付いています。最近の観察では、椎間板の内腔内に低質量の仲間がいる可能性があることが示唆されています。私たちのコンパニオンペーパーでは、セカンダリの軌道が外側のディスクの平面に対して61度ずれていることが示されました。ここでは、内部コンパニオンの特性と、内部ディスクと外部ディスクの間のミスアライメントの原因を調査します。数値シミュレーションと合成観測を使用して、ディスク構造と運動学が15-20auにある$\lesssim$5木星質量惑星と一致することを示します。約50のバイナリ軌道（約10$^5$年）にわたるディスクの進化は、微分歳差運動と、より少ない程度で、Kozai-Lidov効果によって支配されていることがわかります。提案されたモデルでは、外側のディスクと内側のディスクの間で観察されるミスアライメントは、ミスアライメントされた外側のコンパニオンが外側のディスクを駆動して内側のディスクよりも速く歳差運動する結果として自然に発生します。
NGTS-12b：7.53日軌道での土星下の大量通過太陽系外惑星
| Title |
NGTS-12b:_A_sub-Saturn_mass_transiting_exoplanet_in_a_7.53_day_orbit |
| Authors |
Edward_M._Bryant,_Daniel_Bayliss,_Louise_D._Nielsen,_Dimitri_Veras,_Jack_S._Acton,_David_R._Anderson,_David_J._Armstrong,_Francois_Bouchy,_Joshua_T._Briegal,_Matthew_R._Burleigh,_Juan_Cabrera,_Sarah_L._Casewell,_Alexander_Chaushev,_Benjamin_F._Cooke,_Szilard_Csizmadia,_Philipp_Eigmuller,_Anders_Erikson,_Samuel_Gill,_Edward_Gillen,_Michael_R._Goad,_Nolan_Grieves,_Maximilian_N._Gunther,_Beth_Henderson,_Aleisha_Hogan,_James_S._Jenkins,_Monika_Lendl,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Didier_Queloz,_Heike_Rauer,_Liam_Raynard,_Alexis_M._S._Smith,_Rosanna_H._Tilbrook,_Stephane_Udry,_Jose_I._Vines,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10620 |
次世代の通過調査（NGTS）による通過する太陽系外惑星NGTS-12bの発見を報告します。ホスト星NGTS-12は、V=12.38の恒星であり、実効温度はT$_{\rmeff}$=$5690\pm130$Kです。周期が$P=7.53$dのNGTS-12b軌道、主要なNGTS調査でこれまでに発見された最も長い期間の惑星にしています。TESSフルフレーム画像から抽出されたデータでNGTSトランジット信号を検証し、HARPSおよびFEROSからの放射速度測定と測光を組み合わせて、NGTS-12bが$0.208\pm0.022$M$_{J}$、半径は$1.048\pm0.032$R$_{J}$。NGTS-12bは、星の特性を考慮に入れると、ネプテューヌ砂漠の端に位置し、砂漠を研究するときに惑星と星の両方を考慮することの重要性を強調しています。NGTS-12bの長い期間と、わずか$0.223\pm0.029$gcm$^{-3}$の低密度を組み合わせることにより、透過分光法89.4の透過分光法による大気特性の魅力的なターゲットになります。
$ SuperBoRG $：HST並列フィールドの$ z \ sim8 $での点源の探索
| Title |
$SuperBoRG$:_Exploration_of_point_sources_at_$z\sim8$_in_HST_parallel_fields |
| Authors |
T._Morishita,_M._Stiavelli,_M._Trenti,_T._Treu,_G._W._Roberts-Borsani,_C._A._Mason,_T._Hashimoto,_L._Bradley,_D._Coe,_and_Y._Ishikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10078 |
光度関数の先端を超えて再イオン化の時代のクエーサーの検索を拡張するために、$\sim$0.4deg$^2$アーカイブメディアのコンパイルである$SuperBoRG$の赤方偏移$z\sim8$で点光源候補を探索します-deep（$m_{\rmF160W}\sim26.5$ABmag、5$\sigma$）平行IR画像は、$Hubble\Space\Telescope\（HST）$で撮影されました。最初の候補者は、ライマンブレイク手法を使用して選択されます。次に、ソースの形態を注意深く分析し、$z\sim8$で3つのポイントソースを確実に特定します。測光赤方偏移分析は、それらが銀河系外のテンプレートに優先的に適合していることを示しており、褐色矮星を含む低$z$侵入者である可能性は低いと結論付けています。点光源の1つに明確なIRACch2フラックスの過剰が見られます。これは、光源がH\\beta$+[OIII]放出を強く持ち、レストフレームに相当する幅が\\sim3000$AAである場合に予想されます。ただし、Keck/MOSFIREで取得された深い分光データでは、オブジェクトからのLy$\alpha$放出は明らかになりません。推定されるH$\beta$+[OIII]と同等の幅と組み合わせて、Ly$\alpha$エスケープ分数$f_{\rmesc、Ly\alpha}<2\％$に上限を設定します。これらの点光源の数密度を$M_{\rmUV}\sim-23$magで$\sim1\times10^{-6}$Mpc$^{-3}$mag$^{-1}$と推定します。結果の最終的な解釈は決定的ではありません：$faint$クエーサーの低$z$研究からの外挿は、この光度の1つを見つけるために$>100\times$の調査ボリュームが必要になる可能性があることを示唆しています。$James\Webb\Space\Telescope$は、決定的に発光点光源の候補の性質を決定することができ、$Roman\Space\Telescope$は、同じように空の領域の$\sim200$倍をプローブしますこの$HST$調査で考慮された観察時間。
HII地域における恒星フィードバックの進化
| Title |
Evolution_of_Stellar_Feedback_in_HII_Regions |
| Authors |
Grace_M._Olivier,_Laura_A._Lopez,_Anna_L._Rosen,_Omnarayani_Nayak,_Megan_Rieter,_Mark_R._Krumholz,_Alberto_D._Bolatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10079 |
シミュレーションで現実的な巨大分子雲（GMC）と銀河を生成するには、恒星フィードバックが必要ですが、数値分解能が限られているため、フィードバックはサブグリッドモデルを使用して実装する必要があります。観察作業は、これらのモデルをテストして固定するための重要な手段ですが、限られた研究では、特にHII領域がまだ深く埋め込まれている拡張の最も初期の段階で、複数のフィードバックモードの相対的な動的役割を評価しています。このペーパーでは、多波長（無線、赤外線、X線）データを使用して、直接放射（$P_{\rmdir}$）、ダスト処理放射（$P_{\rmIR}$に関連する圧力を測定します）、光イオン化加熱（$P_{\rmHII}$）、および恒星風からの衝撃加熱（$P_{\rmX}$）、106個の若い解決済みHII領域の半径$\lesssim$0.5pcで恒星のフィードバックが拡大をどのように促進するかを決定します。$P_{\rmIR}$が84％の地域で優勢であり、中央値$P_{\rmdir}$と$P_{\rmHII}$が中央値$P_{\rmよりも小さいことがわかりますIR}$は、それぞれ$\約6$および$\約9$の係数で計算されます。圧力項の動径依存性に基づいて、HII領域が$P_{\rmIR}$支配から$P_{\rmHII}$支配へと半径$\sim$3pcで遷移することを示します。半径方向に依存しないサンプルのトラッピング係数の中央値$f_{\rmtrap}\sim$8が見つかりました。この値はサブグリッドフィードバックモデルに採用できることを示唆しています。さらに、サンプルの大部分で全圧が重力圧力よりも大きいことを示し、フィードバックが領域からガスを排出するのに十分であることを示しています。
SDSS MaNGA銀河の観測可能な特性に対する総質量と可視質量の比の依存性
SDSSMaNGADR15の分光観測を使用して、可視質量に対する総質量の比率と、銀河の進化と環境を表すさまざまなパラメーターとの関係を調べます。銀河の表面を横切るHアルファ輝線の相対速度を使用して、各銀河の回転曲線を測定し、銀河の総質量を推定します。総質量と可視質量の比率で観測された分布を記述する統計モデルを開発し、そこからこの質量比に対する銀河の最も可能性の高い値を抽出します。総質量と可視質量の比と、銀河の進化を表すいくつかの特性（絶対等級、気相金属性、最近傍までの距離、カラーマグニチュードダイアグラム上の位置など）との関係を示します。金属度が低く、通常は青い雲にあるかすかな銀河が、総質量と可視質量の比率が最も高いことがわかります。総質量と可視質量の2番目に高い比率を示す銀河は、金属度が高く、通常は赤のシーケンスまたは緑の谷のメンバーで最も明るくなります。総質量と可視質量の比率が最も低い銀河は、金属性と絶対等級の両方で中間です。さらに、より密な局所環境にある銀河は、目に見える質量に対する総質量の比率が小さくなる傾向があることを発見しました。最後に、測光と絶対等級に基づいて、可視質量に対する全銀河の比率を予測するパラメータ化を紹介します。
MOSDEF調査：高赤方偏移における星雲ダスト減衰曲線の最初の直接測定
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_The_First_Direct_Measurements_of_the_Nebular_Dust_Attenuation_Curve_at_High_Redshift |
| Authors |
Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Mariska_Kriek,_Charles_C._Steidel,_Irene_Shivaei,_Ryan_L._Sanders,_Bahram_Mobasher,_Alison_L._Coil,_Brian_Siana,_William_R._Freeman,_Mojegan_Azadi,_Tara_Fetherolf,_Gene_Leung,_Sedona_H._Price,_Tom_Zick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10085 |
赤方偏移$z\sim1.4-2.6$の532個の星形成銀河のサンプルを使用し、MOSFIREディープエボリューションフィールド（MOSDEF）調査からの深い静止フレームの光学スペクトルを使用して、高赤方偏移での星雲減衰曲線に最初の制約を配置します。。これらの銀河の複合スペクトルで検出された最初の5つの低次バルマー輝線（${\rmH\alpha}$から${\rmH\epsilon}$）に基づいて、同様の星雲減衰曲線を導き出します銀河の消衰曲線の形になっています。これは、赤方偏移が大きい場合の大質量星への視線に沿ったダストカバー率と吸収/散乱特性が、平均的な天の川の視線に似ていることを示しています。ここで導出された曲線は、恒星の連続体で導出された値よりも平均的に系統的に大きい星雲の赤化値を意味します。恒星の多重度の影響を含む恒星の人口合成モデルのコンテキストでは、星雲の線と恒星の連続体の赤化の違いは、推定されたものよりも$\gtrsim3\times$倍の分子雲交差のタイムスケールを示唆している可能性があります局所的な分子雲、恒常的な、または時間とともに増加する星形成率。これにより、新しく形成されたダストの多いOBアソシエーションが常に電離フラックスを支配し、および/または星雲の放出を赤くする原因となっているダストが非分子（つまり、ISMのイオン化および中性）相。私たちの分析は、次世代の地上および宇宙ベースの施設で可能になるであろう星雲減衰曲線のさまざまな調査を示しています。
高赤方偏移でのダスト対ガス比と金属性の間の関係に関する最初のロバストな制約
| Title |
The_First_Robust_Constraints_on_the_Relationship_Between_Dust-to-Gas_Ratio_and_Metallicity_at_High_Redshift |
| Authors |
Alice_E._Shapley,_Fergus_Cullen,_James_S._Dunlop,_Ross_J._McLure,_Mariska_Kriek,_Naveen_A._Reddy,_and_Ryan_L._Sanders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10091 |
アタカマ大型ミリ/サブミリアレイハッブル超深視野（ALMAHUDF）で4つの銀河のサンプルの残りの光学分光特性を示します。これらの銀河は、赤方偏移の範囲$1.41\leqz\leq2.54$および恒星の質量範囲$10.36\leq\log（M_*/{\rmM}_{\odot}）\leq10.91$に及びます。それらには、ダスト連続体と分子ガス放出の既存の遠赤外線と無線測定があり、そこからボロメータ星形成率（SFR）、ダスト質量、および分子ガス質量が推定されています。Keck/MOSFIREスペクトログラフからの新しい$H$および$K$バンドの近赤外スペクトルを使用して、ダスト補正H$\alpha$放出（SFR（H$\alpha$））および気相からSFRを推定します比率[NII]$\lambda6584$/H$\alpha$からの酸素存在量。ダスト補正されたSFR（H$\alpha$）は、ボロメータSFRよりも数倍低いことが体系的にわかり、狭い範囲の気相酸素存在量を測定します。$12+\log（\mbox{O/H}）=8.59-8.69$（$0.8-1.0\：（\mbox{O/H}）_{\odot}$）。MOSDEF調査の大きな$z\sim2$比較サンプルと比較して、ALMAHUDF銀河は、最適な線形質量-金属関係の周りにほぼ対称的に散乱し、高恒星での金属性のSFR依存性の平坦化の仮の証拠を提供します質量。酸素の存在量とダストおよび分子ガスの質量の推定値を組み合わせると、ダスト対ガスの比率DGRと金属性の関係の正規化に、$z\sim0$から$z\sim2$への有意な変化がないことを示しています。この結果は、銀河のダストの進化を説明するいくつかの半解析モデルおよび宇宙論的シミュレーションと一致しています。高赤方偏移でのDGRと金属性の関係の実際の形を追跡するには、金属性の非常に広い範囲にわたるダスト、ガス、および金属性の組み合わせ測定が必要になります。
再イオン化の終わりでのLy $ \ alpha $放出のテキサス分光学的検索III。 Ly $ \ alpha $の等価幅分布と$ z>
7 $でのイオン化構造
| Title |
Texas_Spectroscopic_Search_for_Ly$\alpha$_Emission_at_the_End_of_Reionization_III._the_Ly$\alpha$_Equivalent-width_Distribution_and_Ionized_Structures_at_$z_>_7$ |
| Authors |
Intae_Jung_(1,2,3),_Steven_L._Finkelstein_(3),_Mark_Dickinson_(4),_Taylor_A._Hutchison_(5),_Rebecca_L._Larson_(3),_Casey_Papovich_(5),_Laura_Pentericci_(6),_Amber_N._Straughn_(1),_Yicheng_Guo_(7),_Sangeeta_Malhotra_(1,8),_James_Rhoads_(1,8),_Mimi_Song_(9),_Vithal_Tilvi_(8),_Isak_Wold_(1)_((1)_NASA_GSFC,_(2)_CUA,_(3)_UT_Austin,_(4)_NOIRLab,_(5)_Texas_A_and_M_Univ.,_(6)_INAF,_(7)_Univ._of_Missouri,_(8)_Arizona_State_Univ.,_(9)_Univ._of_Massachusetts) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10092 |
銀河からのLy$\alpha$放出を利用して、銀河間媒質（IGM）のイオン化状態を特徴付けることができます。再イオン化調査の終わりに行われたLy$\alpha$放出のテキサス分光検索の一部として、包括的なKeck/MOSFIRE近赤外分光データセットを使用して、$z>7$でのLy$\alpha$放出の検索を報告します。我々は、GOODS-Nフィールドの72の高$z$候補銀河をすべて対象とする10夜のMOSFIRE観測のデータを分析します。すべての露出時間は4.5〜19時間です。改善された自動輝線検索を利用して、10個のLy$\alpha$輝線（$>$4$\sigma$）が$z>7$で検出され、分光学的に確認されたサンプルが大幅に増加したことを報告します。サンプルには、大きな等価幅（EW）のLy$\alpha$エミッター（$>$50\r{A}）と、5つの追加銀河から3〜4$\sigma$で検出された追加の仮Ly\\alpha$輝線が含まれています。Ly$\alpha$EW分布を$z\sim7.6$に制限し、$z\lesssim6$からの大幅な低下を見つけます。これは、この時代のIGMにおける中性水素（HI）の割合の増加を示唆しています。IGMを介したLy$\alpha$伝送を推定します（$=$EW$_{z\sim\text{7.6}}$/EW$_{z\sim\text{2-6}}$）、および$z\sim7.6$で$36^{+10}_{-14}\％$のIGMHI比率（$X_{\text{HI}}$）を推測します。これは大幅に（$\sim$3$\sigma$）$z\sim7.6$での最近の測定よりも低くなっています。検出されたLy$\alpha$エミッターの空間分布は、$\sim$40cMpc空間分離内の4つのLy$\alpha$エミッターをホストする$z\sim7.55$に潜在的に高イオン化された領域が存在することを意味します。データセット内のこのイオン化領域の卓越性は、$X_{\text{HI}}$の低い推定値を説明する可能性がありますが、分析は選択した参照Ly$\alpha$EW分布値と再イオン化モデルにも敏感です。
超微弱矮小銀河におけるSプロセスエンリッチメントとバリウムの起源
| Title |
s-process_enirchment_and_the_origin_of_barium_in_ultrafaint_dwarf_galaxies |
| Authors |
Yuta_Tarumi,_Takuma_Suda,_Robert_J._J._Grand,_Freeke_van_de_Voort,_Shigeki_Inoue,_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10096 |
超微弱矮小銀河（UFD）の最近の分光観測により、小さな古い銀河には、バリウム（Ba）、ストロンチウム（Sr）、ユーロピウム（Eu）などの中性子捕獲元素がかなり含まれていることが明らかになりました。宇宙シミュレーションを使用して、UFDでのBaの生成を研究します。Baは{\itr-}と{\its-}の両方のプロセスによって生成され、特徴的な{\itr-}プロセスの存在パターンから{\itr-}プロセスの寄与を推測できますが、{\its-}プロセスの貢献はほとんど不明のままです。漸近巨大分岐（AGB）星からの現在の{\its-}プロセス収量は、UFDで観測されたBa存在量を説明するには不十分であることを示します。Baの生成は、銀河での星形成の初めから効率的である必要があります。スーパーAGBスターの{\its-}プロセスを考慮しても、約$1$dexの差異は調整されません。遅延時間の短い追加のBa生産を想定することで、可能な解決策を検討します。異なるUFD間でのBaの存在量の多様性を考慮すると、まれで多産のソースが好まれます。高速で回転する大規模な星は、非常にまれで多産の源である可能性があり、1Msunの形成された星あたり$\sim3\times10^{-10}$MsunのBaが生成される場合、観測された存在量を説明できます。また、UFDの恒星初期質量関数（IMF）を変更して別の解像度を探索し、観測されたBa濃縮のレベルを再現する特定のIMFモデルを見つけます。Euの存在量を決定または厳密に制約する将来の観測は、UFDにおけるBaの起源を特定するために重要であると主張します。
非等温銀河円盤における垂直恒星密度分布
銀河円盤内の星の垂直密度分布は、伝統的に恒星の等温垂直速度分散を仮定することによって得られます。SDSS、LAMOST、RAVE、Gaiaなどの最近の観測では、この分散は中央平面からの高さとともに増加することが示されています。ここでは、ポアソン方程式と静水圧平衡の方程式を一緒に解くことによって得られた、銀河の薄い円盤の星の自己矛盾のない垂直密度分布に対するこのような非等温分散の動的効果を調べます。非等温の場合、中央平面密度は低く、垂直方向の圧力が高いため、スケールの高さは等温分布の対応する値よりも高く、したがって、分布は垂直方向にさらに広がります。+6.7km$s^{-1}kpc^{-1}$の典型的な観測された線形勾配の星のみのディスクの太陽半径での変化は〜35％であり、半径の増加と勾配の増加に伴ってさらに高くなります探検。分布は観測と一致して、高zで翼を示し、二重の$sech^{2}$によって適切に適合されます。これは、特に外部銀河における2つ目の厚いディスクの存在として誤って解釈される可能性があります。また、暗黒物質ハローの分野では、重力で結合された星とガスで構成されるより現実的な円盤についても考察します。結果は同じ傾向を示していますが、非等温分散の効果は、ガスとハロー重力の反対の制約効果により減少しています。さらに、非等温分散により、中央平面全体の密度の理論的推定値、つまりオールト限界値が16％低下します。
IC 5063の高度に傾斜した活動銀河核からの陰核光線
| Title |
Crepuscular_Rays_from_the_Highly_Inclined_Active_Galactic_Nucleus_in_IC_5063 |
| Authors |
W._Peter_Maksym,_Judy_Schmidt,_William_C._Keel,_Giuseppina_Fabbiano,_Travis_C._Fischer,_Joss_Bland-Hawthorn,_Aaron_J._Barth,_Martin_Elvis,_Tom_Oosterloo,_Luis_C._Ho,_Minjin_Kim,_Hyunmo_Hwang,_Evan_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10153 |
地球の日没近くで、太陽は「薄紫色の光線」を投じる可能性があり、水平線の近くの雲が明るい光線で散乱する光の起源を覆い隠すようにしています。原則として、AGNは同様の効果を生み出すことができるはずです。新しいハッブル宇宙望遠鏡（HST）の近赤外線および光学観測を使用して、アクティブな銀河IC5063に、核から$\gtrsim$11kpcに広がる広い放射光線が含まれていることを示します。明るい光線は活動的な核からの連続体放出のほこりっぽい散乱から生じるかもしれないが、暗い光線はおそらく歪んだトーラスによる核の近くの影によるものであると我々は主張する。また、拡張された光の代替のAGN関連および恒星の起源を検討します。
FIRE-2ズームインシミュレーションにおける巨大銀河のサイズと恒星の質量表面密度の現実的な模擬観測
| Title |
Realistic_mock_observations_of_the_sizes_and_stellar_mass_surface_densities_of_massive_galaxies_in_FIRE-2_zoom-in_simulations |
| Authors |
Tyler_Parsotan,_Rachel_Cochrane,_Chris_Hayward,_Daniel_Angles-Alcazar,_Robert_Feldmann,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Sarah_Wellons,_Phil_Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10161 |
銀河のサイズ-恒星質量と中央表面密度-恒星質量の関係は、銀河形成モデルに対する観測上の制約です。しかし、観測された恒星の放射から銀河の物理的なサイズを推測することは、さまざまな観測効果のために重要です。したがって、シミュレーションからライトベースのサイズをフォワードモデリングすることが望ましいです。この作業では、{\skirt}ダスト放射伝達コードを使用して、巨大な銀河の合成観測を生成します（$M_{*}\sim10^{11}\、\rm{M_{\odot}}$at$z=質量のハローによってホストされる2$、$M_{\rm{halo}}\sim10^{12.5}\、\rm{M_{\odot}}$）の一部を形成する高解像度宇宙ズームインシミュレーションから現実的な環境でのフィードバック（FIRE）プロジェクト。このペーパーで使用されているシミュレーションには、明確な恒星フィードバックが含まれていますが、アクティブな銀河核（AGN）フィードバックは含まれていません。各模擬観測から、有効半径（$R_e$）と、この半径内および$1\、\rm{kpc}$内の恒星の質量面密度（それぞれ$\Sigma_e$および$\Sigma_1$）を推測します）。最初に、固有の半質量半径と恒星の質量表面密度が観測値からどの程度適切に推測できるかを調査します。予測されるサイズと表面密度は、固有値の2倍以内です。次に、予測を観測されたサイズと質量の関係、および$\Sigma_1-M_\star$と$\Sigma_e-M_\star$の関係と比較します。$z\gtrsim2$では、シミュレートされた大規模な銀河は、観測のスケーリング関係と概ね一致しています。$z\lesssim2$では、恒星の質量と赤方偏移の領域で、それらは非常にコンパクトになりますが、まだ星を形成するように進化します。私たちの結果は、シミュレーションされた巨大銀河の中心密度を下げて$z\lesssim2$での観測と一致させるために、AGN駆動の流出などの追加のフィードバックソースが必要であることを示唆しています。
冷たいダークマターシナリオで銀河規模の問題を緩和するために、超軽量のアキシオンで構成されるファジーダークマター（FDM）が呼び出されました。波の重ね合わせによって作成されたFDM変動は、FDMハローに浸された中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の動きに影響を与える可能性があります。SMBHは、FDMの変動によって引き起こされるランダムウォークを受け、中央領域から排出される可能性があります。この影響は、矮小銀河で最も強く、さまよっているSMBHと、矮小回転楕円銀河でのAGNの低い検出率を説明します。さらに、射手座$A^*$と重いSMBHの両方について、許容されるアキシオン質量の下限が推定されます。銀河中心からの放出を避けるために、$10^{-22}{\rmeV}$以下のアキシオン質量は除外されます。結合する銀河には、より強い制限が推測されます。FDMのハローでのSMBH合併のイベント率と、それに関連するSMBHの成長率は、少なくとも1桁減少できることがわかりました。
銀河内およびその周辺の金属に対する活動銀河核によって引き起こされる流出の影響
| Title |
The_Impact_of_Outflows_driven_by_Active_Galactic_Nuclei_on_Metals_in_and_around_Galaxies |
| Authors |
Ena_Choi,_Ryan_Brennan,_Rachel_S._Somerville,_Jeremiah_P._Ostriker,_Michaela_Hirschmann,_and_Thorsten_Naab |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10184 |
銀河の高温ガスハローに含まれる金属は、星形成の歴史と、銀河から金属を放出するフィードバックプロセスをエンコードします。X線観測から、巨大銀河のガスハローに金属の分布が広がっていることを示唆しています。大規模な銀河とそれらのガス状ハローの金属特性の予測を、アクティブ銀河核（AGN）からの機械的および放射線駆動フィードバックを含む最近の高解像度ズームインシミュレーションから提示します。これらのシミュレーションでは、AGNは高速の流出を開始し、観測された幅広い吸収線風を模倣します。AGNフィードバックがある場合とない場合の2つのシミュレーションセットを比較することにより、AGNフィードバックの処方が風を推進し、中心に濃縮された金属を銀河の周辺、ハロー内、およびその向こう側に広げることにより、ハローガスを「裏返し」に濃縮できることを示します。AGNフィードバックでシミュレートされたハローの金属（鉄）プロファイルは、最近のX線観測と一致して、AGNフィードバックのないハローよりも平坦な勾配を持っています。AGNフィードバックでシミュレートされたグループスケール銀河の予測ガス鉄存在量は$Z_{\rmFe}=0.23$$Z_{\rmFe、\odot}$で$0.5r_{500}$であり、これはその2.5倍ですAGNフィードバックなしのシミュレーションで。これらのシミュレーションでは、AGN駆動の風によって銀河から放出された金属の大部分がハロービリアル半径を超えてしまうため、AGN風は銀河間媒質の金属濃縮にとっても重要です。
粉塵質量決定における系統的誤差：実験室の不透明度測定からの洞察
| Title |
Systematic_errors_in_dust_mass_determinations:_Insights_from_laboratory_opacity_measurements |
| Authors |
Lapo_Fanciullo_(1),_Francisca_Kemper_(1_and_2),_Peter_Scicluna_(1_and_3),_Thavisha_E._Dharmawardena_(1,_4_and_5)_and_Sundar_Srinivasan_(1_and_6)_((1)_Academia_Sinica,_Taipei,_Tawan,_(2)_ESO,_Garching,_Germany,_(3)_ESO,_Santiago,_Chile,_(4)_Max_Planck_Institute,_Heidelberg,_Germany,_(5)_NCU,_Taoyuan,_Taiwan,_(6)_UNAM,_Morelia,_Mexico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10304 |
ダストの熱放出は、星間物質の最も重要なトレーサーの1つです。遠赤外線（FIR）およびサブミリメートル（サブミリメートル）での多波長測光は、ダスト質量の推定値を提供するモデルに適合できます。近似結果はFIR/submm不透明度の仮定値に依存します。これは、ほとんどのモデルで-実験的測定の希少性のため、最近まで、より短い波長から推定されています。ただし、ダストアナログのラボ測定では、FIR不透明度は通常、モデルで使用される値よりも高く、温度に依存することが示されています。これは、ダストの質量推定に偏りがある可能性を示唆しています。このバイアスの程度をテストするために、FIR/submmダスト不透明度の実験結果を使用して、さまざまな温度と赤方偏移でのダスト銀河の多波長合成測光を作成し、標準ダストモデルを使用して合成データを近似します。典型的なモデルによって回収されたダストの質量は、実験的な不透明度の処理方法に応じて、2〜20倍に過大評価されることがわかります。したがって、実験的なダストサンプルが星間ダストの正確なアナログである場合、現在のダストの質量は最大20倍に過大評価されます。銀河系と高赤方偏移の両方でのダストの理解への影響について説明します。
光学的および近赤外の銀河系外背景光の起源について
光学的および近赤外の背景光では、既知の背景に対する過剰な明るさと変動が報告されています。それらの起源を明確にするために、最も深い光学画像のゆらぎ分析が行われ、銀河で予想されるよりもはるかに大きい0.2arcsecまでの平らなゆらぎが検出されました。検出された変動から得られる空の明るさは、銀河の統合光よりも数倍明るいです。これらの調査結果には、いくつかの新しいオブジェクトが必要です。候補として、表面数密度が急激に増加してかすかな端に達するかすかなコンパクトオブジェクト（FCO）が提案されました。FCOは非常にコンパクトで、赤外線が過剰な独特のスペクトルを示します。FCOが過剰な明るさと変動を引き起こす場合、面数密度は1平方秒あたり2.6e3に達します。ガンマ線観測では、FCOの赤方偏移が0.1未満であり、FCOが欠けているバリオンで構成されている必要があります。M/Lが非常に低い場合、FCOはブラックホールに関連する重力エネルギーによって駆動されていることを示します。
NewHorizonシミュレーションの紹介：宇宙時間全体の内部ダイナミクスが解決された銀河の特性
| Title |
Introducing_the_NewHorizon_simulation:_galaxy_properties_with_resolved_internal_dynamics_across_cosmic_time |
| Authors |
Yohan_Dubois,_Ricarda_Beckmann,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_Hoseung_Choi,_Julien_Devriendt,_Ryan_Jackson,_Sugata_Kaviraj,_Taysun_Kimm,_Katarina_Kraljic,_Clotilde_Laigle,_Garreth_Martin,_Min-Jung_Park,_S\'ebastien_Peirani,_Christophe_Pichon,_Marta_Volonteri,_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10578 |
流体力学的宇宙シミュレーションは、より多くの物理的プロセスを考慮し、より多くの解像度またはより大きな統計を有することにより、それらのリアリズムのレベルを高めています。しかし、通常、そのようなシミュレーションの統計的検出力を犠牲にするか、銀河内の解像度の範囲を犠牲にする必要があります。ここでは、$\sim（16\、\rmMpc）^3$のズームイン領域が、単一のハローの周りの標準のズームイン領域よりも大きく、大きなボックスに埋め込まれた状態でシミュレーションされるNewHorizonプロジェクトを紹介します。高解像度。銀河内で個々のズームイン再シミュレートされたハローに典型的な最大34pcの解像度に達し、シミュレーションが星間物質の多相性と銀河の星形成プロセスの塊状の性質をキャプチャできるようにします。この紹介論文では、銀河とそれらのブラックホールのいくつかの重要な基本特性を、銀河の質量関数、宇宙の星形成率、銀河の金属性、ケニカットとシュミットの関係、恒星とハローの質量の関係、銀河のサイズ、その恒星の運動学と形態学、銀河内のガス含有量とその運動学、ブラックホールの質量と経時的なスピン特性。さまざまなスケーリング関係がNewHorizonによって広く再現されていますが、標準オブザーバブルとは多少異なります。NewHorizonは、その絶妙な空間解像度のため、銀河における星形成の非効率的なプロセスを捉えています。銀河は、高赤方偏移でより乱流で、ガスに富み、星が破裂することから、時間とともに進化します。これらの高赤方偏移銀河もよりコンパクトであり、内部のガス乱流のレベルがディスクの形成を可能にするのに十分に減衰するまで、より楕円形で扱いにくいです。NewHorizonシミュレーションは、LSSTなどの調査を通じて近い将来にアクセス可能になる体制である、低から中程度の恒星の質量で幅広い銀河物理学へのアクセスを提供します。
PyNebによる原子データの評価
| Title |
Atomic_Data_Assessment_with_PyNeb |
| Authors |
Christophe_Morisset_(1),_Valentina_Luridiana_(2,3),_Jorge_Garc\'ia-Rojas_(2,3),_Ver\'onica_G\'omez-Llanos_(1),_Manuel_A._Bautista_(4)_and_Claudio_Mendoza_(4,5)_((1)_Inst\'ituto_de_Astronom\'ia,_UNAM,_M\'exico_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(3)_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(4)_Department_of_Physics,_Western_Michigan_University,_Kalamazoo,_USA_(5)_Venezuelan_Institute_for_Scientific_Research_(IVIC),_Venezuela) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10586 |
PyNebは、ガス状星雲の輝線をモデル化するために広く使用されているPythonパッケージです。オブジェクト指向のアーキテクチャ、クラスメソッド、および履歴アトミックデータベースを利用して、アトミックデータの評価のための実用的な環境を構築します。私たちの目的は、PyNebのデフォルトのデータセットを厳密に選択することにより、基になる原子データから生じるパラメーター空間（ライン比診断、電子密度と温度、およびイオン存在量）の不確実性を減らすことです。密度診断として使用される、NおよびPのようなイオン（OII、NeIV、SII、ClIII、およびArIV）の衝突励起禁止線の問題のある放射率精度を評価します。密集したNGC7027惑星状星雲で観測された線の比率と慎重なデータ分析の助けを借りて、放射率から10\％以内の放射率比の不確実性に到達し、以前に予測された50\％を大幅に改善しました。最近公開された炭素等電子シーケンスの電子衝撃効果衝突強度の広範なデータセットの精度も調べます。[NII]と[OIII]の重要な温度診断に対する新しいデータの影響を推定し、測定された共振位置で衝突強度をベンチマークすることで、星雲モデリングにおけるそれらの有用性に疑問を投げかけます。これら2つのイオンの選択されたデータセットの有効な衝突強度のばらつきが、10\％を超える温度診断の不確実性につながらないことを確認します。
星形成率と高密度ガスの質量関係の新しいパラメーター化：ガス密度勾配の採用
| Title |
A_new_parameterization_of_the_star_formation_rate-dense_gas_mass_relation:_embracing_gas_density_gradients |
| Authors |
G._Parmentier_and_A._Pasquali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10652 |
分子雲と凝集塊内のガス密度勾配が、均一な密度のガス貯留層から経験するものと比較して、それらの星形成率を上げることは十分に確立されています。この効果は、分子雲と塊の高密度ガス質量$M_{dg}$と星形成率$SFR$の関係で観察され、ガス密度勾配が急になるほど、$SFR/M_{dg}$比が高くなります。この論文の内容は2つあります。まず、Parmentier（2019）によって導入された拡大係数の概念に基づいて、高密度ガスの関係（つまり、$M_{dg}$と$SFR$の関係）を再定義します。$SFR/M_{dg}$比は、ガスの平均自由落下時間と自由落下時間あたりの（固有の）星形成効率に依存するだけでなく、対数勾配$-p$にも依存しますガス密度プロファイルと、クランプの中心での一定密度領域の相対的範囲。次に、高密度ガスの質量が体積密度基準に基づいて定義されている場合、近くの分子雲が新しく定義された高密度ガスの関係に従うことを示します。銀河の中心分子ゾーン（CMZ）の密な分子雲についても同じ傾向が見られますが、これは近くの雲と比較して$10$の割合で縮小されています。$（p、SFR/M_{dg}）$パラメーター空間内の近くの雲とCMZ雲のそれぞれの位置について説明します。
ビッグサーベイデータ、機械学習、宇宙論的シミュレーションによるスターライトのデコード
星と星のコレクションは、恒星の物理学と銀河の進化の豊富なシグネチャをエンコードします。星は、その環境と固有の性質の両方に影響される性質を持つため、他の方法では直接観測できない天体物理現象に関する情報を保持します。時間領域では、観測された星の明るさの変動性を使用して、恒星表面と恒星内部で発生する物理プロセスを調査できます。銀河系のスケールでは、化学物質の量や恒星の年齢などの星の特性が、銀河の起源の多次元記録として機能します。天の川では、軌道のプロパティとともに、銀河が形成されてからの進化の詳細がわかります。ローカルグループを超えて、未解決の恒星集団の属性により、宇宙の銀河の多様性を研究することができます。星の特性、およびそれらが空間的および時間的スケールの範囲全体でどのように変化するかを調べることにより、この論文は、星内に存在する情報を銀河の形成および進化における地球規模のプロセスに関連付けます。私たちは、直接観察する変動性から、回転や表面重力などの恒星特性を決定するための新しいアプローチを開発します。何十億年にもわたる進化をとらえたさまざまな恒星の爆発を追跡し、天の川の化学物質濃縮の歴史に対する新しい洞察を提供します。星と銀河が形成されるときに、銀河を構成する初期の恒星の質量分布の違いを調べることによって、星と銀河がどのようにリンクされているかについての知識と理解を進めます。この知識を構築するにあたり、データと理論の間の現在の緊張を強調します。数値シミュレーション、大規模な観測データセット、および機械学習技術を統合することにより、この研究は、現在および将来の恒星観測の多様なアンサンブルからの洞察を最大化するための貴重な方法論的貢献を行います。
超小型銀河の合併によるGW190521
重力波イベントGW190521の代替形成シナリオを提示します。これは、恒星の質量$\sim10^5-10^6〜M_\odot$の2つの超矮小銀河からの中央ブラックホールの融合として説明できます。彼ら自身は以前に合併を経験していましたGW190521コンポーネントの質量$85^{+21}_{-14}M_\odot$および$66^{+17}_{-18}M_\odot$は、標準の恒星進化モデルに挑戦します。マスギャップと呼ばれます。高赤方偏移（$1\lesssimz\lesssim2$）での超矮小銀河の結合履歴がGW190521コンポーネントの質量範囲内のブラックホールのLIGO/Virgo推定結合率とよく一致し、結果として予想される時間になることを示しますこのイベントの赤方偏移を考慮した$\lesssim4$Gyrの遅延。さらに、予測された時間スケールが中央のブラックホールの合併に対する期待と一致していることを示していますが、低質量の矮小銀河には高解像度のシミュレーションがないため、大きな不確実性はありません。私たちの調査結果は、このブラックホールの生成とマージチャネルが、銀河のブラックホールの種と銀河の形成を探索する新しい方法として実行可能で非常に興味深いことを示しています。このシナリオは、シミュレーションと観察を使用して詳細に調査することをお勧めします。
GW190814の形成について
LIGO-Virgoコラボレーションは最近、23と2.6の太陽質量のコンポーネント質量を持つ不可解なイベントGW190814を報告しました。このような合体の割合が比較的小さいこと、および二次質量が既知の連星中性子星（bNS）システムの総質量に近いという事実に動機づけられて、GW190814は階層的トリプルシステムからの第2世代の合併であったつまり、bNSの合体からの残骸は、23Msunブラックホール（BH）ターシャリと再びマージすることができました。これは、bNSの合体時に外部軌道の準長軸が数AU未満であれば、十分に高い確率で発生することを示しています。このようなタイトなトリプルシステムの形成条件が、特に低金属性（0.1ソーラー未満）の環境で、宇宙で一般に実現されるかどうかはまだ検討されていません。私たちのモデルはいくつかの予測を提供します。（1）GW190814のようなシステムでのセカンダリのスピンは0.6〜0.7です。（2）LIGOソースの大規模なサンプルからのコンポーネントの質量分布は、2.5から〜3.5Msunの狭いピークを持つ必要があります。「質量ギャップ」）。（3）GW190814のようなイベントの約90％（10％）は、10mHzの重力波周波数の近くでe>2x10^{-3}（>0.1）の離心率を持っています。（4）bNS合併のかなりの部分（>10％）は、重力波形で数AUの距離にある大規模な三次のサインを持っている必要があります。（5）天の川に大規模なBHターシャリを備えた10^5の未検出の無線静止bNSシステムがあります。
銀河団エイベル3411-3412の電波遺物への断熱圧縮シナリオの適用
| Title |
The_application_of_the_adiabatic_compression_scenario_to_the_radio_relic_in_the_galaxy_cluster_Abell_3411-3412 |
| Authors |
Charissa_Button_and_Paolo_Marchegiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10164 |
電波遺物は、合併の衝撃から生じるクラスター内衝撃波に由来すると理解されていますが、衝撃波フロントでこの（再）加速プロセスを記述するために最も広く使用されているモデルである拡散衝撃加速（DSA）モデルには、事実を含むいくつかの課題があります衝撃の少ないマッハ数では効率が悪い。これらの課題に照らして、代替メカニズムを検討することは価値があります。1つの可能性は、電波銀河ジェットから残された残留化石電子集団の衝撃波による断熱圧縮です。この論文は、遺物と電波銀河の間の無線ブリッジが観察されている、融合銀河クラスターAbell3411-3412でホストされている遺物にこのモデルを適用し、遺物のスペクトルインデックスの空間構造を再現することを目的としています。ショックフロントの背後の影響や異なる衝撃強度など、さまざまな影響が調査される4つのシナリオが提示されています。結果は、断熱圧縮モデルが、この遺物のDSAタイプのモデリングで必要な値よりも低く、X線から導出された値に一致する衝撃マッハ数について、遺物全体で観測されたスペクトルインデックスを再現できることを示しています。拡大相やショック後の乱流などの他のメカニズムがショックフロントの背後で効果的である場合の観察。
\textit{Swift}/BATのエネルギーバンドが狭いため、注意を払うにはいくつかの緊急の問題が必要ですが、これまでのところ未解決です。3$\sigmaを超える高い信頼水準で、十分に測定されたスペクトルピークエネルギー（$E_{\textp}$）を含む283\textit{Swift}/BATガンマ線バーストの洗練されたサンプルの特性を体系的に調査します$。興味深いことに、以前に汚染されたサンプルでは、\textit{Swift}バーストの持続時間（$T_{90}$）分布は、2sではなく、$T_{90}\simeq$1.06sのより信頼できる境界を持つ明白な二峰性を示しています。一部の作成者がFermi/GBMおよび\textit{Swift}/BATカタログに対してそれぞれ提案した$\sim$1.27sおよび$\sim$0.8sに非常に近い、ピークのないスペクトルのないバーストを含みます。\textit{Swift}/BATの短いバーストと長いバーストは、$87^{+112}_{-49}$と$85^{+101}_{-46}$の同等の平均$E_{\textp}$値を持っていますそれぞれのkeVは、両方のタイプのBATSEバーストで見られるものと同様であり、従来のショートハード/ロングソフトスキームは、検出器の特定のエネルギーウィンドウに対しては適用できない場合があります。統計では、$E_{\textp}$推定の異なる方法の一貫性を調査し、ベイズアプローチとBAND関数が常に一貫した評価を提供できることを発見しました。対照的に、頻繁に使用されるカットオフべき乗則モデルは、$E_{\textp}$を低くするために他の2つの方法と一致し、$E_{\textp}$を$E_{\として70\％以上過大評価しますテキストp}>$100keV。X線フラッシュ、X線リッチバースト、および古典的なガンマ線バーストのピークエネルギーは、熱が支配的な放射メカニズムから非熱が支配的な放射メカニズムに進化した結果をもたらす可能性があります。最後に、オブザーバーフレームで$E_{\textp}$と観測されたフルエンス（$S_{\gamma}$）が$E_p\simeq[S_{\gamma}/（10^{-5}erg\cm^{-2}）]^{0.28}\times117.5^{+44.7}_{-32.4}$keVは、GRBピークエネルギーの有用な指標であることが提案されています。
Swiftバルジ調査：動機、戦略、および最初のX線結果
| Title |
The_Swift_Bulge_Survey:_Motivation,_Strategy,_and_First_X-ray_Results |
| Authors |
A._Bahramian,_C._O._Heinke,_J._A._Kennea,_T._J._Maccarone,_P._A._Evans,_R._Wijnands,_N._Degenaar,_J._J._M._in't_Zand,_A._W._Shaw,_L._E._Rivera_Sandoval,_S._McClure,_A._J._Tetarenko,_J._Strader,_E._Kuulkers,_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10322 |
非常に微弱なX線トランジェント（VFXT）は、ピークX線光度（$L_X$）がL$_X\lesssim10^{36}$エルグ/秒であるX線トランジェントであり、よく理解されていません。銀河バルジの16平方度の調査をSwiftObservatoryで実施しました。短い（60秒）露出を使用し、2017〜18年は2週間ごとに19エポック（2017年11月から2018年2月にギャップあり）で戻りました。バルジは太陽の制約を受けていました）。私たちの主な目標は、X線源のさまざまなクラスにわたって銀河バルジでVFXTの動作を検出して調査することでした。この作業では、調査の観察戦略を説明し、結果をクラスごとの予想されるソース検出数と比較し、銀河VFXT人口に関する調査からの制約について説明します。私たちは91のX線源を検出しましたが、そのうち45は既知の対応物です：17の球形活動星、12のX線連星、5の激変変数（と4の候補）、3の共生システム、2の無線パルサー、1のAGN、そして若い星集まる。他の46は、以前は未定でした。私たちは、X線硬度比、公開されたカタログでの光学/赤外線対応物の検索、静止からバーストまでのフラックス比を利用して、未知のソースの性質を抑制します。これらの46のうち、7つは新たに発見されたハードトランジェントであり、おそらくVFXTX線バイナリです。さらに、完全なサンプルで4つの線源の共生的性質に関する強力な新しい証拠と、光学的な対応物を備えた6つのX線源での降着力の新しい証拠が見つかりました。私たちの調査結果は、VXFTの大きなサブセットが共生システムで構成されている可能性が高いことを示しています。
「標準」PWNの非標準プロパティ：IRおよびX線放出を使用したPWN G21.5-0.9の謎の解明
| Title |
The_Nonstandard_Properties_of_a_"Standard"_PWN:_Unveiling_the_Mysteries_of_PWN_G21.5-0.9_Using_its_IR_and_X-ray_emission |
| Authors |
Soichiro_Hattori,_Samayra_M._Straal,_Emily_Zhang,_Tea_Temim,_Joseph_D._Gelfand,_Patrick_O._Slane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10330 |
パルサー風星雲（PWN）の進化は、始原星、超新星、および周囲の環境の特性に依存します。これらの量のいくつかは測定が難しいため、観測された動的特性とスペクトルエネルギー分布（SED）を進化モデルで再現することが、それらの値を推定する際の最良のアプローチであることがよくあります。パルサーJ1833-1034を搭載したG21.5-0.9は、以前のモデリング作業で観測されたSEDの再現に苦労してきた、よく観測されたPWNです。この研究では、アーカイブの赤外線（IR、ハーシェル、スピッツァー）およびX線（チャンドラ、NuSTAR、ひとみ）の観測を再分析します。この線源のIRラインと連続体画像の間で観察された同様の形態は、この放出のかなりの部分がPWNからのシンクロトロン放射ではなく、周囲のダストとガスによって生成されていることを示しています。さらに、この線源の広帯域X線スペクトルは、明確なエネルギーバンドに適合する一連のべき法則によって最もよく記述されていることがわかります。すべてのX線検出器について、高エネルギー帯域で吸収されなかったフラックスが大幅に軟化および減少していることがわかります。PWNの進化のモデルは、超新星噴出物が低い初期運動エネルギー$E_{\mathrm{sn}}\約1.2\times10^{50}\、\mathrmを持っているときに、このソースの特性を再現できます。{ergs}$であり、終了ショックでPWNに注入された粒子のスペクトルは、低エネルギーでより柔らかくなります。最後に、SNRの流体力学的モデリングは、爆発の中心の北にある周囲の媒体${\sim}1.8$pcの密度が大幅に増加した場合に、その形態を再現できます。
バースト前のバースト：FRB 200428関連のX線バーストと、SGR J1935 + 2154からの他のFRBのないX線バーストの比較研究
| Title |
Bursts_before_Burst:_A_Comparative_Study_on_FRB_200428-associated_X-ray_Burst_and_other_FRB-absent_X-ray_Bursts_from_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Yu-Han_Yang,_Bin-Bin_Zhang,_Lin_Lin,_Bing_Zhang,_Guo-Qiang_Zhang,_Yi-Si_Yang,_Zuo-Lin_Tu,_Jin-Hang_Zou,_Hao-Yang_Ye,_Fa-Yin_Wang,_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10342 |
X線バーストを伴う高速無線バーストFRB200428は、銀河マグネターSGRJ1935+2154に由来することが最近確認されました。FRB200428が検出される直前に、500メートルの開口球面電波望遠鏡（FAST）がSGRJ1935+2154を8時間監視していました。UTC2020-04-2723:55:00から2020-04-2800:50:37まで、FASTはSGRJ1935+2154からのパルス無線を検出しませんでしたが、Fermi/GBMはX/ソフト$\に34個のSGRバーストを登録しましたgamma$-rayband、FRBがない場合のX線バーストのユニークなサンプルを形成します。これらのFRBが存在しないX線バーストの光度曲線、時間積分および時間分解スペクトルプロパティに関する包括的な分析を行った後、このサンプルをInsight-HXMTによって検出されたFRB関連のX線バーストと比較します。FRBに関連するバーストは、非熱スペクトルとより高いスペクトルピークエネルギーによって他のX線バーストと区別されますが、他の多くの点で非定型ではありません。X線バーストサンプルの累積エネルギー分布を、FRB200428とX線バーストの関連付けのキャリブレーションを使用して、最初の繰り返しFRBソースFRB121102の累積無線エネルギー分布と比較します。我々は、宇宙論的なFRBのマグネター起源の間接的なサポートを提供して、2つの間に類似点を見つけます。マグネターバーストのイベントレート密度は、FRB200428のエネルギーでのFRBイベントレート密度の約$\sim150$倍です。これは、すべてのFRBが発生した場合、ごく一部のX線バーストのみがFRBに関連付けられていることを示唆しています。マグネターから。
Wind-Torus相互作用から発生したTDEのX線残光が数年遅れ
| Title |
Years_Delayed_X-ray_Afterglows_of_TDEs_Originated_from_Wind-Torus_Interactions |
| Authors |
Guobin_Mou,_Liming_Dou,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Fulai_Guo,_Wei_Wang,_Hu_Wang,_Xinwen_Shu,_Zhicheng_He,_Ruiyu_Zhang,_Luming_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10420 |
活動銀河核（AGN）で発生した潮汐破壊イベント（TDE）は、卓越した科学的意義を持つ特別なクラスのソースです。TDEは、超高速の風を生成する可能性があり、これは、既存のAGNダストトーラスとほぼ必然的に衝突するはずです。私たちは、風とトーラスの相互作用について分析計算とシミュレーションを実行し、そのようなプロセスがTDEバーストの数年後または数十年後にかなりのX線残光放射を生成できることを発見しました。これは、TDEで長年X線を遅らせるための新しい起源を提供します。X線の明度は10^{41-42}erg/sに達することができ、光度曲線の特性は風とトーラスのパラメーターに依存します。モデルを2つのTDE候補に適用し、破壊された星の質量の下限と、トーラスのガス密度に対する厳密な制約を提供します。私たちの結果は、時間遅延、スペクトル形状、光度、およびX線残光の光度曲線の観測を使用して、風速、風密度、トーラス密度を含むTDE風とトーラスの両方の物理パラメーターを制約できることを示唆しています。
相対論的磁化ジェットのダイナミクスと非熱放出のシミュレーションI.ダイナミクス
| Title |
Simulating_the_dynamics_and_non-thermal_emission_of_relativistic_magnetised_jets_I._Dynamics |
| Authors |
Dipanjan_Mukherjee,_Gianluigi_Bodo,_Andrea_Mignone,_Paola_Rossi_and_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10475 |
ジェットパラメータの範囲について、数十kpcを超える超大質量ブラックホールからの相対論的ジェットの電磁流体シミュレーションを実行しました。主な目的の1つは、ジェットのダイナミクスに対するさまざまなMHD不安定性の影響と、ジェットパラメーターの選択に対するそれらの依存性を調査することでした。2つの主要なMHD不安定性が、ジェットのダイナミクス、小規模ケルビン-ヘルムホルツ（KH）モード、および大規模キンクモードに影響を与えることがわかります。これらの進化は、ローレンツ係数、密度と圧力の比外部媒体と磁化、したがってジェット力。低出力ジェットは、中心磁場がより高いジェットのキンクモードと磁化がより低いKHモードの両方の不安定性の影響を受けます。中程度のパワージェットではキンクモードの感知できるほどの増加は見られませんが、KHモードはより低い磁化のために発達します。高出力ジェットは、一般的に両方の不安定性に対して安定しています。このような不安定性は、繭を乱し、磁場構造に影響を与えながら、ジェットを減速およびデコリメートします。ここで提示するBegelman-Cioffi関係の一般化された処理に従って、ジェットのダイナミクスをモデル化します。安定したジェットのダイナミクスは、非自己相似FRIIジェットの拡張の簡略化された分析モデルとよく一致しますが、顕著なMHD不安定性を持つジェットは、エネルギーがジェット間でより均一に分布するため、形態の自己相似進化を示します。頭と繭。
相対論的放射線媒介ショックにおけるプラズマ運動効果
光学的に厚い媒体で形成される速い衝撃は、コンプトン散乱と、相対論的な場合はペアの生成によって媒介されます。放射力は主に電子と陽電子に作用するため、衝撃エネルギーの支配的なキャリアであるイオンに力がどのように媒介されるかという疑問が生じます。放射力によって引き起こされるわずかな電荷分離が、イオンを減速させる衝撃の内部に電場を生成すると広く考えられてきました。この論文では、これは陽電子のない準相対論的衝撃では当てはまるが、新たに作成された$e^+e^-$ペアによって支配される相対論的放射線媒介衝撃（RRMS）では当てはまるが、追加の結合は電子と陽電子に作用する反対の電気力のために必要。具体的には、イオンエネルギーの散逸が集団プラズマ相互作用を伴う必要があることを示します。摩擦力を組み込んだRRMSの多流体モデルを構築することで、摩擦が効果的かどうかに応じて、数十から数千のプロトンスキン深度のスケールでの集団相互作用を介して、電子と陽電子（またはイオン）の間の運動量移動を推定します$e^+e^-$ペア、またはペアとイオンの間でも、衝撃内のすべての粒子と放射を単一の流体に結合するのに十分です。これは、相対論的RMS粒子がプラズマ乱流を散乱させることによって高エネルギーに効果的に加速できるかどうかという疑問を残します。このような加速は、相対論的衝撃波ブレークアウト信号に重要な結果をもたらす可能性があります。
GW170817とGRB170817Aの共同観測により、連星中性子星（BNS）の合併が短いガンマ線バースト（SGRB）の前駆細胞であることが証明されました。これにより、未解決のSGRBセントラルエンジンとBNS合併の結果との間に直接的なリンクが確立されました。状態方程式（EOS）とNSの質量について。このリンクに基づいて、SGRBの中央エンジンを調査する新しい方法を提案します。最近の理論的に予測されたBNS合併率を、赤方偏移と銀河BNSの測定から推測されるNS質量分布の関数として組み合わせることにより、BNS合併の拡張カタログを作成します。このカタログを使用して、さまざまなEOSについてマグネター（安定または超巨大NS）またはBH（超巨大NSの崩壊後に形成される）として終了するBNSシステムの数を予測し、これらの結果をSGRBの観測率と比較します。主にSGRBジェット構造の不十分な知識に関連する不確実性にもかかわらず、BNSの合併後に生成されるマグネターの割合は、すべてのSGRBに電力を供給するのに十分である一方で、可能な限り中央エンジンとしてBHのみを使用するシナリオは好ましくないようです。
SN 2018gjxは、一部のSNe IbnがSNe IIbが高密度の星状物質で爆発していることを明らかにします
| Title |
SN_2018gjx_reveals_that_some_SNe_Ibn_are_SNe_IIb_exploding_in_dense_circumstellar_material |
| Authors |
S._J._Prentice,_K._Maguire,_I._Boian,_J._Groh,_J._Anderson,_C._Barbarino,_K._A._Bostroem,_J._Burke,_P._Clark,_Y._Dong,_M._Fraser,_L._Galbany,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_D._A._Howell,_D._Hiramatsu,_C._Inserra,_P._A._James,_E._Kankare,_H._Kuncarayakti,_P._A._Mazzali,_C._McCully,_T._E._M\"uller-Bravo,_M._Nichol,_C._Pellegrino,_S._J._Smartt,_J._Sollerman,_L._Tartaglia,_S._Valenti,_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10509 |
SN2018gjxのデータと分析を提示します。これは、3つの異なる分光段階を持つ異常な低光度過渡現象です。フェーズIはイオン化された星状物質（CSM）のシグネチャを含むホットブルースペクトルを示し、フェーズIIは幅広いSN特徴の外観を持ち、タイプIIb超新星で最大光で見られる特徴と一致し、フェーズIIIは超新星と相互作用するIbn型超新星に似たヘリウムリッチCSM。このイベントは、相互作用している超新星の内部の仕組みを表示するための明らかにまれな機会を提供します。観測された特性は、非球面CSMでの星の爆発によって説明できます。初期の光は拡張されたCSM（〜4000Rsun）から放出され、衝撃を受けていない外部の材料をイオン化します。数日後、SN光球がこの領域を包み込み、SNIIbが出現します。時間の経過とともに、光球は速度空間で後退し、超新星噴出物と超新星星雲相を部分的に覆い隠すCSMの間の相互作用を明らかにします。初期スペクトルのモデリングは、コンパクトなH欠乏のWolf-RayetおよびLBV星と一致する表面構成を明らかにします。このような構成は珍しくなく、SNeIIbには相互作用の兆候があることが知られているため、少なくとも一部のSNeIIbとSNeIbnは、異なる角度から見た場合と、CSM構成が異なる場合とで同じ現象になる可能性があります。
IceCubeニュートリノとOwens ValleyおよびMets \ "ahovi電波観測所で観測された電波源との関連付け
| Title |
Association_of_IceCube_neutrinos_with_radio_sources_observed_at_Owens_Valley_and_Mets\"ahovi_Radio_Observatories |
| Authors |
T._Hovatta,_E._Lindfors,_S._Kiehlmann,_W._Max-Moerbeck,_M._Hodges,_I._Liodakis,_A._Lahteenmaki,_T._J._Pearson,_A._C._S._Readhead,_R._A._Reeves,_S._Suutarinen,_J._Tammi,_M._Tornikoski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10523 |
IceCubeニュートリノ天文台による高エネルギーニュートリノの最初の観測以来、高エネルギーニュートリノ放出の最も可能性の高いソースの特定は、高エネルギー天体物理学の主要なトピックの1つです。相対論的ジェット、ブレーザーを備えた活動銀河核は、粒子を高エネルギーに加速する能力があるため、主要な候補の1つと考えられてきました。OwensValleyRadioObservatoryとMets\"ahoviRadioObservatoryblazarモニタリングプログラムからのデータを使用して、電波放射とIceCubeニュートリノイベントの関係を研究します。IceCube高エネルギーニュートリノイベントと位置的に一致する電波モニタリングサンプルでソースを特定しますニュートリノ到着時間周辺の平均磁束密度と変動性振幅を推定し、これらをランダムサンプルの値と比較して、結果の有意性を確立します。IceCubeによって検出された16個の高エネルギーニュートリノイベントを含むサンプル内の電波源の関連付けを見つけます。関連するソースのほぼ半分は$\gamma$-rayエネルギーで検出されませんが、それらの電波変動特性とドップラーブースティングファクターは、サンプルで$\gamma$-ray検出されたオブジェクトと同様であるため、ニュートリノエミッターの可能性があります。ランダムコインにより、サンプル内の強いフレアオブジェクトの数が発生する可能性は低いことがわかります。idence（$2\sigma$レベル）、およびOVROサンプルの場合、関連するソースのサンプルは、ランダムサンプルと比較して、平均してアクティブな状態です。私たちの結果に基づいて、すべてのニュートリノイベントが強力な電波フレアブレーザーに関連付けられているわけではないことは明らかですが、ニュートリノイベントと同時に大きな振幅の電波フレアがブラザーで見られる場合、ランダムに発生する可能性は低いと結論付けます一致。
Insight-HXMTを使用したブラックホールX線バイナリでの200 keVを超える振動の発見
| Title |
Discovery_of_oscillations_above_200_keV_in_a_black_hole_X-ray_binary_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Xiang_Ma,_Lian_Tao,_Shuang-Nan_Zhang,_Liang_Zhang,_Qing-Cui_Bu,_Ming-Yu_Ge,_Yu-Peng_Chen,_Jin-Lu_Qu,_Shu_Zhang,_Fang-Jun_Lu,_Li-Ming_Song,_Yi-Jung_Yang,_Feng_Yuan,_Ce_Cai,_Xue-Lei_Cao,_Zhi_Chang,_Gang_Chen,_Li_Chen,_Tian-Xiang_Chen,_Yi-Bao_Chen,_Yong_Chen,_Wei_Cui,_Wei-Wei_Cui,_Jing-Kang_Deng,_Yong-Wei_Dong,_Yuan-Yuan_Du,_Min-Xue_Fu,_Guan-Hua_Gao,_He_Gao,_Min_Gao,_Yu-Dong_Gu,_Ju_Guan,_Cheng-Cheng_Guo,_Da-Wei_Han,_Yue_Huang,_Jia_Huo,_Long_Ji,_Shu-Mei_Jia,_Lu-Hua_Jiang,_Wei-Chun_Jiang,_Jing_Jin,_Yong-Jie_Jin,_Ling-Da_Kong,_Bing_Li,_Cheng-Kui_Li,_Gang_Li,_Mao-Shun_Li,_Ti-Pei_Li,_Wei_Li,_Xian_Li,_Xiao-Bo_Li,_Xu-Fang_Li,_Yan-Guo_Li,_Zheng-Wei_Li,_Xiao-Hua_Liang,_Jin-Yuan_Liao,_Bai-Sheng_Liu,_Cong-Zhan_Liu,_Guo-Qing_Liu,_Hong-Wei_Liu,_Xiao-Jing_Liu,_Yi-Nong_Liu,_Bo_Lu,_Xue-Feng_Lu,_Qi_Luo,_Tao_Luo,_et_al._(56_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10607 |
低周波数の準周期振動（LFQPO）は、ブラックホールのX線連星でよく見られ、その起源はまだ議論されています。高エネルギー（30keV以上）でのLFQPOの特性は、最も内側の領域の降着流の性質と密接に関連しており、さまざまな理論モデルを批判的にテストする上で重要な役割を果たします。硬X線変調望遠鏡（Insight-HXMT）は、30keVを超える放出を検出できるため、そのための理想的な機器です。ここでは、X線ハード状態の新しいブラックホールMAXIJ1820+070で200keVを超えるLFQPOの発見を報告します。これにより、数百キロエレクトロンボルトでのLFQPOの動作を理解できます。LFQPOの位相遅れは、30keV未満ではゼロ付近で一定であり、30keVを超えるとソフトラグになります（つまり、高エネルギー光子が最初に到達します）。ソフトラグはエネルギーとともに徐々に増加し、150〜200keV帯域で約0.9秒に達します。200keVを超えるエネルギーでの検出、大きなソフトラグ、およびLFQPOのエネルギー関連の動作は、現在存在するほとんどのモデルに大きな課題をもたらしますが、LFQPOはおそらく小規模ジェットの歳差運動に由来していることを示唆しています。
パルサー用のラージヨーロピアンアレイを使用した、PSR J0613-0200の星間遅延の7年間の測定
| Title |
Measuring_Interstellar_Delays_of_PSR_J0613-0200_over_7_years,_using_the_Large_European_Array_for_Pulsars |
| Authors |
R._A._Main,_S._A._Sanidas,_J._Antoniadis,_C._Bassa,_S._Chen,_I._Cognard,_M._Gaikwad,_H._Hu,_G._H._Janssen,_R._Karuppusamy,_M._Kramer,_K._J._Lee,_K._Liu,_G._Mall,_J._W._McKee,_M._B._Mickaliger,_D._Perrodin,_B._W._Stappers,_C._Tiburzi,_O._Wucknitz,_L._Wang,_W._W._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10707 |
パルサー用ラージヨーロピアンアレイ（LEAP）とエフェルスバーグ望遠鏡のデータを使用して、7年間のミリ秒パルサーJ0613-0200のシンチレーションパラメーターを研究します。「二次スペクトル」（シンチレーションの2Dパワースペクトル）は、散乱パワーを時間遅延の関数として表し、パルサー、オブザーバー、および散乱物質の相対速度を含みます。持続的な放物線シンチレーションアークを検出します。これは、散乱が薄い異方性領域によって支配されていることを示唆しています。散乱は、単純な指数関数の尾部では十分に記述されておらず、遅延が大きいと過剰なパワーになります。$\sim5\mus$までの時間で有意で検出可能な散乱パワーを測定し、バルク散乱遅延を50から200\、nsの間で測定します。2013年全体で散乱が特に強く、これらの遅延は小さすぎてパルスプロファイルの形状が変化しても、パルサーのタイミングで測定される到着時間は変化します。円弧の曲率は毎年変化し、2013年の散乱の増加中に方向が変化する、パルサーに向かう道の1次元散乱スクリーン$\sim40\％$にうまく適合します。未補正散乱の影響により、時間遅延が生じます個々のパルサーで経時的に相関し、重力波解析で考慮する必要がある場合があります。パルサータイミングプログラムは、マルチパス伝播によって引き起こされる変動する時間遅延を監視するために、シンチレーションを解決できる方法で同時に記録することから利益を得ます。
サイモン天文台：大口径望遠鏡での光学体系のモデリング
| Title |
The_Simons_Observatory:_Modeling_Optical_Systematics_in_the_Large_Aperture_Telescope |
| Authors |
Jon_E._Gudmundsson,_Patricio_A._Gallardo,_Roberto_Puddu,_Simon_R._Dicker,_Alexandre_E._Adler,_Aamir_M._Ali,_Andrew_Bazarko,_Grace_E._Chesmore,_Gabriele_Coppi,_Nicholas_F._Cothard,_Nadia_Dachlythra,_Mark_Devlin,_Rolando_D\"unner,_Giulio_Fabbian,_Nicholas_Galitzki,_Joseph_E._Golec,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Peter_C._Hargrave,_Anna_M._Kofman,_Adrian_T._Lee,_Michele_Limon,_Frederick_T._Matsuda,_Philip_D._Mauskopf,_Kavilan_Moodley,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_John_Orlowski-Scherer,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Giuseppe_Puglisi,_Christian_L._Reichardt,_Carlos_E._Sierra,_Sara_M._Simon,_Grant_P._Teply,_Carole_Tucker,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10138 |
SimonsObservatoryLargeApertureTelescopeの幾何光学および物理光学のシミュレーション結果を示します。この作品は、望遠鏡の一般的な設計プロセスの一部として開発されました。パフォーマンスメトリクスおよび潜在的な体系的影響に対するさまざまな設計選択の影響を評価できるようにします。シミュレーションの主な目的は、現在構築されている反射鏡と低温光学系の最終設計を評価することでした。各光学チューブの内部にある吸収体を含む、低温光学系の設計を通知するために使用される非順次光線追跡について説明します。望遠鏡構造の光線追跡シミュレーションについて説明します。これにより、検出器の負荷を最小限に抑え、内部バッフルによって解決されなかった疑似近接場効果を軽減するジオメトリを決定できます。また、一般的な光学性能の測定に使用される単色遠視野ビームパターンの推定値を生成する、さまざまな周波数とフィールド位置で実行される物理光学シミュレーションについても説明します。最後に、パネルギャップ回折からビームサイドローブに光を当てるシミュレーションについて説明します。
LSSTコミュニティの新世代ブローカーであるFink
| Title |
Fink,_a_new_generation_of_broker_for_the_LSST_community |
| Authors |
Anais_M\"oller,_Julien_Peloton,_Emille_E._O._Ishida,_Chris_Arnault,_Etienne_Bachelet,_Tristan_Blaineau,_Dominique_Boutigny,_Abhishek_Chauhan,_Emmanuel_Gangler,_Fabio_Hernandez,_Julius_Hrivnac,_Marco_Leoni,_Nicolas_Leroy,_Marc_Moniez,_Sacha_Pateyron,_Adrien_Ramparison,_Damien_Turpin,_R\'eza_Ansari,_Tarek_Allam_Jr.,_Armelle_Bajat,_Biswajit_Biswas,_Alexandre_Boucaud,_Johan_Bregeon,_Jean-Eric_Campagne,_Johann_Cohen-Tanugi,_Alexis_Coleiro,_Damien_Dornic,_Dominique_Fouchez,_Olivier_Godet,_Philippe_Gris,_Sergey_Karpov,_Ada_Nebot_Gomez-Moran,_J\'er\'emy_Neveu,_Stephane_Plaszczynski,_Volodymyr_Savchenko,_Natalie_Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10185 |
Finkは、今後のLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）のような大きな時間領域のアラートストリームで科学を可能にするように設計されたブローカーです。これは、自動化された取り込み、強化、選択、および一時的な科学に対する有望なアラートの再配布など、伝統的な天文学ブローカーの機能を示します。また、最先端のディープラーニングおよび適応学習技術を使用して継続的に改善されるリアルタイムの過渡分類を提供することにより、従来のブローカー機能を超えるように設計されています。これらの進化する付加価値により、さまざまな科学ケースのLSST測光データからより正確な科学的出力が可能になると同時に、調査の進化に伴う新しい発見の発生率が高くなります。このホワイトペーパーでは、Fink、その科学的な動機、アーキテクチャ、およびZwickyTransientFacilityアラートストリームを使用した最初の科学検証事例を含む現在の状況を紹介します。
| Title |
Gravitational-wave_astronomy_with_a_physical_calibration_model |
| Authors |
Ethan_Payne,_Colm_Talbot,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane,_Jeffrey_S._Kissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10193 |
物理的に動機付けされたキャリブレーションモデルを使用して、LIGO-Virgoの最初の重力波過渡カタログ（GWTC-1）でコンパクトなバイナリマージイベントの天体物理学的推論を実行します。重要度のサンプリングを使用すると、計算が難しい分析のコストを削減できることを示しています。校正誤差分布の物理的推定値を含めることは、GWTC-1のイベントのパラメーターの推定にほとんど影響しないことを示します。マッチドフィルターの信号対雑音比が$\text{SNR}=200$のシミュレーション信号を調査すると、現在の世代の重力波検出器では、GWTC-1に典型的な校正誤差の推定値は無視できる可能性が高いと予測されます。波形、事前分布、ノイズモデリングなどの系統的誤差の他の原因がより重要である可能性が高いと私たちは主張します。最後に、標準のサイレンとしてGWTC-1のイベントを使用して、LIGO干渉計のキャリブレーションエラーの推定値について、天体物理学に基づいた改善を推測します。
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）宇宙論実験からの大規模な天文データセットを処理するためのクラウドベースの計算ワークフローのケーススタディを紹介します。クラウドコンピューティングは、従量課金モデルで極めて高いスケーラビリティを提供するため、大規模な一時的な計算に適しています。これにより、計算コストのかかる分析手法をテストするためのターンアラウンド時間が短縮されます。データ分析パイプラインを効率的かつ経済的にテストして実装するために、AmazonWebServices（AWS）クラウドプラットフォームをどのように使用したかを説明します。AWSスポット市場での作業の課題について説明します。これにより、処理のターンアラウンド時間が長くなる代わりにコストが削減され、モンテカルロシミュレーションを使用してこのトレードオフを調査します。
| Title |
Timing_Calibration_of_the_NuSTAR_X-ray_Telescope |
| Authors |
Matteo_Bachetti,_Craig_B._Markwardt,_Brian_W._Grefenstette,_Eric_V._Gotthelf,_Lucien_Kuiper,_Didier_Barret,_W._Rick_Cook,_Andrew_Davis,_Felix_F\"urst,_Karl_Forster,_Fiona_A._Harrison,_Kristin_K._Madsen,_Hiromasa_Miyasaka,_Bryce_Roberts,_John_A._Tomsick_and_Dominic_J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10347 |
核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）ミッションは、硬X線（3-79keV）バンドでの最初の集束X線望遠鏡です。このエネルギーバンドで研究できる現象のなかには、高い時間分解能と安定性を必要とするものがあります。たとえば、回転駆動の降着ミリ秒パルサー、ブラックホールや中性子星による高速変動、X線バーストなどです。さらに、X線光子のタイムスタンプをUTCに適切に合わせることが、高速天体物理学プロセスの複数機器の研究にとって重要です。このペーパーでは、NuSTARミッションのタイミング調整について説明します。特に、オンボードの温度補償水晶発振器の温度依存周波数応答を補正する方法を紹介します。これにより、ダウンリンクパス中に取得された宇宙船のクロックオフセットの測定値とともに、発振器の動作を正確に特徴付けることができます。典型的な観測のキャリブレーションされたNuSTARイベントタイムスタンプは、精度が〜65マイクロ秒であることが示されています。
| Title |
Forward_modelling_of_particle_acceleration_and_transport_in_an_individual_solar_flare |
| Authors |
Mykola_Gordovskyy,_Philippa_K._Browning,_Satoshi_Inoue,_Eduard_P._Kontar,_Kanya_Kusano,_Grigory_E._Vekstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10130 |
この研究の目的は、太陽フレア内の高エネルギー電子によって生成された硬X線放射のマップを生成し、観測と比較することです。最終的な目標は、太陽コロナでのアクティブなイベントと太陽圏への影響のデータ駆動型モデリングのために、MHDとテスト粒子を組み合わせたアプローチの実行可能性をテストすることです。2017年9月8日に観測されたXクラスの太陽フレアのMHDモデルに基づいて、相対論的ガイドセンターアプローチを使用して、多数の電子と陽子の軌道を計算します。得られた粒子軌道を使用して、高エネルギー電子と陽子の空間およびエネルギー分布を推定し、「薄いターゲット」近似を使用して制動放射硬X線放出を計算します。私たちのアプローチは、加速領域のサイズと位置、エネルギー粒子の軌跡、エネルギースペクトルなど、検討中のフレア内のエネルギー粒子のいくつかの重要な特性を予測します。最も重要なこととして、モデルによって予測された硬X線制動放射強度マップは、RHESSIによって観測されたものとよく一致しています。さらに、陽子と電子の沈殿の場所は、このフレアで検出された太陽地震応答の発生源に近いようです。したがって、採用されたアプローチは、コロナ内のエネルギー粒子の兆候や内部太陽圏を含む、個々の太陽フレアの観測に基づくモデリングに使用できます。
Wolf-Rayetスターの風に群がる
| Title |
Clumping_in_the_Winds_of_Wolf-Rayet_Stars |
| Authors |
Andr\'e-Nicolas_Chen\'e_(1),_Nicole_St-Louis_(2),_Anthony_F._J._Moffat_(2)_and_Kenneth_G._Gayley_(3)_(1._Gemini_Observatory/NSFs_NOIRLab,_2._Universit\'e_de_Montr\'eal,_3._University_of_Iowa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10341 |
私たちは、銀河系のオオカミ-Rayet星のスペクトル変動レベルの測定値を、それらの間で最も知られている最も熱いWN2星WR2とWO2星WR102とWRに拡張することによって、熱い星の風に群がるドライバーを決定しようとします142.これらの3つの星にはT*=140kKと200kKがあり、最後の2つはT*〜40-120kKのWR星の大部分をはるかに上回っています。WRスターのこの完全な温度範囲は、Oスターの先祖の温度範囲（〜30-50kK）よりはるかに広いため、風の塊の温度依存性を探すのに適しています。これらの3つの極端な星の密な風からの強い輝線の小規模な変動を求めて、信号対雑音比が中程度の分解能の分光法で複数の観測結果を取得し、両方の星で非常に低いレベルの変動を見つけました。温度と終末速度は相関しているので、高速の風ほど変動性は低くなりますが、この傾向はラインシャドウイング不安定性（LDI）のみに関連する予測に反するものであり、LDIに固有の不安定性が風の塊の主な原因ではないことを示しています。その代わり、そのようなSSCZはこれらの最も高温のWR星の静水面の下で動作する機会がほとんどないので、塊がT〜170kKの地下対流ゾーン（SSCZ）によって引き起こされるという提案の支持と見なすことができます。。ただし、SSCZ関連のドライバーが非線形ライン不安定性効果と相互作用して、束を強化したり、場合によっては塊を生成したりする可能性もあります。
準静的状態から噴火までの太陽活動領域フィラメントのダイナミクス進化：回転運動、ねじれを解く運動、物質移動、およびキラリティー
| Title |
Dynamics_evolution_of_a_solar_active-region_filament_from_quasi-static_state_to_eruption:_rolling_motion,_untwisting_motion,_material_transfer,_and_chirality |
| Authors |
X.L._Yan,_Q.L._Li,_G.R._Chen,_Z.K._Xue,_L._Feng,_J.C._Wang,_L.H._Yang,_and_Y._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10345 |
太陽フィラメントの磁気構造と噴火プロセスをよりよく理解するために、1mの新しい真空太陽からの高解像度H$\alpha$データを使用して、Bクラスフレアに関連する太陽活動領域フィラメント（F2とラベル付け）の噴火を調査しました太陽動的天文台（SDO）のEUV観測と組み合わせた望遠鏡（NVST）。フィラメントF2は、鞭のような動きを経験した別のフィラメント（F1と表示）の噴火によって妨害されました。フィラメントF2が噴火する前に、ドップラーグラムは、フィラメントF2本体の南部と北部が同時にフィラメントスパインに沿ってブルーシフトとレッドシフトを示すことを示しています。これは、フィラメントF2が片側から反対側に回転していることを意味します。フィラメントF2の噴火中、フィラメントボディのドップラー速度シフトは、噴火前のそれと反対です。これは、フィラメントボディがねじれのない動きを示すことを示しています。これは、噴出するフィラメントの糸の動きを追跡することによっても確認できます。さらに、フィラメントF2の材料が周囲の磁場ループに移動したことがわかります。これは、フィラメントF2と周囲の磁気ループ間の磁気再結合によって引き起こされます。噴火前のフィラメントF2の右向きの糸によると、フィラメントF2は最初に剪断されたアーケードによって支持されていると推定できます。以下の観察は、噴火段階で形成されたフィラメントF2のねじれた磁気構造を明らかにします。
異常なマイクロ波スペクトルを伴うツインヌルポイントに関連する主要な噴出性3リボンフレア
| Title |
Twin_Null-Point-Associated_Major_Eruptive_Three-Ribbon_Flares_with_Unusual_Microwave_Spectra |
| Authors |
V.V._Grechnev,_N.S._Meshalkina,_A.M._Uralov,_A.A._Kochanov,_S.V._Lesovoi,_I.I._Myshyakov,_V.I._Kiselev,_D.A._Zhdanov,_A.T._Altyntsev,_M.V._Globa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10350 |
2016年7月23日の午前5時以降、シベリアラジオヘリオグラフの最初の48アンテナステージは、同じ活動領域で30分以内に発生したM7.6およびM5.5GOES重要度の2つのフレアを検出しました。彼らのマルチ機器分析は以下を明らかにします。マイクロ波スペクトルは低周波数で平坦化され、強いバーストのスペクトルはターンオーバー周波数が低くなりました。各フレアは噴火性であり、800キロボルトを超える硬X線とガンマ線を放出し、まれな3リボン構成でした。2番目のフレアには、最長の真ん中のリボンに関連する拡張硬X線源が観察されました。マイクロ波スペクトルの異常な特性は、私たちのモデリングで確認されている非対称磁気構成の分散マルチループシステムによって説明されます。マイクロ波画像は、これらのフレアのコンパクトな構成を解決しませんでした。ダイナミックレンジが限られているため、硬X線画像でも不完全に明らかになる可能性があります。明らかにシンプルでコンパクトなので、非熱源は極端紫外線で観測された構造に対応していました。冠状ヌル領域の構成で2つの連続する3リボン噴火フレアに提案されたシナリオでは、最初の噴火によりフレアが発生し、2番目の噴火が促進されてフレアも発生します。
ソーラーフレアにおけるライマンアルファ放出。 I. 1〜8個の\ AA \軟X線放出との関係に関する統計的研究
| Title |
The_Lyman-alpha_Emission_in_Solar_Flares._I._a_Statistical_Study_on_Its_Relationship_with_the_1--8_\AA\_Soft_X-ray_Emission |
| Authors |
Zhichen_Jing,_Wuqi_Pan,_Yukun_Yang,_Dechao_Song,_Jun_Tian,_Y._Li,_X._Cheng,_Jie_Hong,_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10358 |
私たちは統計的に、Lyman-alpha（\lya）と1--8\AA\の軟X線（SXR）放出との間の関係を調査しました。}2006年から2016年の間に。2つの波帯放出のピーク時間に基づいて、フレアを3つのタイプに分割します。タイプI（III）は\lya\エミッションでSXRエミッションよりも早い（遅い）ピークタイムを持っていますが、タイプIIは\lya\の間でほぼ同じピーク時間（時間分解能10秒以内）を持っていますおよびSXR排出量。これらの658フレアでは、505（76.8\％）タイプIフレア、10（1.5\％）タイプIIフレア、143（21.7\％）タイプIIIフレアがあり、3つのタイプにはフレアがないように見えます。フレア期間、フレアの位置、または太陽周期への依存。メインピークに加えて、3つのタイプのフレアの「lya」放出は、フレアの衝撃的または漸進的なフェーズに現れる可能性のあるサブピークも示します。衝動期に現れる\lya\のメインピーク（タイプIの場合）およびサブピーク（タイプIIIの場合）の放出は、一般にノイペルト効果に従うことがわかります。これは、そのような「lya」放出が非熱電子ビーム加熱に関連していることを示しています。メインピーク（タイプIIIの場合）およびサブピーク（タイプIの場合）の段階的な段階で現れる\lya\の放出は、主に冷却する熱プラズマによるものと考えられています。
食のバイナリV1241タウとGQ Draの包括的な研究
| Title |
A_comprehensive_study_of_the_eclipsing_binaries_V1241_Tau_and_GQ_Dra |
| Authors |
B._Ulas,_K._Gazeas,_A._Liakos,_C._Ulusoy,_I._Stateva,_N._Erkan,_M._Napetova,_I._Kh._Iliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10360 |
食のバイナリシステムV1241タウとGQDraの新しい測光と分光観測と分析を提示します。TESSライトカーブと組み合わせたフォトメトリックライトおよびラジアル速度カーブ分析は、どちらも従来のセミデタッチバイナリシステムであることを示しています。それらの絶対パラメータも導出されます。システムの$O-C$分析を提示し、最も可能な軌道周期変調メカニズムを提案します。さらに、システムの測光残差データにフーリエ解析を適用して、コンポーネントの脈動挙動をチェックします。システムGQDraの主要なコンポーネントは、$B$フィルターの残留光曲線に基づいて、支配的な脈動周波数が18.58d$^{-1}$である$\delta$Sctタイプのパルセーターであると結論できますが、30分のケイデンスTESSデータによって正当化されます。V1241タウの脈動行動の十分な証拠は確認されていません。最後に、両方のシステムのコンポーネントの進化的トラックが計算され、進化図内のそれらの位置が他のアルゴール型システムと比較されます。
恒星および惑星内部の回転対流のモデル：II-重力慣性波の生成
| Title |
A_model_of_rotating_convection_in_stellar_and_planetary_interiors:_II_--_gravito-inertial_wave_generation |
| Authors |
K._C._Augustson,_S._Mathis,_A._Astoul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10473 |
重力慣性波は、対流領域と放射領域の界面で、および回転する星や惑星の対流帯の大部分のレイノルズ応力によって励起されます。そのような波は、特に急速に回転する初期型の星の間で、回転する星の周波数スペクトルに顕著なアステロスミックな特徴を持ち、その内部構造とダイナミクスを調べる手段を提供します。また、角運動量、化学種、エネルギーを励起領域から放射領域で散逸する場所に輸送することもできます。これらの波の振幅の励起と対流パラメータの依存性を推定するには、論文Iに記載されている恒星と惑星の対流の単一モードモデルを使用します。これは、回転速度の関数としてrms対流速度の大きさを提供します。この対流モデルでは、波動駆動の2つのチャネルが考慮されます。対流的に安定した領域と不安定な領域の境界での励起と、レイノルズ応力による励起です。対流ロスビー数、界面剛性、および波の周波数に応じて、サブ慣性波が有意なエネルギーフラックスを運ぶ可能性のあるパラメーター領域が見つかります。超慣性波も強化できますが、1に近い対流ロスビー数の場合のみです。界面励起波は、それらを励起する流れの対流ロスビー数が界面の剛性に依存する臨界ロスビー数を下回ると、低いカットオフ周波数の近くにピークエネルギーフラックスを持ちますが、対流ロスビー数が大きいとその磁束は減少しますこの重要なロスビー数より。
強磁気星星HD166473の異常な大気構造
| Title |
The_anomalous_atmospheric_structure_of_the_strongly_magnetic_Ap_star_HD166473 |
| Authors |
S._P._J\"arvinen,_S._Hubrig,_G._Mathys,_V._Khalack,_I._Ilyin,_H._Adigozalzade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10553 |
強力な磁気、超ゆっくり回転する急速に振動するApスターHD166473の高分解能分光偏光観測を使用して、さまざまな化学元素の垂直および表面の水平分布における可変の強い磁場の存在の影響を調査します。計算されたLSDストークス$I$および$V$プロファイルの分析は、以前に報告されたいくつかの化学元素の不均一な水平表面分布の検出を確認します。鉄のピークと希土類元素の垂直存在量の層別化をテストするために、中性およびイオン化段階に属するこれらの元素のスペクトル線を使用して、磁場測定が行われました。磁場の強さとその向き、および垂直方向の要素の層別化の関係の存在を明確に示しています。磁場の赤道に近いさまざまな段階の要素で得られた磁場の値はかなり似ていますが、磁場の強さの分散は著しく大きくなっています。磁場の極に近い領域。負および正の極値のフェーズでは、REEラインの分析から決定された平均縦電界強度は、通常、FeおよびCrを使用する場合よりも強くなります。最大$-$4160$\pm$226Gの最長の平均縦磁場が、負の極値でLaIIラインリストを使用して検出され、次に$\langleB_z\rangle$=$のPrIIIラインを使用して測定されます。-$3740$\pm$343Gおよび$\langleB_z\rangle$=$-$3372$\pm$247GのCeII線。3584$\pm$354Gまでの正極性の最も強い平均縦磁場が検出されますPrIIIラインを使用して、CeIIラインを使用して測定$\langleB_z\rangle$=2517$\pm$249Gが続きます。
5つのトリプルスターの軌道
5つの階層的な恒星系の動径速度と位置測定の共同分析が行われ、それらの内部軌道と外部軌道の要素、および可能な場合は相互の傾斜の要素が決定されます。内部および外部期間は、HD12376（ADS1613）の場合は12.9および345年、HD19971（ADS2390）の場合は1.14および〜1500年、HD89795（ADS7338）の場合は8.3および475年、HD152027の場合は1.11および40年HD190412の場合、0.69および7.4年。後者のシステムは、同一平面上の準円軌道を持ち、コンパクトな惑星のような階層のファミリーに属していますが、HD12376の軌道は相互に131度の傾きを持っています。
HARPS-LFC月スペクトルからの太陽重力赤方偏移。一般相対性理論のテスト
| Title |
The_solar_gravitational_redshift_from_HARPS-LFC_Moon_spectra._A_test_of_the_General_Theory_of_Relativity |
| Authors |
J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_R._Rebolo,_L._Pasquini,_G._Lo_Curto,_P._Molaro,_E._Caffau,_H.-G._Ludwig,_M._Steffen,_M._Esposito,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_B._Toledo-Padr\'on,_R._A._Probst,_T._W._H\"ansch,_R._Holzwarth,_A._Manescau,_T._Steinmetz,_Th._Udem,_and_T._Wilken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10558 |
一般相対性理論は、太陽の重力ポテンシャルの結果として、太陽の光球におけるスペクトル線の赤方偏移を予測します。この効果は、太陽系本体での太陽の反射光のソーラーディスクに統合された光束スペクトルから測定できます。HARPS分光器に取り付けられたレーザー周波数コム（LFC）キャリブレーションシステムは、月または他の太陽系の天体を観測することにより、太陽重力赤方偏移（GRS）の正確な測定を実行する可能性を提供します。月の5つの高品質HARPS-LFCスペクトルからのFe吸収線で観測されたラインシフトを分析しました。スペクトル範囲476--585〜nmの326個の光球Feラインの初期サンプルを選択し、それらのライン位置と等価幅（EW）を測定します。正確なラインシフトは、実験室の波長と比較したラインのコアの波長位置から導き出されます。CO$^5$BOLDの3D合成プロファイルを使用して、観測されたスペクトルFe線を近似します。太陽の光球における対流運動は、約$\sim150$〜m{\AA}よりも強いFeラインのラインコアに影響を与えません。このサンプルでは、15個の\ion{Fe}{i}行のみが$150<$〜EW（m{\AA}）〜$<550$の範囲のEWを持ち、$639\pm14$の太陽GRSの測定値を提供〜${\rmm\;s^{-1}}$、地球上の期待される理論値$\sim633.1$〜${\rmm\;s^{-1}}$と一致します。EW〜$<180$〜m{\AA}〜の約97個の弱いFeラインの最後のサンプルにより、平均グローバルラインシフト$638\pm6$〜${\rmm\;s^{-1を導出できます}}$は、理論上の太陽GRSと一致しています。これらは、これまでの太陽GRSの最も正確な測定です。HARPSやESPRESSOなどのより広いスペクトル範囲でLFCを使用して校正された超安定スペクトログラフは、実験室波長のさらなる改善とともに、太陽GRSのより堅牢な測定と3D流体力学モデルのさらなるテストを提供します。
メートル波長での静かな太陽観測における伝搬効果
静かな太陽のメーター波放射は、MKコロナの熱制動放射から発生し、コロナ診断の豊富なソースになる可能性があります。オブザーバーに向かう途中で、磁化された乱流のコロナ媒質を介した伝播効果（主に屈折と散乱）によって大幅に変更され、画像面での強度の再分布につながります。静かな太陽の期間のフルディスクメーター波太陽マップとモデル化された熱制動放射を比較することにより、これらの伝搬効果を特徴付けます。100〜240MHzの太陽電波マップは、マーチソンワイドフィールドアレイからのものです。FORWARDパッケージは、球冠モデルの外で自己矛盾のない電磁流体力学アルゴリズムを使用して熱制動放射画像をシミュレートするために使用されます。FORWARDモデルには、伝播効果は含まれません。観測されたマップとモデル化されたマップの違いは、散乱と屈折が原因で発生すると解釈されます。予測された輝度分布と観測された輝度分布の間には一般的な対応が見られますが、有意差も観測されています。異方性散乱を含む、重要な伝播効果の存在の明確な証拠を見つけます。観測された太陽の電波サイズは、面積が25-30％大きくなっています。唯一の可視アクティブ領域に対応する発光ピークは8'-11'シフトし、そのサイズは35--40\％増加します。私たちの単純なモデルは、散乱磁束密度の割合が常に数十パーセントより大きく、異なる領域間で大幅に異なることを示唆しています。密度の不均一性は1〜10\％の範囲であると推定します。
Cloud Atlas：異常に赤褐色の小人の時系列分光測光法による垂直雲構造の解明
| Title |
Cloud_Atlas:_Unraveling_the_vertical_cloud_structure_with_the_time-series_spectrophotometry_of_an_unusually_red_brown_dwarf |
| Authors |
Ben_W.P._Lew,_D\'aniel_Apai,_Mark_Marley,_Didier_Saumon,_Glenn_Schneider,_Yifan_Zhou,_Nicolas_B._Cowan,_Theodora_Karalidi,_Elena_Manjavacas,_L._R._Bedin,_Paulo_A._Miles-P\'aez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10714 |
褐色矮星と太陽系外惑星の大気における発光スペクトルの回転変調は、雲がこれらの超冷たい大気中にしばしば不均一に分布していることを示しています。雲の分布の空間的不均一性は、雲の形成と進化に対する大気力学の影響を示しています。この研究では、以前に報告されたWISEPJ004701+680352の回転変調のハッブル宇宙望遠鏡（HST）時系列データ分析を更新します-直接画像化された惑星のスペクトルに類似したスペクトルを持つ異常に赤い後期L褐色矮星HR8799e。ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー時系列観測、およびWISE0047の時間平均スペクトルを説明するために、自己矛盾のない空間的に不均質な雲モデルを構築します。不均質な雲モデルでは、雲の厚さが1つの圧力スケールの高さ付近で変動することで、HST近赤外スペクトル変動の波長依存性が説明されます。不均衡CO/$CH_4$ケミストリーを含めることにより、モデルはフィールドブラウンドワーフと比較して、WISE0047のより赤い$J-K_{\rms}$色も再現します。鉛直雲構造の大気プロファイルへの影響について議論し、より赤い色を持つ他のオブジェクトの最小渦拡散係数を推定します。私たちのデータ分析とフォワードモデリングの結果は、広い波長範囲をカバーする時系列分光測光法が不均一な大気構造を制約するための強力なツールであることを示しています。
有限ブーストDSRの分散関係
修正されたジェネレーターの微分方程式を解くことにより、プランク長$l_p$の1次の有限ブースト変換DSR理論を見つけます。これらの変換に対応する分散関係を取得します。これは、DSR理論を4つのタイプで分類するのに役立ちます。私たちの分類の最後のタイプは同じ特別な相対論的分散関係を持っていますが、変換はローレンツではありません。DSR理論では、光子の速度は通常、通常の速度cとは異なり、時間遅延がありますが、この新しいDSRライトでは、遅延のない同じ特別な相対論的速度があります。特別なケースは、特別な相対論的分散関係を与える観測における量子重力効果の検索がDSRと一致することを示しています。
光子超放射の消光メカニズム
急速に回転するブラックホールは、ボソンのコンプトン波長がブラックホールのおおよそのサイズである場合に効率的になるプロセスである十分に軽いボソンの存在下で不安定性を生じることが知られています。この現象はブラックホールの超放射として知られており、ブラックホールの回転エネルギーを犠牲にして指数関数的に成長するボソン雲を生成します。$M\sim\mathcal{O}（10）\、M_\odot$を使用した天体ブラックホールの場合、ボソンの超放射状態は$m_b\sim\mathcal{O}（10^{-11}）\を使用して達成されます。、{\rmeV}$;興味深いことに、銀河間媒質（IGM）を通過する光子は、この範囲に自然に存在する有効質量（周囲のプラズマとの相互作用により）を取得します。光子超放射の意味、すなわち、散乱と粒子生成プロセスが存在する場合の超放射光子雲と周囲プラズマの進化は、まだ完全に調査されていない。ここでは、周囲の電子との粒子の相互作用や有効質量への逆反応（例えば、熱効果、ペア生成、イオン化から生じる）を含む、フォトンクラウドの成長を抑制できるさまざまなプロセスを列挙して説明します。局所的な背景、および強電界からの分散関係の修正）。この作業は、相互作用がどのようにして軽いエキゾチックボソンが超放射拘束を回避できるかを理解するためのガイドとして自然に機能します。
宇宙の初期段階としてのトポロジー重力
ストリングの双対性に動機付けられて、私たちは宇宙の初期段階としてトポロジー重力を提案します。このフェーズのトポロジー的な性質は、当然のことながら初期宇宙宇宙論のパズルの多くの説明につながります。ウィッテンの4次元トポロジー重力を使用したこのシナリオの具体的な実現が検討されます。このモデルは、共形異常係数$a、c$によって制御されるCMB変動のパワースペクトルにつながります。特に、変動の強さは$1/a$によって制御され、その傾きは$cg^2$によって制御されます。$g$はトポロジー重力の結合定数です。ユニタリ性の結果である$c$の陽性は、パワースペクトルのIRチルトに自動的につながります。標準のインフレモデルとは対照的に、このシナリオでは、4点以上の相関器の$\mathcal{O}（1）$非ガウス性を予測し、CMB変動にテンソルモードが存在しないことを予測します。
| Title |
Theoretical_uncertainties_for_cosmological_first-order_phase_transitions |
| Authors |
Djuna_Croon,_Oliver_Gould,_Philipp_Schicho,_Tuomas_V._I._Tenkanen_and_Graham_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10080 |
標準モデルの有効場理論をガイドとして使用して、一次相転移の摂動計算における理論的不確実性の大きさを批判的に検討します。通常のデイジー再開アプローチでは、LISAなどの重力波実験の信号対雑音比の2〜3桁の不確実性に相当する、再正規化スケール依存による大きな不確実性が見つかります。または、より洗練された摂動アプローチで次元削減を利用すると、このスケール依存性が大幅に削減されます。さらに、このアプローチは、デイジー再開に関する他の厄介な問題を解決します。これは、標準モデルで明示的に示されているゲージ不変であり、気泡の核生成率における制御されない微分膨張を回避します。
宇宙定数ラムダは、1917年にアインシュタインによって導入された概念ですが、ダークエネルギーのより広い概念を含むさまざまな変種や化身で私たちと一緒に存在しています。現在の観測は、宇宙の臨界密度のおよそ現在の70％に対応するラムダの値と一致しています。これは、過去60億年にわたる宇宙の膨張の加速（加速）を引き起こしており、2011年のノーベル物理学賞で認められた発見です。宇宙の平坦さと30％の物質（5％バリオンと25％の冷たい暗黒物質）の量と相まって、これはいわゆるLambda-CDM標準モデルを形成し、約30年にわたって多くの観測テストに耐えてきました。ただし、Lambda-CDM内には現在、ハッブル定数とクランプ係数の異なる値に関する不整合（「テンション」）の兆候があります。また、ダークエネルギーの時間変動と一般相対性理論からのわずかな逸脱はまだ除外されていません。Lambda-CDMをさらにテストし、宇宙論的パラメーターをサブパーセントレベルまで推定するために、いくつかの壮大なプロジェクトが進行中です。Lambda-CDMが標準モデルのままであれば、ボールは理論家の法廷に戻り、Lambdaの物理的な意味を説明します。ラムダは宇宙の幾何学、または真空のエネルギーの変化ですか？それとも、それがまだ未知であるより高いレベルの理論を明らかにしている何か別のものですか？
physiCal：LIGOキャリブレーションの不確実性の周辺化への物理的アプローチ
| Title |
physiCal:_A_physical_approach_to_the_marginalization_of_LIGO_calibration_uncertainties |
| Authors |
Salvatore_Vitale,_Carl-Johan_Haster,_Ling_Sun,_Ben_Farr,_Evan_Goetz,_Jeff_Kissel,_Craig_Cahillane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10192 |
AdvancedLIGOやVirgoなどの地上ベースの重力波検出器からのデータは、光検出器のデジタル出力を検出器内のテスト質量の相対変位に変換するように較正する必要があり、天体物理学的重力波源の推定に必要な量を生成します。統計的不確実性と系統的誤差の両方が校正プロセスに関連付けられており、これが説明されないと、検出された線源の分析に影響します。現在、ソース特性評価アルゴリズムは、校正の不確実性の可能性を完全に無視するか、校正プロセス自体の知識を使用しない方法でそれらを考慮しています。物理校正は、機器の校正プロセスで利用可能なすべての情報を直接使用する、ソース特性化ステップ中の校正エラーを説明する新しいアプローチです。検出器全体の応答関数をモデル化するのではなく、応答に寄与する個々のコンポーネントを検討します。この方法を実装し、2回目の観測中にLIGOとVirgoによって検出されたコンパクトなバイナリに適用するほか、空の位置と距離が正確にわかっているシミュレーションのバイナリ中性子星にも適用します。physiCalモデルはLIGO-Virgoコラボレーションで現在使用されている方法と同じように機能しますが、さらに、天体物理学のキャリブレーションを通じて機器制御の特定のコンポーネントの測定を改善できることもわかりました。
重力波検出器のネットワークの自己校正
LIGOとVirgoがアップグレードされると、予想されるS/N比の向上に対応できるようにキャリブレーションシステムを改善することは困難になります。ここでは、天体の信号、つまりコンパクトオブジェクトバイナリからのインスパイラル信号を使用するキャリブレーション方法について説明します。これにより、将来の重力波科学に必要な1％以下の精度レベルでのキャリブレーションが原則的に可能になることを示します。これらの過渡事象のアンサンブルを使用して、3つ以上の比較的感度の高い機器のネットワークで個々の検出器の校正誤差を測定する方法を示します。望遠鏡と同様に、検出されたイベントを使用した重力波検出器の相対キャリブレーションは、絶対キャリブレーションよりも簡単に実現できます。原理的には、1つの周波数で少なくとも1つの検出器をハードウェア方式で実行する必要があります。私たちの提案する方法は、いわゆるヌルストリームを使用します。これは、3つ以上の異なる向きの検出器を持つ任意のネットワークに存在する検出器の出力の無信号線形結合です。検出器出力の信号振幅が実際の信号の振幅に忠実である場合、信号はヌルストリームに表示されません。周波数依存のキャリブレーションエラー、検出器間の相対キャリブレーションおよびタイミングエラーにより、ヌルストリームに残差が残ります。各検出器からの残留量は、光源の方向によって異なります。この残差から各検出器の校正誤差を抽出する問題にマッチドフィルタリングの方法を適用します。これには、十分な数の検出された信号のフィルター出力を線形に組み合わせる必要があり、原則として、十分に長い観測の実行で任意の精度を達成できます。5年後に予想されるA+検出器ネットワークでは、この方法を使用して予想されるハードウェアキャリブレーションの精度をチェックできると予想しています。
KATRIN差動排気セクションでの中性トリチウムガスの削減
| Title |
Neutral_tritium_gas_reduction_in_the_KATRIN_differential_pumping_sections |
| Authors |
Alexander_Marsteller,_Beate_Bornschein,_Lutz_Bornschein,_Guido_Drexlin,_Fabian_Friedel,_Rainer_Gehring,_Steffen_Grohmann,_Rainer_Gumbsheimer,_Moritz_Hackenjos,_Alexander_Jansen,_Andreas_Kosmider,_Luisa_LaCascio,_Steffen_Lichter,_Klaus_M\"uller,_Florian_Priester,_Rolf_Rinderspacher,_Marco_R\"ollig,_Carsten_R\"ottele,_Felix_Sharipov,_Michael_Sturm,_Stefan_Welte,_Joachim_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10403 |
KArlsruheTRItiumニュートリノ実験（KATRIN）は、トリチウムからの$\beta$-electronsを使用して、前例のない感度$0.2\、\mathrm{eV}/\mathrm{c}^2$で有効な電子反ニュートリノ質量を測定することを目的としています減衰。電子は、超伝導磁石のシステムによって、窓のないガス状トリチウム源から、差動および極低温ポンプセクションを介して、高分解能分光計およびセグメント化されたシリコンピン検出器まで、真空ビームラインを介して磁気的に誘導されます。同時に、トリチウムガスが分光計に入らないようにする必要があります。したがって、ポンプセクションでは、トリチウムの流れを14桁以上削減する必要があります。このペーパーでは、KATRIN実験の最初の測定キャンペーン中に高純度トリチウムガスを使用して実行された差動排気セクションの低減係数の測定について説明します。削減係数の結果は、以前に実行されたシミュレーション、およびKATRIN実験の厳しい要件と比較されます。
重力崩壊により高次元の回転ブラックホールが形成される可能性はありますか？
| Title |
Could_higher_dimensional_rotating_black_holes_be_formed_by_gravitational_collapse? |
| Authors |
Naresh_Dadhich,_Sanjar_Shaymatov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10528 |
ブラックホールは、一般に、それ自体の重力の下でのダストクラウドの崩壊または重力中心への物質の付着によって形成されます。ブラックホールを回転させるには、雲にある程度の回転が必要です。これは、質量による引力に対抗する重力ポテンシャルを生み出す反発成分にも寄与します。4より大きい高次元では、非ゼロの角運動量粒子は常に無限遠での粒子のエネルギーよりも大きいポテンシャルバリアに遭遇します。したがって、回転するブラックホールが高次元でどのように形成されるのかという重要な問題が生じます
BigAppleの力と有限の核と天体物理学上のオブジェクトへの影響
| Title |
The_BigApple_force_and_it's_implications_to_finite_nuclei_and_astrophysical_objects |
| Authors |
H._C._Das,_Ankit_Kumar,_Bharat_Kumar,_S._K._Biswal,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10690 |
GW190814イベントの2次成分の質量ギャップにより、「超大質量中性子星か、軽いブラックホールか」がわかりました。最近、Fattoyev等。BigAppleパラメータセットに基づいて、セカンダリコンポーネントの質量は2.60M_{\odot}であると予測しています。4つの有名な相対論的平均場力、すなわちNL3、G3、IOPB-IおよびFSUGarnetとともにBigAppleパラメータセットを使用して、有限核、核物質、中性子星の特性を研究します。粒子あたりの結合エネルギー、表皮の厚さ、荷電半径、単一粒子エネルギー、および2中性子分離エネルギーなどの予測された核特性は、一連の核に対してBigAppleによって十分に満足されます。非圧縮性、対称性エネルギー、およびその勾配パラメーターなどの計算された核物質の量は、現在まで利用可能な経験的/実験的値と一致しています。BigAppleの標準的な潮汐変形性は、GW190814データに適しています。無次元の慣性モーメントは、PSRJ0737-3039Aの分析によって与えられた範囲内にあります。すべての成功にもかかわらず、BigAppleによって生成された状態方程式はフローデータを追跡せず、追加の結合項とともに力パラメータの再フィッティングを提案します。
修正された重力とブラックホールの質量ギャップ
修正された重力理論を制約するための強力な新しいツールとして、ブラックホールの質量ギャップを開拓しました。これらの理論は、集団IIIの星の構造と進化を変える第5の力を予測し、ペアの不安定性を悪化させます。これにより、より軽い天体物理学的ブラックホールが形成され、質量ギャップの上端と下端の両方が低くなります。これらの効果は、詳細な数値シミュレーションを使用して調査され、ベイジアンデータ分析の理論的入力として使用できる定量的予測が導き出されます。現在および今後のデータと環境スクリーニングが原因で発生する可能性のある合併症に照らして検出戦略について説明します。質量ギャップの拘束力を示すために、最初の10個のLIGO/Virgoバイナリブラックホールマージイベントの分析に結果を適用して、強い等価原理の新しいテストを提示し、$7\％$の境界を取得します。バリオン物質が経験する重力定数とブラックホールが経験する重力定数の相対差$\DeltaG/G$。正準質量ギャップに質量を持つ2つのブラックホールから発生した最近のGW190521イベントは、重力の強さが$\sim30\％$によって強化されるか、または$\simによって減少する非遮蔽銀河からイベントが発生した場合、修正重力によって説明できます太陽系におけるその強さに対して50\％$。
