理論的なエラーの可能性による大規模構造データ分析の最適化
| Title |
Optimizing_large-scale_structure_data_analysis_with_the_theoretical_error_likelihood |
| Authors |
Anton_Chudaykin,_Mikhail_M._Ivanov_and_Marko_Simonovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10724 |
大規模構造データ分析の重要な側面は、無視できないほどの理論的不確実性の存在であり、小規模ではますます重要になります。フィッティングモデルと共分散行列を適切に変更することにより、これらの不確実性を現実的なパワースペクトル尤度に組み込む方法を示します。理論上の誤差を含めることには、鋭い運動量カット$k_{\rmmax}$を使用する標準的な方法に比べていくつかの利点があります。第1に、採用されている理論モデルの信頼性が低くなるにつれて、理論誤差共分散は短いスケールからの情報を徐々に抑制します。これにより、標準的な方法の本質的な部分である$k_{\rmmax}$の面倒な測定を回避できます。第2に、理論的なエラーの可能性は、過剰適合のために人為的に縮小されていない信頼できるエラーバーを持つ不偏の制約を与えます。第3に、標準分析では無視される理論モデルの滑らかさに関する情報を含めることで、パラメーターの制約を改善します。実空間と赤方偏移空間での物質と銀河のクラスタリングに、大量のN体データを使用してこれらのポイントを示します。ちなみに、私たちは赤方偏移空間の歪みの有効な場の理論の説明を検証し、神の指に過剰に制約された現象論的モデルを使用すると、パラメーターの回復に大きなバイアスが生じることを示します。
弱いレンズ調査とレンズ異常に照らしたハッブル張力への初期の暗黒エネルギー解決
| Title |
The_early_dark_energy_resolution_to_the_Hubble_tension_in_light_of_weak_lensing_surveys_and_lensing_anomalies |
| Authors |
Riccardo_Murgia_and_Guillermo_F._Abell\'an_and_Vivian_Poulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10733 |
$z_c\simeq3500$付近の宇宙のエネルギー密度の$f_{\rmEDE}（z_c）\sim10\％$に寄与し、その後放射と同じかそれよりも速く希釈する初期暗黒エネルギー（EDE）は、ハッブル張力に対する解決策、$\Lambda$CDM内の初期宇宙と後期宇宙の観測から得られた$H_0$値間の$\sim5\sigma$の不一致。ただし、$\Lambda$CDMおよびEDE宇宙論で$\sim3\sigma$テンションにある大規模構造（LSS）データは、これらの結論を変更する可能性があることが指摘されています。私たちは、最近の弱いレンズ効果（WL）調査からのLSS観測をCMB、バリオン音響振動（BAO）、成長関数（FS）および超新星Iaと組み合わせることにより、多数の高および低赤方偏移測定に対するEDEの実行可能性を再評価します（SNIa）データ。唯一のパラメーターが$f_{\rmEDE}（z_c）$であるモデルを導入し、Planckデータのみからゼロ以外の$f_{\rmEDE}（z_c）$に対する$\sim2\sigma$設定を報告し、SH0ESのテンションは$2\sigma$未満に減少します。BAO、FS、SNIaを追加してもこの結果には影響しませんが、SH0ESから$H_0$に事前を含めると、非ゼロEDEの優先度が$\sim3.6\sigma$に増加します。$N$ボディシミュレーションのセットを介して標準の半分析アルゴリズムによって予測されたEDE非線形物質パワースペクトルをチェックした後、現在のWLデータがEDEを除外していないことを示します。また、$\Lambda$CDM宇宙論内で統計的に一貫性のないデータセットを組み合わせることによって得られる制約の解釈にも注意してください。CMBレンズ異常を考慮して、レンズ周辺CMBデータも$\sim2\sigma$でゼロ以外の$f_{\rmEDE}（z_c）$を優先し、$1.4\sigma$で$H_0$を予測することを示しますKV（DES）データとの$1.5\sigma$（$0.8\sigma$）契約におけるSH0ESおよび$S_8$との契約。または、宇宙論的一致を完全に復元できるEDE宇宙論の有望な拡張について説明します。
流体力学的シミュレーションを用いた本質的アラインメントモデルの制約の進歩
| Title |
Advances_in_Constraining_Intrinsic_Alignment_Models_with_Hydrodynamic_Simulations |
| Authors |
S._Samuroff,_R._Mandelbaum,_J._Blazek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10735 |
IllustrisTNG、MassiveBlack-II、Illlustrisの流体力学的シミュレーションからの銀河を使用して、大規模な銀河固有の配置の動作を調査します。私たちの分析は、現代のレンズ調査の概算範囲$z=0-1$の4つの赤方偏移スライスに及びます。3つのシミュレーションから比較可能な重み付けされたサンプルを作成し、線形および2次の線形寄与の両方を含む線形モデルを使用して分析します。私たちのデータベクトルには、galaxy-galaxy、galaxy-shapeおよびshape-shapeの投影相関が含まれており、分析的に推定された共分散行列が含まれています。すべてのシミュレーションで、いくつかの$\sigma$のレベルでゼロ以外のIAを報告します。固定された低い質量しきい値の場合、3つのシミュレーションすべてで比較的強い赤方偏移依存性が見られ、線形IA振幅は赤方偏移$z=0$と$z=1$の間で$\sim2$の係数で増加します。MassiveBlack-IIは中程度の負の$A_2\sim-2$を支持していますが、TNGにおける潮汐トルク振幅$A_2$の非ゼロ値の統計的不確実性を超える有意な証拠はありません。色、光度、銀河のタイプ（衛星または中心）の関数としてのTATTモデルのプロパティを調べると、実際のデータの最新の測定結果と一致しています。また、TNGを使用した概念実証演習に加えて、ピクセル化された潮汐フィールドから直接TATTモデルパラメータを制約するための新しい方法についても概説します。この手法は有望であることが示されていますが、他の方法で得られた以前の結果との比較は重要です。
初期の暗黒エネルギーは現在の大規模構造データによって除外されていません
| Title |
Early_dark_energy_is_not_excluded_by_current_large-scale_structure_data |
| Authors |
Tristan_L._Smith,_Vivian_Poulin,_Jos\'e_Luis_Bernal,_Kimberly_K._Boddy,_Marc_Kamionkowski,_Riccardo_Murgia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10740 |
大規模構造（LSS）の有効場理論（EFT）を使用して分析されたBOSS銀河パワースペクトルを使用した銀河クラスタリングに対する初期暗黒エネルギー（EDE）の影響、およびPlanckの宇宙マイクロ波背景（CMB）の異方性を再検討します。最近の研究では、これらのデータが宇宙で許可されているEDEの最大量に厳しい制約を課していることがわかりました。ここでは、それらの結論は、データとモデル間の不一致ではなく、EDEパラメータ空間での事前選択の結果であると主張します。たとえば、EFT-LSS、CMB、および高赤方偏移の超新星データを検討すると、EDEおよび$\Lambda$CDMモデルは、比較的大きな値で統計的に区別できない近似（$\Delta\chi^2=0.12$）を提供できることがわかりますEDEのエネルギー密度の最大部分（$f_{\rmede}=0.09$）およびEDEモデルのハッブル定数（$H_0=71$km/s/Mpc）。さらに、EFT-LSSトレースを含めることによって追加された制約力が、BOSSとPlanckから得られたパワースペクトル振幅$A_s$間の潜在的な張力に追加され、$\Lambda$CDMのコンテキスト内でも発生することを示します。これがよりよく理解されるまで、$\Lambda$CDMを超えるモデルに対するEFT-BOSS+Planck制約を解釈するときは注意が必要です。これらの調査結果は、EDEが依然としてハッブルの緊張に対する潜在的な解決策を提供しており、EDEの予測を将来のデータセットでテストし、その理論的可能性をさらに検討する価値があることを示唆しています。
Cosmic Dawn中のLyman-$ \ alpha $カップリングと加熱
宇宙の夜明けからの21cmの地球規模の信号は、さまざまな加熱および冷却プロセスの影響を受けます。に基づいて、Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）光子に起因する加熱の影響を、宇宙の夜明け中のグローバル21cm信号に対するLyman-$\alpha$共鳴周辺のスペクトルの分析式を使用して調査いわゆる「翼近似」。散乱補正の新しい式を導出し、Ly$\alpha$フォトンの注入による冷却の簡単な近似式を初めて提供します。Ly$\alpha$バックグラウンド強度を4桁変化させることによって短いパラメーターの研究を行い、最近検出されたより強いものを再現するには、十分ではありませんが、強力なLy$\alpha$バックグラウンドが必要であることを確立しますEDGESコラボレーションによる21cmの信号が期待されています。このLy$\alpha$加熱の大きさは、文献で以前に見積もられたものよりも1桁以上小さいことを示しています。その結果、強いLy$\alpha$バックグラウンドでさえ、21cmのグローバルな吸収シグナルのEDGES測定と一致します。
| Title |
A_Framework_for_Describing_Perturbations_to_the_Cosmic_Microwave_Background_from_a_Gravitational_Wave_Burst_with_Memory |
| Authors |
Dustin_R._Madison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10757 |
メモリを備えた重力波バースト（BWM）は、遠方の光源に測定可能な長寿命の周波数シフトと永続的な角度偏向を生成できます。これらの摂動は、特徴的な空間パターンで空全体で変化し、長期間にわたってゆっくりと進化します。この作業では、BWMが宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度変動の空間パターンにどのように影響するかを説明するために使用できる形式を開発します。平面重力波面に注意を限定します---この仮定は必要な計算を劇的に簡略化します。CMBの主要な温度変化パターンのおもちゃバージョンを使用して、BWMが特定の程度の球面調和モードから、非常に異なる$l$値を持つ他のさまざまな程度のモードにパワーを混合できることを示します。言い換えれば、任意の角度スケールでのCMBに対するBWM誘発の摂動は、すべての角度スケールでのCMBの摂動されていない特性に詳細に依存します。ここで開発されたツールは、CMBの基礎となる重要な物理のすべてを組み込んだ、BWMによって引き起こされる温度摂動の将来の分析を大幅に促進します。
暗黒エネルギー調査の1年目のデータにおける銀河クラスタリングの線形系統分類緩和
| Title |
Linear_Systematics_Mitigation_in_Galaxy_Clustering_in_the_Dark_Energy_Survey_Year_1_Data |
| Authors |
Erika_L._Wagoner,_Eduardo_Rozo,_Xiao_Fang,_Mart\'in_Crocce,_Jack_Elvin-Poole,_Noah_Waverdyck_(for_the_DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10854 |
観測条件と銀河クラスタ分析におけるその他の汚染源の影響を軽減するための線形モデルを実装します。私たちの扱いは、4つの重要な方法で、ダークエネルギー調査（DES）1年目（Y1）宇宙論分析の基準体系的扱いを改善します。具体的には、私たちの扱いは次のとおりです。1）観測可能な体系が有意であり、有意ではないという決定を必要とせず、単一のマップがそれ自体で有意なバイアスにつながらない場合でも、複数のマップが一貫して追加されて有意なバイアスが生じる可能性を可能にします。;2）緩和手順の統計的および体系的な不確実性の両方を特徴付け、報告された宇宙論的制約に前述の不確実性を伝播できるようにします。3）銀河密度フィールドの完全な空間構造を明示的に利用して、宇宙論由来と系統学由来の変動を銀河密度フィールド内で区別します。4）完全に自動化されているため、任意のデータセットに簡単に適用できます。DESY1redMaGiCカタログの更新された相関関数は、その分析からの宇宙論的事後の影響を最小限に抑えます。心強いことに、私たちの分析はDESY13$\times$2ptデータセットの適合度統計を改善します（追加のパラメーターなしで$\Delta\chi^2=-6.5$）。この改善は、相関関数の変化と、この方法に関連する追加の統計的および系統的不確実性の両方にほぼ等しいためです。宇宙論的データセットのサイズが大きくなるにつれて、緩和手法の違いが今後の作業でより重要になると予想しています。
二次宇宙摂動のゲージ不変性
この研究では、ゲージ不変な宇宙論的摂動を2次まで調べます。1次と2次の両方にゲージ不変変数の無限族があることを示します。異なるファミリ間の変換式は、ゲージ不変の有限数の基底によって記述されることが示されています。1次スカラー摂動によって引き起こされる2次宇宙摂動の場合、それらの運動方程式をそれぞれゲージ不変ニュートン変数、同期変数、ハイブリッド変数で表します。
アタカマ宇宙望遠鏡：4000以上のSunyaev-Zel'dovich銀河クラスターのカタログ
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_A_Catalog_of_>_4000_Sunyaev-Zel'dovich_Galaxy_Clusters |
| Authors |
M._Hilton,_C._Sif\'on,_S._Naess,_M._Madhavacheril,_M._Oguri,_E._Rozo,_E._Rykoff,_T._M._C._Abbott,_S._Adhikari,_M._Aguena,_S._Aiola,_S._Allam,_S._Amodeo,_A._Amon,_J._Annis,_B._Ansarinejad,_C._Aros-Bunster,_J._E._Austermann,_S._Avila,_D._Bacon,_N._Battaglia,_J._A._Beall,_D._T._Becker,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_T._Bhandarkar,_S._Bhargava,_J._R._Bond,_D._Brooks,_D._L._Burke,_E._Calabrese,_J._Carretero,_S._K._Choi,_A._Choi,_C._Conselice,_L._N._da_Costa,_M._Costanzi,_D._Crichton,_K._T._Crowley,_R._D\"unner,_E._V._Denison,_M._J._Devlin,_S._R._Dicker,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_S._M._Duff,_A._J._Duivenvoorden,_J._Dunkley,_S._Everett,_S._Ferraro,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_J._Frieman,_P._A._Gallardo,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_P._Giles,_J._E._Golec,_M._B._Gralla,_et_al._(87_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11043 |
アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）によって調査された13,168deg$^2$の空で検出された、4195の光学的に確認されたSunyaev-Zel'dovich（SZ）選択銀河クラスターのカタログを提示します。クラスター候補は、2008年から2018年までに取得されたすべてのACT観測から構築された98GHzおよび150GHzマップにマルチ周波数整合フィルターを適用することによって選択され、その後、深い広域光学調査を使用して確認されました。検出されたクラスターは、赤方偏移の範囲0.04<z<1.91で、中央値z=0.52です。カタログには221z>1クラスターが含まれており、合計872のシステムが新しい発見です。X線観測から較正されたSZ信号と質量スケーリングの関係を想定すると、サンプルには、クラスターサンプルの中央値の赤方偏移で評価されるM500c>3.8x10$^{14}$MSunの90％完全性質量制限があります。2.4'の角度スケールでフィルターされたマップでS/N比>5で検出されたクラスターの場合。クラスターサンプルは、以前のACTクラスターカタログよりも22倍以上大きく、これまでにSZが選択したクラスターの最大の同種サンプルです。調査の足跡は、ダークエネルギー調査（4552deg$^2$）、HyperSuprime-CamSubaruなどのSZ信号の質量スケーリング関係を調整するために使用されているディープオプティカルウィークレンズ調査と大きく重なります。戦略プログラム（468度$^2$）、およびキロ度調査（823度$^2$）。潜在的に投影されるシステムを含む、サンプル内のいくつかの注目すべきオブジェクトについて簡単に説明します。強力なレンズ機能を備えたクラスター。中心銀河または星形成が活発な星団;物理的に関連付けることができる2つ以上のクラスターのシステム。クラスターカタログは、将来の宇宙論的分析、および過去10年間の大規模なクラスター内の銀河集団および銀河集団の進化の研究に役立つリソースになります。
強くレンズ化された繰り返し高速無線バーストによる重力波の検索
偶然の発見以来、FastRadioBurst（FRB）は観測者と理論家の両方から多大な注目を集めてきました。広い視野を備えた新しいクラスの電波望遠鏡は、FRB観測の急速な蓄積を可能にし、FRBが宇宙論的距離に由来することを確認しました。FRBの高い発生率とそれらを観察するための新しい機器の開発により、FRBが多くの天体物理学および宇宙論的研究に利用される機会が生まれます。私たちは、バーストが繰り返され、介在する構造によって重力レンズ効果が強いFRBのまれなサブセットに焦点を当てています。バースト到着時間の非常に正確なタイミングは、レンズの強い繰り返しFRBで可能であり、このタイミングの精度が、超大質量ブラックホールバイナリシステムによって供給されるものを含む、長波長重力波の検索を可能にする方法を示します。強くレンズ化された繰り返しFRBのバースト到着のタイミングは、FRBホスト銀河の近くの重力波源に敏感であり、宇宙距離にある可能性があるため、他の手段で検出することは非常に困難です。レンズの強いFRBのタイミングをパルサータイミングアレイデータと組み合わせて、地球を通過する重力波に特徴的な相関した時間遅延を検索することもできます。
周囲の円板における大きな空洞と円板の偏心の進化
| Title |
The_evolution_of_large_cavities_and_disc_eccentricity_in_circumbinary_discs |
| Authors |
Enrico_Ragusa,_Richard_Alexander,_Josh_Calcino,_Kieran_Hirsh,_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10738 |
3D平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、高質量比、円形、共平面連星とその周囲の円盤の軌道特性の相互進化を研究します。バイナリーとディスクの離心率、キャビティ構造の進化、およびディスク内の周回する方位角の過密特徴の形成を調査します。円形の初期条件でも、質量比$q>0.05$のすべてのディスクは偏心を生じます。比較的長い時間スケール（$\sim400\textrm{-}700$バイナリー軌道）の後で、ディスクの偏心率が急激に増加し、バイナリーの偏心率のわずかな増加に関連していることがわかります。ディスクの偏心が大きくなると、キャビティの半長径は$a_{\rmcav}\約3.5\、a_{\rmbin}$の値になります。また、ディスクの偏心はキャビティサイズと線形に相関していることもわかります。粘度と軌道の交差は、ディスクの偏心の成長の停止の原因であると思われます-$e_{\rmcav}\sim0.05\textrm{-}0.35$の範囲のキャビティエッジでの偏心。私たちの分析は、バイナリがほぼ円形（$e_{\rmbin}\lesssim0.01$）の場合、現在の理論的なフレームワークではこれらの進化的特徴の起源を完全に説明できないことを示しています。別の説明について推測します。以前に観察されたように、我々は、ディスクが空洞の端でケプラー運動の方位角の過密特徴を発達させるのを発見します。低コントラストの過密度は、2000バイナリ軌道の後も流れと同じように移動します。このような密度の高さは、原理的には重大なダストのトラップを引き起こし、原始惑星系円盤の観測に重要な結果をもたらします。
整列不良の超短周期コンパニオンを持つ密に詰め込まれた内部惑星のシステムの起源
| Title |
The_Origin_of_Systems_of_Tightly_Packed_Inner_Planets_with_Misaligned,_Ultra-Short-Period_Companions |
| Authors |
Juliette_Becker,_Konstantin_Batygin,_Daniel_C._Fabrycky,_Fred_C._Adams,_Gongjie_Li,_Andrew_Vanderburg,_Joseph_E._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10745 |
超短周期惑星は、惑星の軌道が占めるパラメータ空間の内側の端への窓を提供します。特に興味深いクラスの多惑星システムの1つでは、超短周期惑星の隣には短周期の伴星があり、外側の惑星は認識できるほど異なる動的状態を占めています。観測データベースでは、この現象は、密集した同一平面の惑星と、その軌道が前者の相互平面に対してずれている超短周期惑星のシステムをホストする少数の星によって表されます。この研究では、コンパクトな惑星系の残りの部分とずれている超短周期惑星を生成できる2つの異なるメカニズムを探究します。微調整された軌道パラメーターを備えたコンパニオン。これら2つのプロセスは異なるタイムスケールで動作するため、同時に発生する可能性があります。この作業では、これらの2つのプロセスのダイナミクスを解明し、超短周期惑星をホストするシステムの動的履歴に関して発生する可能性のある制約のタイプを強調するための例示的な例としてK2-266システムを使用します。
原始惑星系円盤内のラグランジアンポイントの周りのダストトラップ
| Title |
Dust_trapping_around_Lagrangian_points_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
Matias_Montesinos,_Juan_Garrido-Deutelmoser,_Johan_Olofsson,_Cristian_A._Giuppone,_Jorge_Cuadra,_Amelia_Bayo,_Mario_Sucerquia,_Nicolas_Cuello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10768 |
トロイの木馬は、安定したラグランジュ点$L_4$および$L_5$で、惑星の軌道を共有するオブジェクトとして定義されます。太陽系では、これらの天体は$\mu$m--cmの粒子（トロイアの塵）からkmの岩（トロイの小惑星）までの幅広いサイズ分布を示します。地球のようなトロイの木馬が太陽系外のシステムで形成されるかもしれないことも理論化されました。トロイの木馬の形成メカニズムは、特に粘性ガス環境からの散逸力の影響下で、まだ議論の余地があります。1-10木星質量惑星が埋め込まれた原始惑星系円盤の進化を追跡するために、水力シミュレーションを実行します。ガス状ディスクの上に、ガスと相互作用する$\mu$m--cmのダスト粒子の分布を設定します。これにより、固体が惑星のラグランジアンポイントの周りに閉じ込められるときに、ダストのダイナミクスを追跡できます。ラグランジュポイントで生成された大きな渦がダストの蓄積の原因であることを示します。この場合、先頭のラグランジュポイント$L_4$は、主にmm--cm粒子をトラップする後続の$L_5$よりも多くのサブmm粒子をトラップします。ただし、$\simM_{\rmmoon}$の一般的な値を持つ総バルク質量は、数ギガ年の現在の太陽系で観測されているものとは対照的に、$L_4$よりも$L_5$でより重要です。後で。さらに、惑星の移動は、報告された$L_4$と$L_5$の間の非対称性に影響を与えていないようです。トロイの木馬ダストの主な初期質量リザーバーは惑星の同じ軌道軌道にありますが、外部領域から移動するダストは（ドラッグにより）最終質量にはほとんど寄与せず、その場での形成シナリオに強い質量制約を課しますトロイの木馬の惑星。
高温木星系外惑星XO-6bのTESS観測：通過タイミング変動の証拠はない
| Title |
TESS_Observations_of_the_Hot_Jupiter_Exoplanet_XO-6b:_No_Evidence_of_Transit_Timing_Variations |
| Authors |
Andrew_R._Ridden-Harper,_Jake_D._Turner,_Ray_Jayawardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10781 |
以前の地上観測から、熱い木星系外惑星XO-6bは、14分の半振幅と約450日の周期で、明らかに周期的な通過タイミング変動（TTV）を示すことが報告されました。これらの変動は、XO-6bと同じ星を周回するこれまでに知られていない低質量の惑星との間の共鳴摂動が原因であると解釈されました。この謎めいた惑星系をよりよく理解するために、7か月に渡る3つのセクターのデータを分析しました。この衛星は、太陽系外惑星の特性評価とTTVの検索に適した高品質の光度曲線を生成します。ここでは、更新された軌道期間3.7649893$\pm$0.0000037日と通過エポック2456652.7157$\pm$0.0022BJD$_{TDB}$を示します。私たちが報告する惑星パラメータは、それらの発見値と一致していますが、精度が大幅に向上しています。特に、TTVの証拠は見つかりません。3$\sigma$レベルでTTV$\gtrsim$2.5分を除外できます。したがって、TESSデータには十分な精度と時間ベースラインがあり、以前に報告された約10分のTTVを簡単に明らかにできます。私たちの調査結果は、堅牢なフォローアップのためのTESSの機能を強調し、小さな惑星の場合とは異なり、熱い木星ではTTVがめったに見られないことを確認します。
検出された三惑星系に基づく動的シミュレーションによる白色矮星大気汚染の起源の理解
| Title |
Understanding_the_origin_of_white_dwarf_atmospheric_pollution_by_dynamical_simulations_based_on_detected_three-planet_systems |
| Authors |
R._F._Maldonado,_E._Villaver,_A._J._Mustill,_M._Ch\'avez,_E._Bertone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10844 |
25〜50％の白色矮星（WD）は、ガス/ダストディスクとして、または一部のWDで測光トランジットの形で検出された、主に岩石物質による金属による大気汚染を示しています。惑星は、天体観測軌道に到達する可能性のある小天体の散乱に関与している可能性があり、WDの潮汐力がそれらを破壊し、破片がWD表面に落下する可能性を高めます。惑星-惑星散乱プロセスは、惑星系のポストメインシーケンス進化の間の恒星の質量損失によって引き起こされる可能性があります。この作業では、WD汚染につながる可能性のある動的不安定性の調査を続けます。前の研究では、主系列（MS）の星の周りにある2惑星系を探索し、ここでは3惑星系のアーキテクチャに研究を拡張しました。$N$-bodyインテグレーターパッケージMercuryを使用して動的な特性が維持されるように軌道アーキテクチャーをスケーリングすることにより、MS星をWDフェーズに周回する135個の検出された3惑星システムを進化させました。低質量の惑星（1-100$\mathrm{M}_\oplus$）が不安定になる傾向があるWDフェーズでは、100のシミュレーション（8.6％）が動的にアクティブである（惑星の損失、軌道の交差と散乱がある）ことがわかります高質量の惑星（$>100〜\mathrm{M}_\oplus$）がWDが古くなるにつれて動的イベントをより急速に減少させる一方で、Gyrタイムスケールで。さらに、19のシミュレーション（1.6％）では、WDのロシュ半径を横切る惑星が見つかり、そのうちの9つのシミュレーションでは、惑星と星の衝突がありました。私たちの3惑星シミュレーションは、2惑星システムを含む以前の研究よりもWD汚染に寄与する可能性のあるシミュレーションの割合がわずかに増加しており、惑星-惑星散乱は、惑星が衝突する可能性があるWDの近くに惑星を送る原因であることが示されています直接WDに移動すると、潮汐的に混乱したり、軌道を循環させたりするため、WDの大気に汚染が生じます。
テーベとアマルテアの表面からのダスト粒子の静電ロフティング
| Title |
Electrostatic_lofting_of_dust_grains_from_the_surfaces_of_Thebe_and_Amalthea |
| Authors |
Nikolay_Borisov,_Harald_Kr\"uger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11114 |
内側の放射線帯からの高エネルギー電子は、この放射線帯内に軌道が位置する木星の衛星テーベとアマルテアの表面にかなりの電荷を与えます。テーベとアマルテアの極域付近の電場を理論的に推定し、これらの電場は、月の表面からミクロンおよびサブミクロンサイズのダスト粒子をロフトするのに十分であると主張します。したがって、電界内の帯電したダスト粒子のロフトは、衛星表面への微小流星体の衝突によるダスト放出に加えて、ゴッサマーリングにダストを供給する追加のソースと考えることができます。提案されたメカニズムは、ゴッサマーリング内のダスト粒子分布のいくつかの特性を定性的に説明できます。
3 GHz VLA-COSMOSのFRタイプの電波源：物理的特性と大規模環境との関係
| Title |
FR-type_radio_sources_at_3_GHz_VLA-COSMOS:_Relation_to_physical_properties_and_large-scale_environment |
| Authors |
E._Vardoulaki,_E._F._Jim\'enez_Andrade,_I._Delvecchio,_V._Smol\v{c}i\'c,_E._Schinnerer,_M._T._Sargent,_G._Gozaliasl,_A._Finoguenov,_M._Bondi,_G._Zamorani,_T._Badescu,_S._K._Leslie,_L._Ceraj,_K._Tisani\'c,_A._Karim,_B._Magnelli,_F._Bertoldi,_E._Romano-Diaz,_K._Harrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10721 |
（$ABRIDGED$）現在までのところ最も弱いFR母集団で無線AGNの物理的特性と大規模環境を調査し、それらを無線構造にリンクしています。3GHzでVLA-COSMOSの大規模プロジェクトを使用し、分解能は0.75、感度は2.3$\mu$Jy/ビームで、FRの二分法を$\mu$Jyレベルまで探索します。オブジェクトを分類しますFRI、FRII、または無線構造に沿った表面輝度分布に基づくハイブリッドFRI/FRIIとして。私たちの制御サンプルは、ジェットレス/コンパクトラジオAGN（COMAGN）であり、3GHzVLA-COSMOSで、は星形成のみからのものです。このサンプルではFRを除外しています。FRオブジェクトの最大角度投影サイズは、機械学習アルゴリズムによって測定されます。また、FR分類へのパラメトリックアプローチに従って手作業で測定されます。エディントン比は、X線、プローブとして電波輝度を使用してジェットパワーを含めます。ホストのプロパティ（星形成率、恒星の質量、形態）を調査し、COSMOSのX線銀河グループ内での発生率を調べます。密度フィールドとcCOSMOSのosmic-webプローブ。サンプルは、59個のFRII、32個のFRI/FRII、39個のFRI、および1818COMAGNで構成されており、0.03$\lez\le$6です。FRオブジェクトは、平均的に同様の電波輝度（$L_{\rm3〜GHz}\rm\sim10^{23}〜W〜Hz^{-1}〜sr^{-1}$）、$\rm10^{21-26}〜W〜Hz^{-1}の範囲にわたる〜sr^{-1}$であり、中央値の赤方偏移$z〜\sim〜1$にあります。FRは大規模なクエンチされたホスト（$M_{*}〜>10^{10.5}M_{\odot}$）の大多数に存在し、星形成の古いエピソードはより低いX線銀河群の温度にリンクしており、モードAGN消光。無線構造に関係なく、FRとCOMAGNはすべてのタイプと密度環境（グループまたはクラスター、フィラメント、フィールド）で見つかります。
3つのタンゴ：射手座、LMC、天の川
GaiaDR2からの天文学データ、RRLyraeの星から推定された距離、およびさまざまな分光学的調査からの見通し線速度を使用して、5dおよび6dの位相空間情報を持つ候補射手座ストリームメンバーのカタログを組み立てます。重力のポテンシャルの時間依存摂動のシグネチャとして解釈する、ストリームトラックとストリームのリーディングアームにおける反射補正された適切なモーションの方向との間に明らかな不整合があることがわかります。この摂動の考えられる原因は、最も巨大な天の川衛星-大マゼラン星雲（LMC）の最近の通過です。特別に調整されたN体シミュレーションと天の川ハロー密度プロファイルの柔軟なパラメーター化を使用して、LMCの存在下で射手座ストリームをシミュレートする新しい方法を開発します。LMCなしのモデルはほとんどのストリーム機能にうまく適合できるものの、ミスアライメントを再現できず、主要なアームアポセンターまでの距離を過大評価していないことがわかります。一方、LMC質量が（1-1.7）x10^11Msunの範囲のモデルでは、これらの欠点が修正されます。静的な天の川ではストリームを適切にモデル化できないことを示しています。代わりに、私たちのギャラクシーは、落下する大規模なクラウドに向かって潜り、Sgrストリームにその独特の形状と運動学を与える必要があります。天の川電位のパラメーター空間を探索することにより、100kpc内の囲まれた質量が（5.2-6.0）x10^11Msunであると判断し、銀河のハローの放射状に変化する形状と向きの仮の証拠を見つけます。
ALMA分光測量大規模プログラム：z = 1.5-10のUV選択銀河の赤外線の過剰と暗示される高赤方偏移星形成の歴史
| Title |
The_ALMA_Spectroscopic_Survey_Large_Program:_The_Infrared_Excess_of_z=1.5-10_UV-selected_Galaxies_and_the_Implied_High-Redshift_Star_Formation_History |
| Authors |
Rychard_Bouwens,_Jorge_Gonzalez-Lopez,_Manuel_Aravena,_Roberto_Decarli,_Mladen_Novak,_Mauro_Stefanon,_Fabian_Walter,_Leindert_Boogaard,_Chris_Carilli,_Ugne_Dudzeviciute,_Ian_Smail,_Emanuele_Daddi,_Elisabete_da_Cunha,_Rob_Ivison,_Themiya_Nanayakkara,_Paulo_Cortes,_Pierre_Cox,_Hanae_Inami,_Pascal_Oesch,_Gergo_Popping,_Dominik_Riechers,_Paul_van_der_Werf,_Axel_Weiss,_Yoshi_Fudamoto,_Jeff_Wagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10727 |
ハッブルウルトラディープフィールド（HUDF）のASPECSALMA大規模プログラムからの高感度（9.3microJy/ビームRMS）1.2mm連続体観測を利用して、赤方偏移範囲zに広がる1362ライマンブレイク銀河からのダストに覆われた星形成を調査=1.5-10（範囲全体で4シグマで〜7-28Msolar/年まで）。z=1.5-10のサンプルでALMAで検出された銀河の割合は恒星の質量とともに急激に増加し、検出割合は10^9Msolarでの0％から>（85）（-18）（+9）％まで上昇しています。10^{10}Msolar。さらに、すべての1253低質量（<10^{9.25}Msolar）銀河をASPECSフットプリント上に積み重ねると、平均連続体フラックスが-0.1+/-0.4microJy/ビームであることがわかります。典型的な低質量銀河では0.6Msolar/yr（4シグマ）。UVで選択された銀河の赤外線過剰IRX（L（IR）/L（UV））とUV-連続体スロープの間の相関も、ASPECSデータで見られ、Calzettiのような関係との整合性を示しています。CANDELS上のz〜2銀河の恒星質量とベータ測定値を使用して、ベータ質量と恒星質量の新しい経験的関係を導き出し、この相関関係を使用して、IRXベータとIRX恒星の質量関係が互いに一致していることを示します。次に、これらの制約を使用して、赤外線の超過をベータおよび恒星の質量の2変量関数として表現します。最後に、z>3での星形成率密度測定の更新された推定値を提示し、測定された赤外線過剰の現在の改善とz>2での超発光遠赤外線銀河の最近のプローブを活用します。
銀河系の強い流出中のガラクトポーズの形成とガスの降水
| Title |
Galactopause_Formation_and_Gas_Precipitation_During_Strong_Galactic_Outflows |
| Authors |
Michael_Shull_and_Jacob_A._Moss_(Univ._of_Colorado) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10729 |
銀河の周辺でのガスの放射状分布のX線制約付きベータモデルを使用して、銀河風の終了と熱不安定性によるハロー雲の形成と進化を分析します。質量損失率が低い場合、銀河の風はハロー内に閉じ込められますが、（dM/dt）_w>>1M_sun/yrの断続的な強い流出の間に銀河間媒体にバーストします。ハロー雲の凝縮モデルで放射状に冷却する分析モデルを開発しますt_c=（390Myr）（T_6/n_{-4}）（Z/Z_sun）^-1水素数密度n_H=（10^{-4}cm^{-3}）n_{-4}、ガス温度T=（10^6K）T_6、および金属性（Z/Z_sun）。Haloガスは、ガラクトセントリック距離r=30-65kpcまでのkpcスケールの雲を形成できます。この場合、1Gyr未満のタイムスケールでは、Z>0.3Z_sunで10^6Kから10^4Kまでの効率的な放射冷却が発生します。カラム密度N_H>4x10^{16}cm^{-2}に凝縮した後、これらの雲は静水圧サポートを失い、200Myrの動的時間スケールで内側に落ちます。私たちのベースライン分析の後には、数値計算が続き、ハロー雲の形成と銀河円盤へのガス輸送の支配原理を理解します。
HUDFでのALMA分光法調査：ライン光度関数と分子ガスの宇宙密度に対するマルチバンド制約
| Title |
The_ALMA_Spectroscopic_Survey_in_the_HUDF:_Multi-band_constraints_on_line_luminosity_functions_and_the_cosmic_density_of_molecular_gas |
| Authors |
Roberto_Decarli,_Manuel_Aravena,_Leindert_Boogaard,_Chris_Carilli,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Fabian_Walter,_Paulo_C._Cortes,_Pierre_Cox,_Elisabete_da_Cunha,_Emanuele_Daddi,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Jacqueline_A._Hodge,_Hanae_Inami,_Marcel_Neeleman,_Mladen_Novak,_Pascal_Oesch,_Gerg\"o_Popping,_Dominik_Riechers,_Ian_Smail,_Bade_Uzgil,_Paul_van_der_Werf,_Jeff_Wagg,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10744 |
ハッブル超深視野（ASPECS）でALMA分光測量を使用して、COと原子の微細構造ライン光度関数分析を提示します。ASPECSは、ALMA3mmおよび1.2mmバンド全体をカバーする2つの空間的に重なり合うモザイクで構成されています。1.2mmデータキューブのライン候補検索の結果を、3mmキューブから以前に取得した結果と組み合わせます。私たちの分析では、3mmで観測された線束の$\sim$80％が$z$=1-3（`cosmicnoon'）のCO（2-1）またはCO（3-2）エミッターから発生していることが示されています。1.2mmでは、線束の半分以上が中間JCO遷移から生じます（$J_{\rmup}$=3-6）。中性炭素線から$\sim12$％;そして、単一イオン化炭素からの$<1$％、[CII]。これは、再イオン化の時代の将来の[CII]強度マッピング調査が非常に重要なCOフォアグラウンドを説明する必要があることを意味します。1.2mmでプローブされたCO明度関数は、$J_{\rmup}$と赤方偏移が増加すると、特定の線明度（$L'$の単位）での数密度の減少を示します。固定赤方偏移での異なるCO遷移のCO光度関数を比較すると、銀河で平均$z\sim4$までのサブサーマル条件が明らかになります。さらに、異なる赤方偏移での同じ遷移のCO光度関数を比較すると、その進化が励起によって駆動されていないことがわかります。銀河の分子ガスの宇宙密度$\rho_{\rmH2}$は、高赤方偏移から$z\sim1.5$まで増加し、その後に係数$\sim6$が低下する赤方偏移の進化を示しています今日。これは、宇宙の星形成速度密度の進化と定性的に一致しており、分子ガスの減少時間は、星形成銀河の母集団を平均化した後、赤方偏移でほぼ一定であることを示唆しています。
高速無線バーストのホスト銀河特性とオフセット分布：祖先への影響
| Title |
Host_Galaxy_Properties_and_Offset_Distributions_of_Fast_Radio_Bursts:_Implications_for_their_Progenitors |
| Authors |
Kasper_E._Heintz,_J._Xavier_Prochaska,_Sunil_Simha,_Emma_Platts,_Wen-fai_Fong,_Nicolas_Tejos,_Stuart_D._Ryder,_Kshitij_Aggerwal,_Shivani_Bhandari,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller,_Charles_D._Kilpatrick,_Casey_J._Law,_Jean-Pierre_Macquart,_Alexandra_Mannings,_Lachlan_J._Marnoch,_Elaine_M._Sadler,_Ryan_M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10747 |
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）で発見され、$\lesssim1''$にローカライズされた高速無線バースト（FRB）の5つの新しいホスト銀河の観測と詳細な特性を示します。これらの銀河を文献のFRBホストと組み合わせて、偶然の一致確率に基づいて基準を導入し、10個の非常に信頼性の高い関連付け（$z=0.03-0.52$）のサブサンプルを定義します。FRB。全体として、FRBホスト銀河は、広範囲の色（$M_u-M_r=0.9-2.0$）、恒星の質量（$M_\star=10^{8}-6\times10^{10}\、M_{\odot}$）、および星形成率（${\rmSFR}=0.05-10\、M_{\odot}\、{\rmyr}^{-1}$）全パラメーター空間$z<0.5$の銀河で占められています。ただし、色の大きさ、SFR-$M_\star$、および同様の赤方偏移で調査された野外銀河のBPT図は追跡しません。「グリーンバレー」銀河が過剰で、輝線比が過剰であるため、星形成だけで生成されたものよりも放射フィールドが硬くなっています。観測された恒星の質量分布から、FRBが銀河の恒星の質量を厳密に追跡しているという仮説は除外します（$>99\％$c.l.）。FRBからホスト銀河の推定中心までの3.3kpcの中央オフセットを測定し、ホストバーストオフセット分布およびその他のプロパティを、長時間および短期間のガンマ線バースト（LGRBおよびSGRB）の分布と比較します。コア崩壊超新星（CC-SNe）、およびタイプIaSNe。この分析では、LGRBをホストする銀河（かすかな星形銀河）をFRBの一般的なホストとして除外します（$>95\％$c.l.）。他の一時的なチャネル（SGRB、CCおよびTypeIaSNe）には、FRB分布と整合性のあるホスト銀河特性とオフセットがあります。すべてのデータと派生量は、専用のWebサイトとリポジトリで公開されています。
幅広い光学/ UV輝線を備えた、ダストで隠された銀河のX線特性
| Title |
X-ray_properties_of_dust-obscured_galaxies_with_broad_optical/UV_emission_lines |
| Authors |
Fan_Zou,_William_N._Brandt,_Fabio_Vito,_Chien-Ting_Chen,_Gordon_P._Garmire,_Daniel_Stern,_and_Ashraf_Ayubinia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10763 |
極度の赤外光度を持つダストに隠された銀河（DOG）は、銀河と超大質量ブラックホールの共進化の主要な段階を表す可能性があります。幅広いMgIIまたはH$\beta$輝線を備えた$0.3\lesssimz\lesssim1.0$で12のDOGを選択し、スナップショット観測（ソースあたり$\sim3〜\mathrm{ks}$）を使用してX線の特性を調査しますチャンドラと。ブロードライン領域のビリアル運動によりブロードラインが拡大すると仮定すると、ソースには一般的に高いエディントン比（$\lambda_\mathrm{Edd}$）があることがわかります。私たちの線源は一般的に中程度の固有のX線光度（$L_\mathrm{X}\lesssim10^{45}〜\mathrm{erg〜s^{-1}}$）を持っています。これは他のDOGのものと同様ですが、より不明瞭です。彼らはまた、適度な流出と激しいスターバーストを示します。これらの調査結果に基づいて、high-$\lambda_\mathrm{Edd}$DOGsは他のDOGsと比較してホスト銀河とブラックホール成長の両方のピークに近いと結論付け、AGNフィードバックはそれらの貯水池を一掃していませんガスの。ただし、少なくとも一部のソースでは、流出によって幅広いラインが拡大する可能性を完全に排除することはできません。$L_\mathrm{X}$、AGNレストフレーム$6〜\mathrm{\mum}$単色光度、AGNボロメトリック光度の間の関係を調査し、関係が期待されるものと一致していることを確認します。
HUDFのALMA分光法調査：$ \ log {（M _ * / M_ \ odot）}での分子含有量の制約\ sim 9.5
$とMUSEのCOスタッキングにより$ z \ sim1.5 $銀河が検出されました
| Title |
The_ALMA_Spectroscopic_Survey_in_the_HUDF:_Constraining_the_Molecular_Content_at_$\log{(M_*/M_\odot)}_\sim_9.5$_with_CO_stacking_of_MUSE_detected_$z\sim1.5$_Galaxies |
| Authors |
Hanae_Inami,_Roberto_Decarli,_Fabian_Walter,_Axel_Weiss,_Chris_Carilli,_Manuel_Aravena,_Leindert_Boogaard,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Gerg\"o_Popping,_Elisabete_da_Cunha,_Roland_Bacon,_Franz_Bauer,_Thierry_Contini,_Paulo_C._Cortes,_Pierre_Cox,_Emanuele_Daddi,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Melanie_Kaasinen,_Dominik_A._Riechers,_Jeff_Wagg,_Paul_van_der_Werf,_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10843 |
{\itHubble}のMultiUnitSpectroscopicExplorer（MUSE）による光積分フィールド分光法調査からの分光赤方偏移を使用して、ALMA分光法調査（ASPECS）でCOライン放出のスタッキング分析から得られた分子ガス質量の推定値を報告します。超深視野（HUDF）。主系列関係（上、下、上）に対する星の質量と位置によって分類された銀河のサンプルのサブセットに対してスタッキングが実行されました。\cotwooneからCO（6-5）までのすべてのCOエミッションラインの中で、ASPECSBand〜3とMUSEデータを介して赤方偏移にアクセスできるため、\cotwooneは分子ガス含有量に最も強い制約を提供します。$\log{（M_*/M_\odot）}=10.0$の恒星の質量までの銀河の\cotwoone放出を検出します。この恒星の質量の下で、MUSE検出に基づいて積み重ねることにより、$z\sim1.5$主系列銀河の分子ガス含有量に新しい制約を提示します。主系列銀河の分子ガス質量は恒星の質量が$\log{（M_*/M_\odot）}\約9.0$まで連続的に減少していることがわかります。金属ベースのCO--to-$\rmH_2$変換係数を仮定すると、分子ガスと星の質量比は$\log{（M_*/M_\odot）}\sim9.0$から$\sim10.0$は、$\log{（M_*/M_\odot）}>10.0$ほど速く減少しないようです。これは、より低い赤方偏移でのシミュレーションと調査と一致しています。推定分子ガス密度$\rho{\rm（H_2）}=（0.49\pm0.09）\times10^8\、{\rmM_\odot\、Mpc^{-3}}$ofMUSE-selectedgalaxies$z\sim1.5$は、COの選択が異なるHUDFで導出されたものと同等です。MUSEデータを使用して、深いALMA観測のCO排出のほとんどをスタッキングによって回復し、異なる波長帯で得られた体積調査間の相乗効果を実証します。
光子漏れまたは非常に硬い電離放射線？柔らかさの図を使用してheIIエミッターの性質を明らかにする
| Title |
Photon_leaking_or_very_hard_ionizing_radiation?_Unveiling_the_nature_of_heII-emitters_using_the_softness_diagram |
| Authors |
E._P\'erez-Montero,_C._Kehrig,_J.M._V\'ilchez,_R._Garc\'ia-Benito,_S._Duarte_Puertas_and_J._Iglesias-P\'aramo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11076 |
星雲状のHeII放出を伴う星形成銀河には、非常にエネルギッシュな電離放射線源が含まれています。これは、初期の時代の宇宙の再電離の主要な原因の類縁体と考えることができます。したがって、これらのソースの等価実効温度（T*）に対して信頼できる絶対スケールを提供することは非常に重要です。イオン化の2つの連続する段階での2つの要素の輝線（例：[SII]/[SIII]）を含む、いわゆる柔らかさダイアグラムを使用して、光学星雲HeII放射を示す局所（z<0.2）星形成銀河のサンプルを研究します。対[OII]/[OIII]）。これらのオブジェクトで予想されるT*のより高い範囲を調査するために、これらの図で初めてHeI/heII比を使用します。さまざまな黒体温度、モデルクラスターの大気、および密度制限された範囲をカバーする光イオン化モデルのグリッドを構築しますサンプルで観察された条件を説明するジオメトリ。輝線比HeI/HeIIを含む柔らかさ図を黒体光イオン化モデルと組み合わせて使用すると、これらのオブジェクトのT*の絶対スケールが得られることを確認しました。ベイジアンのようなコードを適用すると、銀河のサンプルのT*が50〜80kKの範囲にあり、平均値が60kKを超えます。これらの高温値の平均は、ほぼ金属を含まない星を持つクラスターモデル母集団を使用してのみ再現できますが、そのような電離源は、1シグマを超える最高のT*値、または柔らかさの図で観察される分散を説明できません。私たちの光イオン化モデルによると、ほとんどのサンプル銀河は、イオン化光子の漏れによってある程度影響を受ける可能性があり、イオン化クラスターに想定される金属性に応じて、平均光子吸収率が26％以上になります。
宇宙の時間と空間にわたって平均化された銀河に関連するバリオンの進化
| Title |
The_Evolution_of_the_Baryons_Associated_with_Galaxies_Averaged_over_Cosmic_Time_and_Space |
| Authors |
Fabian_Walter,_Chris_Carilli,_Marcel_Neeleman,_Roberto_Decarli,_Gergo_Popping,_Rachel_S._Somerville,_Manuel_Aravena,_Frank_Bertoldi,_Leindert_Boogaard,_Pierre_Cox,_Elisabete_da_Cunha,_Benjamin_Magnelli,_Danail_Obreschkow,_Dominik_Riechers,_Hans-Walter_Rix,_Ian_Smail,_Axel_Weiss,_Roberto_J._Assef,_Franz_Bauer,_Rychard_Bouwens,_Thierry_Contini,_Paulo_C._Cortes,_Emanuele_Daddi,_Tanio_Diaz-Santo,_Jorge_Gonzalez-Lopez,_Joseph_Hennawi,_Jacqueline_A._Hodge,_Rob_Ivison,_Pascal_Oesch,_Mark_Sargent,_Paul_van_der_Werf,_Jeff_Wagg,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11126 |
分子ガス（H_2）の宇宙密度の進化に関する最近の決定を、深部体積調査を使用して、恒星の質量、星形成率および原子ガス（HI）の宇宙密度の以前の推定値と組み合わせて、銀河に関連するバリオンは、宇宙の時間と空間にわたって平均化されました。宇宙のHIとH_2の密度は、z〜1.5でほぼ等しくなります。その後、H_2密度は係数6^{+3}_{-2}だけ今日の値まで減少しますが、HI密度はほぼ一定のままです。恒星の質量密度は時間とともに連続的に増加し、赤方偏移z〜1.5での総ガス密度（HIおよびH_2）の密度を超えます。恒星の質量の成長は、宇宙のH_2密度の減少によって説明することができず、銀河への追加のガスのかなりの付加を必要とします。新しいH_2制約を使用して、2段階のガス降着プロセスを仮定し、観測制約を設定します。（i）銀河間/銀河周囲の媒体からの電離ガスの正味の流入、および拡張されたHI貯留層への燃料補給銀河中心でのHIとその後のH_2への変換。流入率と流入率の両方の密度は、z〜2以降、ほぼ1桁減少しています。現在の傾向が続くと仮定すると、宇宙分子ガス密度は次の5Gyrでさらに約2倍減少し、恒星の質量は約10％増加し、宇宙の星形成活動はゼロに向かって着実に減少します。ガスの落下と降着は停止しました。
若い電波銀河におけるAGN主導の流出とAGNフィードバック効率
| Title |
AGN-driven_outflows_and_the_AGN_feedback_efficiency_in_young_radio_galaxies |
| Authors |
F.Santoro,_C.Tadhunter,_D.Baron,_R.Morganti,_J.Holt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11175 |
ラジオジェットの膨張によって操作されるアクティブな銀河核（AGN）フィードバックは、銀河のスケールで気体の流出を促進する上で重要な役割を果たすことができます。ジェットが周囲の星間物質（ISM）を介して拡大の最初の段階にある若い電波AGNをホストする銀河は、このメカニズムのエネルギー的重要性を調査する理想的なターゲットです。この論文では、X射撃分光法とハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像データを組み合わせて、2Jyサンプルからの9つの若い電波源のサンプルにおける暖かいイオン化ガス流出を特徴付けます。「ジェットモード」のAGNフィードバックが若い電波銀河で検出された流出の主要なドライバーであるという考えと一致して、暖かい流出が放射源と同様の放射状の広がり（〜0.06-2kpc）を持っていることがわかります。Xシューターデータの幅広いスペクトルカバレッジを活用して、[SII]と[OII]のオーロラ輝線の比率を使用して電子密度を推定し、ほとんどの流出にガス密度（$\log（n_e〜cm^{-3}）〜3-4.8$）、これはジェットによる衝撃による圧縮の結果である可能性があると推測しています。輝線の光度、半径、および密度の推定値を組み合わせると、暖かい流出の運動力は、物質の降着から中央の超大質量ブラックホール（SMBH）へのエネルギーの比較的小さな割合であることがわかります。ほとんどの場合、AGNフィードバック効率は1％未満です。全体的に、私たちのサンプルで検出された暖かい流出は、近くの超発光赤外線銀河（ULIRG）で見られるものと非常に似ていますが、エネルギーが高く、同様のボロメータの光度の近くのAGNの一般的な母集団よりも平均して高いフィードバック効率を持っています。これは、電波源の進化の初期段階におけるジェットと核に近いISMの間の高度な結合を反映している可能性があります。
空の大きな凧：エイベル2626の電波源の遠方観測
| Title |
The_great_Kite_in_the_sky:_a_LOFAR_observation_of_the_radio_source_in_Abell_2626 |
| Authors |
A._Ignesti,_T._Shimwell,_G._Brunetti,_M._Gitti,_H.Intema,_R._J._van_Weeren,_M._J._Hardcastle,_A._O._Clarke,_A._Botteon,_G._Di_Gennaro,_M._Br\"uggen,_I._Browne,_S._Mandal,_H._J._A._R\"ottgering,_V._Cuciti,_F._de_Gasperin,_R._Cassano,_A._M._M._Scaife |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11210 |
銀河団アベル2626の中心にある電波源は、カイトとも呼ばれ、4つの対称的な弧で構成されるその独特の形態が際立っています。以前の研究では、さまざまな周波数でのこの線源の特性と周囲の熱プラズマとの相互作用を調査してきましたが、その起源の謎はまだ解決されていません。カイトの起源を調査するために、144MHzでLOFAR2メートルの空の調査からの新しいLOw周波数ARray（LOFAR）観測を使用します。}アーカイブ無線およびX線と組み合わせた新しい無線データの詳細な分析を提示します。観察。解像度7$''$の光源の新しい解決済みスペクトルインデックスマップを作成し、ラジオとX線の放射の空間相関を調べて、熱プラズマと非熱プラズマの相互作用を調査しました。新しいLOFARデータは、アークに接続された2つの急峻なスペクトル（$\alpha<-1.5$）の放出のプルームを発見することにより、カイトの見方を変えました。スペクトル分析は初めて、弧に沿ったスペクトルの空間トレンドを示し、シンクロトロンスペクトルの湾曲とX線表面輝度との空間相関を示しています。私たちの結果に基づいて、カイトはもともとX型の電波銀河であり、中心の活動銀河核の活動が終了した後、熱プラズマの運動により圧縮された化石電波プラズマが含まれています。化石プラズマの圧縮と移流の間の相互作用は、中央銀河の核活動の再開とともに、カイトの弧を生成する化石プラズマの電波放射を増強した可能性があります。また、同じフィールドでクラゲ銀河の最初の低周波観測を提示します。この観測では、より高い周波数では対応するものがない、拡張された低周波放射が検出されます。
閉込め相転移を伴う高速回転コンパクトスター
| Title |
Rapidly_Spinning_Compact_Stars_with_Deconfinement_Phase_Transition |
| Authors |
Tuna_Demircik,_Christian_Ecker,_Matti_J\"arvinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10731 |
ゲージ/重力双対性を採用することにより、強結合核物質と閉じ込められたクォーク物質との間の一次相転移を特徴とする状態方程式を使用して、急速に回転するコンパクトな星を研究します。約$2.9\、\mathrm{M}_\odot$までの質量を持つ純粋なハドロンの一様に回転する星を可能にするモデルのファミリーを考慮し、したがって、二次成分（$2.59^{+0.08}の解釈と互換性があります。_{-0.09}\、\mathrm{M}_\odot$）はGW190814の中性子星です。これらの星は、核飽和密度の数倍の中心密度を持っているため、強い結合と非摂動効果が重要になります。静的（回転）星の最大質量$M_{\mathrm{TOV}}$（$M_{\mathrm{max}}$）が、経年的不安定性または相転移によって引き起こされた崩壊によって決定されるモデルを構築します。相転移が$M_{\mathrm{max}}$を決定する場合、$M_{\mathrm{max}}/M_{\mathrm{TOV}}$の最大値を見つけます。これにより、近似結果が$M_にシフトします{\mathrm{max}}/M_{\mathrm{TOV}}=1.227^{+0.031}_{-0.016}$、Breu-Rezzolla境界$1.203^{+0.022}_{-0.022}を少し上回る値$相転移のないモデルから推定。
IRAS 09149-6206の超大質量ブラックホールの完全な特性評価
| Title |
A_Full_Characterisation_of_the_Supermassive_Black_Hole_in_IRAS_09149-6206 |
| Authors |
D._J._Walton,_W._N._Alston,_P._Kosec,_A._C._Fabian,_L._C._Gallo,_J._A._Garcia,_J._M._Miller,_E._Nardini,_M._T._Reynolds,_C._Ricci,_D._Stern,_T._Dauser,_F._A._Harrison,_C._S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10734 |
2018年に$XMM$-$Newton$、$NuSTAR$および$Swift$を使用して取得した、タイプIのセイファート銀河IRAS09149-6206の新しい広帯域X線観測を示します。発生源は非常に複雑で、古典的な「暖かい」X線吸収体、高電離鉄からの追加吸収、最も内側の降着円盤からの強い相対論的反射、およびより遠い物質による再処理を示しています。X線タイミングと分光法を組み合わせることにより、このシステムの超大質量ブラックホールを完全に特徴付けることができ、その質量と-初めて-スピンの両方を抑制しました。質量は、主にパワースペクトルに見られるブレーク周波数のX線タイミング制約によって決定され、$\log[M_{\rm{BH}}/M_{\odot}]=8.0\pm0.6であることがわかります$（1$\sigma$不確実性）。これは、H$\alpha$とH$\beta$の線幅に基づく以前の推定値とよく一致しており、IRAS09149-6206がそのエディントン光度に近い（ただしそれより下でも）放射していることを意味します。スピンは、相対論的反射の詳細なモデリングによって制約され、$a^*=0.94^{+0.02}_{-0.07}$（90％信頼度）であることがわかり、IRAS09149-6206が次のリストに追加されています。急速に回転するブラックホールをホストする無線無音AGN。さまざまな吸収成分の流出速度はすべて比較的穏やか（$v_{\rm{out}}\lesssim0.03c$）であり、これらが銀河スケールのAGNフィードバックを大幅に増加させる可能性は低いことを示唆しています。
電子捕獲率とIa型超新星元素合成に及ぼすスクリーニングの影響
| Title |
Screening_Effects_on_Electron_Capture_Rates_and_Type_Ia_Supernova_Nucleosynthesis |
| Authors |
Kanji_Mori,_Toshio_Suzuki,_Michio_Honma,_Michael_A._Famiano,_Toshitaka_Kajino,_Motohiko_Kusakabe,_Baha_A._Balantekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10925 |
タイプIa超新星（SNeIa）は、白色矮星の熱核爆発であると考えられていますが、それらの先祖の質量はまだ未解決の問題です。SNeIaのChandrasekhar質量に近い（M_Chに近い）モデルでは、中心密度が>10^9gcm^{-3}に達します。電子化学ポテンシャルは、fpシェル核間の電子捕獲（EC）遷移のQ値よりも高くなるため、利用可能な電子の一部が鉄族元素によって捕獲され、中性子に富む同位体が形成されます。ECの反応速度は密度に敏感であるため、中性化の程度は、M_Chモデルに近いモデルとサブモデルを区別するための鍵となります。観測と理論モデルを比較するには、EC反応の正確な処理が必要です。ただし、以前の理論的研究では、ECに対する電子スクリーニングの影響は無視されています。スクリーニングはECレートを低下させ、したがってより高い電子分率をもたらします。ECに電子スクリーニングを実装して、M-Chに近い単一の縮退モデルで爆発的なSNIa元素合成を計算します。中性子に富む核存在量の一部、すなわち46、48Ca、50Ti、54Cr、58Fe、64Niおよび67,70Znは、ECに対するスクリーニング効果を考慮すると減少することがわかります。これらのうち、50Ti、54Cr、および58Feは、これらの核の太陽存在量のかなりの部分がSNeIaに由来すると推定されるため、特に興味深いものです。中性子に富む核種の存在量を正確に計算するには、最新のSNIaモデルでECにスクリーニング効果を実装することが望ましいと結論付けています。
Insight-HXMTモニタリングによるブラックホール候補EXO 1846-031のタイミング分析
| Title |
Timing_analysis_of_the_black_hole_candidate_EXO_1846-031_with_Insight-HXMT_monitoring |
| Authors |
He-Xin_Liu,_Yue_Huang,_Guang-Cheng_Xiao,_Qing-Cui_Bu,_Jin-Lu_Qu,_Shu_Zhang,_Shuang-Nan_Zhang,_Shu-Mei_Jia,_Fang-Jun_Lu,_Xiang_Ma,_Lian_Tao,_Wei_Zhang,_Li_Chen,_Li-Ming_Song,_Ti-Pei_Li,_Yu-Peng_Xu,_Xue-Lei_Cao,_Yong_Chen,_Cong-Zhan_Liu,_Ce_Cai,_Zhi_Chang,_Gang_Chen,_Tian-Xiang_Chen,_Yi-Bao_Chen,_Yu-Peng_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,_Ming-Yu_Ge,_Yu-Dong_Gu,_Ju_Guan,_Cheng-Cheng_Guo,_Da-Wei_Han,_Jia_Huo,_Lu-Hua_Jiang,_Wei-Chun_Jiang,_Jing_Jin,_Yong-Jie_Jin,_Ling-Da_Kong,_Bing_Li,_Cheng-Kui_Li,_Gang_Li,_Mao-Shun_Li,_Wei_Li,_Xian_Li,_Xiao-Bo_Li,_Xu-Fang_Li,_Yang-Guo_Li,_Zheng-Wei_Li,_Xiao-Hua_Liang,_Jing-Yuan_Liao,_Bai-Sheng_Liu,_Guo-Qing_Liu,_Hong-Wei_Liu,_Xiao-Jing_Liu,_Yi-Nong_Liu,_Bo_Lu,_Xue-Feng_Lu,_Qi_Luo,_Tao_Luo,_Bin_Meng,_Yi_Nang,_Jian-Yin_Nie,_Ge_Ou,_Na_Sai,_Ren-Cheng_Shang,_Xin-Ying_Song,_Liang_Sun,_Ying_Tan,_You-Li_Tuo,_Chen_Wang,_Guo-Feng_Wang,_Juan_Wang,_Ling-Jun_Wang,_Weng-Shuai_Wang,_Yu-Sa._Wang,_Xiang-Yang_Wen,_Bai-Yang_Wu,_Bo-Bing_Wu,_Mei_Wu,_Shuo_Xiao,_Shao-Lin_Xiong,_He_Xu,_Jia-Wei_Yang,_Sheng_Yang,_Yan-Ji_Yang,_Yi-Jung_Yang,_Qi-Bin_Yi,_Qian-Qing_Yin,_Yuan_You,_Ai-Mei_Zhang,_Cheng-Mo_Zhang,_Fan_Zhang,_Hong-Mei_Zhang,_Juan_Zhang,_Tong_Zhang,_Wan-Chang_Zhang,_Wen-Zhao_Zhang,_Yi-Zhang,_Yi-Fei_Zhang,_Yong-Jie_Zhang,_Yuan-Hang_Zhang,_Yue_Zhang,_Zhao_Zhang,_Zhi_Zhang,_Zi-Liang_Zhang,_Hai-Sheng_Zhao,_Xiao-Fan_Zhao,_Shi-Jie_Zheng,_Yao-Guang_Zheng,_Deng-Ke_Zhou,_Jian-Feng_Zhou,_Yu-Xuan_Zhu,_Ren-Lin_Zhuang,_Yue_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10956 |
2019年の爆発時のブラックホール候補EXO1846-031の詳細なタイミング分析の観測結果を、Insight-HXMT、NICER、およびMAXIの観測とともに示します。この爆発は、大きく4つの異なる状態に分類できます。NICER（約0.1〜6Hz）およびInsight-HXMT（約0.7〜8Hz）によって観測されたType-C準周期振動（QPO）もこの作業で報告されます。一方、QPO周波数に関連するさまざまな物理量を調査します.3つのエネルギーバンド1-10keVでのQPOrms周波数の関係は、GRS1915+105と同様に、2Hz前後の周波数にターニングポイントがあることを示しています。上記の関係の考えられる仮説は、ソースの傾向に関連している可能性があり、それを説明するには高い傾向が必要になる場合があります。QPO周波数とQPOrms、硬度、総フラクショナルrms、カウントレートの関係は、他の一時的なソースにも見られます。これは、タイプCのQPOの起源が非熱であることを示しています。
パルサー風星雲の残響（I）：圧縮の程度に対する中程度の特性および他のパラメーターの影響
| Title |
Reverberation_of_pulsar_wind_nebulae_(I):_Impact_of_the_medium_properties_and_other_parameters_upon_the_extent_of_the_compression |
| Authors |
R._Bandiera,_N._Bucciantini,_J._Martin,_B._Olmi,_D._F._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10992 |
パルサー風星雲（PWNe）の長期的な進化に対する標準的なアプローチは、星雲を均一なシステムとして扱う1ゾーンモデルに基づいています。特に進化したシステムの後期については、一般的に使用される処方箋の多くは、適切な評価に欠けている知識に基づく推測に基づいています。高度な放射コードを使用して、PWNeの残響フェーズの範囲に対する、超新星噴出物の特性、内部パルサーの特性、および周囲媒質の特性などのさまざまなパラメーターの体系的な影響を評価します。さまざまな処方が残響フェーズの開始時間をどのようにシフトするか、これが圧縮の量にどのように影響するか、およびこのうちのどれが放射プロセスに起因するかを調査します。いくつかの重要な側面は、リバースショックの進化の説明、後でエジェクタからの物質がPWNの周りの掃引シェルに付着する効率、最後に周囲の超新星残骸の密度、速度、圧力プロファイルです。私たちは、カニ星雲とJ1834.9--0846のケースを、それぞれより多くのエネルギーのパルサーとより少ないエネルギーのパルサーの代表と見なして明示的に扱いました。特に後者のオブジェクトの場合、放射損失がある場合はさらに大きな圧縮係数の予測が確認され、一部のPWNeの残響フェーズ中の超効率期間の以前の予測も確認されます。
GX 17 + 2のノーマルブランチにおけるコロナ垂直構造の変化：AstroSa \ v {t}のSXTおよびLAXPCパースペクティブ
| Title |
Coronal_Vertical_Structure_Variations_in_Normal_Branch_of_GX_17+2_:_AstroSa\v{t}s_SXT_and_LAXPC_perspective |
| Authors |
Malu_S,_K._Sriram,_V._K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11002 |
{\itAstroSat}軟X線望遠鏡（SXT）と大面積X線比例計数管（LAXPC）を使用して、中性子星Z源GX17+2の0.8--50keVエネルギーバンドで時空間分析を行いましたデータ。ソースは、硬度強度図の通常の分岐で変化することがわかりました。軟X線と硬X線のバンドでのLAXPC光度曲線の相互相関研究により、数百秒のオーダーの反相関ラグが明らかになりました。初めて、相互相関研究がSXTソフトおよびLAXPCハードライトカーブを使用して実行され、100秒程度の相関および反相関ラグを示しました。パワー密度スペクトルは、6.7〜7.8HzのNB振動（品質係数1.5〜4.0）を示しました。スペクトルモデリングの結果、内部ディスク半径は$\sim$12--16kmになり、$\Gamma$$\sim$2.31--2.44はディスクがISCOに近いことを示し、同様の値のディスク半径が反射モデル。GX17+2でコロナのサイズを制限するために、さまざまな方法が使用されました。検出されたラグを使用して、コロナのサイズは27〜46km（$\beta$=0.1、$\beta$=v$_{corona}$/v$_{disk}$）および138--231kmであることがわかりました（$\beta$=0.5）。X線の放出が境界層（BL）から発生すると仮定すると、そのサイズは57〜71kmと決定されました。BLがディスクの内部領域をイオン化していると仮定すると、そのサイズは$\sim$19--86kmに制限されていました。NBO周波数を使用して、遷移シェルの半径は約32kmであることがわかりました。観察された遅延と内側のディスク前面の動きがないことは、コロナ構造の変化がZソースGX17+2のNBでX線の変化を引き起こしていることを強く示しています。
星間物質-超新星エジェクタ相互作用モデルのためのリーダーフレンドリーな形式
| Title |
A_Reader_Friendly_Formalism_for_Circumstellar_Material-Supernova_Ejecta_Interaction_Model |
| Authors |
Liang-Duan_Liu,_Ling-Jun_Wang,_He_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11103 |
SNイジェクタと既存の星状物質（CSM）との相互作用は、さまざまな光学過渡現象の最も有望なエネルギー源の1つです。最近、Chatzopoulosらによって開発された半分析法。（2012、以下CWV12）は、このようなシナリオでの光学的光度曲線の振る舞いを説明するために一般的に使用されています。CWV12の多くの主要な結果の式は、読者がマグニチュード推定やパラメーター依存性の判断を行うには複雑すぎることがわかりました。同じ物理的な図に基づいて、ここではすべての数式を個別に再導出し、読みやすい数式のセットを再確立します。それにもかかわらず、CWV12に存在するいくつかのマイナーなエラーまたはタイプミスを指摘して修正します。
パルサーブラックホールバイナリーによる重力コライダーの物理学
パルサーブラックホールバイナリを重力コライダー物理学のプローブとして使用することを提案します。パルサーの重力によって引き起こされたブラックホールの周りのボソン雲の原子遷移は、軌道運動に逆反応します。これにより、バイナリ相対期間の減少が一般相対論によって予測されたものから逸脱します。これは、パルサーの到着時間のR{\o}mer遅延によって直接調べることができます。このアプローチの感度と精度は、2つの典型的な原子遷移に対して推定されます。観測可能なウィンドウ内で遷移が発生すると、パルサーのタイミングの精度は、ほとんど常に共鳴現象を捕捉するのに十分であることが示されています。
VASCO市民科学プロジェクトの開始
| Title |
Launching_the_VASCO_citizen_science_project |
| Authors |
Beatriz_Villarroel,_Kristiaan_Pelckmans,_Enrique_Solano,_Mikael_Laaksoharju,_Abel_Souza,_Onyeuwaoma_Nnaemeka_Dom,_Khaoula_Laggoune,_Jamal_Mimouni,_Lars_Mattsson,_Johan_Soodla,_Diego_Castillo,_Matthew_E._Shultz,_Rubby_Aworka,_S\'ebastien_Comer\'on,_Stefan_Geier,_Geoffrey_Marcy,_Alok_C._Gupta,_Josefine_Bergstedt,_Rudolf_E._B\"ar,_Bart_Buelens,_M._Almudena_Prieto,_Cristina_Ramos-Almeida,_Dismas_Simiyu_Wamalwa,_Martin_J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10813 |
観測の世紀（VASCO）プロジェクト中に消えるソースと出現するソースは、70年の時間間隔にわたる天文調査を調査し、異常でエキゾチックな過渡現象を探します。ここでは、VASCO市民科学プロジェクトを紹介します。VASCO市民科学プロジェクトは、候補の特定のセットで異常な過渡現象を特定するために3つの異なるアプローチを使用します。ビッグデータの課題に対処するために、VASCOは仮想天文台、ユーザー支援の機械学習、市民科学による視覚検査の手法を組み合わせています。この記事では、市民科学プロジェクト、新しく改善された候補者選考プロセスを示し、進捗レポートを提供します。また、主にアルジェリア、カメルーン、ナイジェリアにあるアマチュア天文学団体が率いるVASCO市民科学ネットワークも紹介しています。執筆の時点で、市民科学プロジェクトはデータ内の12,000の候補画像ペアを注意深く調査し、これまでに「消失した」と分類された713のオブジェクトを識別しました。最も興味深い候補は、最も強力な電波望遠鏡による観測とともに、光学および赤外線イメージングで追跡されます。
天体物理学のための教育およびアウトリーチリソース
| Title |
Educational_and_Outreach_Resource_for_Astroparticle_Physics |
| Authors |
Yulia_Kazarina,_Vasiliy_Khristyuk,_Alexander_Kruykov,_Evgeny_Postnikov,_Vladimir_Samoliga,_Alexey_Shigarov,_Victoria_Tokareva,_Dmitriy_Zhurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10920 |
現代の天体物理学は、実験の拡大と、宇宙で最高のエネルギープロセスを検出するためのチャネルの組み合わせに向かっています。信頼性の高いデータを取得するには、実験は数十年以内に行われる必要があります。つまり、データは数世代の物理学者によって取得および分析されます。したがって、実験を安定させるためには、データのライフサイクルだけでなく、人を引き付ける、学習する、継続性などの人間の側面も適切に維持する必要があります。この目的のために、ドイツ語-ロシア語のAstroparticleDataLifeCycleInitiative（GRADLCI）の枠組みの中で教育およびアウトリーチリソースが配備されました。
測定された空の明るさと大気の消滅に基づく大型赤外線望遠鏡の感度の推定
| Title |
The_estimate_of_sensitivity_for_large_infrared_telescopes_based_on_measured_sky_brightness_and_atmospheric_extinction |
| Authors |
Zhijun_Zhao,_Haijing_Zhou,_Yuchen_Zhang,_Yun_Ling,_Fangyu_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11049 |
大気、計器、検出器からのノイズの影響を受ける地上の赤外線望遠鏡の感度を評価するために、限界の大きさと信号対ノイズ比（$S/N$）を計算できる感度モデルを構築します。モデルは、アリとDaochengのサイトで得られた$\rmM'$バンドの空の明るさと大気の絶滅の暫定的な測定値でテストされています。$-135^\circ\rmC$の優れた科学的検出器および機器によって引き起こされるノイズは、$\rmM'$バンドの空の背景ノイズと比較して無視できることがわかります。したがって、$S/N=3$で、10m望遠鏡の総露光時間が1秒の場合、大気によって制限されるマグニチュードは、アリで$13.01^{\rmm}$であり、Daochengでは$12.96^{\rmm}$です。。理想的とは言えない状況、つまり、深冷探知機の読み取りノイズが$200e^-$未満で、機器が$-87.2^\circ\rmC$未満に冷却されている場合でも、上記の大きさは減少します$0.056^{\rmm}$以下。したがって、特定の赤外線帯域の大型望遠鏡での観測要件に応じて、天文学者はこの感度モデルをサイト調査、検出器の選択、および機器の熱制御を導くためのツールとして使用できます。
ソーラーオービターサイエンスアクティビティプラン：太陽と太陽圏の物理学の問題を実行に移す
| Title |
The_Solar_Orbiter_Science_Activity_Plan:_translating_solar_and_heliospheric_physics_questions_into_action |
| Authors |
I._Zouganelis,_A._De_Groof,_A._P._Walsh,_D._R._Williams,_D._Mueller,_O._C._St_Cyr,_F._Auchere,_D._Berghmans,_A._Fludra,_T._S._Horbury,_R._A._Howard,_S._Krucker,_M._Maksimovic,_C._J._Owen,_J._Rodriiguez-Pacheco,_M._Romoli,_S._K._Solanki,_C._Watson,_L._Sanchez,_J._Lefort,_P._Osuna,_H._R._Gilbert,_T._Nieves-Chinchilla,_L._Abbo,_O._Alexandrova,_A._Anastasiadis,_V._Andretta,_E._Antonucci,_T._Appourchaux,_A._Aran,_C._N._Arge,_G._Aulanier,_D._Baker,_S._D._Bale,_M._Battaglia,_L._Bellot_Rubio,_A._Bemporad,_M._Berthomier,_K._Bocchialini,_X._Bonnin,_A._S._Brun,_R._Bruno,_E._Buchlin,_J._Buechner,_R._Bucik,_F._Carcaboso,_R._Carr,_I._Carrasco-Blazquez,_B._Cecconi,_I._Cernuda_Cangas,_C._H._K._Chen,_L._P._Chitta,_T._Chust,_K._Dalmasse,_R._D'Amicis,_V._Da_Deppo,_R._De_Marco,_S._Dolei,_L._Dolla,_T._Dudok_de_Wit,_et_al._(125_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10772 |
ソーラーオービターは、黄道の内外に近接して太陽プラズマをその場と遠隔の両方で観測する最初の宇宙ミッションです。最終的な目標は、太陽が太陽圏を生成および制御し、太陽系を満たし、惑星環境を駆動する方法を理解することです。6つのリモートセンシングスイートと4つのin-situ計測器スイートがあるため、運用の調整と計画は、次の4つのトップレベルの科学的質問に対処するために不可欠です。（2）太陽の過渡現象はどのように太陽圏の変動性を促進するか（3）太陽噴火はどのようにして太陽圏を埋める高エネルギー粒子放射を生成するのですか？（4）太陽発電機はどのように機能し、太陽と太陽圏間の接続を促進しますか？ミッションの科学リターンを最大化するには、地球に対する宇宙船の相対位置（ダウンリンク速度に影響を与える）、軌道イベント（重力アシスト操作など）、太陽活動サイクルのフェーズなど、各軌道の特性を考慮する必要があります。さらに、各軌道の科学テレメトリは次の軌道でダウンロードされるため、科学運用は個々の軌道のレベルではなく、ミッションレベルで計画する必要があります。これらの科学の質問が、ミッションに適合する観測の実際の計画に変換される方法を調査することが重要であり、それにより機会を逃さないことが保証されます。まず、包括的な目標は、必要な観察結果とともに特定の答えられる質問に分けられ、これを実現するためにいわゆるサイエンスアクティビティプラン（SAP）が開発されます。SAPは、同様の観測を必要とする目標を太陽軌道観測計画（SOOP）にグループ化し、ミッションの存続期間中の科学観測の最適な機会の戦略的でトップレベルのビューをもたらします。
$ \ eta $ Carinae：高角解像度の連続体、H30 $ \ alpha $およびHe30 $ \ alpha $ ALMA画像
| Title |
$\eta$_Carinae:_high_angular_resolution_continuum,_H30$\alpha$_and_He30$\alpha$_ALMA_images |
| Authors |
Z._Abraham,_P._P._B._Beaklini,_P._Cox,_L-\AA._Nyman,_D._Falceta-Gon\c{c}alves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10829 |
組換えラインH30$\alpha$とHe30$\alpha$の$\eta$Carinaeの画像と、ALMAで取得した50〜masの解像度（110AU）の基本となる連続体を提示します。初めて、230GHzの連続体画像は、バイナリシステムの位置と一致するコンパクトコアに解決され、コンパクトソースのNWに弱く拡張された構造になります。H30$\alpha$再結合ラインの等速画像は、連続体ソース内に分布する速度が-30〜-65kms$^{-1}$の少なくとも16個の未解決ソースを示しています。$10^7$cm$^{-3}$および$10^4$Kのオーダーの密度と温度を持つNLTEモデルは、観測されたH30$\alpha$ラインプロファイルとそれらの基礎となる連続体磁束密度の両方を再現します。これらのソースのうち3つは、WeigeltブロブD、C、Bで識別されます。それらの適切な動きを推定して、それぞれ1952.6、1957.1、および1967.6の放出時間（年単位）を導き出します。弱いH30$\alpha$線の放出は、ホムンクルス軸の方向に伸びる、より高い正および負の速度で検出されます。He30$\alpha$再結合ラインも、狭いH30$\alpha$ラインと同じ速度で検出されます。最後に、H30$\alpha$画像が、文献でHCO$^+$（4-3）として報告された輝線の画像とよく似ているため、この線をH40$\delta$として識別しました。結果のモデリングによってさらにサポートされる識別。今後の観測により、$\eta$Carinaeの新しい高角度解像度データで発見されたすべてのコンパクトソースの適切な動きを特定できるようになります。
新しいマスクフィッティング法を使用したコロナ波面の三次元再構成
| Title |
Three-Dimensional_Reconstructions_of_Coronal_Wave_Surfaces_Using_a_New_Mask-Fitting_Method |
| Authors |
Li_Feng,_Lei_Lu,_Bernd_Inhester,_Joseph_Plowman,_Beili_Ying,_Marilena_Mierla,_Matthew_J._West,_Weiqun_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10872 |
コロナ波は、しばしばコロナ質量放出（CME）によって引き起こされる大規模な障害です。X5.4フレア（SOL2012-03-07）に関連する2012年3月7日の壮大な波のイベントを調査します。極端紫外（EUV）画像の時間的変化を検出するために実行中中央値（RCM）フィルタリングメソッドを使用することにより、太陽力学天文台（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）およびオンボードオートノミー2（PROBA2）のPRojectに搭載されたアクティブピクセルシステム検出器と画像処理（SWAP）を使用するSunWatcher。コロナグラフ画像では、ハローフロントがEUV外乱の上部の対応物であることが観察されています。3つの異なる視点から観察されたEUVとコロナグラフの画像に基づいて、新しいマスクフィッティング法を使用して波面の3次元（3D）再構成を行いました。再構成は、前方適合法から得られたものと比較されます。衝撃波面の凹面形状を捉えることにより、マスクフィッティング法が不均一なコロナ媒質を反映できることを示します。続いて、発生する凹型構造を追跡し、縮退波運動学を導き出します。3D波の鼻の速度は、数百$\mathrm{km\、s^{-1}}$未満の低い値から約3800の最大値$\mathrm{km\、s^{-に増加します1}}$、その後ゆっくりと減少します。凹型の構造は早く減速し始め、波の鼻の速度よりもかなり低速です。また、拡張されたコロナの3D波の速度は、太陽円盤全体のEUV外乱の速度よりもはるかに速いこともわかります。
星スペクトルの迅速な分析のための事前計算されたモデル大気の大きなグリッドの作成と使用
| Title |
Creating_and_using_large_grids_of_precalculated_model_atmospheres_for_a_rapid_analysis_of_stellar_spectra |
| Authors |
J._Zsargo,_C._R._Fierro-Santillan,_J._Klapp,_A._Arrieta,_L._Arias,_J._M._Valencia,_L._Di_G._Sigalotti,_M._Hareter,_R._E._Puebla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10879 |
$Aims。$恒星の質量が9から120の$M_{\odot}$で、OBメイン領域をカバーする星の43,340大気モデル（プロジェクト終了時の$\sim$80,000モデル）のデータベースを提示します。Hertzsprung--Russell（H--R）ダイアグラムのシーケンスとWolf-Rayet（WR）スター。$Methods。$モデルは、ABACUSIスーパーコンピューターと恒星大気コードCMFGENを使用して計算されました。$Results。$パラメータ空間には6つの次元があります。実効温度$T_{eff}$、光度$L$、金属性$Z$、および3つの恒星風パラメータ：指数$\beta$、終末速度$V_{\infty}$、およびボリュームフィリングファクター$F_{cl}$。各モデルについて、UV（900-2000A）、光学的（3500-7000A）、および近赤外（10000-40000A）領域の合成スペクトルも計算します。観測との比較を容易にするために、ROTIN3を使用して、10から350kms$^{-1}$の間のvsin（i）速度を10kms$^{-1}$のステップでカバーすることにより、合成スペクトルを回転的に広げることができます。$Conclusions。$また、グリッドを使用して$\epsilon$Oriを再分析した結果を示し、事前計算モデルのデータベースの利点を示します。私たちの結果は、質量損失範囲の上限と低レベルの凝集を支持していますが、私たちの分析は、元の研究の最適なパラメーター範囲を再現することに成功しました。私たちの結果は、最近の理論計算と数値シミュレーションで示唆されているように、UV領域の共鳴線が速度空間の多孔性に強く影響されることを間接的に示唆しています。
パーカーソーラープローブで観測されたタイプIII無線バーストと相関する活性領域の周期性
| Title |
Periodicities_in_an_active_region_correlated_with_Type_III_radio_bursts_observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Cynthia_Cattell,_Lindsay_Glesener,_Benjamin_Leiran,_Keith_Goetz,_Juan_Carlos_Mart\'inez_Oliveros,_Samuel_T._Badman,_Marc_Pulupa,_and_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10899 |
環境。周期性は、太陽コロナの多くの波長にわたって頻繁に報告されています。太陽のpモードに相当する約5分の相関時間は、光球とコロナの間のカップリングを示唆しています。ねらい。私たちの研究では、非フレア電子加速プロセスを示すタイプIIIラジオバーストの周期的な動作とコロナEUV放射に相関関係があるかどうかを調査します。メソッド。パーカーソーラープローブ（PSP）のFIELDS装置からのタイプIIIラジオバースト、ソーラーダイナミクス天文台（SDO）/AIAによる極端紫外放射、SDO/HMIによる白色光観測、および太陽フレアx-の協調観測を使用します。周期性を評価するためのいくつかの方法が利用され、取得された期間を検証するために比較されます。結果。活動領域のいくつかの領域のEUVで約5分の周期性は、PSPと風の両方で観測されたタイプIII無線バーストの繰り返し率とよく相関しています。トレンド除去された211Aおよび171Aの光度曲線は、171Aのピークが211Aに見られるものよりも遅れて、複数の場所で周期的なプロファイルを示しています。これは、下部コロナで加熱と冷却が発生する衝撃的なイベントを示唆しています。NuSTARX線は、タイプIIIバーストの間隔中に少なくとも1つのマイクロフレアの証拠を提供しますが、X線とタイプIIIバーストの間に1対1の対応はありません。私たちの研究は、X線データまたはEUVのどちらにも観測可能なフレアがなかった場合の非熱電子（タイプIIIの無線バーストを生成するために必要）の定期的な加速の証拠を提供します。したがって、加速プロセスは、おそらくナノフレアなどの小さな衝撃的なイベントに関連付けられている必要があります。
青い大振幅パルセーター：タイプIa超新星の生存可能な仲間
| Title |
Blue_Large-Amplitude_Pulsators:_the_Possible_Surviving_Companions_of_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Xiang-Cun_Meng,_Zhan-Wen_Han,_Philipp_Podsiadlowski,_Jiao_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11059 |
タイプIa超新星（SNeIa）の前駆細胞の主要なモデルの1つである単一の縮退（SD）モデルは、超新星爆発を生き延びた、原理的には銀河で検出可能なバイナリコンパニオンが存在することを予測しています。したがって、そのような生き残った仲間の発見は、SDモデルに決定的なサポートを提供することができます。数年前、新しいタイプの不思議な変数、いわゆる青の大振幅パルセーター（BLAP）が発見されました。ここでは、他の提案されたチャネルとは対照的に、BLAPのすべてのプロパティが実際にそのような存続するコンパニオンである場合、適切に再現できることを示しています。これは、BLAPがSNeIaの長く待ち望まれていた仲間である可能性があることを示唆しています。私たちのモデルは、現在の準準星のサンプルの小グループと一致して、単一準準星を形成するための新しいチャネルも予測します。
NOAA AR 11283のX2.1フレア中の磁気ヌルポイントリコネクションとコロナ調光の電磁流体シミュレーション
| Title |
Magnetohydrodynamic_Simulation_of_Magnetic_Null-point_Reconnections_and_Coronal_dimmings_during_the_X2.1_flare_in_NOAA_AR_11283 |
| Authors |
Avijeet_Prasad,_Karin_Dissauer,_Qiang_Hu,_R._Bhattacharyya,_Astrid_M._Veronig,_Sanjay_Kumar_and_Bhuwan_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11109 |
アクティブ領域NOAA11283の電磁流体力学は、その光球ベクトルマグネトグラムから推定された初期の非力のない磁場を使用してシミュレーションされます。2011年9月6日22:21UT（SOL2011-09-06T22：21X2.1）のX2.1フレアに参加した磁気ヌルポイントでの磁気リコネクションに焦点を当て、その後に円形フレアリボンとコロナ調光が出現。外挿からの初期磁場は、剪断されたアーケードを覆う3次元（3D）ヌルトポロジーを表示します。フレアの前に、初期のローレンツ力により磁気ループが上昇し、3Dヌルで再接続して、観測されたフレア前のコロナ調光を生成する閉じ込められたプラズマの拡大と損失につながります。さらに、シミュレートされたダイナミクスは、アーケードから上にあるループへのツイストの再接続による伝達を記録し、フラックスロープを作成します。ロープと下にあるアーケードを構成する平行でない磁力線は、Xタイプのジオメトリを形成します。重要なことに、3DヌルとXタイプジオメトリでの同時再接続は、観測された円形および平行のフレアリボンを説明できます。3Dヌルでの再接続は、閉じた内側スパインのフィールドラインを外側スパインのオープンフィールドラインに変換します。これらのオープンフィールドラインのフットポイントは、ドームをトレースするリング状の冠状調光領域に対応します。さらに、磁束ロープは、これらの再結合のために分岐し、これもまた開いた磁力線の生成をもたらします。開いた磁力線に沿ったプラズマ損失は、観察されたコロナ調光を潜在的に説明することができます。
新しい候補のルミナスブルー変数
| Title |
A_new_candidate_Luminous_Blue_Variable |
| Authors |
Donald_F._Figer,_Francisco_Najarro,_Maria_Messineo,_J._Simon_Clark,_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11122 |
以前は原始惑星系星雲（PPN）として分類されていたIRAS16115-5044を、候補の明るい青色変数（LBV）として識別します。星は光度が高く（>10$^{5.75}$L_Sun）、超巨大な状態を確実にし、LBVと同様の温度を持ち、測光および分光学的に変化し、暖かい塵に囲まれています。その近赤外線スペクトルは、HI、HeI、FeII、Fe[II]、MgII、およびNaIのいくつかの線の存在を示し、純粋な吸収とPCygniプロファイルから完全な放出までの形状を示します。これらの特性は、比較的珍しいLBVクラスの星で一緒に観察されることが多く、銀河では$\約$20しか知られていません。新しい分類の鍵となるのは、初期質量が8M_Sun未満であるAGB後のPPNeを大幅に超える光度をもたらす新しい距離と消光を計算するという事実です。単一星の進化を仮定すると、初期質量はおよそ$\$40M_Sunと推定されます。
IPHASソースの詳細な調査-III。消滅した双極惑星状星雲IPHASX J191104.8 $ + $ 060845
| Title |
Detailed_studies_of_IPHAS_sources_--_III._The_highly_extinguished_bipolar_planetary_nebula_IPHASX_J191104.8$+$060845 |
| Authors |
J.B._Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_L._Sabin,_J.A._Toal\'a,_S._Zavala,_G._Ramos-Larios,_M.A._Guerrero,_Q.A._Parker,_P.F._Guill\'en_and_A._Ritter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11164 |
アイザックニュートン望遠鏡測光H$\alpha$北銀河面の調査の一部として発見された双極惑星状星雲（PN）IPHASXJ191104.8$+$060845（PNG040.6$-$01.5）の最初の詳細な研究を紹介します（IPHAS）。ノルディック光学望遠鏡（NOT）の狭帯域画像を提示して、その真の形態を明らかにします。このPNは、NWおよびSE方向に向かって配置された2つの新しく覆われた拡張低表面輝度ローブを持つメインキャビティで構成されています。近赤外WISE画像を使用して、メインキャビティを囲むバレル状の構造の存在を明らかにしました。これは、赤道領域に向かう暗いレーンを説明します。また、GranTelescopiodeCanarias（GTC）スペクトルを使用して、このPNの物理的特性を研究しています。IPHASで検出された古いPNeの可能性を強調して、太陽のような星の周りの星周媒質の進化の最終段階を研究します。
コダイカナル太陽観測所からのプロキシに基づく、15〜19サイクルの太陽の磁場の長期的な進化
| Title |
Long-Term_Evolution_of_the_Sun's_magnetic_field_during_Cycles_15--19_based_on_their_proxies_from_Kodaikanal_Solar_Observatory |
| Authors |
Alexander_V._Mordvinov,_Bidya_Binay_Karak,_Dipankar_Banerjee,_Subhamoy_Chatterjee,_Elena_M._Golubeva,_and_Anna_I._Khlystova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11174 |
定期的に太陽磁場を観測できるのは、最後の5周期程度です。したがって、太陽磁場の変動の原因を理解するには、他のデータセットを利用して、過去のサイクルの磁場を再構築することが不可欠です。コダイカナル太陽観測所（KoSO）で記録された過去100年間の長期均一観測は、そのような機会を提供します。KoSOからのCaIIKおよびH$\alpha$ラインにおける太陽の放出の総観観測を使用して、太陽磁場を再構築する方法を初めて開発しました。再構成法は、CaIIK強度が符号なしの磁束とよく相関するという事実に基づいていますが、磁束の符号は、主要な極性の情報を提供する対応するH$\alpha$マップから導出されます。この再構築された磁気マップに基づいて、サイクル15〜19における磁場の進化を研究します。また、双極磁気領域（BMR）とその因果関係における残留磁束サージについても調べます。再構成された磁束の時間-緯度分析は、磁場の進化の全体像を提供します：出現磁束、単極磁気領域（UMR）の形成によるそのさらなる変換、および残留磁束サージ。極性フィールドの反転と、次の極性および主要な極性のクリティカルサージを特定します。我々は、反対の極性の極方向の輸送が、極の支配的な磁気極性の複数の変化を引き起こすことを見出した。さらに、隣接する11年サイクルの間に発生する残留フラックスサージは、それらの間の物理的な接続を明らかにします。
地球規模の恒星特性とアステロシアム解析に対する構造表面効果の影響について
| Title |
On_the_impact_of_the_structural_surface_effect_on_global_stellar_properties_and_asteroseismic_analyses |
| Authors |
Andreas_Christ_S{\o}lvsten_J{\o}rgensen,_Josefina_Montalb\'an,_George_C._Angelou,_Andrea_Miglio,_Achim_Weiss,_Richard_Scuflaire,_Arlette_Noels,_Jakob_R{\o}rsted_Mosumgaard,_and_V\'ictor_Silva_Aguirre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11251 |
一連の論文で、最近、計算された進化のすべての時間ステップで多次元の放射磁気流体力学シミュレーションの層別化をしっかりと模倣する恒星構造モデルを構築することが可能であることを示しました。結果のモデルは、混合長理論などのパラメーター化よりも、対流エンベロープを持つ星の表面近くの層のより現実的な描写を提供します。このホワイトペーパーでは、このモデルの改善がヘルツスプルングラッセル図全体の恒星モデルの地震特性と非地震特性にどのように影響するかについて説明します。外側の境界層の改善された説明は、異なる進化段階で予測されたグローバルな恒星特性を変更することを示します。野ウサギと猟犬のエクササイズで、これは、たとえば、推定される恒星年齢の推定値を10％以上シフトさせることが多いため、これがアステロシアム解析に重要な役割を果たすことを示します。したがって、不適切な境界条件は、PLATO宇宙ミッションの必要な精度を超える体系的なエラーを引き起こす可能性があります。さらに、恒星の振動周波数を計算する方法のさまざまな近似についても説明します。いわゆるガスの$\Gamma_1$近似は、すべてのメインシーケンススターに対して適度に機能することを示します。モンテカルロアプローチを使用して、ハイブリッドソーラーモデルのモデル周波数が、いわゆる$\Gamma_1$近似を使用した場合のグローバルな太陽パラメーターの不確実性内の観測と一致することを示します。
宇宙プラズマにおける乱流の第0法則の違反
| Title |
Violation_of_the_zeroth_law_of_turbulence_in_space_plasmas |
| Authors |
Romain_Meyrand,_Jonathan_Squire,_Alexander_A._Schekochihin,_William_Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02828 |
乱流の第0法則は、大規模な運動への固定エネルギー入力では、乱流システムの統計的定常状態は微物理的散逸特性に依存しないと述べています。産業プロセスから銀河まで、ほぼすべての流体のようなシステムの基本であるこの振る舞いは、非線形プロセスが流れの中でますます小さなスケールを生成するために発生します。。直接数値シミュレーションと理論的引数を使用して、パーカーソーラープローブ（PSP）宇宙船で最近観測されたような強く磁化されたプラズマ乱流では、ゼロ次法則が日常的に違反されていることを示します。つまり、そのような乱流が「不均衡」である場合---大規模なエネルギー入力が一方向に伝播するアルフベン波によって支配されている場合（宇宙プラズマで最も一般的な状況）---非線形の保存則は、イオンジャイロ半径に近いスケールの「バリア」。これにより、時間の経過とともに大規模なエネルギーが蓄積されます。結果として得られる磁気エネルギースペクトルは、in-situで観測されたものと非常に類似しており、イオンラーマースケールの上および周囲で鋭く急な運動遷移範囲を示し、さらに小さいスケールで平坦化することで、位置の10年にわたるパズルを解決乱流におけるイオン運動スペクトルの破れと変動性。「バリア」効果は、プラズマが大規模に強制される方法（不均衡）が、イオン対電子加熱比などの熱力学的特性に決定的な影響を与える可能性があることも示唆しています。
DHOST宇宙論からの創発的な宇宙と創世記
この記事では、DHOST宇宙論から導き出せる創発的な宇宙シナリオを紹介します。宇宙は、通常のガリレオ創世記と同じように、はるか昔に漸近的にミンコフスキーから始まりますが、後期に放射線支配期に進化するため、宇宙には通常のガリレオ創世記にはない優雅な出口があります。宇宙論的摂動の動作を分析し、スカラーモードとテンソルモードの両方に勾配不安定性の問題がないことを示します。さらに、さまざまな状況で生成された原始スカラースペクトルを分析し、スケールの不変性が達成できるかどうかについて議論します。
粒子暗黒物質のマスクを解除する有望なプローブは、中性子星への影響を観察することです。その見通しは、捕獲された暗黒物質が、フェルミ縮退媒質による繰り返し散乱によって恒星コアと適時に熱化するかどうかに大きく依存します。この作業では、複数のシナリオの熱化のタイムスケールを推定します。これらには、（a）spin-0およびspin-$\frac{1}{2}$暗黒物質、（b）それぞれの運動学を説明する非相対論的中性子および相対論的電子ターゲットでの散乱、（c）aを介した相互作用ローレンツ不変構造の範囲、（d）問題の典型的な伝達運動量と比較して重いものと軽いものの両方のメディエーター。暗黒物質とメディエーターの質量、および恒星の温度の関数としての熱化時間の分析動作について説明します。最後に、恒星の両方のキャプチャが効率的であり、熱が宇宙の時代の中で発生するパラメトリックな範囲を特定します。コアで全滅する可能性のある暗黒物質の場合、これらの領域は、冷たい中性子星を観測する次期赤外線望遠鏡で探査できるパラメトリック範囲を示します。
| Title |
Phenomenological_quark-hadron_equations_of_state_with_first-order_phase_transitions_for_astrophysical_applications |
| Authors |
Niels-Uwe_F._Bastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10846 |
現在の研究では、天体物理学アプリケーションのための1次相転移を伴う状態方程式モデルが提示されています。モデルは、クォークハドロン相転移の2相アプローチに基づいています。これは、構造によって1次相転移につながります。結果として得られるモデルは、冷中性子星、コア崩壊超新星爆発、連星中性子星の合体など、いくつかの天体物理学のアプリケーションですでにうまく使用されています。この作業の主な目的は、モデルの詳細を提示し、特定の機能について議論し、最終的にはそれを表形式で公開して、さらに使用できるようにすることです。
格子QCDデータと中性子星におけるハドロンの反発特性
| Title |
Repulsive_properties_of_hadrons_in_lattice_QCD_data_and_neutron_stars |
| Authors |
Anton_Motornenko,_Somenath_Pal,_Abhijit_Bhattacharyya,_Jan_Steinheimer,_and_Horst_Stoecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10848 |
$B$、$Q$、および$S$料金の2次感受率$\chi^{11}_{ij}$がCMFモデルで計算され、利用可能なラティスQCDデータと比較されます。感受性は、異なるハドロン種間の短距離反発相互作用、特にハイペロンのあまりよく拘束されていないハードコア反発に非常に敏感であることがわかります。非奇妙なバリオンと比較してハイペロンのサイズを小さくすると、CMFモデルの結果と格子QCDデータの一致が大幅に改善されます。電荷に依存する感受性は、中間子の短距離反発体積に敏感です。格子QCDデータとの比較により、奇妙なバリオン、非奇妙な中間子、および奇妙な中間子は、奇妙なバリオンよりもハードコアボリュームが大幅に小さいことが示唆されています。モデルの変更されたハドロンボリュームを使用すると、主にQCD感受性のハドロン記述が、キラル擬臨界温度を大幅に超える可能性があります。格子QCDデータに基づく改善されたCMFモデルは、冷たいQCD物質と中性子星物質の特性を研究するために使用されました。相構造は基本的に変更されていませんが、キラル相転移は低温（$T_{\rmCP}\約17$MeV）でのみ発生しますが、ハイペロンは非ストレンジハドロンよりも高い密度まで閉じ込められます。中性子星の質量半径図は、ハイペロンの出現によりわずかに変更されているだけで、天体物理学の観測と一致しています。
Hyperonic Starの音速について
アナラ他によって最近確立された高密度バリオン物質の状態方程式に対する注目すべきモデルに依存しない制約に基づいて構築します。[1]。クォーク-中間子結合モデルを使用して、局所中間子場に対するハドロン構造の自己無撞着調整に基づく核構造へのアプローチにより、ハイペロンが\b{eta}平衡の高密度物質に出現できるようになると、、状態方程式はこれらの制約と一致しています。結果として、重い中性子星のコアにおけるクォーク物質の発生を除外することはできませんが、利用可能な制約はハイペロンの存在と互換性があります。
$ \ gamma $線分光法によるHoyle状態の放射幅
| Title |
The_radiative_width_of_the_Hoyle_state_from_$\gamma$-ray_spectroscopy |
| Authors |
T._Kib\'edi,_B._Alshahrani,_A.E._Stuchbery,_A.C._Larsen,_A._G\"orgen,_S._Siem,_M._Guttormsen,_F._Giacoppo,_A.I._Morales,_E._Sahin,_G.M._Tveten,_F.L._Bello_Garrote,_L._Crespo_Campo,_T.K._Eriksen,_M._Klintefjord,_S._Maharramova,_H.-T._Nyhus,_T.G._Tornyi,_T._Renstr{\o}m,_W._Paulsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10915 |
$^{12}$C（p、p$^{\primeによって励起された$^{12}$Cの7.65MeV励起エネルギーでのHoyle状態から、カスケード3.21MeVおよび4.44MeV電気四重極遷移が観察されました}$）10.7MeVの陽子エネルギーでの反応。陽子-$\gamma$-$\gamma$トリプル一致データから、${\Gamma_{\rmrad}}/{\Gamma}=6.2（6）\times10^{-4}$の値は放射分岐比について得られます。Eriksenetal。、Phys。からの${\Gamma_{\pi}^{E0}}/{\Gamma}$と一緒に結果を使用します。リビジョンC102、024320、および現在採用されている$\Gamma_{\pi}（E0）$値では、Hoyle状態の放射幅は$\Gamma_{\rmrad}=5.1（6）\times10^として決定されます{-3}$eV。この値は、現在採用されている値よりも約34％高く、恒星の進化と元素合成のモデルに影響を与えます。
通常のブラックホールおよび荷電デシッターコアと表面物質層を持つ他のコンパクトオブジェクトの安定性
| Title |
The_stability_of_regular_black_holes_and_other_compact_objects_with_a_charged_de_Sitter_core_and_a_surface_matter_layer |
| Authors |
Angel_D._D._Masa,_Enesson_S._de_Oliveira,_Vilson_T._Zanchin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.10948 |
本研究では、通常のブラックホール、準ブラックホール、およびその他の帯電したコンパクトオブジェクトのクラスの安定性とその他の物理的特性を調査します。コンパクトなオブジェクトは、静的時空における球対称性を仮定してEinstein-Maxwell連立方程式を解くことによって得られます。時空は、座標半径$a$の球面によって2つの領域に分割されます。内部領域には、デシッタータイプの状態方程式を含む非等方性の帯電流体が含まれます。$p_r=-\rho_m$、$p_r$および$\rho_m$は、それぞれ流体の半径方向の圧力とエネルギー密度です。電荷分布は、適切に動作するべき乗則関数として選択されます。外部領域は、電気真空Reissner-Nordstr\"omメトリックであり、半径$a$に配置された球形シェル（物質層）を介して内部メトリックに結合されます。シェルの物質は完全な流体であると想定されます線形順圧状態方程式${\calP}=\omega\sigma$を満たし、${\calP}$と$\sigma$はそれぞれシェルの圧力とエネルギー密度、$\omega$は定数です。得られた正確な解はいくらか詳細に分析され、これはこの作業の最初の重要な貢献です。次に、解の安定性は、シェルの平衡位置の周りの摂動を考慮して調査されます。これは2番目で最も以前の調査を補足するこの作業の重要な貢献。パラメータ空間の比較的広い領域に安定したオブジェクトがあることがわかりました。特に、対象のパラメータ$\omega$のすべての値に対して、安定した規則的なブラックホールがあります。その他安定した超コンパクトパラメータ空間の特定の領域では、疑似ブラックホール、グラバスター、さらには過充電星などのオブジェクトを使用できます。
疎光性（rel）axion暗黒物質の調査
初期の宇宙論と暗黒物質の直接検出の間の相互作用を調査し、光子への結合が自然に抑制されたアクシオンモデルを考慮します。電弱スケールの宇宙論的緩和のコンテキストでは、緩和フィールドが観測されたすべての暗黒物質の遺物密度を構成し、その許容質量範囲が数$に固定されている\emph{RelaxionDarkMatter}のシナリオに焦点を当てます\mathrm{keV}$は構造です。特に、$g_{\phi、e}=6.8\times10^{-14}$で電子に結合する質量$m_\phi=3.0\、\mathrm{keV}$の緩和粒子は、XENON1Tの超過と一致し、観測された暗黒物質を考慮し、アストロ/コスモプローブを満足させます。このシナリオでは、初期の緩和生成と直接検出の暗黒物質吸収率を結びつけるリンクとして、電弱スケールを使用します。
太陽の$ ^ 8 $ Bニュートリノフラックスによる太陽のレリックニュートリノの密度の上限の推定
| Title |
Estimation_of_an_Upper_Limit_on_the_Density_of_Relic_Neutrinos_in_the_Sun_via_the_Solar_$^8$B_Neutrino_Flux |
| Authors |
Tim_Ruhe_and_Alexander_Sandrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11051 |
初期宇宙からの遺物ニュートリノは、比較的大きな数密度を持っていると予測されていますが、非常に低いエネルギーです。したがって、可能な唯一の相互作用は、ベータ崩壊核でのニュートリノ捕獲を介して進行します。残存ニュートリノがベータ崩壊核によって捕獲される場合、これらの核の崩壊から通常出現するニュートリノは、ニュートリノ実験で登録された太陽ニュートリノの総数から失われます。太陽の中では、${}^8\mathrm{B}$とCNOサイクルからの3つの核がこの種のプロセスに適していることがわかります。それらの断面積と、観測された太陽ニュートリノ数への影響の可能性について説明します。標準のニュートリノ振動を仮定すると、太陽標準モデルの予測からのニュートリノフラックス測定値の逸脱は観察されず、上限はそれに応じて導出されます。
7つの異なるゲージで物質支配中の2次のスカラー誘起テンソル摂動を調べます。ニュートンゲージから得られた解を考慮して、スカラー誘導テンソル摂動のゲージ変換則を使用して、他の6つのゲージの解を導出します。同期および移動する直交ゲージの残差ゲージモードを識別して削除した後、これら2つのゲージのカーネル関数$I_{\chi}$の分析結果を、ゲージ変換から得られたものと同じにします。$\sinx$および$\cosx$として振動するスカラー誘導重力波の場合、$\rho_{\text{GW}}\proptoa^{-4}$および$\Omega_{\text{GW}}\propto1/a$は時代を支配していたため、振動する重力波は放射として振る舞います。
