KBCボイドとハッブル張力はGpcスケールで$ \ Lambda $ CDMと矛盾します$-$可能な解決策としてのミルグロミアンダイナミクス
| Title |
The_KBC_void_and_Hubble_tension_contradict_$\Lambda$CDM_on_a_Gpc_scale_$-$_Milgromian_dynamics_as_a_possible_solution |
| Authors |
Moritz_Haslbauer_(Bonn),_Indranil_Banik_(Bonn),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11292 |
KBCボイドは、ローカルグループの周囲の40〜300Mpcで観測された相対密度コントラスト$\delta\equiv1-\rho/\rho_{0}=0.46\pm0.06$のローカル低密度です。宇宙で質量が保存されている場合、そのような隙間が$5.3\sigma$ハッブルの緊張を説明する可能性があります。ただし、MXXLシミュレーションでは、KBCボイドが標準の宇宙論（$\Lambda$CDM）で$6.04\sigma$の張力を引き起こすことが示されています。ハッブルの緊張と組み合わせると、$\Lambda$CDMは$7.09\sigma$の信頼性で除外されます。したがって、Gpcスケールの密度と速度の分布は、重力に対する長期的な変更を示唆しています。これに関連して、$11\、\rm{eV}/c^{2}$ステライルニュートリノが追加された宇宙論的MONDモデルを検討します。この$\nu$HDMモデルに、ほぼ標準的な拡張履歴、原始的な存在量の軽元素、および宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性がある理由を説明します。MONDでは、構造物の成長は周囲の構造物からの外部フィールドによって自己制御されます。モデルパラメーターをKBCボイド密度プロファイル、赤方偏移$0.023-0.15$での超新星から共同で導出されたローカルハッブルおよび減速パラメーター、強力なレンズシステムの時間遅延、およびCMBに対するローカルグループ速度で制約します。ボイドが時間に依存しない外部フィールド${0.055\、a_{_0}}に埋め込まれている場合、最適なモデルは、$1.14\％$の信頼水準（${2.53\sigma}$張力）でこれらの観測量を同時に説明します。$。したがって、KBCボイドがミルグロミアンダイナミクスのハッブル張力を自然に解決できることを初めて示します。$\Lambda$CDMとの調整が難しい銀河スケールでの多くの成功した先験的MOND予測を考えると、$11\、\rm{eV}/c^{2}$ステライルニュートリノによって補完されたミルグロミアンダイナミクスはより全体的な説明を提供するかもしれませんすべてのスケールにわたる天文観測用。
Lux ex tenebris：宇宙の夜明けの間に銀河間媒体上の暗黒物質を全滅させる痕跡
| Title |
Lux_ex_tenebris:_The_imprint_of_annihilating_dark_matter_on_the_intergalactic_medium_during_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Florian_List,_Pascal_J._Elahi,_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11298 |
HERAやSKAなどの次世代電波望遠鏡を使用した高度に赤方偏移した21cm線の今後の測定は、再イオン化の時代（EoR）、宇宙の夜明け、暗黒時代の暗黒物質（DM）の物理を調べる興味深い機会を提供します。HERAはすでに構築中であり、これらの時代の間に銀河系間媒体（IGM）に対するDM物理の影響を完全に理解することが急務です。DM消滅とバリオン冷却物理学を備えた$（100\h^{-1}\\text{Mpc}）^3$ボックスに$2\times512^3$粒子を含む流体力学シミュレーションスイートの最初の結果を示します。シミュレーションで再イオン化が始まる直前のredshift$z\sim11$に焦点を当て、IGMと構造形成へのDM消滅の痕跡について説明します。構造形成は$m_\chi\gtrsim100\\text{MeV}$より重い熱WIMPの影響を受けませんが、$\mathcal{O}$（GeV）DM粒子からの加熱はに大きな痕跡を残す可能性があることがわかります。21cm信号を変更するIGM。低密度領域の低温ガスは、DM加熱の影響を特に受けやすくなります。ただし、現在、シミュレーションではエネルギー蓄積の遅延は考慮されていないことに注意してください。
アクシオンのような場でのオシロンの合併による電磁バースト
衝突から生じる電磁放射とスカラー放射のバースト、および結合されたアキシオンゲージ場システムの3+1次元格子シミュレーションを使用して、アキシオン様粒子から作られたオシロンの結合を調査します。光子への放射は、合併前に抑制されます。ただし、共鳴条件が満たされる場合、合併後のエネルギー損失の主要な原因になります。逆に、スカラー波の放射は、初期の統合フェーズでは支配的ですが、統合後は抑制されます。スカラーと電磁放射の逆反応は、シミュレーションに含まれています。共鳴光子生成が初期軸索エネルギーのかなりの部分を抽出し、再び共鳴条件から外れることを確認するのに十分な時間、システムを進化させます。私たちは、時間のパラメトリックな理解と、プロセスに関与するエネルギースケールを提供し、電磁信号を検出する観測的展望について議論します。
10 $ ^ 7 $ Kの温熱銀河間媒体をUV吸収線でトレース
| Title |
Tracing_the_10$^7$K_Warm-Hot_Intergalactic_Medium_with_UV_absorption_lines |
| Authors |
A._Fresco_(1),_C._P\'eroux_(2_and_3),_A._Merloni_(1),_A._Hamanowicz_(2),_R._Szakacs_(2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11346 |
今日、宇宙の大部分の宇宙バリオンは直接観測されていないため、低赤方偏移で「バリオンが失われている」という問題が発生しています。宇宙流体力学シミュレーションは、それらのかなりの部分が、10$^5$-10$^7$Kの範囲のガス温度で、いわゆるウォームホット銀河間媒体（WHIM）に変換されることを示しています。このガスのより低温の相は、UV波長でOVIおよびNeVIII吸収剤を使用して観察されていますが、より高温のフラクション検出は、X線波長でのOVIIおよびOVIIIの観察に主に依存しています。ここでは、100を超える高スペクトル分解能（R$\sim$49,000）と高い信号対ノイズのVLT/UVESクエーサースペクトル。VLT時間の600時間以上の観測に対応します。既知のDLAの位置にこれらを積み重ねると、$\mathrm{log[N（[Fe\、XXI]）]<}$17.4（${EW_{rest}<22}）の5$\sigma$制限になります。$m$\unicode{x212B}$）、WHIMの予想される列密度より3桁高い$\mathrm{log[N（[Fe\、XXI]）]<}$14.5。この作業は、X線検出の10$^7$KWHIMトレーサーに代わるものを提案します。これは、機器のスループットの向上、スペクトル分解能の向上、露光時間の延長、ターゲットの数の増加などのメリットを活かして、地表からのUV波長のかすかなラインをターゲットにします。4MOST、ELT/HIRES、MSE、分光望遠鏡などの将来の施設でこの理論的なカラム密度に到達するために必要なクエーサースペクトルの数は、現在のところ難しいようです。失われたバリオンを精査することは、銀河形成の基本である降着とフィードバックのプロセスを抑制するために不可欠です。
第一世代の星によるダークマタープロパティの制約
| Title |
Constraining_Dark_Matter_properties_with_the_first_generation_of_stars |
| Authors |
Cosmin_Ilie_and_Caleb_Levy_and_Jacob_Pilawa_and_Saiyang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11474 |
濃い環境での核との衝突により、星の表面での脱出速度（$v_{esc}$）を下回るDM粒子の速度が低下する可能性があるため、ダークマター（DM）は任意の星の重力場に閉じ込められます。捕獲された場合、DM粒子は自己消滅する可能性があるため、星に新しいエネルギー源を提供します。最近開発された多重散乱捕獲形式を使用して、第1世代の星（ポップIII星）による$100$GeVより重い質量（$m_X$）のDM粒子の捕獲についてこの現象を調査します。ポップIIIスターは、DMが豊富な環境で$〜\sim10^6M_\odot$DMミニハロの中心、赤方偏移$z〜\sim15$で形成されるため、特に優れたDMキャプターです。XENON1T実験によって提供された最も深い電流排除限界でのDM陽子散乱断面積（$\sigma）$を想定すると、ポップIII星のコアで捕獲されたDM消滅は、エディントン限界を介して、PopIIIスターの位置での周囲のDM密度（$\rho_X$）が十分に高い場合は、数$M_\odot$の星の質量。逆に、PopIIIの星が識別された場合、観測された質量（$M_\star$）を使用して$\rho_X\sigma$に境界を設定できます。断熱収縮を使用して、PopIII星を取り巻く環境の周囲DM密度を推定し、$M_\star$の$\sigma$に$100-1000M_\odot$範囲の予測上限を設定し、最も敏感な現在の直接検出実験によって提供されるものと競合するか、それよりも深い。最も興味深いのは、検討された各ポップIIIスターを使用して「ニュートリノの床」の下を探索し、対応する必要な周囲DM密度を特定できることです。
第一世代の星でニュートリノの床の下を探査する
| Title |
Probing_below_the_neutrino_floor_with_the_first_generation_of_stars |
| Authors |
Cosmin_Ilie_and_Caleb_Levy_and_Jacob_Pilawa_and_Saiyang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11478 |
宇宙の最初の星（ポップIII星）の単なる観測を使用して、暗黒物質と通常のバリオン物質との間の相互作用の強さに厳しい制約を課すことができることを示します。この手法をハッブル宇宙望遠鏡で$z\sim7$で発見された候補のポップIII恒星複合体に適用し、暗黒物質粒子のXENON1Tなどの現在の直接検出実験と競合するかそれよりも強力な境界を見つけます。質量（$m_X$）が約$100$GeVより大きい。また、十分に大規模なPopIII星の発見が、直接検出実験の主な制限であるニュートリノバックグラウンドを回避するために使用される可能性があることも示しています。
2つのサイトの物語-II：今後の21 cm干渉計によるミニハロがホストする銀河の特性の推測
| Title |
A_tale_of_two_sites_--_II:_Inferring_the_properties_of_minihalo-hosted_galaxies_with_upcoming_21-cm_interferometers |
| Authors |
Yuxiang_Qin_(1),_Andrei_Mesinger_(1),_Bradley_Greig_(2,3)_and_Jaehong_Park_(1,4)_((1)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa_(2)_School_of_Physics,_The_University_of_Melbourne_(3)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D)_(4)_School_of_Physics,_Korea_Institute_for_Advanced_Study_(KIAS),_Seoul,_Republic_of_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11493 |
銀河の第1世代はミニハロで形成され、${\rmH}_2$冷却によってガスを降着させ、独自の特性を持つことが期待されています。これらの分子冷却銀河（MCG）からの放射は、UV/赤外線調査で直接検出されることはほとんどありませんが、宇宙の夜明けからの21cm信号に痕跡を残す可能性があります。ここでは、今後の無線干渉計を使用して検出可能性を定量化します。両方のMCGと、より大規模な原子冷却銀河（AGC）の両方のモデルを使用して、21cmの模擬パワースペクトルを生成し、両方の集団に異なるプロパティとスケーリング関係を持たせることができます。銀河のパラメータは、以下と一致するように選択されます。（i）高赤方偏移のUV光度関数。（ii）QSOスペクトルからの中性画分の上限。（iii）CMBへのトムソン散乱光学的厚さ。（iv）最近の推定EDGES検出のタイミング。後者は、宇宙論的であることが確認された場合、宇宙の夜明けへのMCGの重要な貢献を意味します。次に、MCGの寄与を含み、無視する2つのモデルでベイズ推定を実行します。ベイジアンの証拠を比較すると、MCGを含むモデルの方が自由パラメーターが多いという事実にもかかわらず、MCGを強く好むことがわかります。これは、MCGが実際にCosmicDawnで重要な役割を果たす場合、今後の21cmパワースペクトルからその特性を推測できることを示唆しています。私たちの研究は、ベイズの証拠を最大化することによって、これらの観測がさまざまな複雑さを持つ不確実な銀河形成モデルをどのように区別できるかを示しています。
原始ブラックホールの制約とグローバル21cm信号からの曲率摂動
EDGESによるグローバル21cm信号とLIGO/VIGOによる重力波の最近の観測は、PBHへの関心を呼び起こしました。以前の研究とは異なり、質量範囲$6\times10^{13}{\rmg}\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim3\times10^{のIGMの進化に対するPBHの影響を調査します14}\rmg$。これらのPBHの寿命は現在の宇宙時代よりも短いため、現在までに蒸発しています。ホーキング放射により、IGMに対するPBHの加熱効果により、グローバル21cm信号の吸収振幅を抑制することができます。この作業では、$10\lesssimz\lesssim30$の赤方偏移範囲でグローバル21cm信号の輝度差温度を要求することにより、たとえば$\deltaT_{b}\lesssim-100〜\rmmK$、PBHの初期質量分率の上限を取得します。最強の上限は$\beta_{\rmPBH}\sim2\times10^{-30}$であることがわかります。PBHの形成は原始曲率摂動に関連しているため、PBHの初期質量分率の制約を使用することにより、スケール範囲$8.0\times10^{15}\lesssimの原始曲率摂動のパワースペクトルの上限を取得します。k\lesssim1.8\times10^{16}〜\rmMpc^{-1}$、ここで考慮される質量範囲に対応します。最強の上限は$\mathcalP_{\mathcalR}（k）\sim0.0046$であることがわかります。以前の研究と比較することにより、この研究で調査された質量範囲（またはスケール範囲）に対して、グローバル21cmシグナルまたは21cmパワースペクトルは、PBHの初期質量分率とパワースペクトルに最も強い上限を与えることがわかります原始曲率の摂動。
自己重力準定常状態の性質
当初、非平衡状態の自己重力システムは、無衝突緩和ダイナミクスによって、準定常状態（QSS）を形成します。これらは、構造のボトムアップ集約またはトップダウンフレームから発生する可能性があります。それらの準平衡特性はジーンズの方程式でよく説明されており、普遍的ではありません。つまり、それらは初期条件に依存します。このような依存の起源を理解するために、初期密度変動のスペクトルのさまざまな選択によって特徴付けられる、初期に冷たい球形システムの数値実験の結果を示します。このような変動の振幅により、システムがトップダウンで緩和するか、ボトムアップで緩和するかが決まります。結果のQSSの統計的特性は、主に形成プロセス中に交換されるエネルギー量に依存することがわかります。特に、激しいトップダウン崩壊では、エネルギー交換が大きく、QSSは、ほぼ平坦な密度プロファイルと準マクスウェル-ボルツマン（等方性）速度分布を持つ内核を示し、外側の領域は密度プロファイルを示します$\rho（r）\proptor^{-\alpha}$（$\alpha>0$）。数値実験と一致して、$\alpha=4$であることを分析的に示します。それほど激しくないボトムアップダイナミクスでは、エネルギー交換ははるかに小さく、軌道はそれほど長くなく、$0<\alpha（r）\le4$であり、密度プロファイルはNavarro-Frenk-Whiteの動作によく適合しています。このような動的な進化は、不均一な球形の孤立したシステムと、宇宙論的シミュレーションから抽出されたハローの両方によって示されます。これらの結果とコアカスプ問題との関係を検討します。これは、銀河がモノリシック崩壊によって形成されれば自然に解決されると結論付けています。
紡糸および非紡糸蒸発原始ブラックホールからのガス加熱
| Title |
Gas_Heating_from_Spinning_and_Non-Spinning_Evaporating_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Ranjan_Laha,_Philip_Lu,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11837 |
初期の宇宙からの原始ブラックホール（PBH）は、実行可能な暗黒物質（DM）候補を構成し、質量が何桁にも及ぶ可能性があります。質量が約$10^{15}$gの軽いPBHは、DMに寄与し、現時点ではホーキング放射によって効率的に蒸発し、多数の観測可能なシグネチャにつながります。放出は周囲の星間物質にエネルギーと熱を蓄積します。非回転PBHを蒸発させることにより、矮小銀河の加熱による制約を再検討し、しし座Tの矮小銀河による制約が以前に提案されたものよりも大幅に弱いことを発見しました。さらに、蒸発するPBHの回転によるガス加熱を分析します。結果として生じるPBHDM存在量の制限は、非回転PBHよりも蒸発回転PBHの方が強いことがわかっています。
LISAによる確率的重力波背景の再構成の改善
| Title |
Improved_reconstruction_of_a_stochastic_gravitational_wave_background_with_LISA |
| Authors |
Raphael_Flauger,_Nikolaos_Karnesis,_Germano_Nardini,_Mauro_Pieroni,_Angelo_Ricciardone,_Jes\'us_Torrado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11845 |
LISAを使用して確率的重力波背景のスペクトル形状をモデルに依存せずに再構築するためのデータ分析手法を紹介します。TDIチャネルの完全なセットを含めることにより、単一の時間遅延干渉法（TDI）チャネルに依存する以前に提案された再構成アルゴリズムを改善します。以前の作業と同様に、理想的な等値構成を想定しています。2つの異なる天体物理学の前景信号の存在下での再構成を含む、多くのケーススタディで改善されたアルゴリズムをテストします。追加のチャネルを含めると、さまざまな方法で役立つことがわかります。再構築の不確実性が軽減されます。これにより、グローバル尤度最大化がローカル極値に陥りにくくなります。また、信号と機器のノイズの間の縮退を効率的に解消します。
重力波のNANOGravヒントのための可能な太陽質量原始ブラックホール
パルサータイミングアレイ（PTA）観測のためのNANOGravコラボレーションは最近、等方性確率過程の証拠を発表しました。これは、確率的重力波（GW）背景の最初の検出となる可能性があります。信号が太陽質量原始ブラックホール（PBH）の形成に関連する2次GWによって引き起こされる可能性について説明します。この可能性は、太陽質量PBHの合併イベントからの確率的GWを対象とした将来の干渉計タイプのGW観測、およびPTA実験の更新によってテストできます。
ミニネプチューン大気の温度プロファイルと発光スペクトルについて
M矮星を周回するミニネプチューンの大気観測は、化学的および熱的性質に制約を提供し始めている一方で、それらの内部および潜在的な表面についての手がかりも提供しています。比較的大きなスケールの高さと大きな惑星と星のコントラストを備えたミニネプチューンは、現在、温帯低質量太陽系外惑星を特徴付ける目標に向けた理想的なターゲットです。ミニネプチューンの熱構造とスペクトルの外観を理解することは、放射/対流エネルギー輸送、内部の境界条件、潜在的な居住可能性など、大気のさまざまな側面を理解するために重要です。本研究では、ミニネプチューンの大気の自己無撞着モデルを使用して、これらの側面を調査します。まず、温帯のミニ海王星の大気温度プロファイルと熱放射スペクトルに対する照射、内部フラックス、金属性、雲とヘイズの影響を調査することから始めます。特に、放射対流境界と、内部および/またはポテンシャルサーフェスとのインターフェースとして機能する低層大気の熱力学的条件に対するこれらのプロパティの影響を調査します。ミニネプチューンK2-18bの居住性に関する最近の提案に基づいて、このような惑星のH_2が豊富な大気下で液体の水を可能にするさまざまな物理的に動機付けられた大気条件を見つけました。JWST/MIRI分光測光法による熱放射の観測は、K2-18bなどの温帯ミニ海王星の居住性に有用な制約を課すことができ、GJ3470bなどの暖かい惑星の化学的および熱的特性にさらに詳細な制約を提供できることがわかります。私たちの結果は、居住可能な太陽系外惑星の探索における有望な候補として、K2-18bなどの温帯ミニネプチューンの可能性を裏付けています。
生まれた奇行：木星と土星の不安定化前の軌道に対する制約
| Title |
Born_eccentric:_constraints_on_Jupiter_and_Saturn's_pre-instability_orbits |
| Authors |
Mattthew_S._Clement,_Sean_N._Raymond,_Nathan_A._Kaib,_Rogerio_Deienno,_John_E._Chambers,_Andre_Izidoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11323 |
動的不安定性のエピソードは、外側の太陽系の軌道構造を形作ったと考えられています。この不安定性をモデル化する場合、重要な制約は、木星の5番目の偏心モード（振幅M55で定量化）に由来します。これは、太陽系の経年変化の重要なドライバーです。一般に想定されている近円軌道から始めて、現在の巨大惑星のアーキテクチャは数値的に生成されたシステムの限界にあり、M55がその真の値に興奮することはほとんどありません。ここでは、人工的に引き起こされた不安定性の大規模なバッチの動的分析を実行し、巨大惑星の原始軌道のさまざまな構成をテストします。より標準的なセットアップに加えて、原始気体円盤内での巨大惑星の進化の最新の流体力学シミュレーションの結果に動機付けられて、木星と土星が2：1共鳴で閉じ込められた星雲ガスから非偏心ゼロ。そのようなシナリオでは、現代の木星-土星システムが典型的なシミュレーション結果を表し、M55が一般的に一致していることを示します。さらに、天王星と海王星の最終軌道は、原始カイパーベルトの質量と放出された天王星型惑星の質量の組み合わせによって決定されることを示します。
ペブル集積シナリオにおける巨大惑星の離心率分布とそれらのスーパーアースとの関係について
| Title |
On_the_eccentricity_distribution_of_giant_planets_and_their_relation_to_super-Earths_in_the_pebble_accretion_scenario |
| Authors |
Bertram_Bitsch,_Trifon_Trifonov,_Andre_Izidoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11725 |
コールドジュピター惑星（$r>$1AU）の集団の観測は、これらの惑星のほぼすべてが離心率でホスト星を周回していることを示しています。木星質量が数個までの惑星の場合、離心率は、ガス分散後に発生する惑星-惑星散乱イベントの結果であると考えられています。小石やガスの降着による惑星の成長や、ガス盤内の複数の惑星の胚の移動をシミュレーションします。次に、ガスディスクの分散後、形成された惑星系の長期動的進化を100Myrまで追跡します。私たちは、惑星系の最終的な構成のために、原始惑星胚の初期数と、気相中の離心率と傾斜の異なる減衰率の重要性を調査します。シミュレーションされた惑星系の最終的な動的構造を観測された太陽系外惑星のそれと比較することにより、モデルを制約します。我々の結果は、偏心と傾斜の減衰が効率的である限り、初期の惑星胚の数が巨大惑星の最終的な軌道偏心分布にわずかな影響しか及ぼさないことを示しています。減衰が非効率的（遅い）である場合、胚の初期数が多いシステムは、平均的な奇行が大きくなります。さらに、減衰率が遅い場合は、すでにガスディスクフェーズ中に散乱イベントが一般的であり、これらのシミュレーションで形成された巨大惑星が観測された巨大惑星の離心率分布に最もよく一致していることがわかります。これらのシミュレーションはまた、離心率軌道上の巨大な巨大惑星（木星質量より上）は散乱段階で失われるため、内側のスーパーアースをホストする可能性が低いことを示していますが、ほぼ円軌道上のそれほど大きくない巨大惑星を持つシステムは、内側のシステムを収容する必要がありますスーパーアース。最後に、私たちのシミュレーションは、巨大な惑星が平均して単一ではなく、複数の惑星系に住んでいることを予測しています。
多惑星系の安定性に制約のある特性化
| Title |
Stability_Constrained_Characterization_of_Multiplanet_Systems |
| Authors |
Daniel_Tamayo,_Christian_Gilbertson,_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11831 |
発見された多くのマルチプラネットシステムは密集しています。これは、質量と軌道要素の広いパラメータ範囲が動的に不安定になり、除外される可能性があることを意味します。安定性、通過タイミング変動（TTV）、通過時間の制約を直接比較できるコンパクトな3惑星システムであるKepler-23のケーススタディを紹介します。この密集したシステムでは、安定性により、現在の最先端の方法に匹敵するか、それよりも厳しい物体の質量と軌道離心率に上限が設定される可能性があることがわかります。具体的には、安定性により、惑星$b$、$c$、$d$の軌道離心率0.09、0.04、0.05にそれぞれ68％の上限が設定されます。これらの制約は、視線速度信号$\lesssim20$cm/sに対応し、通過時間からの制約よりも大幅に厳しく、TTVからの制約に匹敵します。安定性はまた、惑星の質量$b$、$c$、および$d$にそれぞれ2.2、16.1、および5.8$M_\oplus$の68％の上限をもたらします。。この安定性制約付きの特性評価を実行すると、N体統合では計算コストが高くなります。SPOCK、惑星軌道構成の安定性Klassifier（Tamayoetal。、2020）は、4000倍以上速くN体の結果を忠実に近似できることを示しています。コンパクトシステムのこのような安定性に制約のある特性評価は、困難な「干し草の山の針」の問題であると主張し（採用された事前設計では、安定した構成ごとに2500の不安定な構成を削除する必要があります）、このような安定性分析についていくつかの実用的な推奨事項を提供します。
銀河相互作用における空間的に分解された星形成と燃料補給
| Title |
Spatially_resolved_star_formation_and_fuelling_in_galaxy_interactions |
| Authors |
Jorge_Moreno,_Paul_Torrey,_Sara_L._Ellison,_David_R._Patton,_Connor_Bottrell,_Asa_F._L._Bluck,_Maan_H._Hani,_Christopher_C._Hayward,_James_S._Bullock,_Philip_F._Hopkins_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11289 |
相互作用する銀河における空間構造と星形成と星間物質（ISM）の進化を調査します。「現実的な環境でのフィードバック-」モデル（fire-2）を採用した、パーセクスケールの銀河の合体シミュレーション（恒星の質量比=2.5：1）の広範なスイートを使用します。このフレームワークは、星形成、フィードバックプロセス、およびISMの多相構造を解決します。銀河対の相互作用の段階に焦点を当てます。近い出会いは、クール（HI）とコールドデンス（H2）のガス収支を大幅に増大させ、結果として新しい星の形成を高めることがわかります。この強化は、二次銀河に対して中央に集中し、一次銀河に対してより放射状に拡張されます。この動作は、軌道ジオメトリに弱く依存しています。また、全球星形成率（SFR）が高い銀河は、高レベルの星形成効率（SFE）または利用可能な低温高密度ガス燃料のいずれかによって駆動され、強力な核SFRの強化を経験することもわかりました。世界的なSFRが抑制された銀河にも、核の低温高密度ガス貯留層が含まれていますが、SFEレベルが低いと、中央地域のSFRが低下します。具体的には、大部分の場合、中央キロパーセルのSFR強化は燃料駆動型です（セカンダリは55％、プライマリーは71％）-中央SFR抑制は効率駆動型です（セカンダリは91％、プライマリの97％）。私たちの数値予測は、相互作用するシステムの広大で多様なサンプルを調べることができる、実質的に大規模な、および/または合併専用の空間分解銀河調査の必要性と、それらの内部ISM構造をキャプチャすることを目的とした多波長キャンペーンの必要性を強調しています。
近くの2つのクエーサーでの超高速流出によって駆動される銀河規模のイオン化風
| Title |
Galaxy-scale_ionised_winds_driven_by_ultra-fast_outflows_in_two_nearby_quasars |
| Authors |
A._Marasco,_G._Cresci,_E._Nardini,_F._Mannucci,_A._Marconi,_P._Tozzi,_G._Tozzi,_A._Amiri,_G._Venturi,_E._Piconcelli,_G._Lanzuisi,_F._Tombesi,_M._Mingozzi,_M._Perna,_S._Carniani,_M._Brusa_and_S._di_Serego_Alighieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11294 |
ナローフィールドモードでMUSE補償光学（AO）データを使用して、MR2251-178とPG1126-041のイオン化ガスの特性を調査します。X線バンドで検出されたUFO）。拡散ガスからの発光を低速成分と高速成分に分解します。前者は、クリーンで規則的な速度場と低い（〜80km/s）速度分散を特徴としています。PG1126-041では定期的に回転しているガスを追跡しますが、MR2251-178では、最近の合併またはフライバイからの潮せきに関連している可能性があります。他のコンポーネントは、核から数kpcまで拡張されていることがわかり、AGN駆動の流出から予想されるように、高い（〜800km/s）速度分散と青にシフトした平均速度を示しています。類似の光度のAGNをホストしている銀河のものと一致して、数Mo/yrまでの質量流出率と0.1〜0.4％の速度効率を推定します。これらのイオン化された流出の運動量率は、運動量駆動の風の伝播と一致して、サブPCスケールでUFOについて測定されたものに匹敵します。約100倍の追加の運動量が大規模な分子風に閉じ込められていない限り、純粋なエネルギー駆動風は除外されます。私たちのソースの流出特性を、文献からUFOをホストしている十分に研究されたQSOの小さなサンプルのものと比較することにより、風が勢い駆動またはエネルギー駆動体制のいずれかに系統的にあるように見え、これらが2つの理論モデルは、AGN駆動の風の物理学を非常にうまくまとめています。
渦巻銀河のHIスケールハイト
3成分系が垂直静水圧平衡の星、分子ガス、および原子ガスで構成されるため、近くの7つの大きな渦巻銀河の銀河円盤をモデル化します。対応するジョイントポアソンボルツマン方程式を設定し、数値的に解いて、これらの銀河におけるHIの3次元分布を推定します。ポアソン-ボルツマン方程式を解く際、一定のHI速度分散（$\sigma_{\rmHI}$）は考慮しません。むしろ、HIスペクトルキューブの観測された2次モーメントプロファイルを使用して、銀河の$\sigma_{\rmHI}$プロファイルを自己矛盾なく推定する反復法を開発します。密度ソリューションを使用して、銀河のHI垂直スケールの高さを決定します。HIディスクは半径の関数として線形にフレアすることがわかります。私たちの銀河のHIスケールの高さは、中心の数百パーセクから周辺の$\sim1-2$kpcの間で変化することがわかります。サンプル銀河のHIディスクの軸比を推定し、中央値比が0.1であることを確認しました。これは、矮小銀河で見られるものよりもはるかに低く、渦巻銀河のHIディスクがはるかに薄いことを示しています。3つのサンプル銀河（NGC5055、NGC6946、およびNGC7331）の非常に低い軸比は、それらが潜在的な超薄型銀河であることを示唆しています。NGC6946のHI分布とHI穴のサイズを使用すると、この銀河のHI穴のほとんどが銀河周辺の媒体に分割され、この分割は外側の半径と比較して内側の半径でより効果的であることがわかります。
暗い銀河候補AGESVC1 282の深部光学イメージング
| Title |
Deep_optical_imaging_of_the_dark_galaxy_candidate_AGESVC1_282 |
| Authors |
Michal_B\'ilek_(Strasbourg),_Oliver_M\"uller_(Strasbourg),_Ana_Vudragovi\'c_(AOB_Belgrade),_Rhys_Taylor_(AsU_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11300 |
ブラインドHIサーベイのアレシボ銀河環境サーベイ（AGES）は、おとめ座銀河団でいくつかの未解決のソースを検出しました。これらの暗い雲の起源は不明です。それらはいわゆる暗黒銀河、つまり宇宙論的シミュレーションから期待される恒星の内容のない暗黒物質ハローである可能性があるため、重要なオブジェクトである可能性があります。暗い雲の性質を明らかにするために、新たに委託された1.4mMilankovi\'cTelescopeを使用して、それらの1つであるAGESVC1282の深い光学画像を撮影しました。$L$フィルターで10.4時間観測した後、画像は$V$で約29.1magarcsec$^{-2}$の表面輝度限界に達しました。光学的対応物は検出されませんでした。$1.1\times10^7\、L_\odot$のオブジェクトの$V$バンド光度に上限を設定し、$1.4\times10^7\、M_\odot$未満の恒星質量とHI-to-3.1を超える恒星質量比。周辺地域のアーカイブHI観測を調査したところ、光学的に暗いHI雲の標準的な説明は、このオブジェクトで使用可能な制約に適合していません。
炭素質ダストの整列の2つのモード
不規則な粒子に作用する放射トルク（RAT）または機械的トルク（MET）は、磁場の方向または放射の方向のいずれかである整列軸（AA）に対してダスト粒子の整列を誘発する可能性があります。炭素質粒子がAAに平行および垂直の両方の軸で整列できることを示し、特定の整列モードが発生する条件を調査します。電場に関して乱流磁化された星間物質における帯電した炭素質粒子の整列の新しいプロセスを特定します。この場は、乱流媒体で加速され、磁場を中心にジャイロ回転する粒子に作用します。電界は、乱流圧縮性媒体の磁界強度の時間的変化からも発生します。電場の方向は磁場に垂直であり、炭素質粒子は電気モーメントのために電場内で歳差運動します。この歳差運動が磁場でのラーモア歳差運動よりも速い場合、そのような粒子の整列は、磁場に平行な長軸で行われます。新しいメカニズムが、磁場に平行な長軸と粒子を整列させるパラメーター空間を探索します。このメカニズムを、同じタイプの整列、つまり不十分な速さの内部緩和を伴う粒子のRAT整列を提供する別のプロセスと比較します。炭素質粒子の整列の特定のモードが実現される条件を説明し、得られた分極を測定することによってどのような情報が得られるかについて説明します。
効率的な初期の恒星フィードバックは、超新星クラスタリングを減らすことによって銀河の流出を抑制することができます
| Title |
Efficient_early_stellar_feedback_can_suppress_galactic_outflows_by_reducing_supernova_clustering |
| Authors |
Matthew_C._Smith,_Greg_L._Bryan,_Rachel_S._Somerville,_Chia-Yu_Hu,_Romain_Teyssier,_Blakesley_Burkhart,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11309 |
パーセクに近い（またはそれ以上の）解像度の銀河形成シミュレーション用に設計された、移動メッシュコードArepoに実装された新しい恒星フィードバックモデルのセットを紹介します。これらには、IMFからの星の明示的なサンプリング、フィードバックを個々の大質量星にリンクできるようにすること、HII領域のモデリングのための改善された方法、空間的に変化するFUVフィールドからの光電加熱、および超新星フィードバックが含まれます。孤立した$M_\mathrm{vir}=10^{10}\、\mathrm{M_\odot}$銀河の32組のシミュレーションを実行し、バリオン質量分解能$20\、\mathrm{M_\odot}$を使用します異なるフィードバックチャネルの非線形結合を調べるため。光イオン化と超新星フィードバックはどちらも独立して星の形成を同じレベルに調整することができますが、光電加熱は非効率的です。光イオン化は、超新星よりもかなり滑らかな星形成の歴史を生み出します。すべてのフィードバックチャネルを組み合わせると、星形成率の追加の抑制はわずかです。ただし、流出率は超新星のみのシミュレーションに比べて大幅に減少しています。これは、光イオン化フィードバックによる超新星クラスタリングの抑制によって直接引き起こされ、最初の超新星の前に星形成雲を破壊することを示しています。結果は、星形成処方、フィードバックモデル、およびディスクのガス分率の変動に対して堅牢であることを示しています。我々の結果はまた、採用された星の粒子の質量が個々の星の質量よりもかなり大きい場合、これが最小のクラスターサイズを課すため、星形成のバースト性と流出の質量負荷が過大評価される可能性があることを意味します。
「アストロダスト」の誘電関数と3.4 $ \ mu $ mおよび10 $ \ mu $ mの特徴における分極の予測
| Title |
The_Dielectric_Function_of_"Astrodust"_and_Predictions_for_Polarization_in_the_3.4$\mu$m_and_10$\mu$m_Features |
| Authors |
B._T._Draine_and_Brandon_S._Hensley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11314 |
星間ダスト物質の誘電関数は、赤外線での消光と偏光の観測値と、星間ダストの質量の推定値を使用してモデル化されます。「アストロダスト」材料は、アモルファスケイ酸塩と、3.4$\mu$mで吸収特性を生成する炭化水素を含む他の材料の混合物であると想定されています。10$\mu$m偏光プロファイルの詳細な形状は、想定される多孔性と粒子形状によって異なりますが、10$\mu$m分光偏光データは、ある形状を別の形状よりも明確に優先したり、多孔性を制限したりするのに十分ではありません。。予想される3.4$\mu$mフィーチャの分極は、3.4$\mu$mの吸収が優先的に粒子表面層にある場合、既存の上限と一致します。整列していない炭素質粒子の別個の集団は必要ありません。3.4$\mu$m分極特性は$（\Deltap）_{3.4\mu{\rmm}}/p（10\mu{\rmm}）\約0.016$であり、電流のすぐ下であると予測します上限。サブグレム波長での同じ粒子による偏光も計算されます。
粉砕するかしないか：熱不安定性の進展における温度と金属性の役割
| Title |
Shatter_or_not:_role_of_temperature_and_metallicity_in_the_evolution_of_thermal_instability |
| Authors |
Hitesh_Kishore_Das,_Prakriti_Pal_Choudhury,_Prateek_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11317 |
分析計算と理想化された高解像度の1D流体力学シミュレーションを使用して、金属性の変化（バックグラウンドの勾配と変動）が局所的な熱不安定性の物理にどのように影響するかをテストします。冷却関数（$\Lambda[T、Z]$）と冷却時間（$t_{\rmcool}$）はガス温度と金属性に依存しますが、熱的不安定性の成長率は、温度に対する冷却関数の導関数（$\partial\ln\Lambda/\partial\lnT$）であり、金属性導関数（$\partial\ln\Lambda/\partial\lnZ$）ではありません。ほとんどの$10^4〜{\rmK}\lesssimT\lesssim10^7〜{\rmK}$では、アイソバリックモードとアイソコリックモードの両方（冷却時間でカバーされる音速よりも小さいスケールと大きいスケールで発生します）[$c_st_{\rmcool}$]、それぞれ）線形に成長し、より高い温度（$\gtrsim10^7〜{\rmK}$）では、等値モードは安定しています。非線形の進化でさえ、等容モードが線形的に安定であるか不安定であるかに依存することを示します。安定した等積モードでは、小規模の等圧モードの成長が観察されますが、これは密な冷却領域の非線形断片化とは異なります。不安定な定積摂動の場合、小規模で高密度の摂動は観察されません。非常に小さな雲（$\sim{\rmmin}[c_st_{\rmcool}]$）は、安定した定積熱不安定性の非線形進化の過渡状態で形成されますが、それらのほとんどは最終的に融合します。
低質量の球状星団E3の崩壊
| Title |
The_disruption_of_the_low-mass_globular_cluster_E3 |
| Authors |
Julio_A._Carballo-Bello,_Ricardo_Salinas_and_Andr\'es_E._Piatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11320 |
{\itGaia}DR2測光と適切な動きを使用して、銀河球状星団E\、3の仮想の潮汐の尾を検索します。古典的な除染手順の修正版を使用して、クラスターからその中心から$r\sim1$\、degまで出現する拡張構造の存在を特定できます。したがって、この十分に研究されていないクラスターが潮汐破壊プロセス。これらの低表面輝度構造は、銀河周辺に近いクラスターで予想されるように、銀河中心への方向と整列しています。このクラスターによって失われる質量の重要な量を説明するためのさまざまなシナリオについて説明します。
| Title |
Robotic_Reverberation_Mapping_of_the_Southern_Seyfert_NGC_3783 |
| Authors |
Misty_C._Bentz,_Rachel_Street,_Christopher_A._Onken,_Monica_Valluri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11358 |
2020年の前半を通じて実施されたNGC3783の分光学的および測光モニタリングを提示します。連続体の変動と広い光輝線の応答との間の時間遅延が明確に検出され、H$\beta$、HeII$の残響測定を報告します\lambda4686$、H$\gamma$、およびH$\delta$。広いH$\beta$輝線の時間遅延とスペクトルの可変部分の線幅から、$M_{\rmBH}=2.34^{+0.43}_{-のブラックホール質量を導き出します。0.43}\times10^7$M$_{\odot}$。これは以前の決定よりわずかに小さいですが、一貫しています。ただし、大幅に改善された時間サンプリング（$T_{\rmmed}=4.0$日と比較して$T_{\rmmed}=1.7$日）により、時間遅延と導出された質量の両方の不確実性が$\sim減少しました。50$％。また、ラインウィングのラグが短く、ラインコアのラグが長い、幅広いH$\beta$プロファイル全体で速度が解決された明確な時間遅延も検出されます。完全な速度分解時間遅延応答の将来のモデリングにより、NGC3783の残響ベースの質量がさらに改善され、直接の主要なブラックホール質量測定があるAGNの小さいが成長しているサンプルに追加されます。また、VLTでのMUSEの今後の観測により、NGC3783はブラックホールの小さなサンプルに加わることができ、残響の質量と恒星の動的モデリングの質量を直接比較できます。
フィールドレンチキュラーNGC1172によってホストされている独特の球状星団システムの広視野研究
| Title |
Wide-field_study_of_the_peculiar_globular_cluster_system_hosted_by_the_field_lenticular_NGC_1172 |
| Authors |
Ana_In\'es_Ennis,_Juan_Pablo_Caso,_Lilia_Patricia_Bassino,_Ricardo_Salinas_and_Mat\'ias_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11375 |
GMOS/ジェミニ（光学）、FourStar/マゼラン（NIR）からの観測、ACS/HST（光学）からのアーカイブデータに基づいて、フィールドレンチキュラー銀河NGC1172の球状星団システム（GCS）の広視野研究を提示します。）。この分析はGCSの完全な拡張をカバーし、このような低密度環境の中間質量銀河に特有の高い特定の周波数（S_N=8.6+/-1.5）の値をもたらします。色の分布が狭く、部分母集団を正確に分離することはできませんが、GCSはバイモーダルであるように見えます。ただし、光学フィルターとNIRフィルターの組み合わせにより、バイモダリティをサポートする測光に基づいて金属量分布の推定値を取得できます。金属に乏しい球状星団（GC）の大部分の存在と、NGC1172の高い特定の周波数は、過去に低質量衛星からかなりの量のGCを蓄積したことを示していると結論付けます。
広域領域（BLR）の実行可能な光イオン化モデルを制約するために、宇宙望遠鏡画像分光器（STIS）で取得したNGC3227のセイファート1核のアーカイブハッブル宇宙望遠鏡（HST）の観測を再調査します。結果は、BLRが部分的にイオン化されたダストフリーの球状シェルであり、超大質量ブラックホールに近接しているため、超音波で自由落下速度で崩壊していることを示しています。BLRは、ダストの反響半径と一致する外側の半径でイオン化の境界があり、中心のUV-X線源に近づくと、バルマー反響半径内のX線放出プラズマに変換されます。Balmer輝線の明度を説明するのに必要な水素は40M_Sunだけですが、重力によって5.5x10^24原子/cm^2の大きさの柱に圧縮されます。放射効率の悪い降着を仮定すると、X線の光度は約10^-2M_sun/yrを必要とします。ただし、広いH-アルファ輝線の光度を説明するために必要な質量流入速度は、約1M_sun/年です。これら2つの推定値の差が非常に大きいことは、流入ガスの99％を流出にリダイレクトする必要があり、非常に短いタイムスケールで約40年に相当することを示しています。あるいは、流入の放射効率が過大評価されているか、X線の光度が過小評価されています。BLRが実際にコンプトンの厚さである場合、明確な可能性があります。
GW190521の人口IIIの起源
最近検出されたブラックホールバイナリ（BHB）合併イベントGW190521が、第1世代の大規模なメタルフリーのいわゆる人口III（ポップIII）の星から発生する可能性を探ります。PopIII星団のN体シミュレーションから得られた改善されたバイナリ統計に基づいて、GW190521と同様のPopIIIBHBの合併率密度を、古典的なバイナリ恒星進化と高赤方偏移核星団の動的硬化の2つの進化チャネルで計算します。。両方のチャネルで、観測されたレート密度を説明できます。しかし、後者は、観察とのより良い一致と不確実なパラメータに対するより少ない制限によって支持されます。私たちの分析はまた、2つのチャネルの明確な特徴を考えると、GW190521と同様のBHBの合併と、第3世代の重力波検出器の将来の観測により、特に宇宙構造形成中のダイナミクスについて、PopIIIBHBの進化に関する知識が大幅に向上することを示しています。。
銀河中心弧における雲と雲の衝突
| Title |
Cloud-Cloud_Collision_in_the_Galactic_Center_Arc |
| Authors |
Masato_Tsuboi,_Yoshimi_Kitamura,_Kenta_Uehara,_Ryosuke_Miyawaki,_Takahiro_Tsutsumi,_Atsushi_Miyazaki,_and_Makoto_Miyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11461 |
いて座A分子雲（SgrAMC）の雲雲衝突（CCC）サイトの検索は、C$^{32}$S$J=1-0の野辺山45m望遠鏡を使った調査観測に基づいて行いました。$およびSiO$v=0〜J=2-1$輝線。私たちは、銀河中心弧（GCA）で、衝撃を受けた分子ガスが豊富な候補者を見つけました。それらの1つ、M0.014-0.054は、以前のALMAモザイク観測のマッピング領域にあります。C$^{32}$S$J=2-1$、C$^{34}$S$J=2-1$、SiO$v=のM0.014-0.054の構造と運動学を調査しました0〜J=2-1$、H$^{13}$CO$^+J=1-0$、およびSO$N、J=2,2-1,1$輝線とより暗い輝線。M0.014-0.054は、GCAの垂直分子フィラメント（VP）と、銀河の経度に沿った他の分子フィラメントの間のCCCによって形成される可能性があります。PVダイアグラムでこれらの衝突するフィラメント間のブリッジ機能が見つかります。これは、CCCサイトで期待される特性です。また、M0.014-0.054には、H42$\alpha$再結合ラインに対応するものがない連続コンパクトオブジェクトが見つかりました。それらはSO輝線で検出され、「ホット分子コア（HMC）」になります。1つのHMCのLTE質量はビリアル質量よりも大きいため、重力によって拘束されます。これは、CCSエミッションラインでも検出されます。埋め込まれた星は若すぎて周囲の分子雲をイオン化できません。VPはポロイダル磁場によって追跡されます。CF法を使用すると、磁場の強さは$\simm$Gaussと推定されるため、VPはフラグメンテーションに対してサポートされます。HMCでのM0.014〜0.054の星形成は、安定したフィラメント間のCCCによって引き起こされる可能性が高く、これはSgrAMCの一般的なメカニズムである可能性があります。
隠されたタイプ1 AGNのガスと星の空間分解キネマティクス
| Title |
Spatially_Resolved_Kinematics_of_gas_and_stars_in_hidden_type_1_AGNs |
| Authors |
Donghoon_Son,_Jong-Hak_Woo,_Da-In_Eun,_Hojin_Cho,_Marios_Karouzos,_Songyeon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11498 |
中心源の真の性質とホスト銀河の星の速度分散とのスケーリング関係を調査するために、10個の隠れたタイプ1AGNのサンプルの空間的に分解されたガスと星の運動学を提示します。サンプルは、多数の非表示のタイプ1AGNから選択されます。これらは、\ha\ラインプロファイル内の幅広いコンポーネントの存在に基づいて識別されます（つまり、半値全幅$>$$\sim$1000\kms）、AGN連続体と広い輝線は光学スペクトル範囲で弱いか不明瞭であるため、タイプ2AGNとして誤って分類されることがよくあります。6.5mMMT（MultipleMirrorTelescope）のBlueChannelSpectrographを使用して、ロングスリットデータを取得しました。2つのターゲットについてのみ幅広い\hb\が検出されましたが、強い広い\ha\が存在することは、これらのAGNが低輝度のタイプ1AGNであることを示しています。恒星の連続体とガス輝線（つまり、\hb\と\oiii）の速度、速度分散、フラックスを、中心からの距離の関数として、0.3アーク秒ピクセルの空間スケールで測定しました$^{-1}$。\hb\または\oiii\によってトレースされた空間分解ガス運動学は、ガス流出の兆候が検出される中心部を除いて、一般に星の運動学に似ています。光度加重された有効な星の速度分散をブラックホールの質量と比較し、比較的低いバックホールの質量を持つこれらの隠れたタイプ1AGNが、残響マップされたタイプ1AGNとより大きな不活性銀河のスケーリング関係に従うことを発見しました。}
強力な等価原理のテスト：回転がサポートされている銀河における外場効果の検出
| Title |
Testing_the_Strong_Equivalence_Principle:_Detection_of_the_External_Field_Effect_in_Rotationally_Supported_Galaxies |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae,_Federico_Lelli,_Harry_Desmond,_Stacy_S._McGaugh,_Pengfei_Li,_James_M._Schombert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11525 |
強い等価原理（SEP）は、一般相対性理論を他の実行可能な重力理論と区別します。SEPは、外部重力場における自由落下下での自己重力システムの内部ダイナミクスが外部磁場強度に依存してはならないことを要求します。銀河運動学の解釈における暗黒物質の代替として提案されたミルグロミアンダイナミクス（MOND）の外部電界効果（EFE）を調査することにより、SEPをテストします。全天銀河カタログからの大規模な外部重力場の推定値とともに、スピッツァー測光および正確な回転曲線（SPARC）サンプルからの銀河を使用したこのEFEの検出を報告します。私たちの検出は3つあります：（1）EFEは、非常に強い外部磁場にさらされた「黄金の」銀河では$8\sigma$から$11\sigma$で個別に検出されますが、例外的に孤立した銀河では検出されません。（2）EFE153個のSPARC回転銀河のブラインドテストから$4\sigma$以上で統計的に検出され、銀河の環境からの独立した推定値と一致する外部磁場の平均値を示し、（3）体系的な下降傾向を検出します。MOND修正重力のEFEによって予測された右加速度での半径方向加速度関係の弱い重力部分。$\Lambda$CDMコンテキストでの隣接する銀河からの潮汐効果は、これらの現象を説明するのに十分なほど強力ではありません。それらは、銀河の形成と進化の既存の$\Lambda$CDMモデルでは予測されておらず、$\Lambda$CDMパラダイムに新しい小規模な課題が追加されています。私たちの結果は、SEPの内訳を示しており、一般相対論を超えた修正重力理論をサポートしています。
南銀河キャップのポインティングエリアのLAMOST完全分光調査における射手座ストリームの2つの部分
| Title |
Two_Portions_of_Sagittarius_Stream_in_the_LAMOST_Complete_Spectroscopic_Survey_of_Pointing_Area_at_Southern_Galactic_Cap |
| Authors |
J._K._Zhao,_X._H._Ye,_H._Wu,_M._Yang,_Terry_D._Oswalt,_X._X._Xue,_Y._Q._Chen,_J.J._Zhang,_G._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11533 |
ポインティングエリアのLAMOST完全分光調査で、LAMOSTDR5とGaiaDR2から、$T\rm_{eff}$、log$g$、[Fe/H]、視線速度、固有運動、視差を持つ13,798個の星のサンプルを作成しました。（LaCoSSPAr）エリアAとBで構成される南銀河キャップで。固有運動と視線速度の両方の分布を使用して、これら2つのエリアで非常に大きな過密度を検出しました。これらの下部構造は、おそらく射手座（Sgr）ストリームの一部です。ノイズを伴うアプリケーションの密度ベースの空間クラスタリング（DBSCAN）アルゴリズムにより、220の候補ストリームメンバーが特定されました。太陽までの距離と公開されたモデルに基づいて、これらの星のうち106個がSgrストリームのメンバーである可能性があります。Xiangetal。の[$\alpha$/Fe]を使用したこれらのメンバーの存在量パターン。[Fe/H]$<$-1.5の銀河系の星に類似しており、[Fe/H]$>$-1.0の同様の金属量で天の川の集団に不足していることがわかりました。Sgrストリーム候補では、Sgrストリームの軌道に沿った金属性の垂直方向の小さな勾配のみが見つかりました。
MEGARAによる金属の少ないHII銀河PHL 293Bのイオン化ガスのマッピング
| Title |
Mapping_the_ionized_gas_of_the_metal-poor_HII_galaxy_PHL_293B_with_MEGARA |
| Authors |
C._Kehrig,_J._Iglesias-Paramo,_J.M._Vilchez,_A._Gil_de_Paz,_S._Duarte_Puertas,_E._Perez-Montero,_A.I._Diaz,_J._Gallego,_E._Carrasco,_N._Cardiel,_M.L._Garcia-Vargas,_A._Castillo-Morales,_R._Cedazo,_P._Gomez-Alvarez,_I._Martinez-Delgado,_S._Pascual,_A._Perez-Calpena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11600 |
ここでは、高解像度GTC/メガIFUを使用して銀河PHL293Bの最初の空間分解分光研究を報告します。PHL293Bはローカルで、非常に金属が少なく、高電離銀河です。これにより、PHL293Bは初期の宇宙の銀河の優れた類似体になります。MEGARAアパーチャ（〜12.5''x11.3''）は、PHL293B本体全体とその広範囲に及ぶイオン化ガスをカバーします。イオン化ISMの関連するすべての輝線、線の比率、および物理化学的特性のマップを作成して議論しました。狭い放出ガスは、MEGARAの開口部を横切る位置に関係なく、観測された巨大な線の比率に従って、主に大質量の星によってイオン化されているように見えます。銀河ISMの最も明るいゾーンにあるバルマー線（H$\alpha$、H$\beta$）で、低輝度の幅広い発光成分とブルーシフト吸収を検出しました。O/Hでは、数百パーセクにわたる化学的均一性が観察されます。銀河の代表的な金属量として、PHL293B積分スペクトルから導出された酸素存在量12+log（O/H）=7.64$\pm$0.06を採用します。私たちのIFUデータは、PHL293Bからの星雲HeII4686放出が空間的に拡張され、電離恒星クラスターと一致することを初めて明らかにし、その絶対HeII電離光子束を計算できるようにします。したがって、主なHeII励起源としてのウォルフ・ライエ星を除いて、ウォルフ・ライエ星の隆起は検出されません。星雲HeII4686の起源が議論されています。
AGNフィードバックへのクエーサー吸収流出の寄与
| Title |
The_Contribution_of_Quasar_Absorption_Outflows_to_AGN_Feedback |
| Authors |
Timothy_R._Miller,_Nahum_Arav,_Xinfeng_Xu,_Gerard_A._Kriss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11851 |
中心源（R）からのクエーサー吸収流出の距離とそれらの動的輝度を決定することは、活動銀河核（AGN）フィードバックへのそれらの寄与を理解するために重要です。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡で観測された9つの発光クエーサーのサンプルの結果を要約します。オブジェクトの半分以上での流出は、AGNフィードバックの主なエージェントとなるのに十分強力であり、ほとんどの流出はR>100pcで見られます。サンプルは全体としてクエーサー吸収流出母集団の代表であり、Rと動的光度の特定の範囲に偏っていません。したがって、解析結果は、広い吸収線クエーサーを含む、そのようなオブジェクトの大部分に拡張できます。これらの結果は、特定の範囲のRと動的光度に偏らない別のサンプル（7つのクエーサー）の結果と一致していることがわかります。すべてのクエーサーに吸収アウトフローがあると仮定すると、ほとんどの明るいクエーサーは、AGNフィードバックに大きく貢献できるアウトフローを生成すると結論付けます。また、流出がAGNフィードバック効果を引き起こすのに十分なエネルギーを持っているかどうかの基準についても説明します。
周期的な光度曲線によって追跡された超大規模ブラックホール連星に対するマルチメッセンジャーパルサータイミングアレイの制約
| Title |
Multimessenger_pulsar_timing_array_constraints_on_supermassive_black_hole_binaries_traced_by_periodic_light_curves |
| Authors |
Chengcheng_Xin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Jeffrey_S._Hazboun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11865 |
重力波を放出する超大質量ブラックホールバイナリシステム（SMBHB）は、周期的な光度曲線によって追跡できます。このような周期的な光度曲線149個のカタログを作成し、それらの質量、距離、周期を使用して、全天検出マップを使用して各バイナリ候補の重力波ひずみと検出可能性を予測しました。インターナショナルパルサータイミングアレイ（IPTA）はほぼ均一な空の範囲（IPTAのユニークな能力）を提供し、2025年までにNANOGravの現在の最小検出ひずみを6倍、体積を216倍改善することがわかりましたさらに、IPTAは2025年までに3つの候補の検出感度に達し、10年の終わりまでに13に達するため、SMBH質量の推定に使用される根本的な経験的関係を制約することができます。実際には、既にMrk504のバイナリの質量を$M<3.3\times10^9〜M_\odot$に制限できることがわかります。また、モデルによるとSMBHBをホストできないはずの24個の高質量高赤方偏移銀河も特定しています。重要なことに、これらの候補の1つでもGW検出は本質的に永遠のマルチメッセンジャーシステムとなり、非検出からの一般的な偽陽性信号を特定することは、LSSTなどの将来の大規模調査からのデータをフィルタリングするのに役立ちます。
高密度分子雲とGW190521における恒星質量ブラックホールの成長
恒星質量ブラックホールは、周囲の媒体に対してスローモーションで長期間にわたって高密度の分子雲に埋め込まれている場合、ボンディ降着によってその質量を著しく成長させる可能性があります。これは、大規模な恒星質量のブラックホールを形成するための、新しい、しかし挑戦的なチャネルを提供します。このチャネルが、LIGO/Virgo重力波検出器および主張されている大規模ブラックホール候補LB-1によって観測された、大規模なバイナリブラックホール合併システムGW190521をどのように説明できるかについて説明します。
| Title |
Observing_an_intermediate_mass_black_hole_GW190521_with_minimal_assumptions |
| Authors |
Marek_Szczepanczyk,_Sergey_Klimenko,_Brendan_O'Brien,_Imre_Bartos,_V._Gayathri,_Guenakh_Mitselmakher,_Giovanni_Prodi,_Gabriele_Vedovato,_Claudia_Lazzaro,_Edoardo_Milotti,_Francesco_Salemi,_Marco_Drago,_Shubhanshu_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11336 |
2019年5月21日、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器は、重力波過渡GW190521を観測しました。これは、最近公開された残りの質量が142$\、$M$_\odot$で、これまでに検出された最も重いブラックホール連星の合併です。この観測は、中間質量ブラックホールの存在の最初の強力な証拠です。この観察の重要性は、コヒーレントWaveBurst（cWB）-検索アルゴリズムによって決定されました。このアルゴリズムは、ソースモデルの仮定を最小限に抑えてGW190521を識別しました。この論文では、信号テンプレートを使用せずにバイナリブラックホールを検出するcWBの機能を示し、GW190521検出の詳細を説明し、cWBによるGW190521のモデルにとらわれない再構成と理論波形モデルの一貫性を確立します。バイナリーブラックホール。
近くのタイプIa超新星2017cbvの光学および近赤外観測
| Title |
Optical_and_Near-Infrared_Observations_of_the_Nearby_Type_Ia_Supernova_2017cbv |
| Authors |
Lingzhi_Wang,_Carlos_Contreras,_Maokai_Hu,_Mario_A._Hamuy,_Eric_Y._Hsiao,_David_J._Sand,_Joseph_P._Anderson,_Chris_Ashall,_Christopher_R._Burns,_Juncheng_Chen,_Tiara_R._Diamond,_Scott_Davis,_Francisco_F\"orster,_Llu\'is_Galbany,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Mariusz_Gromadzki,_Peter_Hoeflich,_Wenxiong_Li,_G.H._Marion,_Nidia_Morrell,_Giuliano_Pignata,_Jose_L._Prieto,_Mark_M._Phillips,_Melissa_Shahbandeh,_Nicholas_Suntzeff,_Stefano_Valenti,_Lifan_Wang,_Xiaofeng_Wang,_D.R._Young,_Lixin_Yu,_Jujia_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11415 |
NGC5643の超新星（SN）2017cbvは、初期に過剰な青色発光があると報告されている数少ないIa超新星（SNe〜Ia）の1つです。このペーパーでは、SN2017cbvの$BVRIYJHK_s$帯域の広範な光曲線を示し、$B$帯域の最大光に対して$-16$から$+125$日の位相をカバーしています。SN2017cbvは$B$バンドの最大値11.710$\pm$0.006〜magに達し、最大以降の光度の低下は$\Deltam_{15}（B）$=0.990$\pm$0.013等でした。超新星は、フィリップスの固有の色、リラとフィリップスの関係、およびCMAGIC図に基づいてホストが赤くなることはありませんでした。CMAGIC距離係数$\mu=30.58\pm0.05$〜magを使用し、$H_0$=72〜$\rmkm\s^{-1}\Mpc^{-1}$と仮定すると、0.73であることがわかりました。〜\msun$^{56}$Niは、SN2017cbvの爆発中に合成されました。これは、NIRバンド光度曲線の2次最大値の位相を介した赤みのない方法と距離のない方法を使用した推定と一致しています。また、$B$バンドの最大光に対して$-18$から$+49$〜日までの14の近赤外スペクトルを示し、関連する星からの掃引水素の量に制約を与えます。単一の縮退した前駆体シナリオ。最大のNIRスペクトルから$Pa{\beta}$放出機能は検出されず、水素質量の上限は0.1$M_{\odot}$に設定されました。SN2017cbvの全体的な光学/NIR測光およびNIRスペクトルの変化は、通常のSN〜1aのそれと似ていますが、その初期の変化は、他のよく観察される通常のSNe〜1aには見られない過剰な磁束によって特徴付けられます。また、SN2017cbvの精巧な光度曲線を、いくつかの$M_{ch}$DDTモデルおよびサブ$M_{ch}$二重爆発モデルと比較します。
$ z = 5.18 $ブレーザーSDSSJ013127.34-032100.1のスペクトルエネルギー分布に対するX線の制約
| Title |
X-ray_constraints_on_the_spectral_energy_distribution_of_the_$z=5.18$_blazar_SDSS_J013127.34-032100.1 |
| Authors |
Hongjun_An_(1)_and_Roger_W._Romani_(2)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Space_Science,_Chungbuk_National_University,_Republic_of_Korea,_(2)_Department_of_Physics/KIPAC,_Stanford_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11450 |
新しいXMM-NewtonおよびNuSTAR露光による高赤方偏移$z=5.18$ブレーザーSDSSJ013127.34$-$032100.1のスペクトルエネルギー分布（SED）を制約するX線測定について報告します。ブレーザーのX線スペクトルは、$\Gamma=1.9$および$N_{\rmH}=1.1\times10^{21}\rm\cm^{-2}$のべき乗則、または壊れたものによく適合します。$\Gamma_l=0.5$、$\Gamma_h=1.8$、および$N_{\rmH}=3.6\times10^{20}の予想吸収カラム密度に対する破壊エネルギー$E_b=0.7$keVのべき乗則\rm\cm^{-2}$、近くの明るい光源のスペクトルフィッティングによってサポートされています。より高いX線エネルギー（1〜30keV）では、追加のスペクトルブレークは見つかりません。X線データを低エネルギーの無線から光学への測定とFermi-LATガンマ線の上限で補足し、線源の広帯域SEDを構築し、シンクロコンプトンシナリオを使用してSEDをモデル化します。このモデリングは、ジェットのバルクドップラー係数を、低$N_および高$N_{\rmH}$SEDに対してそれぞれ$\ge$7および$\ge$6（90％）に制限します。対応するビームは、J\011と同様の$\ge$130（低$N_{\rmH}$）または$\ge$100（高$N_{\rmH}$）高スピン超大質量ブラックホールが同様の赤方偏移に存在することを意味します。
ホストの銀河の人口統計による高速無線バーストのマグネター解釈に直面
| Title |
Confronting_the_Magnetar_Interpretation_of_Fast_Radio_Bursts_Through_Their_Host_Galaxy_Demographics |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_J._Xavier_Prochaska,_Kasper_E._Heintz,_Wen-fai_Fong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11735 |
高速電波バースト（FRB）のホスト銀河の人口統計とオフセット分布のコンテキストで、迅速なマグネター前駆体シナリオを調査します。マグネターは、$10^{15}$Gのオーダーの強い磁場を持ち、減衰寿命が$10^4$年未満の中性子星です。マグネターは寿命が非常に短いため、現在の星形成率（SFR）に従って銀河の人口統計に従う必要があります。さらに、マグネターは銀河内のSFRプロファイルに従うべきであると仮定します。これは、指数プロファイルに従うと想定しています。これらのイベントがすべての銀河のSFRを追跡すると仮定して、マグネターのホスト銀河の単純なモデルを構築し、それを\nセキュア\セキュアなFRBホストのサンプルから観測されたプロパティと比較します。観測されたSFRの分布が$>95\％$c.lのモデルと一致しないことがわかりました。オフセット分布はこのシナリオと一致しています。ただし、これは、サンプルサイズが限られていることと、FRBホスト銀河の有効半径の推定値が限られていることが原因である可能性があります。最近のFRBと天の川のマグネターの関連付けにもかかわらず、マグネターは宇宙のFRBの唯一のソースではない可能性がありますが、他の成功したモデルでは、SFRのFRBホストの人口統計と観測されたガラクトセントリックオフセットを考慮する必要があります。
イベントホライズンテレスコープを使用した2009〜 2017年のM87 *の形態の監視
| Title |
Monitoring_the_Morphology_of_M87*_in_2009-2017_with_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Maciek_Wielgus,_Kazunori_Akiyama,_Lindy_Blackburn,_Chi-kwan_Chan,_Jason_Dexter,_Sheperd_S._Doeleman,_Vincent_L._Fish,_Sara_Issaoun,_Michael_D._Johnson,_Thomas_P._Krichbaum,_Ru-Sen_Lu,_Dominic_W._Pesce,_George_N._Wong,_Geoffrey_C._Bower,_Avery_E._Broderick,_Andrew_Chael,_Koushik_Chatterjee,_Charles_F._Gammie,_Boris_Georgiev,_Kazuhiro_Hada,_Laurent_Loinard,_Sera_Markoff,_Daniel_P._Marrone,_Richard_Plambeck,_Jonathan_Weintroub,_Matthew_Dexter,_David_H._E._MacMahon,_Melvyn_Wright,_and_the_Event_Horizon_Telescope_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11842 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）は最近、M87銀河の中心にある超大質量ブラックホールであるM87*の最初に解決された画像を配信しました。これらの画像は、2017年4月に行われた230GHzの観測を使用して作成されました。主要な画像の特徴-方位角の明るさの非対称性を備えたリング-の永続性を調査し、イベントの地平線スケールでの画像の変動性を定量化するには、追加の観察が必要です。このニーズに対処するために、2009年、2011年、2012年、および2013年にプロトタイプEHTアレイで収集されたM87*データを分析します。これらの観測には画像を生成するのに十分な情報が含まれていませんが、単純な幾何モデルを制約するには十分です。2017EHTデータ分析に使用されたフレームワークに基づいてモデリングアプローチを開発し、合成データを使用して手順を検証します。同じアプローチを観測データセットに適用すると、2009〜2017年のM87*形態は、直径が約40uasの永続的な非対称リングと一致することがわかります。ピーク強度の位置角度は時間とともに変化します。特に、2013年と2017年に測定された位置角度の間に大きな違いがあることがわかります。これらの変動は、一般的な相対論的電磁流体シミュレーションのサブセットの予測とおおむね一致しています。複数の観測エポックにわたる変動性を定量化することは、降着状態やブラックホールスピンなどのソースの物理的特性を制約する可能性があることを示しています。
天体物理学における高性能コンピューティングの生態学的影響
天文学におけるコンピューティングの重要性はますます高まっており、環境への影響も高まっています。ほとんどの研究者は、データを分析したりシミュレーションを実行したりするときに、環境への影響ではなく、ソリューションに到達するまでの時間について懸念を表明します。幸いにも、ハードウェアの高速化やソフトウェアの最適化により、解決までの時間を短縮することで、一般的に、二酸化炭素排出量を削減できます。これは、プロセッサーのオーバークロックによって壁時計の時間が短縮される場合や、スーパーコンピューターを使用する場合には当てはまりません。インタープリタ型スクリプト言語の人気の高まり、および高性能ワークステーションの一般的な可用性は、環境に対する大きな脅威となっています。効率的なメニーコアプログラミングパラダイムを採用する代わりに、シングルコアを実行する傾向についても同様の懸念が生じる可能性があります。天文学では、コンピューティングは温室効果ガスのトップ生産者の1つであり、望遠鏡の操作を上回っています。ここで私は、最適化されていないコードを強力なコンピューターハードウェアで実行することによる環境への影響についての意識を高めたいと思います。
気候変動の課題への対応に関する天文研究所の展望
| Title |
An_astronomical_institute's_perspective_on_meeting_the_challenges_of_the_climate_crisis |
| Authors |
Knud_Jahnke,_Christian_Fendt,_Morgan_Fouesneau,_Iskren_Georgiev,_Tom_Herbst,_Melanie_Kaasinen,_Diana_Kossakowski,_Jan_Rybizki,_Martin_Schlecker,_Gregor_Seidel,_Thomas_Henning,_Laura_Kreidberg_and_Hans-Walter_Rix |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11307 |
天文研究所の温室効果ガス排出量の分析は、環境への影響を減らすための最初のステップです。ここでは、ハイデルベルクのマックスプランク天文学研究所の排出量を分析し、削減対策を提案します。
大規模な天文学会議のカーボンフットプリント
| Title |
The_carbon_footprint_of_large_astronomy_meetings |
| Authors |
Leonard_Burtscher,_Didier_Barret,_Abhijeet_P._Borkar,_Victoria_Grinberg,_Knud_Jahnke,_Sarah_Kendrew,_Gina_Maffey,_Mark_J._McCaughrean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11344 |
ヨーロッパ天文学会の年次総会は、フランスのリヨンで2019年に開催されましたが、2020年には、COVID-19の大流行によりオンラインで開催されました。仮想会議の二酸化炭素排出量は、対面式の会議の約3,000分の1であり、よりエコロジカルな会議を促進しました。
大規模無線干渉測定セット用の細粒度分散平均
| Title |
Fine-grained_Distributed_Averaging_for_Large-scale_Radio_Interferometric_Measurement_Sets |
| Authors |
Shoulin_Wei,_Kaida_Luo,_Feng_Wang,_Hui_Deng,_Ying_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11507 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）は、世界最大の電波望遠鏡であり、最終的には1平方キロメートルを超える収集エリアを備えています。ただし、そのデータ処理には大きな課題があります。SKAでの大規模なデータ処理の問題を解決するために最新の分散コンピューティング技術を使用することは、最も重要な課題の1つです。この研究では、Dask分布の計算フレームワークに基づいて、可視性関数の積分処理を例にとると、マルチレベル並列処理法を採用して、時間とチャネルの分散平均を実装します。DaskArrayは、サポートされている並列処理を備えた超大規模な行列または配列を実装するために使用されました。メモリの使用率を最大化するために、コンピューターエージェントのネットワーク全体に計算負荷をインテリジェントに分散し、組み込みのフォールトトレランスメカニズムを備えたDaskが提供するデータ並列処理をさらに活用します。提案されたパターンの有効性は、共通の天文学ソフトウェアアプリケーション（CASA）を使用して検証されました。CASAでは、さまざまな解像度の可視性から再構築された画像の不鮮明効果を分析します。
CHEOPSミッション
| Title |
The_CHEOPS_mission |
| Authors |
Willy_Benz,_Christopher_Broeg,_Andrea_Fortier,_Nicola_Rando,_Thomas_Beck,_Mathias_Beck,_Didier_Queloz,_David_Ehrenreich,_Pierre_Maxted,_Kate_Isaak,_Nicolas_Billot,_Yann_Alibert,_Roi_Alonso,_Carlos_Ant\'onio,_Joel_Asquier,_Timothy_Bandy,_Tamas_B\'arczy,_David_Barrado,_Susana_Barros,_Wolfgang_Baumjohann,_Anja_Bekkelien,_Maria_Bergomi,_Federico_Biondi,_Xavier_Bonfils,_Luca_Borsato,_Alexis_Brandeker,_Martin-Diego_Busch,_Juan_Cabrera,_Virginie_Cessa,_S\'ebastien_Charnoz,_Bruno_Chazelas,_Andrew_Collier_Cameron,_Carlos_Corral_Van_Damme,_David_Cortes,_Melvyn_Davies,_Magali_Deleuil,_Adrien_Deline,_Laetitia_Delrez,_Olivier_Demangeon,_Brice-Olivier_Demory,_Anders_Erikson,_Jacopo_Farinato,_Luca_Fossati,_Malcolm_Fridlund,_David_Futyan,_Davide_Gandolfi,_Antonio_Garcia_Munoz,_Micha\"el_Gillon,_Pascal_Guterman,_et_al._(61_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11633 |
特徴的なExOPlanet衛星（CHEOPS）は、ESAサイエンスプログラムの最初の小さなミッションとして2012年に選択され、2019年12月に成功裏に開始されました。CHEOPSはESAとスイスのパートナーシップであり、10の追加ESA加盟国による重要な貢献があります。CHEOPSは、惑星をホストすることがすでに知られている明るい星で超高精度測光を使用して、太陽系外惑星の通過を検索することに専念する最初のミッションです。フォローアップミッションとして、CHEOPSは主に、可能な場合は常に、既存の半径測定値を改善するか、地上の分光学的調査から質量がすでに推定されている惑星のサブセットの最初の正確な測定値を提供し、位相曲線を追跡することに専念しています。。CHEOPSは、将来の分光大気特性の主要なターゲットを提供します。測光精度と安定性に関する要件は、Vバンドのマグニチュードが6〜12の範囲の星に対して導出されています。特に、CHEOPSは、6時間の積分で20ppmの測光精度を達成することにより、G9の矮小星を通過する地球サイズの惑星を6〜9等級で検出できるものとする。9〜12の光度範囲のK星の場合、CHEOPSは通過する海王星サイズの惑星を検出して、3時間の積分で85ppmの測光精度を達成できます。これは、直径33.5cmの望遠鏡の焦点面アセンブリで単一のフレーム転送の裏面照射型CCD検出器を使用することによって実現されます。280kgの宇宙船は、約1秒角rmsのポインティング精度を持ち、高度700kmで太陽同期の夕暮れと夜明けの軌道を周回します。公称ミッション寿命は3。5年です。この期間中、観測時間の20％は、毎年の電話とESAが管理する任意の時間プログラムを通じてコミュニティが利用できます。
天文観測への気候変動の影響
| Title |
The_impact_of_climate_change_on_astronomical_observations |
| Authors |
Faustine_Cantalloube,_Julien_Milli,_Christoph_B\"ohm,_Susanne_Crewell,_Julio_Navarrete,_Kira_Rehfeld,_Marc_Sarazin_and_Anna_Sommani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11779 |
気候変動が影響を及ぼしており、天文観測にますます影響を与えるでしょう。この論文では、天文観測の品質においていくつかの主要な気象パラメータが果たす役割を調査し、現在および将来の観測に対する気候変動の影響を把握するために、それらの長期的傾向（30年以上）を分析しました。この予備研究では、温度、表層の乱流、ジェット気流層の風速、湿度の4つのパラメータを具体的に分析しました。分析は、地球上で最も乾燥した場所の1つであるチリのアタカマ砂漠のセロパラナルにあるヨーロッパ南天天文台（ESO）が運用する超大型望遠鏡（VLT）のデータを使用して行われます。Paranalに設置されたさまざまなセンサーからのデータを完成させるために、第5世代および20世紀のヨーロッパセンター中期天気予報（ECMWF）を使用して、全球気候、ERA5（1980年から現在まで）およびERA20C（1900年から2010）、パラナル天文台の場所で補間しました。さらに、最悪の場合の気候変動共有社会経済経路（SSP5-8.5）シナリオの下で、結合モデル相互比較プロジェクトフェーズ6（CMIP6）マルチモデルアンサンブルを使用して、この地域の気候予測も調査しました。根本的な変化のメカニズムをよりよく理解し、影響の重大度を評価するために、さらなる調査が必要です。
金星の宇宙生物学のための前駆体バルーンミッション
| Title |
A_Precursor_Balloon_Mission_for_Venusian_Astrobiology |
| Authors |
Andreas_M._Hein,_Manasvi_Lingam,_T._Marshall_Eubanks,_Adam_Hibberd,_Dan_Fries,_William_Paul_Blase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11826 |
金星の大気中のホスフィンの最近の検出は、この環境での高所での生命の可能性への関心を再燃させました。金星の雲の甲板が実際に生命の住居である場合、それは高度約50〜60kmの「居住可能ゾーン」に存在する必要があります。これは、温度と圧力（大気組成ではない）が存在する中央の雲の甲板とほぼ一致します。）は地表の状態に似ています。2022年から2023年の打ち上げの機会を介して金星に配信できる計器用バルーンを使用して、そのような推定生命体をその場で検索する先駆的な宇宙生物学的使命の概要を説明します。このミッションでは、金星の雲の甲板に浮かぶ小さな風船にエアロゾルとダストのサンプルを集め、それらに明らかな生物学的物質が含まれているかどうか、もし含まれている場合は、その形状、サイズ、運動性を直接調べます。私たちの気球ミッションには、複雑な有機分子の検出を可能にするはずの小型質量分析計も装備されます。ミッションは、金星の大気居住可能ゾーンでの生命の巨視的な兆候を検索するために使用されるコンテキストカメラによって強化されます。最後に、金星風における風船の動きの電波干渉測定と、その場での温度と圧力の測定が可能な質量と電力の制約により、中層雲領域のよく理解されていない気象学に対する貴重な洞察が得られます。
太陽遷移領域における高速再結合の開始の観測とモデリング
| Title |
Observations_and_modeling_of_the_onset_of_fast_reconnection_in_the_solar_transition_region |
| Authors |
L.-J._Guo,_B._De_Pontieu,_Y.-M._Huang,_H._Peter,_A._Bhattacharjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11475 |
磁気リコネクションは、太陽大気でのエネルギー放出だけでなく、核融合、天体物理学、およびその他の宇宙プラズマ環境でも重要な役割を果たす基本的なプラズマプロセスです。再接続が重要な役割を果たすと考えられている太陽観測の説明における課題の1つは、ダイナミクスの遅い準連続相から、はるかに短い持続時間の高速で衝撃的なエネルギーバーストへの移行を説明することです。急速な発症につながる可能性のあるメカニズムの特定における理論的な進歩にもかかわらず、この移行の観察が不足しているため、モデルの制約が不十分になっています。NASAのInterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）からの高解像度分光観測により、UVバーストまたは太陽大気中の爆発イベント中の低速フェーズから高速の衝動的フェーズへの再接続の突然の移行の明らかな兆候が明らかになりました。私たちの観測は、プラズモイドの不安定性の数値シミュレーションと一致しており、プラズモイドによって媒介される高速再接続の開始の証拠と、太陽の再接続メカニズムのリモートセンシング診断の新しい機会を提供します。
恒星の多重度と星形成効率に対する一時的な流出フィードバックの影響
| Title |
The_impact_of_episodic_outflow_feedback_on_stellar_multiplicity_and_the_star_formation_efficiency |
| Authors |
P._F._Rohde,_S._Walch,_S._D._Clarke,_D._Seifried,_A._P._Whitworth,_and_A._Klepitko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11632 |
若いプロトスターへの物質の付着は、流出の開始を伴います。観察によると、付着、したがって流出も一時的なものです。ただし、コアスケールに対する一時的な流出フィードバックの影響はよく理解されていません。乱流の密な$1\、\mathrm{M}_{\odot}$コアの88の平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行して、恒星の多重度と星形成効率（SFE）に対する一時的な流出フィードバックの影響を研究しました。原始星は、サブグリッドモデルを使用して恒星進化、内部ディスク進化、一時的な降着、および流出の開始をキャプチャするシンク粒子によって表されます。一時的な流出フィードバックがある場合とない場合のシミュレーションを比較することにより、流出フィードバックがあるシミュレーションでは、シングル、バイナリ、トリプルなどの相対的な比率や、$q\のツインバイナリの発生率が高いなど、若い星の種族のバイナリ統計が再現されることを示します。geq0.95$;流出フィードバックのないシミュレーションはそうではありません。エントレインメント係数（総流出質量と最初に排出された質量の比率）は通常$\sim7\pm2$ですが、コアに形成される星の総質量が低い場合や流出エピソードが少ない場合は、はるかに高くなる可能性があります。形成された星の平均質量と形成された星の数の両方を減らすことにより、流出フィードバックはSFEを約2分の1に減らします（流出フィードバックを含まないシミュレーションと比較して）。
（サブ）星の仲間が進化した星の風を形作る
| Title |
(Sub)stellar_companions_shape_the_winds_of_evolved_stars |
| Authors |
L._Decin,_M._Montarg\`es,_A.M.S._Richards,_C.A._Gottlieb,_W._Homan,_I._McDonald,_I._El_Mellah,_T._Danilovich,_S.H.J._Wallstr\"om,_A._Zijlstra,_A._Baudry,_J._Bolte,_E._Cannon,_E._De_Beck,_F._De_Ceuster,_A._de_Koter,_J._De_Ridder,_S._Etoka,_D._Gobrecht,_M._Gray,_F._Herpin,_M._Jeste,_E._Lagadec,_P._Kervella,_T._Khouri,_K._Menten,_T.J._Millar,_H.S.P._M\"uller,_J.M.C._Plane,_R._Sahai,_H._Sana,_M._Van_de_Sande,_L.B.F.M._Waters,_K.T_Wong,_J._Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11694 |
連星相互作用は大質量星の進化を支配しますが、それらの役割は低質量および中間質量の星ではあまり明確ではありません。漸近巨星分枝（AGB）星から非球形惑星状星雲（PN）への球形風の進化は、バイナリ相互作用が原因である可能性があります。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）でAGB星のサンプルを観察し、それらの風が、惑星状星雲（PNe）と形態学的に類似した明確な非球形状を示すことを発見しました。同じ物理がAGBの風とPNeの両方を形成すると推測します。さらに、形態とAGBの質量損失率は相関しています。これらの特性は、バイナリの相互作用によって説明できます。AGB星とPNeで観測された現象と一致するAGB形態の進化シナリオを提案します。
磁気巻線-磁束の出現におけるトポロジーの複雑さを解き明かす鍵
| Title |
Magnetic_winding_--_a_key_to_unlocking_topological_complexity_in_flux_emergence |
| Authors |
David_MacTaggart_and_Chris_Prior |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11712 |
磁気ヘリシティは、磁力線のトポロジーに関する情報をエンコードする理想的な電磁流体力学（MHD）の不変条件です。磁気トポロジーは、MHDにおける磁場の進化の重要な制約であることは長い間認識されてきました。太陽大気への応用では、磁場の進化と噴火を追跡するために磁気トポロジーを理解することが重要です。現在、磁気ヘリシティフラックスは太陽観測で測定できますが、交絡因子の組み合わせにより結果の解釈は困難です。ヘリシティ磁束の繰り込みである\emph{磁気巻線}を使用して、磁場内のより詳細な位相的特徴を検出し、太陽フレアの開始を予測するためのより信頼性の高いシグネチャを提供できることを提案します。
LAMOSTサーベイI：メソッドでrプロセスが強化された星を検索する
| Title |
Searching_for_r-process-enhanced_stars_in_the_LAMOST_Survey_I:_The_Method |
| Authors |
Tian-Yi_Chen,_Jian-Rong_Shi,_Timothy_C._Beers,_Hong-Liang_Yan,_Qi_Gao,_Chun-Qian_Li,_Hai-Ning_Li,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11731 |
$r$-process-enhancedスターの存在パターンには、$r$-process元素合成の天体物理学サイトを制約し、銀河の化学進化の理解を深めるために必要な重要な情報が含まれています。既知の$r$プロセスで強化された星のサンプルを拡張するために、観測されたスペクトルを合成テンプレートと照合することにより、LAMOST中解像度（$R\sim7500$）分光測量で候補を検索する方法を開発しました6645.1AAのEuIIライン周辺。32,774個の中解像度スペクトルを持つ12,209個の固有の星から、13個の金属量の少ない（$-2.35<{\rm[Fe/H]}<-0.91$）候補のサンプルを取得します。これらの候補は、近い将来、高解像度の追跡観測によってさらに研究される予定です。6496.9AAでのBaII線の強度を使用して、特に低金属性の星のより大きなサンプルを含めるためのこの取り組みの拡張について説明します。
ケプラー場における金属依存性スピン進化の証拠
ガイアとケプラー宇宙船からのデータのおかげで、ケプラーフィールドの色度周期図（CMPD）の奇妙な回転周期分布が最近明らかになりました。赤く明るい星は、メインシーケンスの他の部分よりもゆっくり回転していることがわかりました。理論的な側面では、金属性が星の回転進化だけでなく、Hertzprung-R\"usselまたはカラーマグニチュードダイアグラムにおけるそれらの進化にも影響を与えるはずであることが示されました。この作業では、このデータセットを中解像度および高解像度の分光金属性と組み合わせますまた、CMPDに見られる構造は、金属量と回転の間の幅広い相関関係にも対応しており、金属量の高い星は金属量の低い星よりも平均してゆっくりと回転することを示しています。このサンプルを、さまざまな金属性を含む理論上の回転進化モデルと比較します。これらは、回転速度と、観測されたものと同じ方向でほぼ同じ大きさの金属性との間の相関を予測します。観察された回転周期の分布を説明するために使用します。icityは、観測の偏りや年齢分布、および恒星の風トルクへの影響により、観測された自転周期の分布に影響を与える可能性があります。
Gaia DR2を使用した45の散開星団の基本パラメータ、改善された消光補正、および以前の金属量勾配
| Title |
Fundamental_parameters_for_45_open_clusters_with_Gaia_DR2,_an_improved_extinction_correction_and_a_metallicity_gradient_prior |
| Authors |
H._Monteiro,_W._S._Dias,_A._Moitinho,_T._Cantat-Gaudin,_J._R._D._L\'epine,_G.,_Carraro_and_E._Paunzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11834 |
距離、年齢、絶滅などの散開星団の信頼できる基本的なパラメータは、銀河の構造と恒星の進化を理解するための鍵です。この作業では、{\itGaia}DR2を使用して、\emph{光学的に可視の開いたクラスターと候補の新しいカタログ}（DAML）にリストされている45個の開いたクラスターを調査しますが、{\itGaia}DR2に基づく以前の天文学のメンバーシップ推定はありません。この調査のターゲットを選択する過程で、{\itGaia}DR2に基づく最近の論文で新しい発見として報告されたいくつかのクラスターは、DAMLにリストされている既知のクラスターであることがわかりました。クラスターメンバーシップは、{\itGaia}DR2位置天文学に適用される最尤法を使用して決定されました。これにより、調査したすべてのクラスターの平均適切な動きと平均視差を推定できました。平均視線速度も12個のクラスターについて決定され、そのうち7個は以前に公開された値がありませんでした。等時性フィッティングコードを改善し、{\itGaia}DR2フォトメトリックバンドパスの更新された消光多項式と金属性の事前分布としての銀河存在量勾配を使用して、星間消滅を説明しました。更新された手順は、高品質の$[Fe/H]$測定値を持つクラスターのサンプルで検証されました。次に、文献を批評的にレビューし、クラスターパラメーターの決定が以前の値を大幅に上回っていることを確認しました。
2フィールド模倣重力の再検討とハミルトニアン解析
最近文献で提案されたシフト対称性、特に自由度と安定性の問題を伴う2フィールド模倣重力モデルを再検討します。最初に、2次ラグランジアンおよびハミルトニアン定式化による線形宇宙論的摂動レベルでモデルを研究します。このモデルには、2つのテンソルモードに加えて、実際には2つの（1つではなく）スカラー自由度があることを示しています。次に、ハミルトニアン解析の観点から完全な非線形レベルまで研究を進め、線形摂動論からの結果を確認します。また、2つの模倣スカラー場の運動項が制約方程式で反対の符号を持つ場合も考慮します。この場合、モデルは常にゴーストの不安定性の問題を抱えていることを指摘します。
リチウムの存在量は重力モデルに依存する量です
低質量の恒星物体における修正重力へのリチウム存在量の依存性が示されています。これは、若い星や球状星団が軽元素枯渇法に依存している場合、それらの年齢決定手法に追加の不確実性をもたらす可能性があります。
この論文は、マイク・ダフの70歳の誕生日に捧げられています。私はマイクの興味に密接に関連しているM理論/ストリング理論/超重力のいくつかの問題について議論します。STUブラックホールエントロピー、Cayley超行列式、Bhargavaキューブ、3キュービットのアリス、ボブ、チャーリーの対称性の関係について説明します。ダフとフェラーラとボルステン、レヴァイ、マラーノらの研究に触発された、M理論宇宙論に関するグナイディン、リンデ、山田との最近の研究について簡単に説明します。ここでは、7キュービット、アリス、ボブ、チャーリー、デイジー、エマ、フレッド、ジョージなどのパーティーがあります。オクトニオンとハミングエラー訂正コードは、これらのモデルのベースになっています。それらは、インフレから原始的な重力波を探す将来のCMBミッションの7つのベンチマークターゲットにつながります。これらの宇宙論モデルにおけるフェルミオン質量固有値、例外的なヨルダン固有値問題、およびブラックホールエントロピーの間の不可解な関係も示します。私たちの宇宙論モデルの対称性は、E7の根系のコクセター投影の美しい写真で示されています。
脊索動物DHOST理論におけるステルス暗黒エネルギー
スカラーテンソル理論のステルスドジッター解には、正確なドジッターバックグラウンドメトリックと重要なスカラー場プロファイルがあります。最近、縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論のコンテキストで、ステルスドシッター解がスカラー場摂動の無限の強い結合または勾配不安定性のいずれかに苦しむことが示されました。二乗された音速は、消失するか負になるかのいずれかであり、前者の強結合スケールはゼロであり、物理現象のエネルギースケールよりも低くなります。有効場の理論の観点から、この問題は、スコルダトゥーラと呼ばれる縮退状態の制御された離調を導入し、ゴースト凝縮のバージョンを回復することによって自然に解決されます。この論文では、スコルス宇宙論的解法に基づいて、スコルダトゥーラDHOST理論で実行可能な暗黒エネルギーモデルを構築します。このモデルでは、メトリックは標準の$\Lambda$CDMモデルと同じであり、スカラー場プロファイルは線形に時間依存します。脊索損傷メカニズムが強い結合と勾配の不安定性を解決することを示します。さらに、準静的限界を明確に定義するためには、脊索動物も必要であることがわかります。これは、サブホライズンの観測値が必然的に脊索動物の影響を受けることを意味します。線形暗黒物質のエネルギー密度コントラストのサブホライズン進化、およびワイルポテンシャルと重力スリップパラメータの効果的な重力結合と摩擦項の補正を導き出します。脊索動物が存在しない場合、たとえ無限強結合の問題が不当に無視されたとしても、準静的近似はステルス宇宙論解の周りのすべてのスケールで崩壊します。したがって、文献の修正された重力における物質密度コントラストの地平線進化の以前の推定は、脊索炎の影響を考慮することによって再検討する必要があります。
MeVスケールのシーソーとレプトジェネシス
パイ中間子の質量の下に3つの右巻きニュートリノとマヨラナ質量があるタイプIシーソーモデルを研究します。この質量範囲では、モデルパラメータ空間は、軽いニュートリノの質量を説明するための要件だけでなく、実験的な検索や宇宙論的考察によっても強く制約されます。既存の文献では、潜在的に実行可能なパラメータ空間の3つの互いに素な領域が特定されています。それらの1つでは、すべての重いニュートリノはビッグバン元素合成の直前に崩壊します。他の2つの領域では、重いニュートリノの1つがBBNとCMBデカップリングの間で崩壊するか、準安定です。我々は、核の光分解からの以前に考慮されていない制約が、BBNとCMBデカップリングの間で発生するすべての関連する崩壊を事実上排除することを示しています。非常に驚くべきことに、すべての重いニュートリノがBBNの前に崩壊する場合、宇宙のバリオン非対称性は、実験的および宇宙論的制約を回避するために必要なものに加えて、さらに調整することなく、小規模なレプトジェネシスによって非常に一般的に説明できます。これは、パイ中間子崩壊実験で重いニュートリノを探す動機となります。
磁気巻線：それは何ですか、何に適していますか？
磁気巻線は、磁気ヘリシティを支え、磁力線の絡み合いを測定する基本的なトポロジー量です。磁気ヘリシティと同様に、磁気巻線も理想的な電磁流体力学の不変条件です。この記事では、磁気巻線の説明、計算方法、ヘリシティとの関連での解釈方法について詳しく説明します。磁気巻線が磁場（オープンまたはクローズ）の明確なトポロジー記述を提供する方法を示し、磁気巻線とヘリシティがどのように異なる動作をするかを示す例を示し、その結果、基礎となる磁場に関する異なる重要な情報を明らかにします。
