ダークサイドからのささやき：NANOGravデータで光の新しい物理学に立ち向かう
NANOGravの共同研究では、最近、パルサータイミングデータで重力波バックグラウンド（GWB）の最初の証拠が観察されました。ここでは、このGWBが新しい物理学によるものである可能性を探り、相転移（PT）やアクシオンのような粒子（ALP）のダイナミクスから予想されるようなピークスペクトルにも信号がうまく適合することを示します。初期の宇宙。1MeVから10MeV付近の温度で非常に強いPTを使用すると、データによく適合していることがわかります。ALPの説明では、減衰定数が$F\upperx5\times10^{17}$GeVでアクシオン質量が$2\times10^{-13}$eVの場合に最適な結果が得られます。また、これらのモデルのパラメーター空間を制約し、他の宇宙論的限界にすでに匹敵する限界を取得するPTAの能力を示します。
回転するハローからの重力磁気歪みの測定I：方法
ソース銀河の画像は、静的な重力ポテンシャルだけでなく、銀河団のような巨大な回転物体によって引き起こされる慣性系の引きずりによっても歪められます。このような影響は理論的にはよく理解されているため、将来の調査のためにその検出可能性を推定することは非常に興味深いことです。この作業では、回転する暗黒物質ハローの周りのレンズ収束$\kappa$を分析します。巨大な物体の回転は重力磁気ポテンシャルを生成し、レンズポテンシャルに異方性の寄与を引き起こします。ハロー回転軸の周りの$\kappa$の対称的な強化と縮小の違いを説明するために、推定量$\delta\kappa$を作成し、ハロー速度分散の2乗に無次元を掛けたものに比例する関数で十分に近似されることを発見しました。角運動量パラメータ。LSSTのような調査に現実的なノイズレベルのシミュレーションモックを使用して、推定器をテストし、積み重ねられた回転レンズの慣性系の引きずりからの信号が$1\sigma$内でゼロと一致することを示します。ただし、SDSSDR7分光選択グループカタログで最も大規模なクラスターは、視線回転速度が195.0km/s、速度分散が667.8km/sであり、$1.2\times10^{-8であることがわかります。}$N体シミュレーションから推定された角運動量確率分布によるオッズ。SDSSDR7分光選択グループカタログを研究することにより、回転クラスターを特定する方法を示し、高速回転クラスターがシミュレーションに基づく推定よりも豊富である可能性があることを発見し、重力磁気歪みの検出が将来の調査で到達する可能性があります。
反復平滑化法を使用したモデル選択とパラメーター推定
| Title |
Model_selection_and_parameter_estimation_using_the_iterative_smoothing_method |
| Authors |
Hanwool_Koo,_Arman_Shafieloo,_Ryan_E._Keeley,_Benjamin_L'Huillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12045 |
模擬パンテオンのようなIa型超新星データセットのセットに対して、ノンパラメトリック反復平滑化法から尤度の分布を計算します。この尤度分布を使用して、典型的な暗黒エネルギーモデルがデータと一致しているかどうかをテストし、パラメーター推定を実行します。このアプローチでは、モデルとデータの整合性は、別の代替モデルと比較する必要なしに決定されます。将来のWFIRSTのようなデータをシミュレートして、タイプIIのエラーを調査し、このノンパラメトリック手法を使用してさまざまなダークエネルギーモデルをどれほど自信を持って区別できるかを示します。
PDS70の惑星移動、共鳴ロック、降着ストリーム：モデルとデータの比較
| Title |
Planet_migration,_resonant_locking_and_accretion_streams_in_PDS70:_Comparing_models_and_data |
| Authors |
Claudia_Toci,_Giuseppe_Lodato,_Valentin_Christiaens,_Davide_Fedele,_Christophe_Pinte,_Daniel_J._Price,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11893 |
PDS70を取り巻くディスクは、2つの直接画像化された巨大惑星が埋め込まれており、惑星とディスクの相互作用を研究するための理想的な実験室です。システムの3次元平滑化粒子流体力学シミュレーションを提示します。私たちのシミュレーションでは、自由に移動して質量を蓄積する惑星は、動的に安定したロックされた共振構成になります。赤外線（散乱光）とミリメートル（熱連続体）の波長で観測された特徴は、惑星cの周りの周惑星円盤を必要とせずに、外惑星への降着流によって自然に説明されることを示します。高コントラスト画像に影響を与えることが知られている観測バイアスを説明するために、近赤外合成画像を後処理しました。観測の再現に成功したことは、惑星と円盤の動的相互作用だけでPDS70の観測を説明するのに十分であることを示しています。
仮説の展望：今日の活発な火山活動は、金星の大気中のホスフィンの存在に寄与する可能性がありますか？
| Title |
Hypothesis_Perspectives:_Might_active_volcanisms_today_contribute_to_the_presence_of_phosphine_in_Venus's_atmosphere? |
| Authors |
Ngoc_Truong_and_Jonathan_I._Lunine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11904 |
Greavesetal。、2020によって検出されたホスフィンの豊富さを説明する非生物的な地質学的メカニズムを提案します。マントルで形成された微量のリン化物が火山活動によって地表に運ばれ、その後大気中に放出されると仮定します。ここで、水または硫酸と反応してホスフィンを形成する可能性があります。この仮説の妥当性を調査するために、桁違いの計算を実行します。今日の活発な火山活動は、ホスフィンのリン化物源を生成するのに必要な速度に匹敵する速度を生成する可能性があることを示唆しています。私たちの仮説では、金星が現在高率の玄武岩質火山活動を経験している必要があります。これは、宇宙船の観測や実験室での実験と一致しています。
HD 217107惑星系：20年間の視線速度測定
| Title |
The_HD_217107_Planetary_System:_Twenty_Years_of_Radial_Velocity_Measurements |
| Authors |
Mark_R._Giovinazzi,_Cullen_H._Blake,_Jason_D._Eastman,_Jason_Wright,_Nate_McCrady,_Rob_Wittenmyer,_John_A._Johnson,_Peter_Plavchan,_David_H._Sliski,_Maurice_L._Wilson,_Samson_A._Johnson,_Jonathan_Horner,_Stephen_R._Kane,_Audrey_Houghton,_Juliana_Garc\'ia-Mej\'ia,_Joseph_P._Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12356 |
ホットジュピターHD217107bは、視線速度（RV）法を使用して検出された最初の太陽系外惑星のひとつで、1999年に文献で最初に報告されました。現在、このシステムの正確なRV測定は20年以上にわたり、より長期間のコンパニオン、HD217107c。興味深いことに、短周期惑星（$P_\mathrm{b}\sim7.13$d）と長周期惑星（$P_\mathrm{c}\sim5059$d）の両方に、かなり偏心した軌道（$e_\mathrm）があります。{b}\sim0.13$および$e_\mathrm{c}\sim0.40$）。MINERVA望遠鏡アレイで得られたこのシステムの42の追加RV測定値を提示し、4つの異なる施設から以前に公開されたRV測定値との共同分析を実行します。以前に報告された長期コンパニオンの軌道を確認し、改良します。HD217107bは、離心率のある比較的少数のホットジュピターの1つであり、一般的な相対論的効果とシステム内の他の惑星からの摂動による惑星軌道の歳差運動を検出する可能性を開きます。この場合、近地点引数$\omega$は、$\sim$0.8$^\circ$Century$^{-1}$のレベルで変化すると予測されます。観測のベースラインが長く、RV測定の品質が高いにもかかわらず、歳差運動を$\dot{\omega}<65.9^\circ$Century$^{-1}$に制限することしかできません。RVデータを使用して、太陽系外惑星の軌道における歳差運動の微妙な影響を検出することの限界について説明します。
金属の乏しい星形成領域での解決された星形成マゼラニックブリッジC
| Title |
Resolved_star_formation_in_the_metal_poor_star-forming_region_Magellanic_Bridge_C |
| Authors |
V._M._Kalari,_M._Rubio,_H._P._Salda\~no,_A._D._Bolatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11868 |
マゼラニックブリッジC（MB-C）は、マゼラニックブリッジの59kpc離れた場所にある、金属量の少ない（$\sim$1/5$Z_{\odot}$）低密度の星形成領域であり、銀河とは異なる条件での星形成過程。AtacamaLargeMillimeterArrayCO（1-0）の観測から、遠赤外線イメージングで特定された若い恒星状天体（YSO）、前主系列星（PMS）、およびフィラメント状構造の候補に関連する分子の塊を検出します。YSOとPMSの星は、密度が17〜200$M_{\odot}$pc$^{-2}$の分子ガスで形成され、年齢は$\lesssim$0.1〜3Myrです。MB-CのYSO候補は、銀河系の候補よりも絶滅が少ない。そうでなければ、我々の結果は、MB-Cの分子塊、YSO、およびPMS星の特性と形態が、銀河系の対応物に関して特許の違いを示さないことを示唆し、MB-Cと同様の領域で星を形成することのボトルネックは原子ガスから分子への変換。
粉塵の消光と放射率の間の相関のための粒度分布と組成の意味
| Title |
Implications_of_Grain_Size_Distribution_and_Composition_for_the_Correlation_Between_Dust_Extinction_and_Emissivity |
| Authors |
Ioana_A._Zelko_and_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11869 |
ダストサイズ分布と組成の変化が、消滅のスペクトル形状（$R_{\textrm{V}}$によってパラメータ化）と遠赤外線ダスト放射率（べき乗則インデックス$によってパラメータ化）の間の相関に及ぼす影響を研究します。\beta$）。Weingartner＆Draine（2001）によって提案されたサイズ分布モデルから始めて、炭素質およびケイ酸塩粒子についてはLaor＆Draine（1993）によって、PAH粒子についてはLi＆Draine（2001）によって導出されたダスト吸収および放出特性を使用して計算します。絶滅とそれをSchlaflyらによって導出された赤化ベクトルと比較します。（2016）。オプティマイザーとMCMCを使用して、サイズ分布に使用できるパラメーターのスペースを調べます。より大きな粒子は高い$R_{\textrm{V}}$と相関していることがわかります。しかし、この傾向は、シュラフライらによって観察された放出-絶滅の相関関係を説明するのに十分ではありません。（2016）。$R_{\textrm{V}}-\beta$の相関関係が発生するためには、$R_{\textrm{V}}$の関数として、炭素質およびケイ酸塩の体積の事前分布に明示的な事前分布を課す必要があります。結果は、炭素質粒子とケイ酸塩粒子の比率が高い組成では、$R_{\textrm{V}}$が高くなり、$\beta$が低くなることを示しています。$E（\textrm{B}-\textrm{V}）/\tau_{353}$と$R_{\textrm{V}}$の関係は明らかであり、排出ベースのダストの再校正に影響を与える可能性があります。$R_{\textrm{V}}$の関数としてマップします。
銀河の合体における長い潮汐尾とその意味
| Title |
Long_Tidal_Tails_in_Merging_Galaxies_and_Their_Implications |
| Authors |
Jian_Ren,_Xian_Zhong_Zheng,_David_Valls-Gabaud,_Pierre-Alain_Duc,_Eric_F._Bell,_Zhizheng_Pan,_Jianbo_Qin,_Dongdong_Shi,_Man_Qiao,_Yongqiang_He,_Run_Wen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11879 |
COSMOSからの$0.2\leqz\leq1$内の$\log（M_\ast/\rmM_\odot）\geq9.5$との461の合体銀河のこれまでで最大のサンプルを使用して、長い潮汐尾の特性を調査します{\itハッブル宇宙望遠鏡}の画像データと組み合わせた調査。長い潮汐の尾は、直線（41\、per\、cent）、曲線（47\、per\、cent）、プルーム（12\、per\、cent）の3つの形状タイプに簡単に分けることができます。それらのホスト銀河は、ほとんどがマージの後期段階にありますが、31\、per\、centは、予測される分離$d>20$\、kpcの銀河ペアです。湾曲した潮汐尾の投影は直線尾のごく一部しか占めていないため、真っ直ぐな潮汐尾の高い形成率を理解する必要があります。165個の潮汐矮小銀河（TDG）を特定し、合併ごとに0.36のTDG生成率をもたらします。銀河の合体率と文献からのTDG生存率を組み合わせると、局所矮小銀河の$\sim$\、5\、per\、centは潮汐起源であると推定され、潮汐形成は重要な形成チャネルではないことが示唆されます矮小銀河のために。TDGの半分以上は、ホストテールの先端にあります。これらのTDGは、$7.5\leq\log（M_\ast/\rmM_\odot）\leq9.5$の範囲の恒星の質量を持ち、$M_\ast$-$R_{\に続く半光半径でコンパクトに見えます。rme}$低質量楕円銀河の関係。しかし、それらの表面輝度プロファイルは、一般に、局所的な円盤銀河のものよりも平坦です。165個のTDGのうち10個だけが1.5kpcを超える有効半径を持ち、異常に明るい超拡散銀河と見なされます。
スペクトル線スタッキング技術の調査とHC $ _ {11} $ Nの検出への応用
| Title |
An_Investigation_of_Spectral_Line_Stacking_Techniques_and_Application_to_the_Detection_of_HC$_{11}$N |
| Authors |
Ryan_A._Loomis,_Andrew_M._Burkhardt,_Christopher_N._Shingledecker,_Steven_B._Charnley,_Martin_A._Cordiner,_Eric_Herbst,_Sergei_Kalenskii,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Eric_R._Willis,_Ci_Xue,_Anthony_J._Remijan,_Michael_C._McCarthy,_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11900 |
星間分子の在庫が増え続けるにつれて、電波望遠鏡で個々の回転線を観測できる小さな種と、赤外線および光学観測によって大量に研究される多環芳香族炭化水素（PAH）などの大きな種との間の隔たりがあります。ゆっくりと橋渡しされています。これら2つの分子リザーバー間の接続を理解することは、星間炭素循環を理解するために重要ですが、観測の特異性を維持しながら、分子の複雑さをどこまで調査できるかという限界を押し上げる必要があります。この目的に向けて、スパース線スペクトルを持つソースに対する単一ディッシュ観測で新しい分子種を検出および特性評価する方法を提示します。この方法を、進行中のGOTHAM（TMC-1のGBT観測：芳香族分子の狩猟）グリーンバンク望遠鏡（GBT）の大規模プログラムからのデータに適用し、6つの新しい星間種を発見しました。この論文では、星間物質で最大のシアノポリインであるHC$_{11}$Nの検出に焦点を当てます。
ハッブルシーケンスを超えて-教師なし機械学習で銀河の形態を探る
| Title |
Beyond_the_Hubble_Sequence_--_Exploring_Galaxy_Morphology_with_Unsupervised_Machine_Learning |
| Authors |
Ting-Yun_Cheng,_Marc_Huertas-Company,_Christopher_J._Conselice,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Brant_E._Robertson,_and_Nesar_Ramachandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11932 |
新規のベクトル量子化変分オートエンコーダー（VQ-VAE）内で、特徴抽出と階層的クラスタリング（HC）の組み合わせを使用して、銀河形態分析のための教師なし機械学習を探索します。以下を含む新しい方法論を提案します。（1）画像から特徴を学習するときにクラスタリングパフォーマンスを同時に考慮する。（2）HCアルゴリズム内でさまざまな距離しきい値を考慮します。（3）銀河の向きを使用してクラスターの数を決定します。この設定は、この教師なし学習で作成された27のクラスターを提供します。これは、銀河の形状と構造（S\'ersicインデックス、濃度、非対称性、ジニ係数など）に基づいて十分に分離されていることを示しています。これらの結果のクラスターは、色と等級の図などの物理的特性ともよく相関し、さまざまなマシン定義クラスター間の質量とサイズなどのスケーリング関係の範囲に及びます。これらの複数のクラスターを2つの大きな予備クラスターにマージして二項分類を提供すると、22.7\％の初期型銀河と77.3\を含む実際の銀河分布と一致する、不均衡なデータセットを使用して$\sim87\％$の精度に達します。％後期型銀河。与えられたクラスターを古典的なハッブルタイプ（楕円、レンチキュラー、初期スパイラル、後期スパイラル、および不規則）と比較すると、視覚分類システム、特にレンチキュラーや初期スパイラルなどの過渡的な特徴を持つ銀河に本質的なあいまいさが存在することを示します。これに基づいて、この作業の主な結果は、教師なし方法が視覚的分類と物理的特性にどれだけよく一致するか、および視覚ベースのものよりも物理的に意味のある独立した分類を提供することです。
マルチトレーサー宇宙論的線強度マッピング模擬光円錐シミュレーション
| Title |
Multitracer_cosmological_line_intensity_mapping_mock_lightcone_simulation |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Rachel_S._Somerville,_Anthony_R._Pullen,_Gerg\"o_Popping,_Patrick_C._Breysse,_Abhishek_S._Maniyar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11933 |
サブミリメートルの輝線は、銀河の低温ガスとイオン化環境の重要なトレーサーであり、将来の線強度マッピング調査のターゲットです。星間物質のさまざまな相から生じる複数の輝線を予測する物理ベースのシミュレーションは、今後のLIM観測で銀河の全体的な物理的状態を制約するために重要です。この作業では、物理的に接地された銀河形成とサブmmライン放射モデルに基づいてマルチトレーサーモックサブミリメートルライン強度マップを作成するための一般的なフレームワークを提示します。離散銀河と銀河CII、CO、CI放射を含む、赤方偏移範囲$0\leqz\leq10$にわたって2deg$^2$の模擬光円錐をシミュレートします。COMAPとEXCLAIMを代表する解像度と観測周波数ウィンドウを備えた2つの基準調査のシミュレートされた線強度マップを提示します。シミュレーションによって予測された星形成率と線放出スケーリングの関係は、低赤方偏移での高光度銀河の観測に合わせて調整されることが多い、広く使用されている経験的関係とは、低ハロー質量で大幅に異なることを示します。これらの違いが、1点強度確率密度関数やパワースペクトルなど、強度マッピングで使用される主要な要約統計量に大きな変化をもたらすことを示します。より現実的で複雑なモデルを使用して、宇宙の星形成率密度などの観測量を測定する将来の線強度マッピング調査の能力を予測することが重要になります。
天の川を取り巻くほとんどの矮小楕円体銀河は、暗黒物質が支配的な衛星になることはできません
| Title |
Most_dwarf_spheroidal_galaxies_surrounding_the_Milky_Way_cannot_be_dark-matter_dominated_satellites |
| Authors |
Francois_Hammer,_Yanbin_Yang,_Frederic_Arenou,_Hefan_Li,_Jianling_Wang,_Piercarlo_Bonifacio,_Carine_Babusiaux,_and_Yongjun_Jiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11935 |
天の川矮小楕円体銀河は、観測された最も小さな銀河であり、現在、暗黒物質の最大の割合に関連付けられています。これは、速度分散が大きすぎることから明らかです。ただし、それらのほとんどは、軌道の中心付近にあります。これにより、宇宙論的シミュレーションによって予測されたサブハロなどの長寿命衛星である可能性が非常に低くなり、P=2$10^{-7}$になります。それらの周辺中心への近接性は、代わりに、それらがそれらの高速分散を説明するのに十分な運動学的エネルギーを提供する潮汐衝撃の影響を受けていることを示唆している。暗黒物質の特性が天の川までの距離に依存していることは、暗黒物質が支配的な自己平衡システムではなく、潮汐ショックを受けて平衡状態から外れたdSphを支持しているように見えます。
乱流の小規模ダイナモにおけるシード磁場
銀河と銀河団の磁場は、非常に弱いシード値から、乱流ダイナモによって観測された$\mu{\rmG}$強度まで増幅されます。シード磁場は、原始的または天体物理学的起源である可能性があります。銀河または銀河団スケールでのシードフィールドの強度と構造は、シードフィールドの生成メカニズムに応じて大きく異なる可能性があります。シードフィールドは最初に小規模ダイナモに遭遇するため、シードフィールドの強度と構造が小規模ダイナモの作用に及ぼす影響を調査します。駆動乱流の数値シミュレーションを使用し、3つの異なるシードフィールド構成を検討します：1）均一フィールド、2）べき乗則スペクトルを持つランダムフィールド、および3）放物線スペクトルを持つランダムフィールド、ダイナモによって生成された磁場は、シードフィールドの詳細とは無関係です。小規模ダイナモが活動していない場合でも、大規模磁場の絡み合いにより、小規模磁場を線形に生成および増幅できることを示します。小規模ダイナモ作用が存在する場合、非線形の小規模ダイナモ生成磁場のシードフィールドのメモリが失われるため、シードフィールド情報をトレースバックすることはできません。乱流媒体中で発生した磁場。
アクイラリフト雲複合体に向けたアンモニア観測
| Title |
Ammonia_observations_towards_the_Aquila_Rift_cloud_complex |
| Authors |
Kadirya_Tursun,_Jarken_Esimbek,_Christian_Henkel,_Xindi_Tang,_Gang_Wu,_Dalei_Li,_Jianjun_Zhou,_Yuxin_He,_Toktarkhan_Komesh,_Serikbek_Sailanbek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12049 |
南山26m望遠鏡を利用して、NH$_3$（1,1）および（2,2）遷移でへび座南およびW40地域を含むAquilaRift複合体を調査しました。AquilaRift複合体の高密度ガスの運動温度は8.9から35.0Kの範囲で、平均15.3$\pm$6.1Kです。低いガス温度は、平均12.3$\pm$1.7Kで8.9から16.8Kの範囲のへび座南に関連しますが、W40地域の高密度ガスは、平均25.1$\pm$4.9Kで17.7から35.0Kの範囲のより高い温度を示します。運動温度とHiGalダスト温度の比較は、ガスとダストの温度がへび座南の低質量星形成領域で一致していることを示しています。高質量星形成領域W40では、測定されたガス運動温度はダストのそれよりも高い。NH$_3$（1,1）の速度分散の乱流成分は、ガスの運動温度と正の相関があることがわかります。これは、乱流エネルギーの散逸によって高密度ガスが加熱される可能性があることを示しています。ダスト放出を表すハーシェル赤外線連続データとの比較によって得られた総NH3存在量の割合については、0.1〜21$\times10^{-8}$の値が見つかり、平均6.9$（\pm4.5）\times10^{-8}$。また、へび座南は、0.2から21$\times10^{-8}$の範囲の部分的な合計NH3存在量を示し、平均8.6（$\pm3.8）\times10^{-8}$です。W40では、値は低く、0.1〜4.3$\times10^{-8}$で、平均は1.6（$\pm1.4）\times10^{-8}$です。弱い速度勾配は、回転エネルギーが重力エネルギーのごくわずかな部分であることを示しています。W40では、ガスと塵の温度は、最近形成された巨大な星までの予測距離に強く依存していません。全体として、マップされた領域の形態はリング状であり、銀河の経度が低いほど強い放射があり、高い銀河の経度では弱い放射があります。
高質量星形成領域におけるオルソH $ _2 $ D $ ^ + $の調査
| Title |
Survey_of_ortho-H$_2$D$^+$_in_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
G._Sabatini,_S._Bovino,_A._Giannetti,_F._Wyrowski,_M._A._\'Ordenes,_R._Pascale,_T._Pillai,_M._Wienen,_T._Csengeri_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12108 |
（要約）高質量の星形成領域でのoH$_2$D$^+$観測の大規模なサンプルを提示し、関連する物理量との可能な経験的相関について議論して、さまざまな星形成領域のクロノメーターとしての役割を評価します。進化の段階。o-H$_2$D$^+$の基底状態遷移のAPEX観測は、さまざまな進化段階でATLASGAL調査から選択された巨大な塊の大規模なサンプルで分析されました。H$_2$、X（oH$_2$D$^+$）に関するoH$_2$D$^+$のカラム密度とビーム平均存在量は、局所熱力学の仮定の下でスペクトルをモデル化することによって得られました。平衡。oH$_2$D$^+$で16個のソースを検出し、X（oH$_2$D$^+$）と凝集体のボロメータの光度およびダスト温度との間に明確な相関関係を見つけますが、CO枯渇係数。さらに、星形成過程の進化を追跡することが知られている光度対質量比との明確な相関関係が見られます。これは、H$_3^+$の重水素化された形態が星形成プロセスの初期段階でより豊富であり、重水素化が塊の時間発展によって影響を受けることを示します。この点で、我々の発見は、X（o-H$_2$D$^+$）が主にガスの密度ではなく熱変化の影響を受けることを示唆している。これらの発見をH$^{13}$CO$^+$、DCO$^+$、C$^{17}$Oの観測と組み合わせて、サブにおける宇宙線イオン化率の推定値を提供しました。-最近の分析作業に基づく8つの塊のサンプル。私たちの研究は、これまでの星形成領域におけるo-H$_2$D$^+$の最大のサンプルを示しています。結果は、重水素化プロセスが温度の影響を強く受けることを確認し、o-H$_2$D$^+$は、その強い時間依存性によって証明されるように、星形成プロセス中の信頼できる化学時計と見なすことができることを示唆しています。
| Title |
Euclid_preparation:_X._The_Euclid_photometric-redshift_challenge |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_G._Desprez,_S._Paltani,_J._Coupon,_I._Almosallam,_A._Alvarez-Ayllon,_V._Amaro,_M._Brescia,_M._Brodwin,_S._Cavuoti,_J._De_Vicente-Albendea,_S._Fotopoulou,_P._W._Hatfield,_W._G._Hartley,_O._Ilbert,_M._J._Jarvis,_G._Longo,_R._Saha,_J._S._Speagle,_A._Tramacere,_M._Castellano,_F._Dubath,_A._Galametz,_M._Kuemmel,_C._Laigle,_E._Merlin,_J._J._Mohr,_S._Pilo,_M._Salvato,_M._M._Rau,_S._Andreon,_N._Auricchio,_C._Baccigalupi,_A._Balaguera-Antol\'inez,_M._Baldi,_S._Bardelli,_R._Bender,_A._Biviano,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Bozzo,_E._Branchini,_J._Brinchmann,_C._Burigana,_R._Cabanac,_S._Camera,_V._Capobianco,_A._Cappi,_C._Carbone,_J._Carretero,_C._S._Carvalho,_R._Casas,_S._Casas,_F._J._Castander,_G._Castignani,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_C._Colodro-Conde,_G._Congedo,_C._J._Conselice,_et_al._(113_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12112 |
宇宙論のための今後の大規模な測光調査では、主な科学目的を成功させるために、正確で正確な測光赤方偏移（photo-z）測定が必要です。ただし、これまでのところ、これらの調査で提供される広帯域測光のみを使用して、必要な精度で写真$z$sを生成する方法はありませんでした。現在の方法の長所と短所の評価は、この課題に対処するためのアプローチの最終的な開発における重要なステップです。特にEuclidミッションが調査する0.2〜2.6の赤方偏移範囲に焦点を当てて、共通のデータセットに対する13のフォトメトリック赤方偏移コード単一値赤方偏移推定値と赤方偏移確率分布（PDZ）のパフォーマンスについて報告します。COSMOSフィールドの3つの測光調査から抽出されたエミュレートされたEuclidデータを使用してチャレンジを設計します。データは2つのサンプルに分けられます。1つは測光と赤方偏移が参加者に提供されるキャリブレーションサンプルです。メソッドの盲検試験を確実にするための、測光のみを含む検証サンプル。参加者は、検証サンプルの各ソースのレッドシフト単一値推定値とPDZを、宇宙論的分析での使用に適さないと見なしたソースを示す拒否フラグとともに提供するように招待されました。各メソッドのパフォーマンスは、クロスマッチされた分光学的で高精度の測光赤方偏移をグラウンドトゥルースとして使用して、一連の有益なメトリックを通じて評価されます。参加者によって設定された拒否基準は、photo-zが分光学的赤方偏移（spec-z）から0.15（1+z）以上ずれている強い外れ値を除去するのに効率的であることを示します。また、すべての方法で信頼性の高い単一値の推定値を提供できますが、いくつかの機械学習方法では有用なPDZを生成できないことも示しています。[要約]
\ textit {r}の初期降着への宇宙論的洞察-プロセスが強化された星。 I. LAMOST J1109 +0754の包括的な化学力学的分析
| Title |
Cosmological_Insights_into_the_Early_Accretion_of_\textit{r}-Process-Enhanced_stars._I._A_Comprehensive_Chemo-dynamical_Analysis_of_LAMOST_J1109+0754 |
| Authors |
Mohammad_K._Mardini,_Vinicius_M._Placco,_Yohai_Meiron,_Marina_Ishchenko,_Branislav_Avramov,_Matteo_Mazzarini,_Peter_Berczik,_Manuel_Arca_Sedda,_Timothy_C._Beers,_Anna_Frebel,_Ali_Taani,_Mashhoor_A._Al-Wardat,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12142 |
この研究は、LAMOSTJ1109+0754の包括的な化学力学的分析を示しています。これは、明るい（V=12.8）、非常に金属量が少ない（\abund{Fe}{H}=$-3.17$）星で、強い\textit{r}-プロセスの強化（\abund{Eu}{Fe}=+0.94$\pm$0.12）。私たちの結果は、$Gaia$によって提供された7次元測定と、高解像度（$R\sim110,000$）、高い信号対雑音比（$S/N\sim60）から得られた化学組成に基づいています。$リック天文台の2.4\、m自動惑星検出望遠鏡によって得られた光学スペクトル。31元素（リチウムからトリウムまで）の化学物質が豊富にあります。軽元素（Z$\leqslant30$）の存在比（\abund{X}{Fe}）は、13.4-29.5\、M$_\odot$質量範囲の大規模なPopulation\、III前駆体を示唆しています。J1109+075の重元素（$30<$Z$\leqslant90$）の存在量パターンは、スケーリングされたソーラー\textit{r}プロセスシグネチャと非常によく一致しています。J1109+0754の運動学的履歴と軌道進化をac\textbf{O}smologicallyde\textbf{RI}vedtim\textbf{E}-varyi\textbf{N}gGalacticpo\で追跡する新しいアプローチを開発しました。\texttt{Illustris-TNG}シミュレーションから取得したシミュレートされた天の川アナログのスナップショットから構築されたtextbf{T}ential（ORIENT）。この天の川のような銀河内の軌道進化は、化学物質の豊富なパターンとともに、J1109+0754が、銀河の中心から$\sim$60\、kpcに位置する低質量の矮小銀河に由来する可能性が高いことを意味します。$\sim$6-7\、Gyr前に蓄積され、その星は現在、外側のハロー集団に属しています。
ガイアとりゅう座矮小楕円体銀河のこと座RR星の個体数を新たに見る
| Title |
A_fresh_look_at_the_RR_Lyrae_population_in_the_Draco_dwarf_spheroidal_galaxy_with_Gaia |
| Authors |
Tatiana_Muraveva,_Gisella_Clementini,_Alessia_Garofalo,_Felice_Cusano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12191 |
欧州宇宙機関（ESA）の基礎ミッションの2回目のデータリリース（DR2）を含むさまざまな調査からのデータを組み合わせて得られた、りゅう座矮小楕円銀河（dSph）の285個のRRライレ星（RRL）のカタログを提示します。ガイア。ガイアGバンドの光度-金属量関係（MG-[Fe/H]）を初めて使用して、サンプル内のRRLまでの個々の距離を決定し、RRL母集団によってトレースされたDracodSphの構造を研究しました。ドラコの西/南西地域にあるRRLは私たちに近いように見えます。これは、ドラコと天の川（MW）の間の相互作用の手がかりである可能性があります。RRLで測定されたドラコの平均距離係数は19.53+/-0.07等であり、80.5+/-2.6kpcの距離に対応し、文献の以前の決定とよく一致しています。RRLの脈動特性に基づいて、ドラコのウースターホフ中間性を確認します。Gバンドの大きさの不確実性に基づいてガイアDR2カタログから選択した、ドラコの41の候補RRLの追加サンプルを提示します。ガイアの第3データリリース（DR3）で利用可能になる追加のエポックデータは、これらの候補が真正なDracoRRLであるかどうかを確認するのに役立ちます。
uGMRTを使用したPGクエーサーの低周波無線放射の起源の調査-I
| Title |
Probing_the_Origin_of_Low_Frequency_Radio_Emission_in_PG_Quasars_with_the_uGMRT_--_I |
| Authors |
Silpa_S._(NCRA-TIFR),_P._Kharb_(NCRA-TIFR),_L._C._Ho_(KIAA-PKU),_C._H._Ishwara-Chandra_(NCRA-TIFR),_M._E._Jarvis_(MPA/ESO/LMU),_C._Harrison_(Newcastle_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12264 |
PGクエーサーサンプルに属する22個のクエーサーのアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用した685MHzの観測結果を示します。4つのソースのみが$\sim$10-30kpcスケールで拡張された無線構造を明らかにし、残りは主に$\sim$3-5秒角のuGMRT解像度で未解決の無線コアの組み合わせであり、数kpcから$\sim$10kpcスケール。いくつかの情報源は、スペクトルインデックス画像でほとんど分解されていないジェットとローブの特徴を明らかにしています。無線IR相関上の位置と、VLAからの同様の解像度のGHz周波数データを使用して作成されたスペクトルインデックス画像に基づいて、2つのラジオラウド（RL）クエーサーとほぼ1つのクエーサーでの電波放射がわかります。-電波が静かな（RQ）クエーサーの3分の1はAGNが支配的ですが、残りのソースはAGNとともに恒星関連のプロセスから大きな貢献をしているようです。2つのRLソースはコアで反転スペクトルインデックスを示しますが、RQソースはフラットから急勾配（$-0.1\lesssim\alpha_{R}\lesssim-1.1$）の範囲のスペクトルインデックスの範囲を示し、未解決のジェットの存在を示します/lobesまたはwinds。685MHzの無線光度とエディントン比の間に有意な相関関係があることを除いて、他の685MHzの無線特性とRQPGソースのブラックホール（BH）特性の間に強い相関関係は見つかりません。この相関関係の欠如は、恒星関連の放射、または現在のBH活動状態に関連していない可能性のある以前のAGN活動エピソードからの電波放射の寄与によって説明できます。
相対論的せん断流における再結合駆動粒子加速
| Title |
Reconnection-driven_particle_acceleration_in_relativistic_shear_flows |
| Authors |
Lorenzo_Sironi,_Michael_E._Rowan,_and_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11877 |
せん断流における粒子の活性化は、相対論的な宇宙ジェットの境界からの非熱放射を説明するために呼び出されます。それでも、粒子注入の物理学、つまり、熱粒子がせん断駆動加速に参加できるようにするメカニズムは不明なままです。セル内粒子シミュレーションを使用して、相対論的磁気優勢電子-陽電子ジェットと弱く磁化された電子イオン周囲プラズマとの間の速度シアーによってシードされたケルビンヘルムホルツ（KH）不安定性の発生を研究します。非線形段階で、KH渦が動的スケールの再結合層を生成し、ジェット粒子に効率的にエネルギーを与え、せん断駆動加速への粒子注入の第一原理メカニズムを提供することを示します。私たちの仕事は、ジェット放出のスパインシースモデル（遅いシースに囲まれた速いコア/スパイン）をサポートし、相対論的ジェットの境界での電波放出電子の起源を説明することができます。
PSR B1534 +12の2つの放出状態
| Title |
The_two_emission_states_of_PSR_B1534+12 |
| Authors |
S._Q._Wang,_G._Hobbs,_J._B._Wang,_R._Manchester,_N._Wang,_S._B._Zhang,_Y._Feng,_W._-Y._Wang,_D._Li,_S._Dai,_K._J._Lee,_S._J._Dang,_L._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12043 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、中性子星の伴星を持つパルサーであるPSR〜B1534+12（J1537+1155）を観測しました。このパルサーは、パルスプロファイルが広い弱い状態とパルスプロファイルが狭いバースト状態の2つの異なる放出状態を示すことがわかりました。弱い状態は常に存在します。現在のデータでは、弱い状態のパルスエネルギーが正規分布に従うか対数正規分布に従うかを判断することはできません。バースト状態のエネルギー分布はべき乗則に従います。バースト状態での単一パルス放射の振幅は大幅に異なります。最も明るいパルスのピークフラックス強度は、平均パルスのピークフラックス強度の334倍です。また、明るいパルスのみを使用して達成可能なタイミング精度を調べましたが、パルスジッタのために明らかな改善は見られなかったため、このパルサーのジッタノイズレベルを定量化しました。
繰り返し高速電波バースト源の回転測定の進化FRB121102
| Title |
Rotation_Measure_Evolution_of_the_Repeating_Fast_Radio_Burst_Source_FRB_121102 |
| Authors |
G._H._Hilmarsson,_D._Michilli,_L._G._Spitler,_R._S._Wharton,_P._Demorest,_G._Desvignes,_K._Gourdji,_S._Hackstein,_J._W._T._Hessels,_K._Nimmo,_A._D._Seymour,_M._Kramer,_R._McKinven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12135 |
繰り返しの高速電波バースト源FRB121102は、非常に高く可変のファラデー回転測定（RM）を持っていることが示されています。これは、ホスト銀河内で、おそらくローカル環境によって、またはローカル環境内で付与する必要があります。赤方偏移（$z=0.193$）ソース参照フレームでは、RMは$1.46\times10^5$〜rad〜m$^{-2}$から$1.33\times10^5$〜rad〜m$^{-に減少しました。2017年1月から8月までの2}$。$\sim200$〜rad〜m$^{-2}$の日中の変動を示しています。ここでは、アレシボ305m電波望遠鏡、エフェルスベルク100m、カールG.ヤンスキー超大型アレイによるバースト検出からの16個のFRB121102RMを紹介し、2。5年間にわたるFRB121102のRMの記録を提供します。私たちの観察では、RMの減少傾向が示されていますが、傾向は線形ではなく、平均15\％年$^{-1}$減少し、$\sim9.7\times10^4$〜rad〜m$^です。2019年8月の最新のエポックで{-2}$。$\sim10^3$〜rad〜m$^{-2}$週$^{-1}$の不規則で短期的なRM変動も観察されましたMJD58215--58247の間。まだコンパクトな超新星残骸の中に埋め込まれた数十年前の中性子星、または巨大なブラックホールの近くの中性子星とその降着トーラスが、高いRMを説明するために提案されました。観測されたRMを、超新星残骸内で発生したFRBのRM進化を説明する理論モデルと比較します。FRB121102の年齢は不明であり、2017年に最初に利用可能なRM測定の時点で、モデルは$\sim6-17$〜年のソース年齢に同意していることがわかります。また、銀河中心マグネターの減少するRMとの比較も行います。、PSRJ1745--2900。
フレアブレーザーTXS0506+056からの高エネルギーニュートリノの検出と、それに続く同じ方向からの過剰なニュートリノの発見は、ブレーザーが宇宙ニュートリノ源であるという仮説を強化しました。しかし、後期の$\gamma$線フレア活動の欠如は、ブレーザーにおける相関$\gamma$線と高エネルギーニュートリノ放出の標準的なシナリオに挑戦します。代わりに、TeV-PeVニュートリノが陽子シンクロトロン放射を動力源とするX線フレアと同時に生成されることを提案します。この場合、ニュートリノは陽子とそれ自体の放射光との光中間子相互作用によって生成されますが、MeVからGeVへの$\gamma$線は、ソースで開発されたシンクロトロンが支配的な電磁カスケードの結果です。この「純粋なハドロンフレア」仮説は、いくつかの興味深い結果をもたらします。X線フラックスは全フレーバーのニュートリノフラックスの良い代用ですが、特定のニュートリノに富むX線フレアはGeV-TeV$\gamma$線では暗い場合があります。最後に、ハドロンX線フレアには、e-ASTROGAMやAMEGOなどの提案されたミッションで検出可能な同様に明るいMeV成分が伴います。次に、このシナリオを、X線フレアを受けている間にIceCube-200107Aに関連付けられた極端なブレーザー3HSPJ095507.9+355101に適用しました。ハドロンフレア中に100TeVを超えるミューオンおよびアンチミューオンニュートリノの数は、標準的なレプトハドロンモデルで予想される数よりも最大$\sim3-10$倍多くなる可能性があることを示しました。それでも、検出されたニュートリノイベントIceCube-200107Aを説明するには、頻繁なハドロンフレア活動が必要です。
TXS 0506 +056のフレアからの銀河間磁場に対するマルチメッセンジャーの制約
| Title |
Multimessenger_Constraints_on_Intergalactic_Magnetic_Fields_from_the_Flare_of_TXS_0506+056 |
| Authors |
Rafael_Alves_Batista_and_Andrey_Saveliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12161 |
宇宙の磁場の起源は未解決の問題です。おそらく初期に生成された種子の磁場は、元の形に近い今日まで生き残った可能性があり、原始宇宙に未開発の窓を提供します。ブレーザーTXS0506+056からの高エネルギーニュートリノの最近の観測は、広範囲の波長の電磁対応物と関連して、ニュートリノとガンマ線の間の時間遅延と時間によって銀河間磁場を調べるために使用できます。ガンマ線フラックスの依存性。広範な3次元モンテカルロシミュレーションを使用して、これらのフィールドを制約する新しい方法を提示します。これをTXS0506+056に適用し、初めて、それぞれ6桁を考慮して、磁場強度とそのコヒーレンス長の両方に対する制約を導き出します。
プラズマ集束施設でシミュレートされた若い星からのジェットの内部構造
| Title |
Internal_Structure_of_the_Jets_from_Young_Stars_Simulated_at_Plasma_Focus_Facilities |
| Authors |
V._S._Beskin,_I._Yu._Kalashnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12207 |
プラズマ集束施設で長年実施されてきた若い星からのジェットの実験室シミュレーションにより、ジェットと周囲のプラズマとの相互作用の間に出現する活性領域の内部構造を詳細に研究することができます。活性領域で明らかに実現されている閉じた軸対称定常流を記述する理想的な電磁流体力学の方程式の新しい幅広いクラスの解を見つけました。このような流れは、宇宙ジェットの実験室シミュレーションで観察されたプラズマ構造の内部構造をよく再現することが示されています。
| Title |
Mergers_of_binary_neutron_star_systems:_a_multi-messenger_revolution |
| Authors |
Elena_Pian_(1)_((1)_INAF,_Astrophysics_and_Space_Science_Observatory,_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12255 |
2017年8月17日、2つの約30Msunブラックホールの合体からの重力放射の直接検出から2年以内に、バイナリ中性子星合体が、で発生した約100秒の重力波信号のソースとして識別されました。地球から50Mpc未満。短いGRBは、同じ空の領域で高エネルギー天体物理学のFermi衛星とINTEGRAL衛星によって個別に識別され、重力イベントに関連していることが判明しました。すべての波長での迅速な追跡観測により、最初に球形銀河NGC4993にある光源と赤外線源が検出され、約10日の遅延で、無線信号とX線信号が検出されました。この論文では、これらの観察結果を再検討し、初期の光/赤外線源に焦点を当てます。これは、本質的に熱であり、合併中およびその直後の段階での急速中性子捕獲によって合成された元素の不安定同位体の放射性崩壊によって駆動されます。宇宙の元素合成と宇宙での重元素形成の歴史に対するこの出来事の広範囲にわたる結果も示されています。
Einstein @ Home LIGOO2公開データでの連続重力波の全天検索
| Title |
Einstein@Home_all-sky_search_for_continuous_gravitational_waves_in_LIGO_O2_public_data |
| Authors |
B._Steltner,_M._A._Papa,_H.-B._Eggenstein,_B._Allen,_V._Dergachev,_R._Prix,_B._Machenschalk,_S._Walsh,_S._J._Zhu,_S._Kwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12260 |
ハンフォードおよびリヴィングストン検出器からのLIGOO2データで、連続重力波の全天探索を実行します。周波数が20.0Hz〜585.15Hzで、スピンダウンが-2.6e〜9Hz/s〜2.6e〜10Hz/sのほぼ単色の信号を検索します。Einstein@Homeボランティアコンピューティングプロジェクトに検索を展開し、最も重要な結果に関連する波形をさらに8つの検索ステージで追跡し、最大500Hzの全天観測でこれまでに達成された最高の感度に到達します。検査された波形のうち6つはすべてのステージを通過しますが、それらはすべてハードウェア注入に関連付けられています。ハードウェア注入は、検証目的でLIGO検出器でシミュレートされた偽の信号です。一貫したパラメータを使用して、これらすべての偽の信号を回復します。他の波形は存続しないため、検索の検出可能性レベルで連続的な重力波信号の証拠は見つかりません。検出器での連続重力波のh0振幅を、信号周波数の関数として、1/2Hz帯域で制約します。163.0Hzで最も制約のある上限は、90％の信頼水準でh0=1.3e25です。私たちの結果は、1e-7より大きい赤道楕円率が100pcより近い5msより速く回転する中性子星を除外しています。これらは、中性子星の地殻が容易にサポートできる変形です。
PSR J2045 +3633の正確な質量測定
| Title |
A_precise_mass_measurement_of_PSR_J2045+3633 |
| Authors |
J._W._McKee,_P._C._C._Freire,_M._Berezina,_D._J._Champion,_I._Cognard,_E._Graikou,_L._Guillemot,_M._J._Keith,_M._Kramer,_A._G._Lyne,_B._W._Stappers,_T._M._Tauris,_and_G._Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12283 |
再生パルサーJ2045+3633の改善された質量測定値を取得することを目的として行われたタイミング分析の結果を提示します。Effelsberg、Nan{\cc}ay、およびLovell電波望遠鏡による定期的な高ケイデンス観測と、AreciboTelescopeおよびEffelsbergによるターゲットキャンペーンを使用して、このパルサーの6年間のタイミングデータセットを収集しました。固有運動とそれに関連する軌道半主軸の変化率（$\dot{x}$）の非常に重要な値を測定し、近日点時間の進行率（$\dot{）の高精度値を取得しました。\omega}$）、および2つのシャピロ遅延パラメーター（$h_{3}$および$\varsigma$）。これにより、パルサーとコンパニオンの質量の測定値を1桁改善し、（$1\sigma$の不確実性を伴う）$1.251^{+0.021}_{-0.021}\、\text{M}_{\PSR\、J2045+3633の場合はodot}$、白色矮星のコンパニオンの場合は$0.873^{+0.016}_{-0.014}\、\text{M}_{\odot}$であり、制約を改善することができます。バイナリシステムの幾何学的な向きについて。バイナリコンポーネントの質量と軌道サイズの測定値を使用して、システムの可能な進化シナリオを検討します。
ガンマ線とUHECRを介した銀河系および銀河系外ジェットにおける航跡場加速の天体物理学的証拠
| Title |
Astrophysical_Evidence_of_Wakefield_Acceleration_in_Galactic_and_Extragalactic_Jets_via_Gamma_Rays_and_UHECRs |
| Authors |
Gregory_B._Huxtable,_Noor_Eltawil,_Wei-Xiang_Feng,_Wenhao_Wang,_Gabriel_Player,_Toshiki_Tajima,_Toshikazu_Ebisuzaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12333 |
天体物理学のオブジェクトの広い質量範囲（$1-10^9$$M_\odot$）からの6つのケーススタディを提示します。それぞれがジェットの兆候を示し、強力な高エネルギーガンマ線（$>10$GeV）を放出します。これらのオブジェクトの多くは、空間的に識別可能な超高エネルギー宇宙線（UHECR）も放出します。すべての場合において、航跡場加速（WFA）がグローバルな特性と詳細の両方を説明していることがわかります。ブレーザーについては、ニュートリノを含むこれらの信号の時間的構造、およびそれらの「バースト」の相関とフラックスとインデックスの反相関についても説明します。ブレーザー（$\sim10^9$$M_\odot$）、電波銀河（$\sim10^8\、M_{\odot}$）、セイファート銀河（$\sim10^6\、M_{\odot}$）、スターバースト銀河（$\sim10^{3}\、M_{\odot}$）からマイクロクエーサー（$1\sim10$$M_\odot$）まで、興味深いことに、その性質から同じ物理学を示しています。降着と加速は、最大値を除いて、質量とは無関係です。WFAを使用すると、電子を$10$GeVをはるかに超えるエネルギーに加速し、陽子を$10^{20}$eVを超えるエネルギーに加速することができます。観測値を理論値と比較して、それらがよく一致していることを示します。このメカニズムには、高エネルギーのピンポイントニュートリノ、時変ラジオ、光学、X線放射などの関連する放射も伴い、マルチメッセンジャーアプローチを介してこれらの天体物理学的オブジェクトを特徴付ける機会が開かれます。
現在の観測では、ブラックホール連星の合併GW190521をAGN J124942.3 +344929と自信を持って関連付けるには不十分です。
| Title |
Current_observations_are_insufficient_to_confidently_associate_the_binary_black_hole_merger_GW190521_with_AGN_J124942.3+344929 |
| Authors |
Gregory_Ashton,_Kendall_Ackley,_Ignacio_Maga\~na_Hernandez,_and_Brandon_Piotrzkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12346 |
最近、グラハム等。（2020）ZTF19abanrhrを、ブラックホール連星の合併GW190521の電磁的対応物の候補として特定しました。著者らは、観測は活動銀河核AGNJ124942.3+344929の降着円盤と相互作用するキックされたブラックホール連星と一致していると主張しています。（偶然ではなく）実際の関連である場合、これはLIGO/乙女座のバイナリ合併の原因、電磁気の対応物の将来の見通し、および宇宙の膨張率の測定に影響を及ぼします。このレターでは、ローカリゼーションの重複に基づいてマルチメッセンジャーの一致の重要性を再分析し、GW190521とZTF19abanrhrの共通ソースのオッズが使用する波形モデルに応じて1〜12の範囲であることを確認します。この不十分な証拠は、GW190521をZTF19abanrhrに自信を持って関連付けることを保証するものではないと考えています。
ハイブリッド星の質量に関する特別なポイント-半径図とそのマルチメッセンジャーの意味
ハイブリッド中性子星の質量半径（MR）曲線が、一般定数で構築されたハイブリッド状態方程式（EoS）のクラスに属する場合に、それらが互いに交差しなければならない特殊点（SP）の存在を示し、その位置を調査します。--speed--of--sound（CSS）クォーク物質モデルで、開始の制限が変更されます。3パラメーターCSSモデルの場合、M-R図のSPの位置は、ハドロンEoSの選択とはほとんど無関係ですが、クォーク物質EoSの剛性に応じて、特定した領域にまたがることを示します。最大質量とSP質量の差は、閉じ込め解除の開始時の質量に依存するため、この差の上限$0.19〜M_\odot$が得られ、そこからハイブリッド星の半径の下限が得られます。$M<2.4〜M_\odot$の中性子星の場合、これはマルチメッセンジャー天文学からの中性子星半径のより制約のある下限内にあります。ハドロン星の半径の下限とともに、ハイブリッド星だけが占めることができるM-R図の領域を特定します。したがって、10.7〜11.8kmの範囲の巨大パルサーPSRJ0740+6620のNICER半径測定は、このパルサーが内核に限定されていないクォーク物質を持つハイブリッド中性子星であることを示していることを示唆します。
Glowbug、低コスト、高感度のガンマ線バースト望遠鏡
| Title |
Glowbug,_a_Low-Cost,_High-Sensitivity_Gamma-Ray_Burst_Telescope |
| Authors |
J.E._Grove,_C.C._Cheung,_M._Kerr,_L.J._Mitchell,_B.F._Phlips,_R.S._Woolf,_E.A._Wulf,_M.S._Briggs,_C.A._Wilson-Hodge,_D._Kocevski,_J._Perkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11959 |
30keVから2MeVの帯域でのバーストやその他のトランジェント用のガンマ線望遠鏡であるGlowbugについて説明します。最近、NASAの天体物理学研究分析プログラムによって資金提供のために選ばれ、2020年代初頭に打ち上げられる予定です。コンセプトはフェルミガンマバーストモニター（GBM）と同様の感度で、Glowbugはバースト望遠鏡の将来のネットワークに参加して強化し、バイナリ中性子星（BNS）の合併による短いガンマ線バースト（SGRB）への空の範囲を拡大します。NSブラックホール合併からの可能なSGRB。重力波過渡GW170817と一致するSGRBの最近の発見により、そのようなイベントが妥当な頻度で発生することがわかっています。今後数年間でアップグレードされた地上干渉計の感度が向上することで重力波のより多くの検出が期待されるため、ガンマ線での空の範囲の拡大は不可欠です。
CREDOプロジェクト
| Title |
CREDO_project |
| Authors |
Robert_Kami\'nski,_Tadeusz_Wibig,_David_Alvarez_Castillo,_Kevin_Almeida_Cheminant,_Aleksander_\'Cwik{\l}a,_Alan_R._Duffy,_Dariusz_G\'ora,_Piotr_Homola,_Pawe{\l}_Jagoda,_Marcin_Kasztelan,_Marek_Knap,_Konrad_Kopa\'nski,_Peter_Kovacs,_Micha{\l}_Krupi\'nski,_Marek_Magry\'s,_Vahabeddin_Nazari,_Micha{\l}_Nied\'zwiecki,_Wojciech_Noga,_Matias_Rosas,_Szymon_Ryszkowski,_Katarzyna_Smelcerz,_Karel_Smolek,_Jaros{\l}aw_Stasielak,_S{\l}awomir_Stuglik,_Mateusz_Su{\l}ek,_Oleksandr_Sushchov,_Krzysztof_Wo\'zniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12314 |
Cosmic-RayExtremelyDistributedObservatory（CREDO）は、数年前にクラクフの核物理学研究所PASで作成されたプロジェクトであり、非常に拡張された宇宙線現象の世界的な研究に取り組んでいます。このようなプロジェクトを作成した主な理由は、宇宙線アンサンブル（CRE）が既存の検出器や天文台の能力を超えているためです。これまで、宇宙線の研究は、主要な天文台でさえ、個々の空気シャワーの記録と分析に限定されていたため、地球のかなりの部分に広がる可能性のある宇宙線の集合は記録も分析もされていませんでした。この論文では、CREDOプロジェクトの状況と展望を紹介します。
ハイブリッド畳み込みニューラルネットワークを使用した画像からの銀河スペクトルの予測
銀河は、酸素輝線などの光学スペクトルの特徴、または渦巻腕などの形態学的特徴によって説明できます。分光法は銀河の進化を支配する物理的プロセスの豊富な説明を提供しますが、分光法データは観測的に取得するのに費用がかかります。ブロードバンドイメージングから直接銀河スペクトルをロバストに予測して再構築することができます。バッチ正規化の代わりにデコンボリューションを使用したハイブリッド畳み込みニューラルネットワークを使用した強力な新しいアプローチを紹介します。このハイブリッドCNNは、テストで他のモデルよりも優れています。銀河イメージングとスペクトルの間で学習されたマッピングは、分光的に制限された銀河サンプルの科学的リターンを乗算することにより、ヴェラC.ルービン天文台や\textit{ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡}など、将来の広視野調査に向けて変革をもたらします。
単核星と銀河の化学進化-観測と理論におけるバイアスの可能性
| Title |
Mono-enriched_stars_and_Galactic_chemical_evolution_--_Possible_biases_in_observations_and_theory |
| Authors |
Camilla_Juul_Hansen,_Andreas_Koch,_Lyudmila_Mashonkina,_Mattis_Magg,_Maria_Bergemann,_Tatyana_Sitnova,_Andrew_J._Gallagher,_Ilya_Ilyin,_Elisabetta_Caffau,_Huawei_W._Zhang,_Klauss_G._Strassmeier,_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11876 |
金属量の少ない星に由来する化学物質の豊富なパターンを使用して長い間求められてきた目標は、銀河の化学進化（GCE）を理解し、最初の星の性質を特定することです（ポップIII）。ここでは、LBTで高分解能分光器PEPSIで観測された14個の金属量の少ない星のサンプルを使用して、32個の元素（限界を含む34個）の存在量を導き出します。局所熱力学的平衡（LTE）放射伝達コードと1D静水圧モデル大気を使用して得られたすべての星の十分にサンプリングされた存在量パターンを提示します。1DとLTEの仮定がいくつかの問題を隠し、それによって最初の星とGCEの性質に関する私たちの解釈にバイアスを導入する可能性があることは現在よく知られています。したがって、非LTE（NLTE）を使用し、3Dモデルの大気を使用して存在量を修正して、物理的により信頼性の高いパターンを提示します。最初の星の性質を推測するために、単一のイベントによって濃縮された（「単一濃縮」）、進化していないクールな星を、PopIII前駆体の質量とエネルギーを特定するための一連の収量予測と比較します。今日まで、正真正銘の第2世代の単核星はほとんど知られていません。単純なx^2フィットは、単純な1DLTE存在量パターンと同じように、推定される質量とエネルギーにバイアスをかける可能性があるため、希釈と混合を考慮した改良されたフィッティング手法を使用して研究を実施しました。私たちのサンプルは、CarbonEnhancedMetal-Poor（CEMP）星を示しており、そのうちのいくつかは、真の第2世代（モノエンリッチ）星として有望です。進化していない矮星BD+09_2190は、運動学的データと組み合わされて、それが外側のハロー内を移動し、おそらく早い段階で天の川に付着したことを示す、単一濃縮の署名を示しています。ポップIIIの前駆体は、LTE/NLTEで25.5Mおよび0.610^51erg（敵）/19.2Mおよび1.5敵である可能性があります。最後に、高速および低速の中性子捕獲要素の主要なドナーと形成サイトを探索します。要約
銀河面太陽系外惑星（GPX）調査による、高速回転するF型星を通過する若い低質量褐色矮星の発見
| Title |
Discovery_of_a_young_low-mass_brown_dwarf_transiting_a_fast-rotating_F-type_star_by_the_Galactic_Plane_eXoplanet_(GPX)_survey |
| Authors |
P._Benni,_A._Y._Burdanov,_V._V._Krushinsky,_A._Bonfanti,_G._H\'ebrard,_J._M._Almenara,_S._Dalal,_O._D._S._Demangeon,_M._Tsantaki,_J._Pepper,_K._G._Stassun,_A._Vanderburg,_A._Belinski,_F._Kashaev,_K._Barkaoui,_T._Kim,_W._Kang,_K._Antonyuk,_V._V._Dyachenko,_D._A._Rastegaev,_A._Beskakotov,_A._A._Mitrofanova,_F._J._Pozuelos,_A._Popov,_F._Kiefer,_P._A._Wilson,_G._Ricker,_R._Vanderspek,_D._W._Latham,_S._Seager,_J._M._Jenkins,_E._Sokov,_I._Sokova,_A._Marchini,_R._Papini,_F._Salvaggio,_M._Banfi,_\"O._Ba\c{s}t\"urk,_\c{S}._Torun,_S._Yal\c{c}{\i}nkaya,_K._Ivanov,_G._Valyavin,_E._Jehin,_M._Gillon,_E._Pak\v{s}tien\.e,_V.-P._Hentunen,_S._Shadick,_M._Bretton,_A._W\"unsche,_J._Garlitz,_Y._Jongen,_D._Molina,_E._Girardin,_F._Grau_Horta,_R._Naves,_Z._Benkhaldoun,_M._D._Joner,_M._Spencer,_A._Bieryla,_D._J._Stevens,_E._L._N._Jensen,_K._A._Collins,_D._Charbonneau,_E._V._Quintana,_S._E._Mullally,_C._E._Henze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11899 |
質量$19.7\pm1.6$$M_{\mathrm{Jup}}$、半径$1.47\pm0.10$$R_{\mathrm{Jup}の通過する褐色矮星、GPX-1bの発見を発表します。}$、銀河面の太陽系外惑星（GPX）調査によって発見された最初の亜恒星天体。褐色矮星は、適度に明るい（$V$=12.3等）高速回転するF型星を通過し、回転速度は$v\sin{i_*}\sim$40km/s、有効温度は$7000\pm200$K、質量$1.68\pm0.10$$M_{Sun}$、半径$1.56\pm0.10$$R_{Sun}$、おおよその年齢$0.27_{-0.15}^{+0.09}$Gyr。GPX-1bの軌道周期は$1.744579\pm0.000008$d、中間通過時間は$T_0=2458770.23823\pm0.00040$${\mathrm{BJD_{TDB}}}$、通過深度は$0.90\pm0です。03$％。GPXトランジット検出観測、その後の測光およびスペックル干渉追跡観測、およびホスト星の周りの亜恒星天体の存在を確立することを可能にしたSOPHIE分光測定について説明します。GPX-1は、セクター18のTESSによる30分の積分で観測されましたが、データは、42秒角離れた3.4等の明るい星とのブレンドによって影響を受けます。GPX-1bは、これまでに知られている約20の褐色矮星の1つであり、質量は理論上の褐色矮星/ガス巨大惑星の質量遷移境界に近いものです。GPX-1は適度に明るく回転の速い星であるため、ドップラー断層撮影法で追跡することができます。
T CrBの活動の増加は、新星の噴火が差し迫っていることを示唆しています
| Title |
Increasing_activity_in_T_CrB_suggests_nova_eruption_is_impending |
| Authors |
Gerardo_J._M._Luna,_J._L._Sokoloski,_K._Mukai,_P._Kuin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11902 |
共生再発新星（RNe）の降着率の推定値は、理論上の予想を桁違いに下回ることがよくあります。この明らかな不一致は、白色矮星（WD）による質量の蓄積が非常に散発的であり、ほとんどの観測が低状態で実行される場合に解決できます。ここでは、デジタルアクセスからスカイセンチュリー@ハーバード（DASCH）調査までのアーカイブデータの再分析を使用して、共生RNTCrBでの最新の新星噴火が1946年に発生し、したがって-によって引き起こされたと主張します。一時的な降着の高い状態。1946年頃の光度曲線と前の噴火の時間の類似性に基づいて、1866年に、TCrBのWDは、付着高状態の間に熱核暴走（TNR）を点火するために必要な燃料のほとんどを蓄積することを示唆します。そのような状態の自然な起源は、共生連星のおそらく大きな円盤で予想される降着円盤の不安定性のような矮新星です。したがって、共生RNeのTNRのタイミングは、降着円盤の安定性によって設定できます。TCrBは、過去2回の新星噴火につながったと私たちが考えているような降着の高い状態の真っ只中にあります。前の2つの新星の間の80年の間隔（$2026\pm$3）に基づいてTNRが予想される時間のアプローチと組み合わせると、現在の降着高状態は、TNRがTCrBで発生する可能性を高めます。次の数年。
最初の年周視差の再検討
| Title |
The_First_Stellar_Parallaxes_Revisited |
| Authors |
Mark_J._Reid_(1),_Karl_M._Menten_(2)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Max-Planck-Institut_fuer_Radioastronomie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11913 |
1830年代にベッセル、フォンストルーブ、ヘンダーソンが星までの最初の視差距離を測定するために使用したデータを再分析しました。vonStruveとHendersonが測定誤差の一部を過小評価しており、楽観的な視差の不確実性につながっていることがわかりましたが、一般的には結果を再現できます。ベッセルの測定位置の温度補正が予想よりも大きいことがわかり、彼のデータに明らかないくつかの体系が説明されています。vonStruveが最初に0.125秒角のベガの視差を発表した理由については長い間謎でしたが、その後、その値を2倍に修正するためのデータが増えました。vonStruveの初期の結果では、位置データの2次元が使用されており、独立して大幅に異なる視差が得られますが、組み合わせた場合にのみ偶然に正しい結果が得られることがわかりました。後のデータで、フォン・ストルーブは「問題のある」次元を除外し、視差値を大きくしました。可能性のある温度補正を考慮し、両方の次元からの彼のデータを使用して、Vegaのフォンストルーブの視差を正しい値と一致する値に減らします。
バルマー輝線を持つ単一の磁性白色矮星：近くの惑星の仲間のための可能な道標として一貫した物理的特性を持つ小さなクラス
| Title |
Single_magnetic_white_dwarfs_with_Balmer_emission_lines:_A_small_class_with_consistent_physical_characteristics_as_possible_signposts_for_close-in_planetary_companions |
| Authors |
Boris_T._Gaensicke,_Pablo_Rodriguez-Gil,_Nicola_P._Gentile_Fusillo,_Keith_Inight,_Matthias_R._Schreiber,_Anna_F._Pala,_Pier-Emmanuel_Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11925 |
SDSSJ121929.45+471522.8が、ゼーマン分割バルマー輝線を示す3番目の明らかに孤立した磁性（B〜18.5+/-1.0、MG）白色矮星として識別されたことを報告します。星は、振幅が約0.03等、周期が15.26時間の光波長でコヒーレントな変動を示します。これは、白色矮星の自転周期として解釈されます。スペクトルエネルギー分布とガイア視差をモデル化して、白色矮星の温度7500+/-148K、質量0.649+/-0.022Msun、冷却年齢1.5+/-0.1Gyr、および上限を導き出します。亜恒星または巨大惑星のコンパニオンの温度が約250Kです。この白色矮星の物理的特性は、バルマー輝線を示す他の2つの磁気白色矮星の物理的特性と非常によく一致しています：GD356およびSDSSJ125230.93$-$023417.7。白色矮星の周りの近い軌道上の惑星と微惑星の証拠が増えていることを考えると、単極インダクターモデルはこの小さなクラスの星の特徴を説明するためのもっともらしいシナリオを提供すると主張します。冷却時代の3つの星の密集は、ユニポーラインダクタのオンとオフを切り替える共通のメカニズムを示唆しています。ローレンツドリフトはインダクタ相の寿命を自然に制限しますが、白色矮星の冷却シーケンスに沿った線放射の比較的遅い開始は説明されていないままです。
太陽円形リボンフレアのマイクロ波研究
円形リボンフレアSOL2014-12-17T04：51は、野辺山ラジオヘリオグラフ（NoRH）の17/34GHzマップと、ソーラーダイナミクス天文台（SDO）の（E）UVおよび磁気データを使用して調査されます。マイクロ波CRFの重要な特徴として、以下の3つの知見を報告します。（1）最初のプレフレアの活性化は、34GHzに対応するものがなく、17GHzフラックスが徐々に増加するという形で発生します。これは、熱予熱を示しています。非熱的活動の最初の兆候は、衝動相の約4分前に17GHzと34GHzの両方で段階的な磁束増加の形で発生します。（2）インパルス相まで、アクティブ領域全体にわたるマイクロ波放射は、周囲の磁場の磁気極性と一致する単一の偏光状態にあります。インパルスフェーズ中およびその後、17GHzの分極状態の符号がコア領域で反転します。これは、ファンスパイン磁気構造での磁気ブレイクアウトタイプの噴火を意味します。（3）噴火前後の17GHzフラックスは、1〜2分の周期で準周期的な変動を示します。噴火前の振動はフレアループの一端での総強度でより明白であり、噴火後の振動は内側の背骨に近い領域での偏光強度でより明白です。この遷移は、キンクモード振動から噴火後に脊椎フィールドに沿って伝播するねじれアルフベン波への振動力の伝達として解釈されます。これらの3つのプロセスは相互に関連しており、ファンスパイン構造のブレークアウトプロセスを示していると主張します。
球状星団M10：可変星とHB星を使用した、星団、距離、年齢の再評価
| Title |
The_globular_cluster_M10:_Reassessment_of_stellar_membership,_distance_and_age_using_its_variable_and_HB_stars |
| Authors |
A._Arellano_Ferro,_M._A._Yepez,_S._Muneer,_I.H._Bustos_Fierro,_K.P._Schr\"oder,_Sunetra_Giridhar,_J.H._Calder\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11927 |
球状星団M10（NGC6254）の時系列VICCD測光は、2018年までに報告されたすべての既知の変数の詳細な識別、光度曲線の検査、分類、およびクラスターメンバーシップを実行するために使用されます。Gaia-DR2の位置と適切な動きに基づいています。クラスターの金属量は、クラスターで知られている唯一のRRc星に基づいて推定されます。その光度曲線のフーリエ分解により、[Fe/H]ZW=-1：59$\pm$0：23dexになります。いくつかの独立した方法で推定された平均クラスター距離は5.0$\pm$0.3kpcです。クラスター周辺の約10x10arcmin2の領域でのマルチアプローチ検索により、3つの新しい変数、1つのSXPhe（V35）と2つの正弦波変数が不明確な分類の赤色巨星分枝（V36、V37）で明らかになりました。HB星のモデリングは、0.50M$_\odot$ヘリウムコアを取り囲む恒星の水素シェルの質量に非常に敏感です。HB集団の全範囲に一致させるには、総質量の範囲が0.56〜0.62M$_\odot$である必要があります。これらのモデルは、5.35kpcの距離と約13Gyrsの年齢をサポートし、おそらく赤色巨星の閉じた磁場の存在によって引き起こされた、上部RGBの質量損失の個々の変動を示唆しています。
北米およびペリカン星雲地域における若い星の最初の広範な分光学的研究
| Title |
The_First_Extensive_Spectroscopic_Study_of_Young_Stars_in_the_North_America_and_Pelican_Nebulae_Region |
| Authors |
Min_Fang,_Lynne_A._Hillenbrand,_Jinyoung_Serena_Kim,_Krzysztof_Findeisen,_Gregory_J._Herczeg,_John_M._Carpenter,_Luisa_M._Rebull,_Hongchi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.11995 |
パロマー/ノリス、WIYN/HYDRA、ケック/DEIMOS、およびMMT/ヘクトスペック。赤外線超過、LiI6708吸収、X線放射、視差、固有運動などの基準に基づいて、580個の若い星をNAP領域のメンバーと見なします。個々のスペクトルのスペクトル型は、前主系列星の経験的スペクトルまたはモデル大気のいずれかであるテンプレートにそれらを適合させることによって導き出されます。テンプレートは人為的にベールで覆われ、スペクトルタイプとベールパラメータの最適な組み合わせが各星に対して導き出されます。アーカイブ測光でスペクトル型を使用して、$V$バンドの絶滅と恒星の光度を導き出します。H-Rダイアグラムから、若い星の年齢の中央値は約1Myrで、光度の分散は$\sim$0.3--0.4dexです。ZTFデータを使用して分光メンバーサンプルの測光変動を調査し、測光変動は存在するものの、光度分散に大きく寄与しないと結論付けます。正式な誤差よりも大きいものの、光度の分散は、スペクトルタイピングプロセスでベールが考慮されていない場合よりも小さくなります。スピッツァーによって明らかにされた、埋め込まれた星の種族の推定年齢と組み合わされた、星の運動学的グループの測定された年齢は、NAP領域における星形成の連続した歴史を示唆しています。
ガイアは、関心のあるTESSオブジェクトの恒星の仲間を検索します
（コミュニティ）TESS対象物の恒星の仲間を検索し、それらの特性を特徴づけるために、ESA-ガイアミッションの2回目のデータリリースを調査する新しい調査の最初の結果が報告されています。合計で193個のバイナリと15個の階層的なトリプルスターシステムが提示され、太陽の周りの約500pcよりも近い距離にある1391個のターゲットスターから検出されます。コンパニオンとターゲットは等距離にあり、共通の固有運動を共有しています。これは、重力によって結合された恒星系に期待され、正確なガイア位置天文学で証明されています。コンパニオンは、約0.08$M_\odot$から3$M_\odot$の範囲の質量を示し、0.13から0.6$M_{\odot}$の範囲の質量で最も頻繁に見られます。コンパニオンはターゲットから約40から9900auまで離れており、その頻度は分離が増えるにつれて継続的に減少します。検出されたコンパニオンのほとんどはK後期からM中期の矮星ですが、この調査では5つの白色矮星コンパニオンも特定されました。その真の性質は測光特性によって明らかにされています。
非常に低質量の若い恒星状天体における一時的な降着の調査
| Title |
Investigating_episodic_accretion_in_a_very_low-mass_young_stellar_object |
| Authors |
Camille_Stock,_Alessio_Caratti_o_Garatti,_Pauline_McGinnis,_Rebeca_Garcia_Lopez,_Simone_Antoniucci,_Ruben_Fedriani,_and_Tom_P._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12281 |
非常に低質量のクラスI原始星は、これまでほとんど調査されていません。これらの若い恒星状天体（YSO）の変動性、およびそれらが強力な一時的な降着が可能かどうかも、比較的研究されていません。質量がM$_{\star}$〜0.1-0.2M$_{\odot}$のクラスIの非常に低質量の原始星であるIRS54の降着変動を調査します。4つのエポック（2005、2010、2013、および2014）にわたって、近赤外線（$J$、$H$、および$K$バンド）でVLT/ISAACおよびVLT/SINFONIを使用して分光および測光データを取得しました。降着追跡線（Pa$\beta$とBr$\gamma$）と流出追跡線（H$_2$と[FeII]）を使用して、オブジェクトの物理的特性と運動学を調べました。光度の大幅な増加が見られました。2005年から2013年の間に$K$バンドで1桁を超えるエポックが発生し、2014年には急激に減少しました。一貫して、質量降着率（$\dot{M}_{acc}$）は1桁上昇しました。大きさは〜10$^{-8}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$から〜$10^{-7}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$2つの初期の時代の間。視覚的消滅（$A_V$）も2005年の約15等から2013年には約24等に増加しました。この$A_V$の上昇は、$\dot{M}の増加と並行しています。_{acc}$は、YSOでの増加した降着および放出活動に続いて、IRS54のディスクから大量の塵が持ち上げられることによって説明されます。これは、ほぼ真っ直ぐな形状のために視線と交差します。ディスク。この劇的な増加に関係する強さとタイムスケールのために、このイベントはおそらくEXorタイプのオブジェクトのバーストに似た付加バーストでした。IRS54は、このタイプの付着バーストがあることが観察された最低質量のクラスIソースであり、したがって、これまでに知られている最低質量のEXorタイプのオブジェクトの1つである可能性があります。
磁気初期B型星IV：ブレイクアウトまたはリーク？遠心磁気圏におけるプラズマ輸送の診断としてのH $ \ alpha $放出
| Title |
The_Magnetic_Early_B-type_Stars_IV:_Breakout_or_Leakage?_H$\alpha$_emission_as_a_diagnostic_of_plasma_transport_in_centrifugal_magnetospheres |
| Authors |
M._E._Shultz,_S._Owocki,_Th._Rivinius,_G._A._Wade,_C._Neiner,_E._Alecian,_O._Kochukhov,_D._Bohlender,_A._ud-Doula,_J._D._Landstreet,_J._Sikora,_A._David-Uraz,_V._Petit,_P._Cerraho\u{g}lu,_R._Fine,_G._Henson,_and_the_MiMeS_and_BinaMIcS_Collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12336 |
強い磁場で急速に回転する初期型の星は、遠心磁気圏（CM）に由来するH$\alpha$放出を頻繁に示します。これは、磁気的に閉じ込められたプラズマの磁気的に強制された共回転による遠心力のサポートによって高密度に蓄積できる星周構造です。CMプラズマが遠心ブレイクアウト（CB）を介して逃げるのか、それとも未確認の漏れメカニズムによって逃げるのかは現在のところ不明です。現在、CMパターン放射を示すことが知られているすべての星のH$\alpha$放射特性の最初の包括的な調査を実施しました。放出の開始は主にCMの面積に依存することがわかります。これは、ケプラー共回転半径$R_{\rmK}$での磁場の値$B_{\rmK}$によって簡単に予測できます。。放射強度は、CM領域と$B_{\rmK}$の両方に強く敏感です。放出の開始と強度は、有効温度、光度、または質量損失率に依存します{\emではありません}。これらの結果はすべてCBシナリオを支持しますが、CM診断に固有の変動性がないことは、CBが本質的に連続的なプロセスである必要があることを示しています。つまり、効果的にリークメカニズムとして機能します。また、放射プロファイルの形状がほぼスケール不変であることも示しています。つまり、放射強度と恒星パラメータの広い範囲で広く類似しています。最大放出の半径は、予想どおり$R_{\rmK}$と密接に相関していますが、常に大きく、放出が$R_{\rmK}$でピークに達すると予測するモデルと矛盾しています。
B星遠心磁気圏のブレイクアウト制限質量がそれらの星周H-アルファ放射をどのように制御するか
| Title |
How_the_breakout-limited_mass_in_B-star_centrifugal_magnetospheres_controls_their_circumstellar_H-alpha_emission |
| Authors |
Stanley_P._Owocki,_Matt_E._Shultz,_Asif_ud-Doula,_Jon_O._Sundqvist,_Richard_H.D._Townsend,_Steven_R._Cranmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12359 |
適度に速い回転を伴う強磁性のB型星は、ケプラー共回転半径より上の領域での恒星風物質の磁気トラップから、「遠心磁気圏」（CM）を形成します。長年の疑問は、そのようなトラップされた物質の最終的な損失が、段階的なドリフトおよび/または拡散漏れから発生するのか、それとも磁気張力が蓄積を封じ込めることができなくなる散発的な「{\em遠心ブレイクアウト}」（CBO）イベントによって発生するのかということです。質量。ここで、このようなBスターCMからのバルマー-$\alpha$放出に関する最近の経験的結果は、CBOメカニズムを強く支持していると主張します。最も注目すべきことに、そのような放出の開始は主にケプラー半径での電界強度に依存し、星の光度とはほとんど{\em独立}しているという事実は、正味の物質収支が生じるドリフト/拡散プロセスを強く嫌います。光度に依存する風の供給速度に依存します。対照的に、CBOモデルでは、磁気圏の{\em最大閉じ込め質量}はこの風の供給速度とは無関係であり、Hの開始の経験的スケーリングを自然に説明する電界強度とケプラー半径に依存することを示します。$\alpha$放出、それに関連する同等の幅、さらにはそのラインプロファイル形状。しかし、後期B型およびA型星で観測されたバルマー放出の一般的な欠如は、拡散またはドリフト漏れの残留レベルに起因する可能性があり、そのために必要なブレークアウトレベルまではるかに弱い風がCMを満たすことができません。排出;あるいは、これは、必要な水素を欠く金属イオン風への移行に起因する可能性があります。
スカラー場が時空幾何学に非最小的に結合されている暗黒エネルギーモデルでは、重力波はスカラーモードで補足されると予想されます。このようなスカラー波は、標準のテンソル波と相互作用する可能性があり、それによって、観測される振幅と偏波に影響を与えます。したがって、スカラー波の役割を理解することは、一般相対性理論を超えた暗黒エネルギーと重力の信頼できる重力波プローブを設計するために不可欠です。この記事では、テンソル波が光速で伝搬するホルンデスキー理論のサブセットで、スカラー波とテンソル波の伝搬を徹底的に調査します。スカラーとメートル法の摂動、アイコナール領域、および任意のスカラーと時空の背景に対して線形順序で作業します。連立方程式を対角化し、計量摂動とは異なる物理テンソルモードを特定します。スカラー波とテンソル波の間の相互作用は、スカラー伝搬速度に依存することがわかります。スカラー波が管腔または準管腔である場合、相互作用は無視できます。管腔下のケースはより微妙であり、将来の作業で異なる形式で対処されます。
静的ワームホール付近での高エネルギー粒子衝突の新しいシナリオ
静的ワームホールの背景での高エネルギー粒子衝突の新しいシナリオを提案します。パーティクル1は右の無限大から落下し、パーティクル2と3に減衰します。パーティクル3は左の無限大に逃げますが、パーティクル2は跳ね返り、右の無限大から移動するパーティクル4と衝突します。ワームホールが地平線を形成する寸前である場合（ただし、地平線は形成されません）、運動量中心系のエネルギーは無制限になります。したがって、ワームホールの反対側が完全に私たちの側に残っていることを調べることができます。
熱質量による相対論的重力崩壊
重力と熱エネルギーは、天体物理学システムの安定化をめぐって競合する普遍的な現象です。前者は内向きの圧力による崩壊を引き起こし、後者はランダムな動きとエネルギー分散によって生成される外向きの圧力を安定させます。収縮する自己重力システムが加熱されるので、重力崩壊がすべての場合に十分な高温で停止せず、重力熱平衡または爆発のいずれかを確立するのはなぜか疑問に思うかもしれません。ここでは、質量とエネルギーの同等性に基づいて、熱エネルギーの重力がその安定化圧力に打ち勝ち、システムがそれ自体の熱の重みで崩壊する温度しきい値が常に存在することを示します。
ゲージ不変の2次重力波
リー微分法に従って、一次スカラー摂動によって誘発される二次重力波のゲージ不変性を調べます。二次重力波が同期フレームでゲージ不変であることは明確に示されています。ゲージ不変フレームワークでは、2次重力波の運動方程式を導き出し、2次重力波がゲージ不変ニュートンフレームでよく説明されている1次スカラー摂動から発生していることを示します。重力波の観測量は同期フレームで測定されるため、ゲージ不変の同期変数の観点から2次重力波のエネルギー密度スペクトルを定義します。この方法は、架空のテンソル摂動がないことを保証します。二次重力波のゲージ不変エネルギー密度スペクトルがニュートンゲージのものと一致することが示されている。
| Title |
Gravitational_wave_lensing_beyond_general_relativity:_birefringence,_echoes_and_shadows |
| Authors |
Jose_Mar\'ia_Ezquiaga_and_Miguel_Zumalac\'arregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12187 |
光としての重力波（GW）は、介在する物質によって重力レンズ化され、それらの軌道を偏向させ、それらの到着を遅らせ、時には複数の画像を生成します。一般相対性理論（GR）を超えた理論では、新しい重力の自由度により、GWレンズに複雑さと豊かさの層が追加されます。新しいフィールドとの動的相互作用を含む、一般的な時空間にわたるGRを超えたGW伝搬を計算するための形式を開発します。私たちのフレームワークは、短波展開の先頭にある動的伝搬固有状態（メトリックフィールドと追加フィールドの線形結合）を特定することに依存しています。これらの固有状態と、それらがレンズの周りで異なる伝搬速度を獲得する条件を決定します。固有状態間の速度の違いは、電磁気の対応物なしで観察可能なメートル偏光（$h_+、h_\times$の直交重ね合わせ）間の時間遅延を含む複屈折現象を引き起こします。特に、GWエコーは、累積遅延が信号の持続時間よりも大きい場合に生成されますが、時間遅延が短い場合は、波形のスクランブルが生成されます。また、非伝搬メトリックコンポーネントがレンズ周辺の追加フィールドの背景から供給されるため、GWシャドウの形成についても説明します。例として、Vainshteinスクリーニングを使用した四次ホルンデスキー理論に方法論を適用し、複屈折効果がマルチメッセンジャーイベントGW170817からの制約を補完するパラメーター空間の領域をプローブすることを示します。将来的には、活動銀河核などの密集した環境の近くで融合する、識別された強いレンズのGWとブラックホール連星が、これらの新しい重力テストの可能性を満たします。
