インフレーション中の相転移からのユニークな重力波信号
インフレーション時代の一次相転移によって生成された重力波（GW）信号の特性を研究します。GWのパワースペクトルがその波数で振動することを示します。この信号は、将来の地上および空間重力波検出器によって直接、およびCMBのBモードスペクトルを通じて観測できます。GWのこの振動機能は、インフレーション中に発生するほぼ瞬間的なソースに一般的であり、インフレーション後の相転移からGWとは異なります。GWスペクトルの詳細には、相転移の規模とその後の宇宙の進化に関する情報が含まれています。
暗黒物質と暗黒エネルギーセクター間の相互作用を含むモデルは、長年のハッブルの一定の緊張を緩和するために提案されています。このホワイトペーパーでは、シミュレートされたPlanckデータを使用したときに、これらの相互作用するモデルに対して取得された制約と潜在的なヒントが変更されないままであるかどうかを分析します。興味深いことに、私たちのシミュレーションは、現在のCMBプランク測定のみを処理する場合、暗黒物質と暗黒エネルギー流体間のゼロ以外の相互作用の危険な偽の検出が発生する可能性があることを示しています。まったく同じ仮説が将来のCMB観測に対してテストされ、PICOやPRISMなどの宇宙分散制限分極実験のみが既存のパラメーター縮退を破り、信頼できる宇宙論的制約を提供できることがわかりました。この論文は、エキゾチックな宇宙論的シナリオ内で宇宙論的限界を抽出する際に、データ分析から生じる結果をシミュレーションで得られた結果と対峙させることの極めて重要性を強調しています。
急速に希釈されたエネルギー密度の宇宙論的特徴
| Title |
Cosmological_signatures_of_a_Rapid_Diluted_Energy_Density |
| Authors |
Axel_de_la_Macorra,_Dante_V._Gomez-Navarro,_Alejandro_Aviles,_Mariana_Jaber,_Jorge_Mastache_and_Erick_Almaraz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12673 |
対応するモード$k_c=a_cを使用して、スケールファクター$a_c$で、放射線よりも速く急速に希釈する$\Lambda$CDMモデルを超えて、余分なエネルギー密度$\rho_{ex}$を持つことの宇宙論的特徴を研究します。その時に地平線を横切るH（a_c）$。これらのタイプのモデルは、基礎となる素粒子の相転移、たとえば、ほとんど質量のないクォークからの陽子と中性子の生成、または最近提案されたバウンドダークエネルギーモデルによって動機付けられています。$\rho_{ex}$の急速な希釈は、音響スケール$r_s（a_cc）$と角距離$D_A（a）$に明確な影響を与える拡張履歴だけでなく、宇宙に独特の痕跡を残します。だけでなく、問題とCMBパワースペクトルでも。急速に希釈されたエネルギー密度$\rho_{ex}$、（RDED）は、現在および将来の精密宇宙論データで観察できる特徴的なシグネチャを生成します。特に、標準の$\Lambda$CDMと比較して、物質のパワースペクトルに隆起が見られます。遷移の物理的特性に対するバンプの振幅、幅、および時間スケールを特定します。これらの効果を線形理論、標準摂動理論、および宇宙論的距離への相関影響で研究し、標準$\Lambda$CDMモデルのこれらの拡張の独立した測定を可能にします。
線形体制を超えた2点統計における宇宙論的特徴の影響
| Title |
Impact_of_cosmological_signatures_in_two-point_statistics_beyond_the_linear_regime |
| Authors |
Dante_V._Gomez-Navarro,_Alexander_Meade,_Alejandro_Aviles_and_Axel_de_la_Macorra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12717 |
$\Lambda$CDMを超える宇宙モデルの中には、相転移を起こすダークセクターのエネルギー密度を持つものがあります。このような遷移中に地平線に入る変動は、最終的には相転移のないモデルと比較してパワースペクトルの特徴的なバンプとして現れる拡張を受け取る可能性があります。この作業では、N体シミュレーション、摂動論、およびHMcode（ハローモデルベースの方法）を使用して、物質パワースペクトルおよび相関関数におけるこのようなシグネチャの非線形進化を研究します。統計自体ではなく、バンプを含むモデルとバンプを含まないモデルの間の統計の比率として計算される応答のモデリングに焦点を当てます。特定の理論モデルを使用する代わりに、ガウスバンプのパラメトリックファミリを他の標準の$\Lambda$CDMスペクトルに注入します。原始的な隆起が線形目盛にあるときでさえ、非線形性はより小さな目盛りで2番目の隆起を生み出す傾向があることがわかります。この効果は、より効率的なハロー形成により、ハローモデル内で理解されます。赤方偏移空間では、これらの非線形シグネチャは、小さなスケールでの粒子の非コヒーレントな動きによって生成される視線方向に沿った減衰のために部分的に消去されます。構成空間では、線形オイラー理論で明らかなように、バンプは応答の振動として反映される相関関数を変調します。ただし、大規模なコヒーレントフローは、粒子がより少ない領域を占める傾向があるため、減衰します。このメカニズムは、ラグランジュ摂動理論で説明されており、シミュレーションによって十分に捉えられています。
銀河団における基本的な加速スケールの存在
| Title |
Presence_of_a_Fundamental_Acceleration_Scale_in_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Douglas_Edmonds,_Djordje_Minic,_and_Tatsu_Takeuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12915 |
$10^{-10}\mathrm{m/s^2}$の次数の加速スケールは、理論的な選好やバイアスとは関係なく、バリオンのタリーフィッシャー関係とバリオンのファーバージャクソン関係に暗黙的に含まれています。バリオンのFaber-Jackson関係におけるこのスケールの存在は、球状星団、楕円銀河、銀河団など、非常に異なるスケールの圧力支援システムからのデータを一緒に分析したときに最も明白であることを示します。これは、加速スケール$10^{-10}\mathrm{m/s^2}$が多くの異なる長さスケールでの構造形成プロセスに関連していることを示唆しており、これまで知られていなかった暗黒物質の特性を示している可能性があります。
| Title |
Cosmological_constraints_from_higher-redshift_gamma-ray_burst,_HII_starburst_galaxy,_and_quasar_(and_other)_data |
| Authors |
Shulei_Cao,_Joseph_Ryan,_Narayan_Khadka,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12953 |
高赤方偏移ガンマ線バースト（GRB）、HIIスターバースト銀河（HIIG）、およびクエーサー角サイズ（QSO-AS）の測定値を使用して、6つの空間的に平坦な宇宙モデルと非平坦な宇宙モデルを制約します。これらの3セットの宇宙論的制約は相互に一貫しています。これらのデータセットの共同分析による宇宙論的制約は、現在加速している宇宙論的膨張、およびハッブルパラメータ（$H（z）$）とバリオン音響振動（BAO）測定の組み合わせ分析から導き出された宇宙論的制約とほぼ一致しています。$H（z）$+BAO+QSO-AS+HIIG+GRBデータの共同分析は、非相対論的物質密度パラメーター$\Omega_{\rmm_0}=0.313\pm0.013のモデルに依存しない決定を提供します。$とハッブル定数$H_0=69.3\pm1.2\\rm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$。これらのデータは、暗黒エネルギーが宇宙定数であり、空間ハイパーサーフェスが平坦であることと一致していますが、穏やかな暗黒エネルギーのダイナミクスやわずかな空間湾曲を除外していません。また、クエーサーフラックス測定値をミックスに含めることの影響を調査しましたが、新しい結論は見つかりませんでした。
超新星科学に対する色と光度の関係の変化の影響
| Title |
The_effects_of_varying_colour-luminosity_relations_on_supernova_science |
| Authors |
S._Gonzalez-Gaitan,_T._de_Jaeger,_L._Galbany,_A._Mourao,_A._Paulina-Afonso_and_A._V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13230 |
宇宙の加速膨張の決定における超新星（SN）宇宙論の成功は、Ia型超新星（SNeIa）の距離標準化に基づいています。これは、それらの明るさと色の間の単一のグローバル線形関係、$\beta$パラメーター。ただし、この関係が異なるサブグループ内で、または個々のオブジェクト間でさえも変化する可能性があると信じる証拠と物理的な理由がいくつかあります。この作業では、$\beta$を宇宙論的適合で観測されたさまざまな特性に応じて変化させることにより、SN科学のいくつかのルーズエンドを首尾一貫してまとめます。それらの距離キャリブレーションと質量ステップの起源、複数の固有の集団の存在です。環境に関連し、さまざまな銀河の平均的な赤化法則の違い。推定された宇宙論は常に以前の研究と一致していますが、SNの色やホスト銀河の質量に従って分割すると、SNデータは$\beta$の非普遍的な分布を支持することがわかります。銀河の質量については、$\beta$-stepの関係が得られます。この関係では、より質量の大きい銀河で$\beta$の値が低くなります。この傾向は、2種類の環境でダストの赤化の法則が異なることで説明できます。色については、青/赤のSNeIaが低い/大きい$\beta$と一致していることがわかります。これは、$\beta$が、青いSNeで支配的な低い固有の色と輝度の関係と高い外因性の組み合わせであると説明されています。より大きな色で支配的な赤化関係。銀河の質量ステップは、複数の$\beta$アプローチに関係なく、常により良い距離キャリブレーションを提供します。その起源は、2つのタイプの環境におけるSNeIaの固有の色-光度特性の違いです。また、低質量銀河の青いSNeは、他の銀河よりも優れた標準キャンドルであることがわかりました。私たちの簡単な方法論は、現在および将来の宇宙論的分析に使用できます。
フェニックス銀河団におけるミニハローとAGNフィードバックの超大型アレイ観測
| Title |
Very_Large_Array_observations_of_the_mini-halo_and_AGN_feedback_in_the_Phoenix_cluster |
| Authors |
R._Timmerman,_R._J._van_Weeren,_M._McDonald,_A._Ignesti,_B._R._McNamara,_J._Hlavacek-Larrondo,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13238 |
（要約）リラックスしたクールコアフェニックスクラスター（SPT-CLJ2344-4243）は、非常に強力な冷却流とミニハローを備えています。最も明るい銀河団での強い星形成は、AGNフィードバックがこの冷却流を阻害できなかったことを示しています。AGNとそのローブの電波特性を決定することにより、フェニックス銀河団の強い冷却流を研究しました。さらに、空間的に分解された観測を使用して、ミニハローの起源を調査します。4つの周波数帯域すべてでAGNとそのローブを解決し、LバンドとSバンドでミニハローを解決するフェニックスクラスターの新しい超大型アレイ1〜12GHz観測を紹介します。Lバンド観測を使用して、1.5GHzでの電波ローブの総磁束密度を$7.6\pm0.8$mJyと測定し、ミニハローの磁束密度を$8.5\pm0.9$mJyと測定します。LバンドとXバンドの画像を使用して、AGNからローブの最初のスペクトルインデックスマップを作成し、北ローブと南ローブのスペクトルインデックスを$-1.35\pm0.07$と$-1.30\pm0と測定します。それぞれ12ドル。同様に、LバンドとSバンドのデータを使用して、ミニハローのスペクトルインデックスをマッピングし、$\alpha=-0.95\pm0.10$の統合スペクトルインデックスを取得します。ミニハローは、最近の合併により、クールコアでのスロッシングによる乱流再加速によって形成される可能性が高いことがわかりました。さらに、フェニックスクラスターのフィードバックは、フェニックスクラスターのような大規模なクラスターでは、マージ履歴のためにアンダーウェイトの超大質量ブラックホールが特徴である可能性があるため、より強い冷却流が期待されるという図と一致していることがわかります。MyrタイムスケールでのAGNの強い時間変動は、システムの無線とX線特性の間の切断を説明するのに役立つ場合があります。最後に、少量のジェット歳差運動は、機械的フィードバックの比較的低いICM再加熱効率に寄与する可能性があります。
デルタ重力における観測上の制約：CMBと超新星
DeltaGravityは、$\tilde{\delta}$と呼ばれる新しい対称性によって与えられる一般相対性理論の拡張に基づく重力モデルです。このモデルでは、追加の対称性に動機付けられて、新しい物質フィールドが元の物質フィールドに追加されます。それらを$\tilde{\delta}$マターフィールドと呼びます。このモデルは、宇宙定数を導入する必要なしに、加速する宇宙を予測します。この作業では、分析的な流体力学的アプローチを使用して、スカラーCMBTTパワースペクトルに関するデルタ重力予測を研究します。プランク衛星のデータをDGモデルに適合させるために、マルコフ連鎖モンテカルロ分析を使用しました。また、デルタ重力コンテキストでのSNe-Ia観測とCMB観測の間の互換性に関する研究も含まれています。最後に、SNe-IaデータとCMB測定の両方を説明するために必要なスカラーCMBTTパワースペクトルと近似パラメーターを取得します。結果は、分析的近似を考慮すると、両方の観察結果と合理的に一致しています。また、ハッブル定数と加速宇宙がデルタ重力の文脈での観測証拠と一致しているかどうかについても説明します。
銀河団による強い重力レンズのエキゾチックな画像形成
最近の論文では、重力レンズの高次特異点について説明しました。$A_3$線と不安定な（点）特異点（$A_4$と$D_4$）で構成される特異点マップは、すべての可能なソース赤方偏移の特定のレンズモデルに対応する高倍率領域のコンパクトな表現であることを示しました。。レンズ面の深部調査に最適な場所をすべてマークします。ここでは、\textit{HubbleFrontierfields}（HFF）および\textit{ReionizationLensingClusterSurvey}（RELICS）調査から選択された10個の異なるクラスターレンズの特異点マップ（以下〜\cite{2020MNRAS.492.3294M}）を示します。レッドシフト10までの光源に対して、高倍率でレンズ面の領域を特定しました。不安定な（点）特異点のレンズ質量モデル再構成手法への依存性を判断するために、各クラスターレンズのさまざまな質量モデル（HFF調査のさまざまなグループによって提供された）に対応する特異点マップを比較しました。レンズ質量再構成のノンパラメトリック（自由形式）法では、点の特異点の数が最小になることがわかります。対照的に、パラメトリックアプローチを使用してさまざまなグループによって再構築された質量モデルには、非常に多くの点特異点があります。また、これらの不安定な（点）特異点の近くにある銀河の数を推定します。これは、\textit{JamesWebbSpaceTelescope}（JWST）で観測できます。JWSTを使用すると、5つのクラスターごとに$z>1$のソースに対して、少なくとも1つの双曲線アンビリックと1つのアゲハチョウの画像形成が得られると予想されます。これらの数値は、以前の見積もりよりもはるかに高くなっています。
NANOGravパルサータイミング結果のインフレへの影響
NANOGravパルサータイミングアレイ実験は、最近、その12。5年データセットのパルサータイミング残差に影響を与える確率的共通スペクトルプロセスの証拠を報告しました。これは、確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の初めての検出として解釈される可能性があります。NANOGrav検出が、インフレパラメータ$n_T$と$r$の影響に焦点を当てて、インフレ中に生成されたSGWBによって説明されるかどうかを調べます。$n_T$はテンソルスペクトルインデックス、$r$はテンソルからスカラーです。比。BICEP2/KeckArrayおよびPlanckからの$r$の現在の上限に準拠しながら、NANOGrav検出を説明するには、非常に青いテンソルと組み合わせて$r\gtrsim{\calO}（10^{-6}）$が必要であることがわかりました。スペクトル、$0.7\lesssimn_T\lesssim1.3$。ただし、$n_T$-$r$パラメータ空間の特定された領域は、宇宙マイクロ波背景放射とビッグバン元素合成による初期宇宙の放射エネルギー密度の制約と強い緊張関係にあります。原始テンソルパワースペクトルの純粋なべき乗則パラメーター化を想定したという重要な警告を念頭に置いて、これらの結果は、NANOGravによるSGWBの可能な最初の検出のインフレ解釈を除外しているように見えます。
最短タイムスケールのマイクロレンズイベントで検出された地球質量の不正な惑星候補
| Title |
A_terrestrial-mass_rogue_planet_candidate_detected_in_the_shortest-timescale_microlensing_event |
| Authors |
P._Mroz,_R._Poleski,_A._Gould,_A._Udalski,_T._Sumi,_M.K._Szymanski,_I._Soszynski,_P._Pietrukowicz,_S._Kozlowski,_J._Skowron,_K._Ulaczyk,_M.D._Albrow,_S.-J._Chung,_C._Han,_K.-H._Hwang,_Y.K._Jung,_H.-W._Kim,_Y.-H._Ryu,_I.-G._Shin,_Y._Shvartzvald,_J.C._Yee,_W._Zang,_S.-M._Cha,_D.-J._Kim,_S.-L._Kim,_C.-U._Lee,_D.-J._Lee,_Y._Lee,_B.-G._Park,_R.W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12377 |
一部の低質量惑星は、惑星系形成の初期段階で親惑星系から放出されると予想されます。コア降着理論などの惑星形成理論によると、放出された惑星の典型的な質量は0.3から1.0$M_{\oplus}$の間でなければなりません。実際には、そのような物体は光を放射しませんが、それらの光を曲げる重力を介して重力マイクロレンズ法を使用して検出することができます。地球質量の不正な惑星によるマイクロレンズイベントは、アインシュタイン半径が非常に小さく（<1uas）、タイムスケールが非常に短い（<0。1日）と予想されます。ここでは、これまでに特定された最短タイムスケールのマイクロレンズイベントOGLE-2016-BLG-1928の発見を紹介します（$t_{\rmE}\approx0.0288\\mathrm{day}=41.5\mathrm{min}$）。イベントの光度曲線で有限光源効果が検出されたおかげで、レンズのアインシュタイン半径を測定することができました$\theta_{\rmE}=0.842\pm0.064$uas、イベントを最大限に活用これまでに発見された極端な短時間スケールのマイクロレンズ。その未知の距離に応じて、レンズは火星から地球への質量の物体である可能性があり、前者の可能性は、ソースのガイア固有運動測定によって支持されます。惑星から8.0auの予測距離までの恒星の仲間を除外します。私たちの発見は、マイクロレンズを使用して、地球質量の自由浮遊惑星を検出し、特徴付けることができることを示しています。
熱散乱は曇った太陽系外惑星の赤外線スペクトルをどのように形作るのですか？ JWST時代の大気検索の理論的枠組みと結果
| Title |
How_Does_Thermal_Scattering_Shape_the_Infrared_Spectra_of_Cloudy_Exoplanets?_A_Theoretical_Framework_and_Consequences_for_Atmospheric_Retrievals_in_the_JWST_era |
| Authors |
Jake_Taylor,_Vivien_Parmentier,_Michael_R._Line,_Graham_K._H._Lee,_Patrick_G._J._Irwin_and_Suzanne_Aigrain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12411 |
太陽系外惑星の観測研究は、雲が遍在していることを示唆しています。雲を説明するために放出で使用されている現在のモデリング手法は、雲の凝縮種に関する事前の知識を必要とする傾向があり、雲の散乱効果を考慮しないことがよくあります。さまざまな雲の単一散乱アルベド（SSA）と温度プロファイルを使用して、一連のホットジュピター大気をモデル化することにより、熱散乱が発光スペクトルに与える影響を調査します。単純な等温条件から、より複雑な構造や物理的に駆動されるクラウドモデリングに至るまでのケースを調べます。散乱が考慮されていない場合、夜側の雲からの散乱が実際の大気温度よりも低い輝度温度につながることを示します。散乱は、等温雰囲気の場合でも、発光スペクトルにスペクトルシグネチャを生成できることを示します。雲からの散乱がスペクトル形状を支配するときに、シミュレートされたJWSTスペクトルのコンテキストで発生する検索の縮退とバイアスを識別します。最後に、雲の化学的または物理的特性に関する事前の知識を必要としない手法を使用して、雲のSSAスペクトルを放出検索に適合させる新しい方法を提案します。
短距離輸送メカニズムによるコールドクラシカルカイパーベルトの形成
キュビワノ族カイパーベルトは、傾斜軌道が低く、赤みがかった色で、通常はバイナリシステムに属するオブジェクトのグループで構成されています。このいわゆるコールドクラシカルカイパーベルトは、直径数百キロメートルの微惑星に凝固した原始的な氷の小石からその場で形成されたと考えられています。このシナリオによれば、大きな微惑星への小石の降着は、ガスと固体の原始的な太陽系ディスクで効果的であるストリーミング不安定性メカニズムを通して起こったでしょう。それにもかかわらず、コールドクラシックカイパーベルトに見られるものと同じ色特性を持つ他のオブジェクトは、散乱または分離天体としてネプチューンとの2：1平均運動共鳴を超えて遭遇する可能性があります。ここでは、冷たい古典的なカイパーベルトオブジェクトと古典的なカイパーベルトの外側にある他の赤みがかったオブジェクトの両方を説明できるメカニズムを提案します。提案されたシナリオによれば、赤みがかった物体は主に微惑星円盤の外側部分にありましたが、42auより下のどこかで切り詰められていました。このようにして、冷たいクラシカルカイパーベルトとその散乱/分離した対応物は、それぞれ短距離で外側に輸送されるか、現在の場所にわずかに散乱しました。共鳴物体も同じプロセスで形成されました。このメカニズムは、原始微惑星円盤の外側の境界にある共通の起源から来るものと同じ色特性を共有するすべてのオブジェクトの分布を説明することを目的としています。ここで提案されたシナリオによると、コールドクラシカルカイパーベルトは現在の場所の内側に約4au形成され、総質量は現在の値の20〜100倍になります。
TESSによるかに座55番星の掩蔽の検出
かに座55番星は、セクター21のTESSによって観測された超短周期通過スーパーアースです。この測光を使用して、正確な通過光度曲線を活用し、複数のトレンド除去方法を比較して、TESSバンドパスの掩蔽深度を測定します。掩蔽の深さを$（15.0\pm4.8）$ppmと測定します。これは、驚くほど小さな明るさの変化ですが、TESSによって1つのデータセクターで検出されたものです。これは、$2800_{-160}^{+130}$Kの輝度温度を意味します。これは、スピッツァーで測定された平均深度を考えると、予想よりも約1.5$\sigma$高くなります。これは形式的に重要な違いではなく、既知の変動性、または〜0.5のアルベドによって説明される可能性があります。いずれにせよ、このシステムの将来のTESS観測は、この小さな世界の大気をさらに研究するための刺激的な機会を提供するでしょう。
サブkmサイズの凝集性ラブルパイル小惑星の臨界スピン周期：材料パラメータへの依存性
| Title |
Critical_spin_periods_of_sub-km-sized_cohesive_rubble-pile_asteroids:_dependencies_on_material_parameters |
| Authors |
Shoucun_Hu,_Derek_C._Richardson,_Yun_Zhang,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12605 |
この作業では、連続スピンアップの下でサブkmサイズの凝集性瓦礫パイルの動的プロセスをモデル化するために、凝集実装を伴う軟球離散要素法を採用します。異なるバルク直径$D$の偏平瓦礫パイルのいくつかの材料パラメータに対する臨界スピン周期$T_c$の依存性が調査されます。私たちの数値シミュレーションは、私たちのモデルにおける粒子間凝集と粒子形状パラメーターの両方の増加が、特に小さいものの場合、体を強化できることを示しています。さらに、かさ密度$\rho$での$T_c$の変動傾向が逆転する臨界直径$D_{cri、\rho}$が存在することがわかります。静摩擦係数$\mu_S$を大きくすると体を強化できますが、この効果は$D_{cri、\rho}$に近い臨界直径$D_{cri、\phi}$で最小になります。比較には連続体理論（分析法）を使用し、2つの同等の臨界直径を取得します。数値結果は分析法に適合し、粒子間凝集力$c$とバルク凝集力$C$の比率は約88.3と推定されます。この比率は、さまざまな$c$と$\rho$で一定に保たれますが、摩擦角$\phi$に強く依存します。また、数値結果は、$T_c$の$\phi$への依存性が、$D$<$D_{cri、\phi}$の場合の連続体理論によって予測されたものと反対であることをさらに示しています。最後に、体の平均垂直応力がゼロに等しい場合、2つの臨界直径がたまたま直径に近いことがわかります。これは、圧縮領域と引張領域の分離です。
ホスフィンは金星の雲からの質量スペクトルに含まれていますか？
| Title |
Is_Phosphine_in_the_Mass_Spectra_from_Venus'_Clouds? |
| Authors |
Rakesh_Mogul,_Sanjay_S._Limaye,_M._J._Way,_and_Jamie_A._Cordova,_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12758 |
グリーブスらによって報告されたホスフィン（PH3）の単一スペクトル線検出の影響を考慮して、リン化合物の証拠を検索するためにパイオニアヴィーナスラージプローブニュートラル質量分析計（LNMS）から得られたデータを再検討するように促されました。。LNMSは、金星の雲内のさまざまな高度で中性ガス（およびそのフラグメント）の塊を取得しました。公開されている質量スペクトルデータは、高度50〜60km、または金星の下層雲と中層雲内のガスに対応しています。これは、潜在的な居住可能物として特定されています。LMNSデータがホスフィンの存在をサポートしていることがわかります。ただし、ホスフィンの起源は不明のままです。
TESSフルフレーム画像からのディッパーI：最初の1年間のデータの結果と暴走ディッパーの発見
| Title |
Dippers_from_the_TESS_Full-Frame_Images_I:_The_Results_of_the_first_1_year_data_and_Discovery_of_A_Runaway_dipper |
| Authors |
Tomoyuki_Tajiri,_Hajime_Kawahara,_Masataka_Aizawa,_Michiko_S._Fujii,_Kohei_Hattori,_Yui_Kasagi,_Takayuki_Kotani,_Kento_Masuda,_Munetake_Momose,_Takayuki_Muto,_Ryou_Ohsawa,_Satoshi_Takita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12830 |
トランジット系外惑星探査衛星（$TESS$）のフルフレーム画像の1年分のデータから得られた、ディッパーの包括的なカタログ---一時的な減光を示す若い恒星状天体---を提示します。調査では、畳み込みニューラルネットワークを使用して35個のディッパーが見つかりましたが、そのほとんどが新たに発見されました。これらのディッパーは、$TESS$が調査した前半半球に広く分布していますが、最も近い蠍座、ケンタウルス、ベロラムOB2、および近くのオリオン分子雲複合体の過半数のメンバーシップを特定しました。ただし、いくつかのディッパーがフィールドに配置される可能性があります。また、ディスクの消費時間と見なされる1000万年を超える古いディッパーが3つ見つかりました。色-色図は、これらの古いディッパーが極端な塵円盤を持っている可能性が高いことを示しています。特に、$72\mathrm{km\s}^{-1}$の大きな3次元速度を持つ暴走した古いディッパーを見つけました。おそらく誕生分子雲から逃げていたか、星形成領域の現在の領域の外で生まれた、フィールドのディッパーは、以前に考えられていたよりも一般的です。
| Title |
An_Ultra-Hot_Neptune_in_the_Neptune_desert |
| Authors |
James_S._Jenkins,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Nicol\'as_T._Kurtovic,_N\'estor_Espinoza,_Jose_I._Vines,_Pablo_A._Pe\~na_Rojas,_Rafael_Brahm,_Pascal_Torres,_P\'ia_Cort\'es-Zuleta,_Maritza_G._Soto,_Eric_D._Lopez,_George_W._King,_Peter_J._Wheatley,_Joshua_N._Winn,_David_R._Ciardi,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Jon_M._Jenkins,_Charles_A._Beichman,_Allyson_Bieryla,_Christopher_J._Burke,_Jessie_L._Christiansen,_Christopher_E._Henze,_Todd_C._Klaus,_Sean_McCauliff,_Mayuko_Mori,_Norio_Narita,_Taku_Nishiumi,_Motohide_Tamura,_Jerome_Pitogo_de_Leon,_Samuel_N._Quinn,_Jesus_Noel_Villase\~nor,_Michael_Vezie,_Jack_J._Lissauer,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Giovanni_Isopi,_Franco_Mallia,_Andrea_Ercolino,_Cristobal_Petrovich,_Andr\'es_Jord\'an,_Jack_S._Acton,_David_J._Armstrong,_et_al._(39_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12832 |
太陽のような星200個のうち約1個は、公転周期が1日より短い惑星、つまり超短周期の惑星を持っています（Sanchis-ojedaetal.2014;Winnetal.2018）。これまでに知られている超短周期惑星はすべて、サイズが10地球半径（Re）を超えるホットジュピターか、2Re未満の明らかに岩石の惑星のいずれかです。中間サイズの惑星（「ホットネプチューン砂漠」）のそのような欠如は、強い恒星の照射に直面して、低質量の惑星が水素/ヘリウム（H/He）エンベロープを保持することができないと解釈されてきました。ここでは、海王星の暑い砂漠で、半径4.6Re、質量29Meの超短周期惑星の発見を報告します。トランジット系外惑星探査衛星（Rickeretal。2015）のデータは、0。79日ごとに明るい太陽のような星\starname\のトランジットを明らかにしました。惑星の平均密度は海王星のそれと類似しており、熱進化モデルによれば、それは総質量の9.0^（+2.7）_（-2.9）％を構成するH/Heに富むエンベロープを持っています。平衡温度が約2000Kであるため、この「超高温海王星」がどのようにしてこのようなエンベロープを保持したのかは不明です。惑星の起源と物理的性質をよりよく理解するための惑星の大気の追跡観測は、星の明るさ（Vmag=9.8）によって促進されます。
太陽系外縁天体の暗黒エネルギー調査を検索するための機械学習
| Title |
Machine_Learning_for_Searching_the_Dark_Energy_Survey_for_Trans-Neptunian_Objects |
| Authors |
B._Henghes,_O._Lahav,_D._W._Gerdes,_E._Lin,_R._Morgan,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._CarneroRosell,_M._CarrascoKind,_J._Carretero,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._DeVicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_C._S\'anchez,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_and_R._D._Wilkinson_(DES_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12856 |
この論文では、機械学習を実装することで、軌道フィッティングと併用した場合に、ダークエネルギーサーベイ（DES）データ内の太陽系外縁天体（TNO）の検索効率をどのように改善できるかを調査します。軌道パラメータに類似性を示すように見える複数のTNOの発見は、まだ発見されていない「プラネット9」である、1つ以上の未検出の惑星が太陽系の外側に存在する可能性があるという示唆につながりました。DESはそのような惑星を検出するのに適した場所にあり、他の多くのTNOを発見するためにすでに使用されています。ここでは、実際のDESノイズデータ内に埋め込まれたシミュレートされたTNOで構成されるデータセットを使用して、8つの異なる教師あり機械学習アルゴリズムでテストを実行します。最高のパフォーマンスを発揮する分類子はランダムフォレストであり、最適化すると、レアオブジェクトの検出に優れたパフォーマンスを発揮することがわかりました。受信者動作特性（ROC）曲線（AUC）$=0.996\pm0.001$の下の領域を達成します。ランダムフォレストの決定しきい値を最適化した後、0.80の精度を維持しながら、0.96のリコールを達成します。最後に、最適化された分類器を使用してオブジェクトを事前に選択することにより、検出パイプラインの軌道適合段階を5倍高速に実行できます。
氷のような彗星の塵の粒子の熱物理モデル
環境。彗星の塵の粒子は、核から持ち上げられた後、さまざまな力を受けます。これらの力は、ほこり、軌道、整列、および断片化のダイナミクスを定義し、これらは、コマ内の粒子分布に大きな影響を及ぼします。目的。氷の昇華に起因する力を研究するために、氷の彗星の塵に適用できる数値熱物理モデルを開発します。メソッド。最近導入された氷のないダスト粒子の総観モデルを、氷を含むダストに拡張しました。昇華と凝縮の熱を説明するエネルギーバランス方程式に追加のソース項を導入しました。ダストガスモデルを使用した直接シミュレーションモンテカルロアプローチを使用して、物質収支方程式とエネルギー収支方程式を同時に解きます。結果。数値試験は、提案された方法が、中程度の計算コストで、数十ミクロンからセンチメートルまでのサイズ範囲をカバーするダスト粒子に適用できることを示しています。想定される氷の体積分率が0.05の場合、半径r>>1mm、1.35AUの粒子は、内圧の上昇によりmmサイズの破片に崩壊する可能性があると予測します。r<1cmの粒子は、数分以内に氷の含有量を失います。したがって、r>1cmの粒子のみが、持続的な昇華とその結果生じるガス放出力を示す可能性があると予想されます。
トランジット分光法（HEARTS）で解決された熱い太陽系外惑星の大気VI。肥大化したスーパーネプチューンWASP-127bでのHARPSによるナトリウムの非検出
| Title |
Hot_Exoplanet_Atmospheres_Resolved_with_Transit_Spectroscopy_(HEARTS)_VI._Non-detection_of_sodium_with_HARPS_on_the_bloated_super-Neptune_WASP-127b |
| Authors |
J._V._Seidel_(1),_M._Lendl_(1),_V._Bourrier_(1),_D._Ehrenreich_(1),_R._Allart_(1),_S._G._Sousa_(2),_H._M._Cegla_(1_and_3),_X._Bonfils_(4),_U._Conod_(5),_A._Grandjean_(4),_A._Wyttenbach_(4),_N._Astudillo-Defru_(6),_D._Bayliss_(3),_Kevin_Heng_(7),_B._Lavie_(1),_C._Lovis_(1),_C._Melo_(8),_F._Pepe_(1),_D._S\'egransan_(1),_S._Udry_(1)_((1)_Observatoire_astronomique_de_l'Universit\'e_de_Gen\`eve,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_(4)_Universit\'e_Grenoble_Alpes,_CNRS,_IPAG,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_British_Columbia,_(6)_Departamento_de_Matem\'atica_y_F\'isica_Aplicadas,_Universidad_Cat\'olica_de_la_Sant\'isima_Concepcion,_(7)_University_of_Bern,_Center_for_Space_and_Habitability,_(8)_European_Southern_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13386 |
WASP-127bは、これまでに見つかった最もふくらんでいる太陽系外惑星の1つで、質量はわずか3.4ドルのネプチューン質量ですが、半径は木星よりも大きくなっています。また、海王星砂漠の境界に位置しており、高度に照射された海王星サイズの惑星がないことを説明しており、まだよく理解されていません。その大規模な高さと明るいホスト星は、通過するWASP-127bを透過分光法で特徴づけるための貴重なターゲットにします。EulerCamとTESSの光度曲線を組み合わせて、システムのパラメーターを再計算します。さらに、高精度視線速度系惑星サーチャー（HARPS）分光法を使用したトランジット分光法（HEARTS）調査で解決された太陽系外惑星大気の一部として取得された、WASP-127bの4つのトランジット観測におけるナトリウムの詳細な検索を示します。このデータセットからの2泊は、別のチームによって個別に分析され、地上と宇宙の両方からのデータの以前の研究と互換性のないナトリウムの検出を主張しました。この大きなナトリウムの検出は、実際には地電流ナトリウムの放出による汚染と、深い恒星のナトリウム線のコアの低いS/Nによるものであることを示しています。これらの影響を適切に考慮すると、以前のナトリウム信号は$0.46\pm0.20\％$（$2.3\sigma$）の吸収に減少します。これは、他の機器で実行されたWASP-127bトランジットの分析と互換性があります。ガウス分布をD2線に適合させることはできますが、D1線は検出されませんでした。これは、ナトリウムが大気中に存在する場合、異常な線比を示しています。ナトリウムの存在をしっかりと確認し、その線形状を分析するには、高解像度と高感度の両方でのWASP-127のフォローアップが必要になります。
CHEOPSが見たWASP-189bの暑い昼間と非対称トランジット
| Title |
The_hot_dayside_and_asymmetric_transit_of_WASP-189b_seen_by_CHEOPS |
| Authors |
M._Lendl,_Sz._Csizmadia,_A._Deline,_L._Fossati,_D._Kitzmann,_K._Heng,_S._Hoyer,_S._Salmon,_W._Benz,_C._Broeg,_D._Ehrenreich,_A._Fortier,_D._Queloz,_A._Bonfanti,_A._Brandeker,_A._Collier_Cameron,_L._Delrez,_A._Garcia_Mu\~noz,_M.J._Hooton,_P.F.L._Maxted,_B.M._Morris,_V._Van_Grootel,_T.G._Wilson,_Y._Alibert,_R._Alonso,_J._Asquier,_T._Bandy_T._B\'arczy,_D._Barrado,_S.C.C_Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_A._Bekkelien,_M._Bergomi,_N._Billot,_F._Biondi,_X._Bonfils,_V._Bourrier,_M-D._Busch,_J._Cabrera,_V._Cessa,_S._Charnoz,_B._Chazelas,_C._Corral_Van_Damme,_M.B._Davies,_M._Deleuil,_O.D.S_Demangeon,_B.-O._Demory,_A._Erikson,_J._Farinato,_M._Fridlund,_D._Futyan,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_P._Guterman,_J._Hasiba,_E._Hernandez,_K.G._Isaak,_L._Kiss,_T._Kuntzer,_A._Lecavelier_des_Etangs,_T._L\"uftinger,_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13403 |
太陽系外惑星のフォローアップ専用のCHEOPS宇宙ミッションは、20ppmレベルで測光測定を実行する機能を備えて2019年12月に開始されました。CHEOPSは広い光通過帯域で観測を行うため、太陽系外惑星からの反射光への洞察を提供し、掩蔽と位相曲線を観測することで、最も高温の惑星の短波長熱放射を制限できます。ここでは、掩蔽の最初のCHEOPS観測、つまり、A型星を周回する$M_P\約2M_J$惑星であるホットジュピターWASP-189bの観測を報告します。WASP-189bの掩蔽は、個々の測定で非常に重要であることが検出され、4つの掩蔽に基づいて$dF=87.9\pm4.3$ppmの掩蔽深度が導き出されました。これらの測定値をモデルの予測と比較したところ、非効率的な熱の再分配を想定した場合、$3435\pm27$Kの温度に加熱された無反射雰囲気と一致していることがわかりました。さらに、CHEOPSによって観測されたWASP-189bの2つのトランジットを提示します。これらのトランジットは非対称の形状をしており、これは、その高い回転速度によって引き起こされるホスト星の重力減光に起因すると考えられます。これらの測定値を使用して惑星パラメータを調整し、発見紙と比較して$\sim25\％$深いトランジットを見つけ、WASP-189bの半径を$1.619\pm0.021R_J$に更新しました。さらに、予測された軌道傾斜角を$\lambda=86.4^{+2.9}_{-4.4}$degと測定しました。これは、分光観測からの以前の測定値とよく一致する値であり、$\の真の傾斜角を導き出しました。Psi=85.4\pm4.3$deg。最後に、CHEOPS衛星によって達成された測光精度の基準値を提供します。V=6.6等星の場合、1時間のビニングを使用して、個々の光度曲線で10〜17ppmの残留RMSと5.7ppmを取得します。4回の訪問を組み合わせる場合。
フェニックスの恒星の流れは、古代の星団の灰から上昇しました
古代の恒星の流れの観測は、非常に金属量の少ない星団の消滅した集団の最初の証拠を提供します。彼らの残党は、天の川の初期の集会がどのように進んだかを明らかにするかもしれません。
Redshift z $ \ lesssim $ 0.5での銀河系周辺の\ MgIIの完全な調査
| Title |
A_Complete_Census_of_Circumgalactic_\MgII_at_Redshift_z_$\lesssim$_0.5 |
| Authors |
Yun-Hsin_Huang,_Hsiao-Wen_Chen,_Stephen_A._Shectman,_Sean_D._Johnson,_Fakhri_S._Zahedy,_Jennifer_E._Helsby,_Jean-Ren\'e_Gauthier,_Ian_B._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12372 |
吸収線プローブとして156個の背景準恒星物体（QSO）を使用して、380個のランダムな銀河の近くにあるMgII吸収ガスの調査を提示します。サンプルは、211個の孤立した銀河（73個の静止銀河と138個の星形成銀河）と43個の非孤立銀河で構成され、MgII吸収とHa放出の両方に敏感な制約があります。投影された距離はd=9から497kpcの範囲で、銀河の赤方偏移はz=0.10から0.48の範囲で、静止フレームの絶対Bバンドの大きさは$M_{\rmB}=-16.7$から$の範囲です。-22.8ドル。私たちの分析によると、MgIIの静止フレーム相当幅$W_r$（2796）は、ハロー半径（$R_h$）、$B$バンドの光度（$L_{\rmB}$）、および恒星の質量（ホスト銀河の$M_{\rmstar}$）であり、孤立した星形成銀河の$d$が増えると、急激に減少します。$W_r$（2796）は、孤立した静止銀河または孤立していない銀河のいずれについても明確な傾向を示していません。MgII吸収ガス$\langle\kappa\rangle$の被覆率は高く、孤立した銀河では$<40$kpcで$\langle\kappa\rangle\gtrsim60$％であり、$\langle\kappa\rangleに急速に低下します。\d\gtrsim100$kpcで約0$。ガス状半径内では、$\langle\kappa\rangle$は、$M_{\rmstar}$とHaから推測される特定の星形成率の両方に敏感に依存します。大規模な静止ハローとは異なり、星形成銀河の周りで観測されたMgIIガスの速度分散は、個々の塊の質量を$m_{\rmcl}\gtrsim10^5\、\rmM_\に制約するビリアル運動からの期待と一致しています。odot$および$\sim0.7-2\、M_\odot\、\rmyr^{-1}$の低温ガス付着率。星形成銀河または静止銀河のいずれについても、MgII吸収の強い方位角依存性は見られません。私たちの結果は、銀河系周辺の空間で化学的に濃縮されたガスの全体的な記述を確立するための、均質な吸収ブラインドサンプルの必要性を強調しています。
NewHorizonおよびGalacticaシミュレーションを使用したシックディスクの起源の調査
| Title |
Exploring_the_origin_of_thick_disks_using_the_NewHorizon_and_Galactica_simulations |
| Authors |
Minjung_J._Park,_Sukyoung_K._Yi,_Sebastien_Peirani,_Christophe_Pichon,_Yohan_Dubois,_Hoseung_Choi,_Julien_Devriendt,_Sugata_Kaviraj,_Taysun_Kimm,_Katarina_Kraljic,_Marta_Volonteri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12373 |
厚い円盤が天の川の円盤星の垂直分布を説明するために提案されて以来、その起源は繰り返しの質問でした。最近の宇宙論的高解像度ズームインシミュレーションであるGalacticaとNewHorizonで、恒星の質量が$10^{10}\、\rmM_\odot$を超える19個の円盤銀河を調べることで、この質問に答えることを目指しています。薄いディスクと厚いディスクは、観測と合理的に一致するスケールハイトと光度比を使用したシミュレーションによって再現されます。銀河面からの高さによって円盤の星を薄い円盤と厚い円盤に空間的に分類すると、「厚い」円盤の星は、「薄い」円盤の対応物よりも古く、金属が少なく、運動学的に熱く、付着した星の割合が高くなります。。ただし、両方のディスクは、その場で形成された恒星粒子によって支配されています。厚い円盤のその場の星の約半分は銀河が円盤を発達させる前でさえ形成され、残りの半分は空間的および運動学的に薄い円盤で形成され、その後加熱によって時間とともに厚くなることがわかります。したがって、シミュレーションから、薄い円盤と厚い円盤のコンポーネントは、形成プロセスに関して完全に区別されるのではなく、銀河円盤の進化のマーカーであると結論付けます。さらに、既存の円盤状の星の肥厚と若い薄い円盤状の星の形成の継続の結果として、星の垂直分布は円盤が落ち着いた後もあまり変化せず、軌道拡散と星形成の両方の変調を示しています同じ交絡因子によって：限界安定性への銀河の近接。
水素化窒素の重水素分別：NHDおよびND $ _2 $の検出
| Title |
Deuterium_fractionation_of_nitrogen_hydrides:_detections_of_NHD_and_ND$_2$ |
| Authors |
A._Bacmann,_A._Faure,_P._Hily-Blant,_K._Kobayashi,_H._Ozeki,_S._Yamamoto,_L._Pagani,_F._Lique |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12382 |
アンモニアは、高密度の星間物質に向かって一般的に観察される豊富な分子ですが、その主な形成経路が気相イオン分子反応によるものか、吸着窒素原子への粒子表面水素付加によるものかはまだ確立されていません。重水素分別は、形成メカニズムを制約するためのツールとして使用できます。高密度の星間物質では、重水素化分子が大量に観察され、重水素化分子と主要なアイソトポログの比率は、元素のD/H比に対して数桁向上しています。アンモニアの場合、その三重重水素化アイソトポログの検出は、重水素化中間窒素ラジカル、ND、NHD、およびND$_2$が豊富に存在することを示唆しています。しかし、これまでのところ、星間物質ではNDしか検出されていません。この論文では、アンモニアの形成を抑制するために、NHD/NH$_2$およびND$_2$/NHDの存在比を決定し、それらを純粋な気相および粒子表面の化学モデルの両方の予測と比較することを目的としています。。NH、NH$_2$、NDが以前に検出されていたクラス0原始星IRAS16293-2422に向けたNHDとND$_2$の基本的な回転遷移を検索しました。NHDとND$_2$の両方が、ソースへの吸収で検出されます。相対存在比NH$_2$：NHD：ND$_2$は8：4：1に近いです。これらの比は、気相化学モデルによって2〜3倍以内で再現できます。粒子表面化学から予想される統計的比率も、私たちのデータと一致しています。理論的および観察的の両方で、ND$_2$のオルト対パラ比をさらに調査すると、水素化窒素の化学的性質をよりよく理解するための新しい制約がもたらされる可能性があります。
赤方偏移z = 1.3293でのレンズ付きギャラクシーSDSSJ1723 +3411におけるレストフレーム紫外線および光輝線診断の比較
| Title |
A_Comparison_of_Rest-frame_Ultraviolet_and_Optical_Emission-Line_Diagnostics_in_the_Lensed_Galaxy_SDSS_J1723+3411_at_Redshift_z=1.3293 |
| Authors |
J._R._Rigby,_Michael_Florian,_A._Acharyya,_Matthew_Bayliss,_Michael_D._Gladders,_Keren_Sharon,_Gabriel_Brammer,_Ivelina_Momcheva,_Stephanie_LaMassa,_Fuyan_Bian,_H\r{a}kon_Dahle,_Traci_Johnson,_Lisa_Kewley,_Katherine_Murray,_Katherine_Whitaker,_and_Eva_Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12383 |
z=1.3293の非常に明るいレンズ銀河SDSSJ1723+3411について、1400〜7200オングストロームの静止フレーム波長範囲を完全にカバーする空間的に統合されたMMT、ケック、およびハッブル宇宙望遠鏡のスペクトルを分析します。また、レンズ付きアークの一部のHアルファをカバーするジェミニからの近赤外スペクトルを分析します。検出された42の輝線のフラックスと、さらに22の輝線の上限を報告します。この銀河は、極端な輝線比と、極端な輝線銀河の特徴である高い相当幅を持っています。レストフレーム光学およびレストフレーム紫外線（UV）の両方から強力な輝線診断を計算して、物理的条件を制約し、スペクトル診断自体をテストします。最も信頼性の高い診断を使用して、星状の物理的状態を厳密に判断し、他の診断の結果と比較します。UVのみの診断では、期待外れのパフォーマンスが見られます。金属量を測定できないか、劇的に過小評価しています。彼らは圧力を過大評価しています。イオン化パラメータのUV診断は、このレジームで強い金属量依存性を持っています。これらの結果に基づいて、再イオン化時代の銀河の今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡分光調査は、光学[OII]および[OIII]輝線を捕捉するために追加の積分時間を投資し、残りだけに依存しないことを提案します。-フレームUV輝線。スペクトルを利用できるようにします。それらは、局所宇宙を超えて利用可能な星形成銀河の最高品質の輝線スペクトルアトラスの1つを表しており、JWSTによる観測の計画を支援します。
Sy2銀河NGC5643における多相フィードバックプロセス
| Title |
Multi-phase_feedback_processes_in_the_Sy2_galaxy_NGC_5643 |
| Authors |
I._Garc\'ia-Bernete_(1),_A._Alonso-Herrero_(2),_S._Garc\'ia-Burillo_(3),_M._Pereira-Santaella_(4),_B._Garc\'ia-Lorenzo_(5_and_6),_F._J._Carrera_(7),_D._Rigopoulou_(1),_C._Ramos_Almeida_(5,6),_M._Villar_Mart\'in_(4),_O._Gonz\'alez-Mart\'in_(8),_E._K._S._Hicks_(9),_A._Labiano_(2),_C._Ricci_(10,11,12),_S._Mateos_(7)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'ia,_CSIC-INTA,_ESAC_Campus,_(3)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional_(OAN-IGN)-Observatorio_de_Madrid,_(4)_Centro_de_Astrobiolog\'ia,_CSIC-INTA,_(5)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(6)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(7)_Instituto_de_F\'isica_de_Cantabria_(CSIC-UC),_(8)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica_(IRyA-UNAM)_(9)_Department_of_Physics_\&_Astronomy,_University_of_Alaska_Anchorage,_(10)_N\'ucleo_de_Astronom\'ia_de_la_Facultad_de_Ingenier\'ia,_Universidad_Diego_Portales,_(11)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(12)_George_Mason_University,_Department_of_Physics_&_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12385 |
禁止されたSy2銀河NGC5643の中央の約3kpcでの多相フィードバックプロセスを研究します。冷たい分子ガス（ALMACO（2-1））とイオン化ガス（MUSEIFU）の観測を使用します。電波ジェットと同じ方向（東西）に約2.3kpcまで伸びる流出ゾーンに沿ったさまざまな領域、およびホスト銀河円盤の核/核周辺領域を調べます。冷たい分子ガスの放出された流出速度（中央値Vcentral〜189kms^-1）は、一般に、AGNの近くで最大750kms^-1の放出された速度に達する流出イオン化ガスの速度よりも低くなります。それらの空間プロファイルは、イオン化相のプロファイルに従います。これは、銀河円盤に流出する分子ガスがAGN風によって同伴されていることを示唆しています。〜5.2x10^7Msunおよび8.5x10^4Msunの分子およびイオン化流出質量と、〜51Msunyr^-1および0.14Msunyr^-1の分子およびイオン化流出質量を導き出します。したがって、分子相が流出質量と流出質量流量を支配しますが、流出の運動力と運動量は両方の相で類似しています。ただし、分子相とイオン化流出相の風の運動量負荷は約27-5および<1であり、イオン化された相が最も確実に運動量を保存しているのに対し、分子相は運動量を保存していないことを示しています。東部のスパイラルアームの分子ガス含有量（〜1.5x10^7Msun）は、西部のスパイラルアームの含有量の約50〜70％です。これは、ホスト銀河に衝突するAGN風によって生成された分子ガスの破壊/除去と解釈されます。分子相の運動量の増加は、AGN風からの運動エネルギーの一部が分子の流出に伝達されることを意味します。これは、NGC5643などのSyのようなAGNでは、放射/クエーサーと運動/放射AGNフィードバックモードが共存し、正と（穏やかな）負のフィードバックの両方を介してkpcスケールでもホスト銀河を形成する可能性があることを示唆しています。
散開星団の古典的なケフェイド変光星は、恒星進化モデルのベンチマーク、宇宙の距離スケールの固定、ハッブル定数の確保に重要な役割を果たします。NGC6649、NGC6664、およびBerkeley55は、古典的なケフェイド変光星と赤（超）巨星星をホストする3つの適切なクラスターであり、その結果、新しく取得されたスペクトル（$\約$50）、アーカイブ測光、および$Gaia$DR2データを評価するための分析が開始されました。重要なのは、NGC6649とNGC6664の進化したメンバーの化学的存在量が初めて決定されたことです。これらは平均銀河勾配に比べてわずかに金属が少なく、Baの過剰が観察されます。それらのクラスターはおそらく薄いディスクに属し、後者の発見はD'Orazietalをサポートしています。（2009）「$s$-拡張」シナリオ。NGC6664とBerkeley55は、銀河の回転と一致する視線速度を示しますが、NGC6649は固有の速度を示します。結果として得られるクラスターの推定年齢（$\約$70Ma）は、$\upperx$6M$_{sun}$の（超）巨大な人口統計の質量を意味します。最後に、観測された黄色対赤色（超）巨星の比率は予想よりも低く、モデルとの全体的な違いは、顕著な理論的不確実性を反映しています。
天の川球状星団の複数の集団間での異なるナトリウム強化
古代の天の川球状星団の第1世代と第2世代の星で測定されたさまざまなNaの存在量を理解するために、トレイルを検索しました。その目的のために、最近の文献から、前述のNaの存在量、軌道パラメーター、構造的および内部の動的特性、および28個の球状星団の均一なスケールでの年齢を収集しました。クラスター内のNa濃縮は、第1世代と第2世代の星の間のNa存在量の差によって測定され、第1世代の星のNaが少ないほど、最初の世代の星のNa存在量の関数として傾向を示すことがわかりました。世代の星ほど、Naの濃縮度が高くなります。球状星団の軌道の傾きを使用することにより、分析されたNa濃縮は、約0.3dexの境界を示唆して、球状星団とその場での起源を区別します。球状星団は、より大きなNa濃縮を持っています。比較的大きなクラスター内Na増強が、付着した球状星団で見られ、小さなNa増強が、その場で形成された球状星団で観察されるため（排他的ではありませんが）、Na濃縮の振幅がと関連している可能性があると推測します。ビルディングブロックパラダイム。第1世代と第2世代の星の形成時の球状星団は、この階層的な銀河形成過程の記憶を保持しているように思われます。
暗黒物質ハローにおける星形成を経験的にモデル化する方法：I。数値シミュレーションからの中心銀河についての推論
| Title |
How_to_empirically_model_star_formation_in_dark_matter_halos:_I._Inferences_about_central_galaxies_from_numerical_simulations |
| Authors |
Yangyao_Chen,_H.J._Mo,_Cheng_Li,_Kai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12467 |
TNGとEAGLEの流体力学的シミュレーションを使用して、中心銀河（銀河の星形成のハローベースの経験的モデルに必要な暗黒物質ハロー関係）を調査します。線形次元削減アルゴリズムとモデルアンサンブル法を使用して、星形成銀河とクエンチ銀河の両方について、星形成履歴（SFH）がハロー質量集合履歴（MAH）と密接に関連していることを発見しました。低質量銀河の急冷は、主に近くの巨大ハローに関連する落下放出プロセスによるものですが、高質量銀河の急冷は、そのホストハローでの巨大な前駆体の形成と密接に関連しています。ハロー特性のみに基づく星形成集団と急冷集団の分類には、サンプルの不均衡と2つの集団の重複する分布によって生成された汚染が含まれています。流体力学シミュレーションの結果に基づいて、ホストハローのMAHに基づいて中央銀河のSFHを予測する経験的モデルを構築し、星形成集団と急冷集団を別々にモデル化します。私たちのモデルは、モデルの複雑さを軽減するために、流体力学シミュレーションからの星形成テンプレートを採用するという考えに基づいています。さまざまなテストを使用して、モデルが個々の銀河の星形成履歴を回復でき、銀河の二峰性分布、星の質量（ハロー質量と星形成率）、低から高のレッドシフトまでのハロー質量の関係、およびアセンブリバイアスを統計的に再現できることを示します。私たちの研究は、流体力学シミュレーションを使用して、ハロー特性を使用して銀河形成をモデル化するための主要な成分を発見し、その使用を動機付けるフレームワークを提供します。
APEX-SEPIA660初期科学：OMC-1に向けて$ 10 ^ 7 $ cm $ ^ {-3} $を超える密度のガス
| Title |
APEX-SEPIA660_Early_Science:_Gas_at_densities_above_$10^7$_cm$^{-3}$_towards_OMC-1 |
| Authors |
A._Hacar,_M._R._Hogerheijde,_D._Harsono,_S._Portegies_Zwart,_C._De_Breuck,_K._Torstensson,_W._Boland,_A._M._Baryshev,_R._Hesper,_J._Barkhof,_J._Adema,_M._E._Bekema,_A._Koops,_A._Khudchenko_and_R._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12549 |
環境。若い大規模クラスターに見られる星形成率と恒星密度は、これらの恒星系が密度n（H$_2$）$>10^7$cm$^{-3}$のガスに由来することを示唆しています。しかし、今日まで、この超高密度材料の物理的特性は、観察においてほとんど制約されていません。目的。オリオン大星雲クラスター（ONC）付近にあるOMC-1領域の星形成ガスの密度特性を調べた。メソッド。APEX-SEPIA660EarlyScienceの一環として、OMC-1の652GHzでの分子放出をマッピングしました。結果。OMC-1領域全体に沿って、明るく拡張されたN$_2$H$^+$（J=7-6）ライン放射を検出します。（J=1-0）遷移および放射伝達モデルの以前のALMAデータとの比較は、このN$_2$H$^+$（7-6）ラインで観測されたライン強度がガスの大きな質量貯留層によって生成されることを示しています密度n（H$_2$）$>10^7$cm$^{-3}$で。結論。パーセクスケールでのこのN$_2$H$^+$（7-6）線の最初の検出は、ONCなどの若い大規模クラスターにおける星形成ガスの極端な密度条件を示しています。私たちの結果は、高周波でのISM特性の研究のための新しいSEPIA660レシーバーの感度とマッピング機能のユニークな組み合わせを強調しています。
uGMRT HI2つの極端に反転したスペクトル源の21cm吸収観測
| Title |
uGMRT_HI_21-cm_absorption_observations_of_two_extremely_inverted_spectrum_sources |
| Authors |
Mukul_Mhaskey,_Surajit_Paul,_Neeraj_Gupta,_Dipanjan_Mukherjee_and_Gopal-Krishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12592 |
最近発見された希少なクラスのコンパクト電波源「極度逆転スペクトル銀河系外電波源（EISERS）」のメンバーでのHI21cm吸収の検出を報告します。EISERSは、逆転クオリア電波銀河の特別なサブクラスを形成していると考えられます。これは、これらのソースのスペクトルの光学的に厚い部分のスペクトルインデックスが、シンクロトロンの自己吸収限界である$\alpha=+2.5$（S（$\nu$）$\propto$$\nu^{\alpha}$）。最近アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）を使用して2つのEISERSでHI吸収を検索し、そのうちの1つで吸収機能を検出しました。ソースJ1209$-$2032（$z$=0.4040）に対して検出された強い関連HI吸収は、34.8$\pm$2.9$\times$10$^{20のHIカラム密度に対応する0.178$\pm$0.02の光学的厚さを意味します。}$cm$^{-2}$、想定されるHIスピン温度が100K、カバーファクターが1の場合、これはGPC/CSSタイプのコンパクトな無線ソースで見つかった既知の光学的厚さとHIカラム密度の中で最も高いものの1つです。このソースの急激に反転した無線スペクトルの自由自由吸収モデル。他のソース、J1549$+$5038（$z$=2.171）の場合、HI吸収は観測で検出されませんでした。
LDN 1642での粉塵の放出、消滅、および散乱
| Title |
Dust_emission,_extinction,_and_scattering_in_LDN_1642 |
| Authors |
Mika_Juvela,_Sharma_Neha,_Emma_Mannfors,_Mika_Saajasto,_Nathalie_Ysard,_Veli-Matti_Pelkonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12614 |
LDN1642の近赤外線（NIR）散乱、雲の構造との相関、およびサブミリ波放射、NIR消滅、およびNIR散乱を同時に説明するダストモデルの能力を研究します。HAWK-I装置からの観測を使用して、NIRの表面輝度と吸光度を測定します。これらは、ダスト放出に関するハーシェルデータと比較され、放射伝達モデリングでは、さまざまなダストモデルに対して計算された予測と比較されます。光学的厚さの比率$\tau（250\、\mu{\rmm}）/\tau（J）\approx10^{-3}$が見つかり、サブミリ波放射率が高いという以前の発見が確認されました。ダスト放出に由来するカラム密度とNIRの過剰な色との関係は線形であり、標準のNIR消光曲線と一致しています。消滅は$A_J=2.6\、$magでピークに達し、NIR表面輝度は飽和せずに$N（{\rmH}_2）$と相関したままです。放射伝達モデルは、サブミリ波データをテスト済みのダストモデルのいずれかに適合させることができます。ただし、これらは、観測よりも高いNIR消光と低いNIR表面輝度を予測します。ダストのサブミリ波放射率を観測値$\tau（250\、\mu{\rmm}）/\tau（J）$に再スケーリングすると、NIRアルベドが高いダストモデルが観測レベルのNIRに到達する可能性があります。表面の明るさ。モデルのNIR吸光度は、直接測定されるよりも高くなる傾向があり、これはNIR表面輝度スペクトルの形状に反映されます。放出、消滅、および散乱の測定の組み合わせは、ダストモデルに強い制約を提供します。LDN1642の観測は、サブミリ波放射率の大幅な増加を含む明確なダストの進化を示していますが、現在のダストモデルではまだ完全には説明されていません。
はくちょう座の大規模な星形成の歴史的記録
| Title |
The_historical_record_of_massive_star_formation_in_Cygnus |
| Authors |
F._Comer\'on,_A.A._Djupvik,_N._Schneider,_A._Pasquali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12779 |
銀河のローカルスパイラルアームを支配するシグナス領域は、大規模な星形成の最も近い複合体の1つです。その大量の恒星含有量、進行中の星形成の領域、および分子ガスが詳細に研究されています。しかし、過去10Myrを超えるこの地域の歴史についてはほとんど知られていません。赤色超巨星の明るさと分光学的特性により、それらを簡単に識別し、はくちょう座の距離にあるそのような星の実質的に完全なサンプルを構築することができます。したがって、過去に数十Myrに及ぶ大規模な星形成の記録を提供します。現在観測可能なO星と初期B星からはアクセスできない期間。はくちょう座の現在の広がり全体をカバーする84平方度の領域にある明るい赤い星のサンプルを選択しました。赤色の可視範囲の分光法を取得したため、正確で均一なスペクトル分類が可能になり、超巨星と他のクールな星を確実に分離できます。私たちのデータは、ガイアデータリリース2の位置天文データで補完されています。この地域で29個の赤色超巨星を特定しましたが、そのうち17個は以前は超巨星として分類されていませんでした。29人のうち24人はおそらくシグナス地域に属し、残りの4人はペルセウス腕に属しています。導出された光度と質量を使用して、この地域の星形成の歴史を推測しました。激しい大規模な星形成活動は約15ミリ前に始まったことがわかり、他の2つのエピソードの証拠が見つかりました。1つは20〜30ミリ前に発生し、もう1つは約40ミリ前に終了しました。20Myrより若いまたは古い赤色超巨星の運動学的特性の間には小さいが有意な違いがあり、古いグループの星が現在のはくちょう座複合体の前駆体の外側、おそらく射手りゅう座の腕の中で形成されたことを示唆しています。
銀河系のバーは環境に依存しますか？：Galaxy Zoo2の情報理論的分析
| Title |
Do_galactic_bars_depend_on_environment?:_An_information_theoretic_analysis_of_Galaxy_Zoo_2 |
| Authors |
Suman_Sarkar,_Biswajit_Pandey,_and_Snehasish_Bhattacharjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12797 |
情報理論のフレームワークを使用して、GalaxyZoo2プロジェクトからのデータを分析し、渦巻銀河内の棒の存在とその環境との間に統計的に有意な相関関係があるかどうかを調べます。実際のデータで銀河のバードネスとその環境の間の相互情報量を測定し、（i）バー/アンバーの分類がランダム化され、（ii）銀河の空間分布が異なる長さでシャッフルされているデータセットで同じものと比較しますスケール。t検定を使用して相互情報量の違いの統計的有意性を評価し、形態学的分類のランダム化と空間分布のシャッフルの両方が統計的に有意な方法で相互情報量を変更しないことを発見します。禁止と環境の間のゼロ以外の相互情報量は、データセットの有限で離散的な性質のために発生します。これは、模擬ポアソン分布によって完全に説明できます。また、非棒状渦巻銀河と非棒状渦巻銀河の累積分布関数を、それらの局所密度の関数として個別に比較します。コルモゴロフ-スミルノフ検定を使用すると、75％の信頼水準でも帰無仮説を棄却できないことがわかります。私たちの分析は、環境がバーの形成に重要な役割を果たしていないことを示しています。これは主に、ホスト銀河の内部プロセスによって決定されます。
レンズクラスターA2744に向けたMUSE観測：z $ \ sim $ 3-7でのLBGとLAEの母集団間の交差
| Title |
MUSE_observations_towards_the_lensing_cluster_A2744:_Intersection_between_the_LBG_and_LAE_populations_at_z_$\sim$_3-7 |
| Authors |
G._de_La_Vieuville,_R._Pell\'o,_J._Richard,_G._Mahler,_L._L\'ev\^eque,_F._E._Bauer,_D._J._Lagattuta,_J._Blaizot,_T._Contini,_L._Guaita,_H._Kusakabe,_N._Laporte,_J._Martinez,_M._V._Maseda,_D._Schaerer,_K._B._Schmidt,_and_A._Verhamme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12824 |
赤方偏移範囲2.9〜6.7のライマンブレーク銀河（LBG）またはライマンアルファエミッター（LAE）として選択された星形成銀河（SFG）の集団間の交差点の研究を、同じ体積の宇宙内で提示します。ハッブルフロンティアフィールドレンズクラスターA2744の背後にあるマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）。星形成銀河の3つのサンプルを定義します：LAE対応物のあるLBG銀河（92銀河）、LAE対応物のないLBG銀河（408銀河）、およびLBG対応物のないLAE銀河（46銀河）。これらの銀河はすべて、サンプルのレンズの性質（Muv$\ge$-20.5）のために本質的にかすかなものです。選択したすべてのSFGに占めるLAEの割合は、赤方偏移がz$\sim$6まで増加すると増加し、赤方偏移が高くなると減少します。UVの大きさとLyaの光度を持つLAE/LBG集団の進化は、LAEの選択が、最も深いレンズ測光調査では通常見落とされるMuv$\ge$-15の本質的にUVのかすかな銀河を識別できることを示しています。LBGの人口は、Muv$\sim$-15までのSFGの総人口をかなり表しているようです。Muv$<-17$の銀河はSFRLya$<$SFRuvを持つ傾向がありますが、Muv$>-17$のかすかな銀河のサンプルでは、Lya放出によってのみ検出され、散乱が大きい銀河を含め、反対の傾向が見られます。。これらの傾向は、以前は高$z$のSFGの他のサンプルで観察されていましたが、ここでは非常に暗いMuv$\sim-15$銀河で見られ、以前の研究よりもはるかに暗いです。現在の結果に基づくと、LBGおよび/またはLAEとして選択された2つの集団の特性に本質的な違いがあるという明確な証拠はありません。観測された傾向は、さまざまな星形成体制の存在、塵の含有量、塵と星の相対的な分布と形態、または星の種族など、いくつかの事実の組み合わせによって説明できます。
宇宙論的文脈における棒渦巻銀河の形成と進化の興味深い事例
| Title |
An_interesting_case_of_the_formation_and_evolution_of_a_barred_galaxy_in_the_cosmological_context |
| Authors |
Ewa_L._Lokas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13234 |
IllustrisTNG-100シミュレーションを使用して最近実証されたように、重要なディスクコンポーネントがなく、回転サポートがほとんどなく、ガスがない細長い棒状の銀河は、銀河団との潮汐相互作用の結果として形成されることがよくあります。しかし、同様の特性を示す銀河も、初めてクラスターに落下していることがわかりました。同じシミュレーションを使用して、その起源を決定するために、宇宙時間にわたるそのような銀河の歴史を詳細に研究します。バーは、サブハロとの最後の重要な合併と別の矮星衛星の最初の通過の複合効果によって、t=6.8Gyrでトリガーされたように見えます。どちらも、銀河の10分の1の質量です。衛星はすべてのガスを銀河に沈着させ、3番目で最後の星形成エピソードに寄与します。これはディスクを摂動させ、バーの形成にも寄与する可能性があります。その後、銀河は、より巨大な銀河のグループの近くを通過するため、ガスと暗黒物質を失い始めます。最も強い相互作用は22倍の質量の銀河を含み、棒渦巻銀河にはガスがなく、最大暗黒物質の質量の半分が残ります。この間、バーは着実に成長し、相互作用の影響を受けていないように見えますが、ガスを除去することでバーの成長を助けた可能性があります。研究された銀河は、この手紙で簡単に説明された他の2つの同様のオブジェクトとともに、新しいクラスの初期型の禁止された銀河の存在を示唆し、それによって銀河の形成と進化における相互作用の重要性を示しています。
クラゲ銀河JO206の尾の高度に秩序化された磁場
| Title |
Highly_ordered_magnetic_fields_in_the_tail_of_the_jellyfish_galaxy_JO206 |
| Authors |
Ancla_M\"uller,_Bianca_Poggianti,_Christoph_Pfrommer,_Bj\"orn_Adebahr,_Paolo_Serra,_Alessandro_Ignesti,_Martin_Sparre,_Myriam_Gitti,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Benedetta_Vulcani,_Alessia_Moretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13287 |
クラゲ銀河は、銀河団内の銀河団ガス内の銀河の動きにより、ラム圧によって円盤から剥ぎ取られるガスの長い尾を持っています。ディスク内の磁場の強さと方向、およびクラゲ銀河JO206の（90$\、$kpc-long）$\rmH\alpha$を放出する尾の最初の測定値を示します。尾には大規模な磁場（$>4.1\、\mu$G）、急な電波スペクトル指数（$\alpha\sim-2.0$）があり、星形成から離れて伝播する電子の老化を示しています。領域、および非常に高い分数分極（$>50\、$％）、低い乱流運動を示します。磁場ベクトルは、イオン化ガステールの方向とストリッピング方向に（平行に）整列します。高温の磁化された乱風にさらされる大きな低温のガス雲の高解像度シミュレーションは、高い部分分極と秩序化された磁場が、外部に凝縮する熱風からのドレープされた磁化プラズマの蓄積によって説明できることを示しています尾の層。断熱的に圧縮され、せん断されます。熱と運動量の交換を防ぐ秩序だった磁場は、尾のその場での星形成を可能にする重要な要因かもしれません。
$ M _ {\ bullet} $と$ M_ {G} \ sigma ^ 2 $の関係と$ M _ {\ bullet} $と$ \
sigma $の関係の更新された比較、および銀河の質量の問題
| Title |
An_updated_comparison_of_the_$M_{\bullet}$_vs_$M_{G}\sigma^2$_relation_with_$M_{\bullet}$_vs_$\sigma$_and_the_problem_of_the_masses_of_galaxies |
| Authors |
A._L._Iannella_and_A._Feoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13329 |
一連の論文で、$M_{\bullet}$と$M_{G}\sigma^2$の関係の特性を調べたところ、同じ銀河の進化を説明することが有用であることがわかりました。HRダイアグラムが星に対して行うように、他のスケーリング関係を使用して推測するのが難しい超大質量ブラックホールの質量を予測する方法。この論文では、銀河の5つのサンプルを分析すると、この関係には$M_{\bullet}-\sigma$と同様の固有の散乱があるが、$M_{\bullet}-\sigmaよりもはるかに優れた理論モデルに従っていることがわかります。$。さらに、$M_{\bullet}-\sigma$との違いはしばしばあるため、$M_{\bullet}$と$M_{G}\sigma^2$の関係の動作におけるバルジ質量の役割を分析します。銀河系の質量の適切なサンプルの選択によって決定されます。
3C 433の電波ローブに対するHI吸収で解決された円盤銀河：将来の調査のための事例研究
| Title |
Disc_galaxy_resolved_in_HI_absorption_against_the_radio_lobe_of_3C_433:_Case_study_for_future_surveys |
| Authors |
Suma_Murthy,_Raffaella_Morganti,_Bjorn_Emonts,_Montserrat_Villar-Mart\'in,_Tom_Oosterloo,_Reynier_Peletier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13338 |
銀河の中性原子ガス含有量は、通常、水素のHI21cm輝線で研究されます。ただし、より高い赤方偏移では、HI放射を検出するために非常に深い統合が必要です。十分に明るい背景電波源がある限り、HI吸収はこの距離依存性の影響を受けません。ただし、銀河の分解されたHI吸収研究はまれです。VLAを使用した$z=0.101$での電波銀河3C433に対する分解されたHI吸収のそのようなまれな研究の1つを報告します。3C433の南ローブに対して配置された吸収体の分解された運動学は、T$_{spinに対してHI質量$\lesssim3.4\times10^{8}M_{\odot}$の通常の運動学を持っていることを示しています。}=$100K。GranTelescopioCANARIAS（GTC）からの深い光学的連続体とH$\alpha$の観測は、吸収体が3C433と同じ環境にあるかすかな円盤銀河であり星の質量が$\sim10^{10}M_{\odot}$および0.15$M_{\odot}〜yr^{-1}$以下の星形成率。そのHI質量、HIカラム密度、恒星質量、および星形成率のために、この銀河は星形成銀河の主系列星よりかなり下にあります。そのHI質量は、$z\sim0.1$でのHI放出で研究された銀河よりも低くなっています。私たちのGTCイメージングは、HIコンパニオンとAGNのホスト銀河、およびその間の銀河周辺媒体におけるH$\alpha$と電波放射の間の興味深い整列を明らかにしています。これは、伝搬する電波源によるガスの衝撃イオン化が数十kpcにわたって発生する可能性があることを示唆しています。私たちの仕事は、拡張された電波連続体との偶然の整列の場合に、吸収を介して銀河のHI含有量を研究する可能性をサポートしています。これにより、HIの質量が小さい銀河を追跡することができます。そうしないと、深いHI放出調査では見逃されてしまいます。全天の深い光学調査と組み合わせて、SKAパスファインダーを使用したブラインドHI調査は、そのような多くのシステムを検出できるようになります。
GOGREENおよびGCLASS調査：最初のデータリリース
| Title |
The_GOGREEN_and_GCLASS_Surveys:_First_Data_Release |
| Authors |
Michael_L._Balogh_(1),_Remco_F._J._van_der_Burg,_Adam_Muzzin,_Gregory_Rudnick,_Gillian_Wilson,_Kristi_Webb,_Andrea_Biviano,_Kevin_Boak,_Pierluigi_Cerulo,_Jeffrey_Chan,_M._C._Cooper,_David_G._Gilbank,_Stephen_Gwyn,_Chris_Lidman,_Jasleen_Matharu,_Sean_L._McGee,_Lyndsay_Old,_Irene_Pintos-Castro,_Andrew_M._M._Reeves,_Heath_Shipley,_Benedetta_Vulcani,_Howard_K.C._Yee,_M._Victoria_Alonso,_Callum_Bellhouse,_Kevin_C._Cooke,_Anna_Davidson._Gabriella_De_Lucia,_Ricardo_Demarco,_Nicole_Drakos,_Sean_P._Fillingham,_Alexis_Finoguenov,_Ben_Forrest,_Caelan_Golledge,_Pascale_Jablonka,_Diego_Lambas_Garcia,_Karen_McNab,_Hernan_Muriel,_Julie_B._Nantais,_Allison_Noble,_Laura_C._Parker,_Grayson_Petter,_Bianca_M._Poggianti,_Melinda_Townsend,_Carlos_Valotto,_Tracy_Webb,_Dennis_Zaritsky_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy_and_Waterloo_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Waterloo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13345 |
高密度環境における銀河のGOGREENおよびGCLASS調査の最初の公開データリリースを提示します。これは、レッドシフト範囲$0.8<z<1.5$に及びます。調査は、小グループから最も大規模なクラスターまでのハロー質量に及ぶ26の過密システムにおける銀河の深部多波長測光と広範なジェミニGMOS分光法で構成されています。両方のプロジェクトの目的は、主に銀河の進化がそれらの環境によってどのように影響を受けるかを理解し、星形成の抑制につながる物理的プロセスを決定することでした。クラスターのビリアル化された領域全体およびそれを超えて、広い恒星の質量範囲（$M\gtrsim2\times10^{10}〜\mathrm{M}_\odot$）にわたって偏りのない分光法を取得することに重点が置かれました。最終的な分光サンプルには2771個の固有のオブジェクトが含まれ、そのうち2257個には信頼性の高い分光赤方偏移があります。これらのうち、1704は$0.8<z<1.5$の範囲の赤方偏移があり、800近くがクラスターメンバーであることが確認されています。イメージングは、UltraVISTA調査に匹敵する深度で、光学および近赤外線の全波長範囲に及び、\textit{HST}/WFC3F160W（GOGREEN）およびF140W（GCLASS）が含まれます。このデータリリースには、赤方偏移、線の強さ、星形成率、恒星の質量、静止フレームの色などの高度なデータ製品のカタログとともに、完全に縮小された画像とスペクトルが含まれています。ここでは、分光学的完全性と赤方偏移の質の分析を含む、データの概要を示します。
圧縮性銀河潮汐力場に浸された均一密度星団の経年進化
| Title |
The_secular_evolution_of_a_uniform_density_star_cluster_immersed_in_a_compressible_galactic_tidal_field |
| Authors |
P._B._Ivanov_and_D._N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13467 |
核星団は銀河の中心によく見られます。球状星団と思われる前駆体が他の場所に形成され、現在の場所に移動して集まった可能性があると考えています。このシナリオの主な課題は、球状星団がホスト銀河の潮汐場に耐えられるかどうかです。私たちの分析は、背景電位の質量密度分布が比較的浅い場合、比較的平坦な表面輝度プロファイルを持つ一部の銀河では、銀河の中心近くの潮汐場が球状クラスターを破壊するのではなく圧縮できることが示される可能性があることを示唆しています中心からの距離で、従来定義されている「潮汐破壊半径」よりもはるかに小さい$r_t$。そのために、以前に構築された形式を採用し、均一な質量密度分布を持つスタークラスターの経年変化を検討します。銀河中心の星の質量密度が均一な分布に近づくという限界で、世俗方程式を分析的に解きます。私たちのモデルは、星団が混乱することなく$r_t$よりはるかに短い距離を移動できることを示しており、したがって、核銀河団の形成に寄与する可能性があります。ただし、分析結果を確認するには、適切な数値N体シミュレーションが必要です。
Delphiの半解析モデルを使用して、広い質量範囲、$10^3<M_{bh}/M_\odot<10^{での高赤方偏移（$z>4$）ブラックホールの質量集合と特性を研究します。10}$。私たちのブラックホール成長の実装には、臨界ハロー質量（$M_{h}^{crit}$）が含まれ、それを下回るとブラックホールが飢え、それを超えるとエディントン限界またはガス含有量に比例して成長することができます。銀河。結果として、ブラックホールが$z\sim7（9）$まで合併することによって支配される初期成長段階の後、$z=4$ハロー質量の$M_h|_{z=4}\sim10の超大質量ブラックホール^{11.75}〜（10^{13.4}）M_\odot$は、主に星間物質からのガス降着によって成長します。特に、次のことがわかります。（i）降着のほとんどは、$M_h|_{z=4}\sim10^{11-12}M_\odot$ハローのメジャーブランチで発生しますが、セカンダリブランチでの降着は再生されますより質量の大きいハローでブラックホールの質量を組み立てる上で重要な役割（$M_h|_{z=4}\gtrsim10^{12}M_\odot$）;（ii）低質量（$M_{bh}<10^5M_\odot$）ブラックホールの赤方偏移が減少するとエディントン比は増加しますが、質量が大きい場合は逆の傾向を示します。さらに、降着率はホストハローに存在するガスの質量に依存するため、エディントン限定降着段階のデューティサイクル（最大$\約650$Myrまで続く可能性があります）は、ジョイントアセンブリに決定的に関連しています。ブラックホールとそのホストハローの歴史。
15年の高精度タイミングでのPSRJ1909 $-$ 3744の再訪
| Title |
A_revisit_of_PSR_J1909$-$3744_with_15-year_high-precision_timing |
| Authors |
K._Liu,_L._Guillemot,_A._G._Istrate,_L._Shao,_T._M._Tauris,_N._Wex,_J._Antoniadis,_A._Chalumeau,_I._Cognard,_G._Desvignes,_P._C._C._Freire,_M._S._Kehl,_and_G._Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12544 |
過去10年間で品質が大幅に向上したデータの蓄積に動機付けられた、バイナリミリ秒パルサーPSRJ1909$-$3744の高精度タイミング分析と天体物理学的研究について報告します。Nan\c{c}ay電波望遠鏡での15年間の観測を使用して、約100nsのタイミング精度を達成します。ブロードバンドとサブバンドの両方のテンプレートマッチング方法を使用してタイミング結果を検証し、パルスの到着時間を作成します。これまでの研究と比較して、公転周期と投影された半主軸の経年変化の測定精度を向上させています。これらの変動は両方とも、パルサーシステムと太陽系の重心の間の相対運動によって支配されていることを示します。さらに、パルサー軌道の昇交点に対する4つの可能な解決策を特定し、システムの正確な運動距離を測定しました。タイミング測定と公開された光学観測を使用して、恒星進化コードMESAを使用してこのシステムのバイナリ履歴を調査し、WD年齢二分パラダイムの端での詳細なWD冷却に基づくソリューションについて説明します。システムの3D速度を決定し、銀河の中心の周りで非常に偏心した軌道を通過していることを示します。さらに、システムを使用して双極子重力放射に対する制約を設定しました。これは、パルサーの質量を考慮した以前の研究を補完するものです。また、パラメーター化されたポストニュートンパラメーターの新しい制限$\alpha_1<2.1\times10^{-5}$を95％の信頼水準で取得します。これは、以前の最良の公開値よりもわずかに優れており、より具体的な方法で達成されます。。
$ r $モードの物理学による中性子超流動の抑制
| Title |
Constraining_neutron_superfluidity_with_$r$-mode_physics |
| Authors |
Elena_M._Kantor,_Mikhail_E._Gusakov,_Vasiliy_A._Dommes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12553 |
$r$モードの共鳴安定化の最近提案された効果を利用して、中性子星のコアにおける中性子超流動のパラメータを制約します。この目的のために、我々は初めて、回転する超流動中性子星の現実的なモデルの有限温度$r$モードスペクトルを計算し、それらの内部でのミューオンと中性子-陽子エントレインメントの両方を説明します。通常の（通常の）$r$モードは、特定の恒星温度とスピン周波数で超流動$r$モードとの交差を回避していることがわかります。回避された交差点の近くでは、通常の$r$モードが強く消散し、そこで$r$モードの不安定性が大幅に抑制されます。回避された交差の位置の中性子超流動モデルに対する極端な感度により、計算されたスペクトルを低質量X線連星の高速回転中性子星の観測と対峙させることにより、後者を制約することができます。
ストレンジクォーク物質がカラーフレーバーロック段階にあると仮定して、広く使用されているバッグモデルを使用してベイズ統計アプローチ内のクォーク星の状態方程式を調査します。事後分布には3種類のフィルターが採用されています。通常の原子核は非ストレンジクォーク物質に崩壊してはならず、バルクのストレンジクォーク物質は最も結合した原子核よりも安定している必要があり、最大質量の下限は$M_{\rmTOV}$。尤度関数には、LIGO/VirgoによるGW170817バイナリマージの潮汐変形性測定とNICERによるPSRJ0030+0451の質量と半径の測定からの観測制約が組み込まれています。クォーク星の最大質量の最も可能性の高い値の周りの$90\％$後方の信頼できる境界は、$M_{\rmTOV}=2.15_{-0.12}^{+0.16}M_{\odot}$であることがわかります。正規の$1.4M_{\odot}$星の半径と潮汐変形能は$R_{\rm1.4}=11.52_{-0.46}^{+0.51}\、{\rmkm}$と$\Lambda_{\rm1.4}=670_{-160}^{+230}$、それぞれ。それにもかかわらず、色の超伝導ギャップは、観測されたグローバルな星の特性による制約が不十分であり、ストレンジクォーク物質の音速の振る舞いに関する明確な証拠は現れていません。巨大なクォーク星（$M_{\rmTOV}$に近い）の将来の潮汐変形能測定によるクォークペアリングギャップの可能なプローブについても説明します。
PSRJ0437-4715の星間シンチレーションアークからの精密な軌道力学
| Title |
Precision_orbital_dynamics_from_interstellar_scintillation_arcs_for_PSR_J0437-4715 |
| Authors |
Daniel_J._Reardon,_William_A._Coles,_Matthew_Bailes,_N._D._Ramesh_Bhat,_Shi_Dai,_George_B._Hobbs,_Matthew_Kerr,_Richard_N._Manchester,_Stefan_Oslowski,_Aditya_Parthasarathy,_Christopher_J._Russell,_Ryan_M._Shannon,_Renee_Spiewak,_Lawrence_Toomey,_Artem_V._Tuntsov,_Willem_van_Straten,_Mark_A._Walker,_Jingbo_Wang,_Lei_Zhang,_Xing-Jiang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12757 |
電波パルサーの強度シンチレーションは、星間プラズマの電子密度の不規則性によって散乱された波の間の干渉に起因することが知られており、記録された動的スペクトルの2次元パワースペクトルに放物線状の弧をもたらすことがよくあります。アークの曲率の程度は、散乱プラズマまでの距離と視線に対するその横方向の速度に依存します。明るいミリ秒パルサーPSRJ0437-4715について、16年間にわたるシンチレーションアークの曲率の年次および軌道変動の観測を報告します。これらの変動は、地球、パルサー、および散乱媒体の相対的な横方向の動きの特徴であり、パルサーのバイナリ軌道と散乱媒体自体のパラメーターの正確な測定値を取得するためにモデル化されています。$>$5000の観測のほとんどで、2つの明確なシンチレーションアークが観測され、それらは地球から$D_1=89.8\pm0.4$pcおよび$D_2=124\pm3$pcの距離にある薄いスクリーンによる散乱に起因することを示しています。最も明るい弧に対して導出した最適な散乱モデルは、パルサーの軌道傾斜角$i=137.1\pm0.3^\circ$と、昇交点黄経$\Omega=206.3\pm0.4^\circ$を生成します。正確な位置天文学と軌道力学のためにシンチレーションアークを使用することは、アークの曲率が星間プラズマの乱流レベルの変動とは無関係であるため、回折シンチレーションタイムスケールの変動をモデル化するよりも優れている可能性があります。この手法は、パルサータイミングと組み合わせて使用して、連星パルサーの完全な3次元軌道形状を決定し、重力理論のテストと中性子星の質量の抑制に不可欠なパラメーターを提供します。
重力波天文学の時代が順調にそして真に始まったので、回転する中性子星からの重力放射はとらえどころのないままです。一般相対性理論によれば、それらが非対称に変形している場合、それらは重力波を放出するので、急速に回転する中性子星は連続波探索の主なターゲットです。そのような放射線を検出することは、なぜパルサーが分裂周波数の近くで回転するのが観察されなかったのかという答えを解き明かすと信じられています。中性子星の地殻がサポートできる最大の山に関する既存の研究をレビューし、重要な仮定を批評し、解決する必要のある境界条件に関連する問題を特定します。この議論に照らして、中性子星の山をモデル化するための新しいスキームを提示します。このスキームの重要な要素は、星を球形度から遠ざける基準力の説明です。ラプラス方程式の解であるソースポテンシャル、星の中心で作用しない別の解、および熱圧力摂動の3つの例を検討します。すべての場合において、最大の四重極は、最大の山のサイズの以前の推定値よりも数桁から2桁低いことがわかります。
SwiftJ1818-5937に関連付けられているゲストスターの検索
若いマグネターSwiftJ1818-5937の可能な歴史的記録を検索し、それに関連している可能性のあるAD1798のゲスト出演者を見つけました。
SwiftおよびNuSTAR天文台を使用した2019年の爆発中の4U1901 +03のタイミングおよびスペクトル特性の進化
| Title |
Evolution_of_timing_and_spectral_characteristics_of_4U_1901+03_during_its_2019_outburst_using_the_Swift_and_NuSTAR_observatories |
| Authors |
Aru_Beri,_Tinku,_Nirmal_K._Iyer,_and_Chandreyee_Maitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12896 |
2019年の爆発時の一時的なX線パルサー4U1901+03の詳細なタイミングとスペクトル研究の結果を報告します。NuSTARとSwiftで異なる強度レベルで行われた4つの観測を使用して、1〜70keVのエネルギー帯域で広帯域分光法を実行しました。私たちのタイミング結果は、光度とエネルギーの両方に依存する非常に可変的なパルスプロファイルの存在を明らかにしています。私たちの分光法の結果は、約30keVでサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）の存在を示しました。30keVでのこの機能は、光度とパルス位相に大きく依存します。バーストの下降位相の近くで行われた最後の2つの観測中の位相平均スペクトルは、約30keVでこの特徴の存在を示しました。これらの観測中の30keVでのCRSFの存在は、このエネルギーの近くで見つかったパルスプロファイルの形状の急激な変化によって十分に裏付けられています。また、比較的高い光度で行われた観測のパルス位相分解スペクトルで30keVの特徴が有意に検出されたこともわかりました。さらに、すべてのスペクトル適合パラメータは、強いパルス位相依存性を示しました。以前の発見と一致して、約10keVでの吸収特性は、すべての観測の位相平均X線スペクトルで有意に観察され、強いパルス位相依存性も示しました。
ANITA異常イベントの説明としての地下反射板の実験的テスト
| Title |
Experimental_tests_of_sub-surface_reflectors_as_an_explanation_for_the_ANITA_anomalous_events |
| Authors |
D._Smith,_D._Z._Besson,_C._Deaconu,_S._Prohira,_P._Allison,_L._Batten,_J._J._Beatty,_W._R._Binns,_V._Bugaev,_P._Cao,_C._Chen,_P._Chen,_J._M._Clem,_A._Connolly,_L._Cremonesi,_P._Dasgupta,_P._W._Gorham,_M._H._Israel,_T._C._Liu,_A._Ludwig,_S._Matsuno,_C._Miki,_J._Nam,_A._Novikov,_R._J._Nichol,_E._Oberla,_R._Prechelt,_B._F._Rauch,_J._Russell,_D._Saltzberg,_D._Seckel,_G._S._Varner,_A._G._Vieregg,_S._A._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13010 |
気球搭載のANITA実験は、氷内シャワーによって生成された電波放射を介して超高エネルギーニュートリノを検出するように設計されています。ANITAは当初、南極氷床内での相互作用を目的としていましたが、地球の大気中で相互作用する超高エネルギー宇宙線からの電波放射を自己トリガーする能力も示しました。南極氷床の上で生成されたシャワーの場合、南極表面での到来する電波信号の反射は、高度$\sim$35-40kmのANITAゴンドラでのその後の観測の前に極性反転をもたらすはずです。ANITAは、$\sim$50UHECR信号の残りのサンプルと反対の極性が測定された、今後の宇宙線の2つの異常なインスタンスを公開しました。これらのイベントが氷内ニュートリノ相互作用によるものである場合、急勾配の観測された上向きの入射角（水平に対して25〜30度）は、非標準モデルの物理学を必要とします。地球の必要な和音。Shoemakeretal。雪氷学的影響が、観測された急な異常事象を説明している可能性があると考えます。ここでは、Shoemakeretalによって提供されたシナリオを検討します。そして、それらが現存するANITAとHiCalの実験データによって嫌われていることを発見します。$>3\sigma$の重要度での4つの追加のほぼ水平方向の異常なANITA-4イベントの最近の報告は、氷への重要な信号送信を必要とするそれらのモデルと互換性がないことに注意してください。
白色矮星の二重合併の残骸からのデシヘルツ重力波
二重白色矮星（DWD）のバイナリを閉じて、重力波（GW）を放出することにより、インスピレーションを得てマージします。これらのバイナリのいくつかの軌道運動は、GWの宇宙搭載レーザー干渉検出器によって低周波数帯域で観測されると予想されます。合併の残骸は、十分に大きい場合、熱核の暴走に見舞われ、Ia型超新星として爆発する可能性があります。GWの情報源として、残骸はこれまでほとんど研究されていません。ここでは、DWD合併の残骸からのGW放出の新しいメカニズムを提案します。これは、デシヘルツ周波数帯域で計画されたGW検出器によって観察される可能性があります。合併プロセスの結果として、レムナントは一時的に高度な差動回転を持つと予想されます。その場合、方位角パターン速度が恒星の自転と一致する振動モードに対して不安定になります。差動回転する残骸の固有値問題を解き、慣性モードに分類される可能性のある不安定な固有モードを特定します。GWの特徴的なひずみの推定値は、おとめ座銀河団の距離内で検出できる可能性があることを示しています。
ソナドにおける一般相対論的流体力学のための不連続ガレルキン法
| Title |
A_Discontinuous_Galerkin_Method_for_General_Relativistic_Hydrodynamics_in_thornado |
| Authors |
Samuel_J._Dunham,_Eirik_Endeve,_Anthony_Mezzacappa,_Jesse_Buffaloe,_Kelly_Holley-Bockelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13025 |
不連続Galerkin（DG）法は、リミッターの助けを借りて、強い衝撃を解決しながら、滑らかな流体の流れの領域で高次の正確な解を得る手段を提供します。これらおよびその他の特性により、DG法は流体力学に関連する問題を解決するのに魅力的です。例：コア崩壊超新星問題。そのことを念頭に置いて、一般相対性理論の共形平坦近似を仮定して、時空の3+1分解の下で一般相対論的で理想的な流体力学方程式のDGソルバーを開発しています。リミッターを使用して、特殊相対論的ケルビン・ヘルムホルツ不安定性問題、2次元特殊相対論的リーマン問題、1次元および2次元一般相対論的など、いくつかの難しいテスト問題を使用してコードの精度と堅牢性を検証します。立っている付加ショック（SAS）の問題。可能な場合は、公開された結果とよく一致しています。また、1DSAS問題の十分な解決策を確立し、2Dでの定常付加衝撃不安定性（SASI）に関する有望な結果を見つけます。
| Title |
Localized_FRBs_are_Consistent_with_Magnetar_Progenitors_Formed_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Christopher_D._Bochenek,_Vikram_Ravi,_Dillon_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13030 |
天の川と同様の銀河への高速電波バースト（FRB）の局在化と、銀河系外の電波バーストに匹敵するエネルギーを持つSGRJ1935+2154からの明るい電波バーストの検出により、FRBのマグネター起源は明らかです。FRBの環境を研究することにより、天の川では観察されなかったマグネター形成メカニズムの証拠が明らかになるかもしれません。この論文では、FRBホスト銀河のサンプルとコア崩壊超新星（CCSN）ホストの完全なサンプルを使用して、FRB前駆体がCCSNeで生まれたマグネターの集団と一致しているかどうかを判断します。また、FRBホストを水素不足の超高輝度超新星（SLSNe-I）および長いガンマ線バースト（LGRB）のホストと比較して、FRBホストの母集団がミリ秒に接続される可能性のある過渡現象の母集団と互換性があるかどうかを判断します。マグネター。新しいアプローチを使用して、各ホスト銀河の恒星の質量と星形成率をスケーリングして$z=0$銀河を統計的に表すと、CCSNホストとFRBが同じ分布から生じることと一致していることがわかります。さらに、FRBホストの分布は、SLSNe-IおよびLGRBホストの分布と一致していません。現在のFRBホスト銀河のサンプルでは、FRBは、巨大で磁気の強い星の崩壊によって生まれたマグネターの集団と一致していることが示されています。
銀河団の融合における巨大な衝撃波（N波）のペア
サブクラスターがより大きな銀河団と融合すると、サブクラスターの前にバウショックが発生します。後の合併段階で、このバウショックはサブクラスターから分離し、クラスターの周辺を通る急な密度勾配を伝播し、その強度とマッハ数をほぼ維持する「暴走」ショックになります。このような衝撃は、クラスターの周辺に電波遺物を生成するためのもっともらしい候補です。同じ合併段階で、二次ショックがメインクラスターの中心にはるかに近いところで形成されると私たちは主張します。この構造の類似物は、通常の流体力学ではN波として知られており、「N」の後続部分は衝撃の非線形進化の結果です。クラスターのマージでは、球面幾何学と層化がその開発をさらに促進する可能性があります。一次ショックと二次ショックの両方が単一の合併イベントの自然な結果であり、多くの場合、ペアの両方のコンポーネントが存在する必要があります。ただし、無線帯域では、先行する衝撃がより顕著になる可能性があり、逆に後続の衝撃がX線でより簡単に見られる可能性があります。後者の議論は、X線データに見られる（トレーリング）ショックのいくつかについて、クラスターの中心から遠く離れた「パートナー」の主要なショックまたはマージするサブクラスターを特定するのが難しい場合があることを意味します。かみのけ座銀河団とA2744は、このように十分に分離されたショックペアを持つ合併後の状態の2つの例である可能性があると主張します。
二重中性子星の併合の遅延時間について
二重中性子星（DNS）の合体率は、重力波信号の解釈、短いガンマ線バースト（GRB）、銀河内の星の化学的性質など、多くの天体物理学的問題に大きな影響を及ぼします。このようなレートは、マージイベントの遅延時間（DDT）の分布に依存します。このホワイトペーパーでは、DNSの進化を制御するクロックの特性に基づいて、DNSをマージする理論的なDDTを導き出します。DDTの形状は、いくつかの重要なパラメーター、主に出生時のDNSシステムの分離の分布の下限と傾きによって支配されることを示します。パラメトリックアプローチを使用して、爆発の生成物のトレーサーとして取得された、短いGRBの宇宙速度と天の川星のユーロピウム対鉄比からのDDTの観測上の制約について調査します。DNSマージのローカルレートでは、中性子星の前駆体の約1％が連星システムに存在し、ハッブル時間内にDNSのマージとして進化を終了する必要があることがわかりました。短いGRBの赤方偏移分布は、DDTの形状に強い制約をまだ提供していませんが、最適なモデルのDDTは浅いです。天の川星の化学的パターンには、DNSのマージによる製品に加えて、追加のユーロピウム源が必要です。これにより、DDTの関連要件が弱まります。現在、DNSをマージするために両方の制約を同じDDTと一致させることができます。
XMM-Newtonによる静止状態でのGROJ1744-28の観測
| Title |
Observations_of_GRO_J1744-28_in_quiescence_with_XMM-Newton |
| Authors |
Victor_Doroshenko_and_Valery_Suleimanov_and_Sergey_Tsygankov_and_Juhani_M\"onkk\"onen_and_Long_Ji_and_Andrea_Santangelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13171 |
XMM-Newtonで行われ、静止状態でのX線放射の起源を明らかにすることを目的とした「破裂パルサー」GROJ1744-28の深い観測について報告します。べき法則、黒体、または降着加熱された中性子星大気モデルと一致するX線スペクトルを使用して、$\sim10^{34}$ergs$^{-1}$の光度レベルで線源を検出します。。光源のX線局在化の改善により、以前に特定された光学的対応物候補が、銀河中心に近い8kpcの比較的大きなG/K〜III星であることが確認できました。これは、バイナリシステムのほぼ正面からの眺めを意味します。$\sim20$％のパルス部分に制限のない上限しか見つけることができませんでしたが、観測された硬X線スペクトルとX線フラックスの強い長期変動は、ソースがないときでもまだ降着していることを示唆しています爆発。したがって、遠心力による付着抑制の開始に対応する光度は、以前に報告されたものよりも少なくとも2桁低いと推定されます。以前の研究の文脈でこの発見について議論し、結果は、以前に想定されたよりもはるかに低い$\sim10^{10}$Gの最初の双極子項を持つ磁場の多重極構造を示していると主張します。
パルサー-中性子星およびパルサー-白色矮星系への超発光X線パルサー連星の形成と進化
| Title |
Formation_and_Evolution_of_Ultraluminous_X-ray_Pulsar_Binaries_to_Pulsar-Neutron_Star_and_Pulsar-White_Dwarf_Systems |
| Authors |
Kunduz_Abdusalam,_Iminhaji_Ablimit,_P._Hashim,_G.-L_L\"u,_M._K._Mardini,_and_Z.-J_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13245 |
最近の観測的および理論的結果は、超大光度X線（ULX）源のいくつかが中性子星（NS）アクレターを含む可能性があることを示唆しています。ただし、NSULXのドナー星の形成チャネルとプロパティは不確かなままです。原始的なバイナリ進化において非保守的で回転依存の物質移動モデルを採用することにより、観測されたパルサーULXのようなパルサーULXを体系的に形成する方法を調査します。私たちのシミュレーション結果は、Be星と中質量または/および高質量ドナーを持つパルサーULXが、観測された見かけの光度、公転周期、および既知のパルサーULXの観測的に示されたドナー質量と一致することを示しています。Beと中間ドナーを含むULXが主な貢献者です。降着によって引き起こされるWDの崩壊の経路は、NSULXに4.5\％寄与し、ULXのNSの4.0\％は電子捕獲超新星（SNe）によって形成され、ULXのNSの91.5\％はコアで生まれます-SNeを崩壊させます。また、パルサーULXがコンパクト星系を2倍にする進化についても研究しました。パルサーULXから進化したNSブラックホールシステム（ハッブル時代に融合）は見つかりません。パルサーULXを介して進化するパルサー白色矮星（WD）のケースは、NS-WDの重力波源全体に大きく貢献しています。パルサーULXを経験したパルサー-WDおよびパルサー-NS症例の寄与は、すべてのLISANS-WDおよびNS-NSソースの中でそれぞれ$\sim$40\％および11\％です。異なるモデルのモンテカルロシミュレーションノイズは、無視できない不確実性をもたらします。
Archival RXTEDataのNGC4945のQPO
ロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）衛星によって観測されたアーカイブNGC4945データで約6週間の準周期的振動（QPO）が発見されたことを報告します。QPOは降着円盤で観測できる重要なものであり、中性子星（NS）とブラックホール（BH）の両方のX線連星（XRB）で広く研究されています。銀河ブラックホールと超大質量ブラックホール（SMBH）が共通の物理的プロセスのセットによって支配されている場合、QPOは活動銀河核（AGN）に存在する必要があります。AGNでのQPOの検索は、質量が大きいためにタイムスケールがはるかに長くなるため、困難であることが証明されています。1996年から2011年にかけてのRXTEAGN光度曲線は、低周波QPOを検索するための優れたおそらくユニークな機会を提供します。Seyfert-2AGN、NGC4945で行われた533個のRXTE観測を調査しました。2006年から2007年の観測の大規模なクラスター（194回の観測、396日間にわたる）の間に、Lomb-Scargleピリオドグラムは0.274$\muで候補QPOを示しています。$Hz（期間$\約$42。2日）。誤警報確率（FAP）を使用して不確実性を推定します。この特徴の可能な識別について、Lense-Thirring歳差運動期間で説明します。
強く磁化された白色矮星の衝撃後降着列からのQPO
強く磁化された降着白色矮星（極として知られている）の拡張磁気圏は、降着円盤の形成を防ぎ、物質は磁極に運ばれます。いくつかのそのような光源は、それらの光度曲線に準周期的な振動を示します。これらの高周波振動は、衝撃後の付着柱から発生すると考えられています。付着流の運動エネルギーは最終的にこの衝撃後の領域から放出され、関連する放射プロセスが物質の状態を決定します。ここでは、そのような付着柱の構造と動的特性を研究し、その結果を観測特性と比較します。
電波遺物の形態I：放射光の下部構造の原因は何ですか？
| Title |
Morphology_of_radio_relics_I:_What_causes_the_substructure_of_synchrotron_emission? |
| Authors |
P._Dom\'inguez-Fern\'andez,_M._Br\"uggen,_F._Vazza,_W._E._Banda-Barrag\'an,_K._Rajpurohit,_A._Mignone,_D._Mukherjee_and_B._Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13514 |
クラスター電波遺物の高解像度電波観測は、しばしば複雑な空間的およびスペクトル的特徴を示します。ただし、これらの機能が基礎となる磁場特性について何を明らかにするかは明らかではありません。磁化された乱流銀河団ガスを伝搬する合体衝撃波の3次元磁気流体力学的シミュレーションを実行しました。私たちのモデルには、宇宙線電子の拡散衝撃加速、それらの空間移流、および実行時のエネルギー損失が含まれています。この設定により、ホストクラスター内の無線下部構造とショック前のプラズマ状態との関係を調査できます。上流の乱流が、下流で生成された電波遺物の特性を形作る上で主要な役割を果たしていることがわかります。拡散衝撃加速度の仮定の範囲内で、X線から導出された衝撃のマッハ数と電波スペクトルから推定されたマッハ数との間に観察された不一致を再現することができます。電波遺物全体のシミュレートされたスペクトルインデックスマップとプロファイルは、観測を再現するために、したがって電波遺物を再現するために、上流磁場の標準偏差が比較的小さくなければならないことも示唆しています（$\sigma_B\leq1\、\mu$G）銀河団周辺の磁場の分布を潜在的に制約する可能性があります。
Makemake + Sedna：天体物理学のニュートン流体ダイナミクスのための連続放射輸送および光イオン化フレームワーク
| Title |
Makemake_+_Sedna:_A_Continuum_Radiation_Transport_and_Photoionization_Framework_for_Astrophysical_Newtonian_Fluid_Dynamics |
| Authors |
Rolf_Kuiper,_Harold_W._Yorke,_and_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12374 |
天体物理学的な流体の流れの研究は、検討中のシステムの複雑さを説明するために、多くの場合、広範囲の物理的プロセスを網羅しています。重力に加えて、連続放射輸送および/または光イオン化による熱力学的プロセスの適切な処理が最先端になりつつあります。連続体放射輸送モジュールMAKEMAKEのメジャーアップデートと、電磁流体力学コードPLUTOに結合された光イオン化用に新しく開発されたモジュールSEDNAを紹介します。これらの拡張機能は現在公開されていません。アクセスはケースバイケースで許可できます。解かれた方程式の理論的背景を説明し、数値レイアウトを詳しく説明し、放射線イオン化流体力学の包括的なテストスイートを提示します。グリッドベースの放射およびイオン化モジュールは、デカルト座標、円筒座標、および球座標で静的な1次元、2次元、および3次元のグリッドをサポートします。各モジュールは、放射フィールドを2つのコンポーネントに分割します。1つは点光源から直接発生し（レイトレーシングスキームを使用して解決）、拡散コンポーネントは3次元フラックス制限拡散（FLD）ソルバーで解決します。連続体放射輸送のFLDソルバーは、平衡1温度アプローチまたは線形化2温度アプローチのいずれかを利用します。光イオン化モジュールのFLDソルバーを使用すると、その場での近似の代わりに、自由電子の水素の基底状態への直接再結合からの放射線場の時間発展を考慮することができます。提示された数値フレームワークの多目的性を明確に説明するために、完了および進行中の科学的研究の概要が示されています。
惑星科学を進歩させ、ミッションを支援するための重要な実験室研究
| Title |
Critical_Laboratory_Studies_to_Advance_Planetary_Science_and_Support_Missions |
| Authors |
Edith_Fayolle,_Laurie_Barge,_Morgan_Cable,_Brian_Drouin,_Jason_Dworkin,_Jennifer_Hanley,_Bryana_Henderson,_Baptiste_Journaux,_Aaron_Noell,_Farid_Salama,_Ella_Sciamma-O'Brien,_Sarah_Waller,_Jessica_Weber,_Christopher_Bennett,_Jurgen_Blum,_Murthy_Gudipati,_Stefanie_Milam,_Mohit_Melwani-Daswani,_Michel_Nuevo,_Silvia_Protopapa_and_Rachel_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12465 |
惑星科学と宇宙生物学の実験室研究は、太陽系を形作る基礎となるプロセスの理論的および実験的研究の促進を通じて、太陽系の理解を深めることを目的としています。実験室での研究（実験的および理論的）は、観測とミッションデータを解釈するために重要であり、新しいミッションの概念や機器の開発とキャリブレーションの重要なインキュベーターです。それらはまた、太陽系小天体の居住性を決定し、生命の起源についての理解を深め、宇宙生物学のすべての重要な要素である地球を超えた生命の兆候を探す上で重要な役割を果たします。ここでは、特に次の10年間に、実験室での研究が非常に必要とされる惑星科学分野の概要を紹介します。これらの領域には、惑星と衛星の大気、表面、内部、小惑星、隕石、彗星、太陽系外縁天体などの原始的な物体、および生命の兆候が含まれます。これらの環境で発生する物理的、化学的、および生物学的プロセスのより良い理解に関連する、対象を絞った実験および理論実験データを生成することが重要です。各領域について、i）最先端の実験室作業の概要、ii）ミッションと地上観測からのデータセットを分析および解釈し、ミッションとコンセプトの開発をサポートするための課題を提示します。iii）優先度の高い臨床検査の推奨事項。
線放射伝達のためのLOCプログラム
放射伝達モデリングは、多くの天体物理学的数値シミュレーションの一部です。また、モデルに基づいて合成観測を行い、観測の直接分析を支援するために、それ自体で使用されます。私たちの目的は、マルチコアCPUとGPUをうまく利用するライン放射伝達（RT）プログラムを提供することです。並列化は、計算を高速化し、パーソナルコンピューターで大規模なモデリングタスクに取り組むことを可能にするために不可欠です。プログラムLOCは、レイトレーシング（つまり、モンテカルロではない）に基づいており、標準の加速ラムダ反復（ALI）メソッドを使用して収束を高速化します。プログラムは1Dおよび3Dグリッドで動作します。1Dバージョンは、対称性を利用してRT計算を高速化します。3Dバージョンはoctreeグリッドで動作し、大規模なモデルでの計算を可能にするために、メモリ使用量が少ないように最適化されています。テストでは、LOCが他のRTコードと一致する結果を約2％以内で提供することが示されています。これはコード間の違いの典型であり、多くの場合、モデル設定のさまざまな解釈に関連しています。LOCの実行時間は、特にモンテカルロコードの実行時間と比べて遜色ありません。1Dテストでは、LOCの実行は単一のCPUコアよりもGPUで最大20倍高速でした。複雑なパス計算にもかかわらず、八分木離散化を使用した3Dモデルでも最大10のスピードアップが観察されました。最新のGPUは、最大数億個のセルを持つモデルの計算を可能にします。LOCは優れたパフォーマンスと精度を示し、パーソナルコンピューターで多くのRTモデリングタスクを処理できます。Pythonで記述されており、コンパイルされたOpenCLカーネルとして実装されたコンピューティング集約型の部分のみであるため、代替のRT実装の詳細をさらに実験するためのプラットフォームとしても機能します。
新しい再構成アルゴリズムから得られた新しい視点
1970年代以降、従来の干渉イメージングの多くは、用語、方法論、およびアルゴリズム開発の両方において、CLEANアルゴリズムのバリエーションを中心に構築されてきました。凸最適化から干渉法への新しいアルゴリズムの適用における最近の開発により、画像の復元から計算分散アルゴリズムの開発に至るまで、古い概念を新しい視点から見ることができました。これが最終的に著者を広視野イメージングの新しい視点に導き、マーチソン広視野アレイ（MWA）望遠鏡の非常に広視野でのイメージング中に適用される最初の完全な個別の非共面補正を可能にする方法を示します。さらに、この同じ数学的フレームワークにより、低周波数での広帯域偏光測定の新しい理解が得られました。この場合、機器チャネルの脱分極は、新しい$\delta\lambda^2$-射影アルゴリズムによって修正できます。これは、従来の電波天文学以外の新しいアルゴリズムの開発が、得られた新しい理論的および実践的な視点にとって価値があることを示しています。これらの視点は、次世代の電波望遠鏡がオンラインになるのにタイムリーです。
月周回軌道または月の向こう側の表面に配置された電波望遠鏡は、地球外知的生命体探査（SETI）にとって非常に価値がある可能性があります。このような望遠鏡の利点は、地上の無線周波数干渉（RFI）源から月の体によって保護されることです。RFIは電波天文学の他の分野で識別および無視できますが、人間とエイリアンが生成する電波放射のスペクトルの類似性により、地球上およびその周辺の人工電波放射の量がSETIの重要な複雑な要因になっています。月ベースの望遠鏡はこの挑戦を回避するでしょう。この論文では、月ベースの電波天文学に関する既存の文献をレビューし、月のSETIの利点について説明し、可能な表面ベースと軌道ベースの望遠鏡の設計を対比し、そのようなイニシアチブは技術的にも経済的にも次の段階で科学的に実現可能であると主張します。10年。
地球物理学的ツールを使用して月の南極の地表近くを探索する
| Title |
Exploring_the_near-surface_at_the_lunar_South_Pole_with_geophysical_tools |
| Authors |
C._Schmelzbach,_S._St\"ahler,_N._C._Schmerr,_M._Knapmeyer,_D._Sollberger,_P._Edme,_A._Khan,_N._Brinkman,_L._Ferraioli,_J._O._A._Robertsson,_D._Giardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12807 |
月の地表近くの構造の地球物理学的イメージングは、その場での資源利用、乗組員とインフラストラクチャの危険性の特定、および月の形成と内部に関する科学的な質問への回答の鍵となります。このホワイトペーパーの目的は、乗組員による地上での地球物理学的実験の価値を強調し、重要な科学的質問に対処するための一連の実験の概要を説明することです。具体的には、地震学、地震学、地中レーダー、電磁気技術などの地球物理学的手法を使用したArtemisIIIクルードミッションの学際的調査を提案します。このような地球物理学的調査の一連の主要な地表近くのターゲットを特定しました：（1）最近の月の地震活動を研究するために葉状のスカープ全体に月の断層監視観測所を設立する、（2）着陸地点でのレゴリスの物理的特性を決定する、（3）水氷やその他の冷たいトラップされた揮発性物質の探索の文脈で、恒久的に影になっている領域の構造とその場の特性を調査し、（4）南極エイトケン盆地の内部構造を画像化します。アルテミスIIIを超えて、月は地球外地球物理学の包括的なテストベッドとして機能します。したがって、人間による月の物理探査から学んだ教訓は、火星の衛星や地球近傍天体の探査の鍵となり、月を超えた宇宙の人間による探査の準備をします。
機械は、多数のスペクトルを見るだけで恒星パラメータを推測することを学びます
| Title |
Machines_Learn_to_Infer_Stellar_Parameters_Just_by_Looking_at_a_Large_Number_of_Spectra |
| Authors |
Nima_Sedaghat,_Martino_Romaniello,_Jonathan_E._Carrick_and_Fran\c{c}ois-Xavier_Pineau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12872 |
機械学習は、天文学と天体物理学の明確に定義された問題に広く適用されています。ただし、これらの分野では、ディープラーニングとその古典的な機械学習との概念的な違いがほとんど見過ごされてきました。私たちの仕事の背後にある幅広い仮説は、最小限の監督とラベルなしで、豊富な実際の天体物理学データにそれ自体を語らせることで、新しい物理的関係の発見を容易にする可能性のある興味深いパターンを明らかにできるというものです。ここでは、最初のステップとして、深い畳み込みニューラルネットワークが学習することを選択した表現を解釈し、現在の物理的理解との相関関係を見つけようとします。再構成の自己監視補助タスクでエンコーダー-デコーダーアーキテクチャをトレーニングし、特定のタスクに偏ることなく一般的な表現を学習できるようにします。ネットワークの情報ボトルネックで弱い解きほぐしを行うことにより、学習された機能の解釈可能性を暗黙的に強制します。学習した有益な特徴の数を見つけるための2つの独立した統計的および情報理論的方法を開発し、天体物理学的検証ラベルとの真の相関を測定します。ケーススタディとして、この方法を約270000の恒星スペクトルのデータセットに適用します。各スペクトルは、約300000の次元で構成されています。ネットワークは、完全に物理学にとらわれないプロセスで、視線速度や有効温度などのパラメータを推定するために、特定のノードを明確に割り当てていることがわかりました。これは、私たちの仮説の最初の部分をサポートします。さらに、検証パラメーターとの直接的な相関関係を示さない、独立して有益な次元が4つまであることを確信を持って見つけ、将来の研究の余地を示しています。
XMM-Newtonにおけるソフトプロトン汚染の予測と理解：機械学習アプローチ
| Title |
Prediction_and_understanding_of_soft_proton_contamination_in_XMM-Newton:_a_machine_learning_approach |
| Authors |
E._A._Kronberg,_F._Gastaldello,_S._Haaland,_A._Smirnov,_M._Berrendorf,_S._Ghizzardi,_K._D._Kuntz,_N._Sivadas,_R._C._Allen,_A._Tiengo,_R._Ilie,_Y._Huang_and_L._Kistler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13156 |
現世代のX線望遠鏡の主要で残念ながら予期しない背景の原因の1つは、ミラーによって集中された数十から数百keV（ソフト）の陽子です。そのような望遠鏡の1つは、欧州宇宙機関（ESA）のX線マルチミラーミッション（XMM-Newton）です。バックグラウンド汚染のために失われた観測時間は約40\％です。この観測時間の損失は、宇宙論から中性子星やブラックホールの天体物理学に至るまで、この天文台のすべての主要な広範な科学目標に影響を与えます。柔らかい陽子の背景は、ESAが計画したアテナミッション（http://www.the-athena-x-ray-observatory.eu/）などの将来の大規模X線ミッションに劇的な影響を与える可能性があります。この背景をトリガーする物理的なプロセスはまだよくわかっていません。機械学習（ML）アプローチを使用して、関連する重要なパラメーターを描写し、12年間のXMM観測を使用してバックグラウンド汚染を予測するモデルを開発します。予測子として、衛星の位置、太陽および地磁気活動パラメータを使用します。汚染は、南方向の距離$Z$（XMM観測は南半球で行われた）、太陽風の視線速度、および磁気圏の磁力線上の位置に最も強く関連していることを明らかにしました。最初の2つの個別の予測子の単純な経験的モデルと、予測子のアンサンブル（ExtraTreesRegressor）を利用してパフォーマンスを向上させるMLモデルを導出しました。私たちの分析に基づいて、将来のミッションは、特に南半球の夕暮れの側面領域で、高い太陽風速度に関連する時間中の観測を最小限に抑え、閉じた磁力線を回避する必要があります。
雲の存在下で非常に高いエネルギーでイメージングエアチェレンコフ望遠鏡によって取得されたデータの分析方法
| Title |
An_analysis_method_for_data_taken_by_Imaging_Air_Cherenkov_Telescopes_at_very_high_energies_under_the_presence_of_clouds |
| Authors |
Dorota_Sobczy\'nska,_Katarzyna_Adamczyk,_Julian_Sitarek,_Michal_Szanecki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13204 |
イメージングエアチェレンコフ望遠鏡（IACT）の有効観測時間は、特に予想されるフラックスが低い場合に、ガンマ線源の検出に重要な役割を果たします。この時間は、大気条件によって強く制限されます。雲の存在によって引き起こされるチェレンコフ光の大幅な消滅は、光子の検出率を低下させ、また、適切なデータ分析を複雑にし、さらには不可能にします。ただし、大気透過率が比較的高い雲の場合、高エネルギーシャワーは、IACTによる検出を可能にするのに十分なチェレンコフ光子を生成できます。この論文では、さまざまな雲の透過に対する小型望遠鏡のアレイの検出能力の低下を研究します。観測レベルの2.5kmと4.5km上にある吸収層によって引き起こされるエネルギーバイアス、エネルギーと角度分解能、および有効な収集領域の予想される変化を示します。再構成されたエネルギーと効果的な収集領域の簡単な補正方法を示します。その結果、雲の存在中に観測されるソースフラックスは、20％未満の系統誤差で決定されます。最後に、提案された補正方法が5kma.s.l.を超える高度の雲に使用できることを示します。その結果、特定の曇り条件下で取得されたデータの分析には、追加の時間のかかるモンテカルロシミュレーションは必要ありません。
スクエアキロメートルアレイサイエンスデータチャレンジ1：分析と結果
| Title |
Square_Kilometre_Array_Science_Data_Challenge_1:_analysis_and_results |
| Authors |
A._Bonaldi,_T._An,_M._Bruggen,_S._Burkutean,_B._Coelho,_H._Goodarzi,_P._Hartley,_P._K._Sandhu,_C._Wu,_L._Yu,_M._H._Zhoolideh_Haghighi,_S._Anton,_Z._Bagheri,_D._Barbosa,_J._P._Barraca,_D._Bartashevich,_M._Bergano,_M._Bonato,_J._Brand,_F._de_Gasperin,_A._Giannetti,_R._Dodson,_P._Jain,_S._Jaiswal,_B._Lao,_B._Liu,_E._Liuzzo,_Y._Lu,_V._Lukic,_D._Maia,_N._Marchili,_M._Massardi,_P._Mohan,_J._B._Morgado,_M._Panwar,_Prabhakar,_V._A._R._M._Ribeiro,_K._L._J._Rygl,_V._Sabz_Ali,_E._Saremi,_E._Schisano,_S._Sheikhnezami,_A._Vafaei_Sadr,_A._Wong,_O._I._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13346 |
世界最大の電波望遠鏡として、スクエアキロメートルアレイ（SKA）は次世代の電波天文学をリードします。望遠鏡アレイを構築するために必要なエンジニアリングの偉業は、データの豊富な科学的価値を活用するために開発された技術によってのみ一致します。効率的で正確な分析方法の開発を推進するために、新しい技術をテストおよび評価するための高品質のデータセットを科学界に提供する一連のデータ課題を設計しています。この論文では、最初のそのようなサイエンスデータチャレンジ（SDC1）の説明と結果を示します。SKAMID連続体シミュレーション観測に基づいて、3つの深度（8時間、100時間、1000時間）で3つの周波数（560MHz、1400MHz、9200MHz）をカバーし、SDC1は参加者に、シミュレーションデータにソース検出、特性評価、分類方法を適用するように依頼しました。チャレンジは2018年11月に始まり、2019年4月の締め切りまでに9つのチームが結果を提出しました。この作業では、これらのチームのうち8つのチームの結果を分析し、ソースの検索、特性評価、分類に使用できるさまざまなアプローチを紹介します。深く混雑したフィールド。この結果は、最高のパフォーマンスを得るために、この種の分析に関するドメイン知識と専門知識を構築することの重要性も示しています。高解像度の観測で空の真の複雑さが明らかになり始めると、この分析から浮かび上がる未解決の課題の1つは、未解決のソース母集団と同じくらい効果的に高解像度で複雑なソースを処理できることです。
小マゼラン雲におけるその場でのOB型星形成の探索
| Title |
A_Search_for_In-Situ_Field_OB_Star_Formation_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Irene_Vargas-Salazar,_M._S._Oey,_Jesse_R._Barnes,_Xinyi_Chen,_N._Castro,_Kaitlin_M._Kratter,_Timothy_A._Faerber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12379 |
OB星が孤立して形成されるかどうかは、大規模な星形成の理論の中心的な問題です。これに対処するために、友人の友人（FOF）と最近傍（NN）アルゴリズムを使用して、SMCの暴走および孤立したO型星分光調査（RIOTS4）から210個のフィールドOB星の周りの小さなまばらなクラスターを検索します。。また、ターゲットフィールドをスタックして、集約密度の向上の有無を評価します。いくつかの統計的検定を使用して、これらの観測値を3つの確率場データセットと比較し、既知の暴走と非暴走を比較します。非暴走のローカル環境は暴走よりも高い総中心密度を示し、いくつかの「氷山の先端」（TIB）クラスターの存在を示唆していることがわかります。これらの小さなクラスターの頻度は低く、サンプルの$\sim4-5\％$であることがわかります。この割合は以前のいくつかの推定値よりもはるかに低いですが、フィールドOB星がほぼ完全に暴走星およびウォークアウェイ星であることと一致しています。TIBクラスターがないということは、そのようなオブジェクトが短いタイムスケールで蒸発するか、形成されないことを意味します。これは、クラスターの質量の下限が高く、最大恒星質量（$m_{\rmmax}$）と質量の関係と一致していることを意味します。クラスターの（$M_{\rmcl}$）。一方で、高度に孤立した状態で一部のOB星が形成される可能性も排除できません。私たちの結果は、比較的孤立した巨大な星の形成に強い制約を設定しました。
白色矮星合併候補J005311からの風の急激な変動
| Title |
Rapid_Variability_in_the_Wind_from_the_White_Dwarf_Merger_Candidate_J005311 |
| Authors |
P._Garnavich,_C._Littlefield_(Notre_Dame),_R._Pogge_(OSU),_C._Wood_(Notre_Dame) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12380 |
白色矮星合併候補J005311の時系列分光法を分析し、その光学スペクトルのユニークな性質を確認します。Gvaramadzeetal。で予測された、343nmでピークに達する追加の幅広い発光特性を検出します。（2019;arXiv：1904.00012）モデル。大双眼望遠鏡（LBT）で取得した10個のスペクトルを比較すると、強力なOVI381.1/383.4nm放射機能のプロファイルに大きな変動が見られます。これは、J005311の恒星風の塊によって生成されたサブピークが急速にシフトすることによって引き起こされるようです。この線の変動は、多くのウォルフ・ライエ星に見られるものと似ています。ただし、J005311では、サブピークの動きの速度は、2時間以内に16000km/sに達する可能性があるため、非常に高いように見えます。
活動複合体と太陽周期中の顕著な極方向サージ24
| Title |
Activity_Complexes_and_A_Prominent_Poleward_Surge_During_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Zi-Fan_Wang,_Jie_Jiang,_Jie_Zhang_and_Jing-Xiu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12483 |
一連の密接に位置し、継続的に出現する太陽活動領域（AR）として特徴付けられる、長期的な活動複合体（AC）は、観測から顕著な極方向のサージを生成すると見なされます。サージは、太陽周期の変調に重要な極場の大幅な変動につながります。我々は、南半球での太陽周期24の間に顕著な極方向のサージを研究し、その起源のACと極場の進化への影響を分析することを目指しています。ソーラー・ダイナミクス・オブザーバトリーの総観気象学に基づいて、ARを自動的に識別して特徴づけます。これらのARを現実的な磁気構成で表面フラックス輸送モデルに同化させ、サージの生成と移動をシミュレートします。私たちのシミュレーションはサージの特性をよく再現しており、顕著なサージは主にキャリントンローテーション2145-2159（2013年12月から2015年1月）の間に2つのACに属するARによって引き起こされることを示しています。サージは、サイクル24の後半の南半球の極域の進化に強い影響を及ぼします。ACの形で約1年間のフラックスの出現がなければ、サイクルの最小値付近の極域は低レベルで、最小サイクル23で極性に反転します。私たちの研究はまた、早期に出現したARの崩壊による長寿命の単極領域が、ACで後の出現したARを自動的に識別して正確に定量化するという本質的な困難を引き起こすことを示しています。
点滅：IRAS18286の新しい高速H $ _2 $ Oメーザー$-$ 0959
| Title |
FLASHING:_New_high-velocity_H$_2$O_masers_in_IRAS_18286$-$0959 |
| Authors |
Hiroshi_Imai_(1,2,3),_Yuri_Uno_(3),_Daichi_Maeyama_(4),_Ryosuke_Yamaguchi_(4),_Kei_Amada_(3),_Yuhki_Hamae_(4),_Gabor_Orosz_(5,6),_Jos\'e_F._G\'omez_(7),_Daniel_Tafoya_(8,9),_Lucero_Uscanga_(10),_Ross_A._Burns_(8,11)_((1)_Amanogawa_Galaxy_Astronomy_Research_Center,_Graduate_School_of_Science_and_Engineering,_Kagoshima_University,_(2)_Center_for_General_Education,_Institute_for_Comprehensive_Education,_Kagoshima_University,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Graduate_School_of_Science_and_Engineering,_Kagoshima_University,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Faculty_of_Science,_Kagoshima_University,_(5)_School_of_Natural_Sciences,_University_of_Tasmania,_(6)_Xinjiang_Astronomical_Observatory,_(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_CSIC,_(8)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(9)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_(10)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_Guanajuato,_(11)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12722 |
「噴水」源の1つであるIRAS〜18286$-$0959で、H$_2$Oメーザー放出の新しい高速成分を発見しました。これは、新しいFLASHING（FinestLegacyAcquisitions）で野辺山45m望遠鏡を使用して監視されています。2018年12月以降のSiO-およびH$_2$O-maserIgnitionsbyNobeyamaGeneration）プロジェクト。メーザースペクトルは、新しい非常に高い膨張速度（視線に投影された$>$200〜km〜s$^{-1}$）コンポーネントを示し、その一部は、全身速度に関してスペクトル内で対称的に配置されています。また、2019年3月にKaVA（KVNとVERAの複合アレイ）でマッピングされました。これらのメーザーコンポーネントのいくつかは、既知の双極流出に関連していることが確認されている他の高速コンポーネント（50--200〜km〜s$^{-1}$）よりも中央の恒星系の近くに配置されました。新しいコンポーネントは、検出されなかった2011年以降、300〜km〜s$^{-1}$（まもなく）を超える速度で高速コリメートジェットで点滅します。新しいコンポーネントの中で最も速いものは、これらのスペクトルの急激な減速を示しているようですが、現在の監視はまだまばらすぎて、明確に確認できません（最大50〜km〜s$^{-1}$yr$^{-1}$）そして、観測された膨張速度に等しい最終膨張速度を明らかにするには短すぎます（$v_{\rmexp}\sim$120〜km〜s$^{-1}$）。そのような極端な速度成分の将来の発生は、起こり得る再発性の流出点火を調査する良い機会を提供するかもしれません。したがって、親エンベロープの彫刻は、高速ジェットによって同伴され、比較的安定したメーザー機能の見事な分布を示す高密度ガスによって追跡されます。
Fe I 1564.8nmで見られるインターネットワーク磁場
2010〜2019年に取得された\ion{Fe}{1}1564.8nmラインのフルディスクストークス$V/I$マップを利用して、太陽光球のインターネットワーク磁場の特性を研究しました。以前のほとんどの研究とは対照的に、中程度の空間およびスペクトル解像度のデータを使用しました。それでも、\ion{Fe}{1}1564.8nmラインの大きなゼーマン分割を使用して、インターネットワークフィールドコンポーネントとアクティブ領域/ネットワーク境界コンポーネントを区別することができました。したがって、私たちの分析は、以前の研究とはまったく異なる視点を提供します。通常の反転なしでデータを統計的に分析しましたが、インターネットワークフィールドのいくつかのプロパティを正常に導き出しました。インターネットワークは小規模な磁場で満たされ、その強度は\ion{Fe}{1}1564.8nmライン（300〜400G以下）の弱磁場領域内にあり、インターネットワークフィールドは非常に傾斜しています。。結果は別の観点から実行された分析から得られましたが、それらは以前の調査結果の大部分と一致しています。さらに、太陽周期24の大部分をカバーする期間中に、インターネットワークフィールドのプロパティに顕著な変化は見られませんでした。
$ \ rm {^ {123} I} $および$ \ rm {^ {99m} Tc} $減衰率測定の一般化されたLomb-Scargle分析
| Title |
Generalized_Lomb-Scargle_analysis_of_$\rm{^{123}I}$_and_$\rm{^{99m}Tc}$_decay_rate_measurements |
| Authors |
Gautham_Gururajan,_Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12906 |
一般化されたLombを使用して、ブロンソンメソジスト病院で取得されたデータに基づいて、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムを$\rm{^{123}I}$および$\rm{^{99m}Tc}$の減衰率測定に適用します。-スカーグルピリオドグラム。この演習の目的は、他の放射性核種が周期性を示した周波数で、これらの放射性核種の正弦波変調の独立した検索を実行することでした（Borrelloetalの分析を補完するため）。年間変調を含むどの周波数でも、または太陽の自転に関連する周波数でも、そのような変調の証拠は見つかりません。当社の分析コードとデータセットは一般に公開されています。
BCカシオペアエ：噴火後の新星におけるIWおよびタイプ現象の最初の検出
| Title |
BC_Cassiopeiae:_First_Detection_of_IW_And-Type_Phenomenon_Among_Post-Eruption_Novae |
| Authors |
Taichi_Kato,_Naoto_Kojiguchi_(Kyoto_U) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12993 |
IWAnd型矮新星は、最近認識された激変星のグループであり、減衰振動を伴う静止状態からの一連の増光とそれに続く深いディップを特徴としています。1929年に噴火したとされる古典的な新星BCCasは、噴火から89年後の2018年にIWAnd型矮新星の状態を経験したことがわかりました。この発見は、新星噴火後の高い物質移動速度がIWAnd型現象に関連していることを示唆している。新星の衰退率から推測される白色矮星の質量は、激変星の白色矮星の平均質量よりもかなり高く、巨大な白色矮星がIWAnd型現象の発現の原因である可能性があります。
GUAPOSプロジェクト：G31.41 +0.31偏りのないALMAsPectral観測調査-I.C $ _ {2} $ H $ _
{4} $ O $ _ {2} $の異性体
| Title |
The_GUAPOS_project:_G31.41+0.31_Unbiased_ALMA_sPectral_Observational_Survey_--_I._Isomers_of_C$_{2}$H$_{4}$O$_{2}$ |
| Authors |
C._Mininni,_M._T._Beltr\'an,_V._M._Rivilla,_A._S\'anchez-Monge,_F._Fontani,_T._M\"oller,_R._Cesaroni,_P._Schilke,_S._Viti,_I._Jim\'enez-Serra,_L._Colzi,_A._Lorenzani_and_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13297 |
星形成領域で到達できる化学的複雑さの程度を理解することは、星間物質の生命の構成要素の前駆体を特定することとともに、天体化学の目標の1つです。したがって、化学的に豊富なソースでのラインブレンディングを解決し、複雑な有機分子を特定するには、広い帯域幅と高いスペクトル分解能を備えた偏りのないスペクトル調査が必要です。この種の観測は、主に銀河中心部に向けて成功裏に行われています。銀河中心部は、独特の環境条件を示しています。銀河中心の外側、高質量星形成領域G31.41+0.31にある、最も化学的に豊富な高温分子コアの1つである3mmでの偏りのないスペクトル調査を提示します。この最初の論文では、調査を提示し、C$_{2}$H$_{4}$O$_{2}$の3つの異性体、ギ酸メチル、グリコールアルデヒド、および酢酸の検出について説明します。観測はALMAを使用して実行され、84〜116GHzのバンド3全体をカバーし、角度分解能は$1.2^{''}$x$1.2^{''}$、スペクトル分解能は$\sim0.488$MHzです。3つの分子の遷移は、ソフトウェアXCLASSを使用して分析されています。3つの異性体すべてが検出され、G31のギ酸メチルと酢酸の存在量は、文献の情報源と比較した場合、これまでに検出された中で最も高くなっています。放出のサイズは3つの異性体間で異なり、酢酸が最もコンパクトな放出を示し、ギ酸メチルが最も拡張されています。化学モデルとの比較は、G31でギ酸メチルを形成するための粒子表面経路の必要性を示唆していますが、グリコールアルデヒドの場合は両方のシナリオが実行可能である可能性があります。提案されている酢酸の粒子表面反応では、この作業で観察された存在量を再現できませんが、不確実性が大きいため、気相シナリオをさらにテストする必要があります。
フッ素の宇宙起源について
周期表の9番目の元素であるフッ素の宇宙起源はまだ議論中です。この事実の理由は、星のフッ素存在量の決定に使用できる恒星の診断線を観察するのが非常に難しいためです。ここでは、天の川のフッ素の化学進化に関する最近の研究について説明し、フッ素の宇宙収支の主な要因について説明します。
MN112のモデリングスペクトル
MN112は、星周星雲を伴う銀河系高光度青色変光星（LBV）候補です。はくちょう座は最初に発見されたLBVで、17世紀の大噴火の際に記録されました。星は、強い発光水素線、HeI、NII、SiII、およびFeIII線で同様のスペクトルを持っています。MN112スペクトルの分光分析とモデリングの結果を提示します。MN112の主な恒星パラメータと化学的存在量を取得し、それらをはくちょう座のそれらと比較しました。大気モデルは、LTE以外の放射伝達コードCMFGENを使用して計算されました。カラルアルト天文台の3.5m望遠鏡とアパッチポイント天文台の3.5mARC望遠鏡で得られたMN112のスペクトルを使用しました。Pシグニスペクトルは6mのBTA望遠鏡で撮影されました。温度$T_{\text{eff}}=15\、200$K、凝集補正された質量損失率$\dot{M}f^{-でのモデルで、観測されたスペクトルの最適な適合が見つかりました。0.5}=5.74\times10^{-5}\、M_{\odot}\text{yr}^{-1}$、曲線因子$f=0.1$、光度$L=5.77\times10^5\、MN112の場合はL_{\odot}$。ヘリウムと水素のHe/Hの比率は0.27（原子数による）で、窒素が過剰（$X_\text{N}/X_{\odot}=6.8$）、炭素が不足（$X_\text{C}/X_{\odot}<0.1$）。
複数の恒星系における食変光星の分析：V1200Centauriの場合
| Title |
Analysis_of_eclipsing_binaries_in_multiple_stellar_systems:_the_case_of_V1200_Centauri |
| Authors |
F._Marcadon_(1),_K._G._He{\l}miniak_(1),_J._P._Marques_(2),_R._Paw{\l}aszek_(1),_P._Sybilski_(1),_S._K._Koz{\l}owski_(1),_M._Ratajczak_(3),_M._Konacki_(1)_((1)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Toru\'n,_Poland,_(2)_Institut_d'Astrophysique_Spatiale,_Orsay,_France,_(3)_Astronomical_Observatory,_Warszawa,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13496 |
このシステムの最新の観測に基づいて、複数の星V1200Centauriの新しい分析を提示します。SolarisネットワークとTESS望遠鏡からの測光観測を、CHIRONスペクトログラフと文献で公開されているものからの新しい視線速度と組み合わせて使用しました。V1200Cenは、3番目の天体が周回する2。5日間の食変光星で構成されていることを確認しました。$M_{Aa}=1.393\pm0.018\、$M$_\odot$、$R_{Aa}=1.407\pm0.014\、$R$_\である食成分のパラメータを導出しました。odot$および$T_{{\rmeff}、Aa}=6\、588\pm58\、$Kはプライマリ、$M_{Ab}=0.863\、3\pm0.008\、1\、$M$_\odot$、$R_{Ab}=1.154\pm0.014\、$R$_\odot$および$T_{{\rmeff}、Ab}=4\、475\pm68\、$Kセカンダリ用。3番目のボディに関しては、以前に公開されたものとは大幅に異なる結果が得られました。外側の軌道の周期は180。4日であることがわかり、最小質量$M_B=0.871\pm0.020\、$M$_\odot$を意味します。したがって、V1200Cenは、2つの低質量星で構成される2次ペアを持つ4重システムであると主張します。最後に、MESAとCESTAMの2つの進化コードを使用して、各食成分の年齢を決定しました。プライマリとセカンダリで、それぞれ16-18.5$\、$Myrと5.5-7$\、$Myrの年齢を取得しました。特に、二次は一次の年齢で予測されたよりも大きく、熱く見えます。倍数で発生する動的および潮汐の相互作用が恒星の特性を変化させ、V1200Centauriの見かけの非共食いを説明する可能性があると結論付けました。
TOI-811bおよびTOI-852b：TESSミッションとは、質量が類似し、半径と年齢が大きく異なる、新しい通過する褐色矮星
| Title |
TOI-811b_and_TOI-852b:_New_transiting_brown_dwarfs_with_similar_masses_and_very_different_radii_and_ages_from_the_TESS_mission |
| Authors |
Theron_W._Carmichael,_Samuel_N._Quinn,_George_Zhou,_Nolan_Grieves,_Francois_Bouchy,_Karen_A._Collins,_John_F._Kielkopf,_Richard_P._Schwarz,_Andrew_M._Vanderburg,_Jonathan_M._Irwin,_David_Charbonneau,_Carl_Ziegler,_Cesar_Briceno,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Chelsea_Huang,_Avi_Shporer,_Joseph_E._Rodriguez,_Keivan_G._Stassun,_David_W._Latham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13515 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星ミッションからの2つのトランジット褐色矮星（BD）、TOI-811bとTOI-852bの発見を報告します。これらの2つの通過するBDの質量は似ていますが、半径と年齢が大きく異なります。それらのホスト星は、同様の質量、有効温度、および金属量を持っています。若くて大きな通過BDはTOI-811bで、質量は$M_b=55.3\pm3.2{\rmM_J}$、半径は$R_b=1.35\pm0.09{\rmR_J}$で、ホスト星を周回します。$P=25.16551\pm0.00004$日の期間。そのホスト星へのジャイロクロノロジーの適用から導き出された$93^{+61}_{-29}$Myrの年齢は、このBDが軌道を回っているため、このBDの半径が比較的大きく、ホスト星から加熱されていない理由です。ほとんどの既知の通過BDよりも長い軌道周期。TOI-811bの若さに対するこの制約により、BDの半径が年齢とともに急速に変化する亜恒星の質量半径の等時線をテストすることができます。TOI-852bははるかに古く（ホスト星の等年齢線モデルから4.0Gyr）、質量$M_b=53.7\pm1.3{\rmM_J}$、半径$R_b=0.75\pmの小さい通過BDです。0.03{\rmR_J}$、および$P=4.94561\pm0.00008$日の公転周期。TOI-852bは、BDの半径の収縮が漸近的に遅くなる、最も古い亜恒星の質量半径の等時線を追跡する他の古い通過BDのようなものに加わります。両方のホスト星の質量は$M_\star=1.32{\rmM_\odot}\pm0.05$であり、半径、$T_{\rmeff}$、および[Fe/H]がTOI-811と異なります。$R_\star=1.27\pm0.09{\rmR_\odot}$、$T_{\rmeff}=6107\pm77$K、および$\rm[Fe/H]=+0.40\pm0.09を持つ$およびTOI-852は、$R_\star=1.71\pm0.04{\rmR_\odot}$、$T_{\rmeff}=5768\pm84$K、および$\rm[Fe/H]=+0.33\pm0.09$。この機会に、TOI-811bとTOI-852bがそれぞれ若い亜恒星と古い亜恒星の等時線のテストポイントとしてどのように機能するかを調べます。
クォーク-中間子-結合（QMC-A）モデルにおける高温高密度超音波物質の状態方程式
| Title |
Equation_of_State_of_Hot_Dense_Hyperonic_Matter_in_the_Quark-Meson-Coupling_(QMC-A)_model |
| Authors |
J.R.Stone,_V.Dexheimer,_P.A.M.Guichon_and_A.W.Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1906.11100 |
クォーク-中間子結合（QMC-A）モデルのフレームワークで構築された低温および高温の高イオン性物質の新しい状態方程式（EoS）を報告します。QMC-AEoSは、利用可能な原子核物理学の制約および天体物理学的観測と互換性のある結果をもたらします。これは、T=0〜100MeVの温度範囲、0〜6の粒子S/Aあたりのエントロピー、Y$_L$=0.0〜0.6のレプトン分率、およびバリオン数密度n$_B$=0.05〜1.2fmをカバーします。$^{-3}$。QMC-AEoSの適用は、（i）トラップされたニュートリノを伴うレプトンに富む物質と（ii）脱レプトン化された化学的に平衡化された物質の2つのシナリオで、低温中性子星（NS）と高温プロト中性子星（PNS）に対して行われます。QMC-Aモデルは、温度と密度の増加に伴って増加する量のハイペロンを予測することを発見しました。したがって、PNSだけでなく、おそらくNS合併の残骸にもハイペロンが存在することを示唆しています。核子-ハイペロン相転移は、断熱指数と音速c$_s$によって研究されます。（c$_s$/c）$^2$を等角限界の1/3以下に下げることは、相転移による不安定性の一般的な結果であり、ハドロンの固有の指紋ではないことが示されています。クォーク物質の遷移。冷たい星と熱い星の剛体回転、それらの慣性モーメント、ケプラー周波数も調べられます。QMC-Aモデルの結果は、2つの相対論的モデル、カイラル平均場モデル（CMF）、およびハイペロンで関数化された一般化された相対論的密度汎関数（GRDF-Y）と比較されます。類似点と相違点について説明します。
先住民の知識を持ったインクルーシブな実践に向けて
| Title |
Towards_Inclusive_Practices_with_Indigenous_Knowledge |
| Authors |
Aparna_Venkatesan_(U._of_San_Francisco),_David_Begay_(IEI_and_U._of_New_Mexico),_Adam_J._Burgasser_(UC_San_Diego),_Isabel_Hawkins_(SF_Exploratorium),_Ka'iu_Kimura_('Imiloa_Astronomy_Center,_Hawai'i),_Nancy_Maryboy_(IEI_and_U._of_Washington),_Laura_Peticolas_(Sonoma_State_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12425 |
世界の文化を超えた天文学は、先住民の知識に根ざしています。私たちは、Integrityとのコラボレーションを含む先住民コミュニティとのパートナーシップのモデルを共有し、地球と宇宙で包括的な科学企業を共同で作成します。
中性子星の質量と半径に対する内部地殻EoSの影響
中性子星の最大質量と半径は、相対論的平均場（RMF）モデルの枠組みの中で調査されます。異なる対称エネルギー勾配パラメーターを持つ異なる内部地殻状態方程式（EoS）を使用した、標準質量$R_{1.4}$での半径の変化も調べられます。NSの最大質量と対応する半径は、異なる勾配パラメーターの内部クラストEoSによってあまり変化しませんが、1.4$M_{\odot}$での半径は、すべてのコアパラメーターの対称エネルギー勾配パラメーターと線形相関に従うことがわかります。セット。
ダイレクトフュージョンドライブを使用したタイタンミッション
この作業の主な目的は、土星の最大の衛星であるタイタンへのロボットミッションの現実的な新しい軌道の分析を実行して、ダイレクトフュージョンドライブ（DFD）に関連する大きな利点を実証することです。DFDは、D-$^3$Heを燃料とする、ニュートロニックな熱核融合推進システムです。この核融合推進の概念は、磁気的に閉じ込められた逆転磁場配位プラズマに基づいており、重水素推進剤は核融合生成物によって加熱され、次に磁気ノズルに膨張して、推力と電気エネルギーの両方を宇宙船に提供します[1]。タイタンミッションの軌道計算と分析は、PPPLによって提供される特性に基づいて取得されます[1]。2つの異なるプロファイルミッションが考慮されます。最初のミッションは、一定の推力と比推力を持つ推力-海岸-推力プロファイルです。2番目のシナリオは、継続的かつ一定の推力プロファイルミッションです。各ミッション研究は、最初の低軌道出発、惑星間軌道、土星軌道投入、タイタン軌道投入から始まる4つの異なるフェーズに分けられます。すべてのミッションフェーズで、操縦時間と推進剤の消費量が計算されます。計算とミッション分析の結果は、ペイロードの質量と移動時間の観点からの利点の完全な概要を提供します。減速機能はDFDのゲームチェンジャーの1つであることを強調することが重要です。実際、DFDのパフォーマンスにより、高速にすばやく到達し、さらに短い時間で減速することができます。この機能により、推力-海岸-推力プロファイルの合計トリップ期間は2。6年になり、連続推力プロファイルを考慮すると2年未満になります。核融合炉から得られる巨大な電力と組み合わされた高いペイロード実現能力は、現在の技術と比較して途方もない利点をもたらします。
| Title |
Entanglement_entropy_of_cosmological_perturbations_for_S-brane_Ekpyrosis |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Robert_Brandenberger_and_Ziwei_Wang_(McGill_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12653 |
正準結合された単一フィールドエキピローシスのモデルに存在する重力非線形性によるスカラー摂動のエンタングルメントエントロピーを計算します。具体的には、曲率摂動と重力波のスケール不変のパワースペクトルを生成できるだけでなく、エキピロティック収縮の終わりにS-braneによる非特異なバウンスを持つことができる改善されたエキピロティックの最近のモデルに焦点を当てます。再加熱中に生成される熱エントロピーに従属するエンタングルメントエントロピーレミアンを要求することにより、バウンスのエネルギースケールの上限を取得します。
サンダイバー：ソーラーセイルとオーベルト効果の組み合わせ
| Title |
The_Sun_Diver:_Combining_solar_sails_with_the_Oberth_effect |
| Authors |
Coryn_A.L._Bailer-Jones_(Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12659 |
反射率の高い帆は、太陽放射圧を使用して宇宙船を太陽系から推進する方法を提供します。宇宙船が外向きの旅を始めるときに太陽に近づくほど、放射圧が大きくなり、最終速度が大きくなります。地球の軌道から始まる宇宙船の場合、ロケットエンジンからの逆行性インパルスを介して、より接近することができます。次に、帆は太陽に最も近いアプローチで展開されます。いわゆるオーベルト効果を採用すると、最も近いアプローチでの2番目の順行インパルスにより、最終速度がさらに上昇します。ここでは、固定された総インパルス（{\Delta}v）をこの手順で最適に分散して、無限大での帆の速度を最大化する方法を調査します。{\Delta}vが帆の明度数（太陽によって引き起こされる加速度の測定値）に依存するしきい値を超えたら、最善の戦略は、逆行インパルスですべての{\Delta}vを使用してダイビングすることです。できるだけ太陽に近づけてください。しきい値を下回る場合の最善の戦略は、順行インパルスですべての{\Delta}vを使用し、ダイビングをまったく行わないことです。多段の衝撃伝達でより大きな速度を達成することができますが、この研究は、衝撃をソーラーセイルと組み合わせることのいくつかの興味深く、おそらく直感に反する結果を示しています。
高次の局所重力と非局所重力における重力波に関する考察
重力波モードと偏光の検出は、さまざまな重力理論を区別するための非常に重要な特徴となる可能性があります。この声明によれば、高次の非局所重力が形式的に同じ高次局所重力の重力スペクトルを持っていることを証明することが可能です。特に、$f\left（R、\BoxR、\Box^2R、\cdots、\Box^nR\right）=R+\sum_{i=1}^n\alpha_iの場合を考えます。R\Box^iR$重力、$R$と$\Box^iR$および$f\left（R、\BoxR\right）=R+\alpha\left（\BoxR\right）^2$重力、$\BoxR$に関して二次式。一般相対性理論と比較した場合、重力子の振幅が変化することが示されています。また、高次の非局所重力の重力スペクトルを取得します$f\left（R、\Box^{-1}R、\Box^{-2}R、\cdots、\Box^{-n}R\right）=R+\sum_{i=1}^n\alpha_iR\Box^{-i}R$。この場合、3つの偏光状態と$n+3$振動モードがあります。より詳細には、周波数$\omega_{1}$の2つの横テンソル$（+）$および$（\times）$標準偏光モードを、質量がなく、2ヘリシティで導出することができます。$n+1$さらに周波数のスカラーモード$\omega_{2}、\dots、\omega_{n+2}$、質量が大きく、ヘリシティが0で、それぞれが同じ混合偏光を持ち、部分的に縦方向と部分的に横方向。
$ f（R）$熱効果が存在する場合の重力位相空間
| Title |
$f(R)$_Gravity_Phase_Space_in_the_Presence_of_Thermal_Effects |
| Authors |
V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos,_N._Th._Chatzarakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12897 |
この論文では、熱効果によって生成された余分な物質項がラグランジアンで手作業で追加された場合の、$f（R）$重力とその宇宙論的意味を検討します。理論の運動方程式を力学系として定式化します。これは、宇宙論的に関心のあるハッブル率の特定の解に対してのみ自律的なものとして扱うことができます。特に、（準）ド・ジッター加速膨張、物質優勢および放射線優勢の解に対応する、全位相空間の部分空間に分析を集中します。前述のすべての場合において、動的システムは自律的な動的システムです。熱項効果に関しては、これらはビッグリップの特異点付近の進化に大きな影響を与えると予想され、対応する動的システムの観点からもこのケースを考慮します。この場合、システムは非自律的であり、特定のケースを評価できる分析的および数値的ソリューションを抽出します。このコースは2回受講します。1回目は真空理論用で、2回目は2つの完全流体（ダストと放射）がフィールド方程式の物質源として含まれている場合です。どちらの場合も、同様の結論に達します。この理論の結果は、同じ不動点が達成されるため、ド・ジッターおよび準ド・ジッター段階での純粋な$f（R）$の結果と大きく異ならないため、確かに後期のド・ジッター影響を受けません。しかし、物質が支配的な段階と放射が支配的な段階では、到達する不動点は熱項の存在によって影響を受けるため、熱の影響によって物質と放射が支配的な時代が破壊されることは間違いありません。
非線形電気力学と結合した新しい4DEinstein-Gauss-Bonnet重力におけるAdSブラックホールの光学的特徴
| Title |
Optical_features_of_AdS_black_holes_in_the_novel_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity_coupled_to_nonlinear_electrodynamics |
| Authors |
Khadije_Jafarzade,_Mahdi_Kord_Zangeneh,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12988 |
最近多くの注目を集めている重力の代替理論は、新しい4次元アインシュタイン-ガウス-ボネ（4DEGB）重力です。理論は、ガウス-ボネ（GB）結合定数$\alpha\rightarrow\alpha/（D-4）$によって$D$次元で再スケーリングされ、極限$D\rightarrow4$で4次元重力として再定義されます。したがって、このように、GB項は、重力ダイナミクスへの自明ではない寄与をもたらします。実際、新しい4DEGB重力における正規化されたブラックホールソリューションとアプリケーションも広範囲にわたって調査されています。この作品では、最近の天体物理学的観測に動機付けられて、影の幾何学的形状、エネルギー放出などの指数非線形電気力学（NED）と結合した新しい4DEGB重力におけるAdSブラックホールの光学的特徴の詳細な研究を提示しますレート、偏向角、準ノーマルモード。これらの動的量を考慮して、モデルのパラメーターを変化させることにより、ブラックホール解への影響を調査します。より具体的には、GBとNEDのパラメーター、および宇宙定数の変化が、非線形電気力学と結合した新しい4DEGB重力のAdSブラックホールの光学的特徴に特定の特徴を刻印することを示します。これにより、直接の可能性が生まれます。天体物理学的観測を使用してこれらのブラックホールモデルをテストします。
GEANT4シミュレーションとFLUKAシミュレーションの間のDarkMatter
ParticleExplorerのBGO熱量計における陽子シャワーの発達の比較
| Title |
Comparison_of_proton_shower_developments_in_the_BGO_calorimeter_of_the_Dark_Matter_Particle_Explorer_between_GEANT4_and_FLUKA_simulations |
| Authors |
Wei_Jiang,_Chuan_Yue,_Ming-Yang_Cui,_Xiang_Li,_Qiang_Yuan,_Francesca_Alemanno,_Paolo_Bernardini,_Giovanni_Catanzani,_Zhan-Fang_Chen,_Ivan_De_Mitri,_Tie-Kuang_Dong,_Giacinto_Donvito,_David_Francois_Droz,_Piergiorgio_Fusco,_Fabio_Gargano,_Dong-Ya_Guo,_Dimitrios_Kyratzis,_Shi-Jun_Lei,_Yang_Liu,_Francesco_Loparco,_Peng-Xiong_Ma,_Giovanni_Marsella,_Mario_Nicola_Mazziotta,_Xu_Pan,_Wen-Xi_Peng,_Antonio_Surdo,_Andrii_Tykhonov,_Yi-Yeng_Wei,_Yu-Hong_Yu,_Jing-Jing_Zang,_Ya-Peng_Zhang,_Yong-Jie_Zhang,_and_Yun-Long_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13036 |
DArkMatterParticleExplorer（DAMPE）は、高エネルギー宇宙線および$\gamma$線用の衛星搭載検出器です。検出器の性能を完全に理解し、信頼できる物理的結果を得るには、検出器の広範なシミュレーションが必要です。シミュレーションは、検出器材料内の粒子のハドロン相互作用と核相互作用に密接に依存する宇宙線核のデータ分析にとって特に重要です。広く採用されているシミュレーションソフトウェアには、GEANT4とFLUKAがあり、どちらもDAMPEシミュレーションツールに実装されています。ここでは、DAMPEのシミュレーションツールについて説明し、2つのシミュレーションソフトウェアからの熱量計のプロトンシャワー特性の結果を比較します。このような比較により、プロトンスペクトル分析の最も重要な不確実性の推定値が得られます。
ねじれAlfv \ '{e} n波を取得するための動的モード分解
動的モード分解（DMD）は、惑星内部から発生する固有の信号を識別するために使用されます。ねじれAlfv\'{e}n波（TW）と呼ばれる軸対称準地衡電磁流体力学（MHD）波に焦点を当てて、2種類のMHD直接数値シミュレーション（ブシネスク磁気対流と非弾性対流駆動ダイナモ）におけるDMDの有用性を調べます。急速に回転する球殻で、それぞれ地球のコアと木星のダイナミクスをモデル化します。DMDが内部モードと境界/インターフェース関連モードを内部速度の時系列から区別できることを示します。これらの内部モードは、固有値と通常モード解の固有関数の観点から、自由TWとして実現できます。一方、詳細を説明するために、球殻のグローバルTW固有値問題にさらに対処する必要があることがわかりました。
非圧縮性核上高密度物質を埋め込んだ時空が共形平坦なのはなぜですか？
GW170817での合併イベントのマルチメッセンジャー観測は、残りのオブジェクトが$\mathcal{M}_{rm}\geq2.69\mathcal{M}_{\の動的に安定した中性子星である可能性を否定しませんでした。odot}。$これは、中心密度に上限$\rho=\rho_{crit}、$があり、それを超えると核上密度物質が純粋に非圧縮性になることを意味している可能性があります。GRの時空と物質の結合に基づいて、$\rho=\rho_{crit}$の時空埋め込み非圧縮量子液体がミンコフスキーフラットであることを示します。これは、時空埋め込みの巨大パルサーとNSがバイメトリックタイプでなければならないことを意味します。
重力波の相補性とNANOGravデータの重力レプトジェネシスへの影響
| Title |
Gravitational_wave_complementarity_and_impact_of_NANOGrav_data_on_gravitational_leptogenesis |
| Authors |
Rome_Samanta_and_Satyabrata_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.13452 |
シーソー機構では、右巻き（RH）ニュートリノ質量が、測定された$U（1）$対称性の破れによって動的に生成される場合、宇宙ひもネットワークによって供給される確率的重力波バックグラウンド（SGWB）がレプトジェネシスの潜在的なプローブになる可能性があります。重力バックグラウンドでの右巻きニュートリノの量子効果を介してレプトン非対称性の支配的な生成を促進するレプトン生成メカニズムは、GW検出器と次世代ニュートリノのない二重ベータ崩壊（$0\nu\beta\）によって調べることができることを示します。beta$）補完的な方法で実験します。レプトジェネシスを成功させるには、$f-\Omega_{\rmGW}h^2$平面の除外制限が$|m_{\beta\beta}|-m_1$平面の除外にも対応すると推測します。。通常の軽いニュートリノの質量順序を考慮し、最近のNANOGravパルサータイミングデータ（GW信号として解釈される場合）が、たとえば95$\％$CLで、$0\nu\beta\betaの潜在的な発見またはヌル信号とどのように相関するかについて説明します。$崩壊実験。
