明るいブラックホールGW190521からのハッブルパラメータの最初の測定
| Title |
First_measurement_of_the_Hubble_parameter_from_bright_binary_black_hole_GW190521 |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee,_Archisman_Ghosh,_Matthew_J._Graham,_Christos_Karathanasis,_Mansi_M._Kasliwal,_Ignacio_Maga\~na_Hernandez,_Samaya_M._Nissanke,_Alessandra_Silvestri,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14199 |
ZwickyTransientFacility（ZTF）は、イベント「ZTF19abanrhr」を、ブラックホール連星の合併GW190521からの重力波（GW）放出に対する赤方偏移$z=0.438$での電磁（EM）対応物の候補として報告しました。ZTF19abanrhrがGW190521に対応する{\itbonafide}EMであると仮定し、3つの異なる波形NRSur7dq4、SEOBNRv4PHM、およびIMRPhenomPv3HMからのGW光度距離推定を使用して、ハッブル定数$H_0=50.4_{-19.5の測定値を報告します。}^{+28.1}$km/s/Mpc、$62.2_{-19.7}^{+29.5}$km/s/Mpc、および$43.1_{-11.4}^{+24.6}$km/s/フラットLCDM（またはwCDM）モデルを想定して、物質密度$\Omega_m$（またはダークエネルギー状態方程式$w_0$）をマージナル化した後のMpc（中央値と$68\％$の信頼できる間隔）。私たちの結果を、レッドシフト測定のみのバイナリ中性子星イベントGW170817と、超長基線干渉法（VLBI）から推定された傾斜角と組み合わせると、$H_0=67.6_{-4.2}^{+4.3}$が見つかります。km/s/Mpc、$\Omega_m=0.47_{-0.27}^{+0.34}$、および$w_0=-1.17_{-0.57}^{+0.68}$（中央値と$68\％$の信頼できる間隔）$H_0$で最も厳密な測定値を提供し、明るい標準サイレンから$\Omega_m$と$w_0$で最初の推定値を提供します。将来的には、$H_0=68$km/s/Mpcの$1.3\％$測定と$w_0=-1$の$28\％$測定が、約$200$GW190521のようなソースから可能になります。
| Title |
Simultaneous_modelling_of_matter_power_spectrum_and_bispectrum_in_the_presence_of_baryons |
| Authors |
Giovanni_Aric\`o,_Raul_E._Angulo,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Sergio_Contreras_and_Matteo_Zennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14225 |
物理的に動機付けられた処方に従って重力のみのシミュレーションで粒子を変位させるバリオン化アルゴリズムが、物質の2点および3点の統計に対するバリオン物理学の影響を同時にキャプチャできることを示します。具体的には、バリオン化アルゴリズムの実装が、6つの異なる宇宙論的流体力学シミュレーションで測定された、パワースペクトルと正三角形のバイスペクトルのバリオンによって誘発される変化に、k<5h/Mpcまでのスケールと赤方偏移z<2で一緒に適合することを示します。フィットの精度は、通常、パワースペクトル、および正三角形とスクイーズドバイスペクトルで1％ですが、極端なフィードバック処方を使用したシミュレーションでは3％にいくらか低下します。私たちの結果は、バリオニフィケーションのアプローチの根底にある物理的な仮定をサポートし、弱い重力レンズ効果や他の宇宙論的観測量の解釈におけるそれらの使用を奨励しています。
DES測定の内部一貫性の解釈
ベイズの証拠比率は、異なる実験間の統計的一貫性を定量化するために広く使用されています。ただし、証拠比率は事前に依存しているため、その値と一致/不一致の程度との間の正確な変換には、追加情報が必要です。最も一般的に採用されているメトリックであるジェフリーズスケールは、事前確率が十分に広いように選択されている場合、データセット間の一致を誤って示唆する可能性があります。この作業では、弱いレンズ効果と銀河団の間の内部一貫性に焦点を当てて、DES-Y1シミュレーション分析で証拠比率を調べます。制御された実験でシミュレーションデータを使用して、2つのシナリオを研究します。最初に、最適なDES-Y1$\Lambda$CDM宇宙論の周りのノイズ実現を前提として、予想される証拠比率分布を較正します。次に、$\Lambda$CDM分析で内部張力を生成する、修正重力モデルを使用してシミュレートされたノイズのない基準データベクトルの証拠比率の動作を示します。事前の選択が、そのようなモデルによって引き起こされた弱いレンズ効果と銀河団の間の不一致を隠すことができ、DES-Y1研究の証拠比率が実際に一致に偏っていることを示します。
ビッグバン元素合成による初期宇宙の暗い光子の探査
暗い光子の質量の範囲と標準モデルの光子との真空結合について、初期宇宙での暗い光子の生成と崩壊の計算を実行します。暗光子の生成と崩壊と同時にかつ自己無撞着に、私たちの計算には、弱いデカップリングとビッグバン元素合成（BBN）物理学の完全な処理が含まれています。これらの計算には、電荷が変化する（アイソスピンが変化する）レプトンの捕獲および崩壊プロセスを含む、関連するすべての弱い、電磁的、および強い核反応が組み込まれています。それらは、暗光子の生成、崩壊、および関連するエントロピーのデカップリングニュートリノ海への非平衡輸送の豊富な相互作用を明らかにしています。最も重要なことは、シミュレーションの自己無撞着な性質により、エントロピーの注入と希釈の大きさと位相を捉えることができるということです。弱いデカップリングとBBNの間の時間-温度-スケール因子関係のエントロピー注入による変化は、軽元素の存在量の収量と総放射線量の変化につながります（$N_{\rmeff}$でパラメーター化されます）。これらの変更は、以前のダークフォトンBBN制約を拡張する方法を示唆しています。しかし、私たちの計算では、将来のステージ4宇宙マイクロ波背景放射実験と将来の高精度原始重水素存在量測定において、まだ制約されていないが、おそらくアクセス可能でありそうな暗光子質量と結合の範囲も特定します。
CMB温度、空間曲率、および膨張率パラメーターの相互作用
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度、$T$は、確かに最も正確に測定された宇宙論的パラメーターであり、黒体スペクトルの{\itlocal}測定から、$\sim4700$の1つの部分の絶妙な精度まで推測されています。一方、現在の精度では、CMBパワースペクトル、銀河相関とレンズ効果、超新星の光度距離測定、および他の宇宙論的プローブから、$\sim1\％$レベルで他の基本的な宇宙論的パラメーターを推測できます。標準的な宇宙論モデルの基本的な一貫性チェックは、再結合時の$T$の独立した推論です。この作業では、最初に最近のPlanckデータを使用し、暗黒エネルギー調査（DES）の最初の年のデータリリース、バリオン音響振動（BAO）データ、およびPantheonSNIaカタログのいずれかを補足して、$で$T$を抽出します。\sim1\％$精度レベル。次に、$T$、ハッブルパラメーター$H_{0}$、およびグローバル空間曲率パラメーター$\Omega_{k}$の間の相関を調べます。私たちのパラメーター推定は、SH0ES実験からの局所制約を$H_{0}$に課すことにより、局所的に推定された$T$からの組換え時の出発に対する有意な統計的選好がもたらされることを示しています。ただし、$H_{0}$に対する局所的な制約が緩和されている場合、$T$の局所的な推定値と宇宙論的な推定値の間の緊張について、この分析では中程度の証拠しか見つかりません。BAO、SNIa、またはその両方を備えたCMBを含む他のすべてのデータセットの組み合わせは、$H_{0}$にローカル制約が存在する場合でも、新しい自由温度パラメーターの追加を嫌います。Planckデータセットに限定された分析は、スペースがグローバルにフラットである場合、再結合時の温度が$\gtrsim95\％$信頼水準での再結合時の予想よりも高かったことを示しています。
CMBBモード事後推定と原始重力波信号の再構成のためのベイズILC法
| Title |
A_Bayesian_ILC_method_for_CMB_B-mode_posterior_estimation_and_reconstruction_of_primordial_gravity_wave_signal |
| Authors |
Sarvesh_Kumar_Yadav_and_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14567 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射Bモード偏光信号には、膨張中に生成された原始的なメートル法の摂動の固有の特徴が含まれています。観測されたマップの強い前景汚染から弱いCMBBモード信号を分離することは複雑な作業であり、提案された新世代の低ノイズ衛星ミッションは、この重力背景の弱い信号レベルと競合します。この記事では、初めて、前景モデルに依存しない内部線形結合（ILC）法を使用して、次世代CMBミッションプローブの6つの周波数帯域の空の大きな角度スケールでのシミュレーション観測を使用してCMBBモード信号を再構築します。インフレと宇宙起源（PICO）の。Bモード角度パワースペクトルのインターリーブギブスステップとILC法を使用してクリーンアップされたマップサンプルに従って、ジョイントCMBBモード後方密度を推定します。以前に報告されたベイジアンILC法を拡張および改善して、ILCの重み推定中に2段階でノイズバイアス補正を導入することにより、弱いCMBBモードの再構成を分析します。ベイジアンILC法の$200$モンテカルロシミュレーションを実行することにより、私たちの方法は、空の大きな角度スケールにわたってCMB信号と結合後方密度を正確に再構築できることがわかります。CMBBモード角度パワースペクトルの周辺密度のBlackwell-Rao統計を推定し、それらを使用して、スカラー対テンソル比$r$およびレンズパワースペクトル振幅$A^{\textrm{lens}}$の同時密度を推定します。。デレンシングアプローチの$200$モンテカルロシミュレーションを使用して、私たちの方法は、$r\geqslant0.01$のレベルに対して8$\sigma$以上の有意性を持つ原始重力波信号$r$の不偏検出を達成できることがわかります。
R_h = ct宇宙におけるトランスプランキアン問題の解決
宇宙マイクロ波背景放射の変動パワースペクトルP（k）のカットオフk_minの最近の測定は、スローロールインフレーションが同時に地平線問題を解決し、量子ゆらぎの成長を介して構造の形成を説明できる可能性を損なう可能性があります。インフロンフィールド。代わりに、ビッグバンの直後にプランクスケールから半古典宇宙に出る最初のモードとして、k_minがR_h=ct宇宙論でよりうまく解釈される可能性があることを示します。そうすることで、そのようなシナリオが、標準的なインフレーション宇宙論を悩ませているよく知られたトランスプランキアン問題を完全に回避することを示します。
NANOGrav信号は、インフレ中のdS減衰のヒントですか？
沼地の予想で示唆されているように、ド・ジッター（dS）空間が存在すると、非常に不安定になる可能性があります。インフレーション中、短命のdS状態は、一次相転移（PT）のカスケードを通じて減衰します。このようなPTによって生成された重力波（GW）は、その後のdS展開によって「赤くなる」ことがわかります。これにより、低周波数帯域でわずかに赤く傾いた確率的GWバックグラウンドが発生し、NANOGrav12.5年の結果と互換性があります。。
検討中の問題は、熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）スペクトル形状の変化を決定することです。高温の銀河間マクスウェルプラズマによって圧縮されたCMB放射のスペクトル強度を数値的にモデル化します。この目的のために、光子の重みを持つ相対論的なモンテカルロコードが開発されています。このコードにより、広いエネルギー範囲でComptonizedCMBスペクトルを構築できます。結果は、既知の解析ソリューションおよび以前の数値シミュレーションと比較されます。また、雲から放出される放射線の強度の角度分布を計算します。これは、tSZ効果のスペクトル形状が、逃げる光子のさまざまな方向に対して普遍的ではないことを示しています。数値的方法は、さまざまな光学的厚さ、温度、光子源の初期スペクトル、およびそれらの空間分布のコンプトン化のプロセスをシミュレートするために適用できます。得られた結果は、銀河団のプロファイルの調査に影響を与える可能性があります。
銀河の特性はボイド統計にどのように影響しますか？
流体力学シミュレーションに基づく暗黒物質ハローから銀河特性へのマッピングを使用して、ボイドサイズ関数とボイド銀河相関関数に対する銀河特性の影響を調査します。MassiveNusハローでIllustrisの銀河の特性を複製し、MassiveNusハローで光度と星形成率の両方のカットを実行します。ハロー質量のカットに関して、ボイド特性に対するそのようなカットの影響を比較します（通常、N体シミュレーションから駆動されるハローカタログで実行されます）。光度で選択された銀河とハローから構築されたボイドカタログはエラー内で一貫しているのに対し、星形成率で選択された銀河から構築されたボイドカタログはハローで構築されたボイドカタログとは異なります。この違いの理由を調査します。私たちの研究は、暗黒物質シミュレーションでハローを使用することにより、銀河カタログ（光度カットによって選択された）上に構築されたボイドを確実に研究できることを示唆しています。
クエーサーによる宇宙原理のテスト
| Title |
A_Test_of_the_Cosmological_Principle_with_Quasars |
| Authors |
Nathan_Secrest,_Sebastian_von_Hausegger,_Mohamed_Rameez,_Roya_Mohayaee,_Subir_Sarkar,_Jacques_Colin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14826 |
広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）によって観測された、フラックスが制限された全天の130万クエーサーのサンプルの角度分布の双極子を測定することにより、宇宙の大規模な異方性を研究します。このサンプルは、新しいCatWISE2020カタログから派生したもので、WISEミッションの極低温、極低温後、および再活性化フェーズからの3.4および4.6umでの深部測光測定が含まれています。クエーサーの空の双極子の方向は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の方向と似ていますが、その振幅は2倍を超えており、p値が10^のCMB双極子の標準的な運動学的解釈を拒否しています。{-4}（3.9シグマ）、そのような研究でこれまでに達成された最高の重要性。私たちの結果は、一致ラムダ$CDMモデルの基本的な仮定である宇宙原理と矛盾しています。
KH15Dシステムでの周連星円盤傾斜の抑制
KH15Dは、若くて偏心した食変光星と、ディスクが歳差運動するにつれて連星を覆い隠す周連星ディスクで構成されるシステムです。過去60年以上にわたってKH15Dシステムで観察された測光変動に合理的に適合する自己無撞着モデルを開発します。私たちのモデルは、周連星円盤に内縁$r_{\rmin}\lesssim1\{\rmau}$、外縁$r_{\rmout}\sim{\rma\少数\au}があることを示唆しています。$であり、ディスクが恒星のバイナリに対して$\sim$3〜15度ずれており、内側の端が外側の端よりも傾いていること。ディスクの内側と外側のエッジでの昇交点黄経（ねじれ）の傾き（ワープ）と経度の差は、それぞれ$\sim$10度と$\sim$15度のオーダーです。また、歳差運動期間や面密度プロファイルなど、ディスクの他のプロパティに対する制約も提供します。私たちの仕事は、惑星を形成する周連星円盤の物理的特性を制約する測光データの力を示しています。
静止状態のEXルピのALMAおよびVLA観測
| Title |
ALMA_and_VLA_Observations_of_EX_Lupi_in_its_Quiescent_State |
| Authors |
Jacob_Aaron_White,_\'A._K\'osp\'al,_A._G._Hughes,_P._\'Abrah\'am,_V._Akimkin,_A._Banzatti,_L._Chen,_F._Cruz-S\'aenz_de_Miera,_A._Dutrey,_M._Flock,_S._Guilloteau,_A._S._Hales,_T._Henning,_K._Kadam,_D._Semenov,_A._Sicilia-Aguilar,_R._Teague,_E._I._Vorobyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14216 |
若い星の極端な爆発は、前主系列星の進化の一般的な段階である可能性があります。降着の増加によって引き起こされ、光度の増加を伴うこれらの爆発は、星周環境の進化にも強く影響を与える可能性があります。100GHz、45GHz、および15GHzでの典型的なバーストシステムであるEXLupiのALMAおよびVLA観測を示します。これらのデータとアーカイブALMA232GHzデータを使用して、放射伝達モデルを、2008年の極端な爆発後の静止状態でEXLupiの星周円盤に適合させます。最適なモデルは、特徴的なダスト半径が45auのコンパクトディスクを示しています。総質量は0.01M$_{\odot}$です。私たちのモデリングは、おそらく最近の爆発によって引き起こされた、ディスク内で少なくとも3mmのサイズへの粒子成長と、爆発後に$0.2-0.3$auに内側に移動した氷線を示唆しています。15GHzで、予想される熱ディスク放射を超える有意な放射が検出されました。これは、主に恒星（ジャイロ）シンクロトロンとフリーフリーディスク放射に起因します。全体として、これらの結果は、星周塵に対する爆発の一般的な影響である可能性があることを強調しています。
低質量星の小石駆動シナリオにおける惑星形成と円盤質量依存性
| Title |
Planet_formation_and_disk_mass_dependence_in_a_pebble-driven_scenario_for_low_mass_stars |
| Authors |
Spandan_Dash_and_Yamila_Miguel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14228 |
測定された円盤の質量は、惑星系の観測された集団を形成するには低すぎるようです。これに関連して、ペブル集積シナリオで集団合成コードを開発し、低質量星の周りの惑星形成に対するディスク質量の依存性を分析します。Ormeletal。で提示された分析シーケンシャルモデルに基づいてモデルを作成します。2017年に、さまざまな初期ディスク質量分布から生じる母集団を分析します。ストリーミング不安定性によって形成された氷線近くのセレスの塊の種子から始めて、ペブル集積プロセスを使用して惑星を成長させ、タイプI移行を使用して惑星を内側に移行します。次の惑星は、前の惑星が氷線を横切った後、順番に形成されます。このパラメータの最終的な惑星集団への依存性を示すために、ディスク質量のさまざまな初期分布を調査します。私たちの結果は、コンパクトな近接共振システムは、考慮されるディスクがサブmmディスク調査で観察されているものよりも大きい場合にのみ、M-矮星の周りで$0.09-0.2$$M_{\odot}$の間でかなり一般的である可能性があることを示しています。火星のような惑星を形成するための最小ディスク質量は、約$2\times10^{-3}$$M_{\odot}$であることがわかります。ディスクの質量分布の小さな変動は、シミュレートされた惑星の分布にも現れます。ディスクの質量のパラドックスは、観測におけるディスクの質量の過小評価、100万年以内に成長する惑星によるディスクの質量の急速な枯渇、または現在の惑星形成像の欠陥によって引き起こされる可能性があります。
地球の大気を横切る小惑星体の通過の可能性について
| Title |
On_the_possibility_of_through_passage_of_asteroid_bodies_across_the_Earth's_atmosphere |
| Authors |
Daniil_E._Khrennikov,_Andrei_K._Titov,_Alexander_E._Ershov,_Vladimir_I._Pariev_and_Sergei_V._Karpov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14234 |
直径200、100、50mの小惑星が、地球の大気を横切る鉄、石、水氷の3種類の物質で構成され、最小軌道高度が10〜15kmで通過する条件を調査しました。初期質量のかなりの部分が保存された、その後の宇宙空間への出口を伴うこの通過の条件が見出された。得られた結果は、天文学の長年の問題の1つであるTunguska現象を説明する私たちの考えを裏付けています。これは、これまで合理的で包括的な解釈を受けていません。ツングースカイベントは、地球の大気を通過して太陽に近い軌道に続いた鉄の小惑星体によって引き起こされたと私たちは主張します。
彗星核上の脂肪族有機物の赤外線検出
| Title |
Infrared_detection_of_aliphatic_organics_on_a_cometary_nucleus |
| Authors |
A._Raponi,_M._Ciarniello,_F._Capaccioni,_V._Mennella,_G._Filacchione,_V._Vinogradoff,_O._Poch,_P._Beck,_E._Quirico,_M._C._De_Sanctis,_L._Moroz,_D._Kappel,_S._Erard,_D._Bockel\'ee-Morvan,_A._Longobardo,_F._Tosi,_E._Palomba,_J.-P._Combe,_B._Rousseau,_G._Arnold,_R._W._Carlson,_A._Pommerol,_C._Pilorget,_S._Fornasier,_G._Bellucci,_A._Barucci,_F._Mancarella,_M._Formisan,_G._Rinaldi,_I._Istiqomah,_C._Leyrat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14476 |
ESAロゼッタミッションは、67/P-チュリュモフゲラシメンコ彗星（以下、67P）の核表面の前例のない測定値を取得しました。その組成は、VIRTIS（可視、赤外線、熱画像分光計）などの現場およびリモートセンシング機器によって決定されたようです。氷、鉱物、および有機材料の集合体によって作られています。VIRTIS-Mハイパースペクトルイメージャによって実行された67P彗星の核の赤外線観測の洗練された分析を実行しました。67P赤外線スペクトルの全体的な形状は、他の炭素が豊富な外部太陽系オブジェクトの形状と類似していることがわかりました。これは、それらとの遺伝的関連の可能性を示唆しています。さらに重要なことに、より暗いバンドが存在する2.8〜3.6ミクロンの広い吸収特性の複雑なスペクトル構造を確認することもできます。これらの中で、脂肪族有機物の存在を、それらの遍在する3.38、3.42、および3.47ミクロンバンドによって明確に識別しました。彗星表面の脂肪族種のこの新しい赤外線検出は、原始太陽系の進化の歴史に強い影響を及ぼし、彗星が星間物質と太陽系小天体の間の進化的リンクを提供するという証拠を与えます。
セレスアナログ混合物のスペクトル調査：セレスのクレーター中央ピーク物質（ccp）の詳細分析
| Title |
Spectral_investigation_of_Ceres_analogue_mixtures:_in-depth_analysis_of_crater_central_peak_material_(ccp)_on_Ceres |
| Authors |
A._Galiano,_F._Dirri,_E._Palomba,_A._Longobardo,_B._Schmitt,_P._Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14486 |
ccpsのさまざまなスペクトル勾配の原因を調査するために、さまざまな粒子サイズのCeresアナログ混合物を生成し、加熱して大気中の水の吸収を除去し、スペクトル分析しました。まず、セレス表面を構成するエンドメンバー（アンチゴライトをMg-フィロシリケート、NH4-モンモリロナイトをNH4-フィロシリケート、ドロマイトを炭酸塩、グラファイトを暗色成分として使用）を混合し、相対量の異なる混合物を得ました。、および平均セレススペクトルに最も類似した反射スペクトルを持つ混合物を識別します。混合物は、0〜25μm、25〜50マイク、および50〜100マイクの粒子サイズで得られ、加熱され、T=300KおよびT=200K（VIR中の表面セレス温度に典型的）でスペクトル分析された。観察）。最も類似したセレス類似体混合物は、ドロマイト（18％）、グラファイト（27％）、アンチゴライト（32％）、およびNH4-モンモリロナイト（29％）で構成されており、この作業の結果は、この混合物がセレスにより類似していることを示唆しています。特にスペクトルの負の傾きについては、セレス平均よりも若い地域。微細なサイズに分散した暗い成分の発生に加えて、エンドメンバーの組成と粒子サイズの小さな変動を考慮する必要があります。さらに、平均セレススペクトルを特徴付ける正のスペクトル勾配は、セレスの宇宙風化をシミュレートするいくつかのプロセス（微小隕石の衝撃および太陽風照射として）、すなわちレーザーおよびイオン照射の適用によって得ることができます。結論として、Ceresareの最年少のccpsは、おそらく、細かく暗い材料が密接に分散した、より新鮮で弱く処理された混合物で構成されています。その結果、最年少の材料の反射スペクトルは、1.2〜1.9マイク範囲で負の勾配を示します。古いccpsで観察されたより赤い傾斜は、おそらくより新鮮な物質に対する宇宙風化の影響の結果です。
VIBES：SPHEREを使用したVIsual Binary
ExoplanetサーベイワイドS-planetおよびS-BD周波数の上限、トリプルシステムの発見、および20の恒星バイナリと3つのトリプルシステムの位置天文確認
| Title |
VIBES:_VIsual_Binary_Exoplanet_survey_with_SPHERE_Upper_limits_on_wide_S-planet_and_S-BD_frequencies,_triple_system_discovery,_and_astrometric_confirmation_of_20_stellar_binaries_and_three_triple_systems |
| Authors |
J._Hagelberg_(1_an_2),_N._Engler_(1),_C._Fontanive_(3),_S._Daemgen_(1),_S._P._Quanz_(1),_J._K\"uhn_(1_and_3),_M._Reggiani_(4),_M._Meyer_(5),_R._Jayawardhana_(6),_and_V._Kostov_(7)_((1)_Institute_for_Particle_Physics_and_Astrophysics,_ETH_Zurich,_Switzerland,_(2)_Geneva_Observatory,_University_of_Geneva,_Switzerland,_(3)_Center_for_Space_and_Habitability,_University_of_Bern,_Bern,_Switzerland,_(4)_Institute_of_astrophysics,_KU_Leuven,_Celestijnlaan_200D,_Leuven,_Belgium,_(5)_University_of_Michigan,_Astronomy_Department,_USA,_(6)_Department_of_Astronomy,_Cornell_University,_Ithaca,_NY,_USA,_(7)_NASA/GSFC,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14528 |
最近の調査では、連星系の惑星は以前考えられていたよりも豊富であることが示されています。これは、連星のディスクダイナミクスと惑星形成に関する理論的研究と一致しています。連星系の広軌道巨大太陽系外惑星の存在量と物理的特性を測定するために、視覚連星の惑星を検索するために「球を使ったVIsualBinaryExoplanetsurvey」（VIBES）を設計しました。VLTのSPHERE機器を使用して、年齢が145Myr未満で距離が150pc未満の23の視覚連星系と4つの視覚三項系の惑星を検索します。SPHEREのIRDISデュアルバンドイメージャーを使用して、サンプルターゲットの高コントラスト画像を取得しました。各バイナリについて、2つの成分が同時に観測され、コロナグラフが主星のみをマスキングしました。トリプルスターの場合、タイトなコンポーネントはデータ削減のためにシングルスターとして扱われました。これにより、バイナリで約50個の個別の星、トリプルで4個のバイナリのコンパニオンを効果的に検索できました。ビジュアルバイナリのプライマリの周りの亜恒星コンパニオンの頻度の上限は$<$13.7\％、ビジュアルバイナリのセカンダリの周りのサブステラコンパニオンの割合の上限は$<$26.5\％、発生率は$<です。ビジュアルバイナリのいずれかのコンポーネントの周りの巨大な惑星と褐色矮星に対して$9.0\％。私たちは、観測と文献の測定値を組み合わせて、以前から知られている20のバイナリと2つのトリプルシステムが実際に物理的に結合していることを初めて天文学的に確認しました。最後に、バイナリHD〜121336の3番目のコンポーネントを発見しました。私たちが導き出した上限は、コアの降着とバイナリーの重力不安定プロセスによる惑星形成と互換性があります。これらの制限は、単一の星や周連星惑星の検索調査で見つかった制限とも一致しています。
地球のマグマオーシャン大気の進化に対するマントルの酸化状態と脱出の影響
| Title |
Effect_of_mantle_oxidation_state_and_escape_upon_the_evolution_of_Earth's_magma_ocean_atmosphere |
| Authors |
Nisha_Katyal,_Gianluigi_Ortenzi,_John_Lee_Grenfell,_Lena_Noack,_Frank_Sohl,_Mareike_Godolt,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Franz_Schreier,_Fabian_Wunderlich_and_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14599 |
マグマオーシャンの期間は、地球の大気がどのように居住可能性に発展したかを決定する重要な段階でした。しかし、惑星内部からのガス放出や種の宇宙への脱出など、初期の地球の大気を決定する上で主要な役割を果たす重要なプロセスの役割には、大きな不確実性があります。マグマオーシャン期間の大気の組成と進化に対する、さまざまな種のガス放出とさまざまなマントル酸化還元状態のH$_2$の脱出の影響を調査します。重要な新しい大気-内部結合メカニズム、すなわち種のガス放出に強く影響するマントルの酸化還元進化が含まれています。内部ガス放出モデルと組み合わせたC-H-Oベースの化学スペシエーションモデルを採用することにより、マントルのさまざまなレドックス状態の表面での揮発性ガス放出と化学スペシエーションをシミュレートします。次に、ラインごとの放射伝達モデルを適用して、赤外線の放射と透過の観点から惑星の遠隔外観を研究します。最後に、パラメータ化された拡散制限およびXUVエネルギー駆動大気散逸モデルを使用して、宇宙へのH$_2$の損失を計算します。地球のマグマオーシャン期間中に存在する還元または酸化された大気の熱放射および透過スペクトルをシミュレートしました。H$_2$が豊富に含まれる還元または薄い大気は、H$_2$OおよびCO$_2$が豊富な酸化または厚い大気と比較して、より多くの放射線を宇宙に放出し、有効高さが大きくなります。マントルから大気へのH2のガス放出速度は、拡散が制限された宇宙への脱出速度の10倍であることがわかります。私たちの仕事は、マグマオーシャン期間中の地球大気の発達への有用な洞察と、太陽系外惑星の内部組成を議論する将来の研究を導くためのインプットを提示します。
太陽系外衛星候補に対する軌道安定性と潮汐移動制約の適用
| Title |
Application_of_Orbital_Stability_and_Tidal_Migration_Constraints_for_Exomoon_Candidates |
| Authors |
Billy_Quarles_and_Gongjie_Li_and_Marialis_Rosario-Franco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14723 |
太陽系外惑星または太陽系外惑星の衛星は、現在の技術を使用した検出可能性の最前線にあり、理論的な制約を検索で考慮する必要があります。このレターでは、Fox＆Wigert（2020）によって提案された6つの候補KOIシステムに軌道安定性と潮汐移動の理論的制約を適用して、これらのシステムが太陽系外衛星をホストできる可能性があるかどうかを特定します。ホスト惑星はそれぞれの星の近くを周回し、太陽系外衛星の軌道安定範囲はホスト惑星のヒル半径の$\sim$40％（$\sim$20R$_{\rmp}$）に制限されています。太陽系からのもっともらしい潮汐パラメータを使用して、6つのシステムのうち4つが、太陽系外衛星を潮汐的に破壊するか、システムの寿命内に外向きの移動に失うことを発見しました。残りの2つのシステム（KOI268.01とKOI1888.01）は、25R$_{\rmp}$以内で、ホスト惑星の質量の$\sim$3％未満の太陽系外衛星をホストできます。ただし、Kipping（2020）による最近の独立した通過タイミング分析では、これらのシステムは、候補として検証するための厳密な統計的検定に失敗することがわかりました。全体として、これらのシステムには、観測モデリング、潮汐移動、および軌道安定性の複合的な制約が与えられた場合にTTVシグネチャが十分に大きい太陽系外衛星が存在することがわかります。結果を再現するソフトウェアは、GitHubリポジトリのMultiversario/satcandで入手できます。
NIHAO-UHDシミュレーションで天の川銀河の低金属量星の起源を探る
| Title |
Exploring_the_origin_of_low-metallicity_stars_in_Milky_Way-like_galaxies_with_the_NIHAO-UHD_simulations |
| Authors |
Federico_Sestito,_Tobias_Buck,_Else_Starkenburg,_Nicolas_F._Martin,_Julio_F._Navarro,_Kim_A._Venn,_Aura_Obreja,_Pascale_Jablonka,_Andrea_V._Macci\`o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14207 |
最も金属量の少ない星の運動学は、天の川の初期の形成と降着の歴史への窓を提供します。ここでは、NIHAO-UHDプロジェクトから取得した天の川銀河の5〜高解像度の宇宙論的ズームインシミュレーション（$\sim〜5\times10^6$星粒子）を使用して、低金属量の起源を調査します。星（[Fe/H]$\leq-2.5$）。シミュレーションは、最近天の川で発見されたように、ディスク面に閉じ込められた低金属量の星の顕著な集団を示しています。この発見の遍在性は、天の川がこの点でユニークではないことを示唆しています。付着の歴史とは関係なく、この集団の逆行星の$\gtrsim〜90$％は、ビッグバン後の最初の数Gyrの銀河の最初の蓄積中に持ち込まれていることがわかります。したがって、私たちの結果は、天の川の初期の蓄積のトレーサーとしての逆行集団の大きな可能性を浮き彫りにしています。一方、順行性の平面集団は、後の組み立て段階で降着し、銀河の降着履歴全体をサンプリングします。静かな付着履歴の場合、この順行集団は主に宇宙進化の前半（$t\lesssim7$〜Gyr）に持ち込まれますが、進行中の活発な付着履歴の場合、後の順行での合併軌道もこの人口に貢献することができます。最後に、天の川は、かなり多くの偏心した、非常に金属量の少ない平面星を示していることに注意してください。これは、非常にアクティブな初期構築フェーズでの1つのシミュレーションを除いて、ほとんどのシミュレーションには見られない機能です。
MaNGA銀河における局所的および全体的なガス金属量と恒星の年齢の関係
| Title |
Local_and_global_gas_metallicity_versus_stellar_age_relation_in_MaNGA_galaxies |
| Authors |
Laura_S\'anchez-Menguiano,_Jorge_S\'anchez_Almeida,_Casiana_Mu\~noz-Tu\~n\'on,_Sebasti\'an_F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14211 |
銀河の物理的性質をリンクする新しいグローバルスケーリング関係の検索には、基本的な関心があります。さらに、空間的に分解された関係からのそれらの回復は、面分光法（IFS）のスポットライトの1つです。この研究では、恒星の年齢（$Age_\star$）と気相の金属量（$Z_g$）の間のグローバルおよびローカルの関係の存在を調査します。この目的のために、MaNGA調査からの736個の星形成円盤銀河のサンプルのIFSデータを分析します。グローバルな$Z_g$と$D（4000）$（恒星の年齢の指標）の間に正の相関があり、銀河の質量が増えるにつれて傾きが減少することを報告します。局所的には、星形成領域の$Z_g$と$D（4000）$、および両方のパラメーターの放射状勾配を削除した結果の残差を分析すると、同様の傾向が見られます。現地の法律は、世界の法律よりも体系的に小さい勾配を持っています。この違いはランダムエラーによるものであり、最小二乗フィッティングを実行すると、$Age_\star-Z_g$関係の真の傾きが体系的に過小評価されます。探索された関係は、ガスの金属量と固定質量での星形成率との間の既知の関係と密接に関連しており、どちらも共通の物理的起源を示しています。
ハロー緩和の測光および分光トレーサーの信頼性について
| Title |
On_the_reliability_of_photometric_and_spectroscopic_tracers_of_halo_relaxation |
| Authors |
Mohammad_H._Zhoolideh_Haghighi,_Mojtaba_Raouf,_Habib._G._Khosroshahi,_Amin_Farhang,_and_Ghassem_Gozaliasl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14217 |
半解析的銀河進化モデルを介して測光および分光プローブの信頼性の評価を提供することにより、銀河系の緩和状態を特徴づけます。シミュレートされた銀河群の動的年齢と、主に分光法または測光法のいずれかである、観測におけるハロー緩和の一般的なプロキシとの間の相関関係を定量化します。測光指標は、分光プローブと比較して、銀河群の動的緩和との強い相関関係を示していることがわかります。アンダーソンダーリング統計（$A^2$）と速度分離（$\bar{\DeltaV}$）を分光指標として利用し、光度ギャップ（$\Deltam_{12}$）を使用します。）および光度の偏心（$D_{\mathrm{off-set}}$）を分光法として。まず、$\Deltam_{12}$と$D_{\mathrm{off-set}}$の組み合わせが、2変量の関係（$\mathrm{B}=0.04\times\Deltam_{12）によって評価されることがわかります。}-0.11\timesLog（D_{off-set}）+0.28$）は、他のすべての指標と比較して、動的年齢との良好な相関関係を示しています。第二に、観測X線表面輝度マップを使用することにより、二変量関係がX線プロキシとのいくつかの許容可能な相関をもたらすことを示します。これらの相関関係は、$A^2$とX線プロキシ間の相関関係と同様に、銀河系の緩和を定量化するための信頼性が高く、高速で経済的な方法を提供します。この研究は、グループの緩和状態を決定するために測光データを使用すると、より高価な分光学的対応物に匹敵するいくつかの有望な結果につながることを示しています。
銀河周辺のガスのMUSE分析（MAGG）-II：z〜1銀河周辺の金属に富むハローガス
| Title |
MUSE_Analysis_of_Gas_around_Galaxies_(MAGG)_--_II:_Metal-enriched_halo_gas_around_z~1_galaxies |
| Authors |
Rajeshwari_Dutta_(Durham_University),_Michele_Fumagalli,_Matteo_Fossati,_Emma_K._Lofthouse,_J._Xavier_Prochaska,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Richard_M._Bielby,_Sebastiano_Cantalupo,_Ryan_J._Cooke,_Michael_T._Murphy,_John_M._O'Meara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14219 |
MUSE銀河周辺ガス分析（MAGG）調査から、28個のクエーサーフィールド内のz〜0.8-1.5で228個の銀河周辺のMgII吸収によって追跡された金属に富む冷たいハローガスの研究を提示します。z<〜0.5での調査と比較して、MgII相当幅と衝突パラメータの関係およびMgII被覆率に有意な変化は見られません。恒星の質量は、銀河の中心からの距離とともに、銀河の周りのMgII吸収に影響を与える支配的な要因であるように見えます。星形成率が約0.1Msun/年まで、衝突径数がクエーサーから最大250〜350kpcまで90％完全なサンプルでは、大部分（67^{+12}_{-15}）が見つかります。％または14/21）のMgII吸収システムは、複数の銀河に関連しています。これらのより豊かな環境における金属の複雑な分布は、以前に報告された相関関係にかなりのばらつきを追加します。複数の銀河の関連性は、孤立した銀河よりもビリアル半径の2倍以内で平均5倍強い吸収と3倍高い被覆率を示します。銀河の特性へのMgII吸収の依存性は、広範囲のグループ内媒体が観察された吸収を支配するシナリオを嫌います。これは、代わりに、グループメンバー間の重力相互作用または銀河ハローとグループ内媒体との流体力学的相互作用を、豊かな環境で観察されたMgII吸収強度と断面積の向上を説明するための好ましいメカニズムとして残します。
breakBRDの内訳：IllustrisTNGを使用して、中央に星を形成する銀河の観測的に動機付けられたサンプルの消光を追跡する
| Title |
The_breakBRD_Breakdown:_Using_IllustrisTNG_to_Track_the_Quenching_of_an_Observationally-Motivated_Sample_of_Centrally_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Claire_Kopenhafer,_Tjitske_K._Starkenburg,_Stephanie_Tonnesen,_Sarah_Tuttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14222 |
観測されたbreakBRD（「赤い円盤の破れの膨らみ」）銀河は、特に中心に集中した星形成を伴う対面円盤銀河の近くのサンプルです。D$_n$4000スペクトルで測定すると、中心に赤い円盤がありますが、最近の星形成があります。インデックス（Tuttle＆Tonnesen2020）。この論文では、IllustrisTNGシミュレーションでbreakBRDアナログを検索し、それらの歴史と将来について説明します。観測結果と一致して、銀河のごく一部（$z=0$で${\sim}4\％$;$z=0.5$で${\sim}1\％$）がbreakBRD基準を満たしていることがわかります。。質量加重された親IllustrisTNGサンプルと比較して、これらの銀河は、衛星銀河とスプラッシュバック銀河の割合が高い傾向があります。しかし、中央の非スプラッシュバックbreakBRD銀河は、同様の環境、ブラックホールの質量、および合併率を示しており、内側の星形成と外側の消光の単一の形成トリガーがないことを示しています。我々は、breakBRDアナログ銀河が全体として急冷の過程にあると判断しました。中心に集中した星形成を伴うbreakBRD状態は、現在静止している銀河または星形成銀河の歴史では珍しいものです。ただし、$z=0$の$10^{10}<M_\ast/M_{\odot}<10^{11}$静止銀河の約10％は、過去のbreakBRDと同等のSFR濃度を経験しています。さらに、breakBRD状態は短命で、数百Myrから${\sim}2$Gyrまで続きます。したがって、観測されたbreakBRD銀河は、外から内への急冷銀河のユニークなサンプルである可能性があります。
$ z = 0.4 $での巨大な楕円における多相ガスの発見からの遅い時間のフィードバックの証拠
| Title |
Evidence_for_Late-Time_Feedback_from_the_Discovery_of_Multiphase_Gas_in_a_Massive_Elliptical_at_$z=0.4$ |
| Authors |
Fakhri_S._Zahedy_(1),_Hsiao-Wen_Chen_(2),_Erin_Boettcher_(2),_Michael_Rauch_(1),_K._Decker_French_(3,_1),_Ann_Zabludoff_(4)_((1)_Carnegie_Obs,_(2)_U._Chicago,_(3)_U._Illinois,_(4)_U._Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14232 |
$z\approx0$を超える静止銀河内での多相ガスの最初の検出を報告します。観測では、二重レンズのQSOHE0047$-$1756の明るい画像を使用して、次の場所にある巨大な（$M_{\rmスター}\約10^{11}\mathrm{M_\odot}$）楕円レンズ銀河のISMを調べます。$z_\mathrm{gal}=0.408$。ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器（COS）を使用して、レンズ付きQSOの中解像度FUVスペクトルを取得し、投影距離$d=4.6$kpcでレンズISMの$\mathrm{H_2}$から多数の吸収特性を識別します。$\mathrm{H_2}$列密度は$\logN（\mathrm{H_2}）/\mathrm{cm^{-2}}=17.8^{+0.1}_{-0.3}$で、分子ガスを使用します$f_\mathrm{H_2}=2-5\％$の一部であり、いくつかの局所的な静止銀河とほぼ一致しています。新しいCOSスペクトルは、カラム密度log$N（\mathrm{OVI}）/\mathrm{cm^{-2}}=15.2\pm0.1$の高度にイオン化された種OVIおよびNVからの運動学的に複雑な吸収特性も明らかにします。そして、外部銀河で最もよく知られているものの中で、$N（\mathrm{NV}）/\mathrm{cm^{-2}}=14.6\pm0.1$を記録します。高イオン化吸収機能が、銀河を取り巻く高温のハローから放射冷却を受ける一時的な暖かい（$T\sim10^5\、$K）相に由来すると仮定すると、質量降着率は$\sim0.5-1.5\と推測されます。、\mathrm{M_\odot\、yr^{-1}}$。レンズに星が形成されていないことは、この流れの大部分がホットハローに戻っていることを示しており、加熱速度が$\sim10^{48}\、\mathrm{erg\、yr^{-1}}$であることを示しています。活動銀河からの強いフィードバックがない場合でも、進化した星の種族（主にSNeIaだけでなく、AGB星からの風）からの継続的な加熱で、ISMに冷たいガスが大量に蓄積するのを防ぐのに十分かもしれません。
ATLASGAL-内側のギャラクシーで選択された巨大な塊：VIII。光解離領域の化学
| Title |
ATLASGAL-selected_massive_clumps_in_the_inner_Galaxy:_VIII._Chemistry_of_photodissociation_regions |
| Authors |
W.-J._Kim,_F._Wyrowski,_J._S._Urquhart,_J._P._P\'erez-Beaupuits,_T._Pillai,_M._Tiwari,_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14238 |
IRAM30m望遠鏡を使用した偏りのない3mm分子線調査から得られた10個の分子遷移を、APEX望遠鏡の銀河大面積調査（ATLASGAL）によって特定された409個のコンパクトなダスト塊に向けて研究し、塊に関連する光解離領域（PDR）を理解します。。この研究の主な目的は、選択した分子の存在量が、さまざまな凝集塊環境でのPDR化学に起因する変動を示すかどうかを調査することです。HCO、HOC$^+$、C$_{2}$H、cC$_{3}$H$_{2}$、CN、H$^{13}$CN、HC$^{15を選択しました}$N、およびPDRトレーサーとしてのHN$^{13}$C、および高密度ガストレーサーとしてのH$^{13}$CO$^{+}$およびC$^{18}$O。H$_{2}$の列密度が増加すると、HCO、CN、C$_{2}$H、およびcC$_{3}$H$_{2}$の存在量が減少し、高い視覚性を示していることがわかります。高密度トレーサー（すなわち、H$^{13}$CO$^{+}$およびHC$^{15}$N）の消光は一定です。さらに、$N$（HCO）/$N$（H$^{13}$CO$^{+}$）の比率は、H$_{2}$の列密度が増加するにつれて大幅に減少し、特に82個の凝集塊が増加します。$X$（HCO）$\gtrsim10^{-10}$と$N$（HCO）/$N$（H$^{13}$CO$^{+}$）$\gtrsim1$、これは遠紫外線（FUV）化学の指標です。これは、観察されたHCOの存在量が、PDRを照らすFUV放射線に関連している可能性が高いことを示唆しています。また、HCOの存在量が多い（$\）HII領域では、$N$（cC$_{3}$H$_{2}$）/$N$（C$_{2}$H）の比率が高いことがわかります。gtrsim\、10^{-10}$）は、$L_{\rmbol}$/$M_{\rmclump}$が高いより進化した塊に関連付けられています。この傾向は、これらの分子の初期存在量を決定するゲイン表面プロセス、および高密度PDRおよびHII領域の周囲のエンベロープに対応する凝集塊の時間依存効果に関連している可能性があります。さらに、HII源の小さな炭化水素の測定された存在量の一部は、PAH分子の光解離の結果である可能性があります。
可能性のある慣性系の引きずり効果としての銀河の異常な速度曲線の説明
| Title |
Accounting_for_anomalous_velocity_curve_in_galaxies_as_a_possible_frame_dragging_effect |
| Authors |
Amey_Gupta,_Daksh_Lohiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14553 |
銀河に観測された異常な速度を説明する可能性を調査します。これは、銀河に独自の慣性系を生成させて処方させるための動的処方の結果です。観測の不確実性の範囲内で、銀河によって引きずられる慣性系の全体的な回転は、観測された異常な速度曲線に快適にフィットすることが実証されています。有限（銀河サイズ）の範囲にわたる質量分布によって慣性系を規定するための自然法則を探すためのケースが作られています。
孤立銀河と対銀河のHI研究：MIR SFR-M $ \ star $シーケンス
| Title |
HI_study_of_isolated_and_pair_galaxies:_the_MIR_SFR-M$\star$_sequence |
| Authors |
Jamie_Bok,_Rosalind_E._Skelton,_Michelle_E._Cluver,_Thomas_H._Jarrett,_Michael_G._Jones_and_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14585 |
$\textit{WISE}$の中赤外線星形成率と恒星質量インジケーターを使用して、孤立した銀河と対になった銀河の星形成率と恒星質量の関係を構築し、対比します。私たちのサンプルは、AMIGA（孤立した銀河）とHI検出を備えたアルファルファ銀河のペアで構成されているため、HI含有量（ガス分率、HI欠乏）と主系列星（MS）上の銀河の位置との関係をこれら2つの対照的に調べることができます環境。$\textit{WISE}$恒星の質量を使用して、孤立した銀河のHIスケーリング関係を初めて導出し、サンプルと比較した場合のHIコンテンツに対する環境の影響を評価するために使用できるHIコンテンツのベースライン予測子を確立します。さまざまな環境での銀河の。この更新された関係を使用して、ペアの銀河と孤立した銀河の両方のHIの不足を判断します。この作業で環境の関数として調べたすべての量（MSの位置、ガスの割合、およびHIの不足）全体で、孤立した銀河のAMIGAサンプルの分散が低いことがわかりました。$\sigma_{\rm{AMIGA}}=0.37$対$\sigma_{\rm{PAIRS}}=0.55$、MSでは$\sigma_{\rm{AMIGA}}=0.44$対$\sigma_{\rm{PAIRS}}=0.54$、および$\sigma_{\rm{AMIGA}}=0.28$対$\sigma_{\rm{PAIRS}}=0.34$HI不足。また、12個（2.3$\％$）の静止ペアメンバーと比較して、孤立した静止銀河が3個（0.6$\％$）少ないことにも注目します。私たちの結果は、サンプル間で測定された散乱の違いが環境主導であることを示唆しています。孤立した銀河は比較的予想通りに振る舞い、人口密度の高い環境にある銀河は、広範囲の量にわたって、より確率的な振る舞いを採用します。
ATLASGAL-密な星形成の塊と星間メーザーの関係
| Title |
ATLASGAL_--_Relationship_between_dense_star_forming_clumps_and_interstellar_masers |
| Authors |
S._J._Billington,_J._S._Urquhart,_C._K\"onig,_H._Beuther,_S._L._Breen,_K._M._Menten,_J._Campbell-White,_S._P._Ellingsen,_M._A._Thompson,_T._J._T._Moore,_D._J._Eden,_W._-J._Kim,_S._Leurini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14608 |
ATLASGAL調査で特定されたように、いくつかの銀河面調査と専用の観測からのカタログを使用して、さまざまなメーザー種と銀河星形成の塊との関係を調査しました。対象となるメーザー遷移は、6.7および12.2GHzのメタノールメーザー、22.2GHzの水メーザー、およびヒドロキシルの4つの基底状態の超微細構造遷移で放出されるメーザーです。水、ヒドロキシル、およびメタノールメーザーの凝集塊の会合率は、銀河経度の範囲60{\deg}>$l$>-60{\deg}内で、それぞれ56、39、および82パーセントであることがわかります。メーザー関連の塊と完全なATLASGALサンプルの間の物理的パラメーターの違いを調査し、メーザーの放出と一致する塊が密度と光度の増加とともによりコンパクトになることを発見しました。ただし、塊内の物理的条件は、異なるメーザー種で類似していることがわかります。以前の調査で見つかった6.7GHzのメタノールメーザーの体積密度のしきい値$n$（H$_{2}$）>10$^{4.1}$cm$^{-3}$は、全体で一貫していることが示されています。調査したすべてのメーザー種について。メーザー放出の生成に必要な制限は、それぞれ500L$_{\odot}$と6M$_{\odot}$であることがわかります。メーザー関連の塊の進化段階は、メーザーの放出と一致する塊のL/M比を使用して調査され、これらは同様のL/M範囲（〜10$^{0.2}$-10$^{2.7}$L$_{\odot}$/M$_{\odot}$）関連する遷移に関係なく。これは、メーザー放出の生成に必要な条件が、星の進化中の比較的狭い期間にのみ発生することを意味します。各メーザー種の統計的寿命の下限は、約0.4〜2x10$^{4}$年の範囲で導き出され、以前に提示された「ストローマン」進化モデルとよく一致しています。
X_CO変換係数の環境依存性
| Title |
The_environmental_dependence_of_the_X_CO_conversion_factor |
| Authors |
Munan_Gong,_Eve_C._Ostriker,_Chang-Goo_Kim,_Jeong-Gyu_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14631 |
COは、分子ガスの最も広く使用されている観測トレーサーです。観測可能なCOの光度は、不確実性とバイアスの原因である変換係数X_COを介してH_2質量に変換されます。X_COにはばらつきがありますが、経験的に決定された太陽近傍値は、さまざまな銀河環境に適用されることがよくあります。X_COの理解を深めるために、広範囲のガス表面密度を持つ銀河円盤の星間物質（ISM）の3D電磁流体力学シミュレーションを採用し、さまざまな金属量、遠紫外線（FUV）放射、および宇宙線イオン化率（CRIR）を可能にします。）。TIGRESSシミュレーションフレームワークを使用して、自己無撞着な星形成とフィードバックを備えた三相ISMをモデル化し、化学と放射伝達を備えた後処理出力を使用して、合成CO（1--0）および（2--1）マップを生成します。私たちのモデルは、近くの円盤銀河で観測されたCO励起温度、線幅、線比を再現しています。X_COは金属量の増加とともに減少し、べき乗則の傾きは（1--0）線で-0.8、（2--1）線で-0.5です。X_COは、CRIRが高くなると減少し、FUV放射の影響を受けません。密度が増加すると、X_COは最初に励起温度の上昇により減少し、次に放出が完全に飽和すると増加します。X_COと、ライン比、ピークアンテナ温度、ラインの明るさなど、ローカルガスの状態を調査する観測可能な量との間の適合を提供します。さまざまなビームサイズを可能にするこれらの適合は、系統的偏りを較正するための観測に使用できます。また、さまざまなガス表面密度、観測感度、およびビームサイズでのCO-darkH_2フラクションの推定値も提供します。
ほこりっぽい核周囲ディスクに埋め込まれた中間質量ブラックホールのスーパーエディントン質量成長
| Title |
Super-Eddington_mass_growth_of_intermediate-mass_black_holes_embedded_in_dusty_circumnuclear_disks |
| Authors |
Daisuke_Toyouchi,_Kohei_Inayoshi,_Takashi_Hosokawa,_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14673 |
巨大な自己重力のほこりっぽい核降着円盤に埋め込まれた中間質量BH（IMBH）の成長を調査する、最初の3次元放射流体力学シミュレーションを実行します。質量降着効率のガス金属量$Z$への依存性と、外側の銀河円盤$\dot{M}_{\rmin}$からのスーパーエディントン降着率での質量注入を調査し、中央のBHがほこりっぽいディスクが電離放射線に対して十分に光学的に厚くなった場合にのみ、エディントン速度を超える速度で供給されます。この場合、光蒸発によるディスクからの質量流出が抑制されるため、質量注入率の大部分（$\gtrsim40\％$）が中央のBHに供給されます。条件は、$\dot{M}_{\rmin}>2.2\times10^{-1}〜M_\odot〜{\rmyr}^{-1}（1+Z/10^{-2}〜Z_\odot）^{-1}（c_{\rms}/10〜{\rmkm〜s}^{-1}）$、ここで$c_{\rms}$は音ですガス状ディスクの速度。数値分解能の向上に伴い、ディスクの急激な断片化によりディスクの表面密度が低下し、形成された凝集塊による動的な加熱によりディスクの厚さが厚くなります。その結果、光蒸発質量損失率が上昇し、したがって、固定金属量の臨界注入率が増加します。このプロセスにより、ホストのダークマターハローと金属の特性に応じて、BHの質量が$M_{\rmBH}\sim10^{7-8}〜M_\odot$に達するまでBHのスーパーエディントン成長が可能になります。濃縮履歴。原始銀河の集合では、$z\sim15-20$で質量分散が3-4$\sigma$の過密領域で形成されるシードBHは、短期間に急速に成長し、エディントンに移動することができます-その後、成長段階が限定され、$z>6-7$で観測される超大質量BHになります。
ドラドとそのメンバーの銀河。グループバックボーンのHaイメージング
| Title |
Dorado_and_its_member_galaxies._Ha_imaging_of_the_group_backbone |
| Authors |
R._Rampazzo,_S._Ciroi,_P._Mazzei,_F._Di_Mille,_E._Congiu,_A._Cattapan,_L._Bianchi,_E._Iodice,_A._Marino,_H._Plana,_J._Postma,_M._Spavone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14731 |
要約：ドラドは、南半球に数度伸びる、近くにある豊かで塊状の銀河群です。初めて、Ha分布を、ドラドメンバーの星形成（SF）活動の可能な指標としてマッピングします。その大部分は、相互作用とマージシグネチャを示しています。2.5mデュポンと1mSwope望遠鏡を使用して、14個の銀河の狭帯域のキャリブレーションされた画像を取得し、グループのバックボーンを形成し、Ha+[NII]を数10$^{-17}$erg〜cmにマッピングしました。$^{-2}$〜s$^{-1}$〜arcsec$^{-2}$。銀河の前景の絶滅と[NII]汚染を補正して、Haフラックスから銀河の星形成率（SFR）を推定しました。Ha+[NII]の放出は、すべての銀河で検出されています。HII領域は明らかに後期型銀河（LTG）で出現しますが、初期型銀河（ETG）では、特に中央領域でHa+[NII]放出が[NII]によって支配されます。ただし、HII複合体は4つのETGでも明らかになっています。ドラドグループ全体を考えると、特定のSFの尺度であるHa+[NII]相当幅は、初期型から後期型のメンバーまで、形態学的タイプとともに増加しますが、同様に観察されたものよりも低いままです。渦巻銀河の調査。スパイラルメンバーのSFRは、同様の銀河調査James+（2004）で観察された範囲内ですが、3つのスパイラルでは、SFRはそれらの形態学的クラスの中央値をはるかに下回っています。一部の初期型メンバーのSFRは、オッズで、この形態学的ファミリーのHa+[NII]調査から得られた平均よりも高くなる傾向があります。Ha+[NII]で、観察されたすべてのETGが検出され、それらの半分はHII領域を示しています。これらの発見は、このグループのETGが死んだ銀河ではないことを示唆しています：彼らのSFはまだシャットダウンしていません。銀河と銀河の相互作用を介したガスストリッピングやガス降着などのメカニズムは、ドラドのこの進化段階でのSFの変更に関連しているようです。
ALMAバンド7のOMC-1ダスト分極：Orion SourceI付近の粒子配列メカニズムの診断
| Title |
OMC-1_dust_polarisation_in_ALMA_Band_7:_Diagnosing_grain_alignment_mechanisms_in_the_vicinity_of_Orion_Source_I |
| Authors |
Kate_Pattle,_Shih-Ping_Lai,_Melvyn_Wright,_Simon_Coud\'e,_Richard_Plambeck,_Thiem_Hoang,_Ya-Wen_Tang,_Pierre_Bastien,_Chakali_Eswaraiah,_Ray_Furuya,_Jihye_Hwang,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Kee-Tae_Kim,_Florian_Kirchschlager,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Sheng-Yuan_Liu,_Aran_Lyo,_Nagayoshi_Ohashi,_Mark_Rawlings,_Mehrnoosh_Tahani,_Motohide_Tamura,_Archana_Soam,_Jia-Wei_Wang,_Derek_Ward-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14758 |
オリオン分子雲のOMC-1領域の中心のALMAバンド7偏光観測を提示します。この領域で観測された偏光パターンは、$>10^{4}$L$_{\odot}$高質量原始星OrionSourceIの放射場によって大幅に変化することがわかります。Sourceの光学的に厚い円盤内I、偏光はダストの自己散乱から発生する可能性がありますが、ソースIの南にある物質（以前は「異常な」偏光放射の領域として識別されていました）では、ソースIの周りに同心円状の偏光ジオメトリが観察されます。ソースIの極端な明るさの領域では、放射進行のタイムスケールを、適度に大きな粒子（$>0.005-0.1\、\mu$m）のラーモアタイムスケールよりも短くして、これらの粒子を放射整列トルク（RAT）で整列させることができます。）磁場方向（B-RAT）ではなく、放射異方性ベクトル（k-RAT）の周りで処理します。原始星円盤またはAGB星のエンベロープの外側でk-RATアライメントが観測されたのはこれが初めてです。OMC-1の他の場所では、粒子が磁場方向に垂直に整列したままであり、磁場の形状が低解像度の単一皿の観測からその領域で推測されたものと一致していることがわかります。サイズスケールと密度が桁違いにこの形状が持続することは、磁場が動的に重要であり、OMC-1の星形成を仲介する上で重要な役割を果たしていることを示唆しています。
自己生成電場による分子雲からの宇宙線の排除
| Title |
Exclusion_of_cosmic_rays_from_molecular_clouds_by_self-generated_electric_fields |
| Authors |
Kedron_Silsbee_and_Alexei_V._Ivlev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14208 |
最近、銀河のいくつかの地域で、宇宙線（CR）の存在量が以前に考えられていたよりも数桁高いことが発見されました。さらに、分子雲エンベロープでは、CRイオン化が電子によって支配されている可能性があるという証拠があります。電子が支配的なイオン化が高い領域では、CR電子の分子雲への浸透が、それらが蓄積する電荷の結果として発生する電界によって変調されることを示します。自己変調のこの新しいメカニズムの重要性を評価し、銀河中心近くに見られるような高イオン化環境では、CRの浸透を数分の1から数百分の1に減らすことができることを示しています。
SN2017hccの高分解能分光法と衝撃後のダスト形成からのその青方偏移ラインプロファイル
| Title |
High-resolution_spectroscopy_of_SN_2017hcc_and_its_blueshifted_line_profiles_from_post-shock_dust_formation |
| Authors |
Nathan_Smith_and_Jennifer_E._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14215 |
SN2017hccは、近くにあり、強く偏光した超高輝度TypeIIn超新星（SN）であることで注目に値しました。他のスペクトルと組み合わせてラインプロファイルの進化を調査する高解像度のエシェルスペクトルを取得しました。すべての時代は、衝撃波前の星周物質（CSM）からの狭いP〜Cygni成分を明らかにしており、40-50km/sの前駆体からの軸対称の流出を示しています。中程度の幅と広い成分は、発光SNe〜IInに見られる古典的な進化を示します：初期の電子散乱によって広がった衝撃前のCSM線からの対称ローレンツプロファイル、遅い時間にSN噴出物から来る多成分の不規則なプロファイルに移行しますショック後のシェル。多くのSNe〜IInと同様に、プロファイルは徐々に増加する青方偏移を示し、200日目以降、中速および広速成分の赤い翼に明らかなフラックス不足が見られます。この青方偏移は、連続体の光度が弱まった後、および中幅成分で発生します。SNイジェクタがフェードした後でも遅い時間に持続します。SN2017hccでは、青方偏移は、SN光球による掩蔽、CSMの衝撃前加速、または偏った爆発またはCSMとして説明することはできません。代わりに、青方偏移は、ショック後のシェルとSNイジェクタでのダストの形成から発生します。この効果は、ダストに特徴的な波長依存性を持ち、大きな粒子と一致する消光法則を示します。したがって、SN2017hccは衝撃後のダスト形成を経験し、SN2010jlと同様に穏やかに双極のCSMシェルを持っていました。他の超高輝度SNeIInと同様に、爆発する前の10年間に極端な爆発的な質量損失が発生したため、前駆体は約10Msunを失いました。
放射冷却を使用した高解像度3DGRMHDシミュレーションからのSgrA *のスペクトルおよびイメージング特性
| Title |
Spectral_and_Imaging_properties_of_Sgr_A*_from_High-Resolution_3D_GRMHD_Simulations_with_Radiative_Cooling |
| Authors |
Doosoo_Yoon,_Koushik_Chatterjee,_Sera_Markoff,_David_van_Eijnatten,_Ziri_Younsi,_Matthew_Liska_and_Alexander_Tchekhovskoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14227 |
銀河中心の候補となる超大質量ブラックホール、いて座A*（SgrA*）は、その低い降着率から推測される、放射的に非効率的な降着流（RIAF）によって供給されることが知られています。その結果、放射冷却は一般的にSgrA*の研究では見過ごされてきました。ただし、RIAFのプラズマの放射特性はよくわかっていません。この作業では、完全な3D一般相対論的磁気流体力学的シミュレーションを使用して、降着プラズマの動的進化に対する放射冷却の影響を研究し、スペクトルエネルギー分布とSgrA*周辺の降着流から生成された合成サブミリメートル画像を提示します。。これらのシミュレーションは、シンクロトロン、制動放射、逆コンプトンプロセスなど、放射冷却プロセスの近似方程式を自己無撞着に解きます。降着率が増加するにつれて、放射冷却が降着流のダイナミクスにおいてますます重要な役割を果たすことがわかります。冷却が強くなるにつれて、中央面の密度が増加し、流入するガスの乱流が少なくなります。付加率が$10^{-8}\、M_{\odot}〜{\rmyr}^{-1}$（$\gtrsim10^{-7}）より大きい場合、動的進化の変化が重要になります。\dot{M}_{\rmEdd}$、ここで$\dot{M}_{\rmEdd}$はエディントンの付加率です）。冷却モデルで得られるスペクトルも、非冷却モデルのスペクトルとは異なります。サブmmおよび遠紫外線でのピーク値を含む全体的なフラックスは、電子温度の低下の結果としてわずかに低くなります。。私たちの結果は、SgrA*や、質量降着率が$\dot{M}>10^{-7}\、\dot{である他の低光度活動銀河核のモデリングでは放射冷却を注意深く考慮する必要があることを示唆しています。M}_{\rmEdd}$。
GW190521をエキセントリックブラックホール合併として使用したハッブル定数測定
| Title |
Hubble_Constant_Measurement_with_GW190521_as_an_Eccentric_Black_Hole_Merger |
| Authors |
V._Gayathri,_J._Healy,_J._Lange,_B._O'Brien,_M._Szczepanczyk,_I._Bartos,_M._Campanelli,_S._Klimenko,_C._Lousto,_R._O'Shaughnessy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14247 |
重力波観測は、ハッブル定数$H_0$を正確に測定するために使用でき、Ia型超新星からの制約と宇宙マイクロ波背景放射との間の現在の不一致を理解するのに役立ちます。中性子星合体は、電磁放射を使用して測定の不確かさを大幅に低減できるため、主にこの目的で使用されます。ここでは、最近観測されたブラックホール合併GW190521と、GW190521の特性の非常に風変わりな説明を使用して、ZTFによって発見されたその候補電磁対応物を使用して$H_0$を推定します。GW190521の再構築された距離と候補ホスト銀河の赤方偏移は、離心率がないと仮定してソースパラメータを再構築する場合よりも、離心率モデルの標準的な宇宙論と一致していることがわかります。GW190521の$H_0=88.6^{+17.1}_{-34.3}$\、km\、s$^{-1}$Mpc$^{-1}$、および$H_0=73.4^{+6.9}_{-10.7}$\、km\、s$^{-1}$Mpc$^{-1}$と、中性子星合体GW170817の結果の組み合わせ。私たちの結果は、ブラックホール連星を使用した将来の$H_0$計算では、考えられる離心率を考慮する必要があることを示しています。極端な場合、AGNディスク内のバイナリの軌道速度は、重大な体系的な不確実性を表す可能性があります。
合併イベントGW170817に照らしたハイブリッドスター
| Title |
Hybrid_stars_in_the_light_of_the_merging_event_GW170817 |
| Authors |
Alessandro_Parisi,_C._V\'asquez_Flores,_C._Henrique_Lenzi,_Chian-Shu_Chen_and_Germ\'an_Lugones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14274 |
界面での相転移が遅いと仮定して、鋭い相転移を伴うクォーク-ハドロンハイブリッド星を研究します。ハドロン物質は、カイラル有効場の理論に基づく一連の状態方程式（EoS）と、一般的なバッグモデルによるクォーク物質によって記述されます。界面での変換が遅いため、最大質量星の密度を超える中心密度を持つ安定したハイブリッド星の拡張領域があります。ハイブリッド星のいくつかのグローバルプロパティのインターフェイスでの遷移圧力とエネルギー密度ジャンプ$\Delta\epsilon$の役割を体系的に調査します。与えられた遷移圧力に対して、最後の安定したハイブリッド星の半径は、$\Delta\epsilon$が上がるにつれて減少し、安定したハイブリッド星のより大きな拡張ブランチをもたらすことがわかります。純粋なハドロン星とは対照的に、潮汐変形能$\Lambda$は、恒星質量$M$の減少関数または増加関数のいずれかであり、遷移圧力の値が大きい場合、$M$への依存度は非常に弱くなります。最後に、GW170817と同じチャープ質量を持つバイナリシステムの潮汐変形能力$\Lambda_1$と$\Lambda_2$を分析します。バイナリ内の星の少なくとも1つがハイブリッドであるシナリオでは、遷移圧力が十分に低いモデルがGW170817の$90\％$の信頼できる領域内にあることがわかります。ただし、これらのモデルの最大質量は$2\、M_{\odot}$未満であり、観測結果とは一致しません。また、すべてのハイブリッド構成の質量が$1.6\、M_{\より大きいシナリオでは、LIGO/Virgo制約（$90\％$レベル）と$2\、M_{\odot}$要件を同時に満たすことができることもわかりました。odot}$とハドロンEoSはそれほど硬くありません。たとえば、中程度の剛性のハドロンEoSを含むハイブリッドモデルのいくつかなどです。このようなシナリオでは、ハイブリッド星は自然界に存在する可能性がありますが、GW170817の両方のオブジェクトはハドロン星でした。
活動期の銀河中心部における赤色巨星の枯渇
| Title |
Depletion_of_bright_red_giants_in_the_Galactic_center_during_its_active_phases |
| Authors |
Michal_Zaja\v{c}ek,_Anabella_Araudo,_Vladim\'ir_Karas,_Bo\.zena_Czerny,_Andreas_Eckart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14364 |
近赤外線領域での観測は、銀河中心の超大質量ブラックホール（SgrA*）から$\sim0.5\、{\rmpc}$内に明るい晩期型星の平らなコアが存在することを示しましたが、若い巨大なOB/Wolf-Rayet星は尖点を形成します。銀河中心の星の種族の分布のこの明らかなパラドックスを説明するために、いくつかの動的プロセスが提案されました。過去100万年の間にSgrA*の活動が大幅に増加したという証拠が増えていることを踏まえ、後期型巨人と原子力ジェットの相互作用に基づくシナリオを提案します。その過去の存在とエネルギー論は、$\gamma$線フェルミバブルと双極電波バブル。赤色巨星の拡張された緩いエンベロープは、$L_{\rmj}\約10^{41}$-$10^{44}\、{\rmerg\、の範囲の動的光度でジェットによってアブレーションできます。SgrA*（Sクラスター領域）の内側の$\sim0.04\、{\rmpc}$内のs^{-1}}$。これにより、数千のジェット星の相互作用の後に赤外線の光度が低下します。赤色巨星の大気の除去は、$\lesssim1\、{\rmmpc}$の距離で動作する潮汐ストリッピングのプロセスと、$\gtrsimでの星と塊状の円盤との直接的な機械的相互作用によって補完されます。0.04\、{\rmpc}$、これはSgrA*からの内側半パーセク内の明るい晩期型星の平坦な密度プロファイルを説明できます。
HI吸収を使用したブラックホール候補X線連星MAXIJ1348-630までの距離の測定
| Title |
Measuring_the_distance_to_the_black_hole_candidate_X-ray_binary_MAXI_J1348-630_using_HI_absorption |
| Authors |
J._Chauhan,_J._C._A._Miller-Jones,_W._Raja,_J._R._Allison,_P._F._L._Jacob,_G._E._Anderson,_F._Carotenuto,_S._Corbel,_R._Fender,_A._Hotan,_M._Whiting,_P._A._Woudt,_B._Koribalski,_E._Mahony |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14419 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）とMeerKATを使用して、ブラックホール候補のX線連星（XRB）MAXIJ1348--630のHI吸収スペクトルを示します。ASKAPHIスペクトルは、$-50\pm4$kms$^{-1}と比較して、MAXIJ1348--630の最大負視線速度が$-31\pm4$kms$^{-1}$であることを示しています。いくつかの近くの銀河系外の源の積み重ねられたスペクトルのための$。これは、MAXIJ1348-630の最も可能性の高い距離が$2.2^{+0.5}_{-0.6}$kpcであり、接点距離の強い上限が$5.3\pm0.1$kpcであることを意味します。私たちの好ましい距離は、MAXIJ1348-630が爆発のピーク時にエディントン光度の$17\pm10$％に達し、線源が$2.5\pm1.5$％で軟X線スペクトル状態から硬X線スペクトル状態に移行したことを意味します。エディントン光度の。MAXIJ1348-630のMeerKATHIスペクトル（古い低解像度4kモードから取得）は、再ビニングされたASKAPスペクトルと一致しており、XRBスペクトル線研究に対するMeerKATの最終的な機能の可能性を強調しています。
チェレンコフ望遠鏡アレイを使用した検出特性のシミュレーションによるSNRG0.9 +0.1のパルサー風星雲の拘束モデル
| Title |
Constraining_Models_of_the_Pulsar_Wind_Nebula_in_SNR_G0.9+0.1_via_Simulation_of_its_Detection_Properties_using_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
M._Fiori,_L._Zampieri,_A._Burtovoi,_P._Caraveo_and_L._Tibaldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14520 |
SNRG0.9+0.1は、超新星残骸（SNR）とパルサー風星雲（PWN）で構成される銀河中心方向のよく知られた情報源です。SNRG0.9+0.1の観測をシミュレートして、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の可能性を調査します。このソースの空間的およびスペクトル特性を研究し、これらの測定値の系統的誤差を推定しました。VHE放出領域が$\sim0.65'$より大きい場合、ソースは解決されます。異なるスペクトルモデルを区別し、カットオフエネルギーを計算することも可能です。系統的なエラーは、特に低エネルギーでのIRF機器の不確実性によって支配されます。1ゾーンの時間依存レプトンモデルを使用して、SNR内の若いPWNの進化を計算しました。モデルをシミュレートされたCTAデータに適用し、$\gamma$線スペクトルのカットオフエネルギーを正確に測定できることがわかりました。多波長スペクトルのフィッティングにより、PWNの磁化も制限することができます。逆に、純粋なべき法則スペクトルはこのモデルを除外します。最後に、星間放射場（ISRF）のスペクトル形状とエネルギー密度がPWNのパラメーターの推定に与える影響を確認し、大きな影響を受けていないことを確認しました。
高赤方偏移FSRQPKSJ0805-0111の電波光度曲線における高信頼性準周期振動の検出
| Title |
Detection_of_a_high-confidence_quasi-periodic_oscillation_in_radio_light_curve_of_the_high_redshift_FSRQ_PKS_J0805-0111 |
| Authors |
Guo-Wei_Ren,_Hao-Jing_Zhang,_Xiong_Zhang,_Nan_Ding,_Xing_Yang,_Fu-Ting_Li,_Pei-Lin_Yan_and_Xiao-Lin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14604 |
この作業では、2008年1月9日から5月までの期間にオーエンスバレー電波天文台（OVRO）40m望遠鏡によって監視されたFSRQPKSJ0805-0111の15GHz光度曲線の準周期的振動（QPO）を検索しました。9,2019、加重ウェーブレットZ変換（WWZ）およびLomb-Scargleピリオドグラム（LSP）手法を使用。FSRQPKSJ0805-0111でこれら2つの方法で定期的な無線信号を検索するのはこれが初めてです。2つの方法はすべて、3.38$\pm$0。8年（$>$99.7\％信頼水準）の周期で繰り返し信号を一貫して明らかにします。期間の重要性を判断するために、誤警報確率法が使用され、多数のモンテカルロシミュレーションが実行されました。考えられる説明として、薄いディスクの熱不安定性シナリオ、スパイラルジェットシナリオ、バイナリ超大質量ブラックホールシナリオなど、いくつかのシナリオについて説明します。QPOがバイナリブラックホールは、最も可能性の高い説明です。したがって、FSRQPKSJ0805-0111は、優れたバイナリブラックホール候補になる可能性があります。ブラックホール連星のシナリオでは、一次ブラックホールと二次ブラックホールの間の距離は約$1.71\times10^{16}$cmです。
中性子星の平衡に対する動的暗黒エネルギーの影響
中性子星内部の最小結合スカラー場暗黒エネルギーの密度分布を研究します。暗黒エネルギーは、流体力学的表現では、3つのパラメーター（バックグラウンド密度、状態方程式、および有効音速）を持つ完全流体と見なされます。中性子星の物質は、ブリュッセル-モントリオールグループによって開発された3つの統一された状態方程式でモデル化されています。中性子星内部の暗黒エネルギーの計算された密度分布（および暗黒エネルギーパラメータへの依存性）を使用して、その存在が中性子星の巨視的特性と質量限界の値にどのように影響するかを調査します。この影響から、観測された中性子星の既知の最大質量の助けを借りて、ダークエネルギーの音の有効速度に対する可能な制約を導き出します。このアプローチでは、音速の2乗は、光の2乗速度の単位で$\sim10^{-2}$より小さくすることはできないことがわかりました。
冷却新星と新星のようなもののX線スペクトルと光度曲線
| Title |
X-ray_Spectra_and_Light_Curves_of_Cooling_Novae_and_a_Nova-Like |
| Authors |
Bangzheng_Sun,_Marina_Orio,_Andrej_Dobrotka,_Gerardo_Juan_Manuel_Luna,_Sergey_Shugarov,_Polina_Zemko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14619 |
新星V2491CygとKTEriの爆発から約9年後、矮新星と新星後の候補EYCyg、およびVYScl変数のX線観測を示します。最初の3つのオブジェクトは、XMM-Newton、KTEri、ChandraACIS-Sカメラ、V794Aql、ChandraACIS-Sカメラ、および高エネルギー透過格子で観測されました。爆発の振幅と光度曲線が似ている最近の2つの新星は、静止時に非常に異なって見えます。重力エネルギーの半分がX線で照射されると仮定すると、V2491Cygは$\dot{m}=1.4\times10^{-9}-10^{-8}M_\odot/yr$で降着しますが、KTの場合エリ、$\dot{m}<2\times10^{-10}M_\odot/yr$。V2491Cygは、磁化されたWD、特に中間ポーラーの特徴を示しています。バーストで検出された約39分の周期性がまだ測定されており、WDの回転が原因である可能性があります。EYCygは、ふたご座U星の爆発挙動と静止UVフラックスと一貫して、KTEriより1等級低い$\dot{m}\sim1.8\times10^{-11}M_\odot/yr$で降着しています。X線は、おそらく二次側のX線フラックスが原因で、システムの傾斜が小さいにもかかわらず、公転周期で変調されます。約81分の期間も検出され、中間ポーラーである可能性も示唆されています。V794Aqlは、光学的に高い状態ではX線の光度が低く、最近の光学的に低い状態とほぼ同じレベルでした。したがって、光学的光度とX線光度の間に明確な相関関係は見つかりません。降着率は不安定で変動しているように見えます。非常に硬いX線スペクトルは、大量のWDを示しています。
ゼロネットフラックスMRI-ディスク内の乱流-栄養スキームと磁気プラントル数依存性
| Title |
Zero_net_flux_MRI-turbulence_in_disks_--_sustenance_scheme_and_magnetic_Prandtl_number_dependence |
| Authors |
G._Mamatsashvili,_G._Chagelishvili,_M._Pessah,_F._Stefani,_G._Bodo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14736 |
標準的なせん断ボックスシミュレーションを使用して、正味磁束がゼロの天体物理ケプレリアンディスクにおける磁気回転不安定性（MRI）駆動乱流の維持と磁気プラントル数（${\rmPm}$）への依存性を調査します。フーリエ空間での乱流ダイナミクスに焦点を当て、ディスクフローシアーによる非線形プロセスの特定の/非標準的な異方性をキャプチャします。これは、フーリエ空間の波数ベクトル方向に対するモードの新しいタイプの非線形再分布（非線形横カスケード）であり、せん断流に一般的であり、通常の直接/逆カスケードとは根本的に異なります。ゼロフラックスMRIには指数関数的に成長するモードがないため、その成長は一時的または非モーダルです。乱流の自給自足は、MRIの一時的な成長と非線形の横方向のカスケードの建設的な協力によって支配されています。この協調は、フーリエ空間のバイタルエリアと呼ばれる小さな波数（フローサイズスケール）で行われます。直接カスケードは、モードエネルギーを重要な領域からより大きな波数に転送します。大きな${\rmPm}$では、横方向のカスケードが直接のカスケードよりも優勢であり、モードのエネルギーのほとんどが小さな波数に含まれています。ただし、${\rmPm}$が減少すると、横方向カスケードの作用が弱まり、エネルギーをより高い波数に効率的に伝達する直接カスケードの作用に対抗できなくなり、抵抗散逸が増加します。これは、栄養計画を弱体化させ、乱流の崩壊をもたらします。したがって、${\rmPm}$の減少に伴うゼロ正味フラックスMRI乱流の減衰は、直接カスケードが横カスケードよりも優勢になり始めたときの非線形プロセスのトポロジー的再配置に起因します。
相乗効果の実現：惑星科学の情報インフラストラクチャの改善
このホワイトペーパーでは、PlanetaryScience（PS）コミュニティが、既存の天文学デジタルライブラリであるADSと協力して、分野固有のデジタルライブラリを構築することを提唱しています。PSデータアーカイブは、アーカイブデータと派生ジャーナル記事の間の直接リンクを可能にするために、キュレーションのレベルを上げることをお勧めします。また、PS情報インフラストラクチャの新しいコンポーネントを作成して、太陽系の特徴やオブジェクトに関する情報を照合およびキュレートすることをお勧めします。これは、USGS/IAUGazetteerofPlanetaryNomenclatureから始まります。
テラヘルツ強度マッパー（TIM）：銀河進化研究のための次世代実験
| Title |
The_Terahertz_Intensity_Mapper_(TIM):_a_Next-Generation_Experiment_for_Galaxy_Evolution_Studies |
| Authors |
Joaquin_Vieira,_James_Aguirre,_C._Matt_Bradford,_Jeffrey_Filippini,_Christopher_Groppi,_Dan_Marrone,_Matthieu_Bethermin,_Tzu-Ching_Chang,_Mark_Devlin,_Oliver_Dore,_Jianyang_Frank_Fu,_Steven_Hailey_Dunsheath,_Gilbert_Holder,_Garrett_Keating,_Ryan_Keenan,_Ely_Kovetz,_Guilaine_Lagache,_Philip_Mauskopf,_Desika_Narayanan,_Gergo_Popping,_Erik_Shirokoff,_Rachel_Somerville,_Isaac_Trumper,_Bade_Uzgil,_and_Jonas_Zmuidzinas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14340 |
宇宙の時間にわたる銀河の形成と進化を理解することは、今日の天体物理学と宇宙論の最重要目標の1つです。宇宙の星形成率は過去140億年の間に劇的な進化を遂げており、塵で覆い隠された星形成銀河（DSFG）はこの進化の重要な要素です。さまざまな重要で明るく、消滅していない診断線が遠赤外線（FIR）に存在し、瞬間的な星形成率、星形成に対するAGNフィードバックの影響など、銀河の進化の物理的条件に対する重要な洞察を提供できます。星の質量関数、金属量、およびそれらの電離放射線のスペクトル。FIR分光法は技術的には困難ですが、科学的に重要です。成層圏気球は、現在の機器の感度を上回ることができるプラットフォームを提供し、FIR波長で大面積、広帯域幅の空間/スペクトルマッピングを提供する唯一の方法です。NASAは最近、FIR分光法に必要な主要な技術的マイルストーンを実証することを目的として、TIMであるテラヘルツ強度マッパーを選択しました。TIM機器は、2メートルの低放射率炭素繊維望遠鏡に接続された3600の動的インダクタンス検出器（KID）を備えた240〜420ミクロンの面分光計で構成されています。この論文では、南極からの計画された飛行のためのTIM実験の開発、テスト、および展開の計画を要約します。
非極低温彗星核サンプル返還の事例
| Title |
The_Case_for_Non-Cryogenic_Comet_Nucleus_Sample_Return |
| Authors |
Keiko_Nakamura-Messenger,_Alexander_G._Hayes,_Scott_Sandford,_Carol_Raymond,_Steven_W._Squyres,_Larry_R._Nittler,_Samuel_Birch,_Denis_Bodewits,_Nancy_Chabot,_Meenakshi_Wadhwa,_Mathieu_Choukroun,_Simon_J._Clemett,_Maitrayee_Bose,_Neil_Dello_Russo,_Jason_P._Dworkin,_Jamie_E._Elsila,_Kenton_Fisher,_Perry_Gerakines,_Daniel_P._Glavin,_Julie_Mitchell,_Michael_Mumma,_Ann._N._Nguyen,_Lisa_Pace,_Jason_Soderblom,_Jessica_M._Sunshine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14366 |
彗星は、プレソーラーの歴史、惑星形成の初期状態、および初期の地球へのプレバイオティクスの有機物と揮発性物質を記録することによって、太陽系の謎に対する答えを保持しています。彗星の核から返されたサンプルの分析は、太陽系の出発物質と、それらがどのように集まって惑星を形成し、生命を生み出すかについての比類のない知識を提供します。1。彗星はどのように形成されましたか。2.彗星の物質は原始的ですか、それとも複雑な変質の歴史を経ていますか？3.彗星に水系の変化は起こりますか？4.彗星の有機物の組成は何ですか？5.彗星は、地球の揮発性物質のかなりの部分を供給しましたか？6.彗星の有機物は、地球上の生命のホモキラリティーに貢献しましたか？7.複雑な有機分子は、星間、星雲、惑星の環境でどのように形成され、進化しますか？8.彗星は、原始太陽星雲内の物質の混合について何を教えてくれますか？
Insight-HXMTに搭載されたHE、ME、LEの軌道上観測とシミュレートされた背景の比較
| Title |
Comparison_of_simulated_backgrounds_with_in-orbit_observations_for_HE,_ME_and_LE_onboard_Insight-HXMT |
| Authors |
Juan_Zhang,_Xiaobo_Li,_Mingyu_Ge,_Haisheng_Zhao,_Youli_Tuo,_Fei_Xie,_Gang_Li,_Shijie_Zheng,_Jianyin_Nie,_Liming_Song,_Aimei_Zhang,_Yanji_Yang,_Yong_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14489 |
中国で最初のX線天文衛星であるInsight-HXMTは、銀河の新しい線源を明らかにし、1\、keVから250\、keVまでのX線連星の基本的な物理学を研究することを目的としています。高エネルギーX線望遠鏡（HE）、中エネルギーX線望遠鏡（ME）、低エネルギーX線望遠鏡（LE）の3つのコリメート望遠鏡があります。打ち上げ前に、これら3つの望遠鏡の軌道上背景は、機器の性能と科学的目標の達成を調査するために、Geant4シミュレーションによって推定されていました。この作業では、これらのシミュレートされた背景を軌道上観測と比較します。3つの望遠鏡すべてについて良好な一致が示されています。HEの場合、1）宇宙での2年間の運用後のシミュレートされたバックグラウンド率の偏差は、観測から$\sim5\％$です。2）合計バックグラウンドスペクトルと$\sim$67\、keV線の相対的な存在量は、シミュレーションと観測の両方で長期的な増加を示しています。MEの場合、1）シミュレートされたバックグラウンドレートの偏差は観測値から$\sim15\％$以内であり、2）シミュレーションと観測値のバックグラウンドスペクトルに明らかな長期的な増加の特徴はありません。LEの場合、シミュレーションによって与えられたバックグラウンドレベルも観測値と一致しています。これらの比較の一貫性は、Insight-HXMT質量モデル、つまり、採用された宇宙環境コンポーネントとモデル、選択された物理プロセス、および構築された検出器構造が妥当であることを検証します。ただし、LEの観測スペクトルで明らかな$\sim$7.5\、keVおよび8.0\、keVの線の特徴は、シミュレーションでは明らかではありません。これは、LE構造の不確実性に起因する可能性があります。
畳み込みニューラルネットワークを使用したモデル化されていない重力波過渡現象のリアルタイム検出
| Title |
Real-Time_Detection_of_Unmodeled_Gravitational-Wave_Transients_UsingConvolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Vasileios_Skliris,_Michael_R._K._Norman_and_Patrick_J._Sutton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14611 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、ブラックホール連星などのコンパクトオブジェクトバイナリの合体からの信号の特定のケースについて、重力波検出器ネットワークからのデータのリアルタイム分析の可能性を示しています。残念ながら、これらのCNNをトレーニングするには、ターゲット信号の正確なモデルが必要です。したがって、それらは、コア崩壊超新星や長いガンマ線バーストなど、未知の物理学や計算上の制限により包括的な信号モデルの開発が妨げられる、幅広いクラスの潜在的な重力波源には適用できません。広いパラメーター空間にわたって感度を備えた一般的な信号（正確なモデルを持たない信号）を検出する機能を備えたCNNを初めて実証します。私たちのCNNは、ネットワークひずみデータだけでなく、検出器間のピアソン相互相関を使用して、相関のある重力波信号と無相関のノイズトランジェントを区別する新しい構造を持っています。2回目のLIGO-Virgo観測実行のデータを使用して、CNNの有効性を示し、現在LIGO-Virgoで使用されている「ゴールドスタンダード」の一時的検索と同等の感度を非常に低い（1のオーダー）であることを示します。第二に）待ち時間と既存の検索に必要な計算能力のほんの一部を使用することで、ガンマ線バースト、コア崩壊超新星、およびその他の相対論的天体物理現象に関連する重力波過渡現象の真のリアルタイム検出の可能性をモデルに可能にします。
人工ニューラルネットワークとさまざまな調査からの参照画像を使用した光過渡現象の検出
| Title |
Detecting_optical_transients_using_artificial_neural_networks_and_reference_images_from_different_surveys |
| Authors |
Katarzyna_Ward\k{e}ga,_Adam_Zadro\.zny,_Martin_Beroiz,_Richard_Camuccio_and_Mario_C._D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14614 |
重力波に対応する光学的要素を検索するには、イベントローカリゼーション領域の迅速な望遠鏡スキャンと、結果として得られる画像データの妥当な光学的過渡現象の検索の両方を可能にする効率的なフォローアップ方法を開発することが重要です。人工ニューラルネットワークに基づいてこれらの過渡現象を検出する方法を提示します。異なる望遠鏡で撮影された空の同じ部分の画像を比較できる2つのネットワークのアーキテクチャについて説明します。1つの画像は、潜在的なトランジェントが存在する可能性のあるエポックに対応します。もう1つは、以前の時代の参照画像です。Dr.CristinaV.TorresMemorialAstronomicalObservatoryによって取得されたデータと、SloanDigitalSkySurveyからのアーカイブ参照画像を使用します。シミュレートされたソースサンプルで畳み込みニューラルネットワークと高密度層ネットワークをトレーニングし、実際の画像データから作成されたサンプルでトレーニングされたネットワークをテストしました。自律的な検出方法は、トランジェントを検出する標準的なプロセスに取って代わります。これは通常、差分画像のソース抽出と、それに続く検出された候補の人間による検査によって実現されます。人間の検査コンポーネントを完全に自律的な方法に置き換えることで、興味深い機会のターゲットを迅速かつ自動的にフォローアップできるようになります。この方法は、南コラボレーションの過渡光学ロボット天文台に参加している望遠鏡でさらにテストされます。
散開星団NGC2516の星団
星の同時代のグループにおける恒星のスピン軸の向きの分布を測定することは、星の形成の根底にある物理的プロセスを精査します。この論文では、散開星団NGC2516の分光測光観測を使用して、その星間のスピン整列の程度を決定します。$\textit{TESS}$光度曲線、Gaia-ESOおよびGALAH調査からの地上分光法、いくつかの調査からの広帯域恒星等級、および$\textit{Gaia}$位置天文学を組み合わせて、33の恒星の傾きを測定して定量化します。全体的なクラスターローテーション。私たちの測定は、このクラスターの恒星のスピンが等方的に配向している一方で、それらが適度に整列している可能性を考慮に入れていることを示唆しています。NGC2516スピンの等方性分布は、乱流が秩序だった運動を支配する星形成環境を意味し、適度に整列した分布は、回転からのより実質的な寄与を示唆します。また、クラスターの内部運動学の3次元分析を実行し、全体的な回転の重要な兆候は見つかりませんでした。この分析に基づいて、クラスター収縮の証拠を特定し、NGC2516で進行中の大量分離の可能性を示唆しています。
3つの金属量の少ない星の紫外線スペクトルにおけるPbIIの検出
| Title |
Detection_of_Pb_II_in_the_Ultraviolet_Spectra_of_Three_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
Ian_U._Roederer,_James_E._Lawler,_Erika_M._Holmbeck,_Timothy_C._Beers,_Rana_Ezzeddine,_Anna_Frebel,_Terese_T._Hansen,_Inese_I._Ivans,_Amanda_I._Karakas,_Vinicius_M._Placco,_Charli_M._Sakari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14251 |
ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフで得られた紫外線スペクトルを使用して、3つの金属量の少ない星で2203.534オングストロームのPbII線が最初に検出されたことを報告します。鉛（Pb、Z=82）の存在量を導出するために、局所的な熱力学的平衡（LTE）を想定した標準的な存在量分析を実行します。PbII線は、以前にPbI線が検出されていた星HD94028およびHD196944で、PbI線よりも+0.36+/-0.34dexおよび+0.49+/-0.28dex高い存在量をもたらします。PbIIラインはLTEで形成される可能性が高く、これらのオフセットは、存在量インジケーターとして一般的に使用されるPbIラインがLTEのPb存在量を過小評価していることを示す以前の計算を裏付けています。Pbは、sプロセスが豊富な星HD94028（[Pb/Fe]=+0.95+/-0.14）およびHD196944（[Pb/Fe]=+2.28+/-0.23）で強化されており、Pbが-208は、これら2つの星の主要なPb同位体です。r過程で強化された星HD222925の対数イプシロン（Pb/Eu）比は0.76+/-0.14であり、これは太陽系のr過程比と一致し、太陽系のPbのr過程残差が集計、正しい。HD222925のTh/Pbクロノメーターは、8.2+/-5.8Gyrの年齢を生成し、rプロセスが強化された星の比較的モデルに影響されない年齢インジケーターとしてのTh/Pbクロノメーターの可能性を強調します。
フォーゲルウスとシベラスの黒点観測の再分析：マウンダー極小期の2人の「長期」観測者
| Title |
Reanalyses_of_the_Sunspot_Observations_of_Fogelius_and_Siverus:_Two_"Long-Term"_Observers_during_the_Maunder_Minimum |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Tomoya_Iju,_Shoma_Uneme,_Bruno_P._Besser,_Shunsuke_Kosaka,_Shinsuke_Imada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14369 |
マウンダー極小期（MM;1645-1715）の太陽活動は、黒点のグループ数と黒点の位置の点で、現代の観測で捉えられたものとは大幅に異なると考えられていますが、実際の振幅と分布はまだ活発に議論されています。コア期間（1650/1660〜1700）に、MartinFogeliusとHenrichSiverusは、MMの終了前に13番目と7番目にアクティブなオブザーバーとして、多数のスポットのない日を含む既存のデータベースで重要な長期シリーズを形成しました。この研究では、元のアーカイブレコードを分析し、データを改訂し、既存のデータベースの明らかな「染みのない日」の重大な汚染を取り除き、コアMMの太陽周期振幅の潜在的な過小評価に警告を投げかけました。それでも、彼らは観測期間を通してせいぜい1つの黒点グループを報告し、MM中の太陽周期の大幅な抑制を確認しました。これはフックとウィロビーの現代の観測からも裏付けられています。改訂されたデータに基づいて、カッシーニの図面（〜N10）と比較して、Siverusが1671年に記録した注目すべき黒点グループの位置（〜N7.5{\deg}+/-2.5{\deg}）も導き出しました。{\deg}+/-1{\deg}）。修正された日付での位置と年代の一致は、これらの黒点グループがおそらく同じ再発活動領域（AR）であり、MMの間でさえその著しく長い寿命（>〜35日）であることを示しています。
VVVX銀河団候補によって明らかにされた小規模な星形成
| Title |
Small_scale_star_formation_as_revealed_by_VVVX_galactic_cluster_candidates |
| Authors |
J._Borissova,_R._Kurtev,_N._Amarinho,_J._Alonso-Garcia,_S._Ramirez_Alegria,_S._Bernal,_N._Medina,_A.-N._Chene,_V.D._Ivanov,_P.W._Lucas,_and_D._Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14372 |
銀河円盤南部の229.4<l<295.2と-4.3<b<4.4の間の領域を含む、「ViaLacteaeXtended（VVVX）のVISTA変数」ESO公開調査エリアでの不明瞭なクラスター候補の検索と分析を報告します。88の新しいクラスターを発見して提案します。この領域に埋め込まれたクラスター集団の完全性を改善し、既存のカタログに小さなサイズ（0.2〜1.4pcの線径）と比較的遠いオブジェクト（2〜4kpcの地動説）を追加します。9つの候補は、より古い散開星団の候補であると提案されています。それらのうちの3つ（VVVXCL204、207、208）には、いくつかの基本的なクラスターパラメーターを決定するのに十分な数の十分に分解された恒星メンバーがあります。古い、低質量の散開星団としての性質を確認します。15の既知のクラスターの測光分析は、それらの年齢が20Myrを超え、質量が2000Msun未満であることを示しています。一般に、それらの固有運動はディスクの運動に従います。クラスターのいくつかのグループの概要を説明します。おそらく同じダストコンプレックス内に形成されます。大まかに言って、私たちの候補者は、残りの塵の中のフィラメント状構造のネットワークに従います。したがって、銀河の南円盤のこの部分では、NGC3603、Westerlund2、CarinaNebulaComplexなどのよく知られている巨大な若いクラスターに加えて、最近の星形成が見られ、小さなサイズの若いクラスターが生成されています。
OISTERとTESSを用いたM矮星閃光星YZCanis Minorisの時間分解分光法と測光：非白色光フレア中のH $ \ alpha $線の青色非対称性
| Title |
Time-resolved_spectroscopy_and_photometry_of_an_M_dwarf_flare_star_YZ_Canis_Minoris_with_OISTER_and_TESS:_Blue_asymmetry_in_H$\alpha$_line_during_the_non-white_light_flare |
| Authors |
Hiroyuki_Maehara,_Yuta_Notsu,_Kousuke_Namekata,_Satoshi_Honda,_Adam_F._Kowalski,_Noriyuki_Katoh,_Tomohito_Ohshima,_Kota_Iida,_Motoki_Oeda,_Katsuhiro_L._Murata,_Masayuki_Yamanaka,_Kengo_Takagi,_Mahito_Sasada,_Hiroshi_Akitaya,_Kai_Ikuta,_Soshi_Okamoto,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14412 |
この論文では、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）観測中の教育研究用光学および赤外線相乗望遠鏡（OISTER）コラボレーションのフレームワークにおけるM型閃光星YZCMiの分光および測光観測の結果を示します。限目。2019-01-16から2019-01-18の間に実行されたOISTER観測から、TESS光度曲線から145個の白色光フレアと4個のH$\alpha$フレアが検出されました。それらの中で、3つのH$\alpha$フレアは白色光フレアに関連していました。しかし、そのうちの1つは連続体で明確な明るさを示しませんでした。このフレアの間、H$\alpha$ラインは、$\sim60$分続く青い非対称性を示しました。青方偏移したコンポーネントの視線速度は$-80$-$-100$kms$^{-1}$です。これは、検出可能な赤/NIR連続体の増光がなくても、彩層の冷たいプラズマが上向きに流れる可能性があることを示唆しています。H$\alpha$線の青の非対称性は、YZCMiの顕著な噴火によって引き起こされたと仮定することにより、上向きに移動する物質の質量と運動エネルギーを$10^{16}$-$10^{18と推定しました。}$gと$10^{29.5}$-$10^{31.5}$erg、それぞれ。推定された質量は、フレアX線エネルギーと恒星フレアおよび太陽CMEの上方に移動する物質の質量との間の経験的関係からの予想に匹敵します。対照的に、YZCMiの非白色光フレアの推定運動エネルギーは、フレアX線エネルギーと太陽CMEの運動エネルギーの関係から予想されるものよりも約2ドル小さい。これは、CMEとプロミネンス噴火の間の速度の違いによって理解できます。
太陽マイクロフレアにおける電子加速の短命のエピソードのラジオおよびX線観測
| Title |
Radio_and_X-ray_Observations_of_Short-lived_Episodes_of_Electron_Acceleration_in_a_Solar_Microflare |
| Authors |
Rohit_Sharma,_Marina_Battaglia,_Yingjie_Luo,_Bin_Chen,_Sijie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14497 |
太陽フレアは、磁気リコネクションに起因する太陽コロナの突然のエネルギー放出イベントであり、粒子を加速し、周囲のプラズマを加熱します。フレアの間、多くの場合、複数の、時間的および空間的に分離された個々のエネルギー放出エピソードがあり、観測機器によっては解決が難しい場合があります。2012年2月25日のGOESB1.7クラス2リボンフレア中の複数の電子加速エピソードの多波長イメージングおよび分光観測を提示します。これは、カールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）と同時に1〜2で観測されました。GHz、X線のReuvenRamatay高エネルギー太陽分光イメージャー（RHESSI）、および極紫外線（EUV）のソーラーダイナミクス天文台。フレアの初期段階では、5つの電波バーストが観測されました。非熱的X線源は、最初の3つの電波バーストで、同時時間的であるが、共空間的ではないことが確認されました。それらの電波スペクトルは、光学的に厚いジャイロシンクロトロン放射として解釈されます。電波スペクトルをジャイロシンクロトロンモデルでフィッティングすることにより、各加速エピソードの磁場強度と非熱電子スペクトルパラメータを導き出します。特に、X線から得られた非熱的パラメータは、ラジオから推測された非熱的パラメータとはかなり異なります。観測結果は、太陽マイクロフレアの衝動的な段階での複数の同時時間の加速エピソードを示しています。X線および無線バースト源は、異なる磁気ループ内の別々の電子分布に由来する可能性があります。
活動領域ジェットと非熱型〜$ {\ rmIII} $無線バーストの間の空間的関連の研究
| Title |
Study_of_the_spatial_association_between_an_active_region_jet_and_a_nonthermal_type~${\rm_III}$_radio_burst |
| Authors |
Sargam_M._Mulay,_Rohit_Sharma,_Gherardo_Valori,_Alberto_M._V\'asquez,_Giulio_Del_Zanna,_Helen_Mason,_Divya_Oberoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14581 |
活動領域（AR）ジェットの発生源の空間的位置と、関連する非熱タイプIIIの電波放射との関係を調査することを目的としています。放出測定（EM）法を使用して、ARジェットの熱力学的性質を研究しました。メートル波長で観測された非熱型〜{\rmIII}無線バーストは、MurchisonWidefieldArray（MWA）無線イメージングと分光データを使用して研究されました。磁場の局所構成および開放磁場構造とのジェットのソース領域の接続性は、それぞれ非線形力のない磁場（NLFFF）外挿およびポテンシャル磁場ソース表面（PFSS）外挿を使用して研究されました。ARジェットの空の平面の速度は$\sim$136〜km/sであることがわかりました。EM分析により、尖塔の低温2〜MKプラズマの存在が確認されましたが、5〜8MKの高温プラズマがフットポイント領域に存在し、Fe〜{\scxviii}放出の存在も示されました。電子数密度の下限は、尖塔では1.4$\times$10$^{8}$cm$^{-3}$、尖塔では2.2$\times$10$^{8}$〜cm$^であることがわかりました。フットポイントは{-3}$。ARジェットと非熱タイプIIIバーストの間の時間的および空間的相関により、開放磁場の存在が確認されました。NLFFFの外挿は、ヌルポイントの光球のフットポイントがジェットの光源の明るさの位置に固定されていることを示しました。電波源の空間的位置は、強い伝搬効果も存在しますが、外挿された閉じた磁場と開いた磁場との関連を示唆しています。ローカル、AR、および太陽スケールでのフィールドのマルチスケール分析により、小さなコロナホールから黒点の周辺にヌルポイントを介して転送されたフラックスによるタイプIII無線信号の生成に関与する異なるフラックスバンドル間の相互リンクが確認されます新たな構造との再接続。
惑星状星雲SwSt \、1の冷却された中央の星：巨大なポストAGB星の遅い熱パルス？
| Title |
The_cooling-down_central_star_of_the_planetary_nebula_SwSt\,1:_a_late_thermal_pulse_in_a_massive_post-AGB_star? |
| Authors |
Marcin_Hajduk,_Helge_Todt,_Wolf-Rainer_Hamann,_Karolina_Borek,_Peter_A._M._van_Hoof_and_Albert_A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14616 |
SwSt1（PNG001.5-06.7）は、後期[WC]型の中心星を含む明るくコンパクトな惑星状星雲です。以前の研究は、星の線と星の線が時間とともにゆっくりと変化していることを示唆しました。物体の新しいアーカイブ光学スペクトルと紫外線スペクトルを研究しました。[OIII]4959および5007Aと$\mathrm{H}\beta$の線フラックス比は、1976年から1997/2015年の間に減少しました。恒星のスペクトルは、これらの時代の間の変化も示しています。異なるエポックで観測された恒星と星雲のスペクトルをモデル化しました。分析は、1976年から1993年の間に約42kKから40.5kKへの恒星温度の低下を示しています。1993年から2015年の間に有意な変化は検出されません。観測は、星がH-R図でループを実行したことを示しています。これは、AGB後の進化中にシェルソースがアクティブ化された場合に可能です。巨大なポストAGB星が経験する後期熱パルス（LTP）は、中心星の進化を説明できると推測します。このような星は、LTPの結果として大幅に拡大することはなく、生まれ変わった赤色巨星になることもありません。しかし、放出されたエネルギーは、星の小さなHエンベロープを取り除くことができます。
最大1.5太陽半径の南コロナホールにおけるFeXIIおよびFeXIIIの線幅
| Title |
Fe_XII_and_Fe_XIII_Line_Widths_in_a_Southern_Coronal_Hole_up_to_1.5_Solar_Radii |
| Authors |
Yingjie_Zhu,_Judit_Szente,_Enrico_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14640 |
太陽コロナで形成されたスペクトル線の非熱的広がりは、コロナで伝播するアルヴェーン波の証拠を探すためによく使用されます。さまざまな高度での線幅の変化をよりよく理解するために、強いFe\textsc{xii}192.4\mbox{\AA}、193.5\mbox{\AA}、195.1\mbox{\の線幅を測定しました。\textitに搭載された\textit{ExtremeUltravioletSpectrometer}（EIS）によって観測された最大1.5$R_\odot$のオフリム南コロナホール内のAA}およびFe\textsc{xiii}202.0\mbox{\AA}{ひので}衛星。測定値をAlfv\'enWaveSolarModel（AWSoM）およびSPECTRUMモジュールからの予測と比較しました。Fe\textsc{xii}とFe\textsc{xiii}の線幅は最初に1.1$R_\odot$未満で単調に増加し、次に1.1〜1.5$R_\odot$の間で変動し続けることがわかりました。1.3$R_\odot$未満のFe\textsc{xii}およびFe\textsc{xiii}の合成線幅は、観測されたものよりも著しく低くなっています。この不一致のいくつかの考えられる原因について説明し、1.3$R_\odot$未満のコロナホールからのコロナ加熱と太陽風加速を理解するには、アルヴェーン波の散逸以外のいくつかの他の加熱メカニズムが必要であることを示唆します。
Gaia18aen：ガイアによって発見された最初の共生星
| Title |
Gaia18aen:_First_symbiotic_star_discovered_by_Gaia |
| Authors |
J._Merc,_J._Miko{\l}ajewska,_M._Gromadzki,_C._Ga{\l}an,_K._I{\l}kiewicz,_J._Skowron,_{\L}._Wyrzykowski,_S._T._Hodgkin,_K._A._Rybicki,_P._Zieli\'nski,_K._Kruszy\'nska,_V._Godunova,_A._Simon,_V._Reshetnyk,_F._Lewis,_U._Kolb,_M._Morrell,_A._J._Norton,_S._Awiphan,_S._Poshyachinda,_D._E._Reichart,_M._Greet,_J._Kolgjini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14709 |
ガイア衛星の位置天文ミッションに加えて、その繰り返しの高精度測定は、全天測光過渡測光としても機能します。ソースの突然の明るさは、GaiaPhotometricScienceAlertsとして公開され、コミュニティが測光的および分光的にオブジェクトを追跡できるように公開されます。この論文の目的は、2018年の初めに過渡的に検出されたGaia18aenの性質を分析し、基本的なパラメータを導出することでした。これは、輝線星WRAY15-136の位置と一致します。増光は「新星？」に分類されました。その後の分光学的観察に基づいて。Gaia18aenの2つのスペクトルを分析し、2018年の増光と、その前後の静止期間をカバーするオブジェクトの利用可能な測光を収集しました。この観測データに基づいて、Gaia18aenのパラメータを導き出し、オブジェクトの性質について説明しました。Gaia18aenは、ガイア衛星によって発見された最初の共生星です。このシステムはSタイプの共生星であり、テフが約3500K、半径が約230R$\odot$、高光度Lが約7400L$\の、わずかに超太陽の金属量のM巨人で構成されています。odot$。熱い成分は、熱い白色矮星です。システムの公転周期は約487日と暫定的に決定しました。2018年のGaia18aenの主な爆発は、高温コンポーネントの温度の低下を伴いました。爆発の最初の段階は、高い光度L〜27000L$\odot$によって特徴づけられました。これは、光学的最大値の後、約3週間一定のままであり、その後、光度が徐々に低下し、温度が上昇しました。数百日のタイムスケールで、いくつかの再増光が検出されました。
星形成領域NGC2264の褐色矮星の個体数
| Title |
The_brown_dwarf_population_in_the_star_forming_region_NGC2264 |
| Authors |
Samuel_Pearson,_Aleks_Scholz,_Paula_S_Teixeira,_Koraljka_Mu\v{z}i\'c,_Jochen_Eisl\"offel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14749 |
正規の星形成領域NGC2264の褐色矮星の個体数は、これまで十分に調査されていません。この地域の若い褐色矮星候補を特定することを目的とした、星形成クラスターNGC2264の深く、多波長、マルチエポックの調査を提示します。光学/近赤外線の色、変動性、スピッツァーの中赤外線の過剰、消滅、ガイア視差、固有運動（関連性の高い順に）などの基準を使用して、若さの指標を備えた902個のかすかな赤の光源を選択します。このサンプルでは、赤外線の色に基づいて429個の褐色矮星候補を特定します。褐色矮星の候補は、0.01から0.08$M_{\odot}$の質量範囲に及ぶと推定されています。44のソースのローテーション期間が見つかり、そのうち15は褐色矮星の候補であり、3.6時間から6。5日の範囲です。38個の褐色矮星候補のサブセットは、若い星の振る舞いと同様に、進行中の円盤降着を示す高レベルの不規則な変動を示しています。
NGC2403の分野における共生候補2MASSJ07363415 +6538548の性質
| Title |
The_nature_of_the_symbiotic_candidate_2MASS_J07363415+6538548_in_the_field_of_NGC_2403 |
| Authors |
Jaroslav_Merc,_Rudolf_G\'alis,_Jan_K\'ara,_Marek_Wolf,_Martin_Vra\v{s}\v{t}\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14784 |
共生変数の新しいオンラインデータベースには、天の川だけでなく他の銀河にも、いくつかの特性が不十分なオブジェクトと候補の共生星が含まれています。この論文で提示された研究の目的は、NGC2403の分野でX線源として発見され、暫定的に共生候補または激変星として分類された2MASSJ07363415+6538548の性質を明らかにすることでした。地上測光から入手可能な測光データを分析し、TESSからの高精度測光、ガイア衛星の顕著な位置天文測定、およびX線から赤外線に及ぶ他の測光の観測により、オブジェクトは共生星でも激変星でもありませんが、アクティブなK型の矮星です。星は415個の距離にあり、有効温度は4275K、光度は0.14L$\odot$、質量は0.7M$\odot$、半径は0.7R$\odot$です。回転周期は約3日で、X線の光度が約$10^{30}$erg/sの強力なX線源です。ジャイロクロノロジーと等時性フィッティングにより、星が若いことが確認されました。
| Title |
Dark_Matter_Interferometry |
| Authors |
Joshua_W._Foster,_Yonatan_Kahn,_Rachel_Nguyen,_Nicholas_L._Rodd,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14201 |
次世代の超光暗黒物質（DM）直接検出実験は、サブeVボソンがDMの主要な発生源であることを確認でき、さまざまな地上の場所で動作する複数の検出器を備えています。超軽量DMの波のような性質の結果として、空間的に分離された検出器はそれぞれ固有のDM位相を測定します。実験間の分離がDMコヒーレンス長に匹敵する場合、空間的に変化する位相には、単一の検出器でアクセスできる情報を超える情報が含まれます。この情報を抽出するための形式を導入し、DM波に対して直接干渉法を実行します。特に、複数の実験からのデータを組み合わせて、DM位相空間分布に関する方向情報を制約する尤度ベースのフレームワークを開発します。複数の検出器の信号は、波のようなDMに固有の毎日の変調効果の影響を受けることを示します。毎日の変調を利用して、最初の発見から数日以内に、同時に動作する複数の検出器が、太陽速度の方向などのDM速度分布の方向パラメーターをサブディグリーの精度にローカライズできること、または推定される冷たいDMストリームの方向を特定できることを示します。サブ分レベルに。共振空洞（ADMXやHAYSTACなど）または準静的（ABRACADABRAやDM-Radioなど）の読み出しを使用して複数の検出器の位置を最適化し、完全な3次元DM速度分布に対して最大の感度を持たせる方法の概要を説明します。
| Title |
Large_Density_Perturbations_from_Reheating_to_Standard_Model_particles_due_to_the_Dynamics_of_the_Higgs_Boson_during_Inflation |
| Authors |
Aliki_Litsa,_Katherine_Freese,_Evangelos_I._Sfakianakis,_Patrick_Stengel,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14218 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測は、一定期間の膨張後の再加熱を標準模型（SM）粒子に制限するために使用されます。軽い観客場として、SMヒッグスボソンはインフレーション中の量子ゆらぎから大きな場の値を取得し、ハッブルパッチごとに異なるSM粒子に質量を与え、それによって大きな密度変動を生成します。インフラトンのSM粒子への摂動崩壊と共鳴崩壊の両方を考慮します。大規模なインフレーション後のインフラトンのコヒーレント振動による摂動崩壊の場合、インフラトンが重いSM粒子に崩壊するための再熱温度に強い制約があることがわかります。（Higgsed）SMゲージボソンへの共鳴粒子生成（予熱）の場合、SMで見られるものを含むゲージ結合の範囲でCMBで観察されるよりも大きな温度変動が見られ、そのような予熱は主なものではないと結論付けます。インフレーション後の宇宙の再加熱の源。
U（1）のモデルに対するニュートリノ振動の制約：非標準相互作用から長距離力まで
| Title |
Neutrino_Oscillation_Constraints_on_U(1)'_Models:_from_Non-Standard_Interactions_to_Long-Range_Forces |
| Authors |
Pilar_Coloma,_M.C._Gonzalez-Garcia,_Michele_Maltoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14220 |
振動データのグローバル分析において、太陽、大気、原子炉、および長ベースライン加速器ニュートリノの進化における物質バックグラウンドに対する弱く結合したレプトンフレーバー依存$U（1）'$相互作用からのゲージボソンの効果を定量化します。解析は、太陽と地球の距離から効果的な接触ニュートリノ相互作用までの範囲の相互作用の長さに対して実行されます。6つの関連するフェルミ粒子$U（1）'$電荷によって特徴付けられるモデルの$\sim10000$セットを調査し、すべての場合において、$Z'$の結合と質量に対する制約を導き出すことができることを発見しました。また、$U（1）'$モデルの料金の約5％が実行可能なLMA-Dソリューションにつながることもわかりましたが、これは接触相互作用の制限でのみ可能です。$U（1）_{B-3L_e}$、$U（1）_{B-3L_\mu}$、$U（1）_{B-3L_\を含むさまざまなモデルの制約を明示的に定量化します。tau}$、$U（1）_{B-\frac{3}{2}（L_\mu+L_\tau）}$、$U（1）_{L_e-L_\mu}$、$U（1）_{L_e-L_\tau}$、$U（1）_{L_e-\frac{1}{2}（L_\mu+L_\tau）}$。振動解析によって課せられた制約を、第5の力の探索からの最強の限界、等価原理の違反、および散乱実験と白色矮星の冷却からの限界と比較します。私たちの結果は、一般的に、振動解析は、特定の結合に応じて、$\sim10^{-8}\から10^{-11}$eVより軽い$Z'$の重力テストからの既存の境界を超えて改善することを示しています。接触相互作用の限界では、上記のほとんどのモデルに$g'$と$M_{Z'}$の値があり、振動解析によって実験室での実験による制約を超える制約が提供されることがわかります。最後に、$Z'$の範囲と、2セットのモデルの実行可能なLMA-Dソリューションにつながる結合について説明します。
ParaMonte（ParallelMonteCarloの略）は、任意の次元の数学的目的関数、特にデータサイエンス、機械学習、および科学におけるベイズモデルの事後分布をサンプリングするためのモンテカルロルーチンのシリアルおよびMPI/Coarray並列化ライブラリです。推論。ParaMonteライブラリは、モンテカルロシミュレーションの**自動化**、**アクセシビリティ**、**高性能**、**スケーラビリティ**、および**再現性**を統合することを目的として開発されました。ライブラリの現在の実装には、**ParaDRAM**、**Para**llel**D**elyaed-**R**ejection**A**daptive**M**etropolisMarkovチェーンモンテカルロサンプラーが含まれます。、C、C++、Fortranを含む幅広いプログラミング言語からアクセスでき、サポートされているすべてのプログラミング言語で統一されたアプリケーションプログラミングインターフェイスとシミュレーション環境を備えています。ParaMonteライブラリはMITライセンスであり、[https://github.com/cdslaborg/paramonte]（https://github.com/cdslaborg/paramonte）に永続的に配置および保守されています。
一重項支援の強い電弱相転移における壁の速度と形状
| Title |
Wall_speed_and_shape_in_singlet-assisted_strong_electroweak_phase_transitions |
| Authors |
Avi_Friedlander,_Ian_Banta,_James_M._Cline,_David_Tucker-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14295 |
ヒッグスに結合する一重項場を持つモデルは、バリオン数生成と重力波にとって重要な、強く一次の電弱相転移を可能にすることができます。$Z_2$対称一重項ポテンシャルを持つモデルの高度に予測可能なクラスで、バブル壁のプロパティ（壁速度$v_w$と形状）を自己無撞着に解決する以前の試みを改善します。亜音速壁の場合、一重項パラメーター空間全体の$v_w$と壁プロファイルを決定するために新しいアルゴリズムが実装され、電弱バリオン数生成のスファレロンウォッシュアウト制約を満たすのに十分強い相転移を持つモデルに焦点が当てられます。パラメータ空間でのスキャンでは、速度が$v_w\cong0.22$と低く、亜音速の壁$m_s\lesssim110$GeVを得るには、シングレットを比較的軽くする必要があります。
下向きの地上ガンマ線フラッシュの起源の観測
| Title |
Observations_of_the_Origin_of_Downward_Terrestrial_Gamma-Ray_Flashes |
| Authors |
J._W._Belz_(1),_P._R._Krehbiel_(2),_J._Remington_(1),_M._A._Stanley_(2),_R._U._Abbasi_(3),_R._LeVon_(1),_W._Rison_(2),_D._Rodeheffer_(2),_the_Telescope_Array_Scientific_Collaboration:_T._Abu-Zayyad_(1),_M._Allen_(1),_E._Barcikowski_(1),_D._R._Bergman_(1),_S._A._Blake_(1),_M._Byrne_(1),_R._Cady_(1),_B._G._Cheon_(6),_M._Chikawa_(8),_A._di_Matteo_(9),_T._Fujii_(10),_K._Fujita_(11),_R._Fujiwara_(11),_M._Fukushima_(12_and_13),_G._Furlich_(1),_W._Hanlon_(1),_M._Hayashi_(14),_Y._Hayashi_(11),_N._Hayashida_(15),_K._Hibino_(15),_K._Honda_(16),_D._Ikeda_(17),_T._Inadomi_(18),_N._Inoue_(4),_T._Ishii_(16),_H._Ito_(19),_D._Ivanov_(1),_H._Iwakura_(18),_H._M._Jeong_(20),_S._Jeong_(20),_C._C._H._Jui_(1),_K._Kadota_(21),_F._Kakimoto_(5),_O._Kalashev_(22),_K._Kasahara_(23),_S._Kasami_(24),_H._Kawai_(25),_S._Kawakami_(11),_et_al._(93_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14327 |
この論文では、広帯域VHF干渉計と高速電場変化測定と組み合わせて得られた、大面積望遠鏡アレイ宇宙線天文台によって検出された下向きの地上ガンマ線フラッシュ（TGF）の最初の近接した高解像度観測を報告します。親の退院の。結果は、TGFが、雲から地面への負の低高度の雲内フラッシュの最初の数ミリ秒の強い初期破壊パルス（IBP）中に発生し、IBPが新たに特定されたストリーマーベースの放電プロセスによって生成されることを示しています。高速ネガティブブレイクダウンと呼ばれます。観測結果は、TGFの生成に関与する相対論的暴走電子雪崩（RREA）が、高速ストリーマーシステム内に埋め込まれた火花のような過渡伝導イベント（TCE）によって開始され、場合によっては個々の高速ストリーマー自体によっても開始されることを示しています。TCEは、古典的なIBPスフェリックの特徴である衝動的なサブパルスの原因であると推測されます。なだれの追加の開発は、高速の負の破壊の前に進む電界の強化によって促進されます。IBPとその謎めいたサブパルスの性質を示すことに加えて、観測は、最初の負のブレークダウン中に、つまり、強い電流が流れる結果として、ストリーマーからリーダーへの遷移がどのように発生するかという未解決の問題についての可能な説明も提供します。連続するIBPの最終段階であり、IBP自体とIBPに先行する負のストリーマーブレークダウンの両方を逆方向に拡張します。
ガウス過程によるテレパラレル重力の抑制
| Title |
Constraining_Teleparallel_Gravity_through_Gaussian_Processes |
| Authors |
Rebecca_Briffa,_Salvatore_Capozziello,_Jackson_Levi_Said,_Jurgen_Mifsud_and_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14582 |
テレパラレル重力とその$f（T）$拡張に制約を課すために、ガウス過程（GP）を適用します。（i）宇宙クロノメーターデータ（CC）から入手可能な$H（z）$観測値を使用します。（ii）圧縮されたパンテオンリリースからの超新星タイプIa（SN）データと、CANDELSおよびCLASHマルチサイクル財務プログラム。（iii）スローンデジタルスカイサーベイのバリオン音響振動（BAO）データセット。関連する共分散関数については、広く使用されている4つの選択肢、つまり、1$\sigma$信頼水準内で互いに一貫性のある、二乗指数、コーシー、マット\'{e}rnおよび有理二次カーネルを検討します。具体的には、GPアプローチを使用して、これらのカーネルとデータセットの組み合わせごとに、モデルに依存しないハッブル定数$H_0$の決定を再構築します。これらの分析は、最近発表された3つの$H_0$の文献値、つまり（i）Riess$H_0^{\rmR}=74.22\pm1.82\、{\rmkm\、s}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$;（ii）H0LiCOWコラボレーション$H_0^{\rmHW}=73.3^{+1.7}_{-1.8}\、{\rmkm\、s}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$;（iii）カーネギー-シカゴハッブルプログラム$H_0^{\rmTRGB}=69.8\pm1.9\、{\rmkm\、s}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$。さらに、GPで再構築された減速パラメータを使用して、宇宙論的フェーズの減速と加速の間の遷移赤方偏移を調査します。さらに、ダークエネルギーの状態方程式のモデルに依存しない進化を再構築し、最後に許可された$f（T）$関数を再構築します。その結果、$\Lambda$CDMモデルは、調査したすべてのカーネルとデータセットの1$\sigma$で許可された領域内にありますが、$f（T）$と$T$の負の勾配がわずかに優先されます。
暗黒物質の熱的残存粒子に対するゾンマーフェルトの最終状態の影響
暗黒物質（DM）の消滅生成物が非相対論的であり、それらの間に長距離の力がある場合、最終状態の粒子にゾンマーフェルト効果が生じる可能性があります。熱凍結シナリオにおけるDM熱的残存粒子に対するこの影響を研究します。概念実証として、2つの最終状態粒子間の相互作用がクーロンのようなポテンシャルを生じさせ、初期および最終の質量が発生すると仮定して、DMペアが最終状態ペアに消滅する場合を検討します。状態粒子は類似しているため、初期状態粒子と最終状態粒子の両方が非相対論的です。最終状態のゾンマーフェルト（FSS）効果のサイズは、ポテンシャルの強さ、および最終状態と初期状態の粒子の質量比に依存します。FSS効果がDMの熱的残存粒子に与える影響は大きく、電弱サイズの長距離相互作用は、観測精度をはるかに超える補正を行うのに十分な大きさであることがわかります。FSS効果のもう1つの特徴は、その時間スケールが最終状態の粒子の寿命よりも長い場合に抑制できることです。当然の結果として、DM共消滅シナリオでも研究します。このシナリオでは、2つの共消滅装置間の初期状態のゾンマーフェルト効果が不安定であるために減少する可能性があります。DM遺物の存在量を正確に計算するには、これを考慮する必要があります。
トスカーナ大公国の首都であるフィレンツェに天文台を設立するという最初のアイデアは、18世紀半ばにさかのぼります。当初、高地に低層ビルを使用することが提案され、アルチェトリの丘が適切な場所として提案されました。世紀の終わりに、フィレンツェ天文台（またはスペコラ）は、代わりに市内中心部と同じレベルの塔に建てられました。天文学者がこの天文台を使い始めるとすぐに、彼らはそのすべての欠陥を認識し、より良い場所を探すのに苦労しました。1859年のイタリア統一前夜からフィレンツェのスペーコラ美術館のディレクターであるジョヴァンニバッティスタドナティは、ついに新しい天文台の建設に成功しました。最初に、彼はイタリア王国議会から資金を得て、アミチ28の赤道儀を建設しました。-スペコラの塔に便利に設置できなかったcm屈折望遠鏡。その後、彼は適切な場所を選択し、資金を探し、最後にアルチェトリ天文台を建設するプロセスを経ました。ドナティは分光法と天体物理学のパイオニアでしたが、イタリア半島には多くの外国の首都にある国立天文台と同様に、古典的な天文学のための近代的な天文台を設立することを目的としていました-フィレンツェは王国の首都です1865年から1871年までのイタリア。プロジェクトを推進するために、彼は最も権威のあるヨーロッパの天文学者の1人であるオットーウィルヘルムストルーブの著作を利用しました。この論文では、これらすべてのステップについて説明し、最終的には、ほぼ150年前の1872年にアルチェトリ天文台が最終的に発足しました。
| Title |
Cutting_out_the_cosmological_middle_man:_General_Relativity_in_the_light-cone_coordinates |
| Authors |
Ermis_Mitsou,_Giuseppe_Fanizza,_Nastassia_Grimm_and_Jaiyul_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.14687 |
相対論的宇宙論における分析計算は、2つのセットに分割できます。初期条件を観測者の光円錐に関連付ける時間発展と、観測量を取得するための光伝搬です。FLRW座標の宇宙摂動理論は、前者のタスクの効率的なツールを構成しますが、後者は、観測者の世界線に向かう光線を単純化する光円錐に適合した座標で劇的に単純です。ここで、時間発展と観測可能な再構成を組み合わせて、初期条件を観測可能なものに直接関連付ける単一の計算にできることを指摘します。これは、このような光円錐座標で一意に作業し、FLRWの「ミドルマン」座標を完全にバイパスする場合に可能です。最初に、これらの光円錐座標を詳細に提示し、現在利用可能な文献の資料を拡張および一般化し、宇宙論的摂動理論のための特に便利なサブセットを構築します。次に、アインシュタインとエネルギー運動量の保存方程式をこれらの座標で完全に非線形レベルで表現します。これは、注意深い2+1+1分解によって実現され、比較的コンパクトな式になり、関係する量の幾何学的解釈を適切に制御できます。最後に、利用可能なゲージ対称性とゲージ不変量に注意を払いながら、宇宙論的摂動理論を線形順序で検討します。
