銀河の進化は宇宙の再イオン化を模倣できますか？
| Title |
Can_galaxy_evolution_mimic_cosmic_reionization? |
| Authors |
Sultan_Hassan_(Flatiron_Institute_CCA/NMSU/UWC)_and_Max_Gronke_(JHU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00023 |
ライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）を放出する銀河は、宇宙の再イオン化の後期段階を調べるための強力なツールです。$z>6$で観察されたLy$\alpha$フラクションの突然の低下は、銀河間媒体（IGM）がLy$\alpha$光子に対してより中性で不透明であるため、再イオン化の兆候として解釈されることがよくあります。重要なことに、観測のこの解釈は、銀河自体がこれらの時代に最小限の進化を経験するという仮定の下でのみ有効です。銀河内および銀河周辺のLy$\alpha$放射伝達効果をモデル化することにより、銀河特性の変化がLy$\alpha$フラクションの観測された低下を再現できるかどうかを調べます。銀河系の中性水素含有量の増加またはより高いレッドシフトへの流出速度の減少は両方とも、より低いLy$\alpha$エスケープ率につながり、したがって、IGMの中性部分の増加を模倣できることがわかります。さらに、銀河特性のこの変化が、2つの競合する効果を区別するために使用できる体系的に異なるLy$\alpha$スペクトルにつながることを発見しました。$z\sim6$でわずかに広い線を示すCANDELSz7調査測定値を使用して、銀河列密度がより高い$z$に向かって増加するというシナリオを除外できます。また、流出速度の低下は既存のデータによって除外されていないが、$z>6$でより顕著な青いピークにつながることも示しています。私たちの結果は、銀河系の特性の潜在的な変化を考慮せずに、たとえばLy$\alpha$スペクトル特性の進化をマッピングすることによって、IGM中性部分を推定するためのLy$\alpha$観測の使用に警告しています。
ギャップを埋める：スペクトルの歪みが重力波と出会う
重力波（GW）は、熱浴からのほぼ完全な分離と放出後の介在物質のために、宇宙論の歴史全体を精査する可能性があります。近年、GW宇宙論は、単なる刺激的な展望から、積極的に追求された発見の道へと進化しており、初期の結果は非常に有望です。この論文で強調するように、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のスペクトル歪み（SD）は、60年以上の周波数でGWを独自にプローブし、天体物理学的な高周波数測定と宇宙論的な低周波数測定の間のギャップを埋めます。これは、SDが他のGW観測を補完するだけでなく、特定の規模での物理プロセスの唯一のプローブになることを意味します。この点を説明するために、初期宇宙相転移（PT）、SU（2）のダイナミクスによるGW生成、超軽量U（1）アクシオンなど、さまざまな提案されたSDミッションの制約力をいくつかの現象論的シナリオで調べます。、および宇宙ひも（CS）ネットワークの崩壊。20年以上前に取得された、COBE/FIRASからのデータで、パラメーター空間の一部の領域がすでに除外されている方法を強調します。任意のモデルでのSD制約の実装を容易にするために、GW2SDを提供しています。このツールは、GWスペクトルをSD振幅に簡単にマッピングするウィンドウ関数を計算します。これにより、SDを使用したGW宇宙論の別のポータルが開かれ、素粒子物理学の現象論に幅広い影響が及びます。
分光学的調査における線の混乱とその考えられる影響：バリオン音響振動の位置の変化
| Title |
Line_confusion_in_spectroscopic_surveys_and_its_possible_effects:_Shifts_in_Baryon_Acoustic_Oscillations_position |
| Authors |
Elena_Massara,_Shirley_Ho,_Christopher_M._Hirata,_Joseph_DeRose,_Risa_H._Wechsler,_Xiao_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00047 |
ローマ宇宙望遠鏡は、赤方偏移の範囲で約1,700万個の輝線銀河を調査します。その主なターゲットは、低赤方偏移のH$\alpha$輝線銀河と高赤方偏移の[OIII]輝線銀河です。ローマ宇宙望遠鏡は、これらの銀河の赤方偏移を単一線の識別で推定します。これは、他の輝線銀河が主なターゲットとして誤認されている可能性があることを示唆しています。特に、H$\beta$と[OIII]の線は波長が近いため、区別が難しく、測光情報では確実に分離できない場合があります。H$\beta$エミッターを[OIII]エミッターと誤認すると、銀河の推定半径方向位置が約90Mpc/hシフトします。この長さスケールは、バリオン音響振動（BAO）スケールに似ており、BAOピークをシフトおよび拡大する可能性があり、BAOピーク位置の決定にエラーが発生する可能性があります。この新しい体系的な効果を定性的に説明し、輝線銀河を使った光円錐シミュレーションでさらに定量化します。
| Title |
Cosmology_with_the_Einstein_Telescope:_No_Slip_Gravity_Model_and_Redshift_Specifications |
| Authors |
Ayan_Mitra,_Jurgen_Mifsud,_David_F._Mota,_David_Parkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00189 |
アインシュタイン望遠鏡と他の重力波の第3世代干渉検出器は、2030ドル以降に運用可能になると予測されています。重力波の宇宙論的特徴は、間違いなく、現在の重力の枠組みからの逸脱に光を当てるでしょう。ここでは、特定の修正重力モデルである滑り止め重力モデルと、重力波の予測観測に直面します。修正重力モデルとアインシュタイン重力モデルの間で、暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w_0^{}-w_a^{}$の予測制約を比較します。NoSlipGravityモデルは、標準的な重力理論からの制約を厳密に模倣していること、および宇宙論的制約は非常に類似していることを示します。特に低赤方偏移レジームでの分光学的赤方偏移の使用は、推定されるパラメータ制約の大幅な改善につながります。そのような将来の重力波データセットがそのようなモデルのテストでどれだけうまく機能するかをテストし、修正された重力モデルパラメータと、修正された重力波調光効果のために距離を決定する宇宙パラメータとの間に有意な縮退があることを発見します理論。
| Title |
Cosmological_Vlasov--Poisson_Simulations_of_Structure_Formation_with_Relic_Neutrinos:_Nonlinear_Clustering_and_the_Neutrino_MassKo |
| Authors |
Kohji_Yoshikawa,_Satoshi_Tanaka,_Naoki_Yoshida,_Shun_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00248 |
大規模なニュートリノによる大規模構造形成の宇宙論的シミュレーションの結果を提示します。宇宙ニュートリノの位相空間分布は、初めて、6次元のVlasov-Poisson方程式を直接積分することによって追跡されます。私たちの斬新なアプローチにより、ニュートリノの自由なストリーミングとクラスター化、およびそれらの冷たい暗黒物質との重力相互作用を正確に表現することができます。したがって、従来のN体法に依存しない無衝突ダイナミクスのソリューションが得られます。ニュートリノの質量を変化させた一連のハイブリッドN体/Vlasovシミュレーションを実行し、大規模な構造形成に対する大量のニュートリノの動的効果を体系的に調べます。私たちのシミュレーションは、ニュートリノの特徴的な大規模なクラスター化と、暗黒物質に対するそれらのコヒーレントなストリーミング運動を示しています。巨大な銀河団の周りの有効な局所ニュートリノ「温度」は、宇宙平均に対して数パーセント異なります。クラスター内のニュートリノは、ニュートリノの質量に応じて、より高温または低温になる可能性があります。N体シミュレーションおよび/または摂動論によって得られたものと比較して、大規模構造および暗黒物質ハローの多くの統計を研究します。私たちのシミュレーションは、数値宇宙論における重要なマイルストーンを示し、巨大なニュートリノによる宇宙構造形成を研究するための新しい方法を開きます。
銀河スケールの暗黒物質ハローの楕円率に対する弱いレンズ効果の制約を厳しくする
| Title |
Tightening_weak_lensing_constraints_on_the_ellipticity_of_galaxy-scale_dark_matter_haloes |
| Authors |
Tim_Schrabback,_Henk_Hoekstra,_Ludovic_Van_Waerbeke,_Edo_van_Uitert,_Christos_Georgiou,_Marika_Asgari,_Patrick_C\^ot\'e,_Jean-Charles_Cuillandre,_Thomas_Erben,_Laura_Ferrarese,_Stephen_D.J._Gwyn,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Arun_Kannawadi,_Konrad_Kuijken,_Alexie_Leauthaud,_Martin_Makler,_Simona_Mei,_Lance_Miller,_Anand_Raichoor,_Peter_Schneider_and_Angus_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00311 |
宇宙論的シミュレーションは、銀河が三軸暗黒物質ハローに埋め込まれていることを予測しています。これは、投影ではほぼ楕円形に見えます。弱い重力レンズ効果により、これらのハローの形状を制限し、それによって暗黒物質の性質をテストすることができます。弱いレンズ効果は、グループやクラスターの質量スケールでのハローの平坦化の兆候のロバストな検出をすでに提供していますが、銀河の結果はやや決定的ではありません。ここでは、測光的に選択されたレンズサンプルの銀河スケールのハロー楕円率に対する観測上の制約を厳しくするために、5つの調査（NGVSLenS、KiDS/KV450、CFHTLenS、CS82、およびRCSLenS）からのデータを組み合わせます。$f_\rm{h}$、ハロー楕円率の整列された成分と配光の楕円率の間の平均比を制約し、$f_\rm{h}=0.303^{+0.080}_{-0.079}を見つけます。楕円率のNFW密度プロファイルと、ハロー楕円率と銀河楕円率の間の線形スケーリングを想定した場合、赤いレンズの場合は$、青いレンズの場合は$f_\rm{h}=0.217^{+0.160}_{-0.159}$。赤い銀河に対する私たちの制約は、銀河の質量スケールでのハロー平坦化の兆候の現在最も重要な（$3.8\sigma$）体系的に修正された検出を構成します。私たちの結果は、同じ分析スキームを適用し、銀河とハローのミスアライメントのモデルを組み込んだミレニアムシミュレーションからの期待とよく一致しています。これらのミスアラインメントモデルと上記の分析の仮定が正しいと仮定すると、私たちの測定値は、$\langle|\epsilon_\rm{h}|\rangle=0.174\pm0.046$の研究された赤い銀河サンプルの平均暗黒物質ハロー楕円率を意味します。ここで、$|\epsilon_{h}|=（1-q）/（1+q）$は、投影された質量分布の短軸と長軸の比率$q=b/a$に関連しています。今後のより大きな弱いレンズ効果のデータセットに基づく同様の測定は、固有の銀河配列のモデルを較正するのに役立ちます。[要約]
レガシー調査における銀河団とCMBへのその痕跡
DESILegacySurveyイメージングのデータを使用して、赤方偏移の範囲$0<z<0.8$をカバーする断層撮影スライスの銀河密度フィールドを調べます。完全性の修正と銀河のカットを注意深く検討した後、$17539$deg$^2$をカバーする$4.9\times10^7$銀河のサンプルを取得します。精度$\sigma_z/（1+z）=0.012〜0.015$で測光赤方偏移を導出し、代替推定値と比較します。断層撮影銀河マップとプランク温度マップおよびレンズ収束の相互相関は、$z=0.8$以降の構造の成長を調査します。信号は基準プランク$\Lambda$CDMモデルと比較され、レンズの相互相関と$A_{\rmISW}=0.984\の振幅の全体的なスケーリングが$A_\kappa=0.901\pm0.026$である必要があります。統合されたザックス・ヴォルフェ効果として解釈される、温度相互相関の午後0.349$。ISWの振幅は、基準となる$\Lambda$CDMの予測と一致していますが、宇宙の加速の代替説明として提案されているAvERAモデルの予測を大幅に下回っています。$\Lambda$CDM内では、レンズ相互相関の振幅が小さいため、Planckの結果と比較して、変動の正規化または物質密度のいずれかを減らす必要があるため、$\Omega_m^{0.78}\sigma_8=0.297\pm0.009$。CMBレンズの全振幅と組み合わせると、これは主に密度のシフトに有利に働きます：$\Omega_m=0.274\pm0.024$。この図の一貫性について、別の証拠と説明します。レンズ効果とプライマリCMB制約の間の控えめな妥協点では、$\Omega_m=0.296\pm0.006$が必要になり、両方のプローブの95％信頼領域がオーバーラップします。
異方性確率的重力波背景に対するET感度
アインシュタイン望遠鏡（ET）の確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の異方性に対する感度を研究します。球面調和関数におけるSGWBの展開の$\ell=0,2,4$多重極に焦点を当てます。これは、検出器が次の積の間の積が観測された頻度と3つのET頂点間の距離は1つよりはるかに小さいです。このレジームでは、異方性信号の干渉計オーバーラップ関数は非常に単純な分析式を取得します。これらの式は、この体制で動作する干渉計の他のペア（それぞれが2つのアーム間の任意の開き角度のそれぞれ）にも適用できます。ET頂点での測定値を組み合わせると、SGWBの多重極に対する感度は、ET検出器の緯度のみに依存し、アームの方向には依存しません。
空のプロカ
宇宙論の標準モデルである$\Lambda$CDMモデルは、ビッグバン以降の宇宙の進化を、基本的な形式で6つ、いくつかのパラメーターで記述しています。最も単純なモデルであるにもかかわらず、初期宇宙測定と比較したハッブル定数の直接の遅い時間測定は、いわゆる$H_0$張力をもたらします。異なる宇宙論的プローブが組み合わされた場合、遅い時間分解能は失敗する運命にあると主張されています。この作品では、非常にシンプルなモデルでこの信念の土台を揺るがします。キュービックベクトルガリレオンモデルのコンテキストで、$H_0$の事前設定を使用せずに、CMB、BAO、およびSNe観測の組み合わせを使用して、ハッブル張力を自然に緩和できる方法を示します。ハッブル定数の局所測定を含めることにより、張力をさらに下げることができます。
平衡温度を超えて：大気/内部接続が暖かく通過する巨大惑星のメタン、アンモニア、および雲の開始にどのように影響するか
| Title |
Beyond_Equilibrium_Temperature:_How_the_Atmosphere/Interior_Connection_Affects_the_Onset_of_Methane,_Ammonia,_and_Clouds_in_Warm_Transiting_Giant_Planets |
| Authors |
Jonathan_J._Fortney,_Channon_Visscher,_Mark_S._Marley,_Callie_E._Hood,_Michael_R._Line,_Daniel_P._Thorngren,_Richard_S._Freedman,_Roxana_Lupu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00146 |
通過する巨大惑星の大気圧-温度プロファイルは、さまざまな化学遷移を横切っています。ここでは、1300K未満の暖かい巨大惑星のこれらの照射プロファイルの特定の形状が、同様の温度の褐色矮星と比較して、非平衡化学の振る舞いに著しい違いをもたらすことを示します。私たちが特に焦点を当てているのは、木星およびネプチューン級惑星のH$_2$O、CO、CH$_4$、CO$_2$、およびNH$_3$です。惑星の質量と年齢に最も大きく依存する惑星の冷却履歴は、目に見える大気中の存在量に支配的な影響を与える可能性があり、Teqだけに基づいて予想される傾向を圧倒することがよくあります。スペクトルで検出可能なCH$_4$の開始は、平衡と比較して一部の惑星のTeqを低くするように遅らせるか、Teqを高くすることができます。NH$_3$の検出可能性は、通常、褐色矮星の場合とは反対の平衡期待値と比較して強化されています。CH$_4$とNH$_3$の両方が、ほぼ同じTeqで（質量と金属量によって異なるTeq値で）検出可能になる可能性があるのに対し、これらの「開始」温度は褐色矮星では広く間隔が空けられていることがわかります。非平衡化学と雲が大気物理学のプローブとして役立つことができるという大気の傾向とストレスを探すための観測戦略を提案します。大気の複雑さの例として、3つのネプチューンクラスの惑星GJ436b、GJ3470b、およびWASP-107を、すべてTeq=700K付近で評価します。3つの惑星すべての離心率減衰による潮汐加熱は、深層大気を数千度加熱します。そして、これらの涼しい雰囲気にCH$_4$がないことを説明するかもしれません。大気の存在量は、惑星の物理的特性の文脈で解釈されなければなりません。
CARMENESは、M矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。スーパーアースを暖めるための3つの温帯
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Three_temperate_to_warm_super-Earths |
| Authors |
S._Stock,_E._Nagel,_J._Kemmer,_V._M._Passegger,_S._Reffert,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_S._Czesla,_V._J._S._B\'ejar,_C._Cardona,_E._D\'iez-Alonso,_E._Herrero,_S._Lalitha,_M._Schlecker,_L._Tal-Or,_E._Rodr\'iguez,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_I._Ribas,_A._Reiners,_P._J._Amado,_F._F._Bauer,_P._Bluhm,_M._Cort\'es-Contreras,_L._Gonz\'alez-Cuesta,_S._Dreizler,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_S._V._Jeffers,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_M._J._L\'opez-Gonz\'alez,_D._Montes,_J._C._Morales,_S._Pedraz,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_T._Trifonov,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00474 |
CARMENESの視線速度（$0.360\pm0.015$M$_\odot$）とHD238090（$0.578\pm0.021$M$_\odot$）を周回する2つの惑星の発見を発表します。RV）データ。さらに、CARMENESデータを使用して、SOPHIEスペクトログラフで最近発見された惑星であるラランド21185bの存在を独自に確認します。3つの惑星はすべて、温帯または温帯のスーパーアースのクラスに属し、同様の特性を共有しています。公転周期は14.24d、13.67d、12.95dで、最小質量は$4.0\pm0.4$$M_\oplus$、$6.9\pm0.9$$M_\oplus$、$2.7\pm0.3$$です。GJ251b、HD238090b、およびLalande21185bのそれぞれのM_\oplus$。軌道と恒星の特性に基づいて、GJ251bでは$351.0\pm1.4$K、HD238090bでは$469.6\pm2.6$K、Lalande21185bでは$370.1\pm6.8$Kの平衡温度を推定します。後者については、SOPHIEデータに存在し、公転周期の明確な決定を妨げていた毎日のエイリアスを解決します。惑星周期のスペクトル活動指標のいずれにも有意な信号は見つかりません。RV観測には、同時の測光観測が伴いました。GJ251とHD238090について、それぞれ$122.1\pm2.2$dと$96.7\pm3.7$dの恒星の自転周期を導き出します。3つすべての星のRVデータは、自転周期またはその第1高調波で有意な信号を示します。GJ251とLalande21185の場合、それぞれ600dと2900d付近の長周期信号も見つかります。これは、暫定的に長期磁気サイクルに起因すると考えられます。ベイジアンアプローチを適用して、ガウス過程回帰モデルを使用して恒星活動と同時にケプラー信号を注意深くモデル化し、恒星活動の背後に隠された追加の重要な惑星信号を広範囲に検索します。
惑星ガスの降着が原始惑星系円盤のギャップの形と深さをどのように変化させるか
| Title |
How_planetary_gas_accretion_changes_the_shape_and_depth_of_gaps_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
C._Bergez-Casalou,_B._Bitsch,_A._Pierens,_A._Crida,_S._N._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00485 |
巨大惑星がそれらの出生のガス状原始惑星系円盤に深いギャップを開くことはよく知られています。しかし、成長する惑星へのガスの降着が、成長するギャップの形と深さにどのように影響するかは不明です。惑星が0.1から260AUの範囲のフルディスク内にガスを降着させるFargo-2D1Dコードを使用して、等温流体力学シミュレーションを実行します。ガス降着ルーチンはシンクセルアプローチを使用します。このアプローチでは、さまざまな降着率を使用して、文献にある広範囲のガス降着率に対処します。惑星ガスの降着率は、ディスクのアスペクト比が大きく、粘度が大きいほど増加することがわかります。私たちの主な結果は、ガスの降着がギャップ開口部の質量に重要な影響を与えることを示しています。ディスクが惑星の質量の変化にゆっくりと反応するとき（つまり、低粘度で）、ギャップ開口部の質量は惑星の降着率に比例します。より高いガス降着率は、より大きなギャップ開口質量をもたらします。一方、ディスクの応答時間が短い場合（つまり、粘度が高い場合）、ガスの降着は惑星が深いギャップを切り開くのに役立ちます。結果として、惑星ガスの降着率が高くなると、ギャップ開口部の質量が小さくなります。私たちの結果は、円盤観測からの惑星質量の導出に重要な意味を持っています。惑星ガスの降着率に応じて、ALMA観測から導出された質量は最大2倍ずれている可能性があります。ギャップ開口部の変化の結果について説明します。グランドタックシナリオの例を取り上げて、惑星システムの進化に関する大衆。惑星のガス降着も恒星のガス降着に影響を与えます。そこでは、ガス降着惑星の存在のためにわずかな影響しか見られません。
面内$ J_2 $-高度に楕円形の衛星形成のための不変性条件と制御アルゴリズム
| Title |
An_In-Plane_$J_2$-Invariance_Condition_and_Control_Algorithm_for_Highly_Elliptical_Satellite_Formations |
| Authors |
Jackson_Kulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00559 |
衛星の段階的な形成は、互いに危険なほど接近することなく、複数の衛星を近接に保つ重要な手段を提供します。衛星のセットを段階的に形成するために必要な推進剤の量を最小限に抑えるために、この論文は、高度に偏心した軌道における面内線形化された経年J2不変性の新しい条件を提示します。ここで概説する保守戦略は、面外運動の増加に対抗し、この戦略のdelta-vコストを分析します。コンテキストとして、このペーパーでは、この状態と保守戦略の恩恵を受ける関連するフォーメーションについても説明します。この論文は、モルニヤ軌道などの長楕円軌道のミッション設計者が、実行可能な保守戦略とともに安全に段階的なフォーメーションの初期条件を見つけるための出発点を提供します。ブーメランパーチと呼ばれる非常に楕円形のパーチ形成についても説明します。
Herschel Gould BeltSurveyの観測から導き出されたペルセウス座の星形成領域における周囲媒体と高密度コアの物理的性質
| Title |
Physical_properties_of_the_ambient_medium_and_of_dense_cores_in_the_Perseus_star-forming_region_derived_from_Herschel_Gould_Belt_Survey_observations |
| Authors |
S._Pezzuto_(1),_M._Benedettini_(1),_J._Di_Francesco_(2,3),_P._Palmeirim_(4),_S._Sadavoy_(5),_E._Schisano_(1),_G._Li_Causi_(1),_Ph._Andr\'e_(6),_D._Arzoumanian_(4),_J.-Ph._Bernard_(7),_S._Bontemps_(8),_D._Elia_(1),_E._Fiorellino_(9,10,11,1),_J.M._Kirk_(12),_V._K\"onyves_(12),_B._Ladjelate_(6),_A._Menshchikov_(6),_F._Motte_(13,6),_L._Piccotti_(14,15,1),_N._Schneider_(16),_L._Spinoglio_(1),_D._Ward-Thompson_(12),_C._D._Wilson_(17)_((1)_INAF_-_IAPS,_Roma,_Italy,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Victoria,_Victoria,_Canada,_(3)_NRC_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_Victoria,_Canada,_(4)_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espaco,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(5)_Department_of_Physics,_Engineering_Physics,_and_Astronomy,_Queen's_University,_Kingston,_Canada,_(6)_Laboratoire_AIM,_CEA_Saclay,_Gif-sur-Yvette,_France,_(7)_Universit\'e_de_Toulouse,_Toulouse,_France,_(8)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_Pessac,_France,_(9)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(10)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(11)_ESO_Garching_bei_Munchen,_Germany,_(12)_Jeremiah_Horrocks_Institute,_University_of_Central_Lancashire,_Preston,_UK,_(13)_Universit\'e_Grenoble_Alpes,_CNRS,_Institut_de_Plan\'etologie_et_d'Astrophysique_de_Grenoble,_France,_(14)_Observatorio_Astron\'omico_Ram\'on_Maria_Aller,_Universidade_de_Santiago_de_Compostela,_(15)_Instituto_de_Matem\'aticas_and_Departamento_de_Matem\'atica_Aplicada,_Universidade_de_Santiago_de_Compostela,_Spain,_(16)_I._Physik._Institut,_University_of_Cologne,_Germany,_(17)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_McMaster_University,_Hamilton_Ontario,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00006 |
（要約）この論文では、ハーシェルESA衛星で70muから500muまで撮影された画像の分析を示します。まず、カラム密度とダスト温度のマップを作成しました。次に、マップでコンパクトコアを特定し、SEDへの修正黒体フィットを使用してコアを特徴付けます。684個のスターレスコアを特定しました。そのうち199個は結合され、潜在的な星前コアであり、132個の原始星です。また、ペルセウス座の雲全体の距離の変動をモデル化するために、ハーシェルで識別された若い星をGAIAソースと照合しました。雲全体の赤経と赤緯を伴う線形勾配関数を測定します。SEDフィットから、コアの質量と温度が導き出されました。コア質量関数は、0.82〜$M_\sun$でピークに達する対数正規分布でモデル化でき、0.30の星形成効率を示唆しています。高質量テールは、Salpeterの値に近い勾配$\sim-2.32$のべき乗則でモデル化できます。また、ペルセウスのフィラメント構造を特定し、星がフィラメント内で優先的に形成されることを確認します。星形成が進行しているフィラメントの大部分は、線形質量が16〜$M_\sun$pc$^{-1}$の臨界限界を下回っているため、自身の内部重力に対して超臨界であることがわかります。崩壊。この結果の考えられる説明は、線形質量が8〜$M_\sun$pc$^{-1}$のフィラメントがすでに不安定である可能性があることを示しています。星形成効率とダスト確率密度関数の傾きとの間には線形関係があることを確認し、コア形成効率についても同様の関係が見られます。ペルセウスの星形成前のコアフェーズの寿命は$1.69\pm0.52$〜Myrですが、さまざまな地域で星形成前のコアの割合が広範囲に渡っています。これは、星形成が最近始まったばかりの塊があることを示唆しています。また、0.16〜Myrの星前コアの自由落下時間を導き出します。
PSR J0437-4715：アルゼンチン電波天文学研究所2019-2020観測キャンペーン
| Title |
PSR_J0437-4715:_The_Argentine_Institute_of_Radioastronomy_2019-2020_Observational_Campaign |
| Authors |
V._Sosa_Fiscella,_S._del_Palacio,_L._Combi,_C.O._Lousto,_J.A._Combi,_G._Gancio,_F._Garc\'ia,_E._Guti\'errez,_F._Hauscarriaga,_P._Kornecki,_F.G._L\'opez_Armengo,_G.C._Mancuso,_A.L._M\"uller,_A._Simaz_Bunzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00010 |
アルゼンチン電波天文学研究所（IAR）には、南半球のパルサーと電波過渡現象を1.4GHzで毎日観測できる2つのシングルディッシュ30m無線アンテナが装備されています。短い時間スケールの星間シンチレーションに関連するパルサータイミング研究に貢献し、連続的な重力波の発生源を探すことを目指しています。明るいミリ秒パルサーJ0437$-$4715の高ケイデンス（ほぼ毎日）および長時間の観測を1年以上実施し、1〜$\mu$sよりも優れたタイミング精度で700時間以上の高品質データを収集しました。。J0437$-$4715のIARの観測で白と赤のタイミングノイズを特徴づけます。このデータセットでシンチレーションの影響を定量化し、連続重力波の単一パルサー検索を実行して、nHz〜$\mu$Hzの周波数範囲で制約を設定します。毎日のリズムで長期間1.4GHz無線帯域でパルサーモニタリングを実行するIARの可能性を示します。特に、ミリ秒パルサーJ0437$-$4715の継続的な観測キャンペーンは、既存のパルサータイミングアレイの感度を高めることに貢献できると結論付けています。
バルジによって隠された謎めいた球状星団UKS〜1：\ textit {H}-窒素で強化された星のバンド発見
| Title |
The_enigmatic_globular_cluster_UKS~1_obscured_by_the_bulge:_\textit{H}-band_discovery_of_nitrogen-enhanced_stars |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Dante_Minniti,_Timothy_C._Beers,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Stefano_O._Souza,_Leigh_C._Smith,_Vinicius_M._Placco,_Katherine_Vieira,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Beatriz_Barbuy,_Alan_Alves-Brito,_Christian_Moni_Bidin,_Javier_Alonso-Garc\'ia,_Baitian_Tang,_Tali_Palma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00020 |
球状星団に窒素が豊富な星が存在することは、膨らみ、円盤、ハローに向けた球状星団の分光データで実証されているように、複数の星の種族（MP）の重要な証拠を提供します。この作業では、VVV赤外線位置天文カタログ（VIRAC）とAPOGEE調査のDR16SDSS-IVリリースを使用して、バルジ球状星団UKS〜1の最初の詳細な分光学的研究を提供します。これらのデータに基づいて、6つの選択されたクラスターメンバーのサンプルが調査されました。UKS〜1の平均金属量は[Fe/H]$=-0.98\pm0.11$であり、以前に報告されたものよりもかなり金属量が少なく、他の銀河系のAPOGEEで観察された典型的な金属量のばらつきはごくわずかであることがわかります。球状星団。さらに、平均視線速度は$66.1\pm12.9$kms$^{-1}$であり、1$\sigma$以内で文献値とよく一致しています。VIRACカタログでUKS〜1に向けて星を選択することにより、（$\mu_{\alpha}\cos（\delta）$、$\mu_{\delta}$）$=$（$の平均固有運動も測定します。-2.77\pm0.23$、$-2.43\pm0.16$）masyr$^{-1}$。UKS〜1にMPが存在するという強力な証拠が見つかりました。これは、この研究で分析された6つの巨人のうち4つが、窒素の豊富さ（[N/Fe]$\gtrsim+0.95$）と、炭素量の低下（[C/Fe]$\lesssim-0.2$）。全体として、光-（C、N）、$\alpha$-（O、Mg、Si、Ca、Ti）、Fe-peak（Fe、Ni）、Odd-Z（Al、K）、および\textit{s}-プロセス（Ce、Nd、Yb）のメンバー候補の元素存在量は、同様の金属量の球状星団で観察されたものと一致しています。さらに、UKS〜1で複数の集団現象を示す元素の全体的な星から星への存在量のばらつきは、他の球状星団（GC）で見られる典型的なものであり、一部の[X/Fe]存在量の典型的な誤差よりも大きい。VVVの色と大きさの図に統計的等時性適合の結果は年齢を示しています...
z <0.2で最高のエディントン比を持つAGNの主要な合併率の大幅な超過
| Title |
A_significant_excess_in_major_merger_rate_for_AGNs_with_the_highest_Eddington_ratios_at_z<0.2 |
| Authors |
V._Marian,_K._Jahnke,_I._Andika,_E._Banados,_V.N._Bennert,_S._Cohen,_B._Husemann,_M._Kaasinen,_A.M._Koekemoer,_M._Mechtley,_M._Onoue,_J.T._Schindler,_M._Schramm,_A._Schulze,_J.D._Silverman,_I._Smirnova-Pinchukova,_A._van_der_Wel,_C._Villforth,_R.A._Windhorst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00022 |
観察研究は、AGNの誘発に関与する主要なメカニズムである主要な合併に対する証拠をますます見つけています。主要な合併とz=2で最高のエディントン比を持つAGNとの関係を研究した後、ここで分析をz<0.2に拡張し、同じAGNパラメーター空間を探索します。ESOVLT/FORS2のB、V、およびカラー画像を使用して、エディントン比が0.3を超えるAGNをホストしている17個の銀河と、25個の質量および赤方偏移が一致する対照銀河の形態を調べます。2つのサンプルの外観を一致させるために、非アクティブな比較銀河に合成点光源を追加します。AGN銀河と活動銀河を組み合わせたサンプルは、形態学的歪みの程度に関して19人の専門家によって独立してランク付けされました。結果として得られた個々のランキングを複数の全体的なランキングに結合し、そこから2つのサンプルのそれぞれの主要な合併の割合を導き出します。AGNホスト銀河で0.41$\pm$0.12、非活動銀河で0.08$\pm$0.06の最良の推定値で、我々の結果は、観測された波長や適用された方法に関係なく、AGNホスト銀河の合併率が大幅に高いことを示しています。。主要な合併は、z<0.2で局所的な高エディントン比AGNをトリガーするための不可欠なメカニズムですが、この特定のAGNサブポピュレーションの>=50％の起源は依然として不明であると結論付けています。
マゼラン雲の中の窒素強化星の大集団の発見
| Title |
Discovery_of_a_large_population_of_Nitrogen-Enhanced_stars_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Dante_Minniti,_Leticia_Carigi,_Beatriz_Barbuy,_Vinicius_M._Placco,_Christian_Moni_Bidin,_Sandro_Villanova,_Alexandre_Roman-Lopes,_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00024 |
APOGEE-2S$+$が、窒素で強化された軽度の金属量の少ない巨星のユニークなコレクションを発見したことを報告します。ピークは[Fe/H]$\sim-0.89$で、炭素が豊富ではなく、大マゼラン雲に向かっています。（MC）、銀河系球状星団（GC）に通常見られる、豊富な光（C、N）、奇数Z（Al、K）、および$\alpha-$元素（O、Mg、Si）。ここでは、同様の金属量で（[N/Fe]$>+0.6$）の典型的な銀河レベルをはるかに超える、大幅に強化された[N/Fe]存在比を示す、MC内の44個の星と、非常に窒素が強化された星を示します。（[N/Fe]$>+2.45$）。私たちのサンプルは、漸近巨星分枝（AGB）上の明るい進化した星で構成されており、そのうちの8つは、赤色巨星の先端にある星と同様の低光度の星と同様に、正真正銘の半規則（SR）変数として分類されます。MCの恒星クラスターの枝。これらの異常なMC星の原因となる元素合成プロセスが何であれ、それはGCで一般的な星の種族を引き起こしたものと類似しているようです。これらの特徴的なC-Nパターンは、MCで細かく細断されたGCの結果の観察証拠として解釈されます。これらの発見は、膨らんだNに富む星をめぐる以前の相反する結果を説明し、GCの形成と進化を広く理解するのに役立つかもしれません。さらに、MCでこのようなNに富むAGB星の大集団が発見されたことは、複数の星の種族が過去のエキゾチックなイベントであるだけでなく、より低い赤方偏移で形成される可能性があることを示唆しています。
銀河団MACSJ0416.1-2403の新しい高精度強いレンズモデル
| Title |
A_new_high-precision_strong_lensing_model_of_the_galaxy_cluster_MACS_J0416.1-2403 |
| Authors |
Pietro_Bergamini,_Piero_Rosati,_Eros_Vanzella,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Claudio_Grillo,_Amata_Mercurio,_Massimo_Meneghetti,_Giuseppe_Angora,_Francesco_Calura,_Mario_Nonino,_Paolo_Tozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00027 |
銀河団MACSJ0416.1-2403の新しい高精度パラメトリック強いレンズモデルをz=0.396で提示します。これは、MUSEディープレンズフィールド（MDLF、Vanzellaetal。2020b）を利用し、17.1時間の積分を行います。クラスターの北東領域、およびハッブルフロンティアフィールドデータ。0.9<z<6.2の48個の背景ソースから182個の複数の画像、および171個のクラスターメンバー銀河を分光学的に識別します。いくつかの複数の画像は、多重レンズの分解された光源の個々の塊に関連付けられています。たわみ場の勾配に敏感な新しいメトリックを定義することにより、モデルの臨界線に近いにもかかわらず、これらの星形成ノットの位置を正確に再現できることを示します。MDLFの高い信号対雑音スペクトルにより、m（F160W）=22までの64個の銀河団の内部速度分散の測定が可能になります。これにより、測定されたFaber-Jacksonスケーリング関係から、レンズモデルのサブハロ質量成分の寄与を独立して推定できます。以前の分析と比較して大幅な前進を表す最良の参照モデルは、さまざまな質量パラメータ化の比較研究から選択されています。r.m.s.観測された画像位置とモデル予測された画像位置の間の変位はわずか0.40であり、以前のすべてのモデルより33％小さくなっています。質量モデルはMDLF領域で特によく制約されているようです。さまざまな距離での拡大マップの堅牢性を特徴づけます。モデルの臨界線とクラスターの総投影質量プロファイル。
コロナルラインに基づき、降着予測によってサポートされる新しいブラックホール質量スケーリング関係
| Title |
A_novel_black-hole_mass_scaling_relation_based_on_Coronal_lines_and_supported_by_accretion_predictions |
| Authors |
Alberto_Rodr\'iguez-Ardila_(1,2),_Almudena_Prieto_(3),_Swayamtrupta_Panda_(4,_5),_Murilo_Marinello_(1)_((1)_LNA/MCTIC,_(2)_INPE,_(3)_IAC_and_Universidad_de_La_Laguna,_(4)_Center_for_Theoretical_Physics,_(5)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00075 |
天体の電離連続体の形状と性質に関する洞察を得ることは、高エネルギーの光子が私たちの銀河によって吸収されるため、間接的な方法で行われることがよくあります。この作品は、遍在する冠状線を使用して活動銀河核（AGN）のイオン化連続体を探索します。残響マッピングと線比[SiVI]1.963ミクロン/Br$\gamma_{\rmbroad}$からの正真正銘のBH質量推定値を、フォームログの新しいBH-質量スケーリング関係であるAGN電離連続体のトレーサーとして使用します。（$M_{\rmBH}）=（6.40\pm0.17）-（1.99\pm0.37）\times$log（[SiVI]/Br$\gamma_{\rmBroad}）$、BH質量間隔、$10^6-10^8$M$_{\odot}$分散0.47dexが見つかりました。薄い降着円盤の近似に続いて、冠状線生成の基本的なパラメータ空間を調査した後、この反相関を駆動する重要なパラメータは降着円盤の有効温度であり、これは冠状線ガスによって効果的にサンプリングされると考えられます。したがって、観測された反相関は、薄い降着円盤の予測$T_{\rm{disc}}\propto{M_{\rmBH}}^{-1/4}$と正式に一致するようになります。
大規模銀河磁場におけるヘリシティ
| Title |
Helicity_in_the_Large-Scale_Galactic_Magnetic_Field |
| Authors |
J._L._West,_R._N._Henriksen,_K._Ferri\`ere,_A._Woodfinden,_T._Jaffe,_B._M._Gaensler,_J._A._Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00105 |
天の川銀河の全天電波偏光調査からのデータで、磁気ヘリシティの観測的特徴を検索します。このような検出は、フィールドのダイナモの起源を確認するのに役立ち、その形状に新しい観測上の制約を提供する可能性があります。単純ならせん場と、ダイナモ方程式の解から得られるより複雑な場の両方について、観測結果をシミュレートされた観測と比較します。私たちのシミュレートされた観測は、磁場の大規模なヘリシティが、観測されたシンクロトロン放射と拡散銀河シンクロトロン放射のファラデー深度に由来する分数偏光の大規模構造に反映されていることを示しています。モデルを観測値と比較すると、天の川銀河の両方の半球で観測者から離れる方向を向いている垂直成分を持つ四重極磁場の存在の証拠が得られます。他の銀河と比較して銀河磁場が異常であると信じる理由がないので、この結果は銀河の大規模磁場のダイナモ起源をさらに支持します。
ハイパーサプライムカム調査と流体力学シミュレーションにおける巨大銀河の恒星と弱いレンズ効果のプロファイル
| Title |
Stellar_and_Weak_Lensing_Profiles_of_Massive_Galaxies_in_the_Hyper-Suprime_Cam_Survey_and_in_Hydrodynamic_Simulations |
| Authors |
Felipe_Ardila,_Song_Huang,_Alexie_Leauthaud,_Benedikt_Diemer,_Annalisa_Pillepich,_Rajdipa_Chowdhury,_Davide_Fiacconi,_Jenny_Greene,_Andrew_Hearin,_Lars_Hernquist,_Piero_Madau,_Lucio_Mayer,_S\'ebastien_Peirani,_and_Enia_Xhakaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00123 |
深部ハイパーシュプライムカム（HSC）観測から、およびz〜0.4での巨大な（$M_\star>10^{11.4}M_{\odot}$）中心銀河の質量と質量プロファイルの一貫した比較を実行します。Illustris、TNG100、およびPonosのシミュレーション。HSCからの弱いレンズ効果測定は、固定ハロー質量での測定を可能にし、さまざまなハロー質量スケールでのフィードバックの強度と影響に対する制約を提供します。さまざまな半径で恒星の質量関数（SMF）と恒星とハローの質量関係（SHMR）を比較し、比較が実行される半径が重要であることを示します。一般に、IllustrisとTNG100は$\alpha$の急な値を表示します。ここで、$M_{\star}\proptoM_{\rmvir}^{\alpha}$です。これらの違いは、TNG100よりもIllustrisの方が顕著であり、銀河の外側ではなく内側の領域で顕著です。内部領域の違いは、TNG100が$M_{\rmvir}\simeq10^{13}M_{\odot}$でのその場での星形成の抑制には効率的すぎるが、$M_{\rmvirでは十分に効率的ではないことを示唆している可能性があります。}\simeq10^{14}M_{\odot}$。外側の恒星の質量は、$M_{\rmvir}\simeq10^{13}M_{\odot}$での観測と非常によく一致していますが、IllustrisとTNG100はどちらも過剰な外側の質量を$M_{\rmvir}\として表示しています。simeq10^{14}M_{\odot}$（それぞれ〜0.25および〜0.12dex）。$M_\star\sim10^{9-10}M_{\odot}$銀河の初期の恒星の成長を減らすことは、この大規模な生息域外での過剰な成長を防ぐのに役立つと私たちは主張します。Ponosシミュレーションは、AGNフィードバックを実装せず、中央領域での過冷却と過剰な星形成を示すHSCと比較して、$r<30$kpcで約0.5dexの過剰質量を表示します。弱いレンズ効果と銀河の恒星プロファイルの共同比較は、シミュレーションが正しい暗黒物質ハローに銀河の塊を構築して堆積させ、それによってフィードバックと銀河の成長の物理学に強力な制約を与えるかどうかの直接的なテストです。
へびつかい座ロー星の光解離領域からのセンチメートル波長連続体の分解されたスペクトル変動
| Title |
Resolved_spectral_variations_of_the_centimetre-wavelength_continuum_from_the_rho_Oph_W_photo-dissociation-region |
| Authors |
Simon_Casassus,_Matias_Vidal,_Carla_Arce-Tord,_Clive_Dickinson,_Glenn_J._White,_Michael_Burton,_Balthasar_Indermuehle,_Brandon_Hensley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00185 |
フリーフリーのシンクロトロンおよびレイリージーンズのダスト放射（過剰なマイクロ波放射、EME）を超えるCm波長の電波連続放射は、しばしば「異常なマイクロ波放射」と呼ばれ、UV放射にさらされた分子雲領域で明るくなります。光解離領域（PDR）。EMEは、角度スケールでIRダスト放出と相関します。cm連続体のスペクトル変動を、物理的条件およびダスト粒子集団のトレーサーと比較するには、十分に研究されたPDRの解決された観測が必要です。EMEは、へびつかい座ロー星分子雲（rhoOph）の領域で特に明るく、複合体の最も初期のタイプの星HD147889を囲んでいます。ここで、ピーク信号は、へびつかい座ロー星-WPDRとして知られるフィラメントに由来します。興味深いことに、EME-IR相関は、へびつかい座ロー星で約10分角のスケールで崩壊します。ここでは、ATCA+CABBで取得したrhoOph-WPDRの解決された観測について報告します。空の平面で実行されるノンパラメトリック画像合成の変形を使用して、拡張放出を回復します。へびつかい座ローフの17GHzから39GHzの多周波モザイクは、cm波長の連続体のスペクトル変動を明らかにします。〜30arcsecの解像度では、へびつかい座ロー星の17GHzと20GHzの強度は、より大きな角度スケールでの破壊にもかかわらず、近赤外フィラメントであるIcmプロプトI（8um）に厳密に従います。ただし、33〜39GHzのフィラメントはIRAC8umに平行ですが、UV光源に向かって15〜20秒角オフセットされています。周波数のこのような形態学的な違いは、スペクトルの変動を反映しています。スペクトルの変動は、分光的に鋭く急勾配の高周波カットオフとして定量化され、回転するダスト放出メカニズムの観点から、PDRの奥深くまで増加する最小粒径a_cutoffsim6+-1Aとして解釈されます。
局部銀河群の空間的に分解された研究
私たちは、星と惑星の形成の金属量依存性を調査してきました。特に、銀河中心距離（$R_g$）が$\gtrsim$15kpcの外側の銀河に焦点を当てており、金属量は$\sim$$と低いと判断されています。-$1dex。8.2mのすばる望遠鏡を通して銀河系外の若いクラスターの近赤外線（NIR）画像を取得し、質量検出限界$\sim$0.1$M_\odot$でクラスターメンバーを明確に解決しました。その結果、外側の銀河の初期質量関数（IMF）は、高質量勾配とIMFピークに関して太陽近傍の初期質量関数（IMF）と一致していると判断しました。一方、原始惑星系円盤の寿命は、太陽の近くの寿命よりも大幅に短いことを示唆しました。また、ディスク寿命の金属量依存性も報告しました。ELTを使用することにより、より高い空間分解能と感度を備えた将来の観測により、IMFと原始惑星状星の進化に関する空間分解能の研究を局部銀河群に拡張することができます。高い空間分解能と感度（補償光学で0.02秒角と$K\sim27$mag）を使用すると、質量が$\sim$0.1$M_\odot$までの星を検出でき、十分に分解することもできます。さまざまな環境でのこのような研究に基づいて、私たちは星や惑星の形成の環境への影響に関連する新しい洞察を得ることができます。
運動の3つの積分によって明らかにされた天の川のハローの性質
| Title |
The_nature_of_the_Milky_Way's_halo_revealed_by_the_three_integrals_of_motion |
| Authors |
Daniela_Carollo_and_Masashi_Chiba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00235 |
天の川銀河ローカルボリュームのハロー星の新しい選択方法に基づいて、恒星ハローの一般的な化学力学的構造を調査します。この方法は、軸対称銀河ポテンシャル（E、L_z、I_3）の運動の3つの積分によって定義される位相空間分布に依存します。ここで、I_3は運動の3番目の積分です。SDSSS-SEGUEDR7およびDR16（APOGEE）カタログからの星の大規模なサンプルを分析し、GaiaDR2と照合しました。この位相空間では、（1）L_z<1500kpcを選択することにより、ハロー星がディスク星と区別されることがわかりました。kms^-1＆（2I_3）^{1/2}>1000kpckms^-1、および（2）E<-1.5x10^5km^2s^{-2}。（1）のI_3の範囲は、銀河面から20度を超える最大軌道角に対応します。これらの選択基準は、最近の文献で採用されている単純な高速カットによって導入された運動学的バイアスがありません。化学力学的分析により、ハローがガイア・エンセラダス（GE;Helmietal。、2018）という名前の恒星の残骸を含むいくつかの下部構造を保持していることが確認されましたが、「粗視化」と表現された平均位相空間分布が見つかりました。分布は、Michie-Bodenheimerモデルのように、EとI_3の増加に伴って単調な指数関数的減少を示します。Carolloetal。に記載されている内側の恒星のハロー。（2007,2010）は、GEの破片、最も低いEの星（おそらくその場の星）、および高速カットの選択によって見落とされた金属の少ない順行星の組み合わせを含むことがわかっています。非常に金属量の少ない外側のハロー（[Fe/H]<-2.2）は、逆行と順行の両方の回転を示し、高い逆行運動に向けて非対称のL_z分布を示し、$\theta_{\rmorb}$が所有するものよりも大きくなります。GEは内部ハローを支配しました。我々の発見に基づく恒星ハローの形成への影響も議論されています。
PLUTOの新しいイオン化ネットワークと放射輸送モジュール
電磁流体力学（MHD）コードPLUTOで、新しい汎用の時間依存イオン化ネットワーク（IN）と放射輸送（RT）モジュールを紹介します。当社のイオン化ネットワークは、5e3〜3e8Kの範囲の温度で信頼性が高く、H、He、C、N、O、Ne、Mg、Si、S、Feのすべてのイオン化状態が含まれているため、さまざまな天体物理学のシナリオの研究に適しています。各イオン-電子対の放射損失は、CLOUDY-17データをオンザフライで使用して計算されます。光イオン化と電荷交換は、化学的加熱メカニズムです。INは、さまざまな周波数で非常に広範囲の不透明度にわたって放射輸送モジュールに完全に結合されています。RTモジュールは、球対称を想定した短い特性の方法を採用しています。INは完全な3Dと互換性がありますが、放射モジュールは球対称の仮定を必要とします。また、ほこりの不透明度、粒子の破壊、および放射圧へのほこりの寄与に関する簡単な処方箋も含まれています。新しいモジュールの信頼性と制限を示すために、数値テストを提示します。また、投影されたカラム密度と発光スペクトルを計算するための後処理ツールも紹介します。
進化する超新星残骸における非平衡イオン化と放射輸送
| Title |
Non-equilibrium_ionisation_and_radiative_transport_in_an_evolving_supernova_remnant |
| Authors |
Kartick_Chandra_Sarkar,_Orly_Gnat_and_Amiel_Sternberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00477 |
密度$n_H=1.0$cm$^{-3}$および温度$10^4$Kの均一な背景媒体に拡大する超新星（SN）残骸の進化の数値シミュレーションを提示します。動的に進化する非-平衡イオン化（NEI）ネットワーク（H、He、C、N、O、Ne、Mg、Si、S、Feのすべてのイオンで構成される）、周波数依存放射伝達（RT）、熱伝導、および単純なダスト進化モデル、すべてが相互に、そして流体力学に内部結合されています。球対称を仮定します。光イオン化、放射損失、光加熱、電荷交換加熱/冷却、および放射圧は、局所的な放射場とイオンの割合に応じてオンザフライで計算されます。SN残骸のダイナミクスとエネルギー論（発光スペクトルではない）は、非平衡冷却と放射輸送がない場合でも、衝突平衡冷却曲線によって適切にモデル化できることがわかります。SN残留物のさまざまな段階での前駆体電離放射線の影響は、衝撃の急速な冷却によって支配され、定常状態の衝撃とは異なることがわかります。NII、CIV、NVなどのさまざまなイオンの予測カラム密度は、定常状態の衝撃と比較して最大数桁高くなる可能性があります。また、観察されたレムナントと比較して、レムナントの物理的および化学的状態に関する重要な情報を取得し、バックグラウンドISMを制約できる、いくつかの高溶出発光スペクトルを示します。
アレシボ調査から18個の矮小銀河までの距離
アーカイブのハッブル宇宙望遠鏡の画像に基づいて、18個の矮小銀河に対して恒星測光を実行しました。構築されたヘルツシュプルングラッセル図には、若い星と古い星の枝が見られます。赤色巨星の測光を使用し、TRGB法を適用して、18個の銀河すべての正確な距離を初めて決定しました。銀河AGC238890とAGC747826の距離は、それぞれ最小（$D$=5.1Mpc）と最大（$D$=12.0Mpc）です。残りの銀河までの距離はこの範囲内にあります。低金属量銀河は、赤色巨星分枝のカラーインデックスを測定することによって識別されています：AGC102728、AGC198691、AGC205590、AGC223231、AGC731921、およびAGC747826。記録的な低金属量でAGC198691までの距離を決定しました。AGC223254、AGC229053、AGC229379、AGC238890、AGC731921、AGC742601はおとめ座銀河団に投影されているため、以前にアレシボで測定されたこれらの銀河の速度と一緒に推定された距離を使用して、銀河の落下の影響を改善できます。おとめ座銀河団。
大規模歳差運動ジェットの3D流体力学シミュレーション：無線形態
| Title |
3D_Hydrodynamic_Simulations_of_Large-Scale_Precessing_Jets:_Radio_Morphology |
| Authors |
Maya_Horton,_Martin_Krause_and_Martin_Hardcastle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00480 |
宇宙ジェットの進行の結果として複雑な形態を示す相対論的ジェットの見通しは、長い間仮説が立てられてきました。歳差運動円錐角、ジェット噴射速度、シミュレーション時間あたりの回転数を変化させて、3D流体力学シミュレーション研究を実施しました。電波放射のプロキシを使用して、観測者の視線に対してさまざまな傾斜の光源を投影します。いくつかの異なる歳差運動の組み合わせは、ラジオデータで頻繁に観察される特徴的な「X」字型のソースをもたらし、いくつかの歳差運動するジェットの形態は、ラジオソースの再開の形態学的特徴を模倣する可能性があることがわかります。数十から数百キロパーセクのスケールのジェットを調べ、ローブ軸から点対称、曲率、ジェットの不整合の既知の歳差運動指標を特定するためのツールを開発し、歳差運動ジェットと非歳差運動ジェットのシミュレーションサンプルに基づいて、これらのインジケータのいずれかを表示する電波源は、歳差運動源である可能性が98％あります。
スバルハイパーシュプライムカム調査からの$ z \ sim 5 $でのクエーサー光度関数のかすかな終わり
| Title |
The_Faint_End_of_the_Quasar_Luminosity_Function_at_$z_\sim_5$_from_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Survey |
| Authors |
Mana_Niida,_Tohru_Nagao,_Hiroyuki_Ikeda,_Masayuki_Akiyama,_Yoshiki_Matsuoka,_Wanqiu_He,_Kenta_Matsuoka,_Yoshiki_Toba,_Masafusa_Onoue,_Masakazu_A._R._Kobayashi,_Yoshiaki_Taniguchi,_Hisanori_Furusawa,_Yuichi_Harikane,_Masatoshi_Imanishi,_Nobunari_Kashikawa,_Toshihiro_Kawaguchi,_Yutaka_Komiyama,_Hikari_Shirakata,_Yuichi_Terashima,_and_Yoshihiro_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00481 |
HyperSuprime-Cam（HSC）を使用したスバル戦略プログラム（SSP）の一部として得られた光学広視野調査データから得られた、$z\sim5$でのクエーサー光度関数を示します。HSC-SSP調査のワイドレイヤーの$\sim$81.8deg$^2$領域から、ライマンブレーク法を$i=まで採用することにより、$z\sim5$で224個の低光度クエーサーの候補を選択しました。24.1ドル等スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の候補と分光的に確認されたクエーサーに基づいて、$-28.76<M_{\rm1450}<-の広い光度範囲をカバーする$z\sim5$のクエーサー光度関数を導出しました。22.32$等クエーサーの光度関数は、ブレークの大きさが$M^{*}_{1450}=-25.05^{+0.10}_{-0.24}$magの二重べき乗則モデルに適合していることがわかりました。低光度クエーサーの推定数密度は低く、導出されたかすかな端の傾き$-1.22^{+0.03}_{-0.10}$は、$z\sim5$での以前の研究よりも平坦です。HSC-SSPからの$4\leqz\leq6$でのクエーサーの光度関数の編集は、この赤方偏移の範囲内で、ブレークの大きさとかすかな端の傾斜に赤方偏移の進展がほとんどないことを示唆しています。赤方偏移が高くなると、かすかな端の傾斜が急になります。低光度クエーサーの数密度は、$z\sim4$から$z\sim5$に比べて、$z\sim5$から$z\sim6$に急速に減少します。
S2星の$ L '$バンド放射を使用して、Sgr A *付近の付着流密度プロファイルを制約する
| Title |
Constraining_the_accretion_flow_density_profile_near_Sgr_A*_using_the_$L'$-band_emission_of_the_S2_star |
| Authors |
S._Elaheh_Hosseini,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Andreas_Eckart,_Nadeen_B._Sabha,_and_Lucas_Labadie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00530 |
超大質量ブラックホール周辺の周囲媒体の密度プロファイルは、銀河中心部の流入-流出メカニズムを理解する上で重要な役割を果たします。近日点距離14.4mas（$\sim$1500R$_\text{s}$）で銀河中心の超大質量ブラックホールを周回する星S2の恒星バウショックを使用して、球形密度プロファイルを制約します。楕円軌道を仮定して、天体力学とラム圧力平衡にあるバウショックの理論を適用します。2004年から2018年までの7つのエポックにわたって得られたL'バンド（3.8ミクロン）で測定された赤外線フラックス密度とS2の大きさを分析します。2018年5月の最近の周縁期まで、S2フラックス密度に有意な変化は検出されません。S2の固有フラックス変動は2〜3％のレベルです。ダスト消光モデルに基づくと、S2ペリアプスでの数密度の上限は$\sim$1.87$\times$10$^9$cm$^{-3}$であり、最大3.20の密度勾配が得られます。。シンクロトロンのバウショック放射を使用して、$\leq$1.01$\times$10$^5$cm$^{-3}$の周囲密度と$\leq$1.47の傾きを取得します。これらの値は、高温の降着流から、ブロードライン領域の雲に匹敵する特性で潜在的に低温で密度の高い媒体まで、さまざまな媒体と一致しています。ただし、標準の薄いディスクは、S2近地点の距離で除外できます。0.01等の感度に基づいて、高温の付着流と薄い低温のディスクを区別できます。後者は、S2ペリアプスのスケールで除外できます。METIS@ELTなどの測光感度が10$^{-3}$等の機器を使用して、Sクラスター内の近地点距離が小さい星を将来観測すると、銀河中心の媒体を中間スケールで次のような密度で探査できるようになります。非熱的バウショック放出の場合、$\sim$700cm$^{-3}$と低くなります。
孤立したフォーメーションチャネルで大きなミスアラインメントスピンを持つバイナリブラックホールを生成するための経路
| Title |
Pathways_for_producing_binary_black_holes_with_large_misaligned_spins_in_the_isolated_formation_channel |
| Authors |
Nathan_Steinle_and_Michael_Kesden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00078 |
連星ブラックホール（BBH）は、孤立した高質量連星の崩壊したコアから形成される可能性があります。これらのBBHの質量とスピンは、潮汐、風、降着、共通外層進化（CEE）、超新星（SN）の出生キック、恒星の核とエンベロープの結合などの現象の複雑な相互作用によって決定されます。BBHの合併中に放出される重力波は、BBHの質量とスピンに依存するため、これらの現象を抑制できます。バイナリ恒星進化の簡略化されたモデルを提示し、軌道角運動量とずれた大きなスピンを持つBBHを生成するパラメータ空間の領域を識別します。私たちのモデルのシナリオA（B）では、安定した物質移動（SMT）は、質量の大きい星のロッシュローブオーバーフロー（RLOF）の後に発生し、CEEは質量の小さい（大きい）星のRLOFに従います。各シナリオは、質量の大きい星のコアが質量の小さい星のRLOFの前または後に崩壊するかどうかに応じて、経路1と2にさらに分割されます。恒星の核がエンベロープに弱く結合している場合、ウォルフ・ライエ（WR）の段階で分裂値の10％を超える出生スピンが維持されると、高度にスピンするBBHが生成される可能性があります。代わりに、BBHは、シナリオAのWRステージでの潮汐同期、またはシナリオBの最初のより大きな星への降着によって、大きなスピンを取得できます。より重い星のSNがCEEに先行する経路A1で。
Rastallの重力で急速に回転するコンパクト星
この研究では、Rastallの重力理論を考慮して、急速に回転する星を研究します。ポリトロピック星の2つの通常のパラメータ化のための数値的方法によって方程式を取得して解きます。次に、質量と半径の関係、慣性モーメント、およびその他の関心のある結果が、回転していない星の結果と比較して取得されます。
真空中で回転する磁気四極子星
主系列星や白色矮星や中性子星などのコンパクトオブジェクトは通常、恒星の中心にある純粋な双極子から大きく外れた磁場に埋め込まれています。中心から外れた双極子は、既存のデータをより適切に調整し、多極場を含む単純な幾何学的画像を提供できる場合があります。ただし、このような構成は通常、制限的であり、多極コンポーネントを下にあるダイポールよりも低い強度に制限します。この論文では、真空中での双極子と四重極の磁場の関連によって与えられる最も一般的な最低次の多極子の組み合わせを検討します。多極場計算の一般的な形式に従って、回転する四重極の外側の完全な電磁界を導き出します。ポインティングフラックスと電磁キックの正確な解析式が示されています。このような幾何学は、ますます説得力のある観測が少なくとも四極場のヒントを明らかにする中性子星の磁気圏を研究するのに役立ちます。また、恒星表面の十分に高い四重極成分の場合、中性子星に刻印された電磁キックが、誕生時にミリ秒の期間で数千km/sに達する可能性があることも示しています。
ブラックホールの質量ギャップを埋める：非核エネルギーの追加による大質量星の対不安定性の回避
| Title |
Filling_the_Black_Hole_Mass_Gap:_Avoiding_Pair_Instability_in_Massive_Stars_through_Addition_of_Non-Nuclear_Energy |
| Authors |
Joshua_Ziegler_and_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00254 |
標準的な恒星進化論では、質量が約$150$から$240M_\odot$の範囲の星は、ブラックホール（BH）の残骸のない対不安定型超新星に進化すると予想されます。この進化的振る舞いは、ブラックホールの質量関数に約$50$から$140M_\odot$の予測ギャップをもたらします。しかし、LIGOとおとめ座のコラボレーション[1]は最近、重力波イベントGW190521で質量$66M_\odot$と$85M_\odot$のブラックホールを発見しました。BH質量ギャップを埋めるための新しい方法を提案します。核融合に加えてエネルギー源が星全体に追加された場合、変化した進化が対不安定型超新星の完全な破壊を回避する可能性があり、代わりにBHの残骸が残されます。余分なエネルギー源の例は、星内の暗黒物質の消滅ですが、私たちの結果はより一般的に当てはまります。MESA一次元恒星進化ソフトウェアを使用して、温度と密度に依存しないエネルギー源を$180M_\odot$星に追加する効果を調査することにより、この現象を示します。星のエネルギーの$\sim50$\％がこの新しい源によるものである場合、星は対不安定型超新星に向かって完全に進化し、最終的には質量$\sim120M_\odotのBH残骸に向かって進化することができます。$。
拡張放出を伴うガンマ線バースト：分類、エネルギー相関および放射特性
| Title |
Gamma-Ray_Bursts_with_Extended_Emission:_Classifications,_Energy_Correlations_and_Radiation_Properties |
| Authors |
X._L._Zhang,_C._T._Zhang,_X._J._Li,_F._F._S,_X._F._Dong,_H._Y._Chang,_Z._B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00337 |
最近の宇宙望遠鏡によって検出された測定された赤方偏移と拡張放出を伴うますます多くのガンマ線バーストのおかげで、それらの以前のエネルギー相関が尾部放射を伴うバーストのみを含む特定のサンプルに対してまだ満たされるかどうかをチェックすることが緊急かつ可能です。放出が延長された20回のロングバーストと22回のショートバーストを使用すると、固有ピークエネルギーと等方性エネルギー（アマティ関係）および固有ピークエネルギーとピーク光度（米徳関係）の一般的な$\gamma$線エネルギー相関がわかります。短いバーストまたは長いバーストのいずれかで存在します。ただし、放出が延長されたこれらのガンマ線バーストは、上記のエネルギー相関をより緊密にするE-IとE-IIの2つのサブグループに再分類する方がはるかに優れています。張らによって提案されたように。（2018）、エネルギー相関を利用して、ボロメータフルエンス対ピークエネルギーの平面でこれらの種類のガンマ線バーストを区別することもできます。興味深いことに、独特の短いGRB170817Aは、フルエンス対ピークエネルギー面でE-Iグループに属していますが、軸外効果が修正されているにもかかわらず、アマティとヨネトクの両方の関係の外れ値です。さらに、可能な接続を検索するために、拡張放出とプロンプトガンマ線の間の放射特性を比較します。これらすべての要因を考慮に入れると、放出が拡張されたガンマ線バーストは、二分グループ、つまりそれぞれE-IクラスとE-IIクラスでモデル化する必要があると結論付けます。これは、それらが異なる起源である可能性を示唆しています。
超発光X線過渡源のモデル
現在、ほとんどの超大光度X線源（ULX）は連星系であり、その大きな（$10^{39}$ergs$^{-1}$を超える）見かけの光度は、恒星への超エディントン降着によって説明されることが広く受け入れられています。-質量コンパクトオブジェクト。ULXの多く、特に磁化された中性子星を含むものは、非常に変動します。一部は一時的な動作を示します。大きな光度は、大きな降着円盤を意味する可能性があり、したがって、矮新星や低質量のX線連星過渡源の爆発を引き起こすことが知られている熱粘性不安定性になりやすい可能性があります。この論文の目的は、X線過渡ディスク不安定性モデルを大きな（外半径が$10^{12}$cmより大きい）降着円盤の場合に拡張および一般化し、それをスーパーを備えたシステムの記述に適用することです。爆発時のエディントン降着率、場合によってはスーパーエディントン物質移動率。降着円盤の時間発展と爆発特性を計算するために、ディスク不安定性モデルコードを使用しました。降着円盤の自己照射が効率的であるという条件で、降着率がエディントン値を超えた場合でも、おそらくディスクの中央部分から放出されたX線フラックスの散乱が原因で、ディスク、加熱フロントはディスクの外縁に到達し、高い降着率を生成する可能性があります。また、爆発の観測可能な特性の分析的近似も提供します。V404Cygなどの大きなディスクやM51XT-1などの一部のULXで、銀河系の過渡現象の観測された特性を正常に再現しました。私たちのモデルは、アキュレーターが中性子星である場合、ESO243-39HLX-1爆発のピーク光度と減衰時間を再現できます。爆発時間とピーク光度の減衰時間との間の予測された関係の観測テストは大歓迎です。
| Title |
High_energy_neutrino_and_gamma-ray_emission_in_the_jets_of_the_microquasar_M33_X-7 |
| Authors |
D.A._Papadopoulos,_Th.V._Papavasileiou,_T.S._Kosmas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00396 |
この作業では、よく研究されたSS433銀河マイクロクエーサーの数値シミュレーションを通じてアルゴリズムの信頼性をテストした後、銀河系外M33X-7システムからのニュートリノと$\gamma$線の放出に焦点を当てます。これは、隣接する銀河メシエ33にある最近発見されたX線連星システムであり、まだ詳細にモデル化されていません。M33X-7の磁化された宇宙ジェットから生成されたニュートリノと$\ガンマ$線のエネルギースペクトルは、私たちの方法の文脈では、まず、ジェットの高温（相対論的）陽子が熱陽子に散乱します（pp相互作用メカニズム）。
セミデタッチバイナリの降着円盤の層化グローバルMHDモデル
スパイラルショック、磁気回転不安定性（MRI）、およびディスク構造と進化における降着流の役割を調査するために、垂直成層を含む、ロッシュローブオーバーフローによって供給された降着円盤の最初のグローバル電磁流体力学（MHD）シミュレーションの結果を提示します。。私たちのモデルには、ガスの熱力学の単純な処理が含まれており、ディスクの内縁の軌道マッハ数は5と10です。$M_{\rmin}$は、すべての時間スケールでかなり変化します。明確な準定常状態に達するマッハ5モデル。マッハ10の場合、モデルは、バイナリの$\sim10$軌道周期の時間スケールで発生する外部から内部への磁気駆動の付加イベントを受けます。どちらのモデルも、バイナリ平面に対して傾斜したスパイラルショックを示し、その位置と傾斜は急速に変化します。ただし、赤道面でのこれらの衝撃の時間平均位置は、単純な線形モデルによく適合します。ディスク内のMRI乱流は、おそらくスパイラル構造との相互作用が原因で、場合によっては不規則なトロイダル磁場パターン（バタフライダイアグラム）を生成します。私たちの結果の多くは地元の研究とよく一致していますが、いくつかの特徴（特にスパイラルショックに関連するもの）は、ここで研究されているようなグローバルモデルでのみキャプチャできることがわかります。したがって、グローバルな研究は、理想化されたモデルであっても、計算コストが高いままですが、バイナリシステムでの降着の理解を深めるために（放射輸送とディスク熱力学のより高度な処理とともに）不可欠です。
月の南極にあるハイケイデンスUV光学望遠鏡スイート
| Title |
A_High-Cadence_UV-Optical_Telescope_Suite_On_The_Lunar_South_Pole |
| Authors |
Scott_W._Fleming,_Thomas_Barclay,_Keaton_J._Bell,_Luciana_Bianchi,_C._E._Brasseur,_JJ_Hermes,_R._O._Parke_Loyd,_Chase_Million,_Rachel_Osten,_Armin_Rest,_Ryan_Ridden-Harper,_Joshua_Schlieder,_Evgenya_L._Shkolnik,_Paula_Szkody,_Brad_E._Tucker,_Michael_A._Tucker,_and_Allison_Youngblood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00007 |
私たちは、月の南極へのアルテミスIIIの人間が乗る遠征の一部として配備され、高速のケイデンスで広視野の同時遠紫外線（UV）、近紫外線、および光学バンド画像を収集できる一連の望遠鏡を提案します。（10秒）空の一部を数時間連続して。光学領域での広視野で高ケイデンスの監視は、太陽系外惑星、恒星の天体物理学、および天文学的過渡現象の分野で新しい科学的進歩をもたらしました。地球の大気の中から紫外線で同様の観測を行うことはできませんが、月の表面からは可能です。提案された観測は、近くにある巨大な太陽系外惑星、太陽系外惑星の磁気圏からの大気の脱出、星のフレア形成の物理学、太陽系外惑星の居住性に対する星のフレアの影響、高温でコンパクトな星の内部恒星構造、および初期の研究を可能にします。超新星と新星の進化は、それらの前駆体と形成メカニズムをよりよく理解するために。
宇宙望遠鏡用ミラー：劣化の問題
| Title |
Mirrors_for_space_telescopes:_degradation_issues |
| Authors |
D._Garoli,_L._V._Rodriguez_De_Marcos,_J._I._Larruquert,_A._J._Corso,_R._Proietti_Zaccaria,_M._G._Pelizzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00045 |
ミラーは、現在および将来の宇宙ミッションの成功に不可欠な光学コンポーネントのサブセットです。地球観測から天体物理学に至るまで、X線から遠赤外線までのすべての電磁スペクトルをカバーする宇宙プログラム用の望遠鏡のほとんどは、反射光学に基づいています。ミラーは、低軌道から惑星間軌道や深宇宙に至るまで、多様で過酷な環境で動作します。宇宙観測所の運用寿命は数分（観測ロケット）から数十年（大規模観測所）であり、光学システム内のミラーの性能は劣化しやすく、その結果、機器の一時的な光学効率が発生します。宇宙環境で発生する劣化は、宇宙ミッションの軌道特性の運用寿命に依存し、システム全体のスループットを低下させるため、科学の利益を損ないます。したがって、潜在的な劣化の物理的メカニズム、それらがミラーの性能にどのように影響するか、そしてそれを防ぐ方法の知識は、宇宙望遠鏡の長期的な成功を確実にするために最も重要です。このレビューでは、コーティング材料の劣化と耐放射線性の重要性に特に焦点を当てた、宇宙ミッション用の現在のミラー技術の概要を報告します。これらの範囲では、ほとんどの汚染物質の強力な吸収によって劣化が促進されるため、遠紫外線および極紫外線に対するミラーの劣化効果について特に詳しく説明します。
Axion Dark Matter eXperiment：詳細な設計と操作
| Title |
Axion_Dark_Matter_eXperiment:_Detailed_Design_and_Operations |
| Authors |
R._Khatiwada,_D._Bowring,_A._S._Chou,_A._Sonnenschein,_W._Wester,_D._V._Mitchell,_T._Braine,_C._Bartram,_R._Cervantes,_N._Crisosto,_N._Du,_S._Kimes,_L._J_Rosenberg,_G._Rybka,_J._Yang,_D._Will,_G._Carosi,_N._Woollett,_S._Durham,_L._D._Duffy,_R._Bradley,_C._Boutan,_M._Jones,_B._H._LaRoque,_N._S._Oblath,_M._S._Taubman,_J._Tedeschi,_John_Clarke,_A._Dove,_A._Eddins,_A._Hashim,_S._R._O'Kelley,_S._Nawaz,_I._Siddiqi,_N._Stevenson,_A._Agrawal,_A._V._Dixit,_J._R._Gleason,_S._Jois,_P._Sikivie,_N._S._Sullivan,_D._B._Tanner,_J._A._Solomon,_E._Lentz,_E._J._Daw,_M._G._Perry,_J._H._Buckley,_P._M._Harrington,_E._A._Henriksen,_K._W._Murch,_G._C._Hilton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00169 |
AxionDarkMattereXperiment（ADMX）超低ノイズハロスコープ技術により、Dine-Fischlerを使用して$2.66$から$3.1$$\mu$eVの質量範囲で暗黒物質アクシオンを探す2つの科学実験（1Aおよび1B）を正常に完了できました。-Srednicki-Zhitnisky（DFSZ）感度Ref。[1,2]。したがって、これはこの質量範囲でこれまでで最も感度の高いアクシオン検索実験です。この感度を達成するために過去数年間に行われた技術的進歩について説明します。これには、最先端の量子制限増幅器や希釈冷凍機などのコンポーネントの実装が含まれます。さらに、実行1Aで周波数調整可能なマイクロストリップ超伝導量子干渉デバイス（SQUID）増幅器（MSA）を使用し、実行1Bでジョセフソンパラメトリック増幅器（JPA）を使用する方法と、システムノイズを特徴付ける新しい分析ツールを示します。温度。
キャプチャ：uGMRTの連続イメージングパイプライン
| Title |
CAPTURE:_A_continuum_imaging_pipeline_for_the_uGMRT |
| Authors |
Ruta_Kale_(1)_and_Ishwara-Chandra_C._H._(1),_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Pune) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00196 |
アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡のデータ削減のためのCAsaPipeline-cum-Toolkitと呼ばれるアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）から取得した干渉計データから画像を作成するための最初の完全自動パイプラインを紹介します-CAPTURE。これは、NRAOCommonAstronomySoftwareApplications（CASA）のタスクを使用して、不良データのフラグ付け、キャリブレーション、イメージング、およびセルフキャリブレーションの手順を実行するPythonプログラムです。パイプラインの顕著な特徴は次のとおりです。i）生データから自己校正された連続画像に移行するための完全自動モードii）拡張構造の損失を最小限に抑える短いベースラインと長いベースラインの特殊なフラグ付け戦略iii）永続的な狭帯域無線周波数干渉（RFI）、iv）ユーザーが段階的な分析または特殊なケースのためにパイプラインを構成するための柔軟性、およびv）レガシーGMRTからのデータの分析。CAPTUREはgithub（https://github.com/ruta-k/uGMRT-pipeline、リリースv1.0.0）で公開されています。CAPTUREで生成されたuGMRT画像のプライマリビーム補正は、https：//github.com/ruta-k/uGMRTprimarybeamで個別に入手できます。uGMRTおよびレガシーGMRTデータでCAPTUREを使用する例を示します。原則として、CAPTUREは、他の望遠鏡からの電波干渉データで使用するように調整できます。
Kalkayotl：クラスター距離推論コード
| Title |
Kalkayotl:_A_cluster_distance_inference_code |
| Authors |
J._Olivares,_L._M._Sarro,_H._Bouy,_N._Miret-Roig,_L._Casamiquela,_P.A.B._Galli,_A._Berihuete,_and_Y._Tarricq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00272 |
コンテキスト：星団は、星形成と進化の理論のベンチマークです。ガイア計画の高精度視差データにより、星団とその星までの距離決定を大幅に改善できます。正確で正確な距離を決定するために、視差の空間相関のような系統学を、特に小さな空の領域の星について説明する必要があります。目的：ガイア視差測定を使用して、クラスターパラメーター（距離とサイズ）とその星までの距離を同時に推測するように設計された無料のオープンコードを天体物理学コミュニティに提供します。これにはクラスター指向の以前のファミリーが含まれ、ガイア視差の空間相関を処理するように特別に設計されています。方法：ベイズ階層モデルを作成して、クラスターパラメーターとその星までの距離の両方を推測できるようにします。結果：ガイア視差の不確実性と空間相関を模倣する合成データを使用して、クラスター指向の以前のファミリが、指数関数的に減少する以前の空間密度で得られたものよりも小さなエラーで距離推定をもたらすことを観察します。さらに、視差空間相関の処理により、推定クラスターサイズと恒星距離の誤差が最小限に抑えられ、不確実性の過小評価が回避されます。視差の空間相関を無視しても、クラスター距離の決定の精度には影響しませんが、不確実性を過小評価し、真の値と互換性のない測定値になる可能性があります。結論：事前知識とガイア視差空間相関の処理の組み合わせにより、最大5kpcのクラスターのクラスター距離の正確な（エラー<10％）信頼できる推定値（つまり、2$\sigma$の不確実性に含まれる真の値）が生成されます。、および最大1kpcのクラスターのクラスターサイズ。
ESPRESSO @ VLT-オンスカイパフォーマンスと最初の結果
| Title |
ESPRESSO@VLT_--_On-sky_performance_and_first_results |
| Authors |
F._Pepe,_S._Cristiani,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_H._Dekker,_A._Cabral,_P._Di_Marcantonio,_P._Figueira,_G._Lo_Curto,_C._Lovis,_M._Mayor,_D._M\'egevand,_P._Molaro,_M._Riva,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Amate,_A._Manescau,_L._Pasquini,_F._M._Zerbi,_V._Adibekyan,_M._Abreu,_M._Affolter,_Y._Alibert,_M._Aliverti,_R._Allart,_C._Allende_Prieto,_D._\'Alvarez,_D._Alves,_G.Avila,_V._Baldini,_T._Bandy,_S._C._C._Barros,_W._Benz,_A._Bianco,_F._Borsa,_V._Bourrier,_F._Bouchy,_C._Broeg,_G._Calderone,_R._Cirami,_J._Coelho,_P._Conconi,_I._Coretti,_C._Cumani,_G._Cupani,_V._D'Odorico,_M._Damasso,_S._Deiries,_B._Delabre,_O._D._S._Demangeon,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_J._P._Faria,_A._Fragoso,_L._Genolet,_M._Genoni,_R._G\'enova_Santos,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_I._Hughes,_O._Iwert,_F.Kerber,_J._Knudstrup,_M._Landoni,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00316 |
ESPRESSOは、ESOの超大型望遠鏡（VLT）の新しい高解像度分光器です。これは、太陽系外惑星の研究と基本的な天体物理学実験を前例のない精度と精度で実行することを目的として、超高視線速度精度と極端なスペクトル忠実度のために設計されました。VLTの4つのユニット望遠鏡（UT）のいずれかを使用して、378.2〜788.7nmの波長範囲で140,000または190,000のスペクトル分解能で観測するか、すべてのUTを組み合わせて、VLTを16mに変換することができます。70,000の分解能を提供しながら、収集領域の点で直径相当の望遠鏡。ESPRESSO機器の概要を説明し、実際の空のパフォーマンスについて報告し、保証時間観測（GTO）プログラムとその最初の結果を示します。エスプレッソは2017年秋にパラナル天文台に設置されました。試運転（空中試験）は2017年12月から2018年9月の間に実施されました。機器は2018年10月1日に正式に運用を開始しましたが、機器の改良と再試運転が行われました。実行は2019年7月まで実施されました。550nmで測定されたESPRESSOの全体的な光スループットと0.65アーク秒のシーイングは、名目上の天文気候条件下で10％のマークを超えています。一晩で25cm/s以上、数ヶ月で50cm/s以上の視線速度精度を示します。これらの値は、光子ノイズと恒星ジッターによって制限されており、性能が10cm/sの機器精度と互換性があることを示しています。スループットもRV精度も、UT間で測定された違いはありません。大きな収集望遠鏡領域とESPRESSOの効率および絶妙なスペクトル忠実度の組み合わせにより、RV測定、惑星大気の研究、基本定数、恒星の特性評価、およびその他の多くの分野で新しいパラメーター空間が開かれます。
電波望遠鏡全出力モード：観測効率の向上
| Title |
Radio_telescope_total_power_mode:_improving_observation_efficiency |
| Authors |
Laurent_Pagani,_David_Frayer,_Bruno_Pagani,_Charl\`ene_Lef\`evre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00461 |
目的。無線観測効率は、周波数、ビーム、または位置切り替えモードではなく、全電力モードでの観測を較正および削減することによって改善できます。メソッド。この方法の実現可能性をテストするために、InstitutdeRadio-AstronomieMillim\'etrique（IRAM）30m望遠鏡とGreenBankTelescope（GBT）から得られたスペクトルのサンプルを選択しました。GBT用の最新のフロントエンド増幅器と30m望遠鏡用の直接局部発振器注入が、幅が数十メガヘルツの滑らかな通過帯域を提供することを考えると、標準観測からのスペクトルを個別にクリーニング（ベースライン除去）してから、共同で-従来のONマイナスOFFデータ削減を実行する代わりに、回線が十分に狭い場合（数km/s）に直接追加されます。この手法は、ONデータとOFFデータが別々に保存されている場合の周波数切り替え観測、および位置切り替え観測とビーム切り替え観測で機能します。結果。この方法は、ラインが十分に狭く、数が多すぎない場合に最適に機能するため、安全なベースラインの削除を実現できます。ほとんどの場合、sqrt（2）の係数の信号対雑音比の改善が見られ、理論上の予想と一致しています。結論。従来の観測モードを維持することにより、標準的な縮小手法のフォールバックソリューションは、ベースラインの動作が最適でない場合、空が不安定な場合、または線が広い場合でも利用でき、線の強度を確認できます。これらの全電力モード削減の手法は、GBTの場合のように、オンとオフを別々に記録して配信する限り、ベースラインが安定している電波望遠鏡に適用できます。
AEAqr型激変星候補であるLAMOSTJ024048.51 +195226.9における軌道日食の同定
| Title |
Identification_of_Orbital_Eclipses_in_LAMOST_J024048.51+195226.9,_a_Candidate_AE_Aqr-type_Cataclysmic_Variable_Star |
| Authors |
Colin_Littlefield,_Peter_Garnavich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00001 |
AEAqrオブジェクトは、白色矮星（WD）の一次の急速に回転する磁気圏が、WDに降着する前に、ほとんどの落下ガスを遠心力で放出する激変変光星のクラスです。この「磁気プロペラ」を介した降着流の放出は、WDから角運動量を抽出し、光学測光で大振幅の非周期的なフレアを生成します。名を冠したAEAqrは、このクラスのオブジェクトの唯一の確認されたメンバーですが、最近、Thorstensen（2020）は、候補のAEAqrシステムLAMOSTJ024048.51+195226.9を発見しました。測光測光を使用して、このシステムの洗練された公転周期を測定し、システムの頻繁なAEAqrのようなフレアエピソードが停止する、以前は認識されていなかった浅い日食を特定します。LAMOSTJ024048.51+195226.9の提案されたAEAqr分類をテストするには、専用の追跡調査が依然として必要ですが、確認された場合、そのフレア生成領域の日食は、磁気プロペラ現象を研究する新しい手段を提供します。
化学的に均質な進化：迅速な集団合成アプローチ
| Title |
Chemically_Homogeneous_Evolution:_A_rapid_population_synthesis_approach |
| Authors |
Jeff_Riley,_Ilya_Mandel,_Pablo_Marchant,_Ellen_Butler,_Kaila_Nathaniel,_Coenraad_Neijssel,_Spencer_Shortt,_Alejandro_Vigna-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00002 |
大規模なマージバイナリブラックホール（BBH）の形成チャネルとして化学的に均一な進化（CHE）を探求します。CHEを高速バイナリ母集団合成コードであるコンパクトオブジェクトマージ：母集団天体物理学と統計（COMPAS）に含める方法を開発します。これは、バイナリ進化の現実的なモデルと宇宙の星形成史の宇宙モデルを組み合わせたものです。初めて、同じ一連の仮定の下で、従来の孤立した連星進化を同時に探求します。このアプローチにより、人口特性を制約し、CHEと従来の形成チャネルのBBH合併の重力波検出率について同時に予測することができます。検出可能なBBHの全体的な質量分布は、既存の重力波観測と一致しています。CHEチャネルは、孤立したバイナリ進化に由来するBBH合併のすべての重力波検出の最大70％をもたらす可能性があることがわかりました。
$ \ lambda $ OrionisディスクのALMA調査：超新星から惑星形成まで
| Title |
An_ALMA_survey_of_$\lambda$_Orionis_disks:_from_supernovae_to_planet_formation |
| Authors |
Megan_Ansdell,_Thomas_J._Haworth,_Jonathan_P._Williams,_Stefano_Facchini,_Andrew_Winter,_Carlo_F._Manara,_Alvaro_Hacar,_Eugene_Chiang,_Sierk_van_Terwisga,_Nienke_van_der_Marel,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00012 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）による原始惑星状星探査は、現在、ループスのような低質量の星形成領域から$\sigma$オリオン座のような大規模なOBクラスターまで、さまざまな環境条件を調査しています。ここでは、$\lambda$Orionisの原始惑星系円盤のALMA調査を実施します。これは、Orionの約5Myrの古いOBクラスターであり、ダストの質量感度は、近くの地域の調査に匹敵します（〜0.4$M_\oplus$）。特に、$\lambda$Orionisのコアで約1ミリ前に発生した可能性のある超新星から、大規模なOB星が惑星形成にどのように影響するかを評価します。私たちの太陽系を含むほとんどの惑星系はクラスター環境で生まれる可能性が高いため、これらの影響を研究することは重要です。超新星前のフィードバックや超新星自体の形での巨大な星の影響は、$\lambda$Orionisの進化した時代に期待されていた利用可能な惑星形成物質を大幅に減らすようには見えないことがわかりました。また、$\lambda$Orionisの長引く巨大な「外れ値」ディスクを他の進化した地域の同様のシステムと比較し、これらの外れ値がディスクの分散を抑制して外側の原始ディスクの寿命を延ばすコンパニオンを内側のディスクでホストしていると仮定します。$\lambda$Orionisが、おそらく銀河で最も一般的なタイプの惑星形成環境の1つについて私たちに教えてくれることがまだたくさんあることを強調して、将来の作業のための多くの道で締めくくります。
青色超巨星ALS19653の周りの2つの入れ子になったシェル
青色超巨星ALS19653の周りの2つの入れ子になったシェルの深い狭帯域イメージングの結果を示します。これは、外側のシェルが物理的に星に関連付けられていることを確認します。
ガイアによる銀河白色矮星（WD）の最近の観測は、異常な冷却を示す巨大な結晶化WDの集団が存在することを示唆しています-Qブランチ。単一粒子の$^{22}$Ne沈降は長い間熱源の可能性があると考えられてきましたが、最近の研究では、沈降が観測された熱を提供するために、$^{22}$Neがクラスターに分離し、拡散を促進する必要があることが示唆されていますタイムスケール。分子動力学シミュレーションを使用して、$^{22}$Neが分離してC/OWDでクラスターを形成できないことを明確に示し、さらに、その強力な$^{22}$Ne濃縮を示す一般的なC/O/Ne状態図を示します。$^{22}$Neabundance$\lesssim30\％$では達成できません。異常な加熱は$^{22}$Neクラスターの沈降によるものではなく、QブランチWDは異常な組成を持ち、おそらくより重い元素が豊富である可能性があると結論付けています。
オリオンソースIにおける回転流出のALMA観測とモデリング
| Title |
ALMA_observations_and_modeling_of_the_rotating_outflow_in_Orion_Source_I |
| Authors |
J._A._L\'opez-V\'azquez,_Luis_A._Zapata,_Susana_Lizano,_and_Jorge_Cant\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00132 |
$^{29}$SiO（J=8--7）$\nu$=0、SiS（J=19--18）$\nu$=0、および$^{28}$SiO（J=8--7）$\nu$=1OrionSourceIに関連する分子流出のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で行われた分子線アーカイブ観測。観測は、解釈される流れ軸の周りの速度非対称性を示しています。流出回転として。回転速度（$\sim$4--8kms$^{-1}$）は、ディスクまでの垂直距離とともに減少することがわかります。対照的に、円筒半径（$\sim$100--300au）、膨張速度（$\sim$2〜15kms$^{-1}$）、および軸方向速度$v_{\rmz}$（$\sim$-1--10kms$^{-1}$）は、垂直距離とともに増加します。分子流出の推定質量$\mathrm{M}_{\rmoutflow}\sim$0.66--1.3M$_\odot$。運動学的時間$\sim$130年を考えると、これは質量損失率$\dot{\mathrm{M}}_{\rmoutflow}\sim5.1-10\times10^{-3}$M$_\を意味します。odot$yr$^{-1}$。この大規模な流出は、ディスク風モデルに重要な制約を設定します。観測結果を、異方性の恒星風と崩壊時の回転分子エンベロープに対応するウルリッヒ付着流との相互作用によって生成されたシェルのモデルと比較します。モデルの円柱半径は、$^{29}$SiO（J=8--7）$\nu$=0のデータと一致していることがわかります。モデルの膨張速度と軸方向速度は、膨張速度のディスク（$z\sim\pm$150au）に近いことを除いて、観測値と同様です。それにもかかわらず、モデルの回転速度は、観測値よりも$\sim$3〜10倍低くなっています。ウルリッヒの流れだけでは観測された回転を説明することはできず、円盤風の角運動量を含めるなど、他の可能性を探る必要があると結論付けます。
ループスダンセ。ガイア-DR2データによる星の国勢調査と6D構造
| Title |
Lupus_DANCe._Census_of_stars_and_6D_structure_with_Gaia-DR2_data |
| Authors |
P.A.B._Galli,_H._Bouy,_J._Olivares,_N._Miret-Roig,_R.G._Vieira,_L.M._Sarro,_D._Barrado,_A._Berihuete,_C._Bertout,_E._Bertin_and_J.-C._Cuillandre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00233 |
コンテキスト：ループスは最も近い星形成領域の1つとして認識されていますが、ガイア以前の時代に三角法の視差がなかったため、この領域の運動学的特性に関する多くの研究が妨げられ、星の種族の人口調査が不完全になりました。目的：ガイア宇宙ミッションの2回目のデータリリースを公開された補助視線速度データと組み合わせて使用して、星の人口調査を修正し、ループス複合体の6D構造を調査します。方法：複合体の主要な分子雲の周りの160deg2のフィールドにわたる位置天文および測光データに基づいて、ループス関連の新しいメンバーシップ分析を実行し、この領域のさまざまなサブグループのプロパティを比較しました。結果：これまでメンバーとして報告されたことのない47個の星を含む、若い星のループス協会の137個の高確率メンバーを特定しました。以前の研究で特定されたループス領域に関連する歴史的に知られている星の多くは、フィールドスターまたは隣接するさそり-ケンタウルス協会のメンバーである可能性が高いです。私たちの新しいメンバーのサンプルは、それぞれG=8からG=18等、0.03から2.4Msunの光度と質量範囲をカバーしています。分子雲ループス1〜6に向かって投影された星の運動学的特性を比較し、これらのサブグループがほぼ同じ距離（約160〜pc）に位置し、同じ空間速度で移動することを示しました。恒星モデルから推測される私たちの年齢推定は、ループスサブグループが同時代であることを示しています（年齢の中央値は約1から3Myrの範囲です）。ループス協会は、同様の方法論を使用して私たちのチームが最近調査した、みなみのかんむり星形成地域の若い星の集団よりも若いようです。スペクトル型の分布から推測されるループス関連の初期質量関数は、他の星形成領域と比較してほとんど変化を示しません。
若い高質量星の周りの光イオン化降着円盤
| Title |
A_photoionized_accretion_disk_around_a_young_high-mass_star |
| Authors |
Andr\'es_E._Guzm\'an,_Patricio_Sanhueza,_Luis_Zapata,_Guido_Garay,_Luis_Felipe_Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00244 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して作成された、高質量の若い恒星状天体（HMYSO）G345.4938+01.4677の高空間分解能（$52$au）の観測結果を示します。このOタイプHMYSOは2.38kpcにあり、$1.5\times10^5L_\odot$の光度に関連付けられています。以前に検出された電波ジェットに対して垂直に回転するコンパクトな構造を示すH$38\beta$水素再結合線からの星周放射を検出します。この放出は、HMYSOの周りの光イオン化降着円盤をトレースするものとして解釈されます。この円盤状の構造は現在、継続的な付着を維持するには小さすぎるように見えますが、データは、円盤が若い高質量星からの光イオン化フィードバックに効果的に耐えることができる方法の直接的な観測証拠を示しています。また、HMYSOの近くで低質量の若い恒星状天体が検出されたことを報告し、それが高質量と低質量の星の連星系を形成していることを示唆しています。
AstroSatを使用した球状星団NGC1261の水平分枝形態
| Title |
The_Horizontal_Branch_morphology_of_the_globular_cluster_NGC_1261_using_AstroSat |
| Authors |
Sharmila_Rani,_Gajendra_Pandey,_Annapurni_Subramaniam,_Snehalala_Sahu,_N._Kameswara_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00569 |
アストロサット衛星に搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）で取得した遠紫外線（FUV）および近紫外線（NUV）画像を使用して、球状星団NGC1261のUV測光から得られた結果を示します。UVITデータをHST、GAIA、および地上ベースの光学測光データと組み合わせて利用し、さまざまなUV色-大きさ図（CMD）を作成しました。FUVでは青いHB（BHB）と2つの極端なHB（EHB）星が検出されましたが、NUVCMDでは完全なHB、つまり赤いHB（RHB）、BHB、およびEHBが検出されました。NUVとFUVの両方で識別された2つのEHB星は、クラスターの確認されたメンバーです。HB星は、パドバの等時線とほぼ整列しているUV光学CMDでタイトなシーケンスを形成します。この研究は、GCのHB形態を調べるためのUVイメージングの重要性に光を当てます。
ブラックホール連星とライトフィールド：重力分子
| Title |
Black_hole_binaries_and_light_fields:_gravitational_molecules |
| Authors |
Taishi_Ikeda,_Laura_Bernard,_Vitor_Cardoso,_Miguel_Zilhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00008 |
軽いスカラーがバイナリの周りに準束縛状態を形成できることを示します。非相対論的領域では、これらの状態は、1電子の異核二原子分子の量子力学的シュレディンガー方程式によって形式的に記述されます。ブラックホール連星の周りのスカラー場の広範な数値シミュレーションを実行して、スカラー構造がバイナリの周りに凝縮することを示しました。これらの状態を「重力分子」と名付けました。さらに、これらが摂動的で非相対論的な記述によって十分に記述されていることを示します。
太陽系外惑星を暗黒物質（DM）を発見するための新しいターゲットとして提示します。予想される存在量が多く、低温で、サイズが大きいという利点があります。天の川全体を通して、DMは散乱し、捕獲され、消滅エネルギーを蓄積し、太陽系外惑星内の熱流を増加させる可能性があります。このシナリオに対する今後の赤外線望遠鏡の感度を推定し、実用的な発見または除外検索を見つけます。質量が約MeVを超えるDMは、太陽系外惑星でプローブでき、DM-陽子およびDM-電子散乱断面積は約$10^{-37}$cm$^2$までで、既存の制限よりも最大で強いことがわかります。6桁。DM起源の裏付けとなる証拠は、銀河の位置、したがってDM密度と相関するDMによって誘発された太陽系外惑星の加熱によって特定できます。これにより、DMの過密度の潜在的なトレーサーも可能になります。私たちの結果は、私たちの銀河全体に散らばっている何十億もの褐色矮星、不正な惑星、そして巨大ガスの温度を測定する新しい動機を提供します。
電弱セクターにおける重い新しい物理学からの普遍的な重力波の特徴
| Title |
Universal_gravitational-wave_signatures_from_heavy_new_physics_in_the_electroweak_sector |
| Authors |
Astrid_Eichhorn,_Johannes_Lumma,_Jan_M._Pawlowski,_Manuel_Reichert,_Masatoshi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00017 |
初期宇宙におけるTeVスケールの標準模型を超える物理学を用いて電弱相転移によって生成された重力波スペクトルを計算します。私たちの研究は、非摂動的フレームワーク内の量子および熱ゆらぎの影響を捉えています。平均気泡分離と相転移の強度パラメーターの間に普遍的な関係があることを発見しました。これは、さまざまな新しい物理的寄与に当てはまります。この結果の影響は3つあります。1つは、重い（TeVスケールの）新しい物理学から生じる重力波スペクトルを制約することです。第二に、それらは重力波の特徴から直接、重いものと軽いものの新しい物理学を区別する方法を提供します。第三に、彼らは、重い新しい物理学の異なるモデルを区別するために、コライダー実験と一緒に重力波観測の協調した努力が必要であるかもしれないことを示唆します。
強磁場中の分子$ {\ rm H} _2 $の再検討
| Title |
The_molecule_${\rm_H}_2$_in_a_strong_magnetic_field_revisited |
| Authors |
D.J._Nader,_A.V._Turbiner_and_J.C._L\'opez_Vieyra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00106 |
コンパクトで数パラメトリックで物理的に適切な3項変分試行関数を使用して、水素分子の基底状態${}^3\Pi_u$のエネルギー${\rmH}_2$を高精度で計算します。$5\times10^{10}\、{\rmG}\leqB\leq10^{13}\、$Gの範囲の強磁場${\bfB}$。原子核（陽子）は無限大であると見なされ（ゼロ次のBO近似）、磁力線に沿って配置されます（平行構成）。
3番目のRITバイナリブラックホールシミュレーションカタログの、LIGO-Virgo O1 / O2観測実行からの重力波信号のパラメータ推定への適用
| Title |
Application_of_the_third_RIT_binary_black_hole_simulations_catalog_to_parameter_estimation_of_gravitational_waves_signals_from_the_LIGO-Virgo_O1/O2_observational_runs |
| Authors |
James_Healy,_Carlos_O._Lousto,_Jacob_Lange,_and_Richard_O'Shaughnessy_(RIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00108 |
3番目のバイナリブラックホールRITカタログの777の完全な数値波形のみを使用して、LIGO/VirgoのO1/O2観測実行で報告された10個のブラックホールマージ信号を再分析します。バイナリパラメータ、外部パラメータ、および以前に提示された結果と一致しているが同一ではないこれらの重力波イベントの残留特性を取得します。また、Venumadhavetal。で報告された3つの追加イベント（GW170121、GW170304、GW170727）を分析しました。2019、および密接に一致するパラメータが見つかりました。最後に、O1/O2イベントに適用された収束研究を使用して波形の精度を評価し、パラメーターの現在の推定に適切であることがわかりました。
インフレ制限速度の新しいブランチ
| Title |
A_new_branch_of_inflationary_speed_limits |
| Authors |
Dayshon_Mathis,_Alexandros_Mousatov,_George_Panagopoulos,_Eva_Silverstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00113 |
スカラー運動の速度制限を示し、急なポテンシャルでも加速膨張を生成するインフレーションの新しいメカニズムを提示します。これは、次元6の演算子を介してインフラトン$\phi$に結合された追加フィールドの短いモードを明示的に統合し、$（\partial\phi）^の自明でない（対数）関数を含む効果的なアクションの式を生成することから生じます。2ドル。速度制限は、大きな色の拡大で発生するDBIインフレーションの平方根分岐カットと同様に、大きなフレーバーの拡大で発生するこの対数の分岐カットに現れます。最後に、このモデルのパラメーターに対する観測上の制約について説明します。
2グループのグローバル対称性は、より高い形式と従来のグローバル対称性がどのように融合してより大きな構造になるかを示す特定の例です。$U（1）$ゼロ形式と$U（1）$1形式の対称性から構成される2グループのグローバル対称性の有限温度実現を説明する流体力学の理論を構築します。ユークリッド分配関数から熱力学の側面を研究し、さまざまな観点から理想的な流体力学の構成関係を導き出します。結果として得られる理論の新しい特徴には、カイラル磁気効果の類似物と、磁力線に沿って伝播するカイラルサウンドモードが含まれます。また、2グループから2グループのグローバル対称性の理論のミニマリストホログラフィック記述について説明し、流体力学的記述からの予測を検証します。その過程で、有限温度での高次理論における対称性の破れのいくつかの側面を明らかにします。
高次テレパラレル重力における重力波
$L_{\BoxR}=-R+a_{0}R^{2}+a_{1}R\BoxR$のような高階ラグランジュに相当するテレパラレルは、境界項$B=を使用して取得できます。2\nabla_{\mu}T^{\mu}$。この観点から、特に$\Box$演算子が線形に含まれる6次理論を考慮して、高階テレパラレル重力の物質が存在する場合の場の方程式を導き出します。弱磁場近似では、これらの理論の重力波解が導き出されます。3つの分極状態が見つかります。2つの標準$+$および$\times$分極、つまり2ヘリシティの質量のない横テンソル分極と、部分的に横方向および部分的に縦方向のスカラー分極を持つ0ヘリシティの質量です。さらに、これらの重力波は、4つの自由度に関連する4つの振動モードを示します。周波数$\omega_{1}$の2つの古典的な$+$および$\times$テンソルモードは、$k^{の標準アインシュタイン波に関連します。2}_{1}=0$;2つの異なる4波数ベクトル$k^{2}_{2}=M_{2}に関連する、周波数$\omega_{2}$および$\omega_{3}$ごとの2つの混合縦横スカラーモード^{2}$および$k^{2}_{3}=M^{2}_{3}$。4つの自由度は、個々のモードの振幅です。つまり、$\hat{\epsilon}^{（+）}\left（\omega_{1}\right）$、$\hat{\epsilon}^{（\times）}\left（\omega_{1}\right）$、$\hat{B}_{2}\left（\mathbf{k}\right）$、および$\hat{B}_{3}\left（\mathbf{k}\right）$。
1941年2月/ 3月の極端な宇宙天気イベント
| Title |
The_Extreme_Space_Weather_Event_in_February/March_1941 |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Sean_P._Blake,_Ankush_Bhaskar,_Kentaro_Hattori,_Denny_M._Oliveira,_Yusuke_Ebihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00452 |
極端な地磁気嵐の頻度が低いことを考えると、1941年の3つの極端な地磁気嵐の集中に注目することは重要です。その強度は、1868年から2010年の間にaaインデックス内で4番目、12番目、5番目にランク付けされました。その中で、1941年3月1日の地磁気嵐は非常に激しく、4つのDstステーションのマグネトグラムのうち3つがスケールから外れました。ここでは、その時系列を再構築し、代替のDst推定値（Dst*）を使用して嵐の強度を測定します。2月28日のグリニッジ標準時09：29〜09：38の太陽フレアの発生源はRGOAR13814にあり、その有意な強度は、アビンガーで測定された35nTの大きな磁気かぎ針編みによって確認されています。この太陽の噴火は、推定速度2260km/sの高速惑星間コロナ質量放出を放出した可能性が最も高いです。3月1日のグリニッジ標準時03：57-03：59に衝突した後、世界中で極度の磁気嵐が記録されました。現代の磁気嵐の比較分析は、16GMTでの最小Dst*<-464nTの嵐のピーク強度を示しています。これは、1957年以来の標準Dstインデックス内で最も極端な磁気嵐と2番目に極端な磁気嵐に匹敵します。この嵐は重大な低緯度オーロラを引き起こしました東アジアセクターとその赤道方向の境界は、不変の緯度で38.5{\deg}として再構築されました。この結果は、磁気緯度で53.0{\deg}でアビンガーの上を移動するオーロラ楕円を示す英国のマグネトグラムと一致しています。嵐の振幅は赤道観測所でさらに強化されたため、Dst推定での嵐の強度の測定に使用する際に注意が必要です。
二重に帯電した鉄イオンのLエッジ付近の単一および複数の光イオン化
| Title |
Near_L-Edge_Single_and_Multiple_Photoionization_of_Doubly_Charged_Iron_Ions |
| Authors |
Stefan_Schippers,_Randolf_Beerwerth,_Sadia_Bari,_Ticia_Buhr,_Kristof_Holste,_A._L._David_Kilcoyne,_Alexander_Perry-Sassmannshausen,_Ronald_A._Phaneuf,_Simon_Reinwardt,_Daniel_Wolf_Savin,_Kaja_Schubert,_Stephan_Fritzsche,_Michael_Martins,_Alfred_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00473 |
シンクロトロン光源での光子イオン結合ビーム技術を使用して、690〜920eVのエネルギー範囲でFe$^{2+}$イオンの単一および最大5倍の光イオン化の相対断面積を測定しました。この範囲には、$2p$および$2s$電子のイオン化と励起に関連するしきい値と共鳴が含まれます。全吸収スペクトルをシミュレートするために計算が実行されました。最大2.5eVの全体的なエネルギーシフトが計算された共振位置に適用され、Fe$^{2+}のさまざまなレベルの初期実験母集団について仮定が行われる場合、理論結果は実験データと非常によく一致することを示します。$（[Ar]$3d^6$）地上構成。さらに、Fe$^{2+}$の$2p$サブシェルから電子が除去されたときに生じるオージェカスケードの広範な計算を実行しました。これらの計算は、以前の作業と比較して、測定された製品-電荷-状態分布とのより良い一致につながります。低荷電鉄イオンの$L$シェル吸収機能は、星間物質中の気相鉄を識別し、複合星間塵粒子に結合したさまざまな形態の凝縮相鉄を識別するのに役立つと結論付けています。
