天の川衛星からの暗黒物質形成の時代に対する制約
ビッグバン元素合成と物質$-$放射の平等の間でコールドダークマター（CDM）に移行する熱化暗黒物質のごく一部が、暗黒物質の遺物密度全体を説明することができます。暗黒物質からの移行のため、「後期形成暗黒物質」（LFDM）は線形物質の摂動の成長を抑制し、暗黒物質の摂動の振動的特徴を小規模に刻印します。線形物質パワースペクトルのカットオフスケールは、相転移の赤方偏移$z_T$によって設定されます。したがって、小規模構造のトレーサーを使用して、LFDM形成エポックを推測できます。ここでは、天の川（MW）衛星銀河集団のフォワードモデルを使用して、次の質問に対処します。ニュートリノのようなLFDMの理論で発生する、強い自己相互作用を伴う暗放射については、既知のMW伴銀河の存在量に基づいて、$z_{T}>5.5\times10^6$を$95\％$の信頼度で報告します。この制限は、観測の不完全性の修正を厳密に説明し、矮小銀河と暗黒物質ハローの間の関係の不確実性を無視し、銀河団とライマン-$\alpha$の森の制約をほぼ1桁改善します。この制限は、相転移の前にフリーストリームするLFDMの$z_T$の下限としても解釈できることを示していますが、このケースを詳細に分析するには専用のシミュレーションが必要です。したがって、暗黒放射からの移行によって生成された暗黒物質は、ビッグバン後1週間以内に形成されなければなりません。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_1_Results:_Cosmological_Constraints_from_Cluster_Abundances,_Weak_Lensing,_and_Galaxy_Correlations |
| Authors |
C._To,_E._Krause,_E._Rozo,_H._Wu,_D._Gruen,_R._H._Wechsler,_T._F._Eifler,_E._S._Rykoff,_M._Costanzi,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_S._Bocquet,_S._L._Bridle,_R._Cawthon,_A._Choi,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_A._Drlica-Wagner,_J._Elvin-Poole,_X._Fang,_A._Farahi,_O._Friedrich,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_T._Giannantonio,_W._G._Hartley,_B._Hoyle,_M._Jarvis,_N._MacCrann,_T._McClintock,_V._Miranda,_M._E._S._Pereira,_Y._Park,_A._Porredon,_J._Prat,_M._M._Rau,_A._J._Ross,_S._Samuroff,_C._S\'anchez,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_T._N._Varga,_P._Vielzeuf,_Y._Zhang,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Chang,_C._Conselice,_L._N._da_Costa,_T._M._Davis,_S._Desai,_et_al._(44_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01138 |
複数の観測プローブを組み合わせることは、宇宙論的パラメーターにロバストで正確な制約を提供するための強力な手法です。この手紙では、ダークエネルギーサーベイの最初の年のデータから測定された3つの宇宙トレーサーフィールドのクラスター存在量と自動/相互相関の最初の共同分析を提示します：銀河密度、弱い重力レンズ効果、および光学的豊かさによって分割されたクラスター密度。クラスターの存在量、3つのクラスターの相互相関、および銀河密度の自動相関の共同分析から、$\Omega_{\rm{m}}=0.305^{+0.055}_{-0.038}$および$\sigma_8が得られます。=0.783^{+0.064}_{-0.054}$。この結果は、フラットな$\nu\Lambda$CDMモデルのDES-Y1銀河団と弱いレンズ効果の2点相関関数による制約と一致しています。したがって、クラスターの存在量と3つの宇宙トレーサーフィールドからのすべての2点相関を組み合わせて、宇宙論的パラメーターとクラスターの観測可能な質量スケーリング関係に対する制約の改善を見つけます。この分析は、今後のワイドイメージング調査の光学クラスター宇宙論とマルチプローブ分析の両方における重要な進歩です。
| Title |
Planck_constraints_on_the_tensor-to-scalar_ratio |
| Authors |
M._Tristram,_A._J._Banday,_K._M._G\'orski,_R._Keskitalo,_C._R._Lawrence,_K._J._Andersen,_R._B._Barreiro,_J._Borrill,_H._K._Eriksen,_R._Fernandez-Cobos,_T._S._Kisner,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_B._Partridge,_D._Scott,_T._L._Svalheim,_H._Thommesen,_and_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01139 |
Planckデータを使用して、テンソルとスカラーの比率rに対する制約を示します。NPIPEコードで処理された最新リリースのPlanckマップ（PR4）を使用します。これは、同じパイプラインを使用して、30GHz〜857GHzのすべてのPlanckチャネルの温度と偏波の校正済み周波数マップを生成します。BB角度パワースペクトルを使用してrの制約を計算し、TTスペクトルからの制約についても説明します。プランクのノイズレベルが与えられると、TTスペクトルは宇宙分散が制限されたrに制約を与えます（$\sigma$（r）=0.093）が、周縁化された後方ピークが約1.2$\でrの負の値に向かってピークになることを示します。sigma$レベル。$\ell$=2から150までの大きな角度スケール（「再イオン化バンプ」）と中間の角度スケール（「再結合バンプ」）の両方でBBパワースペクトルを使用してPlanck制約を導出し、からの制約よりも強い制約を見つけます。TT、$\sigma$（r）=0.069。プランクBBスペクトルは系統的バイアスを示さず、統計的ノイズと系統的不確実性の両方を考慮すると、ゼロと互換性があります。Bモードを使用した尤度分析では、空の50％以上を使用して、95％の信頼度で制約r<0.158が得られます。この上限は、PlanckEE、BB、およびEBパワースペクトルが一貫して組み合わされている場合はr<0.069に厳しくなり、PlanckTTパワースペクトルが組み合わせに含まれている場合はさらにr<0.056に厳しくなります。最後に、PlanckをBICEP2/Keck2015データと組み合わせると、r<0.044の上限が得られます。
BOSS銀河の「レンズが少ない」について
最近、Leauthaudらは、バリオン振動分光調査（BOSS）銀河の小規模レンズ信号が、観測された銀河恒星質量関数（SMF）を再現した銀河-ハロー接続の標準モデルによって予測されたものよりも最大40％低いことを発見しました。）およびクラスタリング。Planck宇宙論でSMFの包括的なHaloOccupationDistribution（HOD）モデリング、クラスタリング、およびBOSSLOWZおよびCMASSサンプルのレンズ効果を実行することにより、このような「レンズ効果が低い」不一致を再検討します。伴銀河の選択関数は、恒星の質量とハローの質量の関数として変化することができます。中心部については、redMaPPer中心銀河の直接測定された検出率からわかるように、それらの選択は恒星の質量のみに依存すると想定しています。最適なHODは、小規模なレンズ信号を過大に予測することなく、3つの観測量すべてをうまく記述します。これは、モデルがBOSS銀河を正しいハロー質量の暗黒物質ハローに配置し、それによってレンズの信号対雑音比が最も高い1ハロー領域での不一致を排除することを示しています。大きな不確実性にもかかわらず、1Mpc/hを超える観測されたレンズ振幅は予測と矛盾したままですが、プランク宇宙論でのクラスタリングによって測定された大規模な銀河バイアスによってしっかりと固定されています。したがって、1Mpc/h未満のスケールでの「レンズが低い」不一致は、選択関数のハロー質量依存性を考慮することで完全に解決できることを示しています。プランクからの偏差と銀河-ハロー接続からの非線形効果を区別するために、精度が向上したレンズ測定が大規模に必要です。
TRGB距離を使用したおとめ座の落下からの局所ハッブル定数の決定
| Title |
Determination_of_the_Local_Hubble_Constant_from_Virgo_Infall_Using_TRGB_Distances |
| Authors |
Yoo_Jung_Kim_(1),_Jisu_Kang_(1),_Myung_Gyoon_Lee_(1),_In_Sung_Jang_(2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01364 |
$H_0$の独立した決定は、局所的に導出されたハッブル定数$H_0$と、初期宇宙に由来する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のモデリングから決定されたものとの間の緊張の高まりを考えると重要です。この作業では、局部銀河群とおとめ座銀河群の間にある33個の銀河までの速度と赤色巨星の先端（TRGB）の距離を使用した$H_0$の新しい決定を示します。おとめ座の質量によって修正された局所ハッブル流の落下パターンのモデルを使用します。これは、宇宙定数（$H_0$、$\Omega_\Lambda$）、ゼロ速度表面の半径の関数として与えられます。$R_0$、および固有の速度分散$\sigma_v$。33個の銀河の速度とTRGB距離をモデルに当てはめると、$H_0=$65.9$\pm$3.5（$stat$）$\pm$2.4（$sys$）kms$^{-1}$Mpc$が得られます。^{-1}$および$R_0=$6.76$\pm$0.35Mpc。私たちのローカル$H_0$は、宇宙マイクロ波背景放射から決定されたグローバル$H_0$と一致しており、緊張は見られません。さらに、ゼロ速度面の近くにあるNGC4437およびNGC4592までの新しいTRGB距離を示します。それぞれD=9.29$\pm$0.38MpcおよびD=9.07$\pm$0.26Mpcです。それらの空間的分離は0.28$^{+0.30}_{-0.02}$Mpcであり、物理的なペアを形成していることを示唆しています。
修正された重力または不完全な暗黒物質：モデルに依存しない識別
| Title |
Modified_gravity_or_imperfect_dark_matter:_a_model-independent_discrimination |
| Authors |
Miguel_Aparicio_Resco_and_Antonio_L._Maroto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01368 |
モデルに依存しない方法で暗黒物質摂動方程式の一般的な修正をパラメータ化する方法を分析します。修正された重力シナリオにおけるバルクおよびせん断粘度と熱流束を伴う不完全で保存されていない暗黒物質流体を含む一般的なモデルは、時間とスケールの5つの一般的な関数で記述できることを証明します。準静的近似内のサブハッブル領域に焦点を当て、銀河分布、銀河速度、弱いレンズ効果の観測可能なパワースペクトルを計算し、これらの観測量は最初の5つの関数の3つの組み合わせにのみ敏感であることがわかります。$\mathrm{\LambdaCDM}$に関するこれらの3つの観測可能な関数の偏差は、重力の変化を不完全または保存されていない暗黒物質から区別できる場合を判断できるさまざまな特性信号を提供します。最後に、これら3つのパラメーターに対してフィッシャー予測分析を実行し、せん断粘度を持つ特定のモデルの例を示します。
宇宙論的分散測定（DM）の基本的な統計（平均、分散、確率分布、角度パワースペクトル、相関関数など）を、最先端の流体力学シミュレーションIllustrisTNG300を使用して調査しました。高速電波バースト（FRB）宇宙論のために。DM統計をモデル化するために、最初に自由電子の存在量とその空間変動のパワースペクトルを測定しました。自由電子パワースペクトルは、大規模な暗黒物質パワースペクトルと一致していることがわかりますが、恒星と活動銀河核のフィードバックにより、小規模（$\lesssim1$Mpc）では強く減衰します。自由電子パワースペクトルは、スケールに依存するバイアス係数（暗黒物質の変動振幅に対するその変動振幅の比率）を使用して適切にモデル化されています。自由電子の存在量とそのバイアス係数の分析フィッティング関数を提供します。次に、TNG300データを使用して標準のレイトレーシングシミュレーションを実行することにより、DMの模擬星図を作成しました。DM統計は、自由電子分布のフィッティング関数から分析的に計算されます。これは、モックマップから測定されたシミュレーション結果とよく一致しています。また、特定のDMのソース赤方偏移の確率分布も取得しました。これは、測定されたDMからFRBのホスト銀河を特定するのに役立ちます。DMの角度2点相関関数は、単純なべき乗則$\xi（\theta）\approx2400（\theta/{\rmdeg}）^{-1}\、{\rmpc}で記述されます。^2\、{\rmcm}^{-6}$。これは、数千のFRBが利用可能になったときに、将来の観測によって確認されると予想されます。
遺物ニュートリノ縮退とそれらの宇宙論的パラメーターへの影響
標準の$\Lambda$CDMモデルでは、ニュートリノは放射として扱われ、その質量と縮退の可能性は無視されます。この論文では、有限遺物ニュートリノ縮退$\xi$がCMB角度パワースペクトルに与える影響を計算し、現在の宇宙データセットを使用して$\xi$の制約を取得します。$\xi\upperxO（1）$は引き続き許可されていることがわかります。また、$\xi$、ハッブルパラメーター$H_0$、およびスペクトルインデックス$n_s$の間の相関を調べます。これらの相関関係により、$\xi$が他の宇宙論的パラメーターと一緒にフィッティングされると、インフレモデルに対するCMB制約が緩和され、$\xi$のない標準フィッティングによって95％の信頼水準で除外された一部のモデルが復活する可能性があります。さらに、CMBの緊張と$H_0$のローカル測定値がわずかに緩和されます。私たちの結果は、$\xi$が宇宙論的分析にとって無視できない物理的パラメーターであることを示唆しています。
シミュレートされた宇宙ウェブにおけるシンクロトロン放射と中性水素
INAF-CINECA協定によって提供されたスーパーコンピューティング施設で得られた、宇宙ウェブの衝撃を受けた部分と中立部分を対象としたENZO宇宙論的シミュレーションのキャンペーンの最初の結果を提示します。
光学望遠鏡による原始ブラックホールからの確率的重力波信号のテスト
| Title |
Testing_Stochastic_Gravitational_Wave_Signals_from_Primordial_Black_Holes_with_Optical_Telescopes |
| Authors |
Sunao_Sugiyama,_Volodymyr_Takhistov,_Edoardo_Vitagliano,_Alexander_Kusenko,_Misao_Sasaki,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02189 |
原始ブラックホール（PBH）は、PBHが現在制約のない「月下」質量範囲にある場合、暗黒物質（DM）の主要な部分を構成する可能性があります。インフレーション中に生成されたスカラー摂動に由来するPBHは、自然に次のクラスの広いスペクトルで現れる可能性があります。そのようなPBH生成から生成された結果として生じる確率的重力波（GW）バックグラウンドは、最近報告された重力波用北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）パルサータイミングアレイデータ信号を説明でき、干渉計タイプによる将来のGW観測でテスト可能になります。レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの実験。このようなPBHDMの広い質量関数は、SubaruHyperSuprime-Cam（HSC）マイクロレンズデータによってすでに調査されており、検出された候補イベントと一致していることを示しています。HSCの今後の観測このようなPBHDM生成scから発生する確率的GW信号の独立した決定的なテストを提供できるようになります。エナリオス。
多分散ストリーミング不安定性I.密結合粒子と終端速度近似
| Title |
Polydisperse_Streaming_Instability_I._Tightly_coupled_particles_and_the_terminal_velocity_approximation |
| Authors |
Sijme-Jan_Paardekooper,_Colin_P._McNally,_Francesco_Lovascio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01145 |
ダスト成分がサイズの連続体として扱われる、ストリーミング不安定性の多分散バージョンを紹介します。その振る舞いが単分散ストリーミング不安定性とは著しく異なることを示します。終端速度近似で密結合粒子に焦点を当て、動的時間スケールで指数関数的に成長する不安定モードが存在することを示します。ただし、ダストとガスの比率が1よりはるかに小さい場合、それらは、単分散ストリーミング不安定性の成長率がピークに達する場所よりも係数$\sim1/\overline{\rmSt}$大きい放射状波数に制限されます。ここで、$\overline{\rmSt}\ll1$は、ダストサイズ分布に適した平均ストークス数です。ダストとガスの比率が1より大きい場合、単分散ストリーミングの不安定性と同様に、同様に大きな波数で、動的な時間スケールで成長する多分散モードも見られます。古典的な単分散ストリーミング不安定性が経年成長を示す、より小さな波数では、終端速度近似の下で成長する多分散モードは見つかりません。終端速度近似の有効領域外では、$\sim10^4$動的時間スケールで成長する不安定な遊星モードが見つかりました。
地球の40億年の安定性-火星ベルト
以前の研究では、1.08au$<a<$1.28auから、「地球-火星帯」と呼ばれる領域で、最初はほぼ円形で同一平面上にある100Myrの小天体の軌道安定性が実証されています。3000個の粒子の数値積分を介して、太陽系の時代の1.04〜1.30auの軌道を調べました。この時間スケールでは、地球との平均運動共鳴が安定性に影響を与えるいくつかの場所を除いて、$a\sim（1.09、1.17）$au、$e<0.04$をカバーするより狭い「地球-火星ベルト」のみを示します。、および$I<1^\circ$は、初期軌道の半分以上が4.5Gyrの間存続します。平均運動共鳴に加えて、$\nu_3$、$\nu_4$、および$\nu_6$の永年共鳴が、Gyrの外側（1.17-1.30au）領域の長期的な不安定性にどのように寄与するかを見ることができます。時間スケール。NEO定常状態モデルと比較することにより、地球-火星帯内またはその近くにある（かなり小さい）地球近傍天体（NEO）のすべてが、最近到着した一時的な天体と一致しているように見えることを示します。これらのNEOの$<200$mスケールを考慮して、半主軸のヤルコフスキードリフト率を推定し、これらを使用して、地球-火星帯の直径100km以上の原始小惑星が生き残る可能性が高いと推定しました。地球型惑星の形成の終わりにあるベルトの領域には、100kmのサイズの小惑星が数個しか存在しなかった可能性があると結論付けています。
KELT-11 b：ハッブル透過スペクトルからの豊富な水と炭素含有分子への制約
| Title |
KELT-11_b:_Abundances_of_water_and_constraints_on_carbon-bearing_molecules_from_the_Hubble_transmission_spectrum |
| Authors |
Quentin_Changeat,_Billy_Edwards,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Mario_Morvan,_Angelos_Tsiaras,_Ingo_P._Waldmann,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01310 |
過去10年間で、太陽系外惑星の大気スペクトルの分析により、曇った惑星の一部を除いて、観測されたほとんどすべての惑星に水蒸気が存在することが明らかになりました。確かに、水蒸気はハッブル宇宙望遠鏡（HST）の広視野カメラ3（WFC3）の波長範囲に大きな吸収特性を示します。これは、宇宙惑星の大気研究のための主要な宇宙ベースの天文台であり、その検出を非常に堅牢にします。ただし、メタン、一酸化炭素、二酸化炭素などの炭素含有種も現在の化学モデルから予測されていますが、それらの直接検出と存在量の特性評価は依然として課題となっています。ここでは、HSTWFC3カメラからのふくらんでいる透明なホットジュピターKELT-11bの透過スペクトルを分析します。スペクトルは、水蒸気の存在と1.5umより長い波長での追加の吸収と一致していることがわかります。これは、炭素含有分子の混合によって十分に説明できます。含まれている場合、CO2は体系的に検出されます。これらの分子の存在量を制限する主な問題の1つは、特に水と比較した場合に、HSTWFC3の波長範囲全体での弱いシグネチャです。包括的な検索分析を通じて、このデータセットに存在する主な縮退を説明し、検索研究で発生している再発する課題のいくつかを調査しようとします（例：モデル選択の影響、自由対自己無撞着化学の使用、および機器観測の組み合わせ）。私たちの結果は、この惑星を、ホットジュピターの大気の現在の物理的および化学的モデルをテストする化学実験室の例外的な例にしています。
カリストの主要な半球における硫黄含有種の証拠：木星の不規則な衛星またはイオから供給されていますか？
| Title |
Evidence_for_sulfur-bearing_species_on_Callisto's_leading_hemisphere:_Sourced_from_Jupiter's_irregular_satellites_or_Io? |
| Authors |
Richard_J._Cartwright,_Tom_A._Nordheim,_Dale_P._Cruikshank,_Kevin_P._Hand,_Joseph_E._Roser,_William_M._Grundy,_Chloe_B._Beddingfield,_Joshua_P._Emery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01395 |
広範囲のサブオブザーバー経度にわたって収集された8つの近赤外反射スペクトルを分析することにより、氷のガリレオ衛星カリストに硫黄含有種が存在するかどうかを調査しました。以前に収集されたこの月のデータセットで、二酸化硫黄（SO2）と炭酸塩に起因する、これらのスペクトルの4ミクロンの特徴のバンド面積と深さを測定しました。収集した8つのスペクトルはすべて、4ミクロンのバンドを示しています。カリストの主要な半球で収集された4つのスペクトルは、4つの後続の半球スペクトルと比較して大幅に強い4ミクロンバンドを表示します（>3シグマの差）。カリストの4ミクロンバンドの中心波長位置と形状を、さまざまな硫黄含有種と炭酸塩の実験室スペクトルと比較しました。私たちの比較は、カリストの4ミクロンのバンドが、熱的に変化した硫黄に似たスペクトルシグネチャと、ジスルファニド（HS2）に起因する4.025ミクロンの特徴を持っていることを示しています。したがって、私たちの分析は、カリスト上のS含有種の存在を支持していますが、SO2の存在と一致していません。カリストの主要な半球で検出された非常に強い4ミクロンのバンドは、木星の逆行不規則衛星に由来するH2Sに富むダスト粒子との衝突、またはIoの火山活動に起因する磁気圏Sイオンの注入に起因する可能性があります。あるいは、S含有種はカリスト原産であり、ほこりの衝突や、主にその先頭側でレゴリスの転倒を引き起こす大きな衝撃にさらされる可能性があります。
背景の気圧は、3Dビューで自転と公転の惑星のハビタブルゾーンの内側の端にどのように影響しますか？
| Title |
How_does_Background_Air_Pressure_Influence_the_Inner_Edge_of_the_Habitable_Zone_for_Tidally_Locked_Planets_in_a_3D_View? |
| Authors |
Yixiao_Zhang,_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01466 |
3次元（3D）大気大循環モデル（AGCM）ExoCAMを使用して、M矮星の周りの1：1の自転と公転惑星の居住可能ゾーンの内縁に対するさまざまなバックグラウンドN2表面圧力（pN2とラベル付け）の影響を調べます。。私たちの実験では、pN2の役割をより明確に分離するために、恒星フラックスを変化させるときに自転周期が固定されています。暴走温室効果の恒星フラックスしきい値は、pN2の非単調関数であることがわかります。これは、圧力の広がり、熱容量、解約失効率、相対湿度、雲の5つのプロセスの競合する影響によるものです。これらの競合するプロセスは、ハビタブルゾーンの内側の端の位置を予測する際の複雑さを増します。地球60日の遅い回転軌道の場合、暴走温室効果の開始の臨界恒星フラックスは、0.25、1.0、および1未満で1700--1750、1900--1950、および1750--1800Wm$^{-2}$です。それぞれ4.0バールのpN2は、pN2の影響の大きさが約13％以内であることを示唆しています。急速回転軌道の場合、pN2を変化させることによる内縁への影響は小さく、約7％の範囲内です。さらに、雲散乱のマスキング効果と高温気候下での水蒸気による強い短波吸収のために、pN2の変化としてのレイリー散乱効果は内縁にとって重要ではないことを示します。この問題を修正するには、異なる雲と対流スキームを持つAGCMと、明示的な雲と対流を持つ雲分解モデルを使用する将来の作業が必要です。
地球のような惑星で生命の兆候を見つける：FGKM星の周りの時間を通しての地球の高解像度透過スペクトル
| Title |
Finding_Signs_of_Life_on_Earth-like_Planets:_High-resolution_Transmission_Spectra_of_Earth_through_time_around_FGKM_stars |
| Authors |
L._Kaltenegger,_Z._Lin_and_S._Rugheimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01734 |
宇宙での生命の探索は、主に現代の地球をテンプレートとして使用します。しかし、地球の大気組成は、その地質学的進化によって大幅に変化したことを私たちは知っています。最近の発見は、通過する、潜在的に地球のような太陽系外惑星が広範囲のホスト星を周回していることを示しています。そして、それはそれらの大気組成と遠隔で検出可能なスペクトルに強く影響します。したがって、異なる地質学的時間に異なるホスト星の周りを地球系外惑星を通過するためのデータベースは、太陽系外惑星の大気中の生命の兆候の観測的検索をサポートするための重要な欠落要素です。ここでは、地球の歴史の4つの代表的な段階を通じて、さまざまなホスト星を周回する、地球のような惑星の最初の高解像度透過スペクトルデータベースを紹介します。これらは、地球の歴史の中で約39億年前のプレバイオティクスの高CO2の世界と、酸素が0.2％から現代の大気レベルの21％に上昇する3つの時代に対応しています。通過する地球のような惑星の大気中のスペクトルバイオシグネチャーペアO2+CH4とO3+CH4は、生物圏が現代の地球の約1％の酸素濃度（約10億から20億に相当）で存在することを遠隔観測者に示すことを示します地球の歴史の中で数年前-すべてのホストスターのために。太陽系外惑星（若いプレバイオティクスの世界から現代の地球のアナログまで）を通過するための、0.4〜20ミクロンをカバーする完全なモデルと高解像度の透過スペクトルデータベースは、さまざまなホスト星を周回しています。これは、観測戦略を計画および最適化し、検索方法をトレーニングし、地上および宇宙ベースの望遠鏡で今後の観測を解釈するためのツールとして使用できます。
ATLAS測光から再構築された小惑星モデル
| Title |
Asteroid_models_reconstructed_from_ATLAS_photometry |
| Authors |
J._Durech,_J._Tonry,_N._Erasmus,_L._Denneau,_A._N._Heinze,_H._Flewelling,_and_R._Vanco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01820 |
小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）は、主に潜在的に危険な地球近傍小惑星を検出することを目的とした全天観測です。小惑星の位置天文学とは別に、小惑星の回転と形状に関する情報を含む測光測定値も生成します。形状とスピン状態がわかっている小惑星の現在の数を増やすために、2015年から2018年の間に観測された約18万個の小惑星で利用可能なATLAS測光から小惑星モデルを再構築しました。Asteroid@で実装された光曲線反転法を利用しました。100を超える個別の輝度測定で約100,000個の小惑星のATLAS測光を処理するホームプロジェクト。周期と極のパラメーター空間をスキャンすることにより、セットアップに従って、逆問題の独自のソリューションである最適なモデルを選択しました。約2750の固有のモデルを導出し、そのうち950はすでに他のデータから再構築され、公開されています。残りの1800モデルは新品です。それらの約半分は部分的なモデルであり、制約のない極黄道経度があります。形状とスピンとともに、モデル化された小惑星ごとに、ATLAS調査で使用されたシアンとオレンジのフィルターからカラーインデックスを決定しました。また、カラーインデックス、アルベド、および位相角関数の傾きの間の相関関係も示します。現在の分析は、ATLAS小惑星測光の最初の反転であり、ATLAS測光が持つ巨大な科学的可能性を活用するための最初のステップです。ATLASは引き続き観測を行っており、将来的には、このデータを他の独立した測光測定と一緒に反転して、より洗練された小惑星モデルを作成することができます。
| Title |
Direct_radio_discovery_of_a_cold_brown_dwarf |
| Authors |
H._K._Vedantham_and_J._R._Callingham_and_T._W._Shimwell_and_T._Dupuy_and_William_M._J._Best_and_Michael_C._Liu_and_Zhoujian_Zhang_and_K._De_and_L._Lamy_and_P._Zarka_and_H._J._A._Rottgering_and_A._Shulevski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01915 |
オーロラや円偏光サイクロトロンメーザーの電波放射などのガスジャイアントに見られる磁気圏プロセスが、いくつかの褐色矮星から検出されています。ただし、以前の電波観測では、赤外線放射によって発見された既知の褐色矮星を対象としていました。ここでは、LOFAR望遠鏡で$144\、$MHz付近で検出された円偏波電波源であるBDR1750+380の発見を報告します。フォローアップ近赤外測光および分光法は、BDR1750+380が$65^{+9}_{-8}\、{\rmpcの距離にあるスペクトル型T$6.5\pm1$の冷たいメタン矮星であることを示しています}$。BDR1750+380の準静止無線スペクトル光度は$\約5\times10^{15}\、{\rmerg}\、{\rms}^{-1}\、{\rmHz}^{-1}$は、同等のスペクトル型の既知の母集団よりも2桁以上大きい。これは、優先的な幾何学的整列または親しい仲間との電気力学的相互作用が原因である可能性があります。さらに、放出は電子ジャイロ周波数の近くで発生すると予想されるため、BDR1750+380のエミッタサイトでの磁場強度は$B\gtrsim25\、{\rmG}$であり、これは惑星規模の磁場。私たちの発見は、低周波電波調査を使用して、赤外線調査で検出するには寒すぎる亜恒星天体を発見できることを示唆しています。
K2-111：2つの惑星がほぼ共振している古いシステム
| Title |
K2-111:_an_old_system_with_two_planets_in_near-resonance |
| Authors |
A._Mortier,_M.R._Zapatero_Osorio,_L._Malavolta,_Y._Alibert,_K._Rice,_J._Lillo-Box,_A._Vanderburg,_M._Oshagh,_L._Buchhave,_V._Adibekyan,_E._Delgado_Mena,_M._Lopez-Morales,_D._Charbonneau,_S.G._Sousa,_C._Lovis,_L._Affer,_C._Allende_Prieto,_S.C.C._Barros,_S._Benatti,_A.S._Bonomo,_W._Boschin,_F._Bouchy,_A._Cabral,_A._Collier_Cameron,_R._Cosentino,_S._Cristiani,_O._D._S._Demangeon,_P._Di_Marcantonio,_V._D'Odorico,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_P._Figueira,_A._Fiorenzano,_A._Ghedina,_J.I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_J._Haldemann,_A._Harutyunyan,_R.D._Haywood,_D.W._Latham,_B._Lavie,_G._Lo_Curto,_J._Maldonado,_A._Manescau,_C.J.A.P._Martins,_M._Mayor,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_G._Micela,_P._Molaro,_E._Molinari,_N._J._Nunes,_F.A._Pepe,_E._Palle,_D._Phillips,_G._Piotto,_M._Pinamonti,_E._Poretti,_M._Riva,_R._Rebolo,_N.C._Santos,_D._Sasselov,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._Udry,_R.G._West,_C.A._Watson,_T._G._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01993 |
この論文では、K2、WASP、およびASAS-SN測光によるK2-111惑星系の詳細な特性評価と、HARPS-NおよびESPRESSOからの高解像度分光データについて報告します。ホストK2-111は、穏やかに進化し（$\logg=4.17$）、鉄分が少ない（[Fe/H]$=-0.46$）が、アルファが強化されている（[$\alpha$/Fe]$=0.27$）、色球的に静かな、非常に古い厚い円盤G2星。PyORBITを使用して実行されたグローバルフィットは、通過する惑星K2-111bが、周期$P_b=5.3518\pm0.0004$dで軌道を描き、惑星半径が$1.82^{+0.11}_{-0.09}であることを示しています。$R$_\oplus$と$5.29^{+0.76}_{-0.77}$M$_\oplus$の質量で、地球のかさ密度よりわずかに低いかさ密度になります。恒星の化学組成と惑星の特性は、K2-111bが地球よりも鉄のコアの質量分率が低い地球型惑星であることと一致しています。視線速度データに、軌道周期が$15.6785\pm0.0064$日で、ほぼ3：1の平均運動共鳴で周回している非通過惑星K2-111cに起因する2番目の信号の存在を発表します。通過する惑星、および$11.3\pm1.1$M$_\oplus$の最小惑星質量で。両方の惑星信号は、別々に取り付けられた場合、HARPS-NおよびESPRESSOデータで個別に検出されます。この共鳴システムには潜在的にもっと多くの惑星がありますが、それらの存在と物理的パラメータを確認するには、より多くのサンプリングされたデータが必要です。
遠隔赤外線観測からの小惑星熱慣性推定：表面粗さと回転速度の影響
小惑星の表面の熱慣性は、細かい塵の層の存在、岩の表面の密度と熱伝導率、および他の観測データと一緒に鉱物学などのレゴリスの特性への洞察を提供することができます。小惑星の表面特性に関する知識は、惑星防衛イニシアチブと資源の抽出（「小惑星の採掘」）にとって重要です。小惑星の熱慣性を推定する簡単な方法がHarris＆Drubeによって提案されました。これは、赤外線宇宙望遠鏡で得られるような熱赤外線観測データの大規模なセットへの適用に適しています。Harris-Drube推定量の結果を、詳細な熱物理モデリングから最近公開された小惑星の熱慣性の値と比較し、いくつかの矛盾する結果の表面粗さの減少に関する説明を提供します。細かい塵で覆われた滑らかな表面は、いくつかのゆっくりと回転するメインベルト小惑星（MBA）の熱物理モデリングから導き出された予想外に低い熱慣性の値の説明を提供するかもしれません。地球近傍天体（NEO）の場合、いくつかの例外を除いて、推定量の結果が熱物理モデリングの結果とよく一致していることを示します。NEO（101955）Bennu、（162173）Ryugu、および（29075）1950DAの特殊なケースについて、推定量の結果との関連で説明します。熱物理モデリングのデータ要件と複雑さを考えると、比較的単純な概念に基づくデータ分析ツールは、小惑星、特にNEOの熱赤外線データの「クイックルック」評価を可能にする上で重要な役割を果たすことができます。
WASP-33bの上層大気における時間分解回転速度
| Title |
Time-resolved_rotational_velocities_in_the_upper_atmosphere_of_WASP-33_b |
| Authors |
P._Wilson_Cauley,_Ji_Wang,_Evgenya_L._Shkolnik,_Ilya_Ilyin,_Klaus_G._Strassmeier,_Seth_Redfield,_and_Adam_Jensen} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02118 |
高温の惑星大気の構造と組成を理解する上で着実な経験的進歩が見られましたが、風、回転、ジェットなどの速度特性の直接測定は遅れをとっています。高温の惑星の大気のダイナミクスを定量化することは、それらの大気を完全に理解するために重要であり、そのような測定は、磁場の強さなどの他の惑星の特性を明らかにすることさえあります。この原稿では、超高温の木星WASP-33bの大気中でのバルマー系列H$\alpha$およびH$\beta$の最初の検出を示します。大気ダイナミクスの影響を含む大気モデルを使用して、平均バルマー線透過スペクトルの形状が、惑星の熱圏の回転速度$v_\text{rot}=10.1^{+0.8}_{-と一致していることを示します。1.0}$kms$^{-1}$。また、透過スペクトルで$-4.6^{+3.4}_{-3.4}$kms$^{-1}$の重要度の低い青方偏移を測定します。これは、惑星のターミネーターを横切る地球の風によって自然に説明されます。。別の分析では、個々の透過スペクトルの時間分解速度重心は、回転の明確な証拠を示しており、最適な速度は$8.5^{+2.1}_{-1.9}$kms$^{-1}$で一貫しています。$v_\text{rot}$の値は、平均的なバルマー系列の透過スペクトルの形状から導き出されます。私たちの観測は、太陽系外惑星の大気における速度構造の影響を測定するための、高い信号対雑音比の時間分解透過スペクトルの力を示しています。私たちが測定する大きな回転速度と風速は、超高温ガス巨人の希薄化した上層大気のより詳細な3D地球気候シミュレーションの必要性を浮き彫りにします。
グローバル表面バイオシグネチャーとしての原始光合成生物の分光偏光測定
| Title |
Spectropolarimetry_of_primitive_phototrophs_as_global_surface_biosignatures |
| Authors |
William_B._Sparks,_M._Niki_Parenteau,_Robert_E._Blankenship,_Thomas_A._Germer,_C.H._Lucas_Patty,_Kimberly_M._Bott,_Charles_M._Telesco,_Victoria_S._Meadows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02133 |
光合成は、地球の初期に始まった古代の代謝プロセスであり、それを利用する生物に、地球規模での重要性を実現できる範囲で、豊富なエネルギーを提供します。同様のプロセスが居住可能な太陽系外惑星で動作し、観測可能なバイオシグネチャーをもたらす可能性があります。酸素光合成が出現する前は、最も原始的な光合成生物である無酸素光合成生物が地球上の表面環境を支配していました。ここでは、無酸素光合成生物とシアノバクテリアの多様なサンプルに関連付けられている表面偏光のバイオシグネチャーを特徴付け、自然環境からの純粋な文化と微生物群集の両方を調べます。偏光測定は、生体分子のキラルシグネチャを測定するために使用できるツールです。キラリティーは、惑星の生化学に依存しない普遍的で不可知論的なバイオシグネチャーと見なされており、生命検出ミッションのターゲットバイオシグネチャーとしてかなりの関心を集めています。以前の研究からの予備的な兆候とは対照的に、我々は、偏光の大きさを含む、さまざまなキラル光合成色素および無酸素および酸素光合成生物の色素複合体に関連する、独特の円偏光シグネチャの多様性があることを示します。また、光合成生物の1つからの色素の見かけの死と放出には、反射率偏光信号が1桁上昇することを示します。これは、リモートで検出可能な環境シグネチャにとって重要な場合があります。この研究や他の研究は、最大1％の円偏波信号が発生する可能性があることを示唆しており、これは以前に予想されていた円偏波レベルよりも大幅に強力です。地球規模の表面偏光の生命存在指標は、私たちの岩だらけの人が住む惑星の歴史のほぼ80％を支配してきた無酸素および酸素の光合成生物から生じる可能性があると結論付けています。
Eigenspectra：3DEclipseマッピングからスペクトルを識別するためのフレームワーク
| Title |
Eigenspectra:_A_Framework_for_Identifying_Spectra_from_3D_Eclipse_Mapping |
| Authors |
Megan_Mansfield,_Everett_Schlawin,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Arthur_D._Adams,_Emily_Rauscher,_Jacob_Arcangeli,_Y._Katherina_Feng,_Prashansa_Gupta,_Dylan_Keating,_Kevin_B._Stevenson,_Thomas_G._Beatty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02197 |
惑星大気は本質的に3Dオブジェクトであり、緯度、経度、高度に強い勾配があります。二次日食マッピングは、大気の3D分布をマッピングするための強力な方法ですが、光子と機器のノイズが存在する場合、データには大きな相関関係とエラーが生じる可能性があります。少数の優勢なスペクトルを特定して、大気検索による個々の分析で扱いやすくすることにより、日食マップの大きな不確実性を軽減する手法を開発します。固有曲線法を使用して、分光学的な二次日食光度曲線から惑星の多波長マップを推測します。次に、クラスタリングアルゴリズムを惑星マップに適用して、同様の出現スペクトルを持ついくつかの領域を識別します。類似のスペクトルを組み合わせて、惑星マップ上の個別の領域ごとに「固有スペクトル」を作成します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）を使用したホットジュピターの観測で、このアプローチを使用して、寒い地域や化学組成の異なる地域から暑い地域を分離する方法を示します。私たちの方法は、突然の不連続性があるマップの鋭いエッジを特定するのに苦労していることがわかりましたが、一般に、惑星で観察された主要な特徴を決定するためのより物理的に動機付けられたモデリングアプローチの前の最初のステップとして使用できます。
IQ Collaboratory II：シミュレーションと観測全体にわたる孤立した低質量銀河の静止画分
| Title |
IQ_Collaboratory_II:_The_Quiescent_Fraction_of_Isolated,_Low_Mass_Galaxies_Across_Simulations_and_Observations |
| Authors |
Claire_M_Dickey,_Tjitske_K_Starkenburg,_Marla_Geha,_ChangHoon_Hahn,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Ena_Choi,_Romeel_Dav\'e,_Shy_Genel,_Kartheik_G_Iyer,_Ariyeh_H_Maller,_Nir_Mandelker,_Rachel_S_Somerville,_L_Y_Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01132 |
シミュレートされた銀河を観測空間にフォワードモデリングし、恒星の質量の関数として孤立した静止した低質量銀河の割合を計算することにより、3つの主要な大規模流体力学的銀河シミュレーション（EAGLE、Illustris-TNG、SIMBA）を比較します。SDSSを観測テンプレートとして使用して、各シミュレーションの模擬調査と合成分光および測光観測を作成し、現実的なノイズと観測限界を追加します。3つのシミュレーションはすべて、観測結果とほぼ一致して、質量範囲$\mathrm{M}_*=10^{9-10}\\mathrm{M}_\odot$の静止した孤立した銀河の数の減少を示しています。。ただし、観測と選択の偏りを考慮した後でも、$\mathrm{M}_*=10^{9}\\mathrm{M}_\odot$の下で観測された静止散在銀河の欠如を再現するシミュレーションはありません。合成観測によって選択された低質量の静止集団は、後期の星形成履歴に明らかな変動があるにもかかわらず、一貫した消光タイムスケールを持っていることがわかります。数値分解能の向上の効果はシミュレーション間で均一ではなく、シミュレーションと観測値の違いを完全に軽減することはできません。ここで紹介するフレームワークは、理論シミュレーションと銀河調査観測の間のより堅牢で正確な比較への道を示していますが、消光しきい値はフィードバック実装の高感度プローブとして機能します。
| Title |
The_clustering_of_submillimeter_galaxies_detected_with_ALMA |
| Authors |
Cristina_Garcia-Vergara,_Jacqueline_Hodge,_Joseph_F._Hennawi,_Axel_Weiss,_Julie_Wardlow,_Adam_D._Myers,_Ryan_Hickox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01133 |
サブミリ波銀河（SMG）のクラスター化を測定する以前の研究は、単一皿で検出されたソースに基づいて測定を行い、強力なクラスター化の証拠を見つけました。ただし、ALMAは、これらの機器の角度分解能が粗いため、単一皿の光源が複数の光源で構成されている可能性があることを明らかにしました。これは、単一皿の調査から推測されたクラスタリングが過大評価されている可能性があることを意味します。ここでは、LABOCAECDFSサブミリ波サーベイ（LESS）で以前に特定されたソースのALMAフォローアップであるALESSサーベイに基づいて、SMGのクラスタリングを測定します。シングルディッシュとALMA観測の両方のフォワードモデリングに基づいて、シングルディッシュ望遠鏡を使用して以前に識別されたALMAソースのクラスタリングを測定する方法を提示します。SMGをホストするハローの質量の中央値の上限を$1<z<3$に制限し、$M_{\rm{halo}}\leq2.4\times10^{12}\、\rm\、M_{\odot}$フラックス密度が$S_{870}\geq4.0\、$mJyのSMGの場合、これはLESSのクラスタリングに基づいて推定された質量の少なくとも$3.8^{+3.8}_{-2.6}$倍低いソースのみ。これは、単一皿の観測に基づくSMGクラスタリングの強度が過大評価されていたため、SMGが以前に推定されたよりも質量の小さい暗黒物質ハローによってホストされている可能性があることを示唆しています。モデルを$S_{870}\geq1.2\、\rm\、$mJyのフラックス密度まで外挿すると、そのようなSMGは中央値$M_{\rm{halo}}\leq3.2のハローに生息していることがわかります。\times10^{11}\、\rm\、M_{\odot}$。最も明るい（$S_{870}\gtrsim5-6\、\rm\、$mJy）SMGのみが$z\sim2$の巨大な構造をトレースし、$S_{870}\gtrsim6\、\のSMGのみをトレースすると結論付けます。rm\、$mJyは、巨大な局所楕円銀河、中間赤方偏移のクエーサー、および高赤方偏移の星形成銀河に接続されている可能性がありますが、より暗いSMGはこれらの集団にリンクされている可能性は低いです。
アルミニウム強化金属-内部銀河に埋もれている貧しい星
| Title |
Aluminum_Enhanced_Metal-Poor_Stars_buried_in_the_Inner_Galaxy |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Dante_Minniti,_Baitian_Tang,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Angeles_P\'erez-Villegas,_Katherine_Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01135 |
アルミニウムと窒素の濃縮度が高い星は、ほとんどすべての球状星団（GC）の複数の集団の化学的構成の重要な要素であることがよくあります。一部の銀河系コンポーネントが散逸したGCから部分的に構築される可能性があるという説得力のある観測証拠もあります。したがって、金属量の少ないフィールド星の中からそのような種類の星を特定することで、天の川（MW）の膨らみと内部の恒星ハローの複合的な性質に関する洞察が得られ、他の化学的特性が明らかになる可能性があります。ここでは、APOGEEスペクトルに基づいて、アルミニウムが強く濃縮された恒星大気（Alに富む星：[Al/Fe]$）を持つ29個のやや金属に乏しい（[Fe/H]$\lesssim-0.7$）星の発見を報告します。\gtrsim+0.5$）、典型的な銀河レベルをはるかに上回り、高度に偏心した軌道（$e\gtrsim0.6$）にあるバルジ領域に向かって太陽半径内にあります。この研究で測定されたほとんどすべての化学種は、GCの化学パターンと多くの類似点があるため、その場で形成されたGCや異なる場所で形成されたGCからバルジと内部ハローに動的に放出された可能性が高いと推測されます。\textit{Gaia}-Sausage-Enceladusおよび/またはSequoiaなど、MWが経験した既知の合併イベントの先祖。
LEGA-Cからのz $ \ sim $ 0.8でのダスト減衰曲線：勾配と2175 $ \ AA $バンプ強度に対する正確な制約
| Title |
Dust_Attenuation_Curves_at_z_$\sim$_0.8_from_LEGA-C:_Precise_Constraints_on_the_Slope_and_2175$\AA$_Bump_Strength |
| Authors |
Ivana_Barisic,_Camila_Pacifici,_Arjen_van_der_Wel,_Caroline_Straatman,_Eric_F._Bell,_Rachel_Bezanson,_Gabriel_Brammer,_Francesco_D'Eugenio,_Marijn_Franx,_Josha_van_Houdt,_Michael_V._Maseda,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01147 |
VLT/からの深い光学スペクトルに基づいて、M$_*$$>$10$^{10}$M$_{\odot}$で485個の個々の星形成銀河の減衰曲線を測定するための新しいアプローチを提示します。COSMOS分野におけるVIMOSLEGA-C調査とマルチバンド測光。最も重要なことは、残りのフレームの$3000〜4500$Aの範囲の減衰曲線は、通常、天の川、LMC、SMC、およびカルゼッティの減衰曲線のほぼ2倍の急勾配であることがわかります。これは、統合された最近の研究と一致しています。現在の銀河の光。$4500$Aでの減衰と傾きは、銀河の傾きと強く相関しています。正面を向いた銀河は、端を向いた銀河に比べて減衰が少なく、曲線が急です。これは、幾何学的効果が観測された減衰の変動を支配していることを示唆しています。私たちの新しい方法は、260個の個々の銀河に対して$2175$AのUVバンプ検出を生成します。UVバンプ強度とグローバル銀河特性の間に明らかな相関関係はありませんが、強いUVバンプは、正面を向いた低質量銀河で最も頻繁に見られます（10$<$log$_{10}$（M$_*$/M$_{\odot}$）$<$10.5）全体的な減衰が少ない。最後に、$z\sim0.8$で星形成銀河の典型的な減衰曲線を作成します。この処方箋は、一般的に使用されている減衰法則よりも正確に、高赤方偏移銀河の統合されたスペクトルエネルギー分布に対する塵の影響を表しています。
非重力乱流媒体における磁場とガス密度構造の間の相対配向
| Title |
The_relative_orientation_between_the_magnetic_field_and_gas_density_structures_in_non-gravitating_turbulent_media |
| Authors |
Bastian_K\"ortgen_and_Juan_D._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01178 |
磁場は、星間物質の構造形成を調節するための動的に重要なエージェントです。局所磁場とガス（カラム）密度勾配の間の相対的な向きの研究は、銀河系の高密度ガス形成に対する磁場の影響を分析するための強力なツールになりました。この研究では、乱流がソレノイドまたは圧縮のいずれかで駆動される、非重力の等温ガスの数値シミュレーションを実行します。最初に強い磁場（プラズマ-$\beta<1$）を使用したシミュレーションのみが、磁場と等密度の輪郭の間の優先配向の変化を、低密度でのほぼ平行から高密度でのほぼ垂直へと示していることがわかります。したがって、圧縮乱流だけでは、近くの分子雲に向かって観測される遷移を誘発することはできません。同じ高い初期磁化で、ソレノイドモードは、圧縮モードよりも密度が高くなるにつれて、相対的な向きでより鋭い遷移を生成することがわかります。さらに、相対配向の時間発展を研究し、1つの動的タイムスケール後の乱流強制によって変化しないことを発見しました。
銀河の恒星とハローの質量関係の銀河形態への依存性
局所銀河の恒星とハローの質量関係（SHMR）の銀河形態への依存性を調査します。SloanDigitalSkySurveyDR7のデータを、GalaxyZooの形態学的分類とともに使用し、EAGLE宇宙論シミュレーションと比較します。質量範囲$10^{11.7}-10^{12.9}M_{\odot}$の固定ハロー質量では、SDSS円盤銀河の恒星質量の中央値は、楕円形の対応する銀河の質量の中央値よりも最大1.4倍高くなります。。しかし、カウフマンらの恒星の質量から切り替えると、Changらによって計算されたものに。またはBrinchmannetal。、ディスクと楕円からのSHMRの中央値はこの質量範囲で一致します。$10^{13}M_{\odot}$を超えるハローの質量の場合、使用する恒星の質量の推定値に関係なく、ディスクは同じ質量のハローの楕円よりも質量が小さくなります。ただし、これらの高いハロー質量の場合、ディスクの結果は中央/衛星の誤分類の影響を受ける可能性があることがわかります。EAGLEシミュレーションでは、Kauffmannetal。と一致して、円盤は$10^{13}M_{\odot}$よりも小さい同じ質量のハローにある楕円銀河よりも最大1.5倍大きいと予測しています。データ。円盤銀河をホストする質量が$10^{11.5}$から$10^{12}M_{\odot}$のハローは、楕円をホストするハローよりも早く組み立てられました。これは、ディスクがガスの降着と星形成のためのより多くの時間を持っていたので、ディスクがより重いことを示唆しています。$10^{12}-10^{12.5}M_{\odot}$ハローでは、楕円銀河の中央のブラックホールは、円盤銀河の対応するものよりも速く成長し、より大きくなりました。これは、このハローの質量範囲では、AGNフィードバックがハローのガス貯留層をより多く放出し、星形成を減らし、恒星円盤の（再）成長を抑制するため、楕円の質量が小さいことを示唆しています。
| Title |
Differential_interferometry_of_close_binary_of_supermassive_black_holes_in_an_elliptical_configuration |
| Authors |
Andjelka_Kovacevic,_Yu-Yang_Songsheng,_Jian-Min_Wang,_Luka_C._Popovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01317 |
超大型望遠鏡干渉計（VLTI）と超大型望遠鏡（ELT）は、高スペクトルおよび角度分解能でCB-SMBHの構造とダイナミクスを調べる機会を提供する堅牢な天体物理学スイートになります。ここでは、楕円軌道構成の未解決のCB-SMBHシステムと、楕円軌道運動の雲を備えた単一のSMBHへの差動干渉法の適用について説明します。各SMBHとそれらの円盤状のブロードライン領域（BLR）の領域との間の光中心変位は、小さな干渉差位相変動として現れます。CB-SMBHシステムの検出のための干渉位相の適用を調査するために、CB-SMBHの各超大質量ブラックホールを取り巻く雲の集団を含むモデルに基づいて、一連の微分干渉法シグネチャをシミュレートします。モデルを楕円形の雲の動きを伴う単一のSMBHのパラメーターに設定し、この場合の一連の微分干渉計の観測量も計算しました。楕円形に構成されたCB-SMBHシステムのCB-SMBH位相プロファイルの標準的なS字型からのさまざまな偏差が見つかりました。干渉計の観測量の振幅と特定の形状は、CB-SMBHシステムの軌道構成に依存します。総CB-SMBH角運動量に関して、雲の軌道の反整列角運動量を考慮すると、独特の結果が得られます。私たちのモデルからのいくつかのシミュレートされたスペクトル線は、近赤外線AGN調査から得られたPa\alpha線の観測に非常に似ています。単一のSMBHシステムとCB-SMBHシステムの差動位相動物園の違いが見つかりました。単一のSMBHの微分位相動物園は、変形したS字型で構成されています。また、さまざまな雲の軌道パラメータと観測者の位置のセットによって、それらの微分位相形状、振幅、および傾斜がどのように変化するかを示しました。
星間化学モデルにおける持続的な振動
星間化学モデルの非線形挙動は、25年前から認識されています。さまざまなメカニズムが、ガスのイオン化度によって特徴付けられる、定常状態での複数の固定点の可能性を説明しています。化学振動は、非線形化学モデルの自然な振る舞いでもあります。どのような条件下で自発的な持続的な化学振動が可能であるか、そしてどのような種類の振動がそのような振動の発生につながるか、または消光するかを研究します。メソッド。よく知られている常微分方程式（ODE）積分器VODEを使用して、暗い星間雲の気相化学モデルの初期条件とパラメーター空間を調べます。固定温度条件下でのさまざまな化学物質の存在量の時間発展は、宇宙イオン化率nH/{\zeta}比に対する密度に依存することを思い出してください。また、制限されているが明確に定義された制御パラメーターの範囲で、自然に持続する振動の発生を報告します。振動の周期は、星間プロセスの特徴的な時間スケールの範囲内にあり、時間依存モデルで壮大な共鳴を引き起こす可能性があります。貯水池種（C、CO、NH3、..）の振動振幅は、一般に2倍未満です。ただし、これらの振幅は、存在量の少ない種では1万から1000倍に達します。診断目的で重要な役割を果たす可能性のあるHCN、ND3。振動の原因となるメカニズムは、窒素の化学的性質と密接に関連しており、複数の重水素化プロセスで見られるような長い一連の反応を必要とします。
Gaiaと赤外線調査による機械学習を使用した3D天の川のモデリング
私たちの故郷の銀河である天の川（MW）の観測は、私たちの内部の視点によって困難になっています。約16億の星の距離を含むガイア調査は、MW構造の新しいフラッグシップであり、他の大規模赤外線（IR）調査と組み合わせて、銀河面内で前例のない長距離測定を提供できます。同時に、過去20年間で、天文学でもますます採用される機械学習（ML）メソッドの使用が爆発的に増加しています。最初に、若い恒星状天体（YSO）候補に広く採用されている分類スキームを改善するためのML分類器の構築について説明します。密集した星間環境で生まれた星、それらの形成場所から離れる時間がなかった最年少の星は、星間物質の最も密な構造のプローブです。YSO識別とガイア距離測定の組み合わせにより、3Dでの高密度の雲構造の再構築が可能になります。私たちのML分類器は、人工ニューラルネットワーク（ANN）に基づいており、スピッツァー宇宙望遠鏡からのIRデータを使用して、指定された例からYSO分類を自動的に再構築します。第2部では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づいてMWの3D消滅分布を再構築するための新しい方法を提案します。CNNは、大規模な銀河モデルであるBesan\c{c}onGalaxyModelを使用してトレーニングされ、モデルの結果を観測データと比較することにより、絶滅距離分布を推測することを学習します。この方法は、100pcの正式な解像度で最大10kpcの離れた構造を解決することができ、クロスマッチを必要とせずに2MASSとGaiaのデータセットを組み合わせることができることがわかりました。この組み合わされた予測の結果は、さまざまなデータセットのより大きな組み合わせを使用した将来の完全な銀河面予測の可能性を奨励し、開きます。
IR調査から若い恒星状天体の候補を選択するためのディープラーニングベースの方法論
| Title |
A_Deep_Learning-based_methodology_to_select_Young_Stellar_Object_candidates_from_IR_surveys |
| Authors |
David_Cornu_and_Julien_Montillaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01601 |
観測された若い恒星状天体（YSO）は、星形成を研究し、星形成領域を特徴づけるために使用されます。この目的のために、YSO候補カタログは、特に赤外線（IR）でのさまざまな調査から編集され、色と大きさの図（CMD）の単純な選択スキームがYSOの識別と分類によく使用されます。SpitzerIRデータを使用した機械学習（ML）によるYSO分類の方法論を提案します。再現性を確保するためのアプローチを詳しく説明し、MLを天体物理学の分類に効率的に適用する方法に関する詳細な例を示します。4つのIRACバンド（$3.6、4.5、5.8$、および$8\mum$）とSpitzerの$24\\mum$MIPSバンドを使用するフィードフォワード人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用して、ポイントソースオブジェクトをCIとCIIに分類しました。YSO候補または汚染物質として。ANNは、含まれる数のニューロン（$\sim$25）を使用してYSO分類に効率的に適用できることがわかりました。1つの星形成領域で収集された知識は、新しい領域での予測に部分的に効率的であることが示されています。最高の一般化能力は、ネットワークを訓練するためにいくつかの星形成領域の組み合わせを使用して達成されました。良い結果を得るには、トレーニングの比率を慎重に再調整する必要がありました。CIおよびCIIYSOでそれぞれ90\％および97\％を超える回復率を達成し、最も一般的な結果では80\％および90\％を超える精度を達成しました。ANNの優れた柔軟性を利用して、オブジェクトごとに、各出力クラスの有効なメンバーシップ確率を定義しました。この確率でしきい値を使用すると、オブジェクトの除外という妥当なコストで分類結果が効率的に改善されることがわかりました。この選択により、CIYSOで90\％の精度に達し、その半分以上が使用されました。最終ANNによって予測されたOrion（365CI、2381CII）およびNGC2264（101CI、469CII）のYSO候補のカタログは、CDSで公開されています。
NGC 1316（Fornax A）の中央部の塵とガス-その起源と性質
| Title |
Dust_and_gas_in_the_central_region_of_NGC_1316_(Fornax_A)_--_Its_origin_and_nature |
| Authors |
T._Richtler_(1),_M._Hilker_(2),_E._Iodice_(2)_((1)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Concepcion,_(2)_European_Southern_Observatory,_(3)_INAF-Astronomical_Observatory_of_Capodimonte,_Naples) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01606 |
初期型の銀河NGC1316は、中心半径5kpc内に約10^7個の太陽質量の塵をホストしています。これらの顕著な塵の構造は、他の塵の多い初期型銀河の一般的な解釈でもある外部起源を持っていると考えられています。アーカイブのハッブル宇宙望遠鏡/ACSデータを使用して、ダストパターンを詳細に描写するカラーマップを作成し、これらのデータをヨーロッパ南天天文台のVLTのMUSEからのデータで作成したマップと比較します。ワイドフィールドモードの12個のMUSEポインティングは、中央の3.3'x2.4'のモザイクを形成します。ツールPyParadiseを使用して、星の種族に適合させます。残留輝線と残留星間吸収NaID線を使用し、線強度、速度場、速度分散場を測定します。輝線はLINER線に似ており、[NII]がどこでも最強の線です。電離源は、おそらく、老齢または中年の星の種族の漸近巨星分枝星です。ダスト構造、イオン化ガス、および原子ガス分布の間には顕著な一致があり、その最後は、恒星のNaIDラインの星間吸収残差によって表されます。ほこりのない地域では、星間NaID線が放射に現れ、銀河風を示しています。イオン化ガス（したがってダスト）の速度場は、寿命が短いことを示す小規模な乱流運動によって特徴付けられます。中心部では、イオン化ガスの双極速度場が観測されており、これは流出と解釈されます。NGC1316の主軸に沿って強く傾斜したガス状のほこりっぽい円盤を特定します。中心から約4kpcの長さのイオン化ガスの直線ビームが放射されます。私たちの調査結果は、ほこりっぽい流出を強く示唆しています。核の流出は、銀河の重要な塵を生成する機械である可能性があります。（要約）
アルマケスト-IV。 ALMA-MaNGAの焼入れと星形成（ALMaQUEST）調査
| Title |
ALMaQUEST_--_IV._The_ALMA-MaNGA_QUEnching_and_STar_formation_(ALMaQUEST)_Survey |
| Authors |
Lihwai_Lin,_Sara_L._Ellison,_Hsi-An_Pan,_Mallory_D._Thorp,_Yung-Chau_Su,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_Francesco_Belfiore,_M._S._Bothwell,_Kevin_Bundy,_Yan-Mei_Chen,_Alice_Concas,_Bau-Ching_Hsieh,_Pei-Ying_Hsieh,_Cheng_Li,_Roberto_Maiolino,_Karen_Masters,_Jeffrey_A._Newman,_Kate_Rowlands,_Yong_Shi,_Rebecca_Smethurst,_David_V._Stark,_Ting_Xiao,_Po-Chieh_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01751 |
ALMaQUEST（ALMA-MaNGAQUEnchingandSTar形成）調査は、近くのマッピングから選択された46個の銀河についてアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）で得られた空間分解$^{12}$CO（1-0）測定値を使用したプログラムです。アパッチポイント天文台（MaNGA）の銀河DR15光学面分光法による調査。ALMaQUEST調査の目的は、近くの銀河のkpcスケールでの冷たい分子ガス含有量に対する星形成活動の依存性を調査することです。サンプルは、スターバースト（SB）、主系列（MS）、グリーンバレー（GV）銀河など、特定の星形成率（sSFR）の広い範囲に及ぶ銀河で構成されています。この論文では、ALMA観測のサンプル選択と特性を示し、空間的に一致した星の種族とガス測定の組み合わせによって可能になった主要な結果のいくつかを紹介します。サンプルの全体的な（開口が一致した）恒星の質量、分子ガスの質量、および星形成率を考慮すると、sSFRは星形成効率（SFE）と分子ガスの割合（$f_{\rmH_）の両方に依存することがわかります。{2}}$）、ただし後者との相関はわずかに弱いです。さらに、sSFRの分子ガス含有量（SFEまたは$f_{\rmH_{2}}$）への依存性は、小さいながらも、原子ガス画分または分子から原子ガス画分への依存性よりも強くなりますHIサンプルサイズ。kpcスケールでは、個々の銀河内のSFEと$f_{\rmH_{2}}$の両方の変動は、1〜2dexにもなる可能性があるため、空間分解された観測の可用性が、の詳細を理解するために不可欠であることを示しています。星形成と急冷プロセスの両方。
FASTによる銀河系外OH吸収のパイロット検索
| Title |
A_pilot_search_for_extragalactic_OH_absorption_with_FAST |
| Authors |
Zheng_Zheng_(NAOC),_Di_Li_(NAOC),_Elaine_M._Sadler_(USYD),_James_R._Allison_(Oxford),_Ningyu_Tang_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01769 |
OH吸収は、現在、宇宙論的な距離にある非質量銀河のOH分子を検出するための唯一の実行可能な方法です。現在までにz>0.05でこのような検出は6回しか行われていないため、遠方の銀河のOHカラム密度に統計的にロバストな制約を課すことは困難です。500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用して、8つの関連HI21cm吸収体と1つの介在HI21cm吸収体に対してパイロットOH吸収調査を実施しました。[0.1919、0.2241]内の赤方偏移zについて、HI（[OH]/[HI]）に対するOHの存在量を10^-6〜10^-8未満に制限することができました。個別の検出は行われませんでしたが、RFIを含まない3つの関連する吸収体を積み重ねると、高感度のOHカラム密度3シグマ上限〜1.57x10^14（Tx/10K）（1/fc）cm^-2が得られます。a[OH]/[HI]<5.45x10^-8。アーカイブデータと組み合わせると、関連する吸収体は、介在する吸収体よりもわずかに低いOH存在量を持っていることがわかります。私たちの結果は、レッドシフトの減少に伴ってOHの存在量が減少する傾向と一致しています。
磁場は宇宙論の初期でも急速に成長し、銀河の星間物質（ISM）における小規模ダイナモ（SSD）の作用を示唆しています。多くの研究は、SSDの理想的な乱流駆動に焦点を合わせています。ここでは、より現実的な超新星駆動の乱流をシミュレートして、SSDを駆動できるかどうかを判断します。SSDが発生する領域を描写するために、物理的な抵抗率（および暗黙的に磁気レイノルズ数）、および数値分解能と超新星率を変化させます。与えられた超新星分布{\sigma}のサブパーセクスケールに近い解像度でSSD成長率の収束を見つけます。マッハ数が高く、圧縮率がSSDに悪影響を与えると予想されるにもかかわらず、{\sigma}={\sigma}_{\rmsn}の成長率は0.2{\sigma}_{\rmsn}に対して、{\sigma}で増加します。_{\rmsn}太陽近傍率。モデル化された0.5〜4パーセクの分解能の範囲全体で、抵抗率が十分に低い場合、SSDは、実験での成長率やプラントル数の低さに関係なく、エネルギー等分配の約5％で一貫して飽和することがわかります。グリッドが粗くなると、最小分解物理抵抗率が増加します。この傾向は、数値抵抗率が4pcをはるかに超えるグリッド間隔でSSDを抑制することを示唆しています。
乱流ダスト成長の粒度分布について
最近、星間物質（ISM）の乱流が分子の降着によってダスト粒子の成長を大幅に加速できることが示されましたが、乱流ガス密度分布も粒子サイズ分布の形成に重要な役割を果たします。成長種（分子）がガス内で十分に混合されている場合、成長速度、つまり平均粒子半径の変化率は、局所的なガス密度に比例します。結果として、ISMのガス密度分布はかなりの変動を示すため、粒子の成長は場所によって大きく異なります。ここでは、初期GSDの形状に関係なく、粒度分布（GSD）が急速にガス密度分布を反映するようになることが示されています。この結果は、ISM乱流をマルコフ過程としてモデル化することによって得られます。これは、オルンシュタイン-ウーレンベック過程の特殊なケースでは、等温圧縮性乱流の数値シミュレーションと一致する対数正規ガス密度分布につながります。これにより、ほぼ対数正規のGSDが得られます。したがって、冷たいISM雲のダスト粒子のサイズは、一般的に採用されている指数-3.5のべき乗則GSDに従わない可能性がありますが、いくつかの研究で示唆されているように、大きな粒子に対する対数公称GSDの使用を裏付けています。また、分子雲の高いマッハ数の乱流で得られる非常に広範囲のガス密度は、半径数ミクロンに達する非常に大きな粒子の尾部の形成を可能にしなければならないと結論付けられています。
銀河の核における摂食とフィードバック
| Title |
Feeding_and_feedback_in_nuclei_of_galaxies |
| Authors |
Anelise_Audibert,_Fran\c{c}oise_Combes,_Santiago_Garc\'ia-Burillo_and_Kalliopi_Dasyra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01974 |
私たちの目的は、活動銀河核（AGN）の近接環境と、近くのAGNの中央kpc内の冷たいガスの形態とダイナミクスを通じてホスト銀河との接続を調査することです。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）による、銀河核（NUGA）プロジェクトの一部であるNGC613およびNGC1808での高解像度（数個）でのAGN供給とフィードバックの観測を報告します。中央の100pc内で後続のスパイラルを検出し、分子ガスをSMBHに効率的に駆動し、分子の流出をAGNによって駆動しました。ALMA電波源カタログからの電波銀河の観測に基づいて、電波ジェットによって誘発された大風が銀河の進化に与える影響の予備的な結果を提示します。
VVVX-天の川円盤における低光度球状星団のガイア発見
| Title |
VVVX-Gaia_Discovery_of_a_Low_Luminosity_Globular_Cluster_in_the_Milky_Way_Disk |
| Authors |
E.R._Garro,_D._Minniti,_M._G\'omez,_J._Alonso-Garc\'ia,_R._H._Barb\'a,_B._Barbuy,_J._J._Clari\'a,_A._N._Chen\'e,_B._Dias,_M._Hempel,_V._D._Ivanov,_P._W._Lucas,_D._Majaess,_F._Mauro,_C._Moni_Bidin,_T._Palma,_J._B._Pullen,_R._K._Saito,_L._Smith,_F._Surot,_S._Ram\'irez_Alegr\'ia,_M._Rejkuba,_and_V._Ripepi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02113 |
天の川の球状星団（MWGC）は、銀河系の緯度が低い場合、絶滅の差が大きく、星が密集しているため、特定が困難です。ViaL\'acteaExtendedSurvey（VVVX）のVISTA変数からの新しい深近赤外画像と測光により、これまで探索されていなかった領域をグラフ化できます。私たちの長期的な目標は、MWGCの人口調査を完了することです。当面の目標は、天体物理学的パラメーターを推定し、それらの赤み、絶滅、距離、総光度、固有運動、サイズ、金属量、および年齢を測定することです。近赤外VVVX測光データベースを、GaiaDR2光学測光、および2ミクロン全天測光（2MASS）測光と組み合わせて使用します。これまで知られていなかった銀河球状星団が$RA=$14：09：00.0で検出されたことを報告します。$DEC=-$65：37：12（J2000）。この新しいGCについて、$E（J-K_s）=（0.3\pm0.03）$magの赤化と$A_{K_s}=（0.15\pm0.01）$magの消滅を計算します。その距離係数と対応する距離は、それぞれ$（m-M）=（15.93\pm0.03）$magと$D=（15.5\pm1.0）$kpcとして測定されました。既知のGCと比較し、PARSECとダートマスの等時線をフィッティングして金属量と年齢を推定し、$[Fe/H]=（-0.70\pm0.2）$dexと$t=（11.0\pm1.0）$Gyrを求めます。。Gaiaからの平均GCPMは、$\mu_{\alpha^\ast}=（-4.68\pm0.47）$mas$yr^{-1}$および$\mu_{\delta}=（-1.34\pm0.45）$mas$yr^{-1}$。私たちのクラスターの総光度は$M_{Ks}=（-7.76\pm0.5）$magと推定されています。銀河円盤の向こう側、銀河中心から$R_{G}=11.2$kpc、$z=1.0$kpcに位置する、新しい低光度で古くて金属が豊富な球状星団を発見しました。飛行機の下。興味深いことに、この球状星団の位置、金属量、および年代は、いっかくじゅう座リング（MRi）構造と一致しています。
イオン化ガス放出を追跡する乙女座環境調査。 VESTIGEVIII。小規模でのクラスター-ICM-銀河の進化の橋渡し
| Title |
A_Virgo_Environmental_Survey_Tracing_Ionised_Gas_Emission._VESTIGE_VIII._Bridging_the_cluster-ICM-galaxy_evolution_at_small_scales |
| Authors |
A._Longobardi,_A._Boselli,_M._Fossati,_J._A._Villa-V\'elez,_S._Bianchi,_V._Casasola,_E._Sarpa,_F._Combes,_G._Hensler8,_D._Burgarella,_C._Schimd,_A._Nanni,_P._C\^ot\'e,_V._Buat1,_P._Amram,_L._Ferrarese,_J._Braine,_G._Trinchieri,_S._Boissier,_M._Boquien,_P._Andreani,_S._Gwyn,_and_J._C._Cuillandre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02202 |
ラム圧力ストリッピングを受けている銀河のイオン化された原子ガス成分に続く、ストリッピングされたダストの尾からのFIR放出を測定します。剥ぎ取られた星間物質のダスト対ガスの相対分布と質量比を研究し、それらを銀河団ガスのそれらと関連付けて、クラスター-ICM-銀河の進化を小規模に結び付けます。銀河のサンプルは、$10^9\lesssim\mathrm{M_{*}}\lesssim10^{10}\、\mathrm{M_{\odot}}$の範囲内の恒星の質量を持つ3つのScdおとめ座銀河で構成されています。クラスター中心から1Mpc、つまりNGC4330、NGC4522、NGC4654。VESTIGEH$\alpha$、$Herschel$SPIRE遠赤外線、およびVIVAHIデータの分析を通じて、尾の空間分布を追跡します。そして、測定された遠赤外線250$\mu$mとHIフラックス密度からダストとガスの質量を推測します。尾部のダスト対ガス質量比（DGR）は、銀河の質量、金属量、およびダスト温度の関数として分析されます。剥ぎ取られたコンポーネントに沿って、ダスト分布はHIおよびH$\alpha$放出ガスに厳密に従い、すべて光ディスクを超えて広がります。これらの地域では、DGRは$2.0\pm0.6\times10^{-3}$、$0.7\pm0.1\times10^{-3}$、および$0.4\pm0.03\times10^{-3}$です。それぞれNGC4330、NGC4522、NGC4654の場合、つまり、近くの銀河の本体で測定された値よりも最大15倍小さくなります。また、金属量の関数としてDGRに負の傾向が見られます。これは、金属が豊富なシステムにより集中しているダスト成分の観点から説明できます。剥ぎ取られた塵が冷たいという発見、$T_{d}\lesssim25\、K$と一緒に、我々の結果は銀河星間物質の外側から内側への剥ぎ取りシナリオを支持します。この研究は、ラム圧力ストリッピングが、ICMにダスト粒子を注入するVirgoクラスター内コンポーネントの構築における重要なメカニズムであり、したがってその金属の濃縮に寄与することを示しています。
生まれたばかりのブラックホールからの磁気風によって動かされる可能性のあるキロノバ
| Title |
A_Possible_kilonova_powered_by_magnetic_wind_from_a_newborn_black_hole |
| Authors |
Shuai-Bing_Ma,_Wei_Xie,_Bin_Liao,_Bin-Bin_Zhang,_Hou-Jun_L\"u,_Yu_Liu_and_Wei-Hua_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01338 |
短いガンマ線バースト（GRB）の前駆体としての連星（NS-NS）の合併は、重力波（GW）イベントGW170817とGRB170817Aの関連の発見によって確認されました。ただし、バイナリNSの合併製品は未解決の問題のままです。X線プラトーとそれに続く急激な減衰（「内部プラトー」）がいくつかの短いGRBで発見されました。これは、超巨大マグネターが合併の残骸として機能し、最後に新生ブラックホール（BH）に崩壊することを意味します高原の。「内部プラトー」に続くX線バンプまたはセカンドプラトーは、ブランドフォード-ナエックメカニズム（BZ）メカニズムを介したこの新生児BHへのフォールバック付着から予想されるサインと見なされます。同時に、新生児のBHのディスクからBlandford-Payneメカニズム（BP）によって駆動されるほぼ等方性の風力エネルギーは、明るいキロノバを生成する可能性があります。したがって、「内部プラトー」（およびその後にX線バンプまたは2番目のプラトー）がある短いGRBの明るいキロノバ観測は、このシナリオのさらなる証拠を提供します。この論文では、GRB160821Bがそのようなケースの候補であり、GRB160821Bのキロノバ放出はおそらく新生児BHからのBP風によって動力を供給されていることがわかります。GRB160821Bのようなイベントの将来のGW検出は、このシナリオをさらにサポートし、マグネターと新生児BHの特性を調査し、中性子星の状態方程式を制約することを可能にする可能性があります。
暗黒物質粒子の降着による連星パルサーの周期変化
| Title |
Period_change_of_binary_pulsars_due_to_the_accretion_of_dark_matter_particles |
| Authors |
Ebrahim_Hassani,_Hossein_Ebadi,_Reza_Pazhouhesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01346 |
連星系が銀河内を移動すると、それらは暗黒物質ハローと相互作用します。この相互作用により、バイナリコンポーネント内に暗黒物質粒子が蓄積します。暗黒物質粒子の降着は、二成分成分の質量を増加させ、次にシステムの総質量を増加させます。この方法で質量が増加すると、システムの公転周期など、システムの他の物理パラメータに影響を与える可能性があります。この研究では、いくつかの既知のコンパクト連星系の内部に暗黒物質粒子が降着することによる周期変化を推定しました。私たちの結論は、$\simeq10\：GeV.c^{-2}$の範囲の質量を持ち、太陽の周りの暗黒物質密度と同じくらい高い暗黒物質密度を持つWIMP粒子の場合、暗黒物質の蓄積によって周期が変化するということです。物質の粒子は、システムからの重力波の放出による周期変化と比較して無視できます。
ガンマ線伝搬で宇宙論と基本的な物理学を精査するためのチェレンコフ望遠鏡アレイの感度
| Title |
Sensitivity_of_the_Cherenkov_Telescope_Array_for_probing_cosmology_and_fundamental_physics_with_gamma-ray_propagation |
| Authors |
The_Cherenkov_Telescope_Array_Consortium:_H._Abdalla,_H._Abe,_F._Acero,_A._Acharyya,_R._Adam,_I._Agudo,_A._Aguirre-Santaella,_R._Alfaro,_J._Alfaro,_C._Alispach,_R._Aloisio,_R._Alves_B,_L._Amati,_E._Amato,_G._Ambrosi,_E.O._Ang\"uner,_A._Araudo,_T._Armstrong,_F._Arqueros,_L._Arrabito,_K._Asano,_Y._Ascas\'ibar,_M._Ashley,_M._Backes,_C._Balazs,_M._Balbo,_B._Balmaverde,_A._Baquero_Larriva,_V._Barbosa_Martins,_M._Barkov,_L._Baroncelli,_U._Barres_de_Almeida,_J.A._Barrio,_P._Batista,_J._Becerra,_Y._Becherini,_G._Beck,_J._Becker_Tjus,_R._Belmont,_W._Benbow,_E._Bernardini,_A._Berti,_M._Berton,_B._Bertucci,_V._Beshley,_B._Bi,_B._Biasuzzi,_A._Biland,_E._Bissaldi,_J._Biteau,_O._Blanch,_F._Bocchino,_C._Boisson,_J._Bolmont,_G._Bonanno,_L._Bonneau_Arbeletche,_G._Bonnoli,_P._Bordas,_E._Bottacini,_M._B\"ottcher,_et_al._(437_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01349 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、$\gamma$線天文学のための新世代の地上観測所であり、天体物理学、宇宙論、および基礎物理学における重要な未解決の質問に対処するための独自の機能を提供します。活動銀河核（AGN）とその相対論的ジェットのシミュレーション観測を通じて、CTAの主要な科学プロジェクトの一部として探索できる$\gamma$線宇宙論のいくつかの顕著な領域を研究します。CTAを使用したAGNの観測により、赤方偏移$z=2$までの15％未満の統計的不確かさで、銀河外背景光の$\gamma$線吸収の測定が可能になり、$\gamma$線ハローを抑制または検出できます。少なくとも0.3pGの銀河間磁場強度まで。CTAによる銀河系外観測も、標準模型を超える物理を探査する有望な可能性を示しています。$\gamma$線天文学によるローレンツ不変性違反の最良の制限は、少なくとも2〜3倍改善されます。CTAはまた、アクシオンのような粒子が暗黒物質のすべてではないにしてもかなりの部分を構成する可能性があるパラメータ空間を精査します。CTAと、$\gamma$線宇宙論の成長を促進する他の今後の施設との間の相乗効果について結論を下します。
相対論的電磁流体力学の重力磁気不安定性
相対論的電磁流体力学（MHD）の2つのコンテキストで、磁場が整列した静的均質媒体の重力磁気不安定性を研究します。1つ目はポストニュートン（PN）補正を伴うMHD、2つ目は弱い特殊相対論的（SR）MHDです。重力。PNMHDでの分析は、時間ゲージ条件をとらずに行われるため、結果はゲージ不変です。内部エネルギー、圧力、音速、およびAlfv\'en速度のPN補正により、臨界（ジーンズ）波長が低下します。{すべての相対論的効果はシステムを不安定にする傾向があります。}重力の弱いSRMHDはハーモニックゲージに表示されますが、重力が存在する場合、安定性分析はニュートン次数に対して厳密に有効です。重力がない場合、SRMHDはゲージ条件に依存しません。両方の場合の平面波速度と安定性基準を示します。
コア崩壊超新星前駆体の上の爆発前の拡張発泡ゾーン
| Title |
A_pre-explosion_extended_effervescent_zone_above_core_collapse_supernova_progenitors |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01531 |
多くのコア崩壊超新星（CCSNe）の噴出物が爆発後数日以内に衝突する高密度のコンパクトな恒星周囲物質（CSM）が、恒星風に加えてガスが存在する高密度ゾーンから生じるシナリオを提案します。脱出速度に達しない。赤色超巨星（RSG）星の上のこの発泡ゾーンには、RSG表面の近くから放出され、数十天文単位の半径に上昇してから後退する高密度の塊があります。放出された凝集塊の2つの単純な速度分布を考えます。束縛された質量の密度は、逃げる風の密度の数十倍になる可能性があるため、非常に高い質量損失率を模倣できることがわかりました。高密度の発泡性CSMゾーンは、（1）爆発の数日後の高密度のCSMと多くのCCSNeの噴出物の衝突を説明できます。（2）星が強力な爆発前の活動を経験した場合、非常に高い質量損失率を促進します。（3）ダストを形成します。これは、可視バンドの前駆体を覆い隠し、（4）存在する場合、数十の天文単位の間隔で恒星の仲間への効率的な物質移動につながります。発泡ゾーンは数千年以上存在する可能性があるため、発泡CSMモデルは、爆発のわずか数年から数か月前に非常に強い爆発を経験するという多くのタイプIICCSN前駆体からの要件を取り除きます。
恒星$ R $からの併合する中性子星の質量の再構築-プロセス存在量シグネチャ
| Title |
Reconstructing_Masses_of_Merging_Neutron_Stars_from_Stellar_$R$-Process_Abundance_Signatures |
| Authors |
Erika_M._Holmbeck,_Anna_Frebel,_G._C._McLaughlin,_Rebecca_Surman,_Rodrigo_Fernandez,_Brian_D._Metzger,_Matthew_R._Mumpower,_Trevor_M._Sprouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01621 |
中性子星合体（NSM）は、高速中性子捕獲（"$r$-"）プロセスの有望な天体物理学的サイトですが、それらの統合された収量は、銀河の重元素物質の大部分を説明できますか？この問題に対処する1つの方法は、NSM率と収量を星形成率とともに伝播するフォワードアプローチを利用し、最終的に、これらの結果を、観測された$r$プロセスが豊富で金属が少ない星の化学物質量と比較しました。この作業では、入力として金属量の少ない星の$r$プロセス要素の存在比を利用して、の中性子星（NS）バイナリ前駆体の特性（特に質量）を再構築することにより、逆のアプローチを取ります。$r$-プロセススター。この新しい分析は、銀河系の金属の少ないハロー星に組み込まれた$r$プロセス材料をマージして生成した、元の中性子星連星システムの母集団を研究するための独立した手段を提供します。通常、制限された$r$プロセスとアクチニド領域に関連する元素とランタニド領域の元素の比率（つまり、Zr/DyとTh/Dy）を使用して、前駆体の合併のNS質量を調べます。NSMは、$r$プロセスのシグネチャを表示する金属の少ない星のすべての$r$プロセスの材料を説明できると同時に、現在のダブルNS（DNS）システムの分布を再現できることがわかりました。しかし、最も$r$プロセスで強化された星（$r$-II星）は、それ自体で、銀河の現在のものとは明らかに異なる非常に非対称なシステムの前駆体NSMを必要とします。この分析はモデルに依存するため、潜在的な理論的および観測的更新に関する将来の予想に沿った変動を調査し、これらの変動が結果にどのように影響するかについてコメントします。
ブラックホールM87 *およびSgrA *からのジェットの輝点の動きのモデリング
| Title |
Modeling_the_motion_of_bright_spot_in_jets_from_black_holes_M87*_and_SgrA* |
| Authors |
Vyacheslav_I._Dokuchaev_and_Natalia_O._Nazarova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01885 |
遠方の観測者から見たブラックホールの降着によるジェットの輝点の動きを説明します。この輝点の動きは弾道的であると思われます。直接レンズの輝点画像と、ジェット内の輝点の動きに沿った離散時間の1番目と2番目の光エコーの位置、形状、明るさを計算します。代表的な例として、地球上の遠方の観測者に対する超大質量ブラックホールSgrA*とM87*の向きを使用します。ブラックホールからのジェットの輝点の動きは、一般相対性理論の検証と強磁場限界におけるその修正のためのユニークな可能性を提供します。
II型超新星のプラトー形状の金属量依存性の研究
金属量$Z$の関数として、タイプII-P超新星（SNeIIP）のUバンドのフラックス低下率の変化の影響を検討します。この効果に基づいて、UバンドのSNIIP光度曲線から測光赤方偏移を決定する新しい方法を提案します。STELLAコードを使用して、モデルの金属量が$Z\sim10^{-3}$から$\に減少するにつれて、さまざまな赤方偏移$z=0.0、0.1$、および$0.3$のさまざまなバンドでモデル光度曲線を作成しました。sim10^{-6}$。Uバンドのフラックスは、最も低い金属量でプラトーに達することが示されています。他のパラメータの影響も考慮します：超新星前の質量と放射性ニッケル-56の質量。
GW190814：バイナリの2次コンポーネントのプロパティについて
| Title |
GW190814:_On_the_properties_of_the_secondary_component_of_the_binary |
| Authors |
Bhaskar_Biswas,_Rana_Nandi,_Prasanta_Char,_Sukanta_Bose_and_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02090 |
GW190814の質量ギャップ（二次）オブジェクトが中性子星（NS）である確率は、核のパラメーター化を採用するときに、堅い高密度状態方程式（EoS）または大きなスピンを可能にすると改善されることを示します。EoS。その質量は$\in（2.50,2.67）M_{\odot}$であるため、その真の性質を確立すると、最も重い中性子星または最も軽いブラックホール（BH）のいずれかになり、中性子星に広範囲にわたる影響を与える可能性があります。EoSとコンパクトなオブジェクト形成チャネル。NS仮説に限定する場合は、ベイズフレームワークとNS状態方程式の原子核物理学情報モデルを使用し、さまざまな天体物理学的観測を組み合わせることにより、二次の特性を推定します。低速回転のシナリオでは、GW190814は、非常に硬いEoSと、特に高密度領域での状態方程式に対する厳しい制約を意味します。一方、非回転中性子星の控えめな最大質量を仮定すると、急速な回転が必要であり、その回転周波数を$90\％$信頼区間内で$f=1143^{+194}_{-155}$Hzに制限します。。このシナリオでは、GW190814の二次天体は、これまでに観測された中で最も速く回転する中性子星と見なされます。ただし、このシナリオを実行可能にするには、形成中とその後の合併までの進化の両方で回転の不安定性を抑制する必要があります。そうしないと、GW190814のセカンダリがブラックホールになる可能性が高くなります。
プラチナサンプル、キロノバ、およびGRBに関連するSNe Ib / cのX線基本面
| Title |
The_X-ray_fundamental_plane_of_the_Platinum_Sample,_the_Kilonovae_and_the_SNe_Ib/c_associated_with_GRBs |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Aleksander_Lenart,_Giuseppe_Sarracino,_Shigehiro_Nagataki,_Salvatore_Capozziello,_Nissim_Fraija |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02092 |
ガンマ線バースト（GRB）の光度曲線（LC）の大部分は、X線のプラトーを示しています。\emph{ニールゲーレルスウィフト天文台}の打ち上げから2019年8月までに観測されたプラトーを示す既知の赤方偏移を持つすべてのGRBを分析します。静止フレーム時間とプラトー放出終了時のX線光度との間の基本的な平面関係選択バイアスと宇宙論的進化が適用される場合、ピークプロンプト光度はすべてのGRBクラスに当てはまります。2つの重要な発見がありました。1）データカバレッジが良好な新しいクラスのロングGRB：プラチナサンプル。2）プラチナ、SNe-LGRB、およびKN-SGRBサンプル、SNeIb、cに分光的に関連付けられたGRBで構成される2番目のサンプル、キロノバに関連付けられた8つのGRBで構成される3番目のサンプル、またはそのような関連付けがあった可能性がある場所、最小の固有散乱、$\sigma_{platinum、GRB-SNe}=0.22\pm0.10$および$\sigma_{KN-SGRB}=0.24\pm0.12$を生成します。SNeIb/cまたはSNeIb/cに似たLCの明確な光学バンプに分光的に関連付けられたGRBであるSN-LGRB-ABCサンプルの最高の相関係数が得られます（$R^{2}_{SN-LGRB-ABC}=0.95$）、SN-LGRB（$R^{2}_{SN-LGRB}=0.91$）およびKN-SGRB（$R^{2}_{KN-SGRB}）の場合=0.90$）レッドシフトの進化を考慮した場合。これらのカテゴリー平面は、宇宙論的ツールとして使用される信頼できる候補です。さらに、ゴールドの基本平面からの距離は、クラス間の決定的な判別式です。実際、金の基本平面からのSNe-LGRB、SNe-LGRB-ABC、KN-SGRB、およびSGRBのサンプルの距離の分布は、金の基本平面からの金のGRBの距離の分布と統計的に異なることがわかります。進化のケースを考慮した場合と考慮しない場合の平面。
重力波干渉計と相互作用する暗黒光子暗黒物質を直接検出するためのセミコヒーレント法の適応
| Title |
Adapting_a_semi-coherent_method_to_directly_detect_dark_photon_dark_matter_interacting_with_gravitational-wave_interferometers |
| Authors |
Andrew_L._Miller,_Pia_Astone,_Giacomo_Bruno,_Sebastien_Clesse,_Sabrina_D'Antonio,_Antoine_Depasse,_Federico_De_Lillo,_Sergio_Frasca,_Iuri_La_Rosa,_Paola_Leaci,_CristianoPalomba,_Ornella_J._Piccinni,_Lorenzo_Pierini,_Luca_Rei,_and_Andres_Tanasijczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01925 |
もともとは連続重力波探索のために開発された方法を採用して、暗黒光子暗黒物質を直接検出します。この方法では、分析される周波数帯域の関数として分析コヒーレンス時間を最適に選択し、観測時間中に信号のすべての電力が1つの周波数ビンに制限されるようにします。暗光子信号について詳しく説明し、その狭帯域で連続的な性質のため、孤立した中性子星を検索するために使用される方法が、暗光子を検索するための強力なツールになり得ることを示します。感度の理論的推定値を導き出し、ソフトウェア注入によって決定された経験的感度と、すでに開発された相互相関法の両方と一致していることを示します。さらに、エンドツーエンドの検索設計を提供し、その計算コストを見積もり、連続波検索で使用されるフォローアップ手法をどのように適応させて、暗黒光子暗黒物質候補を確認または除外するかを示します。
ISSに搭載された地球のUV放射を研究するMini-EUSOミッション
| Title |
Mini-EUSO_mission_to_study_Earth_UV_emissions_on_board_the_ISS |
| Authors |
S._Bacholle,_P._Barrillon,_M._Battisti,_A._Belov,_M._Bertaina,_F._Bisconti,_C._Blaksley,_S._Blin-Bondil,_F._Cafagna,_G._Cambi\`e,_F._Capel,_M._Casolino,_M._Crisconio,_I._Churilo,_G._Cotto,_C._de_la_Taille,_A._Djakonow,_T._Ebisuzaki,_F._Fenu,_A._Franceschi,_C._Fuglesang,_P._Gorodetzky,_A._Haungs,_F._Kajino,_H._Kasuga,_B._Khrenov,_P._Klimov,_S._Kochepasov,_V._Kuznetsov,_L._Marcelli,_W._Marszal,_M._Mignone,_G._Mascetti,_H._Miyamoto,_A._Murashov,_T._Napolitano,_A._V._Olinto,_H._Ohmori,_G._Osteria,_M._Panasyuk,_M._Porfilio,_A._Poroshin,_E._Parizot,_P._Picozza,_L._W._Piotrowski,_Z._Plebaniak,_G._Prevot,_M._Przybylak,_E._Reali,_M._Ricci,_N._Sakaki,_K._Shinozaki,_J._Szabelski,_Y._Takizawa,_S._Turriziani,_M._Traiche_G._Valentini,_S._Wada,_L._Wiencke,_I._Yashin,_and_A._Zuccaro-Marchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01937 |
Mini-EUSOは、国際宇宙ステーションから紫外線帯域で地球を観測する望遠鏡です。これはJEM-EUSOプログラムの一部であり、主に宇宙からの超高エネルギー宇宙線の観測に専念するKEUSOやPOEMMAなどの将来のより大きなミッションへの道を開きます。Mini-EUSOは、10^21eVを超えるエネルギーの超高エネルギー宇宙線によって生成された大規模な空気シャワーを観測し、地上からのレーザーによって生成された人工シャワーを検出することができます。ミッションの他の主な科学的目的は、核兵器とストレンジクォークマターの探索、一時的な発光イベント、流星と流星物質などの大気現象の研究、海の生物発光と人工衛星と人工スペースデブリの観測です。Mini-EUSOは、ロシアのズヴェズダの天底に面したUV透過ウィンドウを介して、約6.3kmの空間分解能と2.5マイクロ秒の時間分解能でUV範囲（290〜430nm）で夜間の地球をマッピングします。モジュール。2019年8月22日にバイコヌールコスモドロームから発売されたこの機器は、2つのフレネルレンズと36のマルチアノード光電子増倍管（それぞれ64チャネル）で構成される焦点面を採用した光学システムに基づいており、単一光子で合計2304チャネルになります。感度と44度の全体的な視野を数えます。Mini-EUSOには、近赤外線および可視範囲での測定を補完する2台の補助カメラも含まれています。この論文では、検出器について説明し、操作の最初の数か月で観察されたさまざまな現象を示します。
望遠鏡構造のボロメータ夜空温度と過冷却
| Title |
Bolometric_Night_Sky_Temperature_and_Subcooling_of_Telescope_Structures |
| Authors |
Ronald_Holzl\"ohner,_Stefan_Kimeswenger,_Wolfgang_Kausch_and_Stefan_Noll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01978 |
環境。空の温度という用語は、さまざまな文脈で文献で使用されており、混乱を招くことがよくあります。この作業では、$T_\text{sky}$を研究します。これは、半球形の黒体が夜空と同じ電力を地面の平らな水平構造に放射し、熱波長全体にわたって統合される有効なボロメータの空の温度です。$1-100\、\mu$mの範囲。次に、望遠鏡に特に焦点を当てて放射冷却の熱物理学を分析し、緩和戦略について説明します。目的。量$T_\text{sky}$は、望遠鏡の過冷却を定量化するのに役立ちます。これは、光路差（OPD）を導入して画質を低下させ、構造に熱応力と機械的たわみを引き起こす可能性があります。メソッド。ヨーロッパ南天天文台のセロパラナル空モデルを使用して、大気パラメータの関数として$T_\text{sky}$の簡単な式を導き出します。次に、構造の過冷却と誘導されたOPDは、表面放射率、空の形態係数、局所対気速度、および構造の寸法の関数として表されます。結果。アタカマ砂漠のセロパラナル（2600m）とセロアルマソネス（3060m）では、天頂に向かう$T_\text{sky}$は、ほとんどの場合、可降水量に大きく依存して、地面近くの周囲温度より$20-50$ケルビン低くなっています。大気中の水蒸気（PWV）カラム。天頂距離が長くなると、温度差が数ケルビン減少する可能性があります。過冷却OPDは、望遠鏡の直径に比例して2次関数的にスケーリングし、望遠鏡構造の近くの局所対気速度に反比例します。
正確な電波位置天文学と次世代機器の新開発
| Title |
Precise_radio_astrometry_and_new_developments_for_the_next_generation_of_instruments |
| Authors |
Mar\'ia_Rioja_and_Richard_Dodson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02156 |
半世紀前の最初のデモンストレーションから現在まで、そして未来に至るまでの、正確な電波位置天文学の進歩に関する技術主導のレビューを紹介します。高精度で高精度の位置天文学を定期的に達成するための基本的な開発について説明します。主にSKA、ngVLA、パスファインダー、EHTやその他の（サブ）mm波長アレイ、Space-VLBI、測地アレイ、GAIAの光学位置天文学など、オンラインになる次世代の機器によって提供される機会を確認します。歴史的な発展から、将来の潜在的な位置天文性能、したがってこれらを実現するために提供しなければならない機器の要件を予測します。次世代の方法により、超精密な位置天文学をはるかに広い範囲の周波数（数百MHzから数百GHz）で実行できるようになります。重要な可能性の1つは、位置天文学が一般的に適用可能になることです。したがって、偏りのない大規模な調査を実行できます。これを可能にするためには、次世代の方法が基本です。そのようなプロジェクトが提供できる科学的影響を強調するために、ラジオでの少数ではあるが増加している主要な位置天文調査をレビューします。これらの視点に基づいて、ラジオ位置天文学の未来は明るいです。超高精度の電波位置天文学、多くの天体の大規模な調査、空のカバレッジの改善、現在利用可能な周波数帯以外の新しい周波数帯からの革命が予想されます。これらは、天体物理学における革新的なオープンな科学的質問のホストに対処することを可能にします。
時間領域およびスペクトルウィンドウ全体でのALMAフラックスキャリブレーションの精度について
科学の目標の多様な配列は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）による観測の正確なフラックス校正を必要としますが、ALMAが校正に使用する「グリッド」クエーサーの確率的な時間変動のため、この目標は依然として困難です。この作業では、7エポックにわたる4つの明るく安定した若い恒星状天体の343.5GHz（バンド7）ALMAAtacamaCompactArray観測を使用して、ALMAフラックスキャリブレーションの精度を個別に評価し、エポック全体の相対キャリブレーションを改善します。これらの4つの追加のキャリブレータを使用することで、前例のない相対ALMAキャリブレーション精度$\sim3\％$を達成できます。一方、天文台のキャリブレータカタログが最新でない場合、ALMAパイプラインによってキャリブレーションされたバンド7データのフラックスキャリブレーションは、公称10\％よりも劣る可能性があり、気象関連の位相無相関化によって悪化する可能性があります。科学ターゲットの自己校正が不可能であるか、試みられていない場合。また、0.8\％のスペクトルウィンドウ間の相対フラックスキャリブレーションの不確実性を明らかにしました。これは、単一のALMAバンド内のスペクトルインデックスの測定が非常に不確実であることを意味します。したがって、高いフラックス精度と堅牢なキャリブレーションを必要とする科学目標にはさまざまな方法をお勧めします。特に、相対キャリブレーション戦略と組み合わせた追加のキャリブレーターの観測、および高い絶対精度のためのソーラーシステムオブジェクトの観測です。
最初の静水圧コア候補カメレオン座-MMS1の流出と化学環境の高解像度研究
| Title |
High_resolution_study_of_outflows_and_chemical_environment_of_First_Hydrostatic_Core_candidate_Chamaeleon-MMS1 |
| Authors |
Veronica_Allen,_Martin_Cordiner,_Steven_Charnley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01151 |
低質量星形成の初期段階は不明ですが、カメレオン座-MMS1は、原始星と原始星の間の移行段階であるファースト静水圧コア（FHSC）の候補であることが提案されています。この作品は、この若い低質量源の進化状態を決定するために、カメレオン座-MMS1に関連する小規模（〜4000AU）の流出活動とその周囲の物質への影響について説明しています。サブミリメートル干渉計ALMA（AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray）を使用して、220GHz、高空間（〜75AU）およびスペクトル分解能（0.1-0.3km/s）でカメレオン座MMS1を観測しました。周囲の雲との相互作用を通じて、弱い流出が、広い高速（12km/s）コンポーネントと狭い低速（3-4km/s）コンポーネントで検出されます。ホルムアルデヒド（H2CO）の回転温度は、連続源に向かって70.4Kと計算され、流出の影響を受ける凝集塊に向かって同様に低温（30〜75K）になります。メタノール（CH3OH）は、衝撃波の氷スパッタリングによる流出エネルギーによって放出されたと予想される非連続体の塊に向かって検出されます。Chamaeleon-MMS1は、ソースが単一の歳差運動の流出またはバイナリシステムからの2つの流出のいずれかである流出活動を示しています。流出はクラス0オブジェクトから検出された流出よりも弱く、Cha-MMS1が最も若い既知のソースの1つであることを示しています。
太陽造粒による音波伝搬：有効媒質理論、コーダ波の妥当性
| Title |
Acoustic_wave_propagation_through_solar_granulation:_Validity_of_effective-medium_theories,_coda_waves |
| Authors |
P.-L._Poulier,_D._Fournier,_L._Gizon,_T._L._Duvall_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01174 |
環境。太陽音波の周波数、寿命、および固有関数は、空間と時間でランダムな乱流対流の影響を受けます。太陽の粒子化の相関時間と音波の周期（$\sim$5分）は類似しているため、波が伝播する媒体は時間に依存しないと事前に想定することはできません。目的。日震学で使用できる近似を特定するために、さまざまな有効媒体解と数値解を比較します。簡単にするために、媒体は1次元です。メソッド。ケラー近似、2次ボルン近似、および空間均質化を考慮して、有効波速度と減衰（媒体の実現全体で平均化）の理論値を取得します。数値的には、媒体の何千もの実現にわたって波動場の1番目と2番目の統計モーメントを計算しました（有限振幅の音速摂動は30Mm帯域に制限され、平均はゼロです）。結果。理論とシミュレーションの両方で、有効波速度が低下します。コヒーレント波動場の減衰と波の速度は、ケラー理論によって最もよく説明されます。数値シミュレーションは、コヒーレント波束を追跡するコーダ波の存在を明らかにします。これらの遅い到着波は複数の散乱によるものであり、波動場の2次モーメントで簡単に見られます。結論。ランダム媒体（凍結媒体）の単一のスナップショットを使用して、数値的および理論的に有効波速度を計算できることがわかりました。ただし、減衰は、時間依存媒体と比較して凍結媒体では過小評価されています。太陽の粒状化による音波の伝搬をモデル化する場合、多重散乱は無視できません。
大規模なバイナリシステム9Sgrの再考：解きほぐし方法への新しい洞察
| Title |
The_Massive_Binary_System_9_Sgr_Revisited:_New_Insights_into_Disentangling_Methods |
| Authors |
Edwin_A._Quintero,_Philippe_Eenens,_Gregor_Rauw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01181 |
バイナリまたは複数のシステムの個々のコンポーネントのスペクトルを取得するには、もつれを解く手法が必要になることがよくあります。Marchenko、Moffat、＆Eenens（1998）のシフトアンドアッドアルゴリズムを徹底的に分析すると、多くの場合、線フラックスの再現が不十分で、偽の翼が現れることがわかります。これらの不一致の原因について説明し、これらのエラーを大幅に減らしてパフォーマンスを大幅に向上させる新しいもつれを解くパッケージQER20を紹介します。大規模なバイナリ9Sgrに適用すると、新しいコードは以前に公開されたものとは著しく異なる線フラックスを生成し、スペクトル分類を少し前のサブタイプに修正します：プライマリのO3V（（f+））とO5V（（f））セカンダリ用。MME98アルゴリズムを使用すると、QER20パッケージを使用した場合にそのようなエラーが発生しない一方で、バイナリ内の大質量星の分類がいくつかのサブタイプによってずれることがあることを示します。
SDSS J1416 + 1348ABの取得
d/sdL7SDSSJ14162408+1348263A（J1416A）の距離校正されたスペクトルエネルギー分布（SED）とSDSSJ14162408+1348263B（J1416B）の更新されたSEDを示します。また、Brewster検索コードベースを使用したJ1416Aの最初の検索分析と、J1416Bの2番目の検索についても説明します。プライマリは、べき乗則の波長依存性を持つ非灰色の雲の不透明度に最適であることがわかりますが、雲のパラメータ化のタイプを区別することはできません。J1416Bは、Lineetal。の結果と一致して、クラウドフリーモデルに最適です。（2017）。SEDと検索によって導出された最も基本的なパラメーターは、J1416AとJ1416Bの両方で1シグマ以内で一貫しています。例外には、取得された半径がデッキクラウドモデルのSEDからの進化モデルベースの半径よりも小さいJ1416Aの半径、および両方のクラウドモデルで2.5シグマ以内で一貫しているボロメータの光度が含まれます。ペアの金属量と炭素対酸素（C/O）比は、システムとしての形成と進化を示しています。2つの不透明度モデルを使用して取得したアルカリ存在量を比較することにより、LおよびTドワーフの不透明度がどのように動作するかを評価できます。最後に、組成の比較的小さな変化が、低温の物体の大きな観測可能な違いを引き起こす可能性があることを発見しました。
クラス0低質量原始星ソースIRAS16293-2422ソースAのディスク形成領域の下部構造（10 auスケール）
| Title |
Substructures_in_the_Disk-Forming_Region_of_the_Class_0_Low-Mass_Protostellar_Source_IRAS_16293-2422_Source_A_on_a_10_au_Scale |
| Authors |
Yoko_Oya,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01273 |
C17OおよびH2CSラインのクラス0原始星源IRAS16293-2422Aと、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用した1.3mmのダスト連続体を、角度分解能〜0。"1（14au）で観測しました。バイナリ成分であるソースAの連続発光は、原始星から100au以内の5つの強度ピークからなる下部構造を明らかにします。C17O発光は、主に、連続体の強度中心を中心とする300auスケールで複数の周囲構造をトレースします。対照的に、H2CS放射は、連続体のピークの1つ（A1）の周りの回転ディスク構造をトレースします。したがって、周回構造の回転セントロイドはわずかに異なるようです原始星A1に近づくにつれて、回転温度は半径5で300K以上まで急激に上昇します。H2CSの複数の線を使用して回転温度を導き出します。原始星から0au。これは、局所的な降着ショックおよび/またはA1周辺の円周構造から円盤への遷移帯の優先的な原始星の加熱が原因である可能性があります。この位置は、有機分子線が強化されたと報告されている場所に対応します。H2CSの回転温度の上昇は、ガスとダストの温度の上昇を表している可能性が高いため、この典型的な高温のコリノの化学的特性に関連していると考えられます。
惑星状星雲NGC7027およびBD + 303639でのPAHおよびnbL機能の検出と3.6mDOTのTIRCAM2機器
| Title |
PAH_and_nbL_Features_Detection_in_Planetary_Nebulae_NGC_7027_and_BD_+303639_with_TIRCAM2_Instrument_on_3.6m_DOT |
| Authors |
Rahul_Kumar_Anand,_Shantanu_Rastogi,_Brijesh_Kumar,_Arpan_Ghosh,_Saurabh_Sharma,_D.k._Ojha_and_S.k._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01411 |
ナイニタールのARIESにある3.6mのデバスタール光学望遠鏡（DOT）に新しく設置されたTIFR赤外線カメラ-II（TIRCAM2）で撮影された、若い惑星状星雲NGC7027とBD+303639の高解像度赤外線イメージング観測が報告されています。画像は、J、H、K、多環芳香族炭化水素（PAH）および狭帯域L（nbL）フィルターで取得されます。観測は、星周殻の暖かい塵とPAHからの放出を示しています。2つのオブジェクトのイメージングは、DOTでTIRCAM2を使用したPAHおよびnbLバンドでの最初の観測の1つです。すべてのバンドのNGC7027画像は、〜6".7および〜4".5のセミメジャー軸とセミマイナー軸を持つ、同様の楕円形の形態を示しています。ピーク値の最大10％のサイズを考慮すると、星雲は中央の星から最大8"まで伸びており、多極進化を示しています。比較的低温のBD+303639は、長方形のリング状の星雲を示しています。JバンドとHバンドでは、角直径が〜K、PAH、およびnbLバンドでは、より小さな〜6".9サイズが観察されます。3.28ミクロンの放射は、NGC7027およびBD+303639の中心星からそれぞれ約6000および5000AUにPAHが存在することを示しています。分析BD+303639では中性PAHが優勢であることを示唆していますが、NGC7027では、より高いイオン化とより処理されたPAH集団があります。
太陽地球関係天文台の直交構成の近くの相互作用しないコロナ質量放出と太陽エネルギー粒子
| Title |
Non-interacting_coronal_mass_ejections_and_solar_energetic_particles_near_the_quadrature_configuration_of_Solar_TErrestrial_RElations_Observatory |
| Authors |
Anitha_Ravishankar_and_Grzegorz_Michalek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01443 |
相互作用しないコロナ質量放出（CME）と太陽エネルギー粒子（SEP）の相関に関する結果を示します。統計分析は、太陽周期24の上昇段階、つまり2009年から2013年の間に、25のSEPイベントと、関連するCMEおよびフレアについて実施されました。これは、太陽地球関係観測所（STEREO）の直交構成を示しています。CMEの完全な運動学は、このSTEREOの構成の近くでよく研究されています。さらに、STEREOと太陽および太陽圏天文台（SOHO）の結果の比較研究を行いました。CMEの速度とSEPの強度が密接に相関していることはよく知られています。さらに、瞬間速度（SEPピークフラックスでの最大速度とCME速度およびマッハ数）を使用してこの相関関係を調べ、平均速度よりもSEPフラックスの優れた指標であるかどうかを確認します。私たちの予備的な結果は、このアプローチによるより良い相関関係を示しています。さらに、相関関係は、エネルギーチャネル>10MeVの陽子のフラックスが、高速CMEによって生成された衝撃波によって加速されるのに対し、>50MeVおよび>100MeVのエネルギーバンドの粒子は、ほとんど同じ衝撃波によって加速されるが、部分的に加速されることを示しています。関連するフレアによって。対照的に、太陽フレアのX線フラックスとSEPピークフラックスは低い相関を示しています。
Gaia DR2データと8つの高速ホットポストAGB候補の進化状況
| Title |
Gaia_DR_2_data_and_the_evolutionary_status_of_eight_high_velocity_hot_post-AGB_candidates |
| Authors |
Mudumba_Parthasarathy,_Tadafumi_Matsuno,_Wako_Aoki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01452 |
8つの高速ホットポストAGB候補LS3593、LSE148、LS5107、HD172324、HD214539、LSIV-12111、LSIII+5224、およびLS3099のGaiaDR2データから、それらは正確な視差を持っており、それらの距離、絶対視覚等級（M_V）、および光度（logL/L_sun）を導き出すことを可能にしました。LS5107を除いて、残りの7つの星はすべて、文献で正確な有効温度（T_eff）を持っています。これらの星のいくつかは金属に乏しく、それらのいくつかは星周塵の殻を持っていません。過去には、いくつかの星の距離は6〜kpcと推定されていましたが、これは正しくないことがわかりました。正確なガイアDR2視差は、それらがAGB後の星に比較的近いことを示しています。AGB後の進化の軌跡と比較すると、初期質量は1M_sunから2M_sunの範囲であることがわかります。LSE148の光度は、AGB後の星の光度よりも大幅に低いことがわかります。これは、これが水平分枝後の星またはAGB後の星であることを示唆しています。LS3593とLS5107は、ガイアDR2からの新しい高速ホットポストAGBスターです。
SOL2014-09-10T17：45フレア中の磁気結合大気、高速ソーセージMHD波、および強制磁場再接続
| Title |
Magnetically_coupled_atmosphere,_fast_sausage_MHD_waves,_and_forced_magnetic_field_reconnection_during_the_SOL2014-09-10T17:45_flare |
| Authors |
Hana_Meszarosova_and_Peter_Gomory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01527 |
2014年9月10日のGOESX1.6太陽フレア中の太陽大気の物理的性質と挙動を研究します。定常プラズマ流と高速ソーセージMHD波をウェーブレット分離法で分析しました。磁気的に結合された雰囲気と強制磁場の再結合は、垂直電流近似非線形力のない場のコードの助けを借りて研究されました。コロナに到達する前に散逸や反射を伴わない光球からのMHD波動伝達のメカニズムと、太陽コロナ上の波エネルギー分布のメカニズムを研究しました。（極端）紫外線定常プラズマ流（速度15.3->10.9km/s）と高速ソーセージMHD波（アルヴェーン速度13.7->10.3km/s、特徴的な周期1587->1607）の一般的な動作を報告します。s）、SDO/AIA/HMIおよびIRIS宇宙機器によって観測された個々の大気層（光球->コロナ）の円筒形プラズマ導波路を伝搬します。黒点アンブラの上の磁場フラックス管による磁気的に結合された太陽大気と波によって強制された磁場再結合が分析された。特に太陽コロナで散逸する、波のトラップ、リーク、およびトンネルモードを伴う太陽地震学について、外気加熱への寄与の可能性について説明します。高速ソーセージMHD波の分散性は、導波管の外側に伝播する漏れモードやその他のモードを簡単に生成でき、個々の大気層を接続する磁場フラックスチューブが磁場エネルギーをアクティブ領域全体に分散できることを示します。このメカニズムは、冠状動脈のエネルギーバランスと、冠状動脈の加熱がどのように維持されるかについての知識に貢献することができます。
中程度に回転する$ \ delta $ Scuti星の低次$ \ Delta \ nu $-$ {\ bar \ rho}
$関係とその特性評価への影響の研究
| Title |
Study_of_the_low-order_$\Delta\nu$-${\bar_\rho}$_relation_for_moderately-rotating_$\delta$_Scuti_stars_and_its_impact_on_their_characterisation |
| Authors |
Julio_E._Rodr\'iguez-Mart\'in_and_Antonio_Garc\'ia_Hern\'andez_and_Juan_Carlos_Su\'arez_and_Jos\'e_Ram\'on_Rod\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01564 |
低放射状秩序領域での大きな分離は、回転との独立性のために、$\delta$Scuti星の平均密度を導出するために非常に価値のある観測量と見なされます。これまで、この$\Delta\nu$-${\bar\rho}$関係の理論的研究は、1D非回転モデルと2D疑似進化モデルに限定されていました。現在の作業は、$\delta$Scuti星を表す1D星震学モデルの大きなグリッドに対するこの関係の回転の影響を定量的に調査することにより、このシナリオを完了することを目的としています。これらには、恒星進化と脈動との相互作用の両方に対する回転効果が含まれます。これにより、恒星の変形を計算し、極半径と赤道半径を取得し、恒星の平均密度を補正することができました。回転モデルの新しい$\Delta\nu$-${\bar\rho}$関係は、以前の作業と互換性があることがわかりました。主に恒星の質量の分布によって引き起こされ、部分的に進化の段階によって引き起こされる線形フィットの周りの点の分散を説明しました。新しい適合は、より低い質量（$1.3-1.81\、\mathrm{M}_{\odot}$）に関する以前の理論的研究に近いことがわかりました。ただし、観測値には逆のことが当てはまります。質量が大きい場合（$1.81-3\、\mathrm{M}_{\odot}$）、近似は経験的関係との互換性が高くなります。これらの結果を適用して、CoRoTによって観測された2つの有名な$\delta$Scuti星、HD174936とHD174966を特徴付け、物理パラメータを以前の作品のパラメータと比較しました。モデリングに回転を含めると、質量、半径、光度が大きくなり、密度の値が低くなる傾向があります。$\Delta\nu$とガイアの光度を比較することで、両方の星の傾斜角と回転速度を制限することもできました。現在の結果は、$\delta$Scuti星の傾斜角を体系的に制約する道を開きます
組成の選択が太陽の進化に与える影響：年齢、星震学、星震学、ニュートリノ
| Title |
The_impact_of_composition_choices_on_solar_evolution:_age,_helio-_and_asteroseismology,_and_neutrinos |
| Authors |
Diogo_Capelo_and_Il\'idio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01686 |
太陽は最も研究され、よく知られている星であるため、太陽の基本パラメータは、モデリングに必要な場合に、他の星の知識のギャップを埋めるためによく使用されます。ただし、内部の太陽構造を推測するために現在利用可能な2つの最も強力で正確な独立した方法論は一致していません。例として太陽を使用して、星の全体的な進化における組成の選択の潜在的な影響を示すことを目指しています。この趣旨で、2つの標準太陽モデルと、金属量と相対的な元素の存在量のさまざまな組み合わせを使用した比較モデルを作成し、それぞれの進化、日震、ニュートリノ関連の特性を比較します。赤色巨星分枝のHRダイアグラムで、1Gyrを超える同じポイントにキャリブレーションされたモデルの年齢の違いを報告し、星震測定の現在の精度レベルがこれらのモデルを区別するのに十分であることがわかりました。1.30-2.58パーセントのpriod間隔で。さらに、次世代の太陽ニュートリノ実験によって達成できる、炭素-窒素-酸素サイクルからのニュートリノフラックスの約17％の精度の測定が、恒星の存在量の問題の解決に役立つ可能性があることを示します。
最尤法による銀河セファイド周期-光度関係のキャリブレーション
| Title |
Calibrating_the_Galactic_Cepheid_Period-Luminosity_relation_from_the_maximum-likelihood_technique |
| Authors |
Yaroslav_Lazovik_and_Alexey_Rastorguev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01699 |
Baade--Becker--Wesselink（BBW）メソッドの最新の変更の1つである最尤（ML）手法の実現を紹介します。私たちのアプローチは、金属量と表面重力を考慮に入れた有効温度と放射補正の非線形キャリブレーションに基づいています。これにより、測光データと分光データ（有効温度データを含む）を組み合わせて、主要なCepheidパラメーター、距離係数、および星間赤化を推定できます。この方法は、多相温度測定が可能な44個の銀河セファイドのサンプルに適用されます。追加のデータ修正は、バイナリ/複数システムのコンポーネントの影響を差し引くために実行されます。また、恒星大気中に存在する衝撃波が観測データを歪め、得られたパラメータに系統的な誤差をもたらす衝撃波の影響についても研究しています。この影響を排除するために、入力データに対する最適な制限を決定します。この制限は、以前の研究の結果と一致する正確な周期-半径および周期-光度関係を提供します。次の関係が見つかりました：$log\、R=（0.68\pm0.03）\cdotlog\、P+（1.14\pm0.03）$、$M_v=-（2.67\pm0.16）\cdot（log\、P-1）-（4.14\pm0.05）$。
太陽圏内部の宇宙線拡散係数に対する太陽磁場の振幅と形状の影響
| Title |
Impact_of_solar_magnetic_field_amplitude_and_geometry_on_cosmic_rays_diffusion_coefficients_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
Barbara_Perri,_Allan_Sacha_Brun,_Antoine_Strugarek_and_Victor_R\'eville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01880 |
宇宙線（CR）は、太陽フレアに関連する場合は太陽イベントのトレーサーですが、太陽系の外部から来る場合は銀河イベントでもあります。SEPは11年の太陽周期と相関していますが、GCRは太陽圏の磁場と太陽風との相互作用のために反相関しています。私たちの目的は、内部太陽圏におけるさまざまなエネルギーのCRの伝搬に対する磁場の振幅と形状の影響を個別に定量化することです。特に、磁力線に沿った、および力線を横切る磁場によって引き起こされる拡散に焦点を当てます。そのために、コロナ下部から1AUまでの3DMHD風シミュレーションの結果を使用します。風はポリトロープ近似を使用してモデル化され、乱流を説明するために近似とべき乗則が使用されます。これらの結果を使用して、パーカーCR輸送方程式の平行および垂直拡散係数を計算し、内部太陽圏におけるCRの拡散の3Dマップを生成します。磁場の振幅を変化させることにより、同じ係数で拡散の振幅を変化させ、現在のシートの広がりを変化させることにより半径方向の勾配を変化させます。磁場の形状を変えることにより、現在のシートの位置を変えることによって拡散の緯度勾配を変えます。エネルギーを変化させることにより、SEPの値の分布がGCRよりもピークになっていることを示します。現実的な太陽の構成については、現在のシートの構成のために拡散が非常に非軸対称であり、分布がピーク値のドリフトを伴う太陽までの距離によって大きく変化することを示します。この研究は、数値シミュレーションと理論が、CRの伝播に対するさまざまな磁場パラメータの影響をより正確に定量化するのに役立つことを示しています。この研究は、数値シミュレーションから合成CRレートを生成するための最初のステップです。
ALMAによる太陽彩層の温度振動の全体像
| Title |
An_overall_view_of_temperature_oscillations_in_the_solar_chromosphere_with_ALMA |
| Authors |
Shahin_Jafarzadeh,_Sven_Wedemeyer,_Bernhard_Fleck,_Marco_Stangalini,_David_B._Jess,_Richard_J._Morton,_Mikolaj_Szydlarski,_Vasco_M._J._Henriques,_Xiaoshuai_Zhu,_Thomas_Wiegelmann,_Juan_C._Guevara_G\'omez,_Samuel_D._T._Grant,_Bin_Chen,_Kevin_Reardon,_and_Stephen_M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01918 |
ガス温度を直接測定することにより、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）は、太陽彩層を研究するための新しい診断ツールを生み出しました。ここでは、バンド3で、ALMAによる太陽観測の最初の2年間に取得された、いくつかの高品質で高時間分解能（つまり、1秒と2秒のケイデンス）の時系列からの輝度-温度変動の概要を示します。バンド6は、それぞれ約3mm（100GHz）と1.25mm（239GHz）を中心としています。さまざまなデータセットは、磁束のレベルが異なる太陽領域を表しています。高速フーリエ変換とLomb-Scargle変換を実行して、支配的な周波数の空間構造と振動の平均グローバル周波数分布（つまり、視野全体で平均化）の両方を測定します。観測された周波数はデータセットごとに大幅に異なることがわかります。これは、観測によってキャプチャされた太陽領域の観点から説明されています（つまり、基礎となる磁気トポロジにリンクされています）。周波数範囲3〜5mHz内の増強されたパワーの存在は、ほとんどの磁気的に静止しているデータセットで見られますが、強い基礎となる磁場濃度（観測された内部および/またはそのすぐ近くに存在する）からの重大な影響がある場合、より低い周波数が支配的です。視野）。ここでは、ALMA観測で約5.5mHzでの電力抑制に寄与する可能性のあるいくつかの理由について説明します。ただし、他の彩層診断（Halphaラインコア強度を除く）が同様の効果の影響を受けない方法は不明です。つまり、彩層のダイナミクスを支配する非常に顕著な3分間の振動を示しますが、ここで分析された10個のALMAデータセットのすべてのピクセルは、5.5mHz付近のピークパワーを示しています。
低回転速度のA-B星間の化学的多様性：非LTE存在量分析
| Title |
Chemical_diversity_among_A-B_stars_with_low_rotational_velocities:_non-LTE_abundance_analysis |
| Authors |
L._Mashonkina,_T._Ryabchikova,_S._Alexeeva,_T._Sitnova,_O._Zatsarinny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02058 |
十分に決定された大気パラメータと低い回転速度を持つ9つのA9からB3タイプの星のサンプルについて、HeからNdまでの14の化学元素の非局所熱力学的平衡（非LTE、NLTE）線形成に基づく正確な元素存在量パターンを提示します。。DiracBスプラインRマトリックス法による計算から光イオン化断面積を実装することにより、ZrII-IIIの新しいモデル原子を構築し、SrIIとBaIIのモデル原子を更新しました。星HD〜17081、HD〜32115、HD〜160762、およびHD〜209459におけるHeからFeへのNLTEの存在量は、太陽の存在量と一致していることがわかり、青色はぐれ星であるHD〜73666は化学物質からの逸脱を明らかにしません。プレセペ星団の構成。有効温度が10500〜K未満のこれらの星のうち3つは、Sr、Zr、Ba、Ndの超太陽存在量を持っており、我々の結果は、恒星の有効温度と存在量の間に正の相関関係があることを示唆しています。各星について、Baの増強は他のどの重元素よりも高いです。太陽のBaの存在量は、現代の銀河系のBaの存在量を代表するものではないことを提案します。HD〜145788の状態は明らかにされていませんでした。この星は、CからSiまでの太陽の存在量と、同じ温度の表面的に正常な星と同様のSrからBaへの増強を持っていますが、Ca、Ti、Feは過剰です。うしかい座ラムダ星のNLTEの豊富さは、うしかい座ラムダ星のステータスをサポートしています。
星震学と分光法によってレッドクランプ星として明らかにされたほとんどのリチウムに富む低質量進化星
| Title |
Most_Lithium-rich_Low-mass_Evolved_Stars_Revealed_as_Red_Clump_stars_by_Asteroseismology_and_Spectroscopy |
| Authors |
Hong-Liang_Yan,_Yu-Tao_Zhou,_Xianfei_Zhang,_Yaguang_Li,_Qi_Gao,_Jian-Rong_Shi,_Gang_Zhao,_Wako_Aoki,_Tadafumi_Matsuno,_Yan_Li,_Xiao-Dong_Xu,_Haining_Li,_Ya-Qian_Wu,_Meng-Qi_Jin,_Beno\^it_Mosser,_Shao-Lan_Bi,_Jian-Ning_Fu,_Kaike_Pan,_Takuma_Suda,_Yu-Juan_Liu,_Jing-Kun_Zhao,_Xi-Long_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02106 |
リチウムは、宇宙のほぼすべてのスケールで何十年もの間科学者を混乱させてきました。リチウムが豊富な巨人は、モデルの予測よりもリチウムが豊富な特異星です。リチウムが豊富な低質量の進化した星の大部分は、伝統的に赤色巨星分枝（RGB）星であると考えられています。ただし、最近の研究では、レッドクランプ（RC）星はRGBよりも頻繁に発生することが報告されています。ここでは、直接星震解析とリチウムに富む星の分光法を組み合わせた、ユニークで大規模な体系的研究を紹介します。リチウムが豊富な星の大部分はRCであることが確認されていますが、RGBはマイナーです。リチウムに富むRGBの分布は、リチウムの存在量の増加に伴って急激に減少し、2.6dex前後の上限を示しますが、RCのLiの存在量ははるかに高い値にまで拡大します。また、質量と窒素の存在量の分布は、RC星とRGB星の間で著しく異なることがわかります。これらの発見は、低質量恒星進化における表面化学組成に大きな影響を与える未知のプロセスがまだあることを示しています。
太陽光球の酸素存在量の空間分解測定
| Title |
Spatially_resolved_measurements_of_the_solar_photospheric_oxygen_abundance |
| Authors |
Melania_Cubas_Armas,_Andr\'es_Asensio_Ramos,_and_H\'ector_Socas-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02151 |
目的。空間的に分解された観測と反転を使用して、太陽の酸素存在量の新しい決定の結果を報告します。モデル大気の不確実性に対してロバストな方法で、光球の太陽酸素存在量を導き出すことを目指しています。メソッド。真空塔望遠鏡（VTT）で得られた空間分解能の観測を使用して、顆粒および粒子間レーンの40の異なる空間位置での酸素存在量を導き出します。まず、NICOLE反転コードを使用してFeI行を反転することにより、各場所のモデルを取得します。次に、これらのモデルは、すべての観測値と互換性のある酸素存在量の最も可能性の高い値を推測するために使用される階層ベイズモデルに統合されます。存在量は、存在量に影響を与える可能性のあるすべての妨害パラメータを考慮して、6300{\AA}の[OI]禁止線から導出されます。結果。私たちの結果は、分析されたすべてのピクセルの推定酸素存在量がよく一致していることを示しており、モデルで発生する可能性のある系統的エラーに対する分析の堅牢性を示しています。別々に処理した場合（log（\epsilon_O）=8.83\pm0.02vslog（\epsilon_O）=8.76\pm0.02）、顆粒内の酸素存在量は顆粒間レーンよりもわずかに高いことがわかります。これは約2の差です{\シグマ}。この緊張は、モデルまたは放射伝達にいくつかの系統的誤差がまだ存在しているが、小さいことを示唆しています。すべてのピクセルをまとめると、log（\epsilon_O）=8.80\pm0.03の酸素存在比が得られます。これは、1-{\sigma}内のグラニュールとレーンの両方と互換性があります。結果の広がりは、系統的エラーとランダムエラーの両方によるものです。
天体ダンサーのタンゴ：gモードの脈動成分を含む分離した食変光星のサンプル。 KIC9850387のケーススタディ
| Title |
Tango_of_celestial_dancers:_A_sample_of_detached_eclipsing_binary_systems_containing_g-mode_pulsating_components._A_case_study_of_KIC9850387 |
| Authors |
S._Sekaran,_A._Tkachenko,_M._Abdul-Masih,_A._Prsa,_C._Johnston,_D._Huber,_S._J._Murphy,_G._Banyard,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_D._M._Bowman,_C._Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02187 |
重力モード（$g$モード）で脈動する成分を持つ食変光星システムは、星の化学的混合プロファイルの同時かつ独立した制約を可能にします。私たちは、将来の進化的および星震学的モデリングの良い候補を見つけることを目的として、分離した食変光星の$g$モードパルセータのサンプルを組み立てることを目指しています。さらに、最も有望な候補として特定された食変光星KIC9850387のケーススタディを紹介します。ケプラー食変光星カタログで切り離された食変光星をすべて選択し、目視検査を実行して、$g$モードの存在と密度、および周波数スペクトル内の$g$モードの周期間隔パターンの存在を確認しました。次に、$g$モードの脈動パラメータとバイナリおよび大気パラメータに基づいてサンプルの特性を評価しました。次に、KIC9850387の分光学的フォローアップを実施しました。次に、スペクトルのもつれを解き、続いて大気モデリングと主星の存在量分析を実行しました。反復アプローチを利用して、脈動モデルと日食モデルを同時に最適化し、その後、圧力（$p$-）モードと$g$モードの脈動周波数の分析を実行しました。$g$モードの脈動成分を持つ93個のケプラー食変光星のサンプルを編集し、これらのシステムの7つの周波数スペクトルで明確な$g$モードの周期間隔パターンを特定しました。サンプルの$g$モードの脈動パラメータと、バイナリおよび大気パラメータは、せいぜい弱い相関関係にあることがわかりました。食変光星KIC9850387は、中間質量一次星と太陽のような二次星を持つほぼ円軌道にある二重線の分光連星であることがわかります。KIC9850387の周波数スペクトルには、それぞれ10を超える放射状次数にまたがる$\ell=1$および$\ell=2$の周期間隔パターンがあります。
LISAと太地による確率的重力波背景の異常偏光モードの探索
重力波のベクトルおよびスカラー偏光モードは一般相対性理論には存在せず、それらの検出は基本的な物理学に重大な影響を及ぼします。この論文では、将来のLISA-Taijiネットワークを使用して、約1mHzの重力波バックグラウンドにおけるこれらの異常な偏光モードの検出可能性を調査しました。ネットワークの固有の幾何学的対称性により、相関分析が大幅に簡素化されます。相関出力の適切な線形結合をとることにより、標準テンソルモードの寄与を代数的にキャンセルすることができ、異常モードを排他的に調べることができます。このキャンセル方法を使用して、異常モードの信号対雑音比を簡潔に表現します。また、関連するオーバーラップ低減関数の全体的な周波数依存性を使用して、ベクトルモードとスカラーモードの振幅を個別に推定する可能性についても説明します。
大統一理論（GUT）に基づくバリオン数生成のモデルでは、宇宙のバリオン非対称性は、非常に初期の宇宙における非常に大きなゲージまたはヒッグス粒子のCPおよびバリオン数違反の非平衡崩壊によって生成されます。しかし、インフレの規模とそれに続く再加熱の温度に対する最近の制約は、多くのそのようなモデルに圧力をかけています。この論文では、原始ブラックホールがGUTバリオン数生成の過程で果たした可能性のある役割について考察します。ブラックホールはホーキング蒸発により、これらの粒子の質量や初期の宇宙の温度に関係なく、効率的にGUTヒッグス粒子やゲージボソンを生成できます。さらに、パラメータ空間の重要な領域では、電弱相転移後にブラックホールが蒸発し、$SU（5）$に基づくGUTモデルで通常発生するスファレロンウォッシュアウトの問題を自然に回避します。ブラックホールがGUTボソンの生成と崩壊を通じてバリオン非対称性の生成を促進する可能性のある幅広いシナリオを特定します。
ETF近似における表面エネルギーのパラメーター化
現実的な汎関数を使用して、中性子ドリップの上下のウィグナーザイツセルで拡張トーマスフェルミ計算を実行します。得られたエネルギー密度は、バルク項と表面項の合計として分解され、圧縮性液滴分析式を使用して表面張力を適合させます。曲率項と中性子スキンの影響を詳細に研究します。クラスターの質量と電荷のみに依存する式を使用すると、微視的データの非常に優れた再現が得られます。これは、外部中性子ガスの存在下での核エネルギーの中程度の変化を効果的に説明できることを示しています。表面張力のアイソスピン依存性。フィッティングプロトコルの確立を目的としたこの最初のアプリケーションでは、Sly4エネルギー汎関数に焦点を当てますが、研究はさまざまな汎関数に簡単に一般化でき、結果として得られるパラメーター化は、中性子星クラストや超新星のパスタ計算での直接アプリケーションに使用できます。案件。
二次演算子（SOO）は、最初のクエリで返されたオブジェクトの属性に基づいて二次クエリを形成するデータベース関数です。それらは、複雑な複数の部分からなる情報グラフを調査するための強力な方法を提供できます。NASA天体物理データシステム（ADS）は、引用、参照、ダウンロード、および抽象的なテキストを使用する4つのSOO、レビュー、有用、トレンドなどを実装しています。このチュートリアルでは、これらの演算子について、単独で、または他の関数と組み合わせて詳細に説明します。これは、ADSデータベースを最大限に活用したい科学者やその他の人々を対象としています。ADSの基本的な知識があることを前提としています。
スカラー誘導重力波のゲージ不変性について：考慮されたゲージ固定
エネルギー密度スペクトルは、重力波の観測量です。発散は、さまざまなゲージ固定のスカラー誘導重力波のエネルギー密度スペクトルに現れています。不一致を解決するために、スカラー誘導重力波のゲージ不変性を調査します。一次スカラー摂動からなる逆項を導入することにより、架空のテンソル摂動を差し引くことにより、ゲージ不変誘導重力波が得られることが示されている。カーネル関数は、スカラー誘導重力波のエネルギー密度スペクトルを一意に決定します。ニュートンゲージと均一密度ゲージでそれぞれゲージ不変カーネル関数を明示的に計算します。ニュートンゲージと均一密度ゲージのエネルギー密度スペクトル間の不一致は、ゲージ不変フレームワークで解消されることが示されています。実際、ゲージ不変アプローチは、他の種類のゲージ固定にも利用できます。
| Title |
Was_GW190814_a_black_hole_--_strange_quark_star_system? |
| Authors |
I._Bombaci_(Univ._Pisa_and_INFN_Pisa),_A._Drago_(Univ._Ferrara_and_INFN_Ferrara),_D._Logoteta_(Univ._Pisa_and_INFN_Pisa),_G._Pagliara_(Univ._Ferrara_and_INFN_Ferrara),_I._Vidana_(INFN_Catania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01509 |
GW190814のソースにあるブラックホールの低質量コンパニオンが奇妙なクォーク星であった可能性を調査します。この可能性は、中性子星とストレンジクォーク星が共存する、いわゆる2家族シナリオ内で実行可能です。ストレンジクォーク星は、因果限界に近い音速を必要とせずに、断熱指数の値が大きいため、GW190814、$M\sim（2.5-2.67）M_\odot$で示される質量範囲に達する可能性があります。代わりに、中性子星（2つのファミリーのシナリオでは実際には超音波星）は、より柔らかい状態方程式を必要とする現在利用可能な天体物理学および原子核物理学の制約を満たすことができます。このスキームでは、完全に現実的で物理的に動機付けられた状態方程式を使用しながら、非常に大きな恒星の質量と小さな半径の両方の要求を満たすことができます。さらに、1.4$M_\odot$の星、または11km未満の星の半径を取得することは可能です。これは、コンパクト星のファミリーが1つしかない場合は不可能です。
ハウザー-フェシュバッハ不確実性推定のr過程元素合成への伝播：安定性から遠く離れた中性子に富む原子核の統計的性質モデルのベンチマーク
| Title |
Propagation_of_Hauser-Feshbach_uncertainty_estimates_to_r-process_nucleosynthesis:_Benchmark_of_statistical_property_models_for_neutron_rich_nuclei_far_from_stability |
| Authors |
S._Nikas,_G._Perdikakis,_M._Beard,_R._Surman,_M.R._Mumpower,_P._Tsintari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01698 |
中性子星合体イベントGW170817のマルチメッセンジャー観測は、r過程元素合成を介して最も重い元素の天体物理学的起源に関する議論を再活性化しました。このような研究の重要な側面は、天文観測を理論的な元素合成の収量と有意義な方法で比較することです。現実的な元素合成計算を実行するには、核反応速度などの微物理学の詳細の不確実性を理解することは、天体物理環境のモデル化における不確実性を理解することと同じくらい重要です。Hauser-Feshbachモデルを使用して、安定性から離れた中性子捕獲率計算の不確実性の調査を提示します。統計的特性のモデルをrプロセスネットワークの核に外挿するときに、計算の信頼性の定量的尺度を提供します。中性子捕獲に適したいくつかのレベル密度およびガンマ線強度モデルを選択し、それらを使用してネットワーク内の各原子核の反応速度を計算します。統計的特性が理論的反応速度にどのように影響するかを観察します。次に、レートはモンテカルロ法でサンプリングされ、ネットワーク計算で使用されて、可能なrプロセスの存在量の範囲がマッピングされます。結果は、中性子捕獲率が計算間で数桁異なる可能性があることを示しています。現象論的モデルは、半顕微鏡的よりも滑らかな結果を提供します。ただし、シェルの閉鎖などの核構造の変化を再現することはできません。半微視的モデルは安定性から離れた核構造の影響を予測しますが、これらの結果が定量的に正確であるかどうかは明らかではありません。rプロセスの歩留まりに対する不確実性の影響は、観測と計算の比較を妨げるのに十分な大きさです。rプロセスモデルの忠実度を向上させるには、ガンマ強度とレベル密度のより優れた微視的モデルの開発を早急に進める必要があります。
加速度計実験からの電磁微細構造定数の宇宙論的空間勾配に対するロバストな実験室限界
| Title |
Robust_laboratory_limits_on_a_cosmological_spatial_gradient_in_the_electromagnetic_fine-structure_constant_from_accelerometer_experiments |
| Authors |
Yevgeny_V._Stadnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01798 |
クエーサー吸収スペクトルデータは、宇宙論的長さスケールでの電磁微細構造定数$\alpha$に空間勾配が存在することを示しています。ねじれ振り子や原子干渉計などの加速度計を使った実験は、自然の基本定数における宇宙空間勾配の高感度プローブとして使用でき、テスト質量に等価原理違反の力を生じさせる可能性があることを指摘します。E\"ot-Wash実験の実験データを使用して、任意の方向に沿った$\alpha$の空間勾配を$|\mathbf{\nabla}\alpha/\alpha|<6.6\times10^{-4に制約します。}〜（\textrm{Glyr}）^{-1}$at$95\％$信頼水準。この結果は、$\alpha$に沿った空間勾配のクロックベースの検索による、実験室の境界を超える1桁の改善を表しています。観測された宇宙の$\alpha$-双極子軸。
非線形量子電気力学、縦方向の光子状態および宇宙論的距離
この研究では、電磁波の伝播方向に対して任意の方向の外部磁場と電磁波の相互作用によるマクスウェル方程式への非線形QED効果を研究します。外部磁場が電磁波の伝搬方向に対して縦成分を持っている場合、磁化された真空中で縦光子状態が発生することを示します。横方向と縦方向の光子状態の混合は、真空中の電磁波の速度に対して群速度の低下を引き起こします。宇宙論の文脈では、宇宙磁場に関する限り、あらゆる形態の電磁放射の群速度の減少は、宇宙論におけるいくつかの距離測度の変化を引き起こすでしょう。これらの距離測度の中で最も影響を受けるのは、共動距離と光度距離です。距離測度の絶対的な変化は通常大きいですが、相対的な変化は非常に小さいです。
重力波スペクトル全体にわたる現在および将来のブラックホール連星観測の感度
| Title |
Sensitivity_of_present_and_future_black-hole_binary_observations_across_the_gravitational_wave_spectrum |
| Authors |
Andrew_R._Kaiser_and_Sean_T._McWilliams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02135 |
ブラックホールは、少なくとも9桁の質量に及ぶことが知られています。レーザー干渉計重力波観測所科学コラボレーションとバーゴコラボレーションによって観測された恒星質量オブジェクトから、事象の地平線によって観測されたような超大質量ブラックホールまでです。M87の中心にある望遠鏡。質量スケールに関係なく、これらのオブジェクトはすべてバイナリを形成し、最終的には観測可能な重力放射を放出し、より大きなオブジェクトはさらに低い重力波周波数で放出すると予想されます。結合するブラックホール連星の重力波スペクトル全体にわたって、現在および将来の世代の重力波検出器の感度をモデル化するためのツール、gwentを紹介します。新しい現実的なPTA感度曲線ジェネレーターを使用してパルサータイミングアレイ（PTA）の感度曲線を生成する方法、提案された幅広い検出器設計を表すことができる適応モデルを使用する宇宙ベースの干渉計、および現実的なノイズモデルを使用する地上ベースの干渉計を提供しますこれは、現在、第2世代、および第3世代の設計、および基本的な設計パラメーターの新しいバリエーションを再現できます。ブラックホール連星からの信号を任意の質量スケールでモデル化するために、さまざまな質量比とスピンを持つソースのインスピレーション、マージ、およびリングダウンをモデル化できる現象論的波形を使用します。この適応可能なフレームワークを使用して、検出器またはソースのいずれかに関連付けられた、モデル化されたパラメータの組み合わせに対する信号対雑音比を生成します。各検出器とソースパラメータ全体で変動を許容することにより、特定の機器設計に最適な性能を決定するための最も重要な要素を特定できます。当社の検出器および信号モデルの適応性は、新しい検出器の設計や重力波信号の他のモデルに簡単に拡張できます。
シュワルツシルト幾何学の一般的なテレパラレル修正
テレパラレル重力理論は、メートル法の四重極とねじれとの平坦な接続の観点から説明されています。この論文では、ねじれの既約部分から構築された5つの可能なスカラーの任意の関数に基づく修正されたテレパラレル重力理論における球対称性を研究します。この理論は、いわゆる新一般相対性理論の一般化です。球対称性がゼロと異なるスカラーは2つだけであることがわかり、対応する場の方程式を解析的に等角テレパラレル重力について解き、次にシュワルツシルト幾何学の周りで摂動論的にGRの周りの一般的な摂動理論を解きます。最後に、光子球、近日点シフト、シャピロ遅延、光の偏向などの摂動解から現象論的効果を計算します。標準のGR寄与に対する対応する修正と、3つのモデルパラメーターへの依存性がわかります。
