ボスに耳を傾ける：銀河のパワースペクトルは空間的な曲率と宇宙の一致を取ります
| Title |
Listening_to_the_BOSS:_the_galaxy_power_spectrum_take_on_spatial_curvature_and_cosmic_concordance |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi,_Eleonora_Di_Valentino,_Stefano_Gariazzo,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02230 |
現在の観測に照らした$\Lambda$CDM宇宙論モデルの一致は、ここ数ヶ月で激しい議論の対象となっています。2018年のプランク宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度異方性パワースペクトル測定値は、曲率パラメーター$\Omega_K<0$で空間的に閉じた宇宙を支持する額面で表示されます。バリオン音響振動（BAO）測定値をプランクデータと組み合わせて幾何学的縮退を解消すると、この設定はなくなりますが、湾曲した宇宙を想定した場合、2つのデータセット間に強い張力が存在するため、この組み合わせの信頼性は疑問視されています。ここでは、バリオン振動分光調査DR12CMASSサンプルからのフルシェイプ（FS）銀河パワースペクトル$P（k）$の測定値を使用して、さらに別の観点からこの問題に取り組みます。PlanckデータをFS測定値と組み合わせることにより、幾何学的縮退を破り、$\Omega_K=0.0023\pm0.0028$を見つけます。これにより、BAO測定を使用して得られた結果と非常によく一致し、宇宙が空間的に平坦からサブパーセントの精度に制限されます。ただし、BAOの場合と同様に、最適な$\chi^2$の全体的な増加は、湾曲した宇宙を想定した場合のプランクと$P（k）$の間の同様のレベルの緊張を示唆しています。空間的曲率と宇宙論的データセット間の一致についての議論は未解決のままですが、私たちの結果はこの問題に関する新しい視点を提供し、精密宇宙論の時代におけるFS測定の重要な役割を強調しています。
AARTFAAC Cosmic Explorer：EDGES吸収トラフでの21cmのパワースペクトルの観測
| Title |
The_AARTFAAC_Cosmic_Explorer:_observations_of_the_21-cm_power_spectrum_in_the_EDGES_absorption_trough |
| Authors |
B._K._Gehlot,_F._G._Mertens,_L._V._E._Koopmans,_A._R._Offringa,_A._Shulevski,_M._Mevius,_M._A._Brentjens,_M._Kuiack,_V._N._Pandey,_A._Rowlinson,_A._M._Sardarabadi,_H._K._Vedantham,_R._A._M._J._Wijers,_S._Yatawatta,_and_S._Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02269 |
EDGESコラボレーションによって報告された21cmの吸収特性は、従来の天体物理学モデルによって予測されたものよりも数倍強力です。本物の場合、より深い吸収は、度スケールで21cm信号のより強い変動につながる可能性があり（rmsで最大1〜ケルビン）、これらの変動は、以前の予測と比較してほぼ50倍短い積分時間で検出できます。赤方偏移範囲$z=17.9-18.6$（$）の21cm変動のパワースペクトルの制限を測定または設定するために、AARTFAAC広視野イメージャを使用する「AARTFAACCosmicExplorer」（ACE）プログラムを開始しました。\Delta\nu=72.36-75.09$〜MHz）は、EDGES吸収機能の深い部分に対応します。ここでは、2つのLSTビンからの最初の結果を示します。23.5-23.75hと23.5-23.75hで、それぞれ2〜hのデータがあり、「セミドリフトスキャン」モードで記録されています。新しいACEデータ処理パイプライン（LOFAR-EoRパイプラインから採用）をAARTFAACデータに適用する方法を示します。チャネルからのノイズ推定値と時間差ストークス〜$V$の可視性は互いに一致していることがわかります。明るい前景の2〜hの積分と減算の後、$\Delta_{21}^2<（8139〜\textrm{mK}）^2$の21cmパワースペクトルの$2\sigma$上限を取得します。$\Delta_{21}^2<（8549〜\textrm{mK}）^2$at$k=0.144〜h\、\textrm{cMpc}^{-1}$2つのLSTビン。2つのLSTビンのノイズバイアス補正されたパワースペクトルをインコヒーレントに平均すると、$k=0.144〜h\、\で$\Delta_{21}^2<（7388〜\textrm{mK}）^2$の上限が得られます。textrm{cMpc}^{-1}$。これらは、これらの赤方偏移でこれまでで最も深い上限です。
ハイブリッドポテンシャルを持つ宇宙論モデルの摂動
精密宇宙論の時代では、宇宙定数$\Lambda$は宇宙の進化を非常に正確に説明していますが、それでも微調整の問題と宇宙の一致の問題に悩まされています。この作業では、宇宙定数に非常によく似た最近の加速度を提供し、任意の条件から始まる最近のエポックでの暗黒物質（DM）エネルギー密度に匹敵する暗黒エネルギー（DE）密度を持つスカラー場モデルを提供します。摂動は、このモデルが$\Lambda$CDMモデルの長所を維持しているにもかかわらず、独特の定量的特徴を持っていることを示しています。特に、$8h^{-1}\のスケールで物質パワースペクトルの振幅を低減します。現在のエポックでの\mpc$、$\se$。
現実的な調査ジオメトリの高速分析ランダムペアカウント計算
銀河団は標準的な宇宙論的プローブであり、一般的に2点統計によって分析されます。観測では、2点相関関数の推定は、ランダムカタログ内のペアのカウントに大きく依存しています。後者には、ランダムに分散された多数のポイントが含まれており、調査ウィンドウ関数を説明しています。ランダムペアカウントは、観測されたパワースペクトルのウィンドウ関数をモデル化するためにも有利に使用できます。ペアカウントは$\mathcal{O}（N^2）$としてスケーリングされるため、$N$はポイントの数であるため、ランダムペアカウントを測定するための計算時間は、大規模な調査では非常に高くつく可能性があります。この作業では、ランダムカタログの使用に依存しないカウントを推定するための代替アプローチを提示します。銀河の半径距離分布、調査ジオメトリ、および可能な銀河の重みを説明する異方性ランダムランダムペアカウントの分析式を導出します。VIPERSおよびSDSS-BOSS赤方偏移調査の事例を考慮すると、分析計算はランダムカタログから取得されたペアカウントと非常によく一致していることがわかります。このアプローチの主な利点は、メインの計算が1つのCPUで数分しかかからず、ランダムなポイントの数に依存しないことです。さらに、データの約1500倍のポイントを持つランダムカタログを使用した場合と同等の精度が得られます。また、ランダムランダムカウントよりも精度が低いが、それでもパーセント以下の精度を提供するデータランダムペアカウントの近似式について説明し、テストします。提示された形式は、次世代の調査でウィンドウ関数を説明するのに非常に役立つはずです。これには、観測された膨大な宇宙論的ボリュームに対する正確な2点ウィンドウ関数の推定が必要になります。
21cmの前景と偏光漏れ：クリーニングと軽減戦略に関するユーザーガイド
| Title |
21cm_foregrounds_and_polarization_leakage:_a_user's_guide_on_cleaning_and_mitigation_strategies |
| Authors |
Steven_Cunnington,_Melis_O._Irfan,_Isabella_P._Carucci,_Alkistis_Pourtsidou,_J\'er\^ome_Bobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02907 |
HI強度マッピングの成功は、21cmの前景汚染をどれだけうまく制御できるかに大きく依存します。理解をさらに深めるために、偏光漏れの影響がある場合とない場合の、4つの異なる$\sim3000$\、deg$^2$空領域からのシミュレーションされた前景データの範囲を示します。これらを基礎となる宇宙論的HIシミュレーションと組み合わせると、さまざまな前景処理を必要とする一連の単一皿強度マッピングテストケースが作成されます。これにより、21cmの前景と、再イオン化後の時代の洗浄技術について、これまでで最も一般的な研究を行うことができます。最初に、最も一般的に使用されるブラインド前景除去手法（PCA/SVD、FASTICA、GMCA）の教育学的レビューを提供します。また、非ブラインドパラメトリックフィッティング手法を試し、メソッドの潜在的なハイブリダイゼーションについて説明します。ブラインドメソッドがほぼ同等の結果を生成することを発見したこれらの手法の類似点と相違点を強調し、その根本的な理由を説明します。シミュレーションにより、結果として得られたクリーンなデータを正確に分解でき、前景の残差からの寄与を分析します。私たちの結果は、偏光された前景残差は、一般に小規模ではHIよりも優勢である必要があることを示しています（$k\gtrsim0.1\、h\、\text{Mpc}^{-1}$）。ただし、大規模な場合、結果は地域に依存します。場合によっては、アグレッシブはHIパワーをひどく湿らせますが、それでも優勢な前景の残差を残します。また、極端なレベルの残留前景を回避できる光学銀河調査との相互相関から得られるゲインも示します。ただし、これらの残差は依然としてエラーの原因であり、過剰洗浄と過少洗浄の最適なバランスについて説明します。
南極点望遠鏡調査から選択された候補プロトクラスターコア周辺のサブミリ波明るい光源の過密度
| Title |
Overdensities_of_Submillimetre-Bright_Sources_around_Candidate_Protocluster_Cores_Selected_from_the_South_Pole_Telescope_Survey |
| Authors |
George_Wang,_Ryley_Hill,_S._C._Chapman,_A._Wei\ss,_Douglas_Scott_and_Manuel_Aravena,_Melanie_Ann_Archipley,_Matthieu_B\'ethermin,_Carlos_De_Breuck,_R.E.A._Canning,_Chenxing_Dong,_W._B._Everett,_Anthony_Gonzalez,_Thomas_R._Greve,_Christopher_C._Hayward,_Yashar_Hezaveh,_D._P._Marrone,_Sreevani_Jarugula,_Kedar_A._Phadke,_Cassie_A._Reuter,_Justin_S._Spilker,_Joaquin_D._Vieira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02909 |
南極点望遠鏡（SPT）の2500平方度の調査で発見された、9つの最も明るく、高赤方偏移の、レンズのない物体を取り巻くフィールドのAPEX-LABOCA870ミクロン観測を提示します。SPTの1分角ビームによって最初は点光源と見なされていましたが、新しいデータの19秒角の解像度により、これらのオブジェクトをデブレンドし、周囲のフィールドでサブミリ波（submm）の光源を検索できます。観測された1300平方分角の領域で、3.7シグマのしきい値を超える合計98の光源が見つかりました。ここでは、明るい中央のコアが複数のコンポーネントに分解されています。LABOCAソースにラジアルカットを適用して、9つのフィールドのそれぞれで均一な感度と角度サイズを実現した後、累積数と差分数のカウントを計算し、それらをバックグラウンドの推定値と比較して、14mJyで約10の有意な過密度を見つけます。。これらのフィールドを取り巻く明るいサブミリ波源の大きな過密度は、それらが大規模な星形成イベントを受けている候補プロトクラスターである可能性があることを示唆しています。レンズのない中央の物体の測光および分光学的赤方偏移は3から7の範囲であり、ギガパーセク立方体あたり約0.1の星形成プロトクラスターの体積密度を意味します。これらのフィールドの周囲のサブミリ波源が中央のオブジェクトと同じ赤方偏移にある場合、これらの候補プロトクラスターの総星形成率は年間10,000太陽質量に達し、これらの赤方偏移でこれまでに見られたよりもはるかに活発になります。シミュレーションと観測の両方ではるかに。
それらの誕生システムからの星間天体の放出速度の観測可能なサイン
| Title |
Observable_Signatures_of_the_Ejection_Speed_of_Interstellar_Objects_from_their_Birth_Systems |
| Authors |
Amir_Siraj,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02214 |
「オウムアムアとボリソフは、太陽系で確認された最初の2つの星間天体でした。ベラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST）の今後の開始は、星間天体の発見率を大幅に向上させます。これは、星間天体の多数の統計から何を学ぶことができるのかという疑問を提起します。ここでは、LSSTによって提供される発見統計により、星間天体の速度分散と角度異方性を使用して、低速と高速の放出速度の集団を区別できることを示します。これらの発見は、惑星系の起源と性質のより良い理解をもたらすために、物理的な特徴と組み合わせることができます。
古代金星の探査機としての月探査
古代の金星の岩は、その惑星の歴史を制約し、海の過去の存在を明らかにする可能性があります。そのようなサンプルは、大気と重要な地質学的活動を欠いている月に存続する可能性があります。金星の大気がいずれかの時点で薄く、地球の大気に類似している場合、小惑星の衝突により、検出可能な量の金星の表面物質が月のレゴリスに移動したことを示します。金星は、軽く衝撃を受けた（$\lesssim40$GPa）表面物質を放出する小惑星衝突の地球と比較して強化されたフラックスを経験します。初期の打ち上げ条件に加えて、金星との接近遭遇と共鳴により、イジェクタの軌道が地球を横断する軌道に進化します。クレーターの噴出物と\textit{N}-bodyシミュレーションの分析モデルを使用すると、月に着陸する噴出物の$0.07\％$以上が見つかります。金星が最後の3.5Gyrで水を失った場合、月のレゴリスには最大0.2ppmの金星物質が含まれます。4Gyr以上前に水が失われた場合、0.3ppmの深部メガレゴリスは金星起源です。イジェクタと月の間の衝突の約半分は$\lesssim6$kms$^{-1}$で発生します。これは、流体力学シミュレーションが重大な衝撃の変化を回避するのに十分であることを示しています。したがって、金星の表面サンプルの回収率と同位体分析は、金星が液体の海や低質量の大気を持っているかどうか、またいつ持っているかを高い信頼性で判断します。アポロ計画からの既存の月のサンプルの角礫岩の砕屑物のテストは、即時の解決を提供するかもしれません。あるいは、今後の月面ミッションによるレゴリスの特性評価は、金星の進化を取り巻くこれらの基本的な質問に対する答えを提供する可能性があります。
海王星-プラネットナインシステムにおける共鳴ホッピング効果
遠方のカイパーベルト（TNO）で観測された小天体の軌道の物理的なクラスター化は、最近、太陽系外の追加の惑星の予測を促しました。仮説の最初の提起以来、TNOのメインクラスター（軌道に反整列したオブジェクト）のダイナミクスに対するプラネットナインの影響は十分に研究されてきました。特に、数値シミュレーションにより、「共振ホッピング」と呼ばれる魅力的な現象が明らかになりました。この現象では、これらのオブジェクトが、プラネットナインとの異なる平均運動の整合性の間で突然遷移します。この作業では、ホッピングイベントの発生を促すメカニズムを理解することを目的として、この効果をより詳細に調査します。その過程で、海王星の散乱相互作用のしばしば過小評価されている役割を解明します。これは、これらの離れたTNOの準主軸での拡散につながります。さらに、プラネットナインとの共鳴相互作用が発生するものの、反整列オブジェクトは共鳴なしで生き残ることができることを示し、TNOのダイナミクスが主にプラネットナインとの共鳴ではなく経年的な相互作用によって駆動されることを確認します。
3mmでの原始惑星系円盤の最初のALMA調査：ループス地域の穀物成長の人口統計
| Title |
The_first_ALMA_survey_of_protoplanetary_discs_at_3_mm:_demographics_of_grain_growth_in_the_Lupus_region |
| Authors |
Marco_Tazzari,_Leonardo_Testi,_Antonella_Natta,_Jonathan_P._Williams,_Megan_Ansdell,_Jonathan_M._Carpenter,_Stefano_Facchini,_Greta_Guidi,_Michiel_Hogherheijde,_Carlo_F._Manara,_Anna_Miotello,_Nienke_van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02248 |
原始惑星系円盤の3mmでの最初のALMA調査を提示し、ループス星形成領域の36個の若い恒星状天体を対象に、〜0.35"の解像度（〜50au）で深い観測（感度20-50microJy/ビーム）を行います。同等の解像度でループスのクラスIIディスクの完全なサンプルを観察した0.9および1.3mmでの以前のALMA調査では、比較的若いループス領域の粒子成長のレベルを評価することを目的としています.3mmの積分フラックスを測定し、そこからディスク平均1〜3mmのスペクトルインデックスを導出します。観測されたループスディスクの平均スペクトルインデックスは$\alpha_\mathrm{1-3mm}=2.23\pm0.06$であり、すべての場合で$\alpha_\であることがわかります。mathrm{1-3mm}<3.0$、最も明るい円盤と遷移円盤ではスペクトル指数が大きくなる傾向があります。さらに、ループス円盤のスペクトル指数の分布は、トーラスとオフィウクスの分布と統計的に区別できないことがわかります。星形成領域。放射が光学的に薄いと仮定すると、低いほとんどのディスクで測定された値$\alpha_\mathrm{1-3mm}\leq2.5$は、1mmより大きい粒子の存在で解釈できます。サンプル中のかすかな円盤の観察は、大きな粒子の存在を引き起こすことなく、すなわち、小さな粒子からの光学的に薄い放射と光学的に厚い放射の混合によって説明することができます。ただし、明るい（通常は大きい）ディスクでは、現実的な質量を得るには、ミリメートルサイズの粒子の存在が避けられません。ディスク質量の議論に基づいて、我々の結果は、光学的に厚い下部構造の存在が、0.9mmで観察された経験的なミリメートルサイズ-光度相関の普遍的な説明であるかもしれないという以前の主張に異議を唱えています。
原始惑星系円盤の多波長連続体サイズ：スケーリング関係と粒子成長と放射状ドリフトへの影響
| Title |
Multi-wavelength_continuum_sizes_of_protoplanetary_discs:_scaling_relations_and_implications_for_grain_growth_and_radial_drift |
| Authors |
Marco_Tazzari,_Cathie_J._Clarke,_Leonardo_Testi,_Jonathan_P._Williams,_Stefano_Facchini,_Carlo_F._Manara,_Antonella_Natta,_Giovanni_Rosotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02249 |
ループス星形成領域で最も明るい26の原始惑星系円盤について、0.9、1.3、および3.1mmで空間的に分解されたALMA観測を分析します。干渉計の可視性を均一にフィッティングし、3つの波長で有効なディスクサイズ、スペクトルインデックスプロファイル、および光学的厚さの推定値を取得することにより、ディスクの多波長輝度プロファイルを特徴付けます。3つの基本的な発見を報告します：最初に、0.9mmですでに観察されたミリメートルの連続体サイズ-光度の関係は、同じ勾配の1.3mmとより急な勾配の3.1mmにも存在し、より長い波長での発光がますます光学的に薄くなることを確認します。第二に、3.1mmで観測された場合、ディスクは0.9mmで観測された場合よりもわずか9％小さいように見えます。これは、スターカーの違いを予測するダスト進化のモデルとの緊張関係にあります。第三に、単純なパラメトリックディスクモデルを使用して測定サンプルをフォワードモデリングすることにより、ディスク全体に大きな粒子（$a_\mathrm{max}>1$mm）が存在することが、すべてのディスクで最も好まれる説明であることがわかります。0.9〜1.3mmの波長範囲で、スペクトルインデックス、光学的厚さ、光度、および半径方向の範囲を同時に再現します。また、観測結果は、ディスクが光学的に厚く、未解決の、高散乱アルベドを備えたmmサイズの粒子でできた下部構造によって支配されていると解釈できることもわかりました。
一次共振への応用を伴う多調和ハミルトニアンモデル
この作業では、平均運動共鳴の2つの多調和ハミルトニアンモデルを定式化し、それらの1次共鳴への応用について説明します。$k_p$：$k$共振の場合、通常の重要な引数$\varphi=k\lambda--k_p\lambda_p+（k_p--k）\varpi$が最初のモデルの共振角度として採用され、2番目のモデルは新しい重要な引数$\sigma=\varphi/k_p$によって特徴付けられます。正準変換に基づいて、これら2つのモデルに関連付けられた共鳴ハミルトニアンが定式化されます。2番目のハミルトニアンモデルは、最初のモデルと比較して2つの利点を持っていることがわかります。（a）位相ポートレートとポアンカレセクション間の直接対応を提供し、（b）離心率がゼロの新しい位相-位相構造を提示します。ポイントは目に見える鞍点です。次に、2番目のハミルトニアンモデルが、2：1、3：2、4：3、2：3、および3：4の共振を含む1次の内部および外部共振に適用されます。これらの一次共鳴の位相空間構造が詳細に説明され、次に秤動中心と関連する共鳴幅が分析的に識別されます。シミュレーション結果は、離心率がゼロに近づくにつれて、秤動中心が公称共鳴位置から発散するペリセントリックおよびアポセントリック秤動ゾーンがあり、特に、共鳴分離が内側と外側の両方の任意の偏心で消えないことを示しています（最初の-順序）共振。
ESAガイアミッションによる小惑星発見の可能性：追跡観測の結果
| Title |
Potential_asteroid_discoveries_by_the_ESA_Gaia_mission:_Results_from_follow-up_observations |
| Authors |
B._Carry,_W._Thuillot,_F._Spoto,_P._David,_J._Berthier,_P._Tanga,_F._Mignard,_S._Bouquillon,_R_._A._Mendez,_J.-P._Rivet,_A._Le_Van_Suu,_A._Dell'Oro,_G._Fedorets,_B._Frezouls,_M._Granvik,_J._Guiraud,_K._Muinonen,_C._Panem,_T._Pauwels,_W._Roux,_G._Walmsley,_J.-M._Petit,_L._Abe,_V._Ayv_azian,_K._Bailli\'e,_A._Baransky,_P._Bendjoya,_M._Dennefeld,_J._Desmars,_S._Eggl,_V._Godunova,_D_._Hestroffer,_R._Inasaridze,_V._Kashuba,_Y._N._Krugly,_I._E._Molotov,_V._Robert,_A._Simon,_I._Sokolov,_D._Souami,_V._Tarady,_F._Taris,_V._Troianskyi,_V._Vasylenko,_and_D._Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02553 |
2014年7月以来、ESAガイアミッションは、可視光でマグニチュード20.7まで全天を調査しています。数百万の星に加えて、数千の太陽系オブジェクト（SSO）が毎日観測されています。それらの位置を既知のオブジェクトの位置と比較することにより、毎日の処理パイプラインは、潜在的な発見から既知のオブジェクトをフィルタリングします。しかし、星のために設計されたガイアの特定のスキャン法則のために、潜在的に新しく発見された移動物体は、限られた時間で取得された非常に少ない観測によって特徴付けられます。この側面は、ガイアデータ処理の設計の初期に認識されていました。これらの候補の発見に専用の毎日の処理パイプラインは、地上の望遠鏡のネットワークへの観測の要求を解放するために設定されました。彼らの目的は、フォローアップ位置天文学を取得し、これらのオブジェクトを特徴付けることです。ガイアによって測定された位置天文学から、予備的な軌道解が決定され、ガイアと地球の間の大きな視差（0.01auで区切られる）を説明する空のこれらの潜在的に新しく発見されたオブジェクトの位置を予測することができます。ガイアコンソーシアム内の特定のタスクは、潜在的なガイアSSO発見のフォローアップ観測の要求の配布を担当しています。2016年後半以降、これらの観察の呼びかけ（アラートと呼ばれる）は、世界中の誰もが自由に利用できるWebインターフェイスを介して毎日公開されています。2016年11月から2020年7月の間に、1700を超えるアラートが発行され、200を超えるオブジェクトの回復に成功しました。それらのうち、6つはガイア観測に割り当てられた暫定的な指定を持っており、他はガイア観測時の識別を不可能にする、軌道の特性が不十分な既知の物体です。傾向の高いオブジェクトが識別されないという明確な傾向があり、傾向の高い母集団に対するSSOの現在の人口調査に明確なバイアスがあることが明らかになっています。
太陽系外惑星としての地球：I。空間的に分解されたMODISデータを使用した時間変数の熱放射
| Title |
Earth_as_an_Exoplanet:_I._Time_variable_thermal_emission_using_spatially_resolved_MODIS_data |
| Authors |
Jean-No\"el_Mettler,_Sascha_P._Quanz,_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02589 |
当分の間、地球は居住可能な（そして居住された）世界の最良かつ唯一の例であり続けます。したがって、将来の機器やミッションの設計に情報を提供し、それらの診断能力と潜在的な制限を理解するために、地球のスペクトルシグネチャと変動性の全範囲を調査して理解することが重要です。この作業では、Aqua衛星に搭載されたMODIS機器によって収集された地球観測データを使用します。完全なデータセットは、地球上の5つの異なる場所（アマゾン熱帯雨林、南極、北極、インド洋、サハラ砂漠）での3.66〜14.40ミクロンの範囲での15年間の熱放射観測で構成されています。次に、波長と表面タイプ（つまり、気候帯と表面の熱特性）の関数としてフラックスレベルと変動を決定し、地球の傾斜した回転軸を示す周期信号を検出できるかどうかを調査します。私たちの調査結果は、（1）地球のスペクトルは下の支配的な表面タイプに応じて3倍以上変化するため、熱放射データを分析するときにジオメトリの表示が重要な役割を果たすことを示唆しています。（2）通常、二酸化炭素（15ミクロン）とオゾン（9.65ミクロン）からの強い吸収帯は著しく目立たず、極域からのデータには部分的に存在しないため、これらの分子の正しい存在量レベルを推定することはこれらの場合に困難である可能性があります。（3）時間分解熱放射スペクトルは、季節/惑星の傾斜に関する情報をエンコードしますが、重要性は、考慮される表示ジオメトリとスペクトルバンドに依存します
微惑星の速度分布が成長速度をより大きな物体に設定するため、微惑星のダイナミクスは惑星形成において重要な役割を果たします。微惑星が原始惑星系円盤に形成されるとき、それらの軌道はガス抗力の影響のためにほぼ円形で平面です。しかし、微惑星の相互接近遭遇は、攪拌と減衰の間の平衡に達するまで、奇行と傾斜を増加させます。ディスクの散逸後、ガスの引きずりや相互の接近遭遇はなくなり、惑星との遭遇は再び軌道をかき混ぜます。原始惑星系円盤の微惑星の数が多いため、惑星形成の直接N体シミュレーションによってそれらのダイナミクスをシミュレートすることは困難です。したがって、我々は、微惑星の質量体と惑星の質量体による重力攪拌との間の密接な遭遇を追跡することに基づく、微惑星の動的進化のための新しい方法を開発した。軌道運動を接近遭遇から分離するために、シンプレクティックN体積分器で使用されるハミルトニアン分割スキームを採用しています。接近遭遇は、体の数を線形にスケーリングするセルアルゴリズムを使用して識別されます。グループ化アルゴリズムは、個別に統合される相互作用するボディの小さなグループを作成するために使用されます。私たちの方法では、重力と衝突を介して相互作用する多数の微惑星を低い計算コストでシミュレートできます。通常の計算時間は数分または数時間のオーダーであり、より複雑なシミュレーションでは数日までですが、完全なNボディを使用した同じセットアップでは数時間または数週間です。体の動的進化は十分に再現されています。これにより、以前は完全なN体シミュレーションでアクセスできたよりもはるかに多くの物体のダイナミクスと相まって、衝突やペブル集積による微惑星の成長を研究することが可能になります。
種族IIIの初期質量関数が最初の銀河の特性をどのように支配するか
| Title |
How_the_Population_III_Initial_Mass_Function_Governs_the_Properties_of_the_First_Galaxies |
| Authors |
Li-Hsin_Chen,_Ke-Jung_Chen,_Sung-han_Tsai,_Daniel_Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02212 |
種族III（PopIII）の星の特性は、宇宙論的再イオン化の開始や初期の化学物質の濃縮など、原始構造形成の多くの側面に影響を与えます。しかし、20年以上の数値シミュレーションと、恒星考古学によるPopIII初期質量関数（IMF）の制約の試みにもかかわらず、最初の星の質量についてはほとんど知られていません。ここでは、ENZOを使用した一連の高解像度放射流体力学シミュレーションを使用して、原始銀河の特性に対するPopIIIIMFの影響をモデル化します。トップヘビーなPopIIIIMFは、従来のSalpeterタイプのIMFよりも早い星形成をもたらしますが、銀河は暗くなります。これは、大規模なPopIII星の爆発により乱流が発生し、高質量の第2世代星形成が抑制されるためです。したがって、私たちのモデルは、ポップIIIIMFが、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡と今後10年間の地上の非常に大きな望遠鏡の主要なターゲットとなる原始銀河の検出から推測できることを示唆しています。
暗黒物質が不足している矮小銀河は、大規模な仲間との相互作用で暗黒物質の潮汐ストリッピングを介して形成されます
| Title |
Dark-matter-deficient_dwarf_galaxies_form_via_tidal_stripping_of_dark_matter_in_interactions_with_massive_companions |
| Authors |
R._A._Jackson,_S._Kaviraj,_G._Martin,_J._E._G._Devriendt,_A._Slyz,_J._Silk,_Y._Dubois,_S._K._Yi,_C._Pichon,_M._Volonteri,_H._Choi,_T._Kimm,_K._Kraljic_and_S._Peirani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02219 |
標準的なラムダ-CDMパラダイムでは、バリオンフィードバックがガスを浅いポテンシャル井戸からすばやく追い出し、初期のエポックで星形成を抑えると考えられているため、矮小銀河は暗黒物質が豊富であると予想されます。暗黒物質の含有量が非常に少ない局所的な矮星の最近の観測は、この図と矛盾しているようであり、標準モデルの妥当性に疑問を投げかける可能性があります。高解像度の宇宙論的シミュレーションであるNewHorizonを使用して、巨大な銀河と矮星衛星の間の潮汐相互作用において、暗黒物質の持続的なストリッピングが、最初の暗黒物質の割合にもかかわらず、暗黒物質が不足している矮星を自然に生成することを実証します正常です。暗黒物質のストリッピングのプロセスは、ドワーフ体制における恒星とハローの質量関係の大きなばらつきの原因です。ストリッピングの程度は、その巨大な仲間の周りの矮星の軌道の近さによって駆動され、極端な場合には、最近の観測研究の発見と一致して、1と同じくらい低い恒星対ハローの質量比を示す矮星を生成します。それらの近い軌道を考えると、DM欠損ドワーフのかなりの部分が彼らの大規模な仲間と融合し（例えば、〜3.5Gyrsのタイムスケールで〜70％が融合します）、DM欠乏集団は、矮星と大規模な仲間の間の新しい相互作用によって絶えず補充されます。したがって、これらの銀河の作成は銀河の進化の自然な副産物であり、これらのシステムの存在は標準的なパラダイムと緊張関係にありません。
Illustrisの運動学的に異なるコアを持つ銀河
| Title |
Galaxies_with_kinematically_distinct_cores_in_Illustris |
| Authors |
Ivana_Ebrov\'a,_Ewa_L._{\L}okas,_Ji\v{r}\'i_Eli\'a\v{s}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02222 |
面分光データの量が増えると、ホスト銀河の進化に関する貴重な情報を運ぶ運動学的特性を理解する必要性が高まります。運動学的に異なるコア（KDC）については、いくつかの形成メカニズムが提案されていますが、それらのどれが宇宙で一般的に発生するかはまだ不明です。私たちは、宇宙論の文脈でKDCの形成に取り組むことを目指しています。大規模な流体力学的宇宙論シミュレーションIllustrisの公開されているデータを使用しました。134のKDCを特定し、それらの特性を調査し、それらの進化を過去にさかのぼって追跡します。KDCをホストしている4つの銀河の例が提示され、詳細に説明されています。KDCホストの質量は、Illustris銀河の一般的な分布に従いますが、質量のある銀河をわずかに優先する可能性があります。KDCは長寿命の機能であり、その形成エポックはルックバック時間0〜11.4Gyrでほぼ均一に分布しており、その後の大規模または複数の合併でも存続できます。KDC形成の単一チャネルはありませんが、合併はKDCの約60％の形成メカニズムであるように思われ、大規模な合併を非常に優先し、大規模なホストの中でその割合が高くなっています。他のKDCは、別の銀河のペリセントリック通過またはフライバイ中に、以前に形成された急速に回転するコアの歳差運動によって、または明らかな外部原因なしに形成されました。KDC半径内の平均質量加重恒星年齢は、KDC形成のルックバック時間とほぼ同じかそれより古いかのいずれかです。私たちのKDCの半径は平均して観測されたものよりも大きいですが、より若い星の年齢は通常、より小さなKDCに関連していることがわかります。KDCホストのかなりの部分が、合併中に形成された恒星の殻を持っており、最後の5Gyr以内にKDCが発生したか、速度分散マップに2つのピークがあります。
例示的なマージクラスター：二重電波遺物マージギャラクシークラスターMACS 1752.0 +4440およびZWCL1856.8
- 6616の弱レンズ効果およびX線分析
| Title |
Exemplary_Merging_Clusters:_Weak-lensing_and_X-ray_Analysis_of_the_Double_Radio_Relic_Merging_Galaxy_Clusters_MACS_1752.0+4440_and_ZWCL_1856.8+6616 |
| Authors |
Kyle_Finner,_Kim_HyeongHan,_M._James_Jee,_David_Wittman,_William_R._Forman,_Reinout_J._van_Weeren,_Nathan_R._Golovich,_William_A._Dawson,_Alexander_Jones,_and_Francesco_de_Gasperin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02226 |
銀河団を融合する電波遺物の調査は、銀河団の形成と進化、暗黒物質の性質、銀河団ガス、および天体物理学的粒子加速についての理解を深めています。各マージクラスターは、クラスター形成プロセスの単一のビューのみを提供し、マージクラスターの多様性は膨大です。二重の無線遺物をホストするクラスターはまれであり、合併シナリオに厳しい制約を課すことができるため、非常に重要です。MACSJ1752.0+4440（z=0.365）とZWCL1856.8+6616（z=0.304）、2つの二重電波遺物融合銀河団の弱いレンズ効果とX線分析を提示します。弱いレンズ効果の質量推定値は、各クラスターが約1：1の質量比の主要な合併であることを示しています。MACSJ1752.0+4440（ZWCL1856.8+6616）の総質量は$M_{200}=14.7^{+3.8}_{-3.3}\times10^{14}\$M$_\odot$（$M_{200}=2.4^{+0.9}_{-0.7}\times10^{14}\$M$_\odot$）。これらの2つのクラスターは、システムの総質量が大きく異なる場合でも、弱いレンズ効果とガス分布に匹敵する特徴があることがわかります。X線形態の類似性と無線遺物の顕著な対称性から、両方のシステムがほぼ正面衝突したことを提案します。ただし、ホットガス機能と多波長データ分析からの暴露は、ZWCL1856.8+6618がMACSJ1752.0+4440よりも後の合併段階にある可能性が高いことを示唆しています。MACSJ1752.0+4440のSW無線遺物は、粒子の再加速の結果であると仮定します。
| Title |
Creating_a_galaxy_lacking_dark_matter_in_a_dark_matter_dominated_universe |
| Authors |
Andrea_V._Macci\`o_(NYUAD,_MPIA),_Daniel_Huterer_Prats_(NYUAD),_Keri_L._Dixon_(NYUAD),_Tobias_Buck_(AIP),_Stefan_Waterval_(NYUAD),_Nikhil_Arora_(Queen's),_St\'ephane_Courteau_(Queen's),_Xi_Kang_(PMO,_ZJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02245 |
流体力学的宇宙論的シミュレーションを使用して、暗黒物質が支配的な宇宙で暗黒物質を欠く銀河を、潮汐相互作用を介して作成できることを示します。標準のコールドダークマターモデルで得られたNIHAOプロジェクトから矮小銀河を選択し、衛星と中心の相互作用のシミュレーションの初期条件として使用します。NIHAO矮小銀河は、強い放射状成分を持つ軌道上を1回周回通過しただけで、暗黒物質の含有量の最大80％を失う可能性がありますが、最も興味深いことに、中心（$\約8$〜kpc）の暗黒物質恒星の比率は、数値シミュレーションと存在量マッチング手法から予想される${\sim}25$の値から、NGC1052-DF2とNGC1054-DF4で報告されているほぼ1に変化します。恒星の速度分散は、落下前の${\sim}30$${\rmkm\、s^{-1}}$から、$6\pm2$〜${\rmkm\、s^という低い値に低下します。{-1}}$。これら、および約3kpcの半光半径は、vanDokkumおよび共同研究者による観察結果とよく一致しています。私たちの研究は、暗黒物質が支配的な宇宙で形成された典型的な矮小銀河が密集した環境に住んでいれば、暗黒物質が「ない」銀河を作ることが可能であることを示しています。
S2CLS UDSフィールドのALMA調査：光学的に見えないサブミリ波銀河
| Title |
An_ALMA_survey_of_the_S2CLS_UDS_field:_Optically_invisible_submillimetre_galaxies |
| Authors |
Ian_Smail_(CEA,_Durham),_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_S.M._Stach,_O._Almaini,_J.E._Birkin,_S.C._Chapman,_Chian-Chou_Chen,_J.E._Geach,_B._Gullberg,_J.A._Hodge,_S._Ikarashi,_R.J._Ivison,_D._Scott,_Chris_Simpson,_A.M._Swinbank,_A.P._Thomson,_F._Walter,_J.L._Wardlow,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02250 |
0.96deg^2のフィールドで選択された30個の近赤外線かすかな（K>25.3、5シグマ）サブミリ銀河の堅牢なサンプルを分析して、それらの特性と検出可能な光学/近赤外線放射の欠如の原因を調査します。私たちの分析は、UKIDSS-UDS調査からの非常に深い近赤外線画像と組み合わせたALMA870um連続画像に基づく正確な識別を利用しています。K>25.3サブミリ波銀河は、S870=3.6mJyよりも明るい全人口の15+/-2パーセントに相当し、S870>1mJyを超えると予想される表面密度は約450/deg^2であると推定されます。そのため、それらは、高赤方偏移の「静止」銀河と非常に高赤方偏移のライマンブレーク銀河の両方の調査で汚染源となります。これらのK微弱なサブミリ波銀河は、K<25.3等のサブミリ波銀河に匹敵する塵と恒星の質量を持ち、より広いサブミリ波集団の尾部にすぎないが、かなり高い赤方偏移にあることを示しています（z=3.44+/-0.06対z=2.36+/-0.11）で、ダストの減衰が大きい（Av=5.2+/-0.3対Av=2.9+/-0.1）。強いダスト減衰の起源を調査し、ALMAで測定した場合、これらのKかすかな銀河は、K<25.3銀河よりもダスト連続体のサイズが小さいことを示しています。これは、それらの高い減衰がコンパクトなサイズに関連していることを示唆しています。ダスト減衰と星形成率の面密度（Sigma_SFR）との相関関係があり、K-faintサブミリ波銀河はより高いSigma_SFRと最も高いAvの銀河を表しています。これらのシステムにおける集中した激しい星形成活動は、高赤方偏移でのコンパクトな銀河での回転楕円体の形成に関連している可能性がありますが、それらの高い不明瞭さの結果として、これらはUV、光学、さらには近赤外線の調査では完全に見落とされています。
拡散雲におけるArH +化学の見方を拡張する
ハーシェルミッションの驚きの1つは、かに星雲へのArH+の放出と、強い銀河系のバックグラウンドソースへの吸収の検出でした。これらの検出は銀河の第1象限に限定されていましたが、既存のデータは、ArH+がISMの拡散原子領域を遍在的かつ排他的にプローブすることを示唆しています。この研究では、ArH+の範囲を銀河の他の部分に拡張し、7つの銀河の視線に沿って明るいサブmm連続光源に向かうJ=1-0遷移の新しい観測を行います。他のよく知られている原子および分子ガストレーサーとの相関（またはその欠如）を評価することにより、純粋な原子ガスのトレーサーとしての効率をベンチマークすることを目指しています。617.5GHz付近のArH+の観測は、APEX12m望遠鏡の新しい高感度SEPIA660受信機で実現可能になりました。この受信機の2つの側波帯により、ArH+ラインと同時に607.227GHzでのp-H2O+遷移を観測することができました。OH+とo-H2O+の定常状態の化学的性質を分析することにより、この研究で研究した視線に向かって平均2.3e-16s^-1の宇宙線イオン化率（CRIR）を導き出します。CRIRの導出値と観測されたArH+存在量を使用して、ArH+によってトレースされたガスの分子分率を2e-2未満に制限し、中央値は8.8e-4にします。組み合わせて、ArH+、OH+、H2O+、およびCHの観測は、拡散原子雲から拡散および半透明の分子雲まで、ISMのさまざまな領域を調査します。銀河系のスケールでは、N（ArH+）の分布がN（H）の分布と関連しており、特に銀河系の内側では、ガラクトセントリック距離が大きい原子ガスの暖かい中性中相からの寄与さえある可能性があります。H2O+の平均o/p比2.1を導き出します。これは、拡散雲の典型的なガス温度と一致する41Kの核スピン温度に対応します。
シミュレートされたプロトクラスターには十分な星形成がありますか？
| Title |
Is_there_enough_star_formation_in_simulated_protoclusters? |
| Authors |
Seunghwan_Lim,_Ryley_Hill,_Douglas_Scott,_Arif_Babul,_David_Barnes,_Scott_Chapman,_Christopher_Hayward,_Scott_Kay,_Ian_McCarthy,_Douglas_Rennehan,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02259 |
最も巨大な天体の前駆体として、プロトクラスターは宇宙の進化と星形成の歴史を追跡するための鍵であり、$z\、{での宇宙の星形成の${\gtrsim}\、20$パーセントを担っています。>}\、2$。最先端の流体力学的シミュレーションと経験的モデルの組み合わせを使用して、現在の銀河形成モデルが観測と一致するのに十分な星形成をプロトクラスターに生成しないことを示します。モデルから予測された星形成率（SFR）は、それらの質量降着履歴について比較的良好な一致が見られたにもかかわらず、特にそれらが進化の道にあるにもかかわらず、観測で見られたものよりも桁違いに低いことがわかりました。$z\、{\simeq}\、0$でコマのようなクラスターになります。テストケースとして$z\、{=}\、4.3$でよく研究されたプロトクラスターコアを使用すると、プロトクラスター銀河の星形成効率がモデルによって予測されたものよりも高いことがわかります。不一致の大部分は、シミュレーションの数値解像度へのSFRの依存性に起因する可能性があり、空間解像度が4分の1に減少すると、SFRが約3分の1に低下することを示します。$z\、{\simeq}\、7$に。より低い赤方偏移と比較して、中央銀河（最も質量の大きいメンバー銀河）は他の銀河とより明確であるのに対し、プロトクラスター銀河は散在銀河とはそれほど明確ではないことがわかります。これらすべての結果は、高$z$のまれで極端な集団として、プロトクラスターが$z\、{\simeq}\、0$の平均集団に一致するように調整された銀河形成モデルを制約するのに役立つことを示唆しています。
COSTA：COld STreamfinderアルゴリズム。離散トレーサーの位相空間における運動学的下部構造の検索
| Title |
COSTA:_the_COld_STream_finder_Algorithm._Searching_for_kinematical_substructures_in_the_phase_space_of_discrete_tracers |
| Authors |
M._Gatto,_N._R._Napolitano,_C._Spiniello,_G._Longo,_M._Paolillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02266 |
コンテキスト：COSTA（COldSTreamfinderAlgorithm）を紹介します。これは、巨大な銀河とクラスター内領域のハローにある惑星状星雲（PNe）と球状星団（GC）の位相空間で冷たい運動学的下部構造を検索する新しいアルゴリズムです。目的：COSTAは、矮小銀河と、豊富な銀河団の中央領域にある銀河を含む、より大きな銀河のハローとの最近の相互作用で生成されたものとして、小さいサイズの低速分散ストリームを検出することを目的としています。方法：COSTAは、定義された数の反復（n）シグマクリッピングを使用して、速度分散が小さい（10kmから$\sim$100kmの間）N個の粒子のグループを分離する深い友達の手順に基づいています。（k）隣接粒子の。アルゴリズムには、3つのパラメーター（k-n-N）に加えて、試験中のサンプルのモンテカルロ実現を使用して設定される、ストリームの「冷たさ」を定義する速度分散カットオフがあります。結果：この論文では、公的に利用可能な流体力学的シミュレーションから、さまざまなサイズと測定誤差を持つ離散運動学的トレーサーの模擬データセットでシミュレートされたストリームを回復するCOSTAの能力を示します。また、PNeおよびGCの実際の母集団へのCOSTAの将来のアプリケーションのために、Fornaxクラスターのコアでストリームを見つける現実的なケースに最適なアルゴリズムのセットアップを示します。結論：COSTAは、調査中の特定のデータセットを再現する現実的な模擬観測でアルゴリズムがトレーニングされている場合、離散トレーサーの限られたサンプルの位相空間で小さな下部構造を見つけるすべての問題に一般化できます。
幅広いOVIおよびX線による温熱銀河周囲媒体のプロービング
| Title |
Probing_the_Warm-Hot_Circumgalactic_Medium_with_broad_OVI_and_X-rays |
| Authors |
Smita_Mathur,_Anjali_Gupta,_Sanskriti_Das,_Yair_Krongold_and_Fabrizio_Nicastro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02312 |
渦巻銀河の銀河周囲媒体（CGM）のバリオン質量のほとんどは、気温が約$10^6$Kで、暖かくて暑いと考えられています。狭いOVI吸収線は、$\log\rmT（K）=5.5$でやや低温のコンポーネントをプローブしますが、広いOVI吸収体は、より高温のCGMをプローブする可能性があります。ここでは、慎重に選択された銀河の376ksChandraLETG観測を示します。ここでは、広いOVIの存在と、Lyaの非検出が、高温のガスを示していました。$\upperx10^6$Kに存在すると予想される最強の線は、OVII$\lambda21.602$です。赤方偏移した波長に吸収線のヒントがありますが、線は$2\sigma$より良い有意性で検出されません。他のいくつかの線の長所を考慮した物理モデルは、より良い制約を提供します。最適な吸収体モデルには、$\log\rmT（K）=6.3\pm0.2$と$\log\rmN_{H}（cm^{-2}）=20.7^{+0.3}_{-があります。0.5}$。これらのパラメータは、UV観測に基づくウォームホットプラズマモデルと一致しています。より低温の気相の他のOVIモデルは、99$％を超える信頼度で除外されます。したがって、このパイロットプログラムの浅い観測から、温かい高温のガスを探査する幅広いOVI吸収体について、示唆的ではあるが決定的な証拠はありません。約800ksのXMM-Newton観測により、OVIIおよびOVIIIの予想される吸収線が明確に検出されます。XRISM、Arcus、Athenaなどの将来のミッションは、CGM科学に革命をもたらします。
NGC3077銀河のイオン化ガス
近くの矮小銀河NGC3077は、その独特の形態で知られており、多数のダストレーンと輝線領域が含まれています。この銀河の星間物質は、いくつかの摂動要因の影響を受けます。これらは主に、M81グループの中央のスターバーストと潮汐構造です。星形成領域と周辺の拡散イオン化ガス（DIG）の両方を含む、NGC3077のイオン化ガスのイオン化の状態、運動学、および化学組成の包括的な研究を提示します。の6m望遠鏡に取り付けられたSCORPIO-2機器に取り付けられた走査型ファブリペロー干渉計を使用して、高解像度（$R\upperx15\、000$）3D分光法を介してH$\alpha$ラインのガス運動を研究します。SAORAS。主な輝線の画像は、SAIMSUのコーカサス山脈天文台の2.5m望遠鏡にある調整可能なフィルターを備えたMaNGaL光度計で取得されました。また、SCORPIO-2を使用して、$R\upperx1\、000$の解像度で銀河のロングスリット分光法を実行しました。ガスの金属量の推定値$Z=0.6Z_\odot$は、以前の決定よりも大幅に低くなっていますが、「光度-金属量」の依存性と一致しています。輝線比の空間的に分解された診断図は、ガスのイオン化状態とその速度分散との相関関係を示していません。これは、若い星による強いイオン化が原因である可能性が高いですが、輝線の励起への衝撃の寄与は少ないです。重要。また、多成分H$\alpha$プロファイルの位置を調査し、それらが以前に信じられていたようにシェルの拡張ではなく、視線に沿った個々の運動学的成分に主に関連していることを示唆する議論を提供します。また、M81グループでは、星形成領域からの風の流出と星間ガス雲からの降着の組み合わせも観察されています。
きゅうこつ座イータとホムンクルス：遠赤外線、サブミリメートルのスペクトル線
| Title |
Eta_Carinae_&_the_Homunculus:_Far_Infrared,_Sub-millimeter_Spectral_Lines |
| Authors |
T._R._Gull,_P._W._Morris,_J._H._Black,_K._E._Nielsen,_M._J._Barlow,_P._Royer_and_B._M._Swinyard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02351 |
進化した巨大な連星りゅうこつ座イータは、爆発的な質量損失イベントを経験し、異常に窒素が豊富なガスと塵の数十の太陽質量を宿す複雑な双極人形星雲を形成しました。ガスに重要な分子成分が存在することが予想されているにもかかわらず、遠赤外線と強烈な熱連続体へのアクセスが制限されているため、検出は観察的に困難になっています。ハーシェル宇宙天文台で原子および回転分子遷移のスペクトル調査が行われ、噴出物に由来する幅広い輝線の豊富なスペクトルが明らかになりました。選択されたPACSラインの速度プロファイルは、既知の下部構造とよく相関しています。ホムンクルス内のNHと弱い[CII]。[NII]ホムンクルスの外部の動きの速い構造物での放出。[OI]、HI、およびCO、CH、CH+、OHを含む18個の個別の軽CおよびO含有分子、およびN含有分子の幅広いセットNH、NH+、N2H+、NH2からの遷移を特定しました。NH3、HCN、HNC、CN、およびN2H+。これらの半分は、初期型の大質量星環境では前例のない新しい検出です。非常に低い比率[12C/13C]LE4は、5つの分子とそれらのアイソトポログから推定されます。強い連続性による非LTE効果が重要であることを示します。存在量のパターンは、CNO処理された物質を外層に効率的に輸送することで、噴火する星の進化した状態を反映して、窒素が強化された炭素と酸素の枯渇領域での線形成と一致しています。結果は、進化の最終段階にある巨大な星の周りの極端な物理的および化学的条件下での分子化学のさらなる観測的および理論的調査のための多くの機会を提供します。
質量の大きい星のない塊の候補の衝撃を探す
星形成のごく初期の段階での衝撃を探すために、SiOJ=1-0、2-1、3-2の線とH$_2$CO$2_{12}-のシングルポイント調査を行いました。1_{11}$は、韓国のVLBIネットワーク（KVN）の21m電波望遠鏡を使用して、100個の高質量星のない塊候補（SCC）のサンプルに向かって線を引きます。SiOJ=1-0、2-1、3-2ラインおよびH$_2$COラインの検出率は、それぞれ$31.0\％$、$31.0\％$、$19.5\％$、および$93.0\％$です。。大規模な星形成のこの段階では、衝撃が一般的であるようです。観測されたSiOラインの幅（ゼロパワーでの全幅（FWZP））は、3.4〜55.1kms$^{-1}$の範囲です。検出されたSiOスペクトルのかなりの部分（$\sim29\％$）は、線幅が広く（FWZP$>20〜km〜s^{-1}$）、原始星の流出によって引き起こされる速い衝撃に関連している可能性が非常に高いです。この結果は、SiOで検出されたSCCの約3分の1が実際には星がないわけではなく、原始星であることを示唆しています。一方、検出されたSiOスペクトルの約40$\％$は、おそらく原始星起源ではない低速衝撃に関連する狭い線幅（FWZP<10$km〜s^{-1}$）を示しています。推定されるSiOカラム密度は、ほとんどが$0.31-4.32\times10^{12}〜cm^{-2}$です。SiOJ=1-0および2-1ラインから得られたSiOカラム密度を比較すると、SCC内のSiO分子が非LTE状態にある可能性があります。H$_2$までのSiOの存在量は、通常$0.20-10.92\times10^{-10}$です。
シミュレートされた乱流雲の合成線と連続体の観測：フィラメントの見かけの幅
| Title |
Synthetic_line_and_continuum_observations_of_simulated_turbulent_clouds:_the_apparent_widths_of_filaments |
| Authors |
F._D._Priestley,_A._P._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02655 |
フィラメント状の構造は、実際の分子雲の観測や、乱流の自己重力ガスのシミュレーションに遍在しています。ただし、観測とシミュレーションの比較は、体積密度を観測的に推定することが難しいため複雑です。ここでは、完全な時間依存化学ネットワークを使用して、乱流等温分子雲の後処理された流体力学的シミュレーションを行いました。次に、放射伝達モデルを実行して、観測されたものと直接比較できる合成線および連続体の強度を取得しました。フィラメントの特徴的な幅は、真の面密度のマップと$850\、{\rm\mum}の両方で、$\、\sim\！0.1\、{\rmpc}$であることがわかります。$ダスト-前の作業と一致する連続放出。COアイソトポログからの線放出のマップでは、線強度が表面密度とあまり相関していないため、フィラメントの見かけの幅は通常数倍大きくなります。N$_2$H$^+$やHCNなどの高密度ガストレーサーからの線放出のマップでは、フィラメントの見かけの幅は$\lesssim0.1\、{\rmpc}$です。したがって、分子線放出の現在の観測は、存在量、光学的厚さ、および励起が適切に考慮されている場合、${\itHerschel}$観測から推測される普遍的な$0.1\、{\rmpc}$フィラメント幅と互換性があります。考慮事項。$\sim0.4\、{\rmkm\、s^{-1}}$フィラメント間の視線速度の違いの証拠が見つかりました。これらの視線速度の違いは、雲と雲の衝突などの他のメカニズムとは対照的に、フィラメントが形成された、または形成されているメカニズム、たとえばここでモデル化された乱流雲のシナリオの有用な指標となる可能性があります。
小マゼラン雲の前にある恒星下部構造のガイアビュー
| Title |
Gaia_view_of_a_stellar_sub-structure_in_front_of_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Abinaya_O._Omkumar,_Smitha_Subramanian,_Florian_Niederhofer,_Jonathan_Diaz,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Dalal_El_Youssoufi,_Kenji_Bekki,_Richard_de_Grijs,_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02687 |
最近の観測研究では、小マゼラン雲（SMC）の東部地域で、レッドクランプ（RC）星（本体の前で約12kpc）によってトレースされた前景の恒星下部構造が特定され、マゼラン雲の潮汐相互作用によるマゼラニックブリッジ（MB）。以前の研究では、データの空間的範囲が限られているため、SMCの中心から4.0度までしかこの機能を調査しなかったため、MBとの物理的な接続を見つけることができませんでした。この前景の人口の空間的な広がりと特性を決定するために、SMC全体とMBのかなりの部分をカバーするSMCを中心とする約314平方度の領域のガイアデータリリース2（DR2）からのデータを分析しました。前景の人口は、東部地域のSMCの中心からMBに向かって2.5度から約5〜6度の間にしか存在しないため、空の平面でMBと完全に重なっていないことがわかります。前景の星の種族は、本体の星の種族と運動学的に異なり、接線速度が約35km/s遅く、本体に比べて北西に移動していることがわかります。観測された特性はシミュレーションと完全には一致していませんが、比較は、前景の恒星構造がガス状MBの潮汐的に剥ぎ取られた対応物であり、SMCの内側の円盤（星が優勢）から形成された可能性が高いことを示しています。前景構造とMBの間のオフセットを理解するには、潮汐効果と流体力学的効果の両方を含む、改善されたシミュレーションとともに、RC星の化学的および3D運動学的研究が必要です。
$ 0.5
| Title |
Investigating_the_Effect_of_Galaxy_Interactions_on_AGN_Enhancement_at_$0.5 |
| Authors |
Ekta_A._Shah_(1,_2),_Jeyhan_S._Kartaltepe_(1),_Christina_T._Magagnoli_(1),_Isabella_G._Cox_(1),_Caleb_T._Wetherell_(1),_Brittany_N._Vanderhoof_(1),_Antonello_Calabro_(3),_Nima_Chartab_(4),_Christopher_J._Conselice_(5)Darren_J._Croton_(6),_Jennifer_Donley_(7),_Laura_de_Groot_(8),_Alexander_de_la_Vega_(9),_Nimish_P._Hathi_(10),_Olivier_Ilbert_(11),_Hanae_Inami_(12),_Dale_D._Kocevski_(13),_Anton_M._Koekemoer_(10),_Brian_C._Lemaux_(14),_Kameswara_Bharadwaj_Mantha_(15),_Stefano_Marchesi_(16,_17),_Marie_Martig_(18),_Daniel_C._Masters_(19),_Elizabeth_J._McGrath_(13),_Daniel_H._McIntosh_(15),_Jorge_Moreno_(20),_Hooshang_Nayyeri_(21),_Belen_Alcalde_Pampliega_(22),_Mara_Salvato_(23),_Gregory_F._Snyder_(10),_Amber_N._Straughn_(24),_Ezequiel_Treister_(25),_Madalyn_E._Weston_(15)_((1)_Rochester_Institute_of_Technology,_(2)_LSSTC_DSFP_Fellow,_(3)_INAF_OAR,_(4)_University_of_California_Riverside,_(5)_University_of_Nottingham,_(6)_Swinburne_University_of_Technology,_(7)_Los_Alamos_National_Laboratory,_(8)_The_College_of_Wooster,_(9)_Johns_Hopkins_University,_(10)_Space_Telescope_Science_Institute,_(11)_Aix_Marseille_Universit\'e,_(12)_Hiroshima_University,_(13)_Colby_College,_(14)_University_of_California_Davis,_(15)_University_of_Missouri-Kansas_City,_(16)_INAF_OAS_Bologna,_(17)_Clemson_University,_(18)_Liverpool_John_Moores_University,_(19)_California_Institute_of_Technology,_(20)_Pomona_College,_(21)_University_of_California_Irvine,_(22)_Universidad_Complutense_de_Madrid,_(23)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_(24)_NASA's_Goddard_Space_Flight_Center,_(25)_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02710 |
銀河の相互作用と合併は、銀河の進化において重要な役割を果たすと考えられています。近くの宇宙での研究は、銀河の相互作用と合体において、孤立した銀河よりも高いAGNの割合を示しており、そのような相互作用がブラックホールの成長の重要な要因であることを示しています。より高い赤方偏移でのこの役割の進化を調査するために、主要な分光銀河ペア（$\DeltaV<5000$kms$^{-1}$の2381）の最大の既知のサンプルを$0.5<z<3.0$でコンパイルしました。COSMOSおよびCANDELS調査での観測から。AGNの割合とAGNのレベルを計算するために、この運動学的ペアサンプル、視覚的に識別された合併と相互作用のサンプル、およびそれぞれの質量、赤方偏移、および環境が一致するコントロールサンプルの中からX線とIRAGNを識別します。相対速度、赤方偏移、およびX線輝度の関数としての増強。予測される分離が減少すると、AGNの割合がわずかに増加しますが、全体として、どの分離でも、コントロールサンプルと比較して有意な向上は見られません。最も近い投影分離ビン（$<25$kpc、$\DeltaV<1000$kms$^{-1}$）では、0.94$^{+0.21}_{-0.16}の係数の拡張が見られます。X線およびIRで選択されたAGNの場合、それぞれ$および1.00$^{+0.58}_{-0.31}$。銀河の相互作用は、これらの分離で平均$0.5<z<3.0$を超えてAGN活動を大幅に強化しないと結論付けていますが、エラーと最も近い投影分離でのサンプルサイズが小さいことを考えると、結果は低-の存在と一致します。レベルAGNの強化。
アセトアルデヒドの気相形成：レビューと新しい理論的計算
| Title |
Gas-phase_formation_of_acetaldehyde:_review_and_new_theoretical_computations |
| Authors |
Fanny_Vazart,_Cecilia_Ceccarelli,_Nadia_Balucani,_Eleonora_Bianchi_and_Dimitrios_Skouteris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02718 |
すべての星間複合有機分子（iCOM）の中で、アセトアルデヒドは最も広く検出されている種の1つです。したがって、その形成経路の問題は、天体化学モデルに関して大きな関心事です。この論文では、文献および主要な天体化学データベースで報告された、または報告された気相形成経路の広範なレビューを提供します。4つの異なる気相形成ルートが際立っています：（1）CH$_3$OCH$_3$+H$^+$/CH$_3$CHOH$^+$+e$^-$、（2）C$_2$H$_5$+O（$^3$P）、（3）CH$_3$OH+CHおよび（4）CH$_3$CH$_2$OH+OH/CH$_3$CHOH+O（$^3$P）。パス（2）と（3）は、ISMに有効な低温および密度領域での実験室または理論的研究のいずれによっても研究されませんでした。したがって、新しい正確な量子化学計算を実行しました。RRKMスキームを採用した低温（7-300K）での理論的動力学研究も実施されました。反応（2）が7〜300の温度範囲（アルファ=1.21x10$^{-10}$cm$^3$s$^{-1}$およびベータ=0.16）でアセトアルデヒドを形成するのに効率的であることを確認します。。それどころか、私たちの新しい計算は、反応（3）によるアセトアルデヒドの形成を反証します（アルファ=1.84、0.67x10$^{-13}$cm$^3$s$^{-1}$およびベータ=-0.07、-0.95）。パス（1）も最近の計算で非効率的であることが示されましたが、パス（4）は以前はグリコールアルデヒドの形成が考慮されており、副産物としてアセトアルデヒドが含まれていました。結論として、上記の4つの経路のうち、（2）と（4）の2つだけがアセトアルデヒドの形成に潜在的に効率的な気相反応経路であり、天体化学モデラーはそれらのみを考慮することをお勧めします。天文観測との比較は、経路（4）が実際に主要な役割を果たしている可能性があることを示唆しています。
天の川バルジの恒星時代をVVVでマッピングします。 III。高解像度の赤化マップ
| Title |
Mapping_the_stellar_age_of_the_Milky_Way_bulge_with_the_VVV._III._High_resolution_reddening_map |
| Authors |
F._Surot_(1,2),_E._Valenti_(3,4),_O._A._Gonzalez_(5),_M._Zoccali_(6,7),_E._S\"okmen_(1,2),_S._L._Hidalgo_(1,2),_D._Minniti_(7,8,9)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_European_Southern_Observatory,_(4)_Excellence_Cluster_ORIGINS,_(5)_UK_Astronomy_Technology_Centre,_Royal_Observatory_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica,_Pontifica_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_(7)_Millennium_Institute_of_Astrophysics,_(8)_Departamento_de_Ciencias_F\'isicas,_Universidad_Andr\'es_Bello,_(9)_Vatican_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02723 |
銀河バルジの星の種族の詳細な研究には、必然的に、特に銀河面と中心に向かう星間減光の正確な表現が必要です。銀河面と中心では、重度の異なる赤みがサブアークミンスケールで変化すると予想されます。最近の赤外線調査では、銀河バルジ領域全体にわたって絶滅マップを提供することでこの問題に対処していますが、平面と中心付近の赤みを帯びた色と大きさの図は、体系的に補正不足に見え、より高い解像度の必要性を示唆しています。これらの過小補正は、色に敏感な星の研究に影響を及ぼし（たとえば、色と大きさの図のフィッティングによる星形成履歴分析）、それらを不正確にするか、この値がより適切に制約される小さな低/安定した絶滅ウィンドウに制限します。$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$カラーで、VVVバルジ領域に高解像度（2分角から$\sim$10秒角）の色超過マップを提供することを目指しています。銀河バルジ全体で$\sim$300deg$^2$をサンプリングするMW-BULGE-PSFPHOTカタログを使用します（$|l|<10^\circ$および$-10^\circ<b<5^\circ$）レッドクランプと赤色巨星分枝のサンプルを分離し、$（l、b）$空間の細かい空間グリッドで平均$\mathrm{J}-\mathrm{K}_s$色を計算します。約300度$^2$のVVVバルジ領域にまたがるE$（\mathrm{J}-\mathrm{K}_s）$マップを取得します。これは、バルジの$\sim$1分角の解像度に相当します。郊外（$l<-6^\circ$）から中央の$|l|内で20秒角未満<1^\circ$、および最も内側の領域で10秒角未満（$|l|<1^\circ$および$|b|<3^\circ$）。結果はhttp://basti-iac.oa-teramo.inaf.it/vvvexmap/で公開されています。
Sgr B2の衝撃ガスの構造と運動学：SiO放出マップからの雲と雲の衝突のさらなる証拠
| Title |
Structure_and_kinematics_of_shocked_gas_in_Sgr_B2:_further_evidence_of_a_cloud-cloud_collision_from_SiO_emission_maps |
| Authors |
Jairo_Armijos-Abenda\~no,_Wladimir_Banda-Barrag\'an,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Helga_D\'enes,_Christoph_Federrath,_Miguel_A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02757 |
SgrB2分子雲のSiOJ=2-1マップを示します。これは、[10,40]kms$^{-1}$の速度で少なくとも3つの空洞を含む乱流下部構造を持つ衝撃を受けたガスと[-20,10]kms$^{-1}$の速度。低速および高速での衝撃を受けたガスの空間的な反相関、および位置-速度図のブリッジ機能の存在は、これらの構造が雲と雲の衝突で形成されたことを示唆しています。既知のコンパクトなHII領域のいくつかは、[40,85]kms$^{-1}$の速度で強いSiO放出のサイトと空間的に重なり、[100,120]kmsでSiOガスフィーチャのエッジ間またはエッジに沿っています。$^{-1}$は、この衝突によって圧縮ガスで形成されたコンパクトなHII領域のイオン化に関与する星を示唆しています。SgrB2の3つの位置に向かって、それぞれ$n_{\rmH_2}\sim10^5\rmcm^{-3}$と$\sim$30Kのオーダーのガス密度と運動温度が見つかります。SiO相対存在量、積分線強度、および線幅の平均値は、$\sim$10$^{-9}$、$\sim$11Kkms$^{-1}$、および$\sim$31kmです。それぞれs$^{-1}$。これらの値は、Cタイプの衝撃による粒子のスパッタリングを模倣する化学モデルで得られた値と一致します。観測結果と流体力学シミュレーションを比較すると、$\lesssim$0.5Myr前に発生した雲と雲の衝突により、平均列密度が$\bar{N}_{\rmH_2}\gtrsimの密度分布を説明できることがわかります。5\times10^{22}$cm$^{-2}$、およびさまざまな速度チャネルでの衝撃を受けたガスの形態と運動学。衝突する雲は、速度$\sim$5-50km$s^{-1}$の内部衝撃を生成するのに効率的です。高速ショックは衝突の初期段階で生成され、星形成を容易に発火させる可能性がありますが、中速および低速ショックはより長いタイムスケールで重要であり、SgrB2での広範なSiO放出を説明できます。
粒子表面反応ネットワークの加速ベイズ推定のためのネットワークトポロジーの活用
| Title |
Exploiting_Network_Topology_for_Accelerated_Bayesian_Inference_of_Grain_Surface_Reaction_Networks |
| Authors |
Johannes_Heyl,_Serena_Viti,_Jonathan_Holdship_and_Stephen_M._Feeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02877 |
星間物質の粒子表面化学の研究では、粒子表面分子の存在量にほとんど制約がなく、反応メカニズムに関して多くの不確実性が存在します。ベイジアン推論を実行して、予想される反応速度を決定できます。この作業では、ネットワークのジオメトリを調べることにより、反応ネットワークでベイズ推定を実行するための計算コストを削減する方法を検討します。反応ネットワークのトポロジーを活用する2つの方法が提示されます。1つは、反応ネットワークを、制約のある反応チェーンだけに縮小することです。この後、新しい制約が反応ネットワークに追加され、この新しい反応ネットワークをサブネットワークに分離できることが示されています。ネットワークをサブネットワークに分離できるという事実は、星間複合有機分子の反応ネットワークにとって特に重要です。その表面反応ネットワークには数百の反応がある可能性があります。どちらの方法でも、最小のバイアスで最大事後反応速度を回復できます。
局所的な星形成銀河におけるスケーリング関係とバリオンサイクリング：II。ガス含有量と星形成効率
| Title |
Scaling_relations_and_baryonic_cycling_in_local_star-forming_galaxies:_II._Gas_content_and_star-formation_efficiency |
| Authors |
L.K._Hunt,_C._Tortora,_M._Ginolfi,_R._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02919 |
銀河の低温ガス貯留層の評価は、星形成過程と、銀河の進化におけるフィードバックとバリオン循環の役割を理解するための基礎です。ここでは、最近の論文で発表された392個の銀河（MAGMA、MetallicityandGasforMassAssemblyと呼ばれる）のサンプルを利用して、$\sim10^7から恒星質量Mstarの広い範囲にわたる分子および原子ガスの特性を定量化します。-10^{11}$ムスン。まず、alpha_COの金属量（$Z$）依存性が以前の推定よりも浅く、alpha_CO$\propto（Z/Z_\odot）^{-1.55}$であることがわかります。第二に、分子ガス質量MH2は、Mstarおよび星形成率（SFR）と強く相関していることがわかり、$\sim$0.2dex以内のMH2の予測を可能にします。MAGMAスケーリング関係における原子ガス質量MHIの振る舞いは、それが銀河系周辺環境とガス降着に関する情報をカプセル化する3番目の独立変数である可能性があることを示唆しています。MgasがMstarおよびSFRとともにMHIに依存していると見なされる場合、Mgasを$\sim$0.05dex以内に予測する関係が得られます。最後に、枯渇時間の分析と、3つの異なる質量ビンにわたるMHI/MstarとMH2/Mstarのスケーリングは、ガスの分配とガス含有量による星形成の調節が質量レジームに依存することを示唆しています。矮小銀河は（HI）降着に圧倒される傾向がありますが、中間のMstar「ガス平衡」ビンにある銀河の場合、星形成はガスの利用可能性に合わせて進行します。最も大規模な「ガスの少ない、二峰性」の銀河では、HIは明らかに星形成に関与していませんが、一般にH2よりも質量が支配的です。私たちの結果は、原子ガスがバリオン循環において重要な役割を果たしており、特に矮小銀河において、現在および将来の星形成の基本的な成分であることを確認しています。（arXivの要約）
磁気回転超新星における元素合成
| Title |
Nucleosynthesis_in_magneto-rotational_supernovae |
| Authors |
Moritz_Reichert,_Martin_Obergaulinger,_Marius_Eichler,_Miguel-\'Angel_Aloy,_Almudena_Arcones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02227 |
ニュートリノ駆動および磁気回転駆動エジェクタを含む磁気回転超新星（MR-SN）からの元素合成を、正確なニュートリノ輸送を伴う2次元シミュレーションに初めて基づいて提示します。ここで分析されたモデルは、異なる回転と磁場を持っているため、これら2つの重要な要素の影響を調べることができます。シミュレーションの正確なニュートリノ輸送は、標準的な超新星のニュートリノ駆動の噴出物に類似した、わずかに中性子が豊富で陽子が豊富な噴出物を分析するために重要です。強い磁場のあるモデルでは、以前の研究と一致して、rプロセスは3番目のrプロセスピーク（$A\sim195$）まで重い元素を生成します。このモデルは、r過程が発生する中性子に富む物質に囲まれた陽子に富むジェットによるジェットのような爆発を示します。$^{56}$Niの下限は$2.5\times10^{-2}M_\odot$と推定されていますが、これは予想される極超新星の値をはるかに下回っています。最終的な予測を得るには、降着円盤の進化を含むより長いシミュレーションが必要です。さらに、最近放出された中性子に富む物質が2番目のrプロセスピークまでの元素を生成する弱い磁場のモデルでは、後期進化が重要であることがわかりました。極超新星元素合成の結論をまだ提供できないとしても、私たちの結果は、超新星残骸の古い星や放射性同位体の観測と一致しています。これにより、MR-SNeは、重元素の合成のための中性子星合体への優れた追加シナリオとなり、それらの起源と初期の銀河元素合成におけるMR-SNeの役割をより深く理解できるようになります。
銀河中心の過剰の特性を検出するフェルミ大面積望遠鏡の感度を調査する
| Title |
Investigating_the_Fermi_Large_Area_Telescope_sensitivity_of_detecting_the_characteristics_of_the_Galactic_center_excess |
| Authors |
Mattia_Di_Mauro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02231 |
天の川の中心は、宇宙粒子物理学で最も印象的な謎の1つを提供しています。フェルミ大面積望遠鏡（LAT）が銀河中心領域に向けて収集したデータでは、いくつかのグループによって過剰なガンマ線（GCE）が測定されています。GCEのスペクトルと空間形態は、暗黒物質（DM）の銀河ハローからの信号と互換性があると一部のグループによって主張されています。代わりに、他の分析では、GCEの特性、たとえばそのエネルギースペクトルは、銀河星間放射（IEM）モデルのソースカタログと分析手法の選択に大きく依存することが示されています。この論文では、GCEの特性を検出するためのFermi-LATの感度を調査します。特に、DMによって与えられたGCEをシミュレートし、背景コンポーネントの完全な知識を使用して、そのエネルギースペクトル、位置、空間形態、および対称性が適切に測定されていることを確認します。また、IEMモデルに欠陥があるさらに2つの現実的なケースを調べます。最初に、モデル化されていないガンマ線源があります。これは、フェルミバブルの低緯度成分で構成されています。2番目では、1つのIEMテンプレートを使用してデータをシミュレートし、もう1つのテンプレートを使用してデータを分析します。IEMのミスモデリングにより、1〜10GeVのGCEエネルギースペクトルに約10〜15％の系統分類が導入され、NFWDM密度プロファイルの勾配の値に約5％が導入されることを確認します。これは、GCEの空間形態。最後に、パルサーのバルジ集団から、または銀河中心から注入された電子と陽電子または陽子からのガンマ線放出などの代替プロセスの場合に、GCEがどのように検出されるかを示します。これらのケースのそれぞれについて、GCEの起源の背後にある実際のメカニズムを特定するのに役立つ独特の喫煙銃の署名があることを示します。
この論文では、エネルギー依存性ニュートリノ輸送を伴う2つの異なる大質量星前駆体の球対称の一般相対論的シミュレーションを介して、コア崩壊超新星に対するニュートリノ対生成の影響に関する注意深い研究を提示します。超新星の進化、ニュートリノ信号の特性、爆発のダイナミクスに対する、基礎となる微物理と放射輸送アルゴリズムの実装の両方の影響と結果を調査します。超新星に見られる2つの主要なニュートリノ対生成プロセス、電子-陽電子消滅と核子-核子制動放射を、放射輸送アルゴリズムのプロセスの単純化された処理と完全な処理の両方と組み合わせて検討します。9.6M$_\odot$前駆体の場合に示すように、簡略化された処方の使用は、ニュートリノ信号に10\％レベルで、潜在的に超新星ダイナミクスに定量的に影響を与えることがわかります。また、核子-核子制動放射相互作用の選択もニュートリノ信号に定量的な影響を与える可能性があることを示しています。コア崩壊の精密シミュレーションには、最先端の微物理による自己無撞着な処理が提案されていますが、ここで検討する簡略化された処理は、計算量が少なく、質的に類似した進化をもたらします。
| Title |
Stellar_Mass_Black_Hole_Formation_and_Multi-messenger_Signals_from_Three_Dimensional_Rotating_Core-Collapse_Supernova_Simulations |
| Authors |
Kuo-Chuan_Pan,_Matthias_Liebend\"orfer,_Sean_Couch,_Friedrich-Karl_Thielemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02453 |
ニュートリノ輸送の等方性拡散源近似と$\sim0.9$〜s〜postbounceまでの有効な一般相対論的ポテンシャルを使用した40$M_\odot$前駆体モデルの自己無撞着な3Dコア崩壊超新星シミュレーションを提示します。初期角速度が$\Omega_0=0$、〜0.5、および〜1〜rad〜s$^{-1}$の3つの異なる回転速度を検討し、回転が衝撃力学、ブラックホール形成、および重力波信号。急速に回転するモデルは、バウンス後$\sim250$〜msで初期爆発を起こし、$T/|W|$の不安定性が低い兆候を示します。このモデルでは、バウンス後$\sim460$〜ms以内にブラックホールの形成は見られません。対照的に、非回転モデルと低速回転モデルでは、それぞれ776〜ms〜postbounceと936〜ms〜postbounceでブラックホールの形成が見られます。ゆっくりと回転するモデルは、バウンス後$\sim650$〜msで爆発し、プロト中性子星（PNS）へのフォールバック降着によりBHが形成されます。さらに、立っている降着ショックの不安定性は、回転していない前駆体を持つ原中性子星の回転を誘発する可能性があり、比角運動量の場合、ブラックホールのスピンパラメータは$a=J/M=0.046$になります。ブラックホール形成中に保存されます。しかし、爆発のない非回転モデルの場合、すべての角運動量は最終的にBHによって降着し、結果として非回転BHになります。ゆっくりと回転するモデルの爆発が成功すると、PNSへの降着が大幅に遅くなり、継続的な冷却と収縮が可能になり、ブラックホールの形成時に非常に高い重力波周波数（$f\sim3000$〜Hz）が発生します。モデルは、対応する2Dと同様の重力波信号を生成します。
特殊相対論的流体のエネルギー運動量テンソルと新しいスケーリングにおける相対論的流体と非相対論的流体の接続
| Title |
Energy-momentum_tensor_of_special_relativistic_fluids_and_Connection_of_relativistic_and_non-relativistic_fluids_in_the_new_scaling |
| Authors |
Mahboobe_Moeen_Moghaddas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02454 |
この論文では、フラットメトリックで無視できる磁場を持つ相対論的流体が研究されています。導入された等次元スケールでは、このスケールでは、変数のすべての類似したコンポーネントが同じ次元を持ちます。また、せん断、バルク、熱流束テンソルの成分とエネルギー運動量テンソルの成分は、円筒座標系と球座標系で計算され、これらの成分はすべて等次元スケールで導出されます。非相対論的せん断、バルク、熱流束テンソル、およびエネルギー運動量テンソルの成分は、相対論的流体の限界で導出されます。また、相対論的流体と非相対論的流体の関係が見られます。したがって、相対論的流体と非相対論的流体のいくつかの区別が表示されます。たとえば、相対論的流体では、速度の時間導関数がせん断応力テンソルを作成し、速度と温度の導関数が熱流束エネルギー運動量テンソルを作成します。
低質量ブラックホールと中性子星合体で生成された残留円盤と動的噴出物の性質
| Title |
Properties_of_the_remnant_disk_and_the_dynamical_ejecta_produced_in_low-mass_black_hole-neutron_star_mergers |
| Authors |
Kota_Hayashi,_Kyohei_Kawaguchi,_Kenta_Kiuchi,_Koutarou_Kyutoku,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02563 |
1.5から4.4の範囲の7つの質量比$Q=M_{\rmBH}/M_{\rmNS}$と3つの中性子を持つモデルについて、低質量ブラックホール-中性子星合体の数値相対論シミュレーションを体系的に実行します-星の状態方程式。ブラックホールの外側に残り、合併中に動的に放出される物質の特性に焦点を当てています。バイナリの質量比への依存性に特に注意を払います。合併後に見かけの地平線の外側に残っている残りの質量は、質量比が低いモデルの質量比にわずかに依存するだけであることがわかります。また、噴出物の残りの質量は$Q\sim3$にピークがあり、質量比が低い場合は質量比が減少するにつれて急激に減少することも明らかになっています。比エネルギーと比角運動量の位相空間における物質分布に焦点を当て、合併中の物質の挙動に関する新しい分析方法を提示します。次に、合併中および合併後の問題の分布をモデル化します。分析の結果を使用して、噴出物の特性について説明します。
区分的ポリトロープを使用したI-Love-Qおよびwモードの普遍的な関係の調査
| Title |
Investigating_the_I-Love-Q_and_w-mode_Universal_Relations_Using_Piecewise_Polytropes |
| Authors |
Ernesto_Benitez,_Joseph_Weller,_Victor_Guedes,_Cecilia_Chirenti,_and_M._Coleman_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02619 |
中性子星は、慣性モーメント（$I$）、潮汐変形可能性（$\lambda$、愛の数に関連）、および回転質量四重極モーメント（$Q$）の間に密接な関係があると予想されます。冷たい高密度物質の未知の状態方程式（EoS）とは無関係です。これらと同様の関係はしばしば「ユニバーサル」と呼ばれ、重力波データの分析を含むさまざまなアプリケーションに使用されてきました。高密度物質の区分的ポリトロープ表現を使用してこれらの研究を拡張します。これには、高い中心密度で安定性の2番目の分岐を持ついわゆる双子の星が含まれます。2番目のブランチの関係は、最初の安定したブランチで見つかった関係よりも、$\sim3$の係数で緊密ではありません。検討中のEoSの最大質量の下限を上げると、両方のブランチの関係が緊密になることがわかります。また、$I$、$\lambda$、$Q$と、基本軸$w$モードの複素周波数$\omega=\omega_R+i\omega_I$との間の新しい経験的関係を提案し、それらがI-Love-Qの相関関係に比較的近い。
SGR J1935 +2154の2019年と2020年のバーストアクティブエピソードのフェルミ/ GBMビュー
| Title |
Fermi/GBM_View_of_the_2019_and_2020_Burst_Active_Episodes_of_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Lin_Lin,_Ersin_Gogus,_Oliver_J._Roberts,_Matthew_G._Baring,_Chryssa_Kouveliotou,_Yuki_Kaneko,_Alexander_J._van_der_Horst_and_George_Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02767 |
2019年10月4日から2020年5月20日までフェルミ/GBMで観測されたSGRJ1935+2154の最新のアクティブ化からの148バーストの時間的および時間統合スペクトル分析を提示します。ただし、4月のバースト密度が非常に高い約130秒のセグメントは除きます。2020年27日。ここに示されている148個のバーストは、SGRJ1935+2154の以前のアクティベーションや他のマグネターからのバーストよりもわずかに長く、柔らかくなります。長期的なスペクトル進化の傾向は、バースト中の磁気圏の平均プラズマ負荷の増加に関連していると解釈されます。また、2014年の発見以来、SGRJ1935+2154からバースト活動が増加する傾向が見られます。最後に、典型的な電波バーストとソースからのX線バーストとの関連は見られません。これは、FRB200428とSGRJ1935+2154X線バーストとの関連性とは対照的であり、これまでのマグネター集団の中で独特でした。
歪んだシュワルツシルトブラックホールの周りに、相対論的標準の安定した、光学的に厚く、冷たく、幾何学的に薄い降着円盤を構築します。この静的で軸対称のブラックホール解の歪みは、物質の外部分布に関係しています。回転による影響が無視できる場合、この分布は軸対称の天体物理モデルの外部を表すことができます。また、歪みは降着円盤の外側の部分に関連している可能性があります。四重極までの歪みによる影響を調べ、このディスクの物理的特性を通常のシュヴァルツシルトの場合と比較します。
宇宙線（CR）スペクトルで最近観測されたTVバンプは、2つの連続したブレークで構成されており、恒星のバウショックが原因である可能性があります。それは既存のCRを再加速し、それらは磁力線に沿って太陽に拡散します。それらは、拡散を自己制御し、バンプを形成する乱流を駆動します。CRの再加速と伝播の問題を解析的に解くことにより、乱流にIroshnikov-Kraichnan（I-K）スペクトル$k^{-3/2}$があることを示します。アドホックバンプフィットには6つのパラメーターが必要ですが、太陽での予測CRスペクトルは、$two$パラメーター、衝撃マッハ数$M$、および他の衝撃パラメーターを吸収するバンプ剛性$R_{0}$のみに依存します。。$M\upperx1.6$および$R_{0}\upperx4.4$TVの場合、分析ソリューションは$\approx0.08\％$だけデータから逸脱します。I-K以外の乱流スペクトルは除外します。2つのパラメーターのみに依存する分析ソリューションでは、偶発的な一致が発生する可能性はほとんどありません。近似から取得された$R_{0}$と$M$の値は、衝撃の距離とサイズ（$\zeta_{\rmobs}-l_{\perp}$）の関係を提供します：$\zeta_{\rmobs}$（pc）$\sim$$10^{2}\sqrt{l_{\perp}（\text{pc}）}$。$l_{\perp}=10^{-3}-10^{-2}$pcと仮定すると、$\zeta_{\rmobs}=3-10$pcの磁力線に沿った経路長がわかります。この範囲には、少なくとも2つの通過する星があります。6.8pcのバイナリショルツ星と3.6pcのトリプレットイプシロンインディです。それらの現在の位置と速度に基づいて、スペクトルバンプがイプシロンインディによって送信されている間、私たちの太陽はショルツ星の航跡にあると推測します。この星が近接していることを考えると、バンプの外観は比較的短時間で変化する可能性があります。
コンパクトなバイナリミリ秒パルサーからの宇宙線陽電子
過去10年間に、コンパクトなバイナリミリ秒パルサー（CBMSP）という新しい中性子星の集団が出現しました。これらのパルサーとその伴星は、典型的な間隔が$10^{11}$cmのタイトな軌道にあるため、それらの風は強く相互作用して、バイナリ内衝撃を形成します。衝撃波で再加速された電子-陽電子対は約10TeVのエネルギーに達する可能性があり、この新しい集団はGeV-TeV宇宙線陽電子の潜在的な発生源になります。CBMSPのバイナリ内ショックからの陽電子のフラックスとスペクトルの分析モデルを提示します。衝撃波に入るペアの最小エネルギー$E_{\min}$は、陽電子が星間物質に注入されるエネルギースペクトルを定量化するために重要であることがわかります。CBMSPの銀河スケールハイト$z_e=0.4\pm0.1$kpcを初めて測定した後、銀河面の近くでそれらを見つけることに対する観測バイアスを補正しました。このことから、銀河系の局所密度は5〜9kpc$^{-3}$であり、外挿された合計は2〜7千のCBMSPであると推定されます。次に、等方性拡散近似でペアを伝播し、全母集団からの陽電子フラックスが、現在知られている52のシステムからの陽電子フラックスよりも約2倍高いことを発見します。$E_{\min}$が1〜50GeVの場合、私たちのモデルは、地球で観測された100GeVでの拡散陽電子フラックスへのCBMSPからのわずかな寄与のみを予測します。また、近くのソースからの拡散フラックスを大幅に変化させる可能性のある、秩序化された銀河磁場による異方性輸送の影響を定量化します。最後に、銀河面に近い単一の「隠された」CBMSPは、地球への視線が秩序だった銀河力線に沿っている場合、600GeVでのAMS-02測定に匹敵する陽電子フラックスを生成できることがわかります。より高いエネルギーでの電子と陽電子の結合フラックスは、CALET、DAMPE、Fermi-LATの測定値に近くなります。
ANITAの3回目の飛行を使用した天体物理学源に関連する超高エネルギーニュートリノの検索
| Title |
A_search_for_ultrahigh-energy_neutrinos_associated_with_astrophysical_sources_using_the_third_flight_of_ANITA |
| Authors |
C._Deaconu,_L._Batten,_P._Allison,_O._Banerjee,_J._J._Beatty,_K._Belov,_D._Z._Besson,_W._R._Binns,_V._Bugaev,_P._Cao,_C._H._Chen,_P._Chen,_Y._Chen,_J._M._Clem,_A._Connolly,_L._Cremonesi,_B._Dailey,_P._F._Dowkontt,_B._D._Fox,_J._W._H._Gordon,_P._W._Gorham,_C._Hast,_B._Hill,_S._Y._Hsu,_J._J._Huang,_K._Hughes,_R._Hupe,_M._H._Israel,_K._M._Liewer,_T._C._Liu,_A._B._Ludwig,_L._Macchiarulo,_S._Matsuno,_K._McBride,_C._Miki,_K._Mulrey,_J._Nam,_C._Naudet,_R._J._Nichol,_A._Novikov,_E._Oberla,_S._Prohira,_R._Prechelt,_B._F._Rauch,_J._Ripa,_J._M._Roberts,_A._Romero-Wolf,_B._Rotter,_J._W._Russell,_D._Saltzberg,_D._Seckel,_H._Schoorlemmer,_J._Shiao,_S._Stafford,_J._Stockham,_M._Stockham,_B._Strutt,_M._S._Sutherland,_G._S._Varner,_A._G._Vieregg,_N._Wang,_S._H._Wang,_S._A._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02869 |
南極インパルス過渡アンテナ（ANITA）の長時間の気球実験は、南極氷床内の超高エネルギー（E>10^{18}eV）ニュートリノの相互作用に敏感です。22日間続くANITAの3回目の飛行は、2014年12月に始まりました。ANITAデータの潜在的なソースクラスと空間的および時間的に一致するエネルギーニュートリノを検索する方法を開発します。この方法論は、いくつかのソースクラスに適用されます。TXS0506+056ブレーザーとNGC1068、IceCubeによって識別された最初の潜在的なTeVニュートリノソース、FermiAll-SkyVariabilityAnalysisによって報告されたフレア高エネルギーブレーザー、ガンマ線バースト、および超新星。5つのソースクラスのうち、統計的に有意なレベルではありませんが、1つの候補がSN2015Dに関連していると特定されました。ソースクラスに上限を設定します。さらに、2つのしきい値以下のイベントと、この方法論をより敏感な将来の機器に適用する可能性についてコメントします。
急速に回転する$ \ Delta $-共鳴混合超核コンパクト星
| Title |
Rapidly_rotating_$\Delta$-resonance-admixed_hypernuclear_compact_stars |
| Authors |
Jia_Jie_Li,_Armen_Sedrakian,_and_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02901 |
共変密度汎関数理論から導出された一連のハドロン状態方程式を使用して、急速に回転する$\Delta$共鳴混合超音速コンパクト星の特性に対する高密度挙動の影響を研究します。特に、バルクエネルギーの等スカラー歪度$Q_{\mathrm{sat}}$と対称エネルギー勾配$L_{\mathrm{sym}}$の変動が、急速な質量に及ぼす影響を体系的に調査します。コンパクト星を回転させます。現代のすべての天体物理学的制約を満たす状態方程式のモデルでは、約$2.5\、M_{\odot}$の過度に大きな重力質量は、次の3つの条件下でのみ得られます。（a）非常に魅力的な$\Delta$-核物質の共鳴ポテンシャル、（b）最大高速（ケプラー）回転、および（c）パラメーター範囲$Q_{\mathrm{sat}}\gtrsim500$MeVおよび$L_{\mathrm{sym}}\lesssim50$MeV。$Q_{\mathrm{sat}}$と$L_{\mathrm{sym}}$のこれらの値は、共変核密度汎関数の大きなサンプル（合計約260）のパラメーター化との重複がかなり小さくなっています。要件（a）-（c）の極端な性質は、GW190814イベントに関与する二次物体が超大規模な中性子星ではなく低質量のブラックホールである可能性が高いという理論的期待を裏付けています。
| Title |
The_Simons_Observatory:_Metamaterial_Microwave_Absorber_(MMA)_and_its_Cryogenic_Applications |
| Authors |
Zhilei_Xu,_Grace_E._Chesmore,_Shunsuke_Adachi,_Aamir_M._Ali,_Andrew_Bazarko,_Gabriele_Coppi,_Mark_Devlin,_Ted_Devlin,_Simon_R._Dicker,_Patricio_A._Gallardo,_Joseph_E._Golec,_Jon_E._Gudmundsson,_Kathleen_Harrington,_Makoto_Hattori,_Anna_Kofman,_Kenji_Kiuchi,_Akito_Kusaka,_Michele_Limon,_Frederick_Matsuda,_Jeff_McMahon,_Federico_Nati,_Michael_D._Niemack,_Aritoki_Suzuki,_Grant_P._Teply,_Robert_J._Thornton,_Edward_J._Wollack,_Mario_Zannoni,_Ningfeng_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02233 |
最新のマイクロ波天体物理学機器では、システムノイズは統計的光子ノイズによって支配されています。光子ノイズは、室温ではなく極低温で迷光経路を終端することによって減らすことができます。ミリメートル波長の迷光を制御するには、慎重な光学設計と吸収性材料の選択が必要です。これは、極低温動作環境に適合している必要があります。吸収性材料には幅広い選択肢がありますが、これらは通常、高い屈折率を示し、光が吸収される前にかなりの部分の光を反射/散乱します。市販のマイクロ波吸収体などの多くの低屈折率材料の場合、極低温環境でのアプリケーションでは、さまざまな課題を克服する必要があります。この論文では、迷光を制御するための新しいツールであるメタマテリアルマイクロ波吸収体（MMA）タイルを紹介します。これらのMMAタイルは、屈折率分布反射防止コーティングに近い外側のメタマテリアル層で構成されています。それらは、カーボンを充填したポリウレタン（25質量％）を射出成形することによって製造されます。射出成形技術により、低コストでの大量生産が可能です。これらのタイルの設計が、1Kへの効率的な冷却を示す測定値とともに示されています。室温で光学性能を測定しました。測定により、65$^{\circ}$の入射角までの1％未満の反射率の制御、および0.01％未満の広角散乱の制御が検証されます。材料の誘電特性も測定され、材料が3Kまで同様の誘電特性を維持していることが確認されました。
深宇宙ネットワーク用のブロードバンドデジタル分光計
| Title |
A_Broadband_Digital_Spectrometer_for_the_Deep_Space_Network |
| Authors |
Kristen_Virkler_(1)_and_Jonathon_Kocz_(2)_and_Melissa_Soriano_(1)_and_Shinji_Horiuchi_(3)_and_Jorge_L._Pineda_(1)_and_Tyrone_McNichols_(4)_((1)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_(3)_CSIRO_Astronomy_&_Space_Science/NASA_Canberra_Deep_Space_Communication_Complex,_(4)_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02235 |
ディープスペースネットワーク（DSN）により、NASAは深宇宙で宇宙船と通信できます。アンテナが大きいため、DSNは電波天文学の強力な機器としても使用できます。具体的には、キャンベラ深宇宙通信複合施設（CDSCC）の70mアンテナである深宇宙ステーション（DSS）43には、17GHz〜27GHzで10GHzの帯域幅をカバーするKバンド電波天文学システムがあります。このスペクトル範囲は、多種多様な星間ガス条件で生成された、多数の原子および分子線をカバーしています。ラインには、水素放射性再結合ライン（RRL）、シクロプロペニリデン、水メーザー、およびアンモニアが含まれます。新しい高分解能分光計が2019年11月にCDSCCに配備され、Kバンドダウンコンバーターに接続されました。分光計の総帯域幅は16GHzです。このような広い総帯域幅により、たとえば、多数のRRLの同時観測が可能になり、これらを組み合わせて、これらの観測の感度を大幅に向上させることができます。システムには2つのファームウェアモードがあります。1）30.5kHzで32768スペクトルチャネルを提供する65k-ptFFTと2）122kHz解像度で8192スペクトルチャネルを提供する16k-pt多相フィルターバンク（PFB）。観察プロセスは、主任研究者の入力からFITSファイル形式の出力データまで、自律性を最大化するように設計されています。新しい分光計を使用して取得したOrionKLマッピングでの水素RRLの予備的なマッピング観測を示します。
3.6メートルのDevathal光学望遠鏡による観測
3.6メートルのインド-ベルギーデバスタール光学望遠鏡（DOT）は、天体の光学および近赤外線（NIR）観測に使用されています。望遠鏡はB=24.5+-0.2の星を検出しました。R=24.6+-0.12およびg=25.2+-0.2等、それぞれ1200、4320および3600秒の露出時間。1時間の露出時間で、24.3+-0.2等の遠方の銀河と、約25等の点光源がSDSSiバンドで検出されました。NIR観測は、J=20+-0.1までの星を示しています。H=18.8+-0.1およびK=18.2+-0.1等は、それぞれ500、550、および1000秒の有効露出時間で検出できます。〜9.2等より明るく、Sh2-61のような強い（>0.4Jy）PAH放射源のnbLバンド源も、3.6メートルのDOTで観測できます。角距離が0.4秒角の連星が望遠鏡で解像されました。サブアーク秒の角度分解能を持つ空の画像は、望遠鏡で光学からNIRの範囲の波長で、観測時間のかなりの部分で観測されます。望遠鏡の現場での性能は、世界の他の場所にある他の同様の望遠鏡の性能と同等であることがわかっています。その地理的位置の利点により、3.6メートルのDOTは、GMRTおよびAstroSatソースの光学的フォローアップや光学的過渡物体を含む、銀河系および銀河系外の天体物理学の最前線の研究問題の光学的およびNIR観測を提供できます。
超高エネルギー観測（PUEO）のペイロード：ホワイトペーパー
| Title |
The_Payload_for_Ultrahigh_Energy_Observations_(PUEO):_A_White_Paper |
| Authors |
P._Allison,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._J._Beatty,_D._Z._Besson,_P._Chen,_Y._Chen,_J._M._Clem,_A._Connolly,_L._Cremonesi,_C._Deaconu,_P._W._Gorham,_K._Hughes,_M._Israel,_T._C._Liu,_C._Miki,_J._Nam,_R._J._Nichol,_K._Nishimura,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_S._Prohira,_R._Prechelt,_B._F._Rauch,_Q._Abarr,_J._M._Roberts,_A._Romero-Wolf,_J._W._Russell,_D._Seckel,_J._Shiao,_D._Smith,_D._Southall,_G._S._Varner,_A._G._Vieregg,_S._A._Wissel,_E._Zas,_and_A._Zeolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02892 |
超高エネルギー観測のペイロード（PUEO）の長時間の気球実験は、1EeVを超えるエネルギーで超高エネルギーニュートリノに対して世界をリードする感度を持つように設計されています。このエネルギー領域を精査することは、すべての距離スケールで極限エネルギー宇宙を理解するために不可欠です。PUEOは、成功した南極インパルス過渡アンテナ（ANITA）プログラムの経験を活用し、それに取って代わります。設計が改善され、30EeV未満のエネルギーで感度が1桁以上大幅に向上します。PUEOは、超高エネルギーニュートリノフラックスの最初の重要な検出を行うか、最良の制限を設定します。
球状星団NGC419とSMCフィールドの短期変動
| Title |
Short_period_variability_in_the_globular_cluster_NGC_419_and_the_SMC_field |
| Authors |
Clara_E._Martinez-Vazquez,_Ricardo_Salinas_and_A._Katherina_Vivas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02220 |
$g、r、i$を使用して、小マゼラン雲（SMC）の中年球状星団であるNGC419のフィールドで、54個のDeltaScuti変数（$\delta$Sct）と3個の食変光星の発見を紹介します。Gemini-S/GMOS時系列観測。クラスターの主系列ターンオフ（MSTO）に現れるのは、ほんの一握りの$\delta$Sctであり、大部分は暗いことがわかります。これは、NGC419が以前考えられていたよりも若い（t$\lesssim$1.2Gyr）ことを示しています。それらの動径分布を考慮すると、6つの$\delta$SctのみがNGC419のメンバーである可能性があり、残りの48はSMCのフィールドの$\delta$Sctである可能性があります。クラスター$\delta$Sctは、MSTOのレッドエッジの近くに表示され、拡張MSTOの起源は年齢の広がりにあるという考えを裏付けています。48フィールド$\delta$Sctは、SMCのフィールドで行われた$\delta$Sctの最大の検出を表します。それらから、SMCのフィールドでの$\delta$Sctの密度を1.6$\delta$Sctperarcmin$^{-2}$と推定します。これは、数万の$\delta$SctがSMCで発見されました。周期と振幅の分布を、文献で入手可能な$\delta$Sctの他のカタログと比較しました。これにより、私たちの作業は、短周期（P$\ge$0.04d）と低振幅（$\）に関してほとんどバイアスがかかっていないと結論付けました。Deltar\ge$0.05mag）。最後に、$\delta$Sct母集団を使用して、さまざまな周期-光度関係を使用してNGC419フィールドまでの距離係数を計算します。得られた平均距離係数は$18.83\pm0.27$magであり、これは以前の測定値と一致しています。
恒星進化論からのGW190521の形成：水素に富むエンベロープ、ドレッジアップ、および$ ^ {12} $ C（$ \ alpha
$、$ \ gamma $）$ ^ {16} $ Oレートのペアへの影響-不安定性ブラックホールの質量ギャップ
| Title |
Formation_of_GW190521_from_stellar_evolution:_the_impact_of_the_hydrogen-rich_envelope,_dredge-up_and_$^{12}$C($\alpha$,_$\gamma$)$^{16}$O_rate_on_the_pair-instability_black_hole_mass_gap |
| Authors |
Guglielmo_Costa,_Alessandro_Bressan,_Michela_Mapelli,_Paola_Marigo,_Giuliano_Iorio,_Mario_Spera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02242 |
対不安定型（PI）は、$\approx{}40-65$〜M$_\odot$と$\sim{}120$〜M$_\odotの間のブラックホールの質量スペクトルにギャップを開くと予想されます。$。質量ギャップの存在は、現在、GW190521の検出によって異議を唱えられており、主成分の質量は$85^{+21}_{-14}$〜M$_{\odot}$です。ここでは、PIの質量ギャップに関する主な不確実性を調査します。$^{12}$C（$\alpha$、$\gamma$）$^{16}$Oの反応速度とHエンベロープの崩壊です。標準の$^{12}$C（$\alpha$、$\gamma$）$^{16}$Oレートでも、質量ギャップの下端は70〜M$_\odotに達する可能性があります。$Z\leq{}0.0003$での残留Hエンベロープの崩壊を考慮した場合。標準の$^{12}$C（$\alpha$、$\gamma$）$^{16}$Oレート$-1\、{}\sigma{}$で計算されたモデルの場合、PI質量ギャップの範囲$\sim{}80$〜M$_\odot$と$\sim{}150$〜M$_\odot$の間。実際、$M_{\rmZAMS}>110$M$_\odot$の星は、コアのヘリウム燃焼段階で、エンベロープを豊かにするコアから物質を抽出する深いドレッジアップエピソードを経験する可能性があります。結果として、対流ドレッジアップによるHeコア質量の減少は、PI超新星を回避し、150〜\Msunの質量のBHを生成するために、初期質量が160〜\Msun\の星を導く可能性があります。$^{12}$C（$\alpha$、$\gamma$）$^{16}$O反応のレートを低くすると、ドレッジアップの効果が強くなります。$-2\、{}\sigma{}$の場合、PIの質量ギャップは92〜M$_\odot$から110〜M$_\odot$の範囲です。最後に、$^{12}$C（$\alpha$、$\gamma$）$^{16}$O$-3\、{}\sigma{}$で計算されたモデルでは、質量ギャップが完全に除去されます。浚渫の効果によって。この浚渫の開始は、対流と混合の想定モデルに特に敏感です。Hエンベロープ崩壊と低い$^{12}$C（$\alpha$、$\gamma$）$^{16}$Oレートの複合効果により、質量がの主成分と一致するBHが形成される可能性があります。GW190521。
失速した星はいつスピンダウンを再開しますか？ Ruprecht147でジャイロクロノロジーを進歩させる
| Title |
When_Do_Stalled_Stars_Resume_Spinning_Down?_Advancing_Gyrochronology_with_Ruprecht_147 |
| Authors |
Jason_Lee_Curtis,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Sean_P._Matt,_Kevin_R._Covey,_Stephanie_T._Douglas,_Ruth_Angus,_Steven_H._Saar,_Ann_Marie_Cody,_Andrew_Vanderburg,_Nicholas_M._Law,_Adam_L._Kraus,_David_W._Latham,_Christoph_Baranec,_Reed_Riddle,_Carl_Ziegler,_Mikkel_N._Lund,_Guillermo_Torres,_S{\o}ren_Meibom,_Victor_Silva_Aguirre,_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02272 |
ベンチマーク散開星団Praesepe（670Myr）、NGC6811（1Gyr）、およびNGC752（1.4Gyr）での自転周期（$P_\text{rot}$）の最近の測定は、次のタイトなシーケンスに収束した後、質量$-$周期空間でゆっくりと回転する星は、一時的にスピンダウンを停止します。これらのデータはまた、この停滞したスピンダウンのエポックの持続時間がより低い質量に向かって増加することを示しています。失速した星がいつスピンダウンを再開するかを決定するために、$K2$ミッションとパロマートランジエントファクトリーからのデータを使用して、2.7GyrのクラスターRuprecht147、39の58人の矮星メンバーの$P_\text{rot}$を測定します。これは、短期間またはほぼ等しい質量のバイナリを削除するように設計された基準を満たしています。ほぼ同時代のクラスターNGC6819の$Kepler$$P_\text{rot}$データ（$M_\star>0.85$M$_\odot$の30個の星）と組み合わせると、新しい測定値は2倍以上になります。$\upperx$2.5Gyrベンチマークローテーターで、このサンプルを$\upperx$0.55M$_\odot$まで拡張します。このジョイントサンプルのゆっくりと回転するシーケンスは、若いクラスターのシーケンスと比較して、比較的フラット（22$\pm$2日）に見えます。このシーケンスは$Kepler$中間期のギャップとも交差しており、このギャップが星形成の落ち着きによって作成されたのではないことを示しています。星がスピンダウンを再開する時間を計算すると、0.55M$_\odot$の星が少なくとも1.3Gyrの間失速したままであることがわかります。現場で低質量の星を正確に年代測定するには、この失速するタイムスケールを考慮して、ジャイロクロノロジーの公式を変更する必要があります。散開星団データを使用してコア$-$エンベロープ結合モデルを経験的に調整すると、明らかなストール効果のほとんどを説明できます。ただし、磁気ブレーキトルクの一時的な低下などの代替の説明は、まだ除外できません。
散開星団Ruprecht147（NGC 6774）のクールスターの自転周期：ジャイロクロノロジーへの影響
| Title |
Rotation_periods_for_cool_stars_in_the_open_cluster_Ruprecht_147_(NGC_6774):_Implications_for_gyrochronology |
| Authors |
David_Gruner,_Sydney_A._Barnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02298 |
ジャイロクロノロジーは、観測された回転周期と質量に基づいて、クールな主系列星の年齢、またはその適切な代理の年齢の導出を可能にします。FGK星についてはますますよく探求されていますが、それより古い年齢やK-Mタイプの星についてはさらに測定する必要があります。近くの3Gyrの散開星団Ruprecht147を調べて、以前に調べたがはるかに遠いNGC6819クラスターと比較し、特に以前に可能であったよりも冷たい星を測定します。ガイアDR2を含む、以前の作業からの102のクラスターメンバーの包括的なリストを作成しました。これらのメンバーについては、ケプラー/K2宇宙ミッションのキャンペーン7でも光度曲線が取得されました。[...]周期的な信号は32個の星に見られ、そのうち21個は信頼性が高く、単一または事実上単一のRu147星を表すと考えられています。これらの星は、F後期からM中期の星までのスペクトル型をカバーし、6dから32dの範囲の周期を持ち、Ruprecht147を他の散開星団の両方および回転スピンダウンのモデルと比較することができます。導出された自転周期は、2.5Gyr-oldクラスターNGC6819の既知の自転周期分布のより低い質量にスムーズに接続し、重なり、拡張します。データは、クールな星が自転周期-質量-年齢で単一の表面にあることを確認します空間、そして彼らは同時にその一般的に想定されている形に挑戦します。Ru147歳の色周期図の低質量領域の形状は、最近提案されたモデルを支持します。これは、以前のモデルで必要だった2つのタイムスケールに加えて、3番目の質量依存のタイムスケールを必要とします。回転する星を効果的にモデル化するには、プロセスが必要です。
太陽周期25の予測
太陽周期の予測は、太陽を理解するための試金石として機能することと、宇宙文明にとっての社会的価値のために、太陽物理学の重要な目標です。タスクは難しく、進行は遅いです。Schattenetal。（1978）は、太陽極小期に近い太陽の極域における磁場の大きさが、次の太陽周期の進化と振幅の前兆として役立つ可能性があることを示唆しました。それ以来、この考えは、最後の4サイクル、特に予想外に弱い太陽周期24（「100年で最も弱い」）のサイズのいくらか成功した予測の基礎となっています。極磁場の直接測定は1970年代から利用可能であり、太陽周期25の前に太陽極小期を通過したばかりなので、極磁場前駆体法のさらなるテストが可能になりました。新しいサイクル25の予測サイズは128$\pm$10（新しい黒点番号バージョン2スケール）で、前のサイクルよりわずかに大きくなっています。
ガイア調査でZZセティ白色矮星を検索
{\itGaia}衛星は最近、$\sim$260,000の高信頼性白色矮星候補の視差測定をリリースし、物理パラメータの正確な測定を可能にしました。これらのパララックスをPan-STARRSおよび$u$バンド測光と組み合わせることにより、太陽から100パーセクス以内の北半球のすべての白色矮星の有効温度と恒星質量を測定し、いわゆる不安定帯。Mont-M\'egantic天文台の1.6m望遠鏡に取り付けられたPESTOカメラを使用して、90人の候補者の高速測光観測を取得しました。2つの非常にまれな超大質量パルセータを含む38個の新しいZZCeti星の発見を報告します。また、測光の変動を示さないように見える47個のオブジェクトに加えて、ストリップ内の5つの変光星の可能性を特定しました。ただし、それらのいくつかは、振幅が検出しきい値を下回る可変であるか、測光パラメータのエラーのために不安定帯の外側にある可能性があります。私たちの結果に照らして、$M-T_{\rmeff}$平面の支配的な周期と振幅の傾向を調査し、ZZCeti不安定帯（つまり、領域がない領域）の純度の問題について簡単に説明します。変光星の）。
高分解能分光法でFUオリオン座V960月の分光学的変化を明らかにする
| Title |
Revealing_the_spectroscopic_variations_of_FU_Orionis_object_V960_Mon_with_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Yuhei_Takagi,_Satoshi_Honda,_Akira_Arai,_Jun_Takahashi,_Yumiko_Oasa,_Yoichi_Itoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02403 |
オリオン座FU型星V960月の高分解能分光法の結果を紹介します。V960Monの明るさは、2014年11月に爆発が検出された後、継続的に減少しました。この調光イベント中に、中解像度の分光モニタリング観測を実行し、吸収特性の相当幅が変動を示すことを発見しました。分光学的変動をさらに調査するために、2018年1月8日と2020年2月1日にすばる望遠鏡と高分散分光器を使用してV960Monの高解像度分光観測を実施しました。このスペクトルをケック天文台とケック天文台のアーカイブデータと比較することによって2014年から2017年の間に撮影された高解像度エシェル分光計では、V960Monがフェードするにつれて吸収プロファイルが変化することがわかりました。FeIやCaIなどの吸収線の線プロファイルは、円盤大気と中心星のスペクトルの合計で説明できます。ラインプロファイルの変動を説明するために作成されたモデルスペクトルは、中央の星の有効温度が$\sim$5500Kであることを示唆しています。これは、ガイアとの距離1.6kpcの爆発前の段階の有効温度に匹敵します。スペクトルはまた、V960Monが衰退するにつれて、ディスク雰囲気の有効温度が低下したことを示しています。H$\alpha$とCaIIラインのバリエーション（8498.0A、8542.1A）も、V960Monスペクトルが中心星の支配的なものになったことを示しています。
日食の物理的性質{\ delta} Scuti Star AO Serpentis
| Title |
Physical_Nature_of_the_Eclipsing_{\delta}_Scuti_Star_AO_Serpentis |
| Authors |
Jang-Ho_Park,_Jae_Woo_Lee,_Kyeongsoo_Hong,_Jae-Rim_Koo,_Chun-Hwey_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02441 |
2017年4月から5月の間に行われた$BV$測光および高解像度分光観測からの脈動成分を持つ食変光星AOSerの絶対特性を提示します。両方の成分の半径方向速度（RV）を測定し、連星の実効温度と予測される回転速度は、$T_{\rmeff、1}$=8,820$\pm$62Kおよび$v_1\sini_{1}$=90$\pm$18であると決定されました。観測されたスペクトルをKuruczモデルと比較することにより、それぞれkms$^{-1}$。AOSerの正確な基本パラメータは、光曲線とRV曲線の同時分析によって決定されました。一次成分と二次成分の質量と半径は$M_1$=2.55$\pm$0.09M$_\odot$と$R_1$=1.64$\pm$0.02R$_\odot$と$M_2$=0.49$\pm$0.02M$_\odot$および$R_2$=1.38$\pm$0.02R$_\odot$、それぞれ。日食を差し引いた光の残差について複数の周波数分析を行った。その結果、$f_1$=21。852日$^{-1}$と$f_2$=23。484日$^{-1}$の2つの頻度が検出されました。HRダイアグラム上の進化の位置と脈動特性は、主星が放射状の基本モードを持つ$\delta$Sctパルセータであることを示しています。一方、比較的進化したセカンダリは、それ自体の質量に対して特大です。
過去10年間のソーラーフィラメント研究によって引き起こされたいくつかの興味深いトピック
| Title |
Some_interesting_topics_provoked_by_the_solar_filament_research_in_the_past_decade |
| Authors |
P._F._Chen,_A._A._Xu_and_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02462 |
太陽フィラメントは、熱いコロナに吊るされた冷たい雲のような興味深い現象です。銀河間媒体にも同様の構造が存在します。長い間研究されてきたトピックであるにもかかわらず、太陽フィラメントは、コロナ加熱、コロナ地震学、太陽フレア、およびコロナ質量放出（CME）との関連性から、継続的に集中的な注目を集めています。このレビューペーパーでは、過去10年間に行われたソーラーフィラメント関連の作業を組み合わせることにより、フィラメントの微細構造、ダイナミクス、磁気構成、ヘリシティなど、いくつかの物議を醸すトピックについて説明します。高解像度、高感度の観測と数値シミュレーションを組み合わせることで、これらの論争を解決することで、太陽フィラメントに関連する物理学の理解が大きく飛躍し、銀河フィラメントに光を当てることさえできると期待されています。
太陽磁束出現シミュレーションからの異なる高さでの境界データを使用したデータ駆動型アクティブ領域進化モデルのテスト
| Title |
Testing_a_Data-driven_Active_Region_Evolution_Model_with_Boundary_Data_at_Different_Heights_from_a_Solar_Magnetic_Flux_Emergence_Simulation |
| Authors |
Chaowei_Jiang_and_Shin_Toriumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02497 |
データ駆動型のアクティブ領域進化（DARE）モデルは、太陽コロナ磁場の複雑な構造とダイナミクスを研究するために開発されました。モデルは、強い磁場によって支配される希薄ガスの典型的なコロナ環境で構成されているため、その下限はコロナの基部に設定されますが、光球で観測された磁場によって駆動されます。フラックス出現シミュレーション（FES）からのデータを使用したモデルの以前の評価は、DAREがFESの冠状磁場を再現できなかったことを示しました。これは、FESの光球データが非常に強いローレンツ力を持っているという事実に起因します。したがって、DAREモデルではスプリアスフローが生成されます。ここでは、光球、彩層、コロナの基部に対応する、増分高さでスライスされたFESからの3セットのデータを使用してDAREをさらにテストします。3つのデータセットの主な違いは、ローレンツ力の範囲であることがわかります。これにより、データ駆動型モデルのパフォーマンスが大きく異なります。光球の上の2つの高いレベルでは、ローレンツ力が大幅に減少し、DAREモデルはFESとの一致が大幅に向上し、境界データのローレンツ力がDAREモデルの結果に影響を与える重要な問題であることを確認します。ただし、FESデータとは異なり、SDO/HMI観測からの光球場は、最近、力のない状態に非常に近いことがわかりました。したがって、DAREモデルを駆動するために、冠状基部での磁場の近似として光球磁場を使用することは依然として合理的であることを提案します。
マゼラン雲における[WC]星の急速な進化
南アフリカの大型望遠鏡で14個のマゼラン雲惑星状星雲の新しいスペクトルを取得して、それらの中心星の加熱速度を決定し、漸近巨星分枝星の進化モデルを検証しました。新しいスペクトルを、前の年に行われた観測と比較しました。5つの惑星状星雲は、時間の経過とともに励起の増加を示しました。それらの中心星のうちの4つは、3つの新しい検出を含む、スペクトルに[WC]機能を示します。これにより、マゼラン雲のPNeの[WC]中心星の総数が10個に増えます。4つの[WC]中心星の決定された加熱速度を、He燃焼後の漸近巨星分枝進化トラックと比較し、残りの星をH燃焼トラックと比較しました。決定された加熱速度は、HとHeの両方を燃焼する漸近巨星分枝星の進化モデルと一致しています。励起の最も速い増加を示すPNeの中心の星も、サンプルの中で最も明るいです。これは、マゼラン雲の[WC]中心星が、H燃焼中心星よりも速く進化し、より大規模な前駆体に由来することを示しています。
太陽圏内部のイオンスケールでのコヒーレントイベント：最初の遭遇時の\ textit {Parker SolarProbe}観測
| Title |
Coherent_events_at_ion_scales_in_the_inner_Heliosphere:_\textit{Parker_Solar_Probe}_observations_during_the_first_Encounter |
| Authors |
Denise_Perrone,_Roberto_Bruno,_Raffaella_D'Amicis,_Daniele_Telloni,_Rossana_De_Marco,_Marco_Stangalini,_Silvia_Perri,_Oreste_Pezzi,_Olga_Alexandrova,_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02578 |
\textit{ParkerSolarProbe}は、高度にAlfv\'enicの遅い流れに埋め込まれた最初の近日点の間に、強い磁場の偏向、つまりスイッチバックが遍在することを示しました。ここでは、磁場の半径方向成分$B_r$の振る舞いによって識別される、異なるスイッチバックアクティビティによって特徴付けられる3つの間隔でのイオンスケールの周りの乱流磁気変動を研究します。\textit{Quiet}（$B_r$には大きな変動はありません）、\textit{weak}（$B_r$には強い変動がありますが、反転はありません）、および\textit{strong}（$B_r$には完全な反転があります）期間は異なります。イオン量とAlfv\'enicityの動作。ただし、スペクトル分析では、各ストリームが慣性範囲の典型的なコルモゴロフ/クライヒナンべき乗則によって特徴付けられ、その後に特徴的なイオンスケールの周りが途切れることが示されています。この周波数範囲は、現在のシートや渦のような構造などの非圧縮コヒーレント構造、およびイオンサイクロトロンモードとして識別される波束の存在を伴う、強い断続的な活動によって特徴付けられます。これらの断続的なイベントはすべて3つの期間で検出されましたが、それぞれに異なる影響があります。現在のシートは\textit{strong}期間で支配的であり、波束は\textit{quiet}間隔で最も一般的です。一方、\textit{weak}期間では、渦と波束の混合が観察されます。この作業は、衝突のないプラズマの加熱問題への洞察を提供し、新しいソーラーミッションのコンテキストに適合します。特に、正確な磁気接続分析を可能にする\textit{SolarOrbiter}について、さまざまな断続的な存在をリンクします。ソースリージョンへのイベント。
LASCOの視野におけるコロナ質量放出の運動学
| Title |
Kinematics_of_coronal_mass_ejections_in_the_LASCO_field_of_view |
| Authors |
Anitha_Ravishankar,_Grzegorz_Michalek,_Seiji_Yashiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02682 |
この論文では、1996年から2017年半ばまでの太陽および太陽圏天文台宇宙船に搭載された広角分光コロナグラフ（LASCO）によって記録された28894コロナ質量放出（CME）の運動学の統計的研究を提示します。初期加速段階は、内部コロナの噴火直後のCME速度の急激な増加を特徴としています。このフェーズの後には、CMEの速度がほぼ一定であることを特徴とする重要ではない残留加速（減速）が続きます。初期加速度は、中央値（平均）が57ms-2（34ms-2）で0.24-2616ms-2の範囲にあり、中央値（平均）で約28太陽半径の距離まで発生することを示しています。）7.8太陽半径（6太陽半径）の値。さらに、初期加速度は、高速CME（V>900kms-1）の場合に重要であり、中央値（平均）値はそれぞれ約295ms-2（251ms-2）であり、この場合ははるかに弱くなります。遅いCME（V<250kms-1）の場合、中央値（平均）はそれぞれ約18ms-2（17ms-2）です。重要な推進力（ローレンツ力）は、伝播の最初の2時間の間に、太陽から6太陽半径の距離まで作用する可能性があることに注意してください。初期加速度の大きさと加速度持続時間の間に有意な反相関が見られましたが、残留加速度は-1224〜0ms-2の範囲をカバーし、中央値（平均）は-34ms-2（-17ms-2）。興味深い発見の1つは、太陽活動の23番目のサイクルと比較して24番目のサイクル中の残留加速度がはるかに小さいことです。私たちの研究はまた、考慮されたパラメータ、初期加速度（ACCINI）、残留加速度（ACCRES）、最大速度（VMAX）、および最大速度での時間（TimeMAX）は、主に太陽周期と個体の強度に従うことを明らかにしました。サイクル。
動的ソーラーループのスケーリング則
ピーク温度$T_M$と体積加熱速度$E_H$を静的コロナルループの圧力$P$と長さ$L$に関連付けるスケーリング則は、40年以上前に確立されました。それらは、幅広い研究で計り知れない価値があることが証明されています。ここでは、これらのスケーリング則を{\itdynamic}ループに拡張します。ここでは、エンタルピーフラックスがエネルギーバランスにとって重要になり、上向きのエンタルピーフローを特徴とする衝動的な加熱/充填を研究します。衝突が支配的な熱伝導の場合、スケーリング則の関数従属性は、放射損失が$T^{-1/2}$としてスケーリングされる静的な場合と同じですが、比例定数が異なります。これは、フローのマッハ数$M$によって異なります。マッハ数への依存性は、低から中程度のマッハ数の流れのスケーリング則が静的な場合とほとんど区別できないようなものです。ただし、熱伝導が乱流プロセスによって制限される場合、散乱平均自由行程（したがって熱伝導係数）の温度依存性がはるかに弱いため、コロナとクロモスフィア間の熱伝導によって駆動される戻りエンタルピーフラックスのマッハ数が制限されます。
白色矮星のバイナリ経路調査V.ガイア白色矮星とAFGKバイナリサンプルおよび23個の近接バイナリの識別
| Title |
The_white_dwarf_binary_pathways_survey_V._The_Gaia_white_dwarf_plus_AFGK_binary_sample_and_the_identification_of_23_close_binaries |
| Authors |
J.-J._Ren,_R._Raddi,_A._Rebassa-Mansergas,_M._S._Hernandez,_S._G._Parsons,_P._Irawati,_P._Rittipruk,_M._R._Schreiber,_B._T._Gansicke,_S._Torres,_H.-J._Wang,_J.-B._Zhang,_Y._Zhao,_Y.-T._Zhou,_Z.-W._Han,_B._Wang,_C._Liu,_X.-W._Liu,_Y._Wang,_J._Zheng,_J.-F._Wang,_F._Zhao,_K.-M._Cui,_J.-R._Shi_and_H._Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02885 |
白色矮星とA、F、G、またはK型主系列星からなる白色矮星の近接バイナリ、以降、WD+AFGK型の近接バイナリは、Ia型超新星前駆体の性質を理解し、バイナリ進化モデルをテストするための理想的なシステムです。この作業では、TGAS（Tycho-GaiaAstrometricSolution）とGaiaDataRelease2（DR2）から775WD+AFGK候補を特定します。これは、利用可能な視差を持つ星の明確なサンプルであり、275の視線速度（RV）を測定します。近いバイナリを識別することを目的としたそれらの。RVは、Xinglong2.16m望遠鏡とSanPedroM\'artir2.12m望遠鏡で得られた高解像度スペクトル、および/または利用可能なLAMOSTDR6（低解像度）およびRAVEDR5（中解像度）スペクトルから測定されています。異なる夜から測定値が得られた151のシステムの中で、3$\sigma$RVの変動を示す23のWD+AFGKシステムを特定します。WD+AFGKバイナリサンプルには、AFGKドワーフとジャイアントの両方が含まれており、ジャイアントフラクションは$\sim$43％です。WD+AFGKドワーフとジャイアントサンプルについて決定した近似バイナリ分数は、それぞれ$\simeq$24％と$\simeq$15％です。また、利用可能な高解像度スペクトルを使用して、AFGKコンパニオンの恒星パラメーター（つまり、有効温度、表面重力、金属量、質量、および半径）を決定します。近いバイナリ候補と広いバイナリ候補のメンバーであるAFGKコンパニオンの恒星パラメータ分布は、統計的に有意な差を示していません。
ワイドバイナリフラクションの非単調で強い金属量依存性
| Title |
The_non-monotonic,_strong_metallicity_dependence_of_the_wide-binary_fraction |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang,_Yuan-Sen_Ting,_Kevin_C._Schlaufman,_Nadia_L._Zakamska,_Rosemary_F.G._Wyse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02920 |
星の種族におけるワイドバイナリフラクションの金属量依存性は、ワイドバイナリ形成の未解決の問題を解決する上で重要な役割を果たします。この論文では、500pc以内のフィールドFとGの矮星について、金属量（[Fe/H]）とワイドバイナリフラクション（$10^3$と$10^4$AUの間のバイナリ分離）の年齢依存性を組み合わせて調査します。LAMOSTDR5からの金属量と視線速度の測定値とGaiaDR2からの位置天文情報。ワイドバイナリフラクションは金属量に強く依存することを示します。メタリック度が増加すると、ワイドバイナリフラクションは最初に増加し、[Fe/H]$\simeq0$でピークになり、次に高金属量端で減少します。[Fe/H]$=0$でのワイドバイナリの割合は、[Fe/H]$=-1$および[Fe/H]$\simeq+0.5$でのそれの約2倍です。この金属量依存性は、薄い円盤の星によって支配されています。星の年齢の代用として星の運動学を使用して、若い星がより高いワイドバイナリの割合を持っていることを示します。複数の形成チャネルが金属量と年齢依存性の原因であることを提案します。特に、[Fe/H]$<0$での正の金属量相関と年齢依存性は、より密な形成環境とより早い時期のより高い質量のクラスターに起因する可能性があります。[Fe/H]$>0$での負の金属量相関は、近いバイナリの同様の金属量依存性から継承できますが、放射状の移動が太陽の周りの広いバイナリの割合を高める役割を果たす可能性を排除することはできません。金属量。
測光による重力波検出
重力波（GW）の検出は、宇宙の理解をかなり深めました。現在まで、すべての既知のイベントは直接検出によって観察されていました。本論文では、位置天文観測に基づくGW検出技術を研究し、既存の検出方法を独自に補完できる非常に柔軟な周波数範囲を提供することを実証します。繰り返される点光源の位置天文測定を使用して、定期的なGWによって引き起こされるたわみを抽出し、波のパラメータを推測することができます。ローマ宇宙望遠鏡の太陽系外惑星マイクロレンズ（EML）調査によって提供されるような、銀河バルジの高ケイデンス観測が、ガイア、パルサータイミングアレイ（PTA）、とレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）。ローマのEML調査は、周波数が$7.7\times10^{-8}〜{\rm{Hz}}$から$5.6\times10^{-4}〜\rm{Hz}$の範囲のGWに敏感であると計算されます。超大規模ブラックホール連星とその波形進化のためのユニークなGW観測ウィンドウを開きます。現在予想されるパフォーマンスを想定した検出しきい値は、予想される超大規模ブラックホール連星の人口分布に照らして個々のGWを検出するには高すぎることが判明しましたが、チャープ質量$M_c>10^{7.6}〜M_\odot$のバイナリが望遠鏡が0.11masの位置天文精度を達成できれば、10Mpcを検出できます。$M_c>10^{7}〜M_\odot$が50Mpcまでのバイナリを自信を持って検出するには、100倍の感度向上が必要です。平均位置天文偏向の回復と位置天文精度の向上、観測された星の数、視野サイズ、観測ケイデンスなど、いくつかの改善戦略を提案します。また、他の既存および計画中の測光調査が、位置天文学によるGWの検出にどのように貢献できるかについても説明します。
FANTASY：自動微分を使用した任意のメトリック用のユーザーフレンドリーなシンプレクティック測地線積分器
| Title |
FANTASY:_User-Friendly_Symplectic_Geodesic_Integrator_for_Arbitrary_Metrics_with_Automatic_Differentiation |
| Authors |
Pierre_Christian_and_Chi-Kwan_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02237 |
Pythonで記述されたユーザーフレンドリーなオープンソースのシンプレクティック測地線インテグレーターであるFANTASYを紹介します。FANTASYは「すぐに使用できる」ように設計されており、測地線のメトリックと初期条件を除いて、ユーザーから何も必要としません。FANTASYは、自動微分を使用して機械精度までの導関数を効率的に計算し、ユーザーがクリストッフェル記号やその他のメトリック導関数を手動で入力しなくても、任意の空間（時間）で測地線を統合できるようにします。さらに、FANTASYは、位相空間を2倍にするハミルトニアン積分スキームを利用します。このスキームでは、粒子の位相空間の2つのコピーが一緒に展開されます。この手法により、ハミルトニアンが分離できない場合でも、明示的かつシンプレクティックな統合スキームが可能になります。FANTASYには、2次および4次スキームが事前に構築されており、高次スキームに簡単に拡張できます。アプリケーションの例として、FANTASYを適用してKerr-Senメトリックの軌道を数値的に研究します。
| Title |
Axion-Polariton_in_dense_quark_matter:_a_solution_to_the_missing_pulsar_problem |
| Authors |
Efrain_J._Ferrer_and_Vivian_de_la_Incera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02314 |
銀河中心から10pcの距離内にある多数のパルサーを観測するという期待の失敗によって作成されたパズルである、欠落したパルサー問題を解決するメカニズムを提案します。マグネターSGRJ1745-2900のパルス観測は、マグネター形成が銀河の中心で効率的であるべきであることを示しています。したがって、この領域で観測された少量は、短命のマグネターにつながる何らかの抑制効果が働いている必要があることを強調しています。提案されたメカニズムは、銀河の中心で作成されたマグネターが、いわゆる磁気デュアルキラル密度波相のクォーク物質のコアを持つハイブリッド星である場合、$\gamma$線バースト放射への曝露がハイブリダイズするという考えに基づいていますマグネターの質量に寄与し、ブラックホールへの崩壊を誘発する、アクシオン-ポラリトンとして知られる光子と軸のモード。
二重ベータ崩壊は非常にまれな核プロセスであるため、それを検出することを目的とした実験は、地下深くで超低バックグラウンド条件で実施する必要があります。地球の表面または地下でさえ宇宙線への物質の以前の曝露によって生成された長寿命の放射性同位元素は、必要な感度にとって問題になる可能性があります。ここでは、ゲルマニウム、テルル、キセノンなどのターゲット材料と、銅、鉛、ステンレスなどの一般的に使用される他の材料を考慮して、検出器とこれらの実験のセットアップで使用される材料の活性化収率を定量化および低減するために開発された研究をレビューします。鋼またはアルゴン。関連する放射性同位元素については、ビームまたは直接宇宙線を使用した照射実験からの非常に異なるアプローチと測定に従った計算が考慮されます。さまざまなタイプの検出器に基づく現在および将来の二重ベータ崩壊プロジェクトにおける宇宙線生成活性化の影響も分析されます。
ブラッケット予想は、天体や銀河の磁場を直接説明できますか？そして、ブラッケット予想のラボベースのテストは実行可能ですか？
| Title |
Can_the_Blackett_conjecture_directly_account_for_the_magnetic_fields_of_celestial_bodies_and_galaxies?_And,_is_a_lab-based_test_for_the_Blackett_conjecture_feasible? |
| Authors |
L._Campanelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02734 |
ブラッケット予想によれば、中性の回転体は角運動量に比例した磁気モーメントを獲得します。火星の双極子磁場に関するデータを使用して、磁気モーメントを角運動量に関連付ける無次元定数であるブラックエット定数の値に厳しい上限を設定しました。結果として、Blackett効果は、天体や銀河の磁場を直接説明することはできません。また、回転する実験室規模の物体の磁気モーメントは、よく知られているバーネット効果によって生成されるものよりもはるかに小さいため、実験室でブラックエット効果をテストできないことも示しています。
DFSZアクシオンモデルで電弱ゲージフラックスを使用してアクシオンストリングを研究し、電弱アクシオンストリングと呼ばれるこれらのストリングがフェルミオンゼロモードなしで超伝導を示すことができることを示します。3種類の電弱アクシオンストリングソリューションを構築します。その中で、$W$-fluxのある弦は、いくつかのパラメーター空間で最も軽くなる可能性があり、安定した超伝導宇宙ひもにつながります。また、ペッチェイ・クインスケールが電弱スケールよりもはるかに高いため、ストリングに沿って大電流が流れる可能性があることも示しています。この大きな電流は、同じトポロジカル電荷を持つアクシオンストリング間に正味の引力を誘発します。これにより、アクシオンストリングが初期宇宙でY接合を形成するという新しい可能性が開かれます。
$V（\phi）=m^2f^2[1-\cos（\phi/f）]^n$の形式のポテンシャルを持つ超軽量軸方向（ULA）スカラー場の宇宙進化を特に強調して調べます。対応するsmall$-\phi$べき乗則近似からこれらのポテンシャルへの振る舞いの偏差について：$V（\phi）\propto\phi^{2n}$。スローロールレジームでは、$\dot\phi^2/2\llV（\phi）$の場合、完全なULAポテンシャルが、対応するべき乗則近似よりも興味深い範囲の真髄の可能性をもたらすことを示します。急速に振動するスカラー場について、ULAポテンシャルの状態方程式パラメーターと振動周波数を導き出し、それらが対応するべき乗則値からどのように逸脱するかを示します。純粋なべき乗則近似よりもULA値をより適切に近似する状態方程式パラメーターの解析式を導出します。
