修正重力に対する効果的な流体アプローチ
現在および今後の調査では、さまざまな宇宙論および重力のシナリオをテストするために、理論的精度のサブパーセントの一致が必要になります。これは、ボルツマンソルバー、つまり宇宙論的摂動の線形進化を解くコードを使用して実行できます。重力モデルが多すぎることを考えると、それらすべてを記述し、ボルツマンコードでそれらを考慮に入れるための標準化された統一された方法を持つことが重要です。ダークエネルギー（DE）モデルと修正重力（MG）モデルは、一見まったく異なりますが、同じフレームワーク内でそれらを統合することができます。この論文では、修正された重力モデルを効果的な暗黒エネルギー流体としてマッピングできる効果的な流体アプローチに基づいたシナリオを提示し、それを既存のボルツマンコードに簡単かつ簡単な方法で実装する方法を示します。このアプローチには、計算に必要な変数がほんの一握りであるという利点もあります。つまり、バックグラウンドレベルでの状態方程式$w（a）$と、音速$c_s^2（a、k）$および異方性応力です。線形摂動での$\pi（a、k）$。特に、EFCLASSと呼ばれる後者のCosmicLinearAnisotropySolvingSystem（CLASS）コードを簡単に変更することで、変更された重力モデルの効果を含めることで、はるかに単純でエラーが発生しにくいアプローチで競争力のある結果を提供できることを示します。私たちの修正をテストするために、f（R）理論への効果的な流体アプローチと、標準的な宇宙論モデル$\Lambda$CDMの背景を持つデザイナーHorndeski（HDES）の生き残ったクラスのHorndeskiモデルを特定します。
| Title |
Direct_Detection_of_Hawking_Radiation_from_Asteroid-Mass_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Adam_Coogan,_Logan_Morrison,_and_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04797 |
宇宙の年齢の数百から数百万倍の範囲の寿命を持つ、軽い小惑星質量の原始ブラックホールは、宇宙論的暗黒物質の動機付けられた候補です。アーカイブCOMPTELデータを使用して、近くの天体物理学的構造における軟ガンマ線への蒸発を研究することにより、暗黒物質としての原始ブラックホールの許容パラメータ空間に対する現在の制約を改善します。新世代の提案されたMeVガンマ線望遠鏡は、近くの暗黒物質の密集領域の観測からホーキング蒸発を直接検出し、原始ブラックホールの暗黒物質を制約または発見するユニークな機会を提供することを指摘します。
非標準宇宙論における原始重力波に対するNANOGrav結果の意味
| Title |
Implications_of_the_NANOGrav_result_on_primordial_gravitational_waves_in_nonstandard_cosmologies |
| Authors |
Sukannya_Bhattacharya,_Subhendra_Mohanty,_Priyank_Parashari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05071 |
最近、NANOGravのコラボレーションにより、共通スペクトルの確率過程の証拠が報告されました。これは、確率的重力波（GW）バックグラウンドの初めての検出として解釈される可能性があります。非標準的な宇宙論の歴史における一次および二次GWから生じる信号の可能性について議論します。NANOGrav観測は、初期の物質が支配的な時代の非標準熱史における一次GWによって説明できるのに対し、標準宇宙論またはキネーション支配の非標準時代におけるNANOGrav観測を説明するために必要なパラメーター空間はによって除外されることを示します。BBNとCMBの観測。広いガウスパワースペクトルを持つ大きな原始スカラー変動から生じる2次GWについて、豊富な原始ブラックホール（PBH）生成を達成するために2つの特定のケースを研究します。NANOGravの観測は、標準的な放射線の支配、または後者の場合のゲインが原始振幅のより低い要件である塵のようなエポックで説明できることがわかります。この非標準の時代では、広いパワースペクトルに対して、PBHは惑星の質量領域で広い質量範囲で生成されます。NANOGravの結果が満たされる場合、キネーション支配の非標準エポックでは十分なPBHを生成できません。
$ z \ sim 5 $での宇宙の不透明度に対する重力波の制約：宇宙重力波アンテナDECIGOからの予測
| Title |
Gravitational-wave_constraints_on_the_cosmic_opacity_at_$z\sim_5$:_forecast_from_space_gravitational-wave_antenna_DECIGO |
| Authors |
Shuaibo_Geng,_Shuo_Cao,_Tonghua_Liu,_Marek_Biesiada,_Jingzhao_Qi,_Yuting_Liu,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05151 |
重力波（GW）は完全流体を自由に伝播するため、コンパクトな連星システムを標準サイレンとして合体させることで、光度距離を直接測定し、宇宙の不透明度の影響を受けない距離測定を行うことができます。DECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）は、LISAの目標周波数と地上の検出器の間の周波数範囲に敏感な将来の日本の宇宙重力波アンテナです。DECIGOから予測された将来のGW観測と、電磁（EM）ドメインで現在人気のある3つの天体物理プローブ（HII領域、SNeIaPantheonサンプル、クエーサーサンプル）を組み合わせると、さまざまな赤方偏移で宇宙の不透明度を調べることができます。この論文では、宇宙の不透明度パラメータを高精度（$\Delta\epsilon\sim10^{-2}$）から高赤方偏移（$z\sim$5）に制限できることを示します。宇宙の不透明度の進化を特定の機能形式を想定せずに再構築するには、宇宙の不透明度テストを個々の赤方偏移ビンに個別に適用する必要があります。したがって、個々の赤方偏移での光学的厚さも計算し、赤方偏移ビン内の平均$\tau（z）$を計算します。私たちの発見は、HII銀河とパンテオンSNeIaから得られた結果と比較して、クエーサーサンプルを考慮すると精度が向上することを示しています。ゼロ以外の光学的厚さは、赤方偏移範囲$0<z<0.5$、$1<z<2$、および$2.5<z<3.5$でのみ統計的に有意ですが、そのような傾向は、パラメーター化された形式のフレームワークで得られる傾向とは異なります。したがって、規定された現象論的機能のない宇宙不透明度テストの重要性を強調する必要があります。
速度発散場からの超銀河団
| Title |
Superclusters_from_velocity_divergence_fields |
| Authors |
J._D._Pe\~naranda-Rivera,_D._L_Paipa-Le\'on,_S._D._Hern\'andez-Charpak,_J._E._Forero-Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05160 |
超銀河団は、宇宙の大規模構造を分割して特徴づけるための便利な方法です。この手紙では、超銀河団を発散速度場の流域として定義することの利点を探ります。この定義は、線形理論とN体シミュレーションから生成されたさまざまなデータセットに適用され、グリッドサイズ、平滑化スケール、トレーサーの種類が異なります。このフレームワークから、平均スーパークラスターサイズと発散フィールドの自己相関長の間の線形スケーリング関係が明らかになります。この結果は、10Mpc/hから100Mpc/hまで1桁保持されます。これらの結果は、発散ベースの定義が、さまざまな観測または計算フレームワーク間で結果を定量的に比較するための堅牢なコンテキストを提供することを示唆しています。線形理論との関連を通じて、超銀河団の特性が宇宙論的パラメーターにどのように依存するかについての調査を容易にし、超銀河団を宇宙論的プローブとして使用する道を開くこともできます。
キャリブレーションされたGRB相関を使用した$ z \ simeq0 $を超える運動学的制約
宇宙のダイナミクスは、ガンマ線バーストからの高赤方偏移データを使用して修正され、モデルに依存しない手法によって宇宙線撮影パラメータを制約します。それぞれ$j_0$と$s_0$までの4つのガンマ線バースト相関と2つの階層からのサンプルを考慮して、宇宙の膨張履歴に対する制限を導き出しました。宇宙データは$z\simeq0$の外にあるため、補助変数やパデ近似などの追加の宇宙グラフ手法を調査しました。Bezi\'er多項式を使用して、相関を調整し、真円度の問題を修復しました。モデルに依存せずに較正されたアマティ、ギルランダ、ヨネトク、およびコンボ相関に対していくつかのマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを実行して、$1$-$\sigma$および$2$-$\sigma$の信頼水準を取得し、標準の宇宙論をテストしました。モデル。妥当な結果は、それぞれ$j_0$および$s_0$階層まで見られ、$j_0$階層が考慮されるため、ローカルの$H_0$測定の緊張を部分的に緩和するだけです。体系的なエラーに関する議論は、ここで広く報告されています。私たちの調査結果は、$\Lambda$CDMモデルがガンマ線バーストを使用して完全に確認されていないことを示しています。本物の宇宙定数に対する兆候が要約され、詳細にコメントされています。
| Title |
Investigating_Dark_Energy_Equation_of_State_With_High_Redshift_Hubble_Diagram |
| Authors |
Marek_Demianski,_Elisabeta_Lusso,_Maurizio_Paolillo,_Ester_Piedipalumbo,_and_Guido_Risaliti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05289 |
過去20年以内に収集されたいくつかの独立した宇宙論的データは、宇宙の加速膨張率を明らかにしました。これは通常、いわゆるダークエネルギーによって駆動されると考えられており、最近の推定によれば、現在、宇宙の物質エネルギー。ダークエネルギーの性質はまだ不明です。暗黒エネルギーのいくつかのモデルが提案されています：非ゼロ宇宙定数、いくつかの自己相互作用スカラー場の位置エネルギー、物質の不均一な分布に関連する効果、または重力の代替理論による効果。最近、Ia型（SNIa）、クエーサー（QSO）、ガンマ線バースト（GRB）の超新星からなる高赤方偏移ハッブル図に直面すると、標準のフラットLambdaCDMが（4シグマで）嫌われることが判明しました（[1-3]）。ここでは、同じデータを使用して、別のアプローチを使用して、この張力が確認されているかどうかを調査します。実際には[1-3]で、最適モデルとLambdaCDMモデルの偏差は、それらの宇宙論的展開から導出された宇宙論的パラメーターを比較することによって注目されました。理論的予測と観測された高赤方偏移ハッブル図。この論文では、暗黒エネルギー成分w（z）の赤方偏移依存状態方程式（EOS）の特定のパラメーター化に基づいて、実質的に異なるアプローチを使用します。私たちの統計分析は、暗黒エネルギーEOSを特徴付けるパラメーターを推定することを目的としています。私たちの結果は、（>3シグマレベルで）進化する暗黒エネルギーEOSを示していますが、宇宙定数は一定のEOS、wLambda=-1を持っています。この結果は、以前に検出された張力を確認するだけでなく、それが宇宙線の膨張のアーティファクトではないことを示しています。
Ly $ \ alpha $森林トモグラフィーによるIGMの状態方程式の新しい推定量
| Title |
A_Novel_Estimator_for_the_Equation_of_State_of_the_IGM_by_Ly$\alpha$_Forest_Tomography |
| Authors |
Hendrik_M\"uller,_Christoph_Behrens,_David_James_Edward_Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05606 |
Ly$\alpha$森林トモグラフィーに基づいて、構造形成の準線形領域における銀河間媒体の状態方程式を推定し、それを赤方偏移$zでのUVES_SQUAD調査からの31の高品質クエーサースペクトルに適用する新しい手順を提示します。=2.5$。私たちの推定は、視線の完全な断層撮影の反転に基づいています。2つの異なる反転アルゴリズム、反復ガウス-ニュートン法と正則化された確率保存アプローチを使用してデータを反転します。これらは異なる事前確率に依存し、反転結果をフラックス空間と密度空間で比較します。このように、私たちの方法は、フラックス空間での吸収プロファイルのフィッティングと、物質分布の事前知識を特徴とする回復された密度分布の分析を組み合わせたものです。私たちの見積もりは、特に小さな赤方偏移のゴミ箱では、既存の見積もりよりも正確です。特に、べき乗則を使用して温度と密度の関係をモデル化し、平均密度$T_0=13000^{+1300}_{-1200}\、\mathrm{K}$での温度との勾配を観察します。べき乗則（ポリトロピックインデックス）$\gamma=1.44\pm0.09$は、温度と密度の関係を表すべき乗則パラメーターです。さらに、光イオン化率$\Gamma_{-12}=1.12\pm0.17$を測定します。使用される反転手法の実装は、一般に公開されます。
弱いレンズ効果収束マップの形態
ミンコフスキー汎関数（MF）を摂動的に再構築することにより、収束マップの形態を研究します。ソースの赤方偏移と平滑化角度スケールの関数として、3つの一般化されたスキュースペクトルのセットを使用した系統分類学の研究を提示します。疑似$S_{\ell}$s（PSL）に基づくアプローチを使用して、これらのスペクトルが、任意のマスクと不均一なノイズの存在下で、偏りのない方法でMFの再構築を可能にする方法を示します。私たちの理論的予測は、最近導入されたバイスペクトルへのフィッティング関数に基づいています。結果を最先端の数値シミュレーションと比較し、優れた一致を見つけました。再構成は、角度高調波$\ell$とソース赤方偏移$z_s$の関数として制御された方法で実行できます。これにより、非ガウス性の考えられるソースをより適切に処理できます。私たちの方法には、せん断データを使用して収束マップのトポロジーを直接推定するという利点があります。また、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測から推測される弱いレンズ効果の収束マップについても研究します。また、低赤方偏移ではそれほど重要ではありませんが、高赤方偏移での収束マップの非ガウス性のモデリングでは、ボーン後の補正が重要な役割を果たすことがわかります。また、さまざまな断層撮影ビンからの推定値の相互相関を研究します。
Ia型超新星からの暗黒エネルギー制約に対する固有速度の特定の効果
Ia型超新星（SNIa）ホスト銀河の固有速度は、小さいながらも非常に特殊な方法で暗黒エネルギーパラメーターの制約に影響を与えます。パラメーターは、特定のSNIaデータセットで事前にわかっているパラメーター空間で一方向にバイアスされます。後者の事実を、宇宙論的N体シミュレーションからの推論と、パンテオンSNIaデータセットに適用された圧倒的な統計との組み合わせで示し、単純な定量的議論によってそれを確認します。宇宙論的パラメーターの影響が本質的に無視できることが保証されることを保証する、現在の分析への小さな変更を定量化します。
ガリレオンは、ガリレオンの対称性$\varphi\to\varphi+b+c_\mux^\mu$に従うスカラー場の理論であり、運動項の符号が逆になっている場合は自己加速することができます。これらの理論は、ブラックホール（BH）がガリレオン場に結合しないなど、強い等価原理に違反しますが、非相対論的オブジェクトは、重力に対して強度$\DeltaG/G_{\rmN}$の5番目の力を経験します。ガリレオン場の勾配を下って落下する銀河の場合、これにより、銀河の中心とそのホストの超大質量BHとの間にオフセットが生じます。一連の制約付きN体シミュレーション（\texttt{CSiBORG}と名付けました）を通じて局所的な重力場とガリレオン場を再構築し、銀河ごとにこれらのオフセットのモンテカルロベースのフォワードモデルを開発します。文献からの1916銀河の光学中心と活動銀河核の間の測定されたオフセットを使用して、入力量の不確定性を伝播し、天体物理学および観測ノイズを記述する経験的ノイズモデルをマージナル化して、ガリレオン結合を$\DeltaG/に制約しますG_{\rmN}<0.16$、クロスオーバースケール$r_{\rmC}\gtrsimH_0^{-1}$のガリレオンの$1\sigma$信頼度。
弱いレンズ効果と中性水素の再電離後プローブとの相互相関を使用した暗黒エネルギーの抑制
| Title |
Constraining_dark_energy_using_the_cross_correlations_of_weak_lensing_with_post-reionization_probes_of_neutral_hydrogen |
| Authors |
Chandrachud_B._V._Dash,_Tapomoy_Guha_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05816 |
弱いレンズ効果の収束場と、再電離後の時代における基礎となる暗黒物質分布の大規模トレーサーとの相互相関を検出する見通しを調査します。次に、相互相関を使用して、時間的に変化する暗黒エネルギーを持つモデルの暗黒エネルギー状態方程式（EoS）を制約します。ライマンαの森と赤方偏移を伴う弱いレンズ効果場の相互相関角パワースペクトルを研究します。HI再電離後のエポックからの21cmの信号。角度パワースペクトルは、断層撮影スライス全体の視線平均として表されます。拡張GMRTのような機器または16度のクエーサー（QSO）密度で400時間の観測を複数回使用すると、空の半分をカバーする弱いレンズの収束場との相互相関が検出できることがわかります。非常に高いSNR（>20）。弱いレンズ効果とライマンアルファの森との相互相関により、さまざまなパラメーター化の暗黒エネルギーEoSパラメーターの$1-\sigma$エラーを、Planck+SNIa+BAO+HSTの組み合わせ予測に匹敵する精度レベルで制約できます。21cmの弱いレンズ相互相関は、7CPLモデルの2％でダークエネルギーEoSパラメーターの現在の値に強い制約を与えることがわかります.w_aの制約は、以外のモデルでも同等（〜10％）です。7CPLモデル。また、CPLパラメーター化は、ダークエネルギーの進化に最適な制約付きパラメーター化ではない可能性があることもわかりました。したがって、弱いレンズ効果と中性水素の再電離後プローブとの相互相関は、進化する暗黒エネルギーの性質についての貴重な理解を私たちに与える可能性を秘めています。
HectoMAP赤方偏移調査：最初のデータリリース
| Title |
The_HectoMAP_Redshift_Survey:_First_Data_Release |
| Authors |
Jubee_Sohn,_Margaret_J._Geller,_Ho_Seong_Hwang,_Daniel_G._Fabricant,_Sean_M._Moran,_Yousuke_Utsumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05817 |
HectoMAPは、北の空を横切る連続した1.5$^\circ$ストリップで、55平方度をカバーする、制限$r=21.3$に対する密集した赤方偏移調査です。この地域は、スバル/ハイパースプライムカム（HSC）スバル戦略プログラム（SSP）測光調査でもカバーされており、密な前景赤方偏移調査と強いレンズ効果と弱いレンズ効果の両方のマップを組み合わせたさまざまなアプリケーションを可能にします。HectoMAPの赤方偏移の中央値は調査地域全体で0.3を超えており、赤方偏移調査の平均密度は$\sim2000$銀河deg$^{-2}$です。ここでは、8.7平方度をカバーする最初のデータリリースで合計17,313の赤方偏移を報告します。ほぼすべての天体について、導出された量D$_{n}4000$と恒星の質量を含めます。これらの銀河の中で、8117は$r\leq20.5$の79\％完全な赤選択サブサンプルを構成し、追加の4318は$20.5<r<21.3$の68\％完全赤選択サブサンプルを構成します。HectoMAPデータの長所の例として、2つのアプリケーションについて説明します。redMaPPer測光で選択されたクラスターの洗練されたメンバーシップとHSC測光赤方偏移のテストです。注目に値するredMaPPerの強いレンズシステムを強調します。密な調査における測光赤方偏移と分光赤方偏移の比較は、測光赤方偏移の微妙な体系的な問題を明らかにします。
コザイの移動は、白色矮星の惑星WD1856bを自然に説明します
木星サイズの物体WD〜1856〜bは、白色矮星（WD）を1日1.4ドルのコンパクトな軌道で通過します。現在の軌道で恒星進化に耐えた可能性は低いですが、WD〜1856〜bははるかに広い間隔から移動したと考えられています。WDは古く、よく特徴付けられた階層的倍数のメンバーであるため、よく知られている古在メカニズムはWD〜1856〜bに効果的な移行チャネルを提供します。さらに、星に潮汐がないため、現在の準主軸を移行前の軸に直接接続することができ、そこからシステムの初期状態を推測することができます。成功した移民が恒星進化の前のすべての段階を生き残ることをさらに要求することによって、WD〜1856〜bの質量を$\simeq0.7-3M_{\rmJ}$とその主系列星の準主軸に制限することができます$\simeq2-2.5$auになります。これらの特性は、WD〜1856〜bが典型的なガス巨人として生まれたことを意味します。さらに、WD周辺のコザイ移動惑星の発生率は${\calO}（10^{-3}{-}10^{-4}）$と推定され、WD〜1856〜bが唯一であることを示唆しています。{\itTESS}サンプルに1つありますが、LSSTによる${\calO}（10^2）$の将来の検出を意味します。ある意味で、WD〜1856〜bは、並外れた力学の歴史を経た普通の木星の惑星でした。
ケプラーパイプラインIVでのトランジット信号回復の測定：DR25惑星候補カタログの完全性
| Title |
Measuring_Transit_Signal_Recovery_in_the_Kepler_Pipeline_IV:_Completeness_of_the_DR25_Planet_Candidate_catalog |
| Authors |
Jessie_L._Christiansen,_Bruce_D._Clarke,_Christopher_J._Burke,_Jon_M._Jenkins,_Stephen_T._Bryson,_Jeffrey_L._Coughlin,_Susan_E._Mullally,_Joseph_D._Twicken,_Natalie_M._Batalha,_Joseph_Catanzarite,_AKM_Kamal_Uddin,_Khadeejah_Zamudio,_Jeffrey_C._Smith,_Christopher_E._Henze,_and_Jennifer_Campbell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04796 |
この作業では、最終的なケプラーしきい値交差イベント（TCE;Twickenetal。2016）と惑星候補カタログ（Thompsonetal。2018）を作成するために使用されるケプラーパイプラインの検出効率を経験的に測定します。これらのリスト。シミュレートされた信号をキャリブレーションされたピクセルデータに注入し、パイプラインを介してそれらのピクセルを通常どおり処理することにより、信号の検出確率を信号強度と軌道周期の関数として定量化します。さらに、ターゲット星のパラメータとケプラー視野内のそれらの位置に対する検出効率の依存性を調査します。ケプラーパイプラインのミッション終了バージョンは、全体的な検出効率が高く、さまざまなパラメーター空間で強い信号の検出率が平均90〜95％であることがわかります。信号に寄与するトランジットの数と信号の公転周期への検出効率の弱い依存性、および恒星の有効温度と相関ノイズ特性へのより強い依存性を見つけます。また、視野内の位置に対する検出効率の弱い依存性も見られます。ケプラー星のサンプルを、適切に動作する相関ノイズ特性を持つ星に制限することにより、将来の発生率の計算のために、検出効率の高い星のセットを定義できます。
月は、惑星の質量体と原始地球との間の巨大な衝撃の余波で形成されたと考えられています。典型的なジャイアントインパクトのシナリオでは、蒸気、液体、および固体の破片の円盤が原始地球の周りに形成され、おそらく数十年の進化の後、凝縮して月を形成します。最先端の数値シミュレーションを使用して、月を形成する巨大な衝撃に対する磁場の動的効果を調査します。衝突自体によって生成された乱流、衝突後のデブリフィールドと原始地球との間の境界層のせん断、およびディスクの蒸気成分の乱流が、フィールドを動的に有意な強度に増幅することを示します。磁気的に駆動される乱流は、原月円盤内の角運動量輸送を促進します。デブリ物質は原始地球に堆積し、月の形成の効率を低下させますが、ディスクはより大きな半径に広がることを余儀なくされ、その外縁で冷却されます。磁場は、原始月の円盤の蒸気成分の進化を加速し、月の形成を早めます。
準ヒルダ小惑星P / 2010 H2（ベール）の爆発
準ヒルダ小惑星P/2010H2（Vales）は、2010年に7.5等級（1000倍）の壮大な測光爆発を起こしました。ここでは、4月20日から8月10日までの4か月間のこのイベントの光学観測を示します。爆発は、UT20104月15.76から始まり、総断面積17,600平方km（アルベド0.1を想定）、質量1.2e9kgのダスト粒子を放出しました。これは、半径1.5の球として、核の質量の約1e-4です。kmおよび密度500kg/m3。爆発の上昇段階は非常に急でしたが（明るさの倍加時間は数時間）、大きな低速の粒子が核から離れて漂流するにつれて、その後の退色はゆっくりと起こりました（退色のタイムスケールは数週間から数か月に増加しました）。退色する光度曲線の単純なモデルは、放出された粒子がミクロンからセンチメートルまでの広い範囲のサイズを占め、指数3.6+/-0.1（他の彗星と同様）のべき乗則分布に従うことを示しています。最速の粒子の速度は210m/sであり、流れによく結合した小さな粒子のガス抗力加速を示しています。回転破壊、熱および乾燥応力亀裂、静電反発など、アクティブ小惑星の質量損失を促進することが知られている低エネルギープロセスは、P/Valesで測定される高い粒子速度を生成できず、割引されます。準ヒルダの動的寿命が短く、これらのオブジェクトの衝突確率が低いことを考えると、衝撃の発生源はありそうにありません。噴出物の比エネルギーは220J/kgと推定されています。爆発は、前世紀の木星との一連の遭遇に続き、近日点の内向きの変位に続く伝導熱による埋もれた超揮発性物質の遅延活性化（および/または表面下のアモルファス氷の結晶化）と一致します。雪崩によって生成されたデブリクラウドの潜在的な起源も考慮されます。
居住性の色
他の惑星での生活から仮想教室まで、この論文は、私たちが他の世界をどのように見ているかに基づいて、幅広い研究トピックにまたがっています。月の満ち欠け、太陽系の惑星、太陽系外惑星の大気など、あらゆるものに対する私たちの理解は、光の解釈から生まれます。ある日、私たちの光の知識は、別の惑星での生命の発見の証拠として使用されます。私たちが太陽系全体にローバー、着陸船、勇敢な魂を散らかす前の時代、私たちは惑星と衛星が太陽から反射して私たちに戻ってきた光からしか知りませんでした。今日、私たちは太陽系外惑星とほとんど同じ状況にあります。私たちの望遠鏡は遠方の世界からの光を集めることができますが、その場での測定で私たちの観測を確認するには遠すぎます。間もなく、さらに小さな太陽系外惑星、そして最終的には星のハビタブルゾーンを周回する地球サイズの太陽系外惑星から光を集めることができるようになります。これらの今後の観測への参照ガイドとして、私たち自身の太陽系よりも比較するのに良い場所です。私たちが行ったことは、私たち自身の太陽系の惑星を測定し、それらを太陽系外惑星として扱い、さまざまな表面タイプをどのように区別できるかを判断することです。結果は、太陽系外惑星のフィールドガイドとして使用するための19個の太陽系オブジェクトのスペクトル、幾何アルベド、および色のデータベースです。フィールドガイドを超えた一歩は、物理学だけの世界を探索する方法であり、私たちの想像力はによって制限されています。コンピューターモデルを使用することで、何千もの惑星を作成して、あらゆる環境の物理的および化学的安定性を判断できます。関心のあるパラメータドメインの1つは、惑星の居住性における表面色の役割です。さまざまな材料には、色や当たる光に応じて表面を冷却または加熱する独自の熱特性があります。暗い海は光をよく吸収して熱くなり、白い砂は反射率が高く涼しく保たれます...
67P /チュリュモフゲラシメンコ彗星のMUSE観測：MUSEによる将来の彗星観測の参考
| Title |
MUSE_observations_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko:_A_reference_for_future_comet_observations_with_MUSE |
| Authors |
C._Opitom,_A._Guilbert-Lepoutre,_S._Besse,_B._Yang,_C._Snodgrass |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05064 |
彗星67P/チュリュモフゲラシメンコの観測は、2016年3月3日から7日まで、近日点通過後の大きな地動説距離でMUSEを使用して行われました。これらの観測は、67P彗星に関する大規模な情報を提供することを目的とした同時地上キャンペーンの一部でした。ESA/ロゼッタミッションを補完します。5泊で合計38個のデータキューブを取得しました。機器の面分光器（IFU）の性質を利用して、67Pのダストのスペクトルとコマ内の空間分布を同時に研究します。また、昏睡状態でのガス放出の証拠を探します。将来の彗星観測の基準として使用できる、光学範囲にわたるダストコマの高品質スペクトルを生成します。ダスト反射率の傾きは、480〜900nmの間隔で10％$/100$nmであり、より赤い波長に向かってより浅い傾きです。$\mathrm{Af\rho}$を使用して、ダスト生成を定量化し、V、R、およびIで65$\pm$4cm、75$\pm$4cm、および82$\pm$4cmの値を測定します。それぞれバンド。コマのいくつかのジェットとダストトレイルを検出します。最後に、スペクトル情報と空間情報を組み合わせた新しい方法を使用して、630nmで禁止されている酸素輝線を検出します。この線を使用して、すべての酸素原子が水の光解離に由来すると仮定して、$1.5\pm0.6\times10^{26}\mathrm{molec./s}$の水生成率を導き出します。
| Title |
Statistical_properties_of_habitable_zones_in_stellar_binary_systems |
| Authors |
Paolo_Simonetti,_Giovanni_Vladilo,_Laura_Silva,_Alessandro_Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05585 |
太陽系外惑星と原始惑星系円盤の観測は、バイナリ恒星システムが安定した軌道で惑星をホストできることを示しています。星の間の連星の割合が高いことを考えると、銀河のハビタビリティへの連星システムの寄与を定量化する必要があります。したがって、バイナリシステムの大きな（最大$10^6$）サンプルを生成することを目的とした一連のモンテカルロ実験を設計しました。ランダムに抽出された各システムについて、システムの両方の星の動的および放射パラメータを説明する公開された経験的定式化を使用して、放射ハビタブルゾーンと動的安定領域の間の交差を計算します。また、連星系における惑星形成の制約についても検討します。星周領域と周連星領域の居住性特性はかなり異なり、バイナリシステムパラメータに関して補完的であることがわかります。周連星HZは、星の分離$\lesssim0.2$AUで一般的であっても、一般に、連星系の世界人口ではまれです（$\simeq4\％$）。逆に、星周HZは世界の人口で頻繁に発生しますが（$\ge80\％$）、星周分離$\lesssim1$AUではまれです。これらの結果は、制約が不十分なバイナリシステムパラメータの変動に対してロバストです。連星系のHZが単一の星の周りのHZよりも広くなる可能性のある恒星の分離と質量の範囲を導き出します。M型二次星の周りの星周領域では、広がりが特に強くなる可能性があります（最大1桁）。私たちの統計的予測と観測調査との比較は、連星系で検出された太陽系外惑星の居住性特性に対する選択効果の影響を示しています。
サングレーザークロイツ彗星C / 2010 E6（STEREO）のSTEREO観測の偏光解析
| Title |
Polarimetric_analysis_of_STEREO_observations_of_sungrazing_Kreutz_comet_C/2010_E6_(STEREO) |
| Authors |
Rok_Ne\v{z}i\v{c}_(1,_2,_3),_Stefano_Bagnulo_(1),_Geraint_H._Jones_(2,_3),_Matthew_M._Knight_(4,_5),_Galin_Borisov_(1,_6)_((1)_Armagh_Observatory_and_Planetarium,_Armagh,_UK,_(2)_Mullard_Space_Science_Laboratory,_University_College_London,_UK,_(3)_The_Centre_for_Planetary_Sciences_at_UCL/Birkbeck,_London,_UK,_(4)_Department_of_Physics,_United_States_Naval_Academy,_Annapolis,_MD,_USA,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_College_Park,_MD,_USA,_(6)_Institute_of_Astronomy_and_National_Astronomical_Observatory,_Bulgarian_Academy_of_Sciences,_Sofia,_Bulgaria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05750 |
2010年3月の太陽周回軌道$3-28R_{\odot}$でのサングレーザークロイツ彗星C/2010E6（STEREO）のツインSTEREO宇宙船近日点前測光および偏光観測は、新しく作成された一連の分析ルーチンを使用して調査されました。彗星は近日点通過中に完全に崩壊しました。それ以前は、ヘリオセントリック距離の減少に伴う強度ピークの広がりと増加は、高位相角（〜105-135{\deg}、STEREO-B）でのゼロ偏光への低下と、での負の偏光の出現を伴いました。低位相角（〜25-35{\deg}、STEREO-A）。彗星に近い領域の外側では、尾は、彗星中心距離の増加とともに分極が増加する急な傾斜を示し、傾斜は、地動説距離の減少とともに著しい減少を示しました。急な傾斜は、耐火性有機マトリックスの昇華とそれに伴うふわふわの凝集粉塵粒子の処理に起因し、ケイ酸塩が露出します。傾斜の減少は、太陽に近いすべての耐火材料の漸進的な昇華によって引き起こされる可能性があり、その結果、ガスがダストの偏光信号を抑制します。彗星の頭部に近いゼロに近い偏光は、同じメカニズムで説明できますが、強度データと相関する、おそらく崩壊しているコアから大量の物質が放出され昇華するため、そこではより強くなります。小さな位相角での負の分極は、新たに放出された大きなケイ酸塩に富む凝集体の存在によって説明される可能性があります。ゼロ分極と負分極の両方が同時に観察されているにもかかわらず、それらの原因に関する2つの仮説は簡単には一致しません。観測と理論の両方で、そのような彗星のさらなる研究の必要性が強調されています。
至点時の天王星の磁気圏の物理モデル
天王星は太陽系で唯一、自転軸と軌道面がほぼ平行な惑星です。天王星はまた、回転軸とその磁気双極子の方向との間の最大の角度（およそ$59^\circ$）を持つ惑星です。その結果、その磁気圏の尾の形と構造は、どの季節を考えても、他のすべての惑星のものとは非常に異なります。至点時の天王星の磁気尾部の電磁流体力学モデルを提案する。モデルの主な結論の1つは、拡張された磁気テールを形成するすべての磁力線は、惑星の表面を通過する出現時から、下流で数回引き伸ばされてねじられた後の遅い進化の時まで、同じ定性的進化に従うということです。惑星の。惑星のフレームでは、これらの力線は磁気面上を移動し、巻かれて竜巻の形をした渦を形成し、惑星上に2つのフットポイント（各磁気半球に1つ）があります。渦の中心（竜巻の目）は、らせんピッチ（対称軸$z$に沿った）を持つ単純な二重らせんです$\lambda=\tau[v_z+B_z/（\mu_0\rho）^{1/2}]、$ここで、$\tau$は惑星の回転周期、$\mu_0$は真空の透過率、$\rho$は質量密度、$v_z$は流体速度、$B_z$は磁場です。ここで、すべての量は渦の中心で局所的に評価する必要があります。要約すると、惑星のフレームでは、拡張されたウランの磁気テールの典型的な磁場の動きは渦運動であり、惑星表面上の線の出現点に関係なく、単一の二重らせんに向かって漸近的に収束します。
3
| Title |
The_Number_Densities_and_Stellar_Populations_of_Massive_Galaxies_at_3_ |
| Authors |
Z._Cemile_Marsan,_Adam_Muzzin,_Danilo_Marchesini,_Mauro_Stefanon,_Nicholas_Martis,_Marianna_Annunziatella,_Jeffrey_C._C._Chan,_Michael_C._Cooper,_Ben_Forrest,_Percy_Gomez,_Ian_McConachie,_Gillian_Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04725 |
COSMOS/UltraVISTAUltra-Deepフィールドで特定された$3<z<6$の巨大な（log（M$_{*}$/M$_{\odot}$）$\geq11$）銀河の人口調査を示します。ストライプ：それぞれ$3<z<4$および$4<z<6$の$\approx100$および$\approx20$の信頼性の高い候補で構成されます。$3<z<4$の母集団は、スターバースト後、UV星形成、およびほこりっぽい星形成銀河でほぼ等しい割合で構成されていますが、UV星形成銀河は$4<z<6$で優勢です。SEDモデリングにおけるバイアスのさまざまな原因を説明し、$z>3$の巨大な銀河の数密度と質量成長履歴を理解するために輝線汚染の処理が不可欠であることを発見しました。$z\sim4$（$\lesssim600$Myrsの$>\times$5）で観測された数密度の大幅な増加は、これがlog（M$_{*}$/M$_{\odot}$）$\geq11$銀河はかなりの数で出現し、恒星の年齢（$\upperx500-900$Myrs）は、早くも$z\sim7$の急速な形成の時代を示しています。補助的な多波長データセットを活用して、パンクロマティックSEDモデリングを実行し、サンプルの星形成活動全体を制約します。サンプルの星形成活動は、一般に、考慮された赤方偏移で星形成の主系列星にあることと一致しており、人口の$\approx15-25\％$は、抑制された星形成率の証拠を示しており、消光メカニズムを示していますすでに$z\sim4$でプレイされています。利用可能なHSTイメージングを積み重ね、それらのコンパクトな性質（$r_{e}\lesssim2.2$kpc）を確認し、高$z$の星形成銀河の予想サイズと一致します。最後に、私たちの結果が、宇宙で最も巨大な銀河の化石記録から推測される初期の形成エポックと短い形成タイムスケールとどのように一致しているかについて説明します。
中央銀河と伴銀河の年齢、恒星の金属量、α/ Feによって調べられた、環境全体での銀河の進化
| Title |
Galaxy_evolution_across_environments_as_probed_by_the_ages,_stellar_metallicities_and_[alpha/Fe]_of_central_and_satellite_galaxies |
| Authors |
Anna_R._Gallazzi_(1),_Anna_Pasquali_(2),_Stefano_Zibetti_(1),_Francesco_La_Barbera_(3)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(2)_ARI_-_Heidelberg,_(3)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04733 |
SDSSDR7の星の種族パラメータの推定値とグループ環境の特性を組み合わせて、現在の銀河の星形成と金属濃縮の履歴が環境によってどのように影響を受けているかを調べます。現在の星形成率と落下エポックを制御しながら、恒星とホストグループのハロー質量の関数として、衛星銀河と中央銀河の恒星年齢、恒星金属量、元素存在比[alpha/Fe]を比較します。以下のlog（Mstar/Msun）=10.5の衛星は、同じ大きさの中央銀河よりも古く、金属が豊富であることを確認しています。それどころか、それらのα/Feの違いは検出されません。これは主に恒星の質量に依存し、グループ階層やホストのハロー質量には依存しません。また、10^{10.5}Msun未満の恒星質量での衛星と中央値の年齢と金属量の中央値の違いは、主に衛星間の受動銀河の割合が高いことと、ハロー質量の関数によるものであることがわかります。低質量で観測された傾向は、衛星固有の環境影響の作用を「遅延してから急速に」明らかにしていると私たちは主張します。さまざまな静止率を考慮すると、同じ大きさの中央銀河と比較して、古い星の種族が優勢で、10^{14}Msunよりも重いハローに存在する衛星では、年齢、金属量、およびα/Feのわずかな残留過剰が現れます。。この年齢、金属量、およびα/Feの過剰は、古代の侵入者、つまり5Gyr以上前に現在のハローに付着した衛星に関係しています。この結果は、宇宙密度のピークの近くにある銀河の星形成の初期段階における環境の作用を示しています。
SQuIGG $ \ vec {L} $ E調査：大規模なz $ \ sim $ 0.6スターバースト後の銀河はフラットエイジの勾配を示します
| Title |
SQuIGG$\vec{L}$E_Survey:_Massive_z$\sim$0.6_Post-Starburst_Galaxies_Exhibit_Flat_Age_Gradients |
| Authors |
David_J._Setton,_Rachel_Bezanson,_Katherine_A._Suess,_Qiana_Hunt,_Jenny_E._Greene,_Mariska_Kriek,_Justin_S._Spilker,_Robert_Feldmann,_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04734 |
$z\sim0.6$で、6つの巨大な（$M_\star\geq10^{11}\M_\odot$）A星が優勢なスターバースト後の銀河のジェミニGMOSIFU観測を提示します。これらの銀河は、SQuIGG$\vec{L}$Eサーベイのサブサンプルであり、スローンデジタルスカイサーベイの分光サンプル（DR14）から中間赤方偏移のポストスターバーストを選択します。スペクトル形状は、最近プライマリエポックを遮断したことを示しています。星形成の。$H\delta_A$吸収を恒星年齢の代用として使用して、5つの銀河をすべての半径で若い（$\sim600$Myr）軽量年齢に制限し、サンプルの年齢勾配が平均して平坦であることを確認します。質量加重プロパティの空間分布を調べるには、プロファイルを、古い拡張された母集団に重ねられた若い中央集中バーストを含むおもちゃモデルに適合させます。$H\delta_A$プロファイルが平坦な銀河は、中央の二次スターバーストによる形成と矛盾していることがわかります。これは、この星形成の支配的なエピソードを遮断する原因となるメカニズムが、銀河全体で均一に行われたに違いないことを意味します。
宇宙正午に増加する巨大な静止銀河の人口を調査する
| Title |
Investigating_The_Growing_Population_of_Massive_Quiescent_Galaxies_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Sydney_Sherman,_Shardha_Jogee,_Jonathan_Florez,_Matthew_L._Stevans,_Lalitwadee_Kawinwanichakij,_Isak_Wold,_Steven_L._Finkelstein,_Casey_Papovich,_Robin_Ciardullo,_Caryl_Gronwall,_Sof\'ia_A._Cora,_and_Tom\'as_Hough,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04741 |
赤方偏移$1.5<z<3.0$で、17.5度$^から引き出された28,469個の巨大な（$M_\star\ge10^{11}$M$_\odot$）銀河のサンプルを使用して、静止銀河の蓄積を調査します。2$エリア（これらの赤方偏移で0.33Gpc$^3$の共動ボリューム）。これにより、log（$M_{\star}$/$\rmM_{\odot}で$\sim$40倍大きいサンプルを使用して、$1.5<z<3.0$での質量の関数として静止率の堅牢な調査が可能になります。$）$\ge11.5$以前の研究より。特定の星形成率、主系列星からの距離、UVJの色と色の選択という、3つの方法を使用して静止率を導き出します。3つの方法はすべて、$1.5<z<2.0$で同様の値を示しますが、結果は$2.0<z<3.0$で最大2倍異なります。赤方偏移$1.5<z<3.0$では、静止率は恒星の質量の関数として増加します。ビッグバンからわずか3.3Gyrの$z=2$までに、宇宙は$M_\star=10^{11}$M$_\odot$銀河の$\sim$25％と$\sim$45％を急冷しました。$M_\star=10^{12}$M$_\odot$銀河。結果を説明できるさまざまな時代と環境にわたる物理的メカニズムについて説明します。結果を、流体力学シミュレーションSIMBAとIllustrisTNG、および半解析モデル（SAM）SAG、SAGE、Galacticusからの予測と比較します。IllustrisTNGからの静止率は、経験的結果よりも2〜5ドル高く、SIMBAおよび3つのSAMからの静止率は、1.5ドル<z<3.0ドルで1.5〜10ドル低くなっています。
NGC2023における多環芳香族炭化水素放出の主成分分析
| Title |
A_Principal_Component_Analysis_of_polycyclic_aromatic_hydrocarbon_emission_in_NGC_2023 |
| Authors |
Ameek_Sidhu_(1,_2),_Els_Peeters_(1,_2_and_3),_Jan_Cami_(1,_2_and_3)_and_Collin_Knight_(1)_((1)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Western_Ontario,_(2)_Institute_for_Earth_and_Space_Exploration,_University_of_Western_Ontario,_(3)_SETI_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04813 |
反射星雲NGC2023の6.2、7.7、8.6、11.0、11.2$\mu$mで測定された多環芳香族炭化水素（PAH）放出特性のフラックスを使用して、研究手段として主成分分析（PCA）を実行します。以前に報告されたPAH排出量の変動。ほとんどすべての変動（99％）は、最初の2つの主成分（PC）という2つのパラメーターだけで説明できることがわかります。これらのPCの特性を調査し、変動の主な要因である最初のPC（$PC_{1}$）が、中性種よりも優勢なイオン化種とPAHの混合物の放出量を表すことを示します。2番目のPC（$PC_{2}$）は、星雲全体のPAHのイオン化状態の変化を追跡します。さまざまなPAH比を持つPCの相関関係は、6.2および7.7$\mu$mバンドが8.6および11.0$\mu$mバンドとは異なる動作をすることを示しており、それによってイオン化バンドの2つの異なるグループを形成します。PCの空間分布を物理的条件、特に放射線場の強度、$G_{0}$、および$G_{0}/n_{H}$比と比較すると、$PC_{2}$、つまりPAHのイオン化状態は$G_{0}$の影響を強く受けますが、PAH放出量（$PC_{1}$で追跡）は$G_0$に依存しません。
ガイア計画による銀河散開星団の動的状態の特徴づけ
| Title |
Characterizing_dynamical_states_of_Galactic_open_clusters_with_Gaia_DR2 |
| Authors |
M._S._Angelo,_W._J._B._Corradi,_J._F._C._Santos_Jr.,_F._F._S._Maia,_F._A._Ferreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04825 |
この作業では、38個の銀河散開星団の動的特性を調査します。そのうち34個は低銀河緯度（|b|<10$^{\circ}$）にあり、密集した恒星フィールドに対して投影されます。他の4つの比較オブジェクトは、フィールド母集団との明確なコントラストを示します。クラスターの動的進化に関連する構造的および時間関連のパラメーターを決定します：コア（$r_c$）、潮汐（$r_t$）および半質量（$r_{hm}$）半径、年齢（$t$）および交差時間（$t_{cr}$）。また、以前に調査した27のクラスターの結果を組み込み、年齢とガラクトセントリック距離（$R_G$）の範囲にまたがる65のサンプルを作成しました：7.0<log（$t$）<9.7および6<$R_G$（kpc）<13.GaiaDR2カタログの測光データと位置天文データを組み込んだ統一分析法を採用しています。メンバーの星は、視差と固有運動の3D位置天文空間で動作する除染アルゴリズムを採用し、クラスター領域内の星のメンバーシップの可能性を評価することによって識別されます。私たちの結果は、内部緩和によって$r_c$が動的比$\tau_{dyn}$=$t/t_{cr}$と負の相関関係にあることを示しています。これは、動的に古いシステムがより集中的に集中する傾向があることを意味します。より集中しているものは、より小さな$r_{hm}/r_t$比を示す傾向があります。これは、それらが潮汐破壊の影響を受けにくいことを意味します。互換性のある$R_G$での同時代のグループの分析は、クラスターの内部構造が外部の潮汐場の変動にかなり鈍感であることを示唆しています。さらに、私たちの結果は、平均して、銀河の重力場の強度が低い領域で$r_t$が増加していることを確認しています。
$ z \ sim0.4 $でのX線AGN活動の環境依存性
| Title |
The_environmental_dependence_of_X-ray_AGN_activity_at_$z\sim0.4$ |
| Authors |
E._Noordeh,_R.E.A._Canning,_A._King,_S.W._Allen,_A._Mantz,_R.G._Morris,_S._Ehlert,_A._von_der_Linden,_W.N._Brandt,_B._Luo,_Y._Q._Xue,_P._Kelly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04832 |
赤方偏移範囲$0.35<z<0.45$の7つの巨大な銀河団のサンプルにおけるX線活動銀河核（AGN）集団の分析を提示します。高品質のチャンドラX線イメージングを利用して、AGNを確実に識別し、クラスターの質量と重心を正確に決定します。フォローアップVIMOS光学分光法により、どのAGNがクラスターメンバーであるかを判断できます。$r\leq2r_{500}$（およそビリアル半径）内で、0.5〜8keVの光度$>6.8\times10^{42}〜\mathrm{erg〜s^{-1}}$でAGNのサブセットを研究する、クラスターAGN空間密度は、クラスター質量が$\simM^{-2.0^{+0.8}_{-0.9}}$のようにスケーリングすることがわかります。この結果は、2.5$\sigma$レベルでのクラスターX線AGN空間密度のゼロ質量依存性を除外します。クラスターX線AGNサンプルを同じ選択のコントロールフィールドと比較すると、$V<21.5$の最も明るい銀河を考慮すると、クラスターAGNの割合がフィールドに比べて大幅に抑制されていることがわかります。暗い銀河の場合、この違いはありません。クラスターメンバーAGNのX線硬度比を対照分野のものと比較すると、クラスターメンバーAGNのX線不明瞭化が強化された証拠は見つかりません。最後に、妨害されたクラスター環境がAGN活動の強化に寄与する可能性があるという暫定的な証拠が見られます。
高い質量降着率を伴う原始星の流出の失敗と遅延
| Title |
Failed_and_delayed_protostellar_outflows_with_high_mass_accretion_rates |
| Authors |
Masahiro_N._Machida,_Takashi_Hosokawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04866 |
原始星の流出の進化は、$\sim10^{-5}-10^{-2}{\rmM}_\odot$yr$^{-1}$の範囲のさまざまな質量降着率の下で調査されます。次元電磁流体力学シミュレーション。強力な流出は、$B_0\gtrsimB_{\rm0、cr}$$=10^{-4}（M_{\rmcl}/100{\rmM}_\odot）{で常に強く磁化された雲に現れます。\rmG}$、ここで$M_{\rmcl}$は雲の質量です。雲の磁場が弱い場合、高い質量降着率で流出がすぐに進展することはありません。中程度の磁場$B_0$が$B_{\rm0、cr}$よりわずかに小さい場合、落下するエンベロープが消失し、原始星系の周りの動圧が大幅に低下するまで、流出の成長が抑制または遅延します。このような環境では、流出は増加し始め、降着後期にのみ長距離に達します。一方、原始星の流出は進化に失敗し、大規模な$（\gtrsim100{\rmM}_\odot）$の初期雲が$B_0\lesssim100\で弱く磁化されると、強い動圧によって最終的に崩壊します。mu{\rmG}$。失敗した流出は、磁気圧力によってサポートされ、原始星とディスクシステムを囲むトロイダル構造を作成します。私たちの結果は、すべての高質量原始星が明確な流出を持っている場合、高質量星は強く磁化された雲の中でのみ形成されることを示しています。進化した原始星の周りに非常に弱い、または流出がないことを観察する場合、それは、高質量の星形成に必ずしも強い磁場が必要ではないことを意味します。いずれにせよ、流出の観測から高質量星形成過程を制約することができます。
すべてのPAH：銀河における芳香族放出のAKARI-Spitzerクロスアーカイブ分光調査
| Title |
All_the_PAHs:_an_AKARI-Spitzer_Cross_Archival_Spectroscopic_Survey_of_Aromatic_Emission_in_Galaxies |
| Authors |
Thomas_S.-Y._Lai,_J.D.T._Smith,_Shunsuke_Baba,_Henrik_W.W._Spoon,_and_Masatoshi_Imanishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05034 |
AKARI-Spitzer銀河系外スペクトル調査（ASESS）でのクロスアーカイブ比較から抽出された、2.5〜38$\mum$銀河スペクトルの大規模なサンプルを提示し、顕著な多環芳香族炭化水素を含む113個の星形成銀河のサブセットを調査します。（PAH）星形成特性の広い範囲にわたる放出。AKARIの拡張された2.5-5$\mum$波長カバレッジにより、PAHFITの修正バージョンを使用して、すべてのPAH放射バンドを初めて自己無撞着にモデル化します。$L_\mathrm{PAH\、3.3}/L_\mathrm{IR}$$\sim$0.1％であり、3.3$\mum$PAH機能は合計PAHパワーに$\sim$1.5-3％貢献します--以前のダストモデルが想定していたよりもいくらか少ない。3.3$\mum$PAH放出と星形成率の間のキャリブレーションを確立しますが、高光度や低金属量など、信頼性が失われる状況も見つけます。3.4$\mum$脂肪族放出と3.47$\mum$を中心とする広いプラトー機能もモデル化されています。最短波長のPAH機能として、3.3$\mum$は減衰の影響を受けやすく、さまざまな想定減衰ジオメトリを使用した高隠蔽での推定星形成率に$\sim$3の差が生じます。驚いたことに、$L_\mathrm{PAH\、3.3}/L_\mathrm{\Sigma\、PAH}$は高光度で低下の兆候を示さず、低金属量の矮小銀河IIZw40は異常に強い3.3$\muを示しますm$バンド;両方の結果は、最小のPAHが、推定よりも強い放射線場の下でよりよく生き残ることができるか、またはPAH放出が強い高エネルギー放射線環境でより短い波長にシフトすることを示唆しています。JWST/NIRCamを使用した3.3$\mum$PAHの光度の測光サロゲートが提供されており、低赤方偏移で高い信頼性が得られます。
高光度赤外線銀河における星形成と核活動：無線レビューによる赤外線
| Title |
Star_formation_and_nuclear_activity_in_luminous_infrared_galaxies:_An_infrared_through_radio_review |
| Authors |
Miguel_Perez-Torres,_Seppo_Mattila,_Almudena_Alonso-Herrero,_Susanne_Aalto_and_Andreas_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05072 |
近くの銀河は独自の実験室を提供しており、星間物質、星形成、および広範囲の物理的条件にわたる核活動の多波長空間分解研究を可能にしています。特に、個々の局所高光度赤外線銀河（LIRG）の詳細な研究は、これらのプロセスをよりよく理解し、高赤度赤外線銀河の大規模な集団の統計的研究を説明するために使用されるモデルを開発およびテストするために重要です。現在、十分な物理的解像度に到達することは不可能です。ここでは、星間物質、星形成、活動銀河核の研究における空間的に分解された赤外線、サブミリ波、および電波観測の影響の概要と、ローカルLIRGでのそれらの相互作用について説明します。また、最先端の放射伝達コードを使用したスペクトルエネルギー分布のモデリングの概要についても説明します。これらは、観測では解決されていないより高い赤方偏移でのLIRG（およびそれらのより明るい対応物）の研究に必要で強力な「働き者」ツールに貢献します。空間的に分解された時間領域の観測が、LIRGの核活動を研究するための新しいウィンドウを最近どのように開いたかについて説明します。最もよく研究されているローカルLIRGの1つであるArp299の観測特性を詳細に説明し、赤外線から電波波長での高解像度観測と、そのスペクトルエネルギー分布を説明するために使用される放射伝達モデリングの組み合わせの威力を例示します。さまざまなコンポーネント。高空間分解能の観測を用いて得られたこれまでの成果をまとめ、将来の施設で何が期待できるかについての見通しを示します。
特異銀河NGC660、NGC 1512、NGC 4395、NGC4618の星形成領域の研究
特異銀河NGC660、NGC1512、NGC4395、NGC4618の星形成領域（SFR）が研究されています。UV、近IRおよび遠IRフラックス、HalphaおよびHI線などの星形成領域の特性、これらの範囲の表面輝度、およびイオン化水素と中性水素の視線速度のばらつきの関係が考慮されます。検討したすべての銀河で、SFRからのIRフラックスは「通常の」銀河よりも少ないことが示されていますが、さまざまな理由があります。最近の相互作用の兆候がある銀河では、NGC660とNGC1512が低いためです。SFRの表面輝度;偏った銀河NGC4395とNGC4618では、赤外線範囲のSFRの明るさが低いのは、そのコンパクトなサイズによるものです。これらの違いは、星形成過程が銀河の形態学的タイプだけでなく、他の多くの要因にも依存していることを示しています。
自己重力ディスクの激しい緩和によるスパイラル構造の形成
激しい緩和の文脈でスパイラル構造の形成の数値研究を提示します。初期条件は、剛体回転における自己重力粒子の非平衡ディスクです。そのメカニズムにより、崩壊後の質量放出のせん断により、数回の自由落下時間内に堅牢で非定常のスパイラルアームを形成できます。よく見ると、初期構成に関連してアームのさまざまなプロパティが見つかります。ディスクが薄い場合、巻き取り度は初期角速度とともに増加する傾向があります。ディスク表面が円形の場合、アームの数と位置の両方が、より多くの粒子が導入されるにつれてより多くのアームを生成するポアソン密度変動によって支配されます。逆に、表面の楕円率が課せられると、アームの数と配置が効果的に制御されます。そうでなければ、アームの数と巻き取り度があまり効果的に制御されないため、厚さの増加は複雑な結果につながります。この複雑さは、崩壊前の運動と粒子の集中を混乱させる激しい緩和中の強い非軸対称場によって引き起こされると推測されます。
YZiCS：銀河団内の銀河の質量分離について
| Title |
YZiCS:_On_the_Mass_Segregation_of_Galaxies_in_Clusters |
| Authors |
Seonwoo_Kim,_Emanuele_Contini,_Hoseung_Choi,_San_Han,_Jaehyun_Lee,_Sree_Oh,_Xi_Kang,_Sukyoung_K._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05304 |
より大きな銀河がクラスターの中心近くに分布する傾向である質量分離は、力学的摩擦から当然予想されますが、その存在についてはまだ議論の余地があります。14個のエイベルクラスターの深部光学観測（KYDISC）と一連の流体力学シミュレーション（YZiCS）を使用して、ビリアル半径内の質量分離のヒントを見つける場合があります。平均恒星質量の代わりに巨大な銀河の割合を使用すると、分離がよりはっきりと見えます。この傾向は、観測よりもシミュレーションの方が重要です。質量分離に作用するメカニズムを見つけるために、シミュレートされた個々のクラスターの進化を調べます。質量分離の程度はクラスターごとに異なることがわかります。この傾向は、低質量クラスターでのみ見られます。落下時と現在の時代の銀河とその暗いハローの質量を比較して、潮汐ストリッピングの量を定量化します。次に、より大規模なクラスター内の初期の時代または銀河に蓄積された衛星は、より多くの潮汐ストリッピングを経ると結論付けます。これらの効果の組み合わせにより、ホストのハロー質量と恒星の質量分離の程度との間に相関関係が生じます。
不明瞭なAGNのX線酸素輝線の起源について
XMM-NewtonScienceArchiveから、隠されたソースの高解像度スペクトル（CHRESOS）のカタログを提示します。これは、CからSiへのHおよびHeのような遷移の輝線光度、およびFe3CおよびFe3GLシェルのもので構成されます。ここでは、軟X線OVII（f）およびOVIIILy_alpha輝線に焦点を当てて、それらの形成が関連する可能性のある物理的プロセスに光を当てます。活動銀河核と星形成領域。それらの光度を、他の2つの重要な酸素キーライン[OIII]5007A（光学系）および[OIV]25.89mic（IR）と比較します。また、OVII（f）とOVIIILy_alphaの光度を、さまざまなイオン化プロセスを示すIRおよび硬X線の連続バンドの光度に対してテストします。私たちは、ライン上の光イオン化および衝突イオン化モデルの予測を分析することにより、これらのプロセスを精査します。両方のシナリオで、OVII（f）とOVIIILy_alphaの形成と観測された強度を説明できることを示します。OVII（f）とOVIIILy_alpha、および他のすべての観測量の間の関係を分析することによって：[OIII]5007A、[OIV]25.89mic輝線、およびMIR-12mic、FIR-60mic、FIR-100mic、2-10keV、および14-195keVの連続体バンドから、AGN放射場が主に軟X線酸素励起の原因であると結論付けます。
G35.75-0.25（$l=35\deg.75、b=-0\deg.25）を中心とする分子雲（MC）で、直径3.7pcのほぼ完全なCO線放出の丸い穴が見つかりました。$）28\kmsの視線速度で。穴は、通常の超新星残骸（SNR）とは異なり、電波連続放射では静かであり、分子エッジは8および24の\mum\ダスト放射では弱くしか見えません。\red{穴は、若い恒星状天体（YSO）の周りの完全に進化した分子バブルか、高密度MCでの急速な進化の後にすでに膨張を停止した電波の静かなSNRの遺物のいずれかです。G35.75は、同じサイズのYSO駆動の気泡とはまったく異なる特性を示すため、後者の解釈をお勧めします。}このような「暗い」SNRの存在は、超新星率の推定に影響を与え、したがって、銀河。
IllustrisTNGのグローバルHI非対称性：多様な物理的プロセスが銀河の低温ガスを乱す
| Title |
Global_HI_asymmetries_in_IllustrisTNG:_a_diversity_of_physical_processes_disturb_the_cold_gas_in_galaxies |
| Authors |
Adam_B._Watts,_Chris_Power,_Barbara_Catinella,_Luca_Cortese,_Adam_R.H._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05422 |
円盤銀河内およびその周辺の冷たい中性原子水素（HI）の観測により、空間的および運動学的非対称性が一般的であり、グローバルHIスペクトルに反映されていることが明らかになりました。宇宙論的シミュレーションのIllustrisTNGスイートのTNG100ボックスを使用して、現在の理論的な銀河形成モデルでこれらの非対称性が発生する可能性のある条件を研究します。サンプルの50％以上で、スペクトルの高速と低速の半分の間で積分フラックスに少なくとも10％の違いがあることがわかります。したがって、典型的なTNG100銀河は、完全に対称ではないHIプロファイルを持っています。伴銀河は中央よりも非対称な集団であり、観測結果と一致していることがわかります。環境の代用としてハローの質量を使用すると、この傾向は、中規模/大規模のグループに典型的な$10^{13}M_{\odot}$よりも大きいハローのビリアル半径内の衛星人口によって推進されているようです。グループ衛星のHI非対称性の過剰は、ラム圧によって引き起こされる可能性が高いが、TNG100で観察される非対称HIプロファイルの大部分は、中央と衛星の両方の集団に影響を与えることができる物理的プロセスによって引き起こされることを示します。私たちの結果は、非対称性が環境だけによって引き起こされるのではなく、複数の物理的プロセスがグローバルHIスペクトルで同じ非対称形状を生成する可能性があることを強調しています。
光学および近赤外イメージングによって明らかにされたOJ287のホスト銀河
| Title |
The_host_galaxy_of_OJ_287_revealed_by_optical_and_near-infrared_imaging |
| Authors |
K._Nilsson,_J._Kotilainen,_M._Valtonen,_J._L._Gomez,_A._J._Castro-Tirado,_M._Drozdz,_A._Gopakumar,_S._Jeong,_M._Kidger,_S._Komossa,_S._Mathur,_I._H._Park,_D.E._Reichart,_S._Zola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05487 |
BLLacertaeオブジェクトOJ287（z=0.306）は、約12年ごとに固有の二重ピークの光学的爆発を示し、非常に大規模なプライマリを備えた、小さな分離のバイナリ超大質量ブラックホール（SMBH）システムの最良のケースの1つを示します。ログ（M_BH/M_Sun）〜10.3。しかし、これまでのすべての光学研究では、ホスト銀河は未解決であるか、わずかにしか検出されておらず、バルジ質量とSMBH質量の関係からの大きな偏差を示しています。ターゲットが低い状態のときのOJ〜287の深くて高い空間分解能のiバンドとKバンドの画像を取得しました。これにより、ホスト銀河を検出することができます。ホストの広帯域測光は、M_R=-22.5およびM_K=-25.2の初期型銀河と一致しており、とかげ座BL星のホスト銀河の光度分布の中央に配置されています。中央の超大質量ブラックホールは、その光度のホスト銀河にとって明らかに過大質量ですが、近くの銀河の他の「超大質量」ブラックホールの最近の発見を考えると、前例のないことではありません。
星周円盤MWC758の非対称ダストリングのスパイラルアームサブ構造
| Title |
Spiral-Arm_Sub-Structures_in_the_Asymmetrical_Dust_Rings_of_the_Circumstellar_Disk_MWC_758 |
| Authors |
Bo-Ting_Shen_(1,_2),_Ya-Wen_Tang_(1)_and_Patrick_M._Koch_(1)_((1)_Academia_Sinica,_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Taipei,_Taiwan,_(2)_Department_of_Physics,_National_Taiwan_University,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05488 |
ディスクの非対称機能は、惑星などの埋め込みオブジェクトの間接的な証拠を提供します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で観測された、MWC758の星周円盤は、波長0.9mm、角度分解能0.1"（15au）までの熱ダスト連続放射で追跡され、追加機能を備えた非対称ダストリングを示しています。構造を非対称的および放射状に分析するために、ダストリングをアジマスの小さなセグメントに分割します。各セグメントについて、2ガウス関数を半径方向の強度プロファイルに適合させます。アジマスの関数として得られた最適なパラメータは次のとおりです。3つのらせん状のアーム構造が特定されます。WKB近似を使用して0.9mmの特徴をらせん密度波理論に適合させると、2セットのディスクアスペクト比が見つかります。1つのソリューションは比較的低い値（〜0.03）を示し、もう1つのソリューションは比較的低い値（〜0.03）を示します。解は自由パラメータの上限（〜0.2）にあります。上限の結果によって示唆される惑星の位置は、NIRポラリについてBenistyetal。（2015）によって決定されたものと同様です。zed強度画像。報告されたスパイラル状の構造をDongetal。（2018）のより高い角度分解能（0.04"）のALMA画像と比較すると、採用された分析方法とそれぞれの解像度の違いにより、ディスクの西側で異なる構造が識別されます画像の。
星形成銀河の赤外線と電波の相関は、M $ _ {\ star} $に強く依存しますが、z $ \ sim $ 4以降、ほぼ赤方偏移不変です。
| Title |
The_infrared-radio_correlation_of_star-forming_galaxies_is_strongly_M$_{\star}$-dependent_but_nearly_redshift-invariant_since_z$\sim$4 |
| Authors |
I._Delvecchio,_E._Daddi,_M._T._Sargent,_M._J._Jarvis,_D._Elbaz,_S._Jin,_D._Liu,_I._H._Whittam,_H._Algera,_R._Carraro,_C._D'Eugenio,_J._Delhaize,_B._Kalita,_S._Leslie,_D._Cs._Molnar,_M._Novak,_I._Prandoni,_V._Smolcic,_Y._Ao,_M._Aravena,_F._Bournaud,_J._D._Collier,_S._M._Randriamampandry,_Z._Randriamanakoto,_G._Rodighiero,_J._Schober,_S._V._White,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05510 |
過去10年間のいくつかの研究では、星形成銀河（q$_{TIR}$）の赤外線と電波（残り1.4GHz）の合計（残り8〜1000$\mu$m）の光度の比率が使用されています。「赤外線放射相関」（IRRC）として、星形成率（SFR）指標としての電波放射を較正します。以前の研究では、q$_{TIR}$の進化を赤方偏移で制約し、軽度ではあるが大幅な低下を発見しましたが、これはまだ理解されていません。初めて、M$_{*}$で選択された>のサンプルから始めて、q$_{TIR}$を恒星の質量（M$_{*}$）と赤方偏移の両方の関数として再較正します。赤方偏移0.1<z<4.5で、（NUV-r）/（rJ）の色で識別される、COSMOSフィールドの400,000個の星形成銀河。各（M$_{*}$、z）ビン内で、利用可能な最も深い赤外線/サブmmおよびラジオ画像をスタックします。積み重ねられたIRスペクトルエネルギー分布を典型的な星形成銀河とIR-AGNテンプレートに適合させ、再帰的アプローチによって無線AGN候補を注意深く取り除きます。IRRCは主にM$_{*}$で進化し、より大きな銀河は体系的に低いq$_{TIR}$を表示することがわかります。赤方偏移への二次的で弱い依存性も観察されます。最適な分析式は次のとおりです。q$_{TIR}$（M$_{*}$、z）=（2.646$\pm$0.024）$\times$（1+z）$^{（-0.023\pm0.008）}$-（0.148$\pm$0.013）$\times$（$\log〜M_{*}$/M$_{\odot}$-10）。総SFRの代用としてUVダスト補正されていない寄与をIRに追加すると、q$_{TIR}$のM$_{*}$への依存度がさらに高まります。より重い銀河におけるより低いIR/電波比は、より高いSFR表面密度に関連している可能性があり、それはより大きな宇宙線スケールハイトを誘発します。私たちの調査結果は、SFRのプロキシとして無線放射を使用するには、新しいM$_{*}$依存のレシピが必要であることを強調しています。これにより、将来の超深部無線調査からの検出を、低SFR、低M$_{*}$銀河。
球状星団の中心にある中間質量ブラックホール（IMBH）の存在については、かなり議論されています。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からの固有運動と2番目のガイアデータリリースをMUSEスペクトログラフからの視線速度とともに分析して、近くのコア崩壊した球状星団NGC6397の中心にあるIMBHの痕跡を検出します。これは、NGC6397の表面密度プロファイルの更新された推定値とともに、新しいMAMPOSSt-PMベイジアン質量モデリングコードを使用します。速度異方性と中心質量のサイズに関するさまざまな事前条件を考慮し、星をコンポーネントに分離します。質量分離を可能にするための異なる平均質量の。速度楕円体はクラスター全体で非常に等方性であり、これは早い段階で取得されたに違いないと私たちは主張します。データは、クラスターの総質量の0.8〜2パーセントのこのクラスター中心に暗い成分が存在することを好みます。ただし、NGC6397の中央IMBHを除外する強力な証拠があり、総質量が1000〜2000太陽質量の範囲で、その半分が投影半径2.5に集中している未解決のオブジェクトの拡散した暗い内部サブクラスターが支持されています。〜5秒角（恒星の有効半径の1〜2パーセント）。これらの結果には、HSTとガイアのデータの組み合わせが必要です。内部診断にはHST、外面密度と速度異方性プロファイルにはガイアが必要です。拡散暗成分の有効半径が小さいことは、コンパクト星（白色矮星と中性子星）と恒星質量ブラックホールで構成されていることを示唆しています。これらの内部位置は、前駆体の質量が大きいため、力学的摩擦からの質量分離によって引き起こされます。我々は、恒星質量ブラックホールがこの拡散した暗い成分の質量を支配するはずであると主張します。
MEXSAS2サンプルからの活動銀河核の個々の光学的変動
| Title |
Individual_optical_variability_of_Active_Galactic_Nuclei_from_the_MEXSAS2_sample |
| Authors |
M._Laurenti,_F._Vagnetti,_R._Middei,_M._Paolillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05624 |
活動銀河核（AGN）の変動性研究のほとんどは、アンサンブル分析に基づいています。それにもかかわらず、固有の物理量と関連付けるために、各AGNの個々の変動特性の推定値を提供することは興味深いことです。有用なデータセットは、CatalinaSurveysDataRelease2（CSDR2）によって提供されます。これには、数百回繰り返し観測された$\sim500$百万のオブジェクトのほぼ10年にわたる測光測定が含まれます。Multi-EpochXMMSerendipitousAGNSample2（MEXSAS2）に元々含まれていた795個のAGNの個々の光学的変動特性を調査することを目的としています。私たちの目標は次のとおりです。（i）変動性とAGN物理量の間の相関関係を検索する。（ii）MEXSAS2の変動機能に関する知識をX線から光学に拡張します。構造関数（SF）を使用して、AGNフラックスの変動を分析します。SFをべき乗則$\text{SF}（\tau）=A\、（\tau/\tau_0）^\gamma$としてモデル化し、その変動パラメーターを計算します。各ソースの残りのフレームの変動量を正しく定量化するための簡単なツールとして、V補正を紹介します。ボロメータ、光学、X線の光度が増加すると、変動振幅が大幅に減少することがわかります。変動振幅と赤方偏移$z$の間の本質的に弱い正の相関の指標を取得します。変動の振幅も$\alpha_\text{ox}$と正の相関があります。SFの傾き$\gamma$は、ボロメータの光度$L_\text{bol}$および/またはブラックホールの質量$M_\text{BH}$と弱く相関しています。光学とX線の変動特性を比較すると、X線の変動振幅は、光学の変動振幅が大きいまたは小さいAGNでほぼ同じであることがわかります。それどころか、光学系でより急なSFを持つAGNは、X線でより急なSFを示し、その逆も同様です。
種族IIIの星の種族の動的進化とその結果のバイナリ統計
| Title |
Dynamical_evolution_of_Population_III_stellar_systems_and_the_resulting_binary_statistics |
| Authors |
Boyuan_Liu,_Georges_Meynet_and_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05824 |
N体シミュレーションを使用して、PopulationIII（PopIII）星のシステムの動的進化と結果のバイナリ統計を研究します。小規模な流体力学シミュレーションとPopIII星形成中のディスク進化のスケールフリーの性質に基づいて、PopIII星団の初期条件のための物理的に動機付けられたフレームワークを設計します。私たちの新しいアプローチにより、バイナリ統計の初期条件への依存性を調査し、ポップIIIの単純な外挿と比較して、ポップIIIX線連星（XRB）とバイナリブラックホール（BBH）のマージの信号のより堅牢な予測に到達できます。原始星システム。バイナリプロパティは、初期クラスターサイズとバイナリ分離の分布に非常に敏感ですが、初期質量関数の影響は比較的小さいことがわかります。私たちのシミュレーションでは、以前の研究で見つかったものよりも、近接していないバイナリが予測されるため、PopIIIXRBの形成と降着の効率が大幅に低下します（$\sim10-10^{4}$の係数）。宇宙X線背景放射へのPopIIIXRBの影響はごくわずかであり、それらのフィードバック効果は重要ではありません。PopIIIBBHの合併の効率は$\sim10^{-5}-10^{-4}\\rmM_{\odot}^{-1}$と推定され、周囲の星による3体の硬化が見られます。BBHのインスパイラルを促進するには、高密度の星団または密接なバイナリ相互作用が必要です。PopIIIバイナリおよび複数のシステムのカタログを含む、すべてのシミュレーションデータは公開されています。
赤外線中深度調査。 VIII。 $ z \ sim5 $でのクエーサー光度関数
| Title |
The_Infrared_Medium-deep_Survey._VIII._Quasar_Luminosity_Function_at_$z\sim5$ |
| Authors |
Yongjung_Kim,_Myungshin_Im,_Yiseul_Jeon,_Minjin_Kim,_Soojong_Pak,_Minhee_Hyun,_Yoon_Chan_Taak,_Suhyun_Shin,_Gu_Lim,_Gregory_S._H._Paek,_insu_Paek,_Linhua_Jiang,_Changsu_Choi,_Jueun_Hong,_Tae-Geun_Ji,_Hyunsung_D._Jun,_Marios_Karouzos,_Dohyeong_Kim,_Duho_Kim,_Jae-woo_Kim,_Ji_Hoon_Kim,_Hye-in_Lee,_Seong-Kook_Lee,_Won-Kee_Park,_Yongmin_Yoon,_Seoyeon_Byeon,_Sungyong_Hwang,_Joonho_Kim,_Sophia_Kim_and_Woojin_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05859 |
$M_{1450}\sim-23$magのかすかな$z\sim5$クエーサーは、再電離後の時代の紫外線電離背景の潜在的に重要な要因であることが知られています。ただし、それらの数密度は十分に決定されておらず、銀河間媒体（IGM）の初期イオン化におけるそれらの役割を評価することは困難です。この作業では、85度$^{2}$の領域をカバーする近赤外線画像調査である赤外線中深度調査（IMS）を使用した$z\sim5$クエーサー調査の更新結果を示します。ジェミニ南8m望遠鏡でのジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフ（GMOS）による分光観測から、$26.1\leqM_{1450}\leq-23.3$の8つの新しいクエーサーが$z\sim5$で発見されました。IMSのかすかなクエーサー（$M_{1450}>-27$mag）と明るいSloanDigitalSkySurvey（SDSS）クエーサー（$M_{1450}<-27$mag）を組み合わせて、$z\sim5$クエーサーを導出します。$M_{1450}=-23$magのマグニチュード制限までの固定パラメーターのない光度関数（QLF）。QLFのかすかな端の傾きは非常に平坦で（$\alpha=-1.2^{+1.4}_{-0.6}$）、特徴的な光度は$M^{*}_{1450}=であることがわかります。-25.8^{+1.4}_{-1.1}$等QLFからの$z\sim5$クエーサーの数密度は、$\epsilon_{912}=（3.7$-$7.1）\times10^{23}$ergsの912$\unicode{x212B}$で電離放射線を与えます。$^{-1}$Hz$^{-1}$Mpc$^{-3}$および$\dot{n}_{\rmion}=（3.0$-$5.7）\の電離光子密度times10^{49}$Mpc$^{-3}$s$^{-1}$。これらの結果は、クエーサーが$z\sim5$でIGMを完全にイオン化するのに必要な光子の10〜20％（極端な場合でも最大50％）にしか関与していないことを意味し、クエーサーだけでイオン化できたという考えを嫌います。$z\sim5$のIGM。
| Title |
Stellar_Collapse_Diversity_and_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background |
| Authors |
Daniel_Kresse_(1,2),_Thomas_Ertl_(1),_Hans-Thomas_Janka_(1)_((1)_MPI_for_Astrophysics,_Garching,_(2)_Technische_Universitaet_Muenchen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04728 |
拡散宇宙ニュートリノ背景（DSNB）は、ガドリニウムを搭載したスーパーカミオカンデ（SK）検出器と、今後のJUNOおよびハイパーカミオカンデ検出器の観測対象です。現在の予測は、超新星（SN）の爆発メカニズムと、中性子星（NS）の状態方程式と最大質量の理解がまだ不完全であるために妨げられています。私たちの包括的な研究では、Sukhboldetal。によって得られたSN爆発の成功と失敗の風景を理由に、この問題を再検討します。およびErtletal。単一星およびヘリウム星の前駆体の大規模なセット用のパラメーター化された1次元ニュートリノエンジンを備え、後者はバイナリ進化効果のプロキシとして機能します。ブラックホール（BH）形成を伴う失敗したSNeのさまざまな割合につながる、さまざまな強度のエンジンを検討することに加えて、NS質量制限、ニュートリノ放出のスペクトル形状を変化させ、よく理解されていない代替NS形成チャネルからの寄与を含めます付加によって引き起こされた、または合併によって引き起こされた崩壊イベントなど。大規模なモデルセットのニュートリノ信号は近似値であるため、プロト中性子星冷却の最先端のシミュレーションを使用して、関連する自由度を較正します。SNeの失敗の大部分がBH形成の遅延が長いため、私たちの予測は他の最近の予測よりも高くなっています。私たちの最良の推測モデルは、DSNB電子ニュートリノフラックスが28.8^{+24.6}_{-10.9}cm^{-2}s^{-1}、6.0^{+5.1}_{-2.1}cmであることを予測しています。[10,30]MeVの好ましい測定間隔で^{-2}s^{-1}、および電子で1.3^{+1.1}_{-0.4}cm^{-2}s^{-1}-抗ニュートリノエネルギー>17.3MeV、これは現在のSK制限の約2分の1です。不確実性の範囲は、恒星の核崩壊イベントのまだ不十分に制約された宇宙速度によって支配されています。
超新星残骸W49BのXMM-Newton観測と前駆体への手がかりの分析
| Title |
Analysis_of_XMM-Newton_Observations_of_Supernova_Remnant_W49B_and_Clues_to_the_Progenitor |
| Authors |
Jared_Siegel_(University_of_Chicago),_Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago),_Kari_A._Frank_(Northwestern_University),_David_N._Burrows_(Penn_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04765 |
W49Bは、60年以上前に初期の電波調査で発見された超新星残骸（SNR）です。それ以来、それは全波長範囲にわたって観察されており、X線の形態は中央に充填されたSNRに似ています。その前駆星の性質はまだ議論されています。平滑化粒子推論技術を適用してW49BからのX線放射を分析し、残骸全体にわたる形態と存在量の分布を特徴づけます。また、密度構造を推測し、プラズマに存在する個々の元素の質量を導き出します。形態は、東の端に沿った残骸と密な媒体の間の相互作用、および西に向かういくつかの障害物と一致しています。総質量は130$（\pm16）$M$_{\odot}$で、推定エジェクタ質量は1.2$（\pm0.2）$M$_{\odot}$です。推定された存在量の値と個々の元素の質量を幅広いSNモデルと比較すると、爆燃から爆轟（DDT）タイプIaモデルが最も互換性があり、Feの存在量が主要な識別要因であることがわかります。私たちのアバンダンス測定値と以前の研究からの測定値との間の一般的な一致は、アバンダンス値自体ではなく、比較に使用されるモデルの選択が原因で、さまざまな著者間の不一致が発生する可能性が高いことを示唆しています。私たちの豊富な結果はタイプIaの起源に傾いていますが、W49Bのさまざまな形態学的およびスペクトル特性の解釈のあいまいさにより、明確な分類を提供することはできません。
ガンマ線バースト（GRB）の固有の光度には避けられない散乱が存在します。光源に相対論的ビーミングがある場合、視野角の変化は必然的に固有の光度関数（ILF）の変化をもたらします。ILFの散乱は、検出された離れた光源の光度の中央値が近くで検出された光源よりも大きい場合に、選択バイアスを引き起こす可能性があります。私たちが知っているように、光度の中央値は、任意の母集団を等しい半分に分割します。分布の関数形式が不明な場合は、試行関数形式を使用するものよりも堅牢な診断になります。この作業では、光度の中央値に基づく統計的検定を採用し、それを適用してGRBのモデルのクラスを検定します。GRBジェットの開き角度は有限であり、GRBジェットの方向は観測者に対してランダムであると想定しています。一定のローレンツ因子$\Gamma$と開き角$\theta_0$を使用してジェットをパラメーター化します。$L_{median}$を赤方偏移の関数として計算し、各赤方偏移ビン（$dz=0.01$）で平均17grbsを経験的、理論的に計算し、FermiGBMデータを使用します。ただし、SWIFTデータにはバイアスがかかるため問題があります。特に高赤方偏移で。$L_{median}$は十分に拡張されたGRBジェットの$L_{max}$に近く、データに適合しないことがわかります。$\Gamma$が$100$から$200$の間にある場合、$\theta_0\leq0.1$の場合、軸上の観測者への視線に沿ったジェット材料が光学的に厚く、シールドされた最大光度は、裸の$L_{max}$をはるかに下回っています。軸上のオブザーバーを古典的に投影された単調に減少する残光と関連付けると、それらのILFは、フラットフェーズの残光と関連付けるオフジェットオブザーバーのILFと類似していることがわかります。
ホットペアプラズマと電子-陽子プラズマの間の境界の衝突のないレイリーテイラーのような不安定性：波状モード
| Title |
Collisionless_Rayleigh-Taylor-like_instability_of_the_boundary_between_a_hot_pair_plasma_and_an_electron-proton_plasma:_the_undular_mode |
| Authors |
M_E_Dieckmann,_M_Falk,_D_Folini,_R_Walder,_P_Stenedeg,_I_Hotz,_A_Ynnerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04981 |
2次元のセル内粒子シミュレーションを使用して、より冷たい電子-陽子プラズマから電子-陽電子雲を分離する不連続性またはピストンの安定性を研究します。このようなピストンは、ジェット材料を周囲の周囲プラズマから分離する降着ブラックホールの相対論的ジェットに存在し、X線フレア中にペア雲が形成されて降着円盤コロナのプラズマに膨張するときに存在する可能性があります。シミュレーション境界に、穏やかな相対論的温度と平均速度でペアプラズマを注入します。それは、バックグラウンド磁場が透過する空間的に均一な電子-陽子プラズマを横切って流れます。磁場は1つのシミュレーション方向に揃えられ、ペアクラウドの平均速度ベクトルに直交する方向に向けられます。膨張するペアクラウドは磁場を放出し、その前面に積み上げます。周囲の電子をトラップするのに十分な大きさの値に増幅されます。膨張する雲の前線で運ばれるトラップされた電子の電流は、陽子を加速する電場を駆動します。孤立波は成長し、飽和するとピストンに変化します。私たちのシミュレーションは、このピストンがレイリー・テイラー不安定性と同様に衝突のない不安定性を受けることを示しています。波状モードが大きくなり、陽子密度分布の指を観察します。不安定性の影響はピストンを変形させることですが、ピストンを破壊することはできません。
1E0102.2-7219の推定中央コンパクトオブジェクトのX線特性について
小マゼラン雲超新星残骸（SNR）1E0102.2-7219のコンパクトな特徴のアーカイブチャンドラX線天文台観測を分析しました。これは、超新星爆発後に残っている中央コンパクトオブジェクトであることが最近示唆されています。私たちの分析では、アーカイブの観測ごとに適切な時間依存の応答を使用し、バックグラウンドを差し引くのではなくモデル化し、ビン化されていないスペクトルを適合させて最大のスペクトル情報を保持しました。この特徴のスペクトルは、O、Ne、\＆Mgの存在量が大幅に強化された周辺地域のスペクトルに似ています。モンテカルロシミュレーションは、シミュレートされたデータセットの99\％以上がデータよりも低い検定統計値を持っていることを示しているため、以前に提案された黒体モデルはデータと矛盾していることがわかります。スペクトルは、データに等しくよく適合する2つのクラスのモデルを持つ非平衡イオン化熱モデルによって適切に記述されます。モデルの1つのクラスは、$kT\sim0.79$keVの温度、$\sim3\times10^{11}\、\mathrm{cm}^{-3}\mathrm{s}$のイオン化タイムスケール、およびOとNeの存在量が増加していることを示すわずかな証拠は、温度が$kT\sim0.91$keV、イオン化のタイムスケールが$\sim7\times10^{10}\、\mathrm{cm}^{-3}です。\mathrm{s}$、および局所的な星間媒体値と一致する存在量。また、画像分析を実行したところ、カウントの空間分布が点光源の空間分布と一致していないことがわかりました。点光源分布の仮説は、99.9\％の信頼水準で棄却できます。したがって、このコンパクトな特徴は、おそらく逆衝撃に関連するOとNeに富む噴出物の結び目です。
| Title |
GRB_200415A:_A_Short_Gamma-Ray_Burst_from_a_Magnetar_Giant_Flare? |
| Authors |
Jun_Yang,_Vikas_Chand,_Bin-Bin_Zhang,_Yu-Han_Yang,_Jin-Hang_Zou,_Yi-Si_Yang,_Xiao-Hong_Zhao,_Lang_Shao,_Shao-Lin_Xiong,_Qi_Luo,_Xiao-Bo_Li,_Shuo_Xiao,_Cheng-Kui_Li,_Cong-Zhan_Liu,_Jagdish_C._Joshi,_Vidushi_Sharma,_Manoneeta_Chakraborty,_Ye_Li,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05128 |
軟ガンマ線リピーター（SGR）の巨大なフレアは、観測された短いガンマ線バースト（GRB）の少なくともサブサンプルに寄与することが長い間提案されてきました。この論文では、スカルプター銀河の近くに位置していた最近の明るい短いGRB200415Aの高エネルギーデータの包括的な分析を行います。我々の結果は、マグネタージャイアントフレアが、その位置、時間的およびスペクトル的特徴、エネルギー、統計的相関、および高エネルギー放出を含む、GRB200415Aのほとんどの観測特性について最も自然な説明を提供することを示唆しています。一方、コンパクト星合併GRBモデルは、このようなイベントを近距離で再現するのが難しいことがわかっています。SGRジャイアントフレアと近くの短いGRBのサブサンプルとの間の接続をしっかりと確立するには、同様のイベントの将来の検出と追跡観測が不可欠です。
Si II $ \ lambda $ 6355の分布Ia型超新星の速度と非対称爆発への影響
| Title |
Distribution_of_Si_II_$\lambda$6355_Velocities_of_Type_Ia_Supernovae_and_Implications_for_Asymmetric_Explosions |
| Authors |
Keto_D._Zhang,_WeiKang_Zheng,_Thomas_de_Jaeger,_Benjamin_E._Stahl,_Thomas_G._Brink,_Xuhui_Han,_Daniel_Kasen,_Ken_J._Shen,_Kevin_Tang,_and_Alexei_V._Filippenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05403 |
噴出速度は、Ia型超新星（SNeIa）の構造と特性を研究する上で非常に重要なパラメーターです。これは、宇宙論的距離決定のためのSNeIaの有用性を改善するための候補キーパラメーターでもあります。ここでは、kaeporaデータベースからの311SNeIaのサンプルの速度分布を調べます。速度は、ピーク輝度の時間に測定された（または外挿された）光学スペクトルのSiII$\lambda$6355吸収線から導き出されます。観測された速度は、SNeIaの2つのグループで構成される二峰性のガウス分布を持っていることを統計的に示しています。=700\text{kms}^{-1}$）、およびより高いがより広い分散を持つグループII（$\mu_2=12300\text{kms}^{-1}$、$\sigma_2=1800\text{kms}^{-1}$）。グループIとグループIIの人口比率は201：110（65％：35％）です。2つのグループ間にはかなりの縮退がありますが、速度$v>12000\text{kms}^{-1}$のSNeIaの場合、分布はグループIIによって支配されます。2つの成分の真の起源は不明ですが、観察されたように2つの固有の速度分布が自然に存在する可能性があります。ただし、すべてのSNeIaが同じ固有の分布を共有していると仮定して、統計シミュレーションを通じて非対称の幾何学的モデルを使用して、観測された分布を再現しようとします。検討する2つのケースでは、ケース1ではSNeIaの35\％が非対称であると見なされ、ケース2ではすべてのSNeIaが非対称であると見なされます。両方のケースのシミュレーションでは、観測された速度分布を再現できますが、かなり大きな部分（$SNeIaの>35\％$）は非対称になります。さらに、ケース1の結果は、SiII$\lambda$6355の速度が高いSNeIaがより分極化する傾向があるという最近の分極化観測と一致しています。
プロトニュートロン星への付加流を伴うニュートリノ駆動風の一貫したモデリングとその$ ^ {56} $ Ni生成への影響
| Title |
A_Consistent_Modeling_of_Neutrino-driven_Wind_with_Accretion_Flow_onto_a_Protoneutron_Star_and_its_Implications_for_$^{56}$Ni_Production |
| Authors |
Ryo_Sawada_(Kyoto_Sangyo_Univ.)_and_Yudai_Suwa_(Kyoto_Sangyo_Univ._&_YITP,_Kyoto_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05615 |
コア崩壊超新星（CCSNe）の爆発メカニズムの詳細はまだ完全には理解されていません。現在、第一原理シミュレーションで爆発を再現する成功例が増えており、爆発エネルギーのゆっくりとした増加が示されています。しかし、最近、これらのシミュレーションの爆発エネルギーの成長率は、観測を説明するのに十分な$^{56}$Ni質量を生成するには不十分であることが指摘されました。本稿では、この問題を「ニッケル質量問題」（以下、Ni問題）と呼ぶ。ニュートリノ駆動の風は、文献で、Ni問題の解決策の最も有望な候補の1つとして提案されています。この論文では、最初に、ニュートリノ駆動風の定常状態解と現象論的質量降着モデルを接続することにより、ニュートリノ駆動風の一貫したモデルを、プロトン中性子星（PNS）への降着流とともに構築しました。モデルの結果を第一原理シミュレーションの結果と比較すると、ニュートリノ駆動風の総放出量は、爆発の開始から1秒以内に大まかに決定され、補足量は後期段階（$t_e\gtrsim1$秒）は、最大で$M_\mathrm{ej}\lesssim0.01M_\odot$のままです。私たちの結論は、ニュートリノ駆動の風による$^{56}$Niの連続注入によって、Ni問題を解決することは難しいということです。シミュレーションを$\sim2$秒まで追跡すれば、合成された$^{56}$Niの総量を確実に見積もることができます。
フェルミ/ GBMデータからの短いGRBにおける前駆体放出の厳密な検索と物理的意味
| Title |
Stringent_Search_for_Precursor_Emission_in_Short_GRBs_from_Fermi/GBM_data_and_Physical_Implications |
| Authors |
Jie-Shuang_Wang,_Zong-Kai_Peng,_Jin-Hang_Zou,_Bin-Bin_Zhang,_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05706 |
Fermi/GBMデータから短いガンマ線バースト（SGRB）の前駆体放出の厳密な検索を実行し、$\gtrsim4.5\sigma$の有意性を持つ16の前駆体イベントを見つけます。主なSGRB放出（$T_{\rmGRB}$）と前駆体放出（$T_{\rmpre}$）の持続時間、および待機時間（$T_{\rmwt}$）の間は、互いにほぼ同等であり、$T_{\rmwt}\upperx2.8T_{\rmGRB}^{1.2}$は、1つの重要な外れ値を除いて、ほとんどの場合ほぼ満足しています。また、プリカーサーとSGRBのスペクトル分析を実行し、プリカーサー放出のスペクトルが黒体、非熱カットオフべき乗則、および/またはべき乗則モデルに適合できることを確認します。SGRBでの前駆体放出のいくつかの可能なモデルを検討し、光度とスペクトル形状は、熱前駆体の合併後に発射された火の玉の衝撃ブレイクアウトまたは光球放射、または2つのNS間の磁気圏相互作用によって説明される可能性があることを発見しました。非熱前駆体の合併。火の玉の光球モデルの場合、物質が支配的なジェットが優先され、火の玉のローレンツ因子に対する制約は$\Gamma\sim30$として設定できます。磁気圏相互作用モデルの場合、ジェット発射メカニズムが制約される可能性があります。特に、$T_{\rmwt}/T_{\rmGRB}\gg1$（GRB191221802など）のイベントでは、合併後に超大規模または安定した中性子星を形成する必要があり、遅延時間は次のタイムスケールで定義されます。最初にバリオンを積んだジェットは、磁気的に支配され、相対論的になります。
アクシオン様粒子の刺激された崩壊に対する宇宙プラズマの影響の定量化
過去数年間で、アクシオン様粒子（ALP）の検索は、宇宙のコールドダークマター（CDM）コンテンツの総量を形成するための非常に有望な候補として大幅に成長しました。最近、ALPはボーズアインシュタイン凝縮（BEC）を形成する可能性があり、重力による引力と自己相互作用により、熱化して空間的に局所化された凝集塊になる可能性があることが指摘されています。ALPと光子の間の結合により、ALPが自然に崩壊して光子のペアになります。非常に高い占有数のALP凝縮体の場合、ALPの光子への刺激された崩壊も可能であり、したがって、光子占有数はボーズ増強を受け、指数関数的に増加します。この作業では、光子成長の変更における宇宙プラズマの役割を考慮に入れることにより、光子占有数の指数関数的増加を示す電磁バックグラウンドの存在下での刺激された崩壊によるALPフィールドの進化を研究します。プロフィール。次に、ALPの初期宇宙安定性を変更する際のプラズマ効果の調査に焦点を当てます。これは、検出を目的としたスクエアキロメートルアレイ（SKA）望遠鏡などの今後の電波望遠鏡による崩壊の検出に影響を与える可能性があるためです。CDMALP。$10^{-6}\text{-}10^{-4}\;の範囲でALPの刺激された崩壊を介して生成された電波信号を見つけます。\text{eV}$質量範囲は、次世代のSKA電波望遠鏡の手の届く範囲にあります。
タイプIのX線バーストによる降着円盤コロナの冷却
| Title |
Cooling_of_Accretion_Disc_Coronae_by_Type_I_X-ray_Bursts |
| Authors |
J._Speicher_(1),_D._R._Ballantyne_(1)_and_J._Malzac_(2)_((1)_Center_for_Relativistic_Astrophysics,_School_of_Physics,_Georgia_Institute_of_Technology,_(2)_IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse,_CNRS,_UPS,_CNES) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05791 |
持続的な放出を理解することは、中性子星の特性への洞察を提供するタイプIX線バーストを研究するために重要です。降着円盤コロナは多くの降着システムで一般的であるように見えますが、それらの基本的な特性は十分に理解されていないままです。最近の研究は、降着する中性子星からのタイプIX線バーストが、コロナの特性を調べる機会を提供することを示唆しています。いくつかの研究では、X線バースト中に降着円盤からの硬X線が不足していることが観察されており、バースト光子による強力な冠状冷却が示唆されています。ここでは、プラズマ発光コードEQPAIRを使用して、X線バーストがコロナに与える影響、およびコロナとバーストの特性がコロナの電子温度と放出スペクトルにどのように影響するかを調べます。バースト中に一定の降着率を仮定すると、シミュレーションは、ソフトフォトンがコロナル電子を$\gtrsim10$の係数で冷却し、$30$-$50$keVバンドの放出を$\lesssim1\％に減少させることができることを示しています。バースト前の放出の$。この硬X線の低下は、冠状光学的厚さとアスペクト比が増加すると激しくなります。対照的に、バーストとコロナの特性に応じて、$8$-$24$keV帯域の放射は、$\gtrsim20$の係数で増加するか、$\lesssim1\％$まで減少します。バースト前の放出。X線バースト中の降着率の増加は、冠状冷却効果を低減し、電子温度の低下は$\gtrsim60\％$によって軽減できます。これらの結果は、X線バースト中の硬X線束の変化がコロナの幾何学的特性を調査することを示しています。
繰り返しFRB20180916Bのマイクロ秒偏光測定
| Title |
Microsecond_polarimetry_of_the_repeating_FRB_20180916B |
| Authors |
K._Nimmo,_J._W._T._Hessels,_A._Keimpema,_A._M._Archibald,_J._M._Cordes,_R._Karuppusamy,_F._Kirsten,_D._Z._Li,_B._Marcote,_Z._Paragi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05800 |
高速電波バースト（FRB）は、さまざまなスペクトル、時間、および偏光特性を示し、ローカル媒体での放射物理学と伝搬効果の手がかりを明らかにすることができます。FRBは、分散測定を制約するために必要な精度、信号対雑音比の制限、および介在する媒体からの散乱のために、非常に高い時間分解能で研究するのが困難です。ここでは、ヨーロッパVLBIネットワークでの観測中に電圧データで検出された繰り返しFRB20180916Bからの4つの1.7GHzバーストの高時間分解能（1$\mu$sまで）の偏光特性を示します。これらのバーストでは、3桁に及ぶ放出タイムスケールの範囲が観察され、最短のコンポーネント幅は3〜4$\mu$sに達します（それ以下では散乱によって制限されます）。4つのバーストすべてが高度に直線偏光され（$\gtrsim80\％$）、有意な円偏光の証拠を示さず（$\lesssim15\％$）、バースト中およびバースト間で一定の偏光位置角を示すことを示します。ただし、短いタイムスケール（$\lesssim100$$\mu$s）では、バーストプロファイル全体で微妙な（数度）偏光位置角の変動があるように見えます。これらの観測結果は、相対論的衝撃波で放射がより遠い距離で発生するモデルとは対照的に、放射が磁気圏起源であるFRBモデルで最も自然に説明されます。
SAORASの6m望遠鏡による超大光度X線源の観測
| Title |
Observations_of_ultraluminous_X-ray_sources_with_the_6-m_telescope_of_the_SAO_RAS |
| Authors |
A._Vinokurov,_K._Atapin,_Y._Solovyeva,_A._Sarkisyan_and_D._Oparin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05866 |
超大光度X線源（ULX）の性質はまだ完全には理解されていませんが、その発光と環境を分析することにより、最も効率的な方法で行うことができます。いくつかの新しく識別されたULX光学対応物の測光およびスペクトル研究の予備的な結果を提示します。Liu2011によるULX候補のX線カタログに基づいて、100を超える光源を光学範囲で明確に識別し、そのうち49の光源についてロングスリット分光法を実行しました。これらの結果によると、最も明るい候補の大部分（m$_V<22^m$）は異なるタイプの背景オブジェクトであることが判明しましたが、サンプルの他のソースの観測されたパラメーターにより、それらを実際のULXとして分類できます。。ここでは、選択した10のソースの結果を示します。
AstroDS-宇宙線の天体物理学のための分散ストレージ。現在の状態
| Title |
AstroDS_--_A_Distributed_Storage_for_Astrophysics_of_Cosmic_Rays._Current_Status |
| Authors |
Alexander_Kryukov,_Igor_Bychkov,_Elena_Korosteleva,_Andrey_Mikhailov,_and_Minh-Duc_Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04938 |
現在、宇宙粒子物理学における科学データの処理は、さまざまな分散テクノロジーに基づいており、その中で最も一般的なのはグリッドコンピューティングとクラウドコンピューティングです。最も頻繁に議論されるアプローチは、チェレンコフ望遠鏡アレイなどの大規模な、さらには非常に大規模な科学実験に焦点を当てています。対照的に、TAIGAなどの中小規模の実験用に設計されたソリューションを提供します。このような実験では、原則として、歴史的に開発された特定のデータ処理方法と特殊なソフトウェアが使用されます。中規模の実験における宇宙粒子物理学データのコラボレーションのために、分散（クラウド）データストレージを特別に設計しました。この記事では、TAIGAとCASCADEの実験の例を使用して、私たちの作業の現状について説明します。私たちのアプローチの特徴は、地元の資源に関する日常業務でユーザーが慣れている形で科学データをユーザーに提供することです。
AstroDSデータ集約サービスの現在の設計と実装
| Title |
The_Current_Design_and_Implementation_of_the_AstroDS_Data_Aggregation_Service |
| Authors |
Minh-Duc_Nguyen,_Alexander_Kryukov,_and_Andrey_Mikhailov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04944 |
AstroDSは、宇宙線天体物理学用の分散ストレージです。AstroDSの主な目標は、TAIGA、TUNKA、KASCADEなどのさまざまな物理実験の機器によって測定されたデータをグローバルストレージに収集し、特定の条件に一致するデータセットを検索するための標準化されたユーザーフレンドリーなインターフェイスをユーザーに提供することです。AstroDSは、RESTAPIを介してインターネットを介して相互に通信する分散マイクロサービスコンポーネントのセットで構成されています。AstroDSのコアコンポーネントは、データへのアクセスを提供するために他のコンポーネントを調整するデータ集約サービスです。AstroDSの開発プロセスは2019年に開始されました。このホワイトペーパーでは、データ集約サービスの現在の設計と実装、および初期状態の天体物理学コミュニティにもたらすメリットについて説明します。
南極のドームAからの天文学
南極のドームAは、優れた自由大気観測、非常に低い知覚可能な水蒸気、低い空の背景、継続的な暗闇など、ますます多くの証拠によって、光学、赤外線、テラヘルツの天文観測に最適な場所であることが実証されています。このレビューペーパーでは、最初からドームAでの天文学の発展の全体像を示し、時間領域天文学の最近の進歩をレビューし、サイトテストのエキサイティングな結果を示し、計測の課題に対処します。。現在提案されているプロジェクトについて簡単に説明します。
| Title |
GstLAL:_A_software_framework_for_gravitational_wave_discovery |
| Authors |
Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Chiwai_Chan,_Bryce_Cousins,_Jolien_D._E._Creighton,_Becca_Ewing,_Heather_Fong,_Patrick_Godwin,_Chad_Hanna,_Shaun_Hooper,_Rachael_Huxford,_Ryan_Magee,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Hiroaki_Ohta,_Alexander_Pace,_Stephen_Privitera,_Iris_de_Ruiter,_Surabhi_Sachdev,_Leo_Singer,_Divya_Singh,_Ron_Tapia,_Leo_Tsukada,_Daichi_Tsuna,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Aaron_Viets,_Leslie_Wade,_Madeline_Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05082 |
GstreamerおよびLIGOアルゴリズムライブラリから派生したGstLALライブラリは、重力波データ処理へのストリームベースのアプローチをサポートします。GstLALは、主にブラックホールと中性子星の融合の重力波シグネチャを検索するように設計されていますが、他の重力波検索、データキャリブレーション、および検出器の特性評価の取り組みにも貢献しています。GstLALは、すべてのLIGO-Virgoコラボレーション検出で不可欠な役割を果たしており、その低遅延構成により、数十のコンパクトなバイナリ候補の迅速な電磁フォローアップが可能になりました。
成層圏からの光学的な夜空の明るさの測定
| Title |
Optical_night_sky_brightness_measurements_from_the_stratosphere |
| Authors |
Ajay_Gill,_Steven_J._Benton,_Anthony_M._Brown,_Paul_Clark,_Christopher_J._Damaren,_Tim_Eifler,_Aurelien_A._Fraisse,_Mathew_N._Galloway,_John_W._Hartley,_Bradley_Holder,_Eric_M._Huff,_Mathilde_Jauzac,_William_C._Jones,_David_Lagattuta,_Jason_S.-Y_Leung,_Lun_Li,_Thuy_Vy_T._Luu,_Richard_J._Massey,_Jacqueline_McCleary,_James_Mullaney,_Johanna_M._Nagy,_C._Barth_Netterfield,_Susan_Redmond,_Jason_D._Rhodes,_L._Javier_Romualdez,_Jurgen_Schmoll,_Mohamed_M._Shaaban,_Ellen_Sirks,_Suresh_Sivanandam,_Sut-Ieng_Tam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05145 |
この論文は、超高圧バルーン搭載イメージング望遠鏡（SuperBIT）で撮影されたCCD画像を使用した成層圏からの光学的な夜空の明るさの測定値を示しています。背景の推定に使用されたデータは、海抜28kmから34kmの範囲の高度で2016年、2018年、および2019年の3回の試運転飛行中に取得されました。成層圏からの明るさの測定値を山頂の地上観測所からの測定値と有効に比較するために（銀河系と日食性の高い緯度で最も暗い月のない夜に天頂で撮影）、成層圏の明るさのレベルは黄道光と拡散銀河光でした差し引かれ、大気光の明るさは天頂に投影されました。成層圏の明るさは、2016年、2018年、2019年の現地の日の出時刻の約5.5時間、3時間、2時間前に測定されました。2016年の$B$、$V$、$R$、および$I$の輝度レベルは、最も暗い地上ベースの測定値よりも2.7、1.0、1.1、および0.6magarcsec$^{-2}$暗かった。2018年の$B$、$V$、および$R$の輝度レベルは、最も暗い地上ベースの測定値よりも1.3、1.0、および1.3magarcsec$^{-2}$暗かった。2019年の$U$と$I$の輝度レベルは0.1magarcsec$^{-2}$で、最も暗い地上ベースの測定値よりも明るかったのに対し、$B$と$V$の輝度レベルは0.8と0.6magarcsec$でした。^{-2}$最も暗い地上ベースの測定値よりも暗い。より低い空の輝度レベル、安定した測光、およびより低い大気吸収により、バルーン搭載プラットフォームからの成層圏観測は、天文学のためのユニークなツールになります。今後もSuperBITで中緯度長期気球飛行を継続する予定です。
電磁スペクトルの30MHz未満の超低周波（VLF）レジームは、多くの未知の銀河系外の発生源や過渡現象などを調査する潜在的に重要な科学的成果により、現在電波天文学研究で世界的な注目を集めています。ただし、地球の電離層の不透明性、電離層の歪み、および人工電波干渉（RFI）により、地上の機器でVLF天体電波放射を検出することは困難になっています。これらの問題を克服するための簡単な解決策は、嫦娥4号宇宙船に搭載されているVLF電波計と同じように、宇宙ベースのVLF電波望遠鏡です。しかし、そのような宇宙望遠鏡を作ることは必然的に費用がかかり、技術的に挑戦的です。代替アプローチは、地上ベースのVLF電波望遠鏡です。特に、太陽と地上の電離層活動が「穏やかな」状態であると予想される2020年以降の期間には、VLF地上ベースの電波観測を実行する良い機会を提供します。このような機会を見越して、現在運用中のMingantuSpectraRadioHeliograph（MUSER）と同じ場所にアジャイルVLF無線スペクトルエクスプローラーを構築しました。この機器には、1〜70MHzのVLF周波数範囲で動作する4つのアンテナが含まれています。それらに加えて、アンテナで受信した無線信号を増幅、デジタル化、処理するために、8チャンネルのアナログおよびデジタル受信機を採用しています。この論文では、このVLF電波スペクトルエクスプローラーを紹介し、この機器はVLF電波放射の天体研究に役立ちます。
太陽系外惑星の高コントラストイメージングのための物理的に制約された因果ノイズモデル
| Title |
Physically_constrained_causal_noise_models_for_high-contrast_imaging_of_exoplanets |
| Authors |
Timothy_D._Gebhard,_Markus_J._Bonse,_Sascha_P._Quanz,_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05591 |
高コントラストイメージング（HCI）データでの太陽系外惑星の検出は、ホスト星からスプリアス光を除去するための後処理方法に依存します。これまでのところ、このタスクの既存の方法では、問題に関する利用可能なドメイン知識を明示的に利用することはほとんどありません。修正された半兄弟回帰スキームに基づくHCI後処理への新しいアプローチを提案し、このフレームワークを使用して機械学習を既存の科学分野の知識と組み合わせる方法を示します。3つの実際のデータセットで、結果のシステムが現在主要なアルゴリズムの1つよりも最大4倍優れていることを示します。これは、新しいデータとアーカイブデータの両方で太陽系外惑星の重要な発見を可能にする可能性があります。
ASTrAEUS：空中-水生タイタンミッションプロファイル
タイタンとそれが存在する土星系の起源と進化を取り巻く重要な質問は、カッシーニ-ホイヘンスの使命に続いています。身体の重要な場所で行われるその場測定は、これらの質問に対処するための非常に効果的な方法であり、このレポートで提案されている空中水生プラットフォームは、タイタンの北面湖への前例のないアクセスを提供し、炭化水素サイクルの理解を可能にします。環境中の居住性の可能性と表面で発生する化学プロセス。提案されている空中より重い飛行およびプランジダイビングの水上着陸宇宙船ASTraEUSは、メッシュフリー平滑化を組み合わせたマルチフィジックス流体-構造相互作用（FSI）CFDシミュレーションを使用して、タイタンの表面湖で予想できる条件のモデリングによってサポートされています。-LS-DYNAにおける粒子流体力学（SPH）および有限要素法（FEM）アプローチ。
エルメス星座における天体物理データリターンの最大化のための空の視程分析
| Title |
Sky_visibility_analysis_for_astrophysical_data_return_maximization_in_HERMES_constellation |
| Authors |
Andrea_Colagrossi,_Jacopo_Prinetto,_Stefano_Silvestrini,_Mich\`ele_Lavagna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05603 |
HERMESは、高エネルギーの天体物理学的過渡現象の検出と位置特定に特化した3U超小型衛星で構成された科学ミッションであり、地球軌道に星座を形成する分散空間アーキテクチャを備えています。宇宙セグメントは、ガンマ線バースト（GRB）などの明るいイベントのX線時間放出をプローブするための新しい小型化された検出器、および将来のマルチメッセンジャーで重要な役割を果たす重力波イベント（GWE）の電磁対応物をホストします。天体物理学。運用中、最小距離で隔てられた少なくとも3つの機器は、観測されたイベントの三角測量を実行するために、空の共通領域を観測する必要があります。超小型衛星のペイロードによる効果的な検出は、星座の有益な軌道とポインティング構成を保証することによって達成されます。設計は、機内推進力の欠如やシステム予算の削減など、小さな宇宙システムによって課せられる制限に対処する必要があります。この論文では、ミッション期間を通じて空の満足のいく星座の可視性を達成しながら、ミッションの制限を克服するための方法論と提案された戦略について説明します。ミッションの設計では、高忠実度の軌道伝搬関数を、星座の科学的性能を推定する革新的なミッション分析ツールと組み合わせて使用します。搭載された軌道制御なしで効果的な星座構成を達成するために重要である自然な相対運動の影響が評価されます。提示された方法論は、あらゆる種類の分散型科学宇宙アプリケーション、および地球と惑星の観測専用の星座に簡単に拡張できます。さらに、可視性ツールは、星座の飛行ダイナミクス操作のコンテキストで適用可能であり、実際の衛星軌道位置に基づいて最適化された結果とポインティング計画を生成します。
| Title |
Polarization_properties_of_methanol_masers |
| Authors |
Daria_Dall'Olio_(1),_Wouter_Vlemmings_(1),_Boy_Lankhaar_(1)_and_Gabriele_Surcis_(2)_((1)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Onsala,_Sweden,_(2)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Cagliari,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04737 |
（要約）天文メーザーは、長年にわたって磁場を研究するための効果的なツールでした。特に、メタノールは、降着円盤や流出などの原始星のさまざまな部分を調べるために使用できます。これは、大規模な星形成領域で最も強力で最も一般的に観測されるメーザーの1つを生成するためです。新たに計算されたメタノールLand\'eg因子に照らして、超微細成分を考慮して、選択されたメタノールメーザー遷移の分極特性を調査します。結果を以前の観察結果と比較し、好ましい超微細ポンピングの効果と非ゼーマン効果を評価します。放射伝達コードCHAMPを使用してシミュレーションを実行します。線形および円偏光の割合が超微細遷移に依存していることがわかります。好ましい超微細ポンピングは、いくつかの高レベルの直線偏光および円偏光、および観察されたVプロファイルのS字型に見られるいくつかの特有の特徴を説明することができます。メタノールメーザーは、ゼーマン効果以外の影響をあまり受けません。私たちのモデルは、メタノールメーザー放出の場合、直線偏光と円偏光の両方のパーセンテージが、どの超微細遷移がメーザーであるか、およびそれがポンピングされる程度に依存することを示しています。非ゼーマン効果は、輝度温度の値が高いほど関連性が高くなるため、これらの量とメーザービーム角度の適切な推定値を取得することが重要です。輝度温度に対するより良い制約は、非ゼーマン効果が観測された偏光パーセンテージにどの程度寄与するかを理解するのに役立ちます。別々の超微細成分を検出するためには、超微細分離よりもかなり小さい固有の熱線幅が必要です。
原始惑星状星の形成中の化学進化
| Title |
Chemical_evolution_during_the_formation_of_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
A._Coutens,_B._Commer\c{c}on,_and_V._Wakelam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05108 |
（要約）この研究の目的は、星前相から円盤の形成までの化学進化を調査し、低温で高密度のコアの化学組成が円盤の最終的な組成に与える影響を決定することです。アダプティブメッシュリファインメントRAMSESコードを使用して、高密度コア崩壊の3D非理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行しました。回転支持された若いディスクで終わる各粒子について、三相ガス粒子化学コードNautilusを使用して化学シミュレーションを実行しました。コールドコアの特徴である2つの異なる初期存在量のセットが検討されました。一般的な種の存在量の最終的な分布は、寒冷低気圧の初期の存在量と同様に、互いに比較されました。分子の空間分布は、温度分布に対する感度を反映していることがわかります。ディスク内の化学元素の主なキャリアは、HSがH$_2$S$_3$に置き換えられたSベアリング種と、Pベアリング種を除いて、通常、コールドコアのものと同じです。ここで、原子PはPO、PN、HCP、およびCPの形成につながります。ただし、存在量の少ない種の存在量は時間の経過とともに変化します。これは特に、CH$_3$CHO、CH$_3$NH$_2$、CH$_3$OCH$_3$、HCOOCH$_3$などの「大きな」複雑な有機分子（COM）の場合に当てはまります。崩壊中に大幅に増加します。これらのCOMは、コールドコアの存在量が大幅に異なるにもかかわらず、ディスクに同様の存在量を示すことがよくあります。対照的に、多くのラジカルの存在量は時間とともに減少します。かなりの数の種が依然として寒冷コアとディスクで同じ存在量を示しており、これは寒冷コアでのこれらの分子の効率的な形成を示しています。これには、H$_2$O、H$_2$CO、HNCO、およびCH$_3$OH、CH$_3$CN、NH$_2$CHOなどの「小さな」COMが含まれます。
JVLAとALMAによって解決されたクラス0の若い恒星状天体OMC-3 / MMS〜6の内側100au領域での磁気的に調整された円盤形成
| Title |
Magnetically_regulated_disk-formation_in_the_inner_100_au_region_of_the_Class_0_young_stellar_object_OMC-3/MMS~6_resolved_by_JVLA_and_ALMA |
| Authors |
Hauyu_Baobab_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05392 |
クラス0の若い恒星状天体（YSO）OMC-3/MMS6（HOPS-87とも呼ばれます）に向けたアーカイブJVLA（$\sim$9mm）全偏光観測の偏光キャリブレーションを実行し、アーカイブと比較しました。アルマ1.2mmの観測。OMC-3/MMS6の最も内側の$\sim$100au領域は、$\sim$1mmの波長で非常に光学的に厚く（たとえば、$\tau\gg$1）、支配的な偏光メカニズムが二色性の消滅であることがわかりました。JVLA観測が非球形ダストからの直線偏光放射を直接プローブできるように、波長$\sim$9mmでわずかに光学的に薄い（たとえば、$\tau\lesssim$1）。ダスト粒子の投影された長軸が磁場（B磁場）線に垂直に整列していると仮定すると、この「砂時計」は$\sim$40$^{\のように見えますが、全体的なB磁場トポロジーは砂時計の形状に似ていると提案します。circ}$は、以前に報告された流出軸に対して傾斜しています。このシステムの形状は、磁気的に調整された高密度（疑似）ディスクと一致しています。観測された29.45GHzの磁束密度に基づき、ダスト吸収の不透明度を仮定すると、$\kappa^{abs}_{29.45\、GHz}=$0.0096cm$^{2}$g$^{-1}$、導出された全体的なダスト$\sim$43au半径内の質量は$\sim$14000$M_{\oplus}$です。このケーススタディから、クラス0/IYSOに対する以前の9mmの調査では、ダスト吸収の不透明度が高すぎる（$\sim$0.1cm）と想定されていたため、ダストの質量が1桁過小評価されていた可能性があります。$^{2}$g$^{-1}$）$\sim$9mmの波長の場合、ただし、ダスト散乱の不透明度を一貫して考慮する必要はありません。
アトミウム：AGBスターPi1Gruisの高度に非対称な風の高解像度ビュー。 I.新しい仲間の最初の検出とその内風への影響
| Title |
Atomium:_A_high-resolution_view_on_the_highly_asymmetric_wind_of_the_AGB_star_Pi1_Gruis._I._First_detection_of_a_new_companion_and_its_effect_on_the_inner_wind |
| Authors |
Ward_Homan,_Miguel_Montarges,_Bannawit_Pimpanuwat,_Anita_M._S._Richards,_Sofia_H._J._Wallstrom,_Pierre_Kervella,_Leen_Decin,_Albert_Zijlstra,_Taissa_Danilovich,_Alex_de_Koter,_Karl_Menten,_Raghvendra_Sahai,_John_Plane,_Kelvin_Lee,_Rens_Waters,_Alain_Baudry,_Ka_Tat_Wong,_Tom_J._Millar,_Marie_Van_de_Sande,_Eric_Lagadec,_David_Gobrecht,_Jeremy_Yates,_Daniel_Price,_Emily_Cannon,_Jan_Bolte,_Frederik_De_Ceuster,_Fabrice_Herpin,_Joe_Nuth,_Jan_Philip_Sindel,_Dylan_Kee,_Malcolm_D._Grey,_Sandra_Etoka,_Manali_Jeste,_Carl_A._Gottlieb,_Elaine_Gottlieb,_Iain_McDonald,_Ileyk_El_Mellah,_and_Holger_S._P._Muller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05509 |
クールに進化した星の星周円盤環境は、さまざまな長さスケールのガス状構造の豊富な形態学的複雑さを抱えていることが知られています。これらの密度構造の大部分は、恒星の風と親しい仲間との相互作用によってもたらされると考えられています。S型漸近巨星分枝星Pi1Gruisは、約440auに既知の伴星があり、2番目の近く（<10au）の伴星を持っていると考えられており、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイの一部として観測されました。アトミウム大規模プログラムの。この作業では、最も明るいCO、SiO、およびHCNの分子線遷移を分析します。連続体マップは、0.04''（6au）で区切られた2つの最大値を示しています。COデータは、Pi1Gruの星周環境が、傾斜した、放射状に流出する赤道密度の向上を抱えていることを明確に示しています。視線に対して38+/-3度の角度のスパイラル構造が含まれています。内風のHCN放出は、時計回りの渦巻銀河を示し、渦巻腕の動的交差時間は、漸近巨星分枝星から0.04インチの距離にあるコンパニオンと一致します。これは、二次連続体の位置と一致しています。ピーク。内風のダイナミクスは、約6のベータ法則パワーと一致する大きな加速領域を意味します。CO放出は、渦巻が5インチ以内でほぼアルキメデスであることを示唆しており、それを超えると、渦巻腕の連続が周期的でなくなるにつれて、この傾向は崩壊します。0.5インチ未満のスケールでのSiO放出は、回転するガスの兆候を示します。これは、風とコンパニオンの相互作用ゾーンでのガスの予想される動作に適合することがわかります。SiOメーザーの放出を調査すると、AGB星の表面から伴星に向かって加速するガスの流れが何であるかが明らかになります。これらのダイナミクスを使用して、コンパニオン質量の上限を暫定的に約1.1Msolに導きました。
$ \ beta $ LyrAシステムの光学的に薄い星周媒体
| Title |
Optically_thin_circumstellar_medium_in_$\beta$_Lyr_A_system |
| Authors |
M._Bro\v{z},_D._Mourard,_J._Budaj,_P._Harmanec,_H._Schmitt,_I._Tallon-Bosc,_D._Bonneau,_H._Bo\v{z}i\'c,_D._Gies,_M._\v{S}lechta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05541 |
ベータLyrAは、光度曲線（FUVからFIRまで）、干渉二乗可視性、閉鎖位相、三重積測定、スペクトルエネルギー分布（SED）、高分解能分光法、微分可視性振幅など、広範な観測データセットを備えた複雑なバイナリシステムです。、および微分位相。特に、2013年から2015年までのオンドジェヨフ2m望遠鏡のスペクトルを使用して、Halpha、HeI、SiII、NeI、またはCII線の放射を測定し、2013年のキャンペーンのCHARA/VEGAによる微分干渉法を使用して、波長に依存するサイズを測定します。HalphaとHeI6678。これにより、光学的に厚い物体（一次、二次、付加ディスク）だけでなく、光学的に薄い物体（ディスク雰囲気、ジェット、シェル）も拘束できます。モデリングツールPyshellspec（Shellspecに基づく;1DLTE放射伝達コード）を拡張して、すべての新しい観測量を含め、視程/位相の差を計算し、ドップラートモグラフィーを実行し、共同カイ2乗メトリックを決定しました。38の自由パラメーターを最適化した後、ベータLyrAシステムの堅牢なモデルを導出します。モデルによると、放出はディスクの拡張された大気、〜700kms^-1で拡大する2つの垂直ジェット、および半径〜70R_Sの対称シェルで形成されます。分光法は、炭素の存在量が少なく、太陽の値の10^-2であることを示しています。また、データセット間の体系的な違いを定量化し、より高い解像度、追加の非対称性、またはHeが豊富な代替モデルについて説明します。
長周期食変光星：真の質量光度関係に向けて。 II。 NNDelシステムの絶対パラメータ
| Title |
Long-period_eclipsing_binaries:_towards_the_true_mass-luminosity_relation._II._Absolute_parameters_of_the_NN_Del_system |
| Authors |
Alexei_Kniazev_(1,_2,_3)_((1)_South_African_Astronomical_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(2)_Southern_African_Large_Telescope_Foundation,_Cape_Town,_South_Africa,_(3)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05551 |
長周期食変光星NNデルフィニ（以下、NNデル）の研究結果を紹介します。結果は、南アフリカ大型望遠鏡（SALT）のHRSエシェル分光器で得られたスペクトルデータに基づいています。私たちが作成した速度曲線は、2017年から2019年の間に取得された19のスペクトルに基づいており、バイナリの軌道のすべてのフェーズをカバーしています。公転周期、P=99。252日は、スペクトルデータから決定され、以前の研究で決定された周期、および$e=0.517$のシステム離心率と一致します。両方のコンポーネントの計算された速度振幅により、両方のシステムコンポーネントの質量M_1=1.320M_sunおよびM_2=1.433M_sunを、それぞれ約1パーセント（0.8％および1.1％）の精度で決定できます。両方のコンポーネントの光度はL_1=4.164L_sunおよびL_2=6.221L_sunとして表され、両方のコンポーネントの有効温度がシステムの金属量とともに直接評価されました（T_eff=6545〜KおよびT_eff=6190〜K）[Fe/H]=-0.19dexおよびその色過剰E（BV）=0.026〜mag。進化の軌跡との比較は、システムの年齢が2.25+/-0.19Gyrであり、両方のコンポーネントが主系列星にあり、まだターンポイントを通過していないことを示しています。スペクトル型は、高温のコンポーネントの場合はF5V、別のコンポーネントの場合はF8Vです。
IPHASソースの詳細な調査。 II。サブ19、真の惑星状星雲とその模倣物がペルセウス腕を横切る
| Title |
Detailed_Studies_of_IPHAS_sources._II._Sab_19,_a_true_planetary_nebula_and_its_mimic_crossing_the_Perseus_Arm |
| Authors |
Martin_A_Guerrero_(1),_Roberto_Ortiz_(2),_Laurence_Sabin_(3),_Gerardo_Ramos-Larios_(4)_and_Emilio_J_Alfaro_(1)_(_(1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Andalucia,_IAA-CSIC,_(2)_Escola_de_Artes,_Ciencias_e_Humanidades,_Universidade_do_Sao_Paulo,_(3)_Instituto_de_Astronomia,_UNAM,_(4)_Instituto_de_Astronomia_y_Meteorologia,_CUCEI,_Universidad_de_Guadalajara_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05553 |
INTPhotometricH$\alpha$Survey（IPHAS）は、惑星状星雲（PNe）が重要な部分を構成する、いくつかの新しい輝線源を提供してくれました。ここでは、ラジオ、赤外線、光学画像、および中分散と高分散のロングスリットスペクトルに基づいた、IPHAS星雲Sab\、19（IPHASX\、J055242.8+262116）の詳細な分析を示します。Sab\、19は、半径0.10pcの丸みを帯びた二重殻星雲で構成され、半径2.8pcのはるかに大きな外殻に囲まれ、顕著なH字型フィラメントが付いています。主星雲の性質を、太陽直下N/O比の存在量、低イオン化質量、特異な視線速度、および低質量中心星によってタイプIIIPNとしてカタログ化できるPNとして確認します。どうやら、Sab\、19の先祖の星は、数人のMyrの短い訪問の間にペルセウス腕を横切ったときにPNになりました。主星雲とその大きなイオン化質量に対する外殻のより高いN/O比と速度シフト$\simeq$40\kms\は、それがSab\、19と真に関連していないことを示唆していますが、むしろそれはによって支配されていますPN中心星によってイオン化された星間物質のStr\"omgrenゾーン。
K2を使用した散開星団のフレア。 II。 Pleiades、Hyades、Praesepe、Ruprecht 147、およびM67
| Title |
Flares_in_Open_Clusters_with_K2._II._Pleiades,_Hyades,_Praesepe,_Ruprecht_147,_and_M67 |
| Authors |
Ekaterina_Ilin,_Sarah_J._Schmidt,_Katja_Poppenh\"ager,_James_R._A._Davenport,_Martti_H._Kristiansen,_Mark_Omohundro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05576 |
フレア、星の表面でのエネルギッシュな噴火は、磁気的に駆動される放出の紛れもない兆候です。それらの発生率とエネルギー分布は、質量や年齢などの恒星の特徴を追跡します。しかし、フレアを使用して恒星の特性を制約する前に、フレア-年齢-質量の関係には適切なキャリブレーションが必要です。この研究は、ケプラー衛星によって得られた光度曲線を使用して、広範囲のスペクトル型について、独立して年代測定された主系列星のフレア活動を定量化することを目的としています。完全なK2アーカイブから、オープンソースソフトウェアパッケージK2SCを使用して2111個の散開星団メンバーの3435$\sim80$日の光度曲線を検索し、K2光度曲線から機器および天体物理学的変動を除去し、AltaiPonyを検索してフレア候補を特徴付けます。ゼロ年齢の主系列星（プレアデス星団）から3.6Gyr（M67）までの年齢の高確率散開星団メンバーで合計3844個のフレアを確認しました。このシリーズの最初の研究で調べた質量範囲を、太陽のような星から中期Mの矮星にまで拡大しました。ヒアデス星団（690Myr）を、Praesepe（750Myr）、2.6Gyrの古いRuprecht147、および残りのクラスターの後半のK2キャンペーンからの数百の光度曲線との比較クラスターとしてサンプルに追加しました。フレアエネルギー分布は、指数$\alpha\approx1.84-2.39$とのべき乗則の関係に従って、パラメーター空間全体で同様でした。フレアリング率は年齢とともに低下し、質量の大きい星ほど速く低下しました。ヒアデス星団/プレセペ時代のM1-M2矮星では、これらの星が約10日間の自転周期にスピンダウンしたときに、フレア活動の急激な低下が発生したという証拠が見つかりました。星はまだ飽和した活動体制に住んでいました。（要約）
太陽の粒子下スケールでの磁場と渦管との相互作用
| Title |
Interaction_of_magnetic_fields_with_a_vortex_tube_at_solar_subgranular_scale |
| Authors |
C.E.Fischer,_G.Vigeesh,_P.Lindner,_J.M.Borrero,_F.Calvo,_and_O.Steiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05577 |
スウェーデンの1m太陽望遠鏡で記録された高解像度の分光偏光データを使用して、顆粒に移動する粒状レーンのいくつかのインスタンスを特定しました。これらは、それらの軸が太陽表面に平行に向けられた渦流の基礎となる管の観測的特徴であると考えられています。これらの水平ボルテックスチューブに関連して、粒状レーンの後縁に位置する直線偏光の重要な信号を検出する場合があります。直線偏光は、粒状レーンの発達の後の段階で現れ、円偏光のパッチが側面にあります。ストークス反転は、直線偏光信号の細長いパッチが、粒状レーンに整列した水平磁場から生じることを示しています。電磁流体力学的数値シミュレーションのスナップショットを分析し、粒状レーンの水平ボルテックスチューブが磁場を再分配して太陽表面に輸送し、観測されたものと同様の偏光特性を引き起こすケースを見つけます。このように、私たちは磁束を顆粒内の太陽表面に輸送することができるメカニズムを目撃します。このメカニズムは、おそらく太陽の表面で作用し、静かな太陽の磁場を生成する小規模なダイナモの重要な要素です。
磁気の大質量星の放射駆動風におけるアルヴェーン波のラインドラッグ減衰
巨大な（OB）星からの線駆動の恒星風は、強い線の影を落とす不安定性の影響を受けます。最近、分光偏光測定調査は、銀河系の巨大な星のサブセットが強い表面磁場をホストしているという十分な証拠を集めました。ここでは、このような磁化された線駆動風における磁気放射波の伝搬と安定性を調査します。私たちの分析的な線形安定性分析には、恒星放射からの線散乱が含まれ、放射状および非放射状の摂動の両方が考慮されます。任意の摂動波長のブリッジング法則を確立した後、長波長限界と短波長限界を別々に分析します。長波長の放射波と電磁波は完全に分離されていることがわかりますが、重要な結果は、短波長の放射状に伝搬するアルフベン波が散乱放射場に結合し、ラインドラッグ効果によって強く減衰することです。散乱線駆動の流れにおける電磁波のこの減衰は、非線形の風のダイナミクスの調整に重要な影響を与える可能性があり、したがって、風の構造の観測診断および磁力線駆動の風の凝集にも強い影響を与える可能性があります。
20個の地元住民における6つの新しい強磁性白色矮星の発見
| Title |
Discovery_of_six_new_strongly_magnetic_white_dwarfs_in_the_20_pc_local_population |
| Authors |
S._Bagnulo_and_J.D._Landstreet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05795 |
白色矮星のサンプルは、地元の20個のボリュームのドキュメントに含まれており、かなり正確に言えば、天の川銀河のこの部分での恒星進化の約10Gyrを超える白色矮星の総生産量です。このサンプルでは、磁気白色矮星を体系的に探しています。ここでは、数MGから約200MGの磁場強度を持つ6つの新しい磁気白色矮星の発見を報告します。これらの星のうちの2つは、磁場によって分割および分極されたH線を示しています。1つの星は、強度が非常に弱いスペクトル線を示しており、これに高度に偏光した狭い特徴が対応しています。他の3つの星は特徴のないフラックススペクトルを持っていますが、連続偏光を示しています。これらの新しい発見は、ローカル20pcボリューム内のすべての白色矮星の少なくとも20％が磁場を持っているという見解を支持し、磁気が白色矮星のまれな特性ではなく一般的であるという疑いを完全に確認します。クールな白色矮星に磁場が存在する場合の連続分極のレベルと利き手について説明します。15MGの縦方向成分を持つ磁場は、1％の連続円偏光を生成することをお勧めします。また、調査で使用したFORS2機器の直線偏光から円偏光へのクロストークの問題は、背景が照らされて偏光されたときに、かすかな白色矮星の円偏光を正確に測定する際の障害となることも示しました。ムーン。
重力と回転は、高質量の星形成において磁場を引きずります
| Title |
Gravity_and_rotation_drag_the_magnetic_field_in_high-mass_star_formation |
| Authors |
H._Beuther,_J.D._Soler,_H._Linz,_Th._Henning,_C._Gieser,_R._Kuiper,_W._Vlemmings,_P._Hennebelle,_S._Feng,_R._Smith,_A._Ahmadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05825 |
冷たい星間物質からの熱い星の形成は、天体物理学の研究の中心にあります。星形成中の磁場の重要性を理解することは、依然として大きな課題です。アタカマ大型ミリ波アレイの登場により、偏光観測による磁場研究の可能性が飛躍的に向上しました。しかし、主要な問題は、どのくらいの磁場が星形成プロセスを形作るか、または重力が主に支配的であるかどうかということです。ここでは、高質量の星形成領域G327.3の場合、磁場の形態は、星形成が進行する中央の巨大なガスコアの重力収縮によって支配的に形成されているように見えることを示します。領域の外側の部分では、磁場が領域の重力中心に向けられていることがわかります。中心コアに供給されるフィラメント構造は、重力中心に向けられたU字型の磁場形態も示し、中心に向かう重力抗力を示しています。次に、内側の部分は、埋め込まれたディスクに関連付けられている可能性のある回転シグネチャを示し、そこでは磁場形態が回転的に支配されているように見えます。したがって、我々の結果は、この領域では重力と回転がダイナミクスを支配し、磁場の形態を形成していることを示しています。
Nova 1670（CK Vulpeculae）の分子残骸。 II。ガス分布と速度場の3次元ビュー
| Title |
Molecular_remnant_of_Nova_1670_(CK_Vulpeculae)._II._A_three-dimensional_view_on_the_gas_distribution_and_velocity_field |
| Authors |
T._Kami\'nski,_W._Steffen,_V._Bujarrabal,_R._Tylenda,_K._M._Menten,_M._Hajduk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05832 |
CKVulは、恒星の合体によって引き起こされたと考えられているNova1670として知られるエネルギッシュな噴火の残骸です。残骸は、（1）いくつかの古典的な惑星状星雲および惑星状星雲（PPNe）と非常によく似た、再結合ガス（71\arcsecサイズ）の大きな砂時計星雲、および（2）はるかに小さくて冷たい内部残骸で構成されています。分子からのミリ波放射で顕著です。両方のコンポーネントの3次元空間運動構造を調査します。砂時計の構造を分析すると、オブジェクトまでの距離が2.6kpcを超え、これまでに想定されていた距離の少なくとも3.7倍になります。この距離では、恒星の残骸は12L$_{\odot}$を超える放射光度を持ち、総質量が0.8M$_{\odot}$を超える分子物質に囲まれています（後者の値には大きな系統的不確実性があります）。また、サブ秒分解能で得られた回転輝線のALMA観測を使用して、内部分子星雲の構造を分析しました。ローブ内の中性ガスとイオン化ガスの分布は、速度場と方向が異なるいくつかのネストされた不完全なシェルまたはジェットによって再現できることがわかります。分析は、分子の残骸がいくつかの放出エピソードで作成されたことを示しており、おそらく相互作用するバイナリシステムが関与しています。CKVul流出の線形運動量（$\approx$10$^{40}$gcms$^{-1}$）と運動エネルギー（$\approx$10$^{47}$erg）を計算し、それらは、古典的なPPNeに典型的な制限内にあります。CKVulの流出がPPNeと類似していることを考えると、固有の光度が低い誤って分類されたPPNeの間、特に赤色巨星分枝後の中心星を持つPPNeの間でCKVul類似体が存在する可能性があります。
共生システムにおける風の降着によって引き起こされた複数のノヴァ噴火のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Multiple_Nova_Eruptions_Induced_by_Wind_Accretion_in_Symbiotic_Systems |
| Authors |
Yael_Hillman_and_Amit_Kashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05869 |
共生システムにおける新星の噴火を研究するために、動的効果を含む結合されたバイナリ進化コードを使用します。$1.25M_\odot$白色矮星（WD）の表面での複数の連続した新星噴火の、$\sim10^5$年にわたる進化に続いて、2つのタイプのシステムのシミュレーション間の比較を示します。1つ目は、主系列星のドナー星がロッシュローブのオーバーフローを介してWDコンパニオンに質量を転送する一般的なよく知られている激変星（CV）システムです。2つ目は、漸近巨星分枝ドナー星が強風を介してWDコンパニオンに質量を移動する、分離された、広く分離された共生システムです。後者の場合、降着率を計算するために、軌道力学とともにボンダイ-ホイル-リトルトンの処方を使用します。組み合わせた恒星進化コードを使用して、質量、降着率、軌道の特徴の変化など、両方のシミュレーションの新星噴火を追跡します。CVの平均降着率はかなり一定のままですが、共生システムでは、降着率が高い場合と低い場合の異なるエポックが発生することがわかります。両方のシミュレーションの降着率が類似しているエポックの調査は、進化の振る舞いが同一であることを示しています。与えられたWD質量について、質量が蓄積される速度が最終的に発達を決定し、ドナーの恒星クラスは新星の発達にとって重要ではないことがわかります。いくつかの観測されたシステムについて議論し、私たちの結果が広く分離された共生システムにおける新星の推定パラメータと一致していることを発見しました。
量子重力の最小長と光子分散の欠如を調和させる
| Title |
Reconciling_a_quantum_gravity_minimal_length_with_lack_of_photon_dispersion |
| Authors |
Michael_Bishop,_Joey_Contreras,_Jaeyeong_Lee,_and_Douglas_Singleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12348 |
一般的な議論は、量子重力が最小の長さスケールを持っているという考えにつながります。そのような最小の長さスケールの可能な観測信号は、光子が分散を示すはずであるということです。2009年には、短いガンマ線バーストの観測により、最小長のスケールがプランク長よりも短い距離に制限されているように見えました。これは、時空がプランク長よりも短い距離まで連続しているように見えることを意味します。これは、このような最小距離モデルに課題をもたらします。ここでは、位置演算子と運動量演算子${\hatx}$と${\hatp}$の変更を提案します。これにより、最小の長さスケールが得られますが、光子エネルギーと運動量の関係$E=pc$は保持されます。このようにして、異なるエネルギーの光子の分散はありません。これは、交換関係$[{\hatx}、{\hatp}]=i\hbar$を変更せずに実行できます。
対称的に調整された大容量の円錐シェル-アクシオン検索用のキャビティ
以前の論文では、従来のアクシオンハロスコープの急な周波数スケーリングを回避するために、新しいクラスの薄いシェルキャビティが提案されました。このフォローアップ作業では、一般化された円錐形状により、これらの大容量のcm波キャビティの堅牢な周波数調整が可能になることがわかります。円錐シェルキャビティの周波数定義寸法は、チューニング中に対称的かつ均一に変化し、外部ソレノイドフィールドへの高いアクシオン結合効率（フォームファクタ）を維持します。さらに、そのような調整可能な形状が円錐形に限定されないことが示されている。任意の体積充填円錐シェルキャビティの一般的な処方が開発され、作成された数値モデルの直接解が得られます。実現された設計の最大のものは、20％の周波数範囲で調整可能な蛇行する「脳」腔です。このキャビティのスキャン速度は、現在の世代の実験で使用されているスケーリングされた円筒形キャビティのスキャン速度よりも3桁大きくなっています。スキャン速度のこのような大幅な改善の見通しは、製造およびその他の実装技術における研究開発の努力を動機付けるはずです。これらの工学的課題に対処できれば、空洞ベースのアクシオンハロスコープは数GHzより高い周波数で競争力を維持できます。脳腔のアレイを使用した20GHz（〜80ueV）での実験構成を提案し、同様の周波数の他の提案と比較します。
宇宙衝突型加速器物理学におけるスカラー化学ポテンシャル
非ガウスバイスペクトル内の共動運動における非分析性は、インフレーション中のオンシェル粒子生成の特徴的な兆候であり、インフレーションハッブルスケール（$H$）。ただし、このような非分析性の強度は、通常、質量が$H$を超えると、ボルツマンのような係数で指数関数的に低下します。この論文では、インフラトンと重粒子電流の次元5微分結合によって提供される例外を研究し、2つの実数スカラーの場合に特に適用します。オペレーターは「化学ポテンシャル」形式を持っており、インフラトンの大きな運動エネルギースケール$\dot{\phi}_{0}^{1/2}\upperx60H$を利用して、次の効率的なソースとして機能します。スカラー粒子の生成。インフラトンの微分結合は、スローロールポテンシャルの放射安定性を保証します。これにより、インフレーション相関の（近似）スケール不変性が維持されます。ボルツマン抑制を受けていない信号が、スカラー質量の拡張範囲$M\に対して強度$f_{\mathrm{NL}}\sim\mathcal{O}（0.01-10）$のバイスペクトルで取得できることを示します。lesssim\dot{\phi}_{0}^{1/2}$、潜在的に$10^{15}$GeVまで、今後のLSSおよびより未来的な21cmの実験の感度の範囲内。このメカニズムは、パラメーターの特定の微調整や摂動理論的制御の崩壊を引き起こしません。主要な寄与はツリーレベルで表示されます。これにより、計算が分析的に扱いやすくなり、ゼロ以外のスピンの以前の化学ポテンシャル研究と比較してループ抑制が排除されます。安定した粒子生成により、共動運動の関数としてのバイスペクトル振動の変化から、重い粒子の有効質量を推測することができます。私たちの分析は、スピンがゼロでない重いボソンへの一般化の段階を設定します。
閉じた宇宙におけるスタロビンスキー膨張の量子重力開始
最近の宇宙マイクロ波背景放射の観測は、閉じた宇宙における低エネルギースケールのインフレーションモデルを支持しています。しかし、閉じた宇宙のそのようなモデルでのインフレーションの開始は、深刻な問題があることが知られています。特に、そのような宇宙は数プランク秒以内に再崩壊し、プランク体制で初期条件が与えられるとビッグクランチの特異点に遭遇します。低エネルギースケールのインフレーションモデルにおけるインフレーションの開始のこの問題は、ビッグバン/ビッグクランチの特異点が解決され、インフレーションの前に非特異な周期的進化が存在する量子重力フレームワークでうまく克服できることを示します。例として、ループ量子宇宙論のモデルを検討し、古典理論では不可能なさまざまな初期条件から開始するスタロビンスキーインフレーションモデルで、閉じた宇宙での低エネルギースケールのインフレーションの開始の成功が可能であることを示します。比較のために、同様の不利な条件下での$\phi^2$インフレモデルのインフレの開始についても調査します。量子重力効果を伴うインフレーション前の段階は、跳ね返りと再崩壊の非同一のサイクルで構成され、ヒステリシスのような現象をもたらすことが示されています。特異なサイクル。私たちの分析は、低エネルギースケールのインフレーションの開始に関して閉じたFLRW宇宙の不適切さに相当する古典理論の緊張がループ量子宇宙論でうまく解決できることを示しています。
量子重力におけるインフレーション摂動スペクトルの高次補正
インフレーション摂動スペクトルと量$r+8n_{T}$を、純粋に仮想粒子を使用した量子重力の次から次への対数次数まで計算します（つまり、理論$R+R^{2}+C^{2}$と$C^{2}$の偽の処方/投影）。スペクトルはインフレーションランニングカップリング$\alpha（1/k）$の関数であり、傾斜とランニング係数を決定する宇宙くりこみ群の流れ方程式を満たします。テンソルの変動は、$\alpha\sim1/115$の累乗のすべての次数で、スピン2の偽物$\chi_{\mu\nu}$から寄与を受けます。一方、スカラースペクトルの$\chi_{\mu\nu}$質量$m_{\chi}$への依存性は、$\alpha^{2}$補正から始まります。比率$m_{\phi}/m_{\chi}$、ここで$m_{\phi}$はインフラトンの質量です。予測には、$\alpha^{4}\sim10^{-8}$から$\alpha^{3}\sim10^{-6}$の範囲の理論誤差があります。高次での偽物の投影に関する重要な問題に対処します。
重力波による基本的な物理学の調査
13億光年離れた2つのブラックホールの爆発的な合体により、これらのイベントを取り巻く時空の極端な重力領域を初めて覗き見ることができました。これらの最大にコンパクトなオブジェクトが光速の最大60％の速度に達すると、これらのような衝突イベントは、フィールドが強く、非線形で、非常に動的な過酷な時空環境を作成します。これは、人類の歴史ではまだ調査されていない場所です。2015年9月14日、このようなイベントからの象徴的なチャープ信号は、レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）検出器の両方によって、現代工学の比類のない偉業によって同時に登録されました。「GW150914」と名付けられたこの重力波イベントは、宇宙へのまったく新しい観測ウィンドウへの道を開き、まったく新しい視点から基本的な物理学を精査するユニークな機会を提供しました。この歴史的なイベント以来、LIGO/Virgoコラボレーション（LVC）は、最初の2回の観測で、無数の異なるイベントで構成される10個の追加の重力波信号をさらに特定しました。これらの新しいカタログ化された検出の中で重要なのはGW170817です。これは、2つの中性子星の合体からの重力波の最初の検出であり、内部に存在する核上物理学への新しい洞察に道を譲ります。この論文は、重力波内にエンコードされた情報を、それらがどこから来たのかに関して利用し、まったく新しい視点から基本的な物理学を精査するこの新しいユニークな機会を探求します。パートAは、バイナリ中性子星合体からの重力波内にエンコードされた潮汐情報による核物理学の調査に焦点を当てています。パートBは、重力波信号内にエンコードされたそのような時空の残骸を介して、そのようなイベントからの一般相対性理論をテストすることに焦点を当てています。
| Title |
A_novel_exact_magnetic_black_hole_solution_in_four-dimensional_extended_scalar-tensor-Gauss-Bonnet_theory |
| Authors |
Pedro_Ca\~nate,_Santiago_Esteban_Perez_Bergliaffa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04858 |
この研究では、$（3+1）$次元ESTGBの最初の正確な漸近的に平坦な静的および球対称ブラックホール解が、非線形電気力学のモデルとともに提示されます。これは、弱磁場限界におけるマクスウェルの理論に還元され、弱いエネルギー条件-ソースとして。このソリューションには、ゼロ以外の磁気電荷とスカラーヘアがあり、これは磁気電荷に依存していることがわかります。これは、ADM質量$m$と磁気電荷$q$によって特徴付けられます。これらのパラメータの範囲に応じて、ソリューションは異なる構造のブラックホールを記述します。$m\geq0$と$q\geq0$の場合、シュワルツシルト解の特徴の多くを共有しています。$m>0$および$q<0$の場合、これはReissner-Nordstr\"omメトリックに似ています。$m=0$の場合、純粋に磁気的なブラックホールを表します。
高密度の天体物理学的燃焼炎内でのクォーク物質の電弱崩壊
| Title |
Electroweak_decay_of_quark_matter_within_dense_astrophysical_combustion_flames |
| Authors |
J._A._Rosero-Gil_and_G._Lugones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04861 |
コンパクト星の中で高密度ハドロン物質をクォーク物質に変換する燃焼炎内で起こる弱い相互作用プロセスを研究します。ボルツマン方程式を使用して、火炎の後方境界で化学平衡に達するまで、火炎内部全体に沿って、閉じ込められていないクォーク物質の小さな要素の進化を追跡します。ニュートリノ縮退について何も仮定せずに、関連するすべての弱い相互作用プロセスの反応速度とニュートリノ放射率を取得します。密度、温度、ニュートリノトラップ、組成などの未燃ハドロン物質の初期条件の役割を体系的に分析し、冷たい中性子星、陽子中性子星、合併後のコンパクトオブジェクトなどの典型的な天体物理学のシナリオに焦点を当てます。炎の中の温度が1ナノ秒のタイムスケールで大幅に上昇することがわかります。$T$の増加は、ハドロン物質の最初の奇妙さに強く依存し、密度が高くなるとより急激になる傾向があります。一般的な最終値の範囲は$20$から$60\、\mathrm{MeV}$です。非レプトニックプロセス$u+d\rightarrowu+s$は、冷たい星では常に支配的ですが、熱いオブジェクトでは、プロセス$u+e^{-}\leftrightarrowd+{\nu_e}$が関連し、場合によっては支配的で、化学平衡に近い。他のプロセスのレートは桁違いに小さくなっています。バリオンあたりのニュートリノ放射率が非常に大きく、炎に沿ったニュートリノの形でバリオンあたりの総エネルギー放出が$2-64\、\mathrm{MeV}$になることがわかります。結果のいくつかの天体物理学的結果について説明します。
アクシオンモノドロミーインフレーション、トラッピングメカニズムおよび沼地
| Title |
Axion_Monodromy_Inflation,_Trapping_Mechanisms_and_the_Swampland |
| Authors |
Weijie_Jin,_Robert_Brandenberger_and_Lavinia_Heisenberg_(ETH_and_McGill) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04999 |
結果として生じるダイナミクスが{\it沼地の制約}と一致する状況を発見することを目的として、アクシオンモノドロミーモデルのインフラトンフィールドの進化に対する粒子生成の影響を研究します。変調されたポテンシャルの存在下で、進化するバックグラウンドフィールド（空間で均一なインフラトンの解）は、長波長インフラトンゆらぎモードの生成を誘発します。ただし、これはインフラトンのダイナミクスにほとんど影響を与えないか（変調されたポテンシャルの極小値間のフィールド間隔が大きい場合）、そうでなければインフラトンを極小値にトラップし、正常な終了の問題を引き起こします。一方、強化された対称点でのモジュラスフィールドの生成は、インフラトンとモジュラスフィールド間の結合が十分に大きい限り、沼地の制約と一致する{\itトラップされたインフレーション}の実現につながる可能性があります。
重力放射と粘性による超大質量コンパクト星の振動
| Title |
Oscillations_of_hypermassive_compact_stars_with_gravitational_radiation_and_viscosity |
| Authors |
Peter_B._Rau_and_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05040 |
マルチメッセンジャーGW170817イベントなどの連星中性子星合体は、星内の流体の内部循環による崩壊に対してサポートされている超巨大コンパクトオブジェクトを生成する可能性があります。重力波放射とせん断粘度によって駆動される不安定な振動モードを計算し、3軸リーマン楕円体としてモデル化します。重力放射反力が2.5ポストニュートン次数で考慮される摂動レジームで作業し、散逸タイムスケール$\gtrsim1$msの不安定モードを見つけます。これはaの超大規模な残骸の過渡状態に関連しています。合併。我々は、経年不安定性が重力波放射によって支配されていることを示しています。せん断粘度が含まれていると、成長時間が長くなり、不安定モードが安定することさえありますが、冷たい中性子星の予測よりも数桁大きい値である必要があります。
相対論的星のシミュレーションにおける非常に高次の収束
計算ハードウェアや超並列ソフトウェアインフラストラクチャを必ずしも進歩させることなく、第3世代の重力波検出器で実行可能な精度でインスピレーションを与える材料バイナリから重力波形を取得するための道を提供します。湾曲した時空で非常に動的な順圧星に対して最大7次の収束を示し、標準的な方法よりも最大6桁小さい数値誤差を示す原理実証1+1次元数値実装を示します。ルンゲ現象を除けば、さらに高次の収束を得るための明らかな根本的な障害はありません。実装では、新しい表面追跡方法を使用します。この方法では、表面が進化し、高次の正確な境界条件が適用されます。計算メモリは、時空の真空領域の流体変数に割り当てる必要はありません。この新しい方法の適用は、3ドルになると予想しています。+\！少なくとも1つの物質体を持つコンパクト連星システムのインスピレーションフェーズの1$次元シミュレーション。変形可能な表面の追加の課題は、複数の空間次元で対処する必要がありますが、より正確な表面張力の物理学を入力する機会でもあります。
中性子星の経験的関係に対する地殻の影響
地殻の状態方程式がいくつかの中性子星の特性にどのように影響するか、そしてそれが天体物理学的観測から推測される可能な制約にどのように影響するかを分析します。3つの異なるクラストを使用して、飽和密度の周りのテイラー展開から恒星物質を記述する3セットのモデルに依存しない状態方程式を生成します。状態方程式は、熱力学的に一貫性があり、因果関係があり、天体物理学的観測と互換性があります。潮汐変形能$\Lambda$とコンパクト性$C$、愛数$k_2$、質量$M$の中性子星の半径の関係を調べ、これらの関係に対する地殻の状態方程式の影響を分析します。ほとんどの関係では、地殻の状態方程式の影響は2\％より大きくありません。しかし、固定された中性子星の質量を考慮した場合、潮汐変形能と半径の関係は地殻に依存します。$\Lambda_{M_i}=\alphaR_{M_i}^{\beta}$の関係は、大規模な中性子星に対してほぼ正確になり、地殻に依存しないことがわかりました。GW179817の有効な潮汐変形能$\tilde\Lambda$から1.4$M_\odot$星の潮汐変形能を、少なくとも$\約10\％$の精度で決定できることが示されています。$\tilde\Lambda$と中性子星連星の最も重い星の半径との間に高い相関関係があることが確認されましたが、地殻はこの関係に$\約14\％$の影響があることが実証されました。関係$\Lambda_1/\Lambda_2=q^a$は、$a\sim\sqrt{M_{\text{chirp}}}$として$M_{\text{chirp}}$に依存することがわかりました。
原子価sd中性子と陽子が融合に与える影響の評価
| Title |
Assessing_the_impact_of_valence_sd_neutrons_and_protons_on_fusion |
| Authors |
Varinderjit_Singh_and_J._Vadas_and_T.K._Steinbach_and_B.B._Wiggins_and_S._Hudan_and_R.T._deSouza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05720 |
17F+12Cの実験的な障壁を超える核融合断面積を、炭素ターゲット上の16,18O、19F、および20Neイオンの核融合励起関数と比較します。異なるシステムを比較する際に、入射イオンの異なる静的サイズと核融合障壁の変化の両方が、減少した核融合断面積を調べることによって説明されます。sd陽子と中性子の敏感な相互作用を反映する障壁の上の核融合断面積の残りの傾向が観察されます。実験データは、バリアに近い融合の広く使用されている分析モデルと、時間依存のハートリーフォックモデルの両方とも比較されます。どちらのモデルも、観察された傾向を説明できていません。
| Title |
Shadow,_deflection_angle_and_quasinormal_modes_of_Born-Infeld_charged_black_holes |
| Authors |
Khadije_Jafarzade,_Mahdi_Kord_Zangeneh,_Francisco_S._N._Lobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05755 |
この論文では、ボルン・インフェルト（BI）非線形電気力学の存在下で、4次元アインシュタイン-ガウス-ボネ（4DEGB）重力のブラックホールについて考察します。影の半径、エネルギー放出率、偏向角など、これらのブラックホールのいくつかの光学的特徴を研究し、考慮される光学量に対する結合定数、電荷、宇宙定数の影響を分析します。さらに、シャドウ半径と準ノーマルモード（QNM）の間の接続を使用して、ブラックホール解の周りの小さなスカラー摂動を調査します。理論のパラメーターの変化が、BI帯電ブラックホールソリューションの光学的特徴に特定の特徴を提供し、天体物理学的観測を使用してこの4DEGBブラックホールモデルを直接テストする可能性につながることを示します。
SU（$ N $）エキゾチックへの最低次元ポータル
強い核力の下で起訴された新しい物質分野は、劇的な現象学的意味を持っているでしょう。ここでは、量子色力学のSU（3）の表現に属すると仮定するこれらの新しい状態が、標準モデルフィールドとどのように相互作用するかを体系的に調査します。SU（3）のすべての最低次元の「ポータル」演算子を分析します。）表現と、大統一に動機付けられて、結果をSU（$N$）に拡張し、$N>3$にします。公開されているPythonコード「テッセレーション」を提供します。これは、任意の$N$に対してSU（$N$）で課金される新しいエキゾチック物質フィールドに対して、前述の最低次元のポータル演算子を自動的に構築します。
重力波推論におけるサブドミナント高調波の日常的な使用に向けて：ジェネレーションX波形モデルによるGW190412の再分析
| Title |
Towards_the_routine_use_of_subdominant_harmonics_in_gravitational-wave_inference:_re-analysis_of_GW190412_with_generation_X_waveform_models |
| Authors |
Marta_Colleoni,_Maite_Mateu-Lucena,_H\'ector_Estell\'es,_Cecilio_Garc\'ia-Quir\'os,_David_Keitel,_Geraint_Pratten,_Antoni_Ramos-Buades,_Sascha_Husa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05830 |
重力波イベントGW190412を、最先端の現象論的波形モデルで再分析します。ブラックホールの合体に関連しているこのイベントは、サブドミナントハーモニクスからの重要な寄与のために興味深いものです。周波数領域と時間領域の両方の波形モデルを使用します。PhenomX波形モデルは、ブラックホール連星合体の第4世代の周波数領域現象論的波形を構成します。それらは最近、歳差運動と離心率をモデル化し、現象論的波形アプローチで一般相対性理論のテストを実行するための新しい戦略を開く時間領域PhenomTモデルによって補完されています。PhenomXとPhenomTはどちらも同様の手法と精度の目標で構築されており、計算効率が高いため、この「ジェネレーションX」モデルファミリーでは、ベイズ推定でサブドミナント球面調和関数を日常的に使用できます。これらとGW190412の他の最先端の波形モデルとの良好な一致を示し、前世代の現象論的波形モデルに対する改善について説明します。また、実行の収束、サンプリングパラメータの変動、計算コストなど、ベイズ推定の実際的な側面についても説明します。
