干渉強度マッピングからのHI天体物理学の抽出
| Title |
Extracting_HI_Astrophysics_from_Interferometric_Intensity_Mapping |
| Authors |
Zhaoting_Chen,_Laura_Wolz,_Marta_Spinelli_and_Steven_G._Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07985 |
赤方偏移$z\sim0.1$および$z\sim1.0$での銀河形成シミュレーションに合わせて較正された中性水素（HI）の新しいハローモデルを提示します。これを使用して、HI天体物理学における干渉HI強度マッピングの拘束力を調査します。。小規模なHIパワースペクトルの制約により、HI密度$\Omega_{\rmHI}$とHIバイアス$b_{\rmHI}$の間の縮退が解消されることを示します。$z\sim0.1$の場合、$\Omega_{\rmHI}$の正確な測定値は最大6％のレベル精度であり、大規模なHIバイアス$b_{\rmHI}^0$は最大1であると予測します。％レベルの精度は、MeerKATおよびASKAPのSquareKilometerArray（SKA）パスファインダーデータを使用して実現できます。また、HI銀河の散乱を抑制できるハローモデルフレームワークでのHIショットノイズの新しい記述を提案します。さらに、特定のHI質量しきい値を超えるHI銀河の数密度を考えると、将来の調査では、HIショットノイズのみを使用してHI質量関数を制約することもできます。これにより、標準のSchechter関数を使用して10％レベルの制約が発生します。この手法は、既存の方法とは関係なく、HI質量関数を測定する新しい方法を提供する可能性があります。SKAは、低赤方偏移の制約をさらに3倍改善し、高赤方偏移でのHI天体物理学の先駆的な測定を行うことができると予測しています。
$ \ Lambda $ CDMのベクトルモード：相対論的$ N $体シミュレーションからの暗黒物質ハローの重力磁気ポテンシャル
| Title |
Vector_modes_in_$\Lambda$CDM:_the_gravitomagnetic_potential_in_dark_matter_haloes_from_relativistic_$N$-body_simulations |
| Authors |
Cristian_Barrera-Hinojosa,_Baojiu_Li,_Marco_Bruni,_Jian-hua_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08257 |
適応メッシュ細分化一般相対論的$N$-bodyコードGRAMSESを使用して実行された高解像度シミュレーションに基づいて、$\Lambda$CDMの重力場と速度場の本質的に非線形な横モードを調査します。低赤方偏移での暗黒物質速度場における渦度の生成を研究し、大きなサブホライズンスケールから深く非線形のスケールまでのパワースペクトルの形状と進化にべき乗則を提供します。$\sim10^{12.5}〜h^{-1}{M}_{\からの質量を持つダークマターハローにおいて、ニュートンシミュレーションには存在しない重力場の純粋に相対論的なベクトルモードである重力磁気ベクトルポテンシャルを分析することによって。odot}$から$\sim10^{15}〜h^{-1}{M}_{\odot}$の場合、このベクトルの大きさはハローの質量と相関し、内側の領域でピークに達し、に向かって減少することがわかります。彼らの郊外。それにもかかわらず、平均して、スカラー重力ポテンシャルに対するその比率は、ハロー内でほぼ一定であり、パーセントレベルを下回り、$z<3$での赤方偏移とともにほぼ直線的に減少し、ハロー質量への弱い依存性を示します。さらに、暗黒物質ハローの重力磁気加速はコアに向かってピークに達し、シミュレーションの最も大規模なハローでほぼ$10^{-10}$$h$cm/s$^2$に達することを示します。ただし、ハローの質量に関係なく、重力磁気力と標準的な重力の大きさの比率は、通常、ハローの最も内側の部分で約$10^{-3}$であり、で最大1桁低下します。郊外。この比率は、赤方偏移への依存度が非常に弱いことを示しています。この結果は、重力電磁気トロイダルが最も重い構造物であっても、宇宙構造物の形成にほとんど影響を与えないことを確認していますが、低密度領域でのその振る舞いはまだ調査されていません。光子や観測への影響については、今後も詳細に解明されていません。
宇宙無線双極子：推定量と周波数依存性
| Title |
The_Cosmic_Radio_Dipole:_Estimators_and_Frequency_Dependence |
| Authors |
Thilo_M._Siewert,_Matthias_Schmidt-Rubart,_and_Dominik_J._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08366 |
コズミックラジオダイポールの起源と貢献は、宇宙論において非常に興味深いものです。最近の研究は、観測された宇宙無線双極子の性質についての未解決の質問を明らかにしました。シミュレートされたソースカウントマップを使用して、線形および2次のCosmicRadioDipole推定量をテストし、推定された双極子方向のバイアスの可能性とマスキング手順からの寄与をテストします。二次推定量の優位性を発見しました。この推定量は、TGSS-ADR1、WENSS、SUMSS、およびNVSSの電波源カタログを分析するために使用され、10年の周波数に広がっています。同じマスキング戦略が4つの調査すべてに適用され、同等の結果が得られます。観測された双極子振幅の違いに対処するために、分析された周波数範囲の両端にある2つの調査を交差適合試験します。線形推定量の場合、推定された双極子方向の一般的なバイアスを特定します。$10^7$のシミュレートされたソースがある空のCMB双極子に対する二次推定量の位置オフセットは、1度未満であり、推定された双極子振幅の精度は$10^{-3}$未満であることがわかります。4つの電波源カタログについて、周波数の減少とともに双極子振幅が増加することがわかります。これは、文献の結果および交差適合カタログの結果と一致しています。分析されたすべての調査で、観測された宇宙無線双極子の振幅は、CMB双極子から導き出された予想を超えていると結論付けています。
大規模な移動は、巨大惑星の発生率を説明できますか？
巨大惑星の発生率は、公転周期とともに少なくとも$\sim$300日に上昇します。標準的な原始太陽系星雲における標準的なタイプIの移動のタイムスケールは星から遠く離れているため、ディスクを介した大規模な惑星移動がこの機能の物理的な起源であると長い間疑われてきました。これらの計算では、典型的な木星を含むコアが、ガスディスクの寿命よりも桁違いに短いタイムスケールでディスクの内縁に向かってシャトルすることもわかりました。無数の距離に巨大ガスが存在するためには、大規模な移動を遅らせるメカニズムが必要です。コアの移動、ガス降着による質量成長、惑星のギャップ開口からモデルの発生率プロファイルを導き出すことにより、移動パラダイムを再検討します。前の2つのプロセスが並行して発生することを明示的に示します。惑星の放射状輸送は、ディスクガスとの相互作用によって深いギャップが切り開かれると、大幅に遅くなる可能性があります。ディスクは星の近くでより簡単に摂動されるので、ギャップの開口部を考慮すると、最終的な公転周期の分布が平坦になります。観測された発生率の上昇を回復するには、ガスジャイアントはより遠くにある必要があります。これは、エンベロープにほこりがない場合に自然に達成されます。観測された木星の発生率を調整するために私たちが見つけた質量勾配の範囲は、低離心率の巨大惑星の質量周期分布を説明するにはあまりにも急激であり、高温および高温の木星の主要な起源チャネルとしてのディスク移動に挑戦しています。偏りのない質量分布を特徴づける将来の努力は、移動理論からの予測により強い制約を課すでしょう。
惑星に刻まれたギャップとダストリング内の原始惑星状星円における化学進化
| Title |
Chemical_Evolution_in_a_Protoplanetary_Disk_within_Planet_Carved_Gaps_and_Dust_Rings |
| Authors |
Felipe_Alarcon,_Richard_Teague,_Ke_Zhang,_Edwin_Bergin,_Marcelo_Barraza-Alfaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08000 |
原始惑星系円盤の最近の調査は、ダスト熱連続体放出マップの下部構造が原始惑星系円盤で一般的であることを示しています。これらの下部構造、最も顕著にリングとギャップは、ダストサイズの分布とともに、ディスクの化学的および物理的条件を形作り、変化させます。この作業では、熱化学コードを使用して、ガスが枯渇したギャップとその背後でよく見られるダストが豊富なリング内で発生している化学進化に焦点を当てます。これらの空間的な場所の構成は、ガスと氷で覆われた粒子がガス巨人の大気および/または岩石惑星の種子の一部になるため、非常に重要です。私たちのモデルは、ギャップのミッドプレーンでのダスト温度が上昇し、主要な揮発性物質の局所昇華を生成し、分子層をミッドプレーンに近づけるのに十分である一方で、ダストが豊富なリングで低下し、より高い揮発性物質の堆積を引き起こすことを示していますほこりの粒子の表面。さらに、リング自体は、惑星を形成することによって電力を供給される局所的な流れの揮発性物質の凍結トラップを提示し、局所的な揮発性物質の増強の部位になります。ガスが枯渇したギャップ内では、線放出は、表面密度のギャップの深さ、ダスト下部構造の位置、COなどの一般的なガストレーサーの存在量など、いくつかの異なるパラメーターに依存します。存在量と表面密度の間のこの不確実性、ディスクキネマティクスなどの他の方法は、ディスク構造とその化学進化を制約するために必要になります。
ビッグフレンドの後ろに惑星を隠す：傾斜した外部コンパニオンを持つ共鳴惑星
| Title |
Hiding_Planets_behind_a_Big_Friend:_Resonant_Planets_with_an_Inclined_External_Companion |
| Authors |
Laetitia_Rodet_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08046 |
最近の観測は、ケプラースーパーアースシステムの大部分が外部の巨大な惑星の仲間（冷たい木星）を持っていることを示唆しています。そして、それは内部の惑星の構造、特にそれらの相互の傾斜を形作ることができます。冷たい木星からの動的摂動は、ケプラーデータの不整合な惑星の人口を説明するかもしれません。このメカニズムの有効性は、内部システムの強力な惑星-惑星結合によって妨げられる可能性があります。この論文では、平均運動共鳴（MMR）がこの結合と予想されるミスアライメントにどのように影響するかを研究します。さまざまな周期比と摂動特性について、傾斜したコンパニオンによって誘発された内惑星システムの相互傾斜励起の近似解析式を導き出します。ほとんどの場合、相互の傾きは、内部システムの結合に対する摂動体の強度を特徴付ける無次元パラメーターに比例します。MMRが内部結合を強化し、摂動器によって引き起こされる相互傾斜を数分の1に減らすことを示します。共振は摂動に対して弾力性があることがわかり、共振角の秤動の基準を導き出します。私たちの結果は、目に見えない惑星の摂動を抑制し、多惑星システムのアーキテクチャを理解するためのアプリケーションを持っています。
クラゲ銀河の進化のプローブとしての形態計測
| Title |
Morphometry_as_a_probe_of_the_evolution_of_jellyfish_galaxies |
| Authors |
Fernanda_Roman-Oliveira_(University_of_Groningen),_Ana_L._Chies-Santos_(Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul),_Fabricio_Ferrari_(Universidade_Federal_de_Rio_Grande),_Geferson_Lucatelli_(Universidade_Federal_de_Rio_Grande),_Bruno_Rodriguez_Del_Pino_(Centro_de_Astrobiologia_(CSIC-INTA)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07944 |
クラゲ銀河の形態と構造進化を特徴づけるために、A901/A902マルチクラスターシステムの73個のラム圧力ストリッピング候補のグループの形態計測特性をz$\sim$0.165で調査します。銀河のハッブル宇宙望遠鏡（F606W）画像でアルゴリズム\textsc{morfometryka}を使用して形態計測指標の定量的測定を採用することにより、トレイルベクトルを決定するための新しい形態ベースの方法を提示します。候補の表面輝度プロファイルと曲率を調べ、銀河に存在する不規則な構造の情報を取得する際に、2つの分析パッケージ\textsc{morfometryka}と\textsc{iraf/ellipse}で得られた結果を比較します。私たちの形態計測分析は、ラム圧力ストリッピング候補がそれらの表面輝度プロファイルに特有の凹面領域を持っていることを示しています。したがって、これらのプロファイルは、ラム圧力ストリッピングの形態学的特徴を示さない他の星形成銀河よりも集中度が低くなります（S\'ersicインデックスが低くなります）。形態計測トレイルベクトルと組み合わせて、この機能は、ラム圧力ストリッピングを受けている銀河を識別し、星形成率の空間的変動を明らかにするのに役立つ可能性があります。
銀河サイズの概念に関する歴史的展望
有効半径と等光度直径が銀河サイズの尺度としてどのように受け入れられたかについての簡単な説明が提示されます。証拠は、これらのパラメータが、天体物理学の理論とは無関係に、観測の前提に基づいてのみ定義されたことを示唆しています。銀河の星形成に必要な予想されるガス密度のしきい値に基づいた、物理的に動機付けられた別の新しいサイズの定義について説明します。新しいサイズ測定を使用したサイズと恒星の質量関係の固有のばらつきは0.06dexであり、サイズとしての有効半径との関係の3分の1です。新しい物理的に動機付けられたサイズ測定は、今後の深く広い画像調査で採用することができます。
近くの銀河の体積星形成法-矮小銀河と低密度領域への拡張
| Title |
The_volumetric_star_formation_law_for_nearby_galaxies_--_Extension_to_dwarf_galaxies_and_low-density_regions |
| Authors |
Cecilia_Bacchini,_Filippo_Fraternali,_Gabriele_Pezzulli,_and_Antonino_Marasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07948 |
過去数十年の間に、星形成銀河でサブキロパーススケールで測定されたガスと星形成率（SFR）密度を明確に関連付けることができる星形成法則を見つけることに多くの努力が注がれてきました。しかし、観測された表面密度を使用して星形成の法則を推測する従来のアプローチでは、このような関係は銀河の高密度領域では有効ですが、低密度でHIが支配的な環境では崩壊するため、主要でよく知られた問題が明らかになりました。。最近、全ガス（HI+H$_2$）と星形成率（SFR）の体積密度の間の経験的相関が、近くの円盤銀河のサンプルと天の川について得られました。この体積星形成（VSF）の法則は、面密度に基づく星形成の法則に比べて、切れ目がなく、固有の散乱が小さい単一のべき乗則です。この作業では、HIが支配的な低密度、低金属量の環境での有効性をテストするために、矮小銀河の体制におけるVSF法則を調査します。さらに、矮小銀河に似た低密度でHIが支配的な領域である渦巻銀河の周辺でこの関係を評価します。注目すべきことに、VSF法、つまり$\rho_\mathrm{SFR}\propto\rho_\mathrm{gas}^\alpha$と$\alpha\upperx2$は、これらの両方のレジームに有効であることがわかります。この結果は、広範囲のガス（$\約3$dex）およびSFR（$\約6$dex）の体積密度に対して破られないVSF法則が、最小の固有散乱との経験的関係であり、可能性が高いことを示しています。表面ベースの星形成法則よりも基本的です。
IllustrisTNGの固有の整列と弱いレンズ効果に対するそれらの意味：潮汐せん断と潮汐トルクメカニズムがテストされた
| Title |
Intrinsic_Alignments_in_IllustrisTNG_and_their_implications_for_weak_lensing:_Tidal_shearing_and_tidal_torquing_mechanisms_put_to_the_test |
| Authors |
Jolanta_Zjupa,_Bj\"orn_Malte_Sch\"afer,_Oliver_Hahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07951 |
宇宙せん断信号を正確に測定するには、真の弱い重力レンズ効果信号を銀河の固有の形状相関から分離する必要があります。銀河のこれらの「固有の配列」は、銀河形成過程に由来し、楕円銀河の潮汐せん断や渦巻銀河の潮汐トルクなど、銀河に影響を与える潮汐過程を通じて重力場と相関すると予想されます。この研究では、z=0およびz=1でのIllustrisTNGシミュレーションから形態学的に選択された楕円銀河および渦巻銀河のサンプルを使用して、固有の整列について一般的に使用される線形（潮汐せん断）および2次（潮汐トルク）モデルをテストします。宇宙論的に小さなシミュレーションボリュームの大規模な異方性の補正を含む、線形および二次アライメントパラメータの局所測定値を取得し、銀河および環境特性への依存性を研究します。楕円銀河（線形モデル）の有意な整列信号を見つけます。これは、質量と赤方偏移とともに増加します。一方、渦巻銀河（二次モデル）は、z=1の最も重い天体に対してのみ有意な信号を示します。渦巻銀河の二次モデルがその基本的な仮定で崩壊し、同時に線形モデルに従って整列する渦巻銀河の有意な信号を取得することを示します。導出されたアライメントパラメータを使用して、固有のアライメントスペクトルを計算し、Euclidによって取得された弱いレンズ効果信号の予想される汚染を推定します。
ブーストツリー法によるAGNの周期性検出
XGBoostと呼ばれる機械学習アルゴリズムを適用して、ミシガン大学電波天文学から取得した無線周波数データセットであるPKS〜1921-293（OV〜236）とPKS〜2200+420（BL〜Lac）の2つの無線ソースの周期性を調査します。1969年から2012年までの4.8GHz、8.0GHz、14.5GHzの天文台（UMRAO）。この方法から、XGBoostは、無線データセットで機械学習ベースの方法論を使用し、戦略を使用して情報を抽出する機会を提供することがわかります。時系列を処理し、再発イベントの分類を通じて周期性を取得するために従来使用されていたものとは異なります。結果は、同じデータセットを調べ、それらとの良好な一致を示す他の研究からの他の方法と比較されました。
近くのQSO2における[O〜III]放出のハッブル宇宙望遠鏡による観測：イオン化された流出の物理的性質
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Observations_of_[O~III]_Emission_in_Nearby_QSO2s:_Physical_Properties_of_the_Ionised_Outflows |
| Authors |
Anna_Trindade_Falcao,_S._B._Kraemer,_T._C._Fischer,_D._M._Crenshaw,_M._Revalski,_H._R._Schmitt,_M._Vestergaard,_M._Elvis,_C._M._Gaskell,_F._Hamann,_L._C._Ho,_J._Hutchings,_R._Mushotzky,_H._Netzer,_T._Storchi-Bergmann,_T.J._Turner,_and_M.J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08050 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）/宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）のロングスリットG430MおよびG750Mスペクトルを使用して、近くの12個（z<0.12）の発光（L_bol>1.6）のサンプルで拡張[O〜III]5007A放射を分析します。x10^45ergs^-1）QSO2。この研究の目的は、イオン化ガスの大量流出の特性と、AGNフィードバックにおけるそれらの役割を決定することです。半径方向の距離の関数としてフラックスと速度を測定します。[O〜III]5007Aから導出された曇りモデルと電離光度を使用して、輝線ガスの密度を推定することができます。これらの結果から、[O〜III]放出ガスの質量、質量流出速度、運動エネルギー、運動光度、運動量、および各ターゲットの半径距離の関数としての運動量流量を導き出します。サンプルの場合、質量は10^3〜10^7の太陽質量の数倍であり、ピーク流出速度は9.3x10^-3Msun/年から10.3Msun/年です。ピーク運動光度は、ボロメータ光度の3.4x10^-8〜4.9x10^-4であり、効率的なフィードバックのために一部のモデルで必要とされる5.0x10^-3-5.0x10^-2の範囲に近づきません。サンプルの最大の動的輝度を持つMrk34の場合、効率的なフィードバックを生成するには、最大動的輝度の位置で検出した[O〜III]放出ガスの10倍のガスが必要になります。3つのターゲットは、拡張された[O〜III]放出を示していますが、流出領域はコンパクトです。これは、異なる質量プロファイルまたは異なる進化の歴史が原因である可能性があります。
異なる質量スケールと消光での特定の星形成率関数：宇宙論モデルとSDSSの比較
| Title |
The_specific_star_formation_rate_function_at_different_mass_scales_and_quenching:_A_comparison_between_cosmological_models_and_SDSS |
| Authors |
Antonios_Katsianis,_Haojie_Xu,_Xiaohu_Yang,_Yu_Luo,_Weiguang_Cui,_Romeel_Dav\'e,_Claudia_Del_P._Lagos,_Xianzhong_Zheng,_Ping_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08173 |
スローンデジタルスカイサーベイデータリリースDR7（SDSS）のサブサンプルからのさまざまな恒星質量スケールでのエディントンバイアス補正された特定の星形成率関数（sSFRF）を提示します。これは、恒星質量（${\rmM_{\star}}$）と星形成率（SFR）。上記により、同じ${\rmM_{\star}}内で、定性的および定量的に消光、受動/星形成銀河の分布を研究し、最先端の宇宙モデルからの予測との比較を実行できます。$とSFRの制限。低質量端（${\rmM_{\star}}=10^{9.5}-10^{10}\、{\rmM_{\odot}}$）では、sSFRFは主にによって支配されていることがわかります星形成オブジェクト。ただし、さらに2つの大きなビン（${\rmM_{\star}}=10^{10}-10^{10.5}\、{\rmM_{\odot}}$、および${\rmM_{\star}}=10^{10.5}-10^{11}\、{\rmM_{\odot}}$）2つのピークを持つバイモダリティが出現します。1つのピークは星形成人口を表し、もう1つのピークは上昇する受動人口を表します。sSFRFのバイモーダル形式は、宇宙論的シミュレーションの範囲（Illustris、EAGLE、Mufasa、IllustrisTNGなど）では再現されません。代わりに、ほとんどが星形成集団を生成しますが、他のシミュレーション（L-Galaxiesなど）ではバイモーダルが発生します。、シャーク、シンバ）。私たちの調査結果は、「クエンチされた銀河」が少量のSF活動を保持できるようにする処方を含む、最先端のモデルで採用されているクエンチングスキームを再検討する必要性を反映しています（sSFR$=$${\rm10^{-11}{\rmyr^{-1}}}$-${\rm10^{-12}{\rmyr^{-1}}}$）そして適切な受動的母集団/バイモダリティを生成する中間の質量でも（${\rmM_{\star}}=10^{10}-10^{10.5}\、{\rmM_{\odot}}$）。
超新星残骸近くのOHメーザーの衝突ポンピング
超新星残骸の近くの非解離性C型衝撃波におけるOHメーザーの衝突ポンピングが考慮されている。OH線でのメーザー放出の出現は、さまざまな衝撃パラメータ（衝撃速度、衝撃前ガス密度、宇宙線イオン化率、磁場強度）について調査されます。1720MHzラインの最大光学的厚さは、高いガスイオン化率$\zeta\geq10^{-15}$s$^{-1}$、初期密度$n_{\rmH、0}\で到達します。leq2\times10^4$cm$^{-3}$、および衝撃速度$u_{\rms}\geq20$kms$^{-1}$。私たちの計算によると、励起されたOH回転状態の6049および4765MHz遷移の反転分布もあります。ただし、これらの線の光学的厚さは、調査したすべての衝撃パラメータで小さく、超新星残骸のこれらの線でメーザー放射が検出されないことを説明しています。
宇宙望遠鏡からの23バンド赤外線測光からの$ AKARI $ / IRC北楕円極場におけるAGNの消滅のない国勢調査
| Title |
Extinction-free_Census_of_AGNs_in_the_$AKARI$/IRC_North_Ecliptic_Pole_Field_from_23-band_Infrared_Photometry_from_Space_Telescopes |
| Authors |
Ting-Wen_Wang,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Tetsuya_Hashimoto,_Denis_Burgarella,_Yoshiki_Toba,_Hyunjin_Shim,_Takamitsu_Miyaji,_Ho_Seong_Hwang,_Woong-Seob_Jeong,_Eunbin_Kim,_Hiroyuki_Ikeda,_Chris_Pearson,_Matthew_Malkan,_Nagisa_Oi,_Daryl_Joe_D._Santos,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Agnieszka_Pollo,_Simon_C.-C._Ho,_Hideo_Matsuhara,_Alvina_Y._L._On,_Helen_K._Kim,_Tiger_Yu-Yang_Hsiao,_and_Ting-Chi_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08225 |
中央のブラックホールと銀河全体との相互作用、またはそれらの共進化の歴史を宇宙の時間とともに理解するためには、活動銀河核（AGN）の完全な調査が重要です。ただし、AGNは、ガスやほこりによって隠される可能性があるため、光学、UV、および軟X線の観測では見落とされることがよくあります。多波長データによってサポートされている中赤外線（中赤外線）調査は、絶滅の影響が少ないため、不明瞭なAGN活動を見つけるための最良の方法の1つです。$WISE$や$Spitzer$などの以前の大規模なIR測光調査では、中赤外フィルター間にギャップがあります。したがって、中赤外線での星形成銀河（SFG）-AGN診断は限られていました。$AKARI$衛星は、近赤外から中赤外の波長で独自の連続9バンドフィルターをカバーしています。この作業では、最先端のスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングソフトウェアであるCIGALEを利用して、中赤外域のAGNを見つけます。この方法では、NEP全体のフィールドで126個のAGNが見つかりました。また、銀河の全IR光度の一部としてAGNから放出されるエネルギーを調査します。AGNの寄与は、特定のIR光度の赤方偏移が高いほど大きくなることがわかりました。$JWST$などの今後の詳細なIR調査では、この方法でより多くのAGNが見つかると予想されます。
タイプ2AGNNGC1068におけるガス雲の速度反転3次元分布
| Title |
Velocity-inverted_three-dimensional_distribution_of_the_gas_clouds_in_the_Type_2_AGN_NGC1068 |
| Authors |
Ryuji_Miyauchi_and_Makoto_Kishimoto_(Kyoto_Sangyo_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08403 |
1〜10pcの高解像度で空間分解された速度マップは、光学/赤外線原子輝線とサブmm分子線の両方で多くの近くのAGNで利用できるようになっています。前者の場合、イオン化されたガス雲の速度と、これらの雲が流出している内側の約100pc領域の原子核からの距離との間に線形関係が存在するように見えることが知られています。ここでは、そのような場合、速度マップから直接雲の3次元（3D）幾何学的分布を実際に導き出すことができることを示します。HSTがプロトタイプのタイプ2AGNNGC1068に対して取得したこのような速度マップを再検討し、マップから導出された3D分布の視覚化を実装し、この内側の細い線の領域が実際に中空円錐構造を持っていることを示します。これは以前のモデリングと一致しています。結果。おそらく、これは、最近のPCスケールでの中赤外干渉法で見られる極性の細長いほこりっぽい材料の外側の拡張部分です。逆に、後者の小規模な形状は、上記で導出された3D分布の内側への拡張として、中空円錐の流出構造を持っていると推測されます。AGNを覆い隠す「トーラス」は、この中空円錐の流出の光学的に厚い内側の部分であると主張されており、その影の側は、特定のサブmmラインで見られる分子の流出に関連している可能性があります。線形速度場の性質について説明します。これは、約10^5年前に発生した一時的な加速に起因する可能性があります。
輝線銀河の集合バイアス
| Title |
The_assembly_bias_of_emission_line_galaxies |
| Authors |
Esteban_Jimenez,_Nelson_Padilla,_Sergio_Contreras,_Idit_Zehavi,_Carlton_Baugh_and_Alvaro_Orsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08500 |
次世代の分光学的調査は、輝線銀河（ELG）を対象として、宇宙論的パラメーターに制約を課します。銀河形成の半解析モデル、星間物質の特性を使用してHII領域からの輝線星雲を計算するコード、および大量の高解像度Nの組み合わせを使用して、ELGによってトレースされた大規模構造を研究します。-ボディシミュレーション。銀河がH$\alpha$、[OIII]$\lambda5007$、または[OII]$\lambda\lambda3727-3729$輝線の光度のいずれかによって選択される固定数密度サンプルを検討します。これらのサンプルのアセンブリバイアスシグネチャを調査し、それらを恒星の質量およびSFRで選択されたサンプルのシグネチャと比較します。興味深いことに、[OIII]および[OII]で選択されたサンプルは、スケールに依存するバイアスを大規模に表示し、それらのアセンブリバイアスシグネチャもスケールに依存することがわかりました。これらの両方の影響は、密度の低いサンプルでより顕著になります。スケール依存性に最も寄与する[OIII]および[OII]エミッターは、気相の金属量が低い傾向があり、低密度領域で優先的に見られます。また、バリオン音響振動（BAO）機能と、過密度の成長率に関連する$\beta$パラメーターを測定します。[OII]エミッターでは、BAOピークがより小さなスケールにシフトする傾向がわずかにあり、$\beta$は大規模ではスケールに依存します。私たちの結果は、ELGサンプルには、宇宙論的パラメーターの推定に影響を与える可能性のある潜在的な系統的誤差を取り除くためにモデル化する必要がある環境影響が含まれていることを示唆しています。
天の川とM31の質量の合計：尤度のない推論アプローチ
| Title |
The_sum_of_the_masses_of_the_Milky_Way_and_M31:_a_likelihood-free_inference_approach |
| Authors |
Pablo_Lemos,_Niall_Jeffrey,_Lorne_Whiteway,_Ofer_Lahav,_Niam_I_Libeskind,_Yehuda_Hoffman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08537 |
密度推定の可能性のない推論、$\sim2M$銀河ペアの$\Lambda$コールドダークマターシミュレーション、およびガイアとハッブル宇宙望遠鏡からのデータを使用して、天の川とアンドロメダ（M31）銀河、ローカルグループの2つの主要なコンポーネント。この方法は、従来のタイミング引数の近似のほとんどを克服し、理論的尤度の記述を不要にし、データと非ガウス分布の相関を考慮した観測誤差の非線形モデリングを可能にします。$M_{200}$の質量推定値$M_{\rmMW+M31}=4.6^{+2.3}_{-1.8}\times10^{12}M_{\odot}$（$68\％$CL）、2つの質量の合計と個々の質量の両方の以前の推定値と一致します。この結果は、これまでの2つの質量の合計の最も信頼できる推定値の1つであるだけでなく、1つのパラメーターと3つのデータポイントのみの問題における尤度のない推論の例でもあります。
球形および軸対称モデルからのキロノバ率
観測されたフラックスが急速にフェージングするため、二重中性子星合体イベントからの熱放射を検出することは困難な作業です。彼らの観察方法のための効率的な観察戦略を作成するために、彼らの固有の率を知ることは重要です。残念ながら、今日存在する多くのモデルは、さまざまな広い範囲でこの率を予測しています。したがって、このペーパーの目標は、相対レート予測に対するさまざまなレベルの近似の影響を調査することです。また、光度曲線に対する明確な噴出物の質量レイアウトの影響を研究します。球形モデルと軸対称モデルの予想されるキロノバ検出の比率は6：1（または、作業で適用された入力パラメーターセットによっては2：1）であることがわかります。それにもかかわらず、光度曲線の形状は、さまざまなイジェクタの配置によってわずかに影響を受けるだけです。これは、異なるイジェクタレイアウトが同様の形状の光度曲線を生成する可能性があることを意味し、物質流出の構造を推測することは困難な作業になります。したがって、さまざまな噴出物の質量分布モデルから生じる速度予測の不確実性は、他の入力パラメータ（連星中性子星合体速度など）に存在する誤差と比較して無視できると結論付けます。さらに、中程度の赤方偏移（z<0.2）までは、赤方偏移の分布タイプ（観測された、またはボリュームが均一）が、予想される相対レートの推定に影響を与えないことを示します。
急速に降着する超大質量星：最終質量の信頼できる決定
超大質量ブラックホールは、超大質量星（SMS）を前駆体として、直接崩壊することによって形成される可能性があります。このシナリオでは、SMSは、一般相対性理論（GR）の不安定性のために巨大なブラックホールシードに崩壊するまで、>0.1Msun/yrで降着します。ただし、既存の数値シミュレーションでは異なる結果が得られるため、崩壊が発生する正確な質量は不明です。ここでは、この問題を分析的に扱います。これにより、特定の静水圧構造に対して、GR不安定性の開始点をabinitioで信頼性の高い方法で決定できます。放射状脈動の相対論的方程式を一般的な形で、すでに公開されている静水圧GENECモデルに適用します。以前の主張とは対照的に、原子的に冷却されたハローで形成される球状SMSの質量は500000Msunを超えることはできないことを示します。一方、直接崩壊の代替バージョンでは、この制限を超える質量、最大10^6Msunに達する可能性があります。私たちの方法は、GR流体力学的恒星進化コードの一貫性をテストするために使用できます。
高速電波バーストの自己変調
| Title |
Self-modulation_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Emanuele_Sobacchi,_Yuri_Lyubarsky,_Andrei_M._Beloborodov,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08282 |
高速電波バースト（FRB）は、レーザー物理学で開発された分野である非線形光学の領域に入る極端な天体物理学的現象です。古典的な非線形効果は自己変調です。ソースから距離$R$で密度$N$の均一なプラズマスラブを伝搬する単色の線形偏波GHz波の理想的なセットアップを使用して、サーカンバースト環境を介したFRBの伝搬を調べます。スラブが臨界半径$R_{\rmcrit}\sim10^{17}（N/10^2{\rm\;cm}^{-3}）（内にある場合、自己変調が発生することがわかります。L/10^{42}{\rm\;erg\;s}^{-1}）{\rm\;cm}$、ここで$L$はFRBの光度の等方性等価物です。自己変調は、バーストを半径方向を横切るパンケーキに分割します。$R\lesssimR_{\rmcrit}$の場合、パンケーキの横方向のサイズはフレネルスケールよりも小さくなります。バーストがスラブを出るときにパンケーキは強く回折され、パンケーキ間の干渉により、サブGHz帯域幅で観測された強度の周波数変調が生成されます。$R\simR_{\rmcrit}$の場合、パンケーキの横方向のサイズはフレネルスケールに匹敵し、回折の影響は弱くなります。観測された強度は、パンケーキの半径方向の幅に対応する10マイクロ秒のタイムスケールで変調されます。我々の結果は、自己変調がFRBで観察される時間的および周波数構造を引き起こす可能性があることを示唆している。
| Title |
High-frequency_variability_in_neutron-star_low-mass_X-ray_binaries |
| Authors |
Mariano_M\'endez_(1)_and_Tomaso_M._Belloni_(2)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_The_Netherlands,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Merate,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08291 |
コンパニオンスターから中性子星の一次降着を伴う連星システムは、年からミリ秒の範囲の時間スケールでX線バンドの変動を示します。最大1300Hzの周波数で、キロヘルツの準周期的振動（kHzQPO）は、天体から観測された最速の変動を表します。この変動性のサブミリ秒の時間スケールは、kHzQPOが中性子星の表面に非常に近い降着流で生成されることを意味し、いくつかの最強の重力場の影響下での物質のダイナミクスのユニークなビューを提供します。大宇宙。これは、慣性系の引きずりや太陽系で観測された速度よりも16桁速い速度でのペリアストロン歳差運動など、一般相対性理論の最も極端な予測のいくつかを精査する可能性を提供し、最終的には最小値の存在を示します。コンパクトな物体の周りの安定した軌道が可能な距離。ここでは、kHzQPOに関する過去20年間の研究をレビューし、この分野での将来の開発の見通しについて説明します。
最初の銀河系ULXパルサースウィフトJ0243.6 + 6124のアストロサット観測
| Title |
AstroSat_Observations_of_the_first_Galactic_ULX_Pulsar_Swift_J0243.6+6124 |
| Authors |
Aru_Beri,_Sachindra_Naik,_K.P_Singh,_Gaurava_K._Jaisawal,_Sudip_Bhattacharyya,_Philip_Charles,_Wynn_C._G._Ho,_Chandreyee_Maitra,_Dipankar_Bhattacharya,_Gulab_C_Dewangan,_Matthew_Middleton,_Diego_Altamirano,_Poshak_Gandhi,_Harsha_Raichur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08334 |
最初の銀河系超高輝度X線パルサーであるSwiftJ0243.6+6124は、2017年から2018年の爆発中に、サブエディントンレベルとスーパーエディントンレベルの両方で、X線光度が$L_{の\emph{AstroSat}で観測されました。X}{\sim}7{\times}10^{37}$と$6{\times}10^{38}$$ergs^{-1}$。私たちの広帯域タイミングとスペクトル観測は、X-${\sim}9.85\rm{s}$での光線の脈動は、線源がスーパーエディントンレベルで蓄積しているときに最大150keVで検出されました。パルスプロファイルは、エネルギーと線源の光度の両方の強力な関数であり、2倍を示しています。-パルス分率が$1.65\rm{keV}$の$\sim$$10{\％}$から$70\rm{keV}$の40--80$\％$に増加するピークプロファイル。連続X線スペクトル高エネルギーカットオフパワー法則（$\Gamma$${\sim}$0.6-0.7）と、温度が$\sim$0.35$\rm{keV}$および$1.2\の1つまたは2つのブラックボディコンポーネントで適切にモデル化されています。rm{keV}$、付着レベルに応じて。サブエディントンレベルでは鉄線放出は観察されませんが、広い放射光学的に厚い流出の存在を示す黒体半径（$121-142\rm{km}$）とともに、約6.9keVのn特徴がスーパーエディントンレベルで観察されます。
| Title |
Cosmic_Ray_Extremely_Distributed_Observatory |
| Authors |
Piotr_Homola,_Dmitriy_Beznosko,_Gopal_Bhatta,_Lukasz_Bibrzycki,_Michalina_Borczynska,_Lukasz_Bratek,_Nikolai_Budnev,_Dariusz_Burakowski,_David_E._Alvarez-Castillo,_Kevin_Almeida_Cheminant,_Aleksander_Cwikla,_Punsiri_Dam-o,_Niraj_Dhital,_Alan_R._Duffy,_Piotr_Glownia,_Krzysztof_Gorzkiewicz,_Dariusz_Gora,_Alok_C._Gupta,_Zuzana_Hlavkova,_Martin_Homola,_Joanna_Jalocha,_Robert_Kaminski,_Michal_Karbowiak,_Marcin_Kasztelan,_Renata_Kierepko,_Marek_Knap,_P_eter_Kov_acs,_Szymon_Kuli_nski,_Bartosz_L_ozowski,_Marek_Magrys,_Mikhail_V._Medvedev,_Justyna_Mkedrala,_Jerzy_W._Mietelski,_Justyna_Miszczyk,_Alona_Mozgova,_Antonio_Napolitano,_Vahab_Nazari,_Y._Jack_Ng,_Michal_Niedzwiecki,_Cristina_Oancea,_Boguslaw_Ogan,_Gabriela_Opila,_Krzysztof_Oziomek,_Maciej_Pawlik,_Marcin_Piekarczyk,_Bozena_Poncyliusz,_Jerzy_Pryga,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08351 |
CosmicRayExtremelyDistributedObservatory（CREDO）は、宇宙線（CR）と宇宙線アンサンブル（CRE）の観測と研究に特化した新しく形成されたグローバルコラボレーションです。共通の主要な相互作用頂点または同じものを持つ最低2つのCRのグループ親粒子。CREDOプログラムは、既知のCRおよびCREシナリオのテストを含み、予期しない物理学を観察する準備をしているため、マルチメッセンジャーおよびマルチミッションアプリケーションにも適しています。CREDO機能と完全に一致するCREは、古典的なモデル（たとえば、光子-光子相互作用の生成物として）とエキゾチックなシナリオ（たとえば、超重暗黒物質粒子の崩壊の結果として）の両方で形成できます。それらの前線は、空間と時間で大幅に拡張される可能性があり、宇宙線エネルギースペクトル全体にまたがるエネルギーの宇宙線が含まれる可能性があり、フットプリントは、相関する到着方向と到着時間を持つ少なくとも2つの大規模な空気シャワーで構成されます。CREは主に広い領域に広がると予想され、寄与粒子のエネルギー範囲が広いと予想されるため、CRE検出は、利用可能な宇宙線インフラストラクチャを集合的に使用する場合、つまりグローバルに拡張された検出器ネットワークとしてのみ実行可能である可能性があります。したがって、この総説では、CREDOコラボレーションは、宇宙粒子物理学コミュニティに、CREに特化した研究に積極的に参加または貢献すること、特に特定のCRE検出戦略に役立つ宇宙線データを共有することを勧めています。
NGC4151での相対論的反映
セイファート銀河NGC4151のX線スペクトルを、すざく/NuSTAR同時観測と、すざくおよびXMM観測によって補足されたフラックス分解積分スペクトルを使用して調査します。私たちの最良のスペクトル解は、数百の重力半径の距離にあるコンプトンの細い物質で狭いFeKalpha線が生成されることを示しています。このようなモデルでは、光源が明るいX線状態にあるときに、約10の重力半径で切り捨てられたディスクからの弱いが重要な相対論的反射が見つかります。薄暗いX線状態での相対論的反射の証拠は見つかりません。また、ブラックホールの地平線に非常に近い位置にある線源がX線放射を支配するモデルも除外します。これは、この線源のランプポストジオメトリを実装する以前の作業で提案されたものです。熱コンプトン化スペクトルと強い重力によるその歪みの正確な計算は、データへの街灯柱形状NuSTARの適用において重要であることを指摘します。
Voigt近似における中性子星クラスト：応力-ひずみテンソルの一般的な対称性と有効せん断弾性率の普遍的な推定
| Title |
Neutron_star_crust_in_Voigt_approximation:_general_symmetry_of_the_stress-strain_tensor_and_an_universal_estimate_for_the_effective_shear_modulus |
| Authors |
Andrey_Chugunov_(Ioffe_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08398 |
原子核が非振動点電荷として扱われる場合の静的クーロン固体モデルの枠組みにおける中性子星クラストの弾性特性について説明します。電子スクリーニングは無視されます。この結果は、クーロン固体（ダストプラズマ、トラップされたイオンなど）としてモデル化できる、固化した白色矮星コアやその他の材料にも適用できます。応力-ひずみテンソルのクーロン部分に追加の対称性があることを示します：収縮$B_{ijil}=0$。構造（結晶またはアモルファス）や組成には依存しません。この対称性の結果として、多結晶またはアモルファス物質の有効（Voigt平均）せん断弾性率が、変形していない状態でのクーロン（マーデルング）エネルギー密度の$-2/15$に等しいことを示します。この結果は一般的であり、適用されたモデル内で正確です。線形混合規則とイオン球モデルが使用されているので、有効せん断弾性率の簡単な普遍的な推定を提案できます：$\sum_Z0.12\、n_ZZ^{5/3}e^2/a_\mathrm{e}$。ここで、合計はイオン種に対して行われます。$n_Z$は、電荷$Ze$を持つイオンの数密度です。最後に、$a_\mathrm{e}=（4\pin_\mathrm{e}/3）^{-1/3}$は電子球の半径です。準中性条件$n_\mathrm{e}=\sum_ZZn_Z$が想定されます。
拡張大気のモデルグリッドを使用したULXのパラメータの決定
| Title |
Determining_parameters_of_ULXs_with_model_grids_of_extended_atmospheres |
| Authors |
A._Kostenkov,_A._Vinokurov,_Y._Solovyeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08399 |
現在の作業では、拡張大気のモデルグリッドを使用して、超大光度X線源（ULX）の風パラメータの研究を続けました。線相当幅（EW）とその比率図として、温度が18000〜56000Kのモデルのセットを示します。いくつかのスペクトル的に研究されたULXの基本的な風パラメータは、EW図を使用して推定されました。また、観測された輝線の相当幅に対する風速法則の影響を調査した。この研究は、研究プロジェクト18-32-20214に従ってRFBRによって資金提供されました。
フェルミ大面積望遠鏡によって検出された活動銀河核の4番目のカタログ-データリリース2
| Title |
The_Fourth_Catalog_of_Active_Galactic_Nuclei_Detected_by_the_Fermi_Large_Area_Telescope_--_Data_Release_2 |
| Authors |
B._Lott,_D._Gasparrini,_and_S._Ciprini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08406 |
フェルミ-LATによって検出された活動銀河核（AGN）の4番目のカタログのインクリメンタルバージョン（4LAC-DR2）が提示されます。このバージョンは、4FGL一般カタログの2番目のリリース（10年間のデータに基づく）に関連付けられており、スペクトルパラメーター、スペクトルエネルギー分布、年間光度曲線、および関連付けがすべてのソースに対して更新されています。新たに報告されたAGNには、2つの電波銀河と283個のブレーザーが含まれています。新しいサンプルのプロパティについて簡単に説明し、以前に公開されたサンプルに影響を与える変更の概要を説明します。注：このインクリメンタルリリースのユーザーは、元の4LAC論文を引用する必要があります（AjelloM.etal。、2020、ApJ、892,105）。
はくちょう座X--1の最初の同時多波長データセットに適用された新しいレプトハドロンモデル
| Title |
A_new_lepto-hadronic_model_applied_to_the_first_simultaneous_multiwavelength_data_set_for_Cygnus_X--1 |
| Authors |
D._Kantzas,_S._Markoff,_T._Beuchert,_M._Lucchini,_A._Chhotray,_C._Ceccobello,_A._J._Tetarenko,_J._C._A._Miller-Jones,_M._Bremer,_J._A._Garcia,_V._Grinberg,_P._Uttley,_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08501 |
はくちょう座X--1は、降着するブラックホールをホストすることが確認された最初の銀河系の源です。ラジオからGeV$\gamma$線までの電磁スペクトル全体で検出されています。中赤外線を介した線源の電波は、相対論的ジェットから発生すると考えられています。MeVX線で観測された高度の直線偏光は、相対論的ジェットがこの領域でも支配的であるのに対し、高温の付着流が軟X線バンドを支配していることを示唆しています。GeVの非熱放射の起源はまだ議論されており、レプトンとハドロンの両方のシナリオが実行可能であると見なされています。この作業では、レプトンとハドロンの両方のシナリオで、はくちょう座X-1の広帯域スペクトルエネルギー分布に適用された新しい半分析的マルチゾーンジェットモデルの結果を示します。この縮退を打破するために、CHOCBOXキャンペーン（X線での完全な二元軌道のシグナスX--1ハードステート観測）から得られた史上初の高品質の同時多波長データセットをフィッティングします。私たちのモデルは、ジェット速度プロファイル、磁場、エネルギー密度などの動的特性をパラメーター化します。さらに、このモデルは、これらの動的特性を、レプトン起源とハドロン起源の両方の二次カスケードを含む自己無撞着な放射伝達計算と組み合わせています。チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）のような敏感なTeV$\gamma$線望遠鏡は、はくちょう座X--1の相対論的ジェットの内部でハドロン過程が発生するかどうかという質問に確実に答えると結論付けています。
ボロメータアプリケーション用に最適化されたマイクロ波SQUIDマルチプレクサ
| Title |
A_Microwave_SQUID_Multiplexer_Optimized_for_Bolometric_Applications |
| Authors |
B._Dober,_Z._Ahmed,_D.T._Becker,_D.A._Bennett,_J.A._Connors,_A._Cukierman,_J.M._D'Ewart,_S.M._Duff,_J.E._Dusatko,_J.C._Frisch,_J.D._Gard,_S.W._Henderson,_R._Herbst,_G.C._Hilton,_J._Hubmayr,_J.A.B._Mates,_C.D_Reintsema,_L._Ruckman,_J.N._Ullom,_L.R._Vale,_D.D._Van_Winkle,_J._Vasquez,_E._Young,_and_C._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07998 |
マイクロ波SQUIDマルチプレクサ（$\mu$MUX）は、超伝導転移端センサー（TES）ボロメータの大規模アレイに結合するように最適化されています。4〜8GHzrf帯域用の1820チャネルマルチプレクサ構成でのスケーラブルな極低温マルチプレクサチップ設計を紹介します。歩留まり、感度、およびクロストークの主要なメトリックは、4〜5GHzにまたがる455の読み出しチャネルの測定によって決定されます。ホワイトノイズレベルの中央値は45pA/$\sqrt{\textrm{Hz}}$で、2Hzで評価され、コモンモード減算後の1/fニー$\leq$20mHzです。ホワイトノイズレベルは、150GHzでの宇宙マイクロ波背景放射の検出用に最適化されたTESボロメータの感度をわずか3％低下させます。任意のチャネルペア間で測定されたクロストークは$\leq$0.3％です。
植民地慣行の崩壊における倫理的調査と惑星保護の役割
| Title |
Ethical_Exploration_and_the_Role_of_Planetary_Protection_in_Disrupting_Colonial_Practices |
| Authors |
Frank_Tavares,_Denise_Buckner,_Dana_Burton,_Jordan_McKaig,_Parvathy_Prem,_Eleni_Ravanis,_Natalie_Trevino,_Aparna_Venkatesan,_Steven_D._Vance,_Monica_Vidaurri,_Lucianne_Walkowicz,_and_Mary_Beth_Wilhelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08344 |
惑星科学と宇宙探査のコミュニティは、月と火星への将来の有人および無人ミッションがこれらの惑星環境とどのように相互作用するかについての倫理に関して、強力な再評価を行うことをお勧めします。これは、そのような任務が植民地構造にどのように抵抗できるかに重点を置いて、コミュニティのインプットのプロセスを通じて行われるべきです。そのような議論は、地球の探査に伴う南北アメリカと世界中の暴力的な植民地主義の歴史的文脈に根ざしているに違いありません。開拓者植民地主義によって作成された構造は、今日非常に生きており、科学コミュニティに影響を与え、現在、宇宙探査コミュニティの人間探査とその場での資源利用の計画に複製されています。これらの議論は、他の世界の倫理的探求のための枠組みを作成する強制力のある惑星保護政策につながる必要があります。現在の方針は、その場での資源利用と環境保全に関連する質問に適切に対処しておらず、執行メカニズムがありません。さらに、潜在的な地球外生命との相互作用には、科学的および道徳的な利害関係があります。アルテミス計画により月への頻繁なミッションと火星への有人ミッションが可能になるため、これらのトピックに関する決定は今後10年間で行われます。これらの最初の選択は、人間の宇宙探査の将来に不可逆的な結果をもたらすため、人文科学や一般の人々からの専門知識を含む、科学界以外の人々からの意見を取り入れて、非常によく検討する必要があります。植民地の慣行に積極的に抵抗する惑星保護政策がなければ、それらは私たちの相互作用や他の惑星体の探査で複製されます。今こそ、これらの困難な会話に従事し、私たちの分野内の植民地慣行を混乱させて、他の世界に運ばれないようにする時です。
衝突回避の分析と設計のための新しいツールであるMISSの紹介
| Title |
Introducing_MISS,_a_new_tool_for_collision_avoidance_analysis_and_design |
| Authors |
Juan_Luis_Gonzalo,_Camilla_Colombo,_Pierluigi_Di_Lizia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08379 |
衝突回避の分析と設計のための新しいソフトウェアツールである宇宙安全のためのマニューバインテリジェンス（MISS）のコアな側面と最新の開発が提示されます。このツールは、分析的および半分析的手法を活用して、衝動的または低推力操作などのさまざまな制御戦略による軌道変更を効率的にモデリングし、相対運動方程式を使用して、それらを公称近接アプローチで変位にマッピングします。次に、B平面表現を使用して、変位の位相関連コンポーネントとジオメトリ関連コンポーネントを分離します。最大ミス距離と最小衝突確率衝突回避操作の両方が考慮されます。このツールでは、状態遷移行列の計算と不確定性の伝播も可能です。ツールの機能とパフォーマンスを評価するために、いくつかのテストケースが提供されています。
マイクロカロリメータ時代の曇り：K $ \ alpha $遷移のエネルギーの改善
マイクロカロリメータ技術を使用したX線ミッションは、前例のない詳細でスペクトルの特徴を解決します。この作業では、実験室のエネルギーに一致するように、スペクトルシミュレーションコードCloudyのリリースバージョンの6$\leqZ\leq$30の間の要素のHのようなK$\alpha$エネルギーを改善します。これらの元素のイオン化ポテンシャル（$I_{\rmion}$）を更新し、レベルエネルギー差に4次多項式を追加します。これにより、CloudyのリリースバージョンがNISTとほぼ完全に一致するようになります。更新されたエネルギーは、Cloudyの現在のリリースバージョン（C17.02）よりも15〜4000倍正確です。これらの新しい変更は、リリースバージョンC17.03の次のアップデートの一部になります。
銀河ケフェイドの解決された仲間のためのハッブル宇宙望遠鏡スナップショット調査：最終結果
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Snapshot_Survey_for_Resolved_Companions_of_Galactic_Cepheids:_Final_Results |
| Authors |
Nancy_Remage_Evans,_H._Moritz_Guenther,_Howard_E._Bond,_Gail_H._Schaefer,_Brian_D._Mason,_Margarita_Karovska,_Evan_Tingle,_Scott_Wolk,_Scott_Engle,_Edward_Guinan,_Ignazio_Pillitteri,_Charles_Proffitt,_Pierre_Kervella,_Alexandre_Gallenne,_Richard_I._Anderson,_and_Maxwell_Moe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07996 |
複数のシステムのセファイドは、巨大な星の形成の結果に関する情報を提供します。それらはまた、エキゾチックな最終段階のオブジェクトにつながる可能性があります。この研究は、{\itハッブル宇宙望遠鏡\}（\HST）広視野カメラ〜3（WFC3）を使用して、$5\arcsec$よりも近いコンパニオンを特定するために、2つの波長の画像を使用した70個の銀河ケフェイドの調査を終了します。WFC3調査全体で、13個のセファイドの16個の可能性のある仲間を特定します。$2"$以内で候補コンパニオンを解決した7つのセファイドはすべて、それ自体が分光連星であるという驚くべき特性を持っています（一般的なケフェイド集団における分光連星の発生率29\％と比較して）。これは、内部連星が数百〜AU\null以内の3番目のコンパニオンのシナリオにリンクされています。この特性は、より広く分離されたコンパニオンでも継続されます。外側のコンパニオンが最初に形成されるモデルでは、後続の内側のバイナリを予測できる可能性はほとんどありません。むしろ、三重システムが動的な相互作用を受けて、1つの星が現在の場所に向かって外側に移動する可能性が高くなります。{\itChandra\}と{\itGaia\}のデータ、および半径方向の速度と\HSTSTISと{\IUE\}スペクトルは、Cepheidシステムのコンポーネントのプロパティを導出するために使用されます。コンパニオン候補の色は、範囲から約2000〜AUの間隔で分布の変化を示します。より近いコンパニオンのためのホットカラーとクールカラーの両方を含み、より広い分離のための低質量コンパニオンのみに。
コンパニオンAGB恒星質量の診断としてのBa星の[Rb / Zr]比
漸近巨星分枝（AGB）星の元素合成と進化を理解することは、それらが宇宙のいくつかの重要な要素の主要な生産者であるため、最も重要です。それらは、遅い中性子捕獲元素合成の主要な場所です。AGB星の内部で発生する正確な物理的条件と元素合成プロセスは明確に理解されておらず、銀河系の化学物質の濃縮に対するこれらの星の寄与をよりよく理解するのを妨げています。バイナリ物質移動メカニズムを介して進化のAGBフェーズの生成物を受け取ったことが知られている外因性星は、AGB元素合成を追跡するための重要なツールを形成します。[Rb/Zr]比は、sプロセスサイトでの平均中性子密度を理解し、コンパニオンAGB星の質量に重要な手がかりを提供するための重要な診断です。この研究では、Ba星のサンプルの高分解能分光分析に基づいて、[Rb/Zr]比の推定値を提示し、それを使用してAGB星の特性を理解する方法について説明しました。コンパニオンAGB星の質量を確認するためのパラメトリックモデルに基づく分析の結果も示されています。
小マゼラン雲のミラ型変光星の光と色の変化
| Title |
Light_and_colour_variations_of_Mira_variables_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Yoshifusa_Ita,_John_W._Menzies,_Patricia_A._Whitelock,_Noriyuki_Matsunaga,_Masaki_Takayama,_Yoshikazu_Nakada,_Toshihiko_Tanabe,_Michael_W._Feast,_and_Takahiro_Nagayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08171 |
この論文の目的は、小マゼラン雲におけるミラ型変光星の光変動特性を特徴づけることです。15年間にわたって取得した監視データに基づいて、ミラ型変光星の光学および近赤外線のマルチエポックデータセットを組み合わせて調査しました。ボロメータ補正関係は、さまざまな近赤外色に対して定式化されています。同じボロメータ補正式が、ボロメータ的に最も明るい脈動位相と最も弱い脈動位相の両方に当てはまることがわかります。周期-ボロメータの等級関係と周期-色の関係は、時間平均値を使用して導き出されました。ボロメータ相と光学相および近赤外相の間の位相遅れは、Oリッチ（表面C/O数比が1未満）のミラ型変光星から検出されましたが、ほとんどのCリッチでは有意な系統的遅れは観察されませんでした（C/O比は1を超えています）。一部のミラは、色の位相反転を示します。たとえば、$H-K_{\rms}$は最も青く、$J-H$と$J-K_{\rms}$は、ほぼボロメータ的に明るい位相で最も赤い値になります。それらの発生条件が調査されましたが、明確な直接的または間接的なトリガーは見つかりませんでした。脈動変光星とは関係のない大きなNIR色の変化が、二次周期の長いミラで観察され、その考えられる説明が説明されています。
プレソーラーSiCの親AGB星の質量と金属量分布について
| Title |
On_the_mass_and_metallicity_distribution_of_parent_AGB_stars_of_presolar_SiC |
| Authors |
Sergio_Cristallo,_Ambra_Nanni,_Gabriele_Cescutti,_Ivan_Minchev,_Nan_Liu,_Diego_Vescovi,_David_Gobrecht_and_Luciano_Piersanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08268 |
原始隕石で同定されたプレソーラーSiC粒子の大部分（>=90％）は、古代の漸近巨星分枝（AGB）星の遺物であり、その噴出物はその形成中に太陽系に組み込まれました。これらの古代のスターダスト粒子の詳細な特性評価により、AGB内部の混合プロセスに関する貴重な情報が非常に詳細に明らかになりました。ただし、そのような情報は、効率が質量と金属量に依存する低速中性子捕獲プロセスを調査するために重要ですが、それらの親星の質量と金属量の分布は依然としてあいまいなままです。よく知られている天の川の化学力学的モデルを使用して、4.57Gyr前に太陽系を汚染したAGB星の進化を追跡し、SiCダスト生成に基づいて星に重みを付けました。太陽系のプレソーラーSiCは、主にM〜2MsunとZ〜ZsunのAGB星に由来することがわかります。私たちの発見は、原始隕石でその場で同定されたプレソーラーSiCの粒度分布をよく説明しています。さらに、プレソーラーSiCの親星の特性を扱ったごく最近の論文を補完する結果を提供します。
（中間）パロマートランジエントファクトリーからのIc型超新星
| Title |
Type_Ic_supernovae_from_the_(intermediate)_Palomar_Transient_Factory |
| Authors |
C._Barbarino,_J._Sollerman,_F._Taddia,_C._Fremling,_E._Karamehmetoglu,_I._Arcavi,_A._Gal-Yam,_R._Laher,_S._Schulze,_P._Wozniak_and_Lin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08392 |
Ic型超新星は、最も剥ぎ取られた大質量星の爆発を表していますが、それらの前駆細胞と爆発メカニズムは不明なままです。観測された超新星のより大きなサンプルは、これらの過渡現象の集団を特徴づけるのに役立ちます。光度曲線に焦点を当てて、44の分光学的に正常なタイプIc超新星の分析を提示します。測光データは、パロマートランジエントファクトリー（PTF）とその継続である中間パロマートランジエントファクトリー（iPTF）を使用して7年間にわたって取得されました。これは、対象外の調査からのSNeIcの最初の均質で大きなサンプルであり、サンプルの爆発パラメータを推定することを目的としています。テンプレートを差し引いた画像の測光によって得られた、これらのSNeのK補正されたBgriz光度曲線を示します。$r$バンドの光度曲線の形状を分析し、上昇パラメータDeltam_{-10}と下降パラメータDeltam_{15}の相関関係を確認しました。ピークrバンドの絶対等級は平均-17.71±0.85等です。爆発エポックを導出するために、rバンド光度曲線を十分にサンプリングされた光度曲線から導出されたテンプレートに適合させます。rおよびgバンドデータ、g-rカラー、およびボロメータ補正を使用して、ボロメータ光度曲線を計算しました。放射光度曲線とピーク時のFeIIラムダ5169速度を使用して、イジェクタの質量M_{ej}、爆発エネルギーE_{K}、および放射性ニッケルの質量を推定するために、Arnett半解析モデルに適合させました（M（56）Ni）各SNに対して。41SNeを含めると、<M_{ej}>=4.50+-0.79msun、<E_{K}>=1.79+-0.29x10^{51}erg、および<M（56）Ni）>=の平均値が見つかります。0.19+-0.03ミリ秒。爆発パラメータの分布は、文献で入手可能なものに匹敵しますが、私たちの大きなサンプルには、より極端なエジェクタ質量値につながる狭い光度曲線と非常に広い光度曲線を持ついくつかの過渡現象も含まれています。
Z = $ 10 ^ {-5} $中間質量星の元素合成収率
| Title |
Nucleosynthetic_yields_of_Z=$10^{-5}$_intermediate-mass_stars |
| Authors |
P._Gil-Pons,_C.L._Doherty,_J._Guti\'errez,_S._W._Campbell,_L._Siess,_and_J._C._Lattanzio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08449 |
要約：ハローで観測された非常に金属量の少ない（EMP）星の数は、古代の宇宙を理解するための手がかりを持っています。これらの手がかりを解釈するには、低Z領域での理論的な恒星モデルが必要です。3〜7.5$M_{sun}$の中間質量Z=$10^{-5}$星の元素合成収率を提供し、不確実な風速の影響を定量化します。これらの収量は、最終的には初期宇宙の化学物質インベントリーへの寄与を評価し、選択されたC強化EMP星の存在量を解釈するのに役立つと期待しています。私たちのモデルと文献に存在する他のモデルを比較することにより、風の処方と初期の金属量を用いて進化と元素合成の傾向を探ります。私たちの結果を、Haloに属するCEMPの星の観測と比較します。中間質量EMP星の収量は、非常に深い2番目の浚渫（最も大規模なモデルの場合）の影響を反映しており、ホットボトム燃焼と3番目の浚渫の特徴が組み合わされています。初期金属量Z$_{ini}$<=0.001のモデルでは、$^{12}C、^{15}N、^{16}O$、および$^{26}の正の収率が得られるという報告された傾向を確認します。Mg$。Z$_{ini}$=0.0001で負であると報告された$^{20}Ne、^{21}Ne$、および$^{24}Mg$の利回りは、Z=$10^{で正になります。-5}$。質量損失率に2つの異なる処方を使用した結果は、熱パルス（Super）AGBフェーズの期間、3回目の浚渫エピソードの全体的な効率、および元素合成の収量の点で大きく異なります。文献で頻繁に使用される標準的な風速の中で最も効率的なものは、私たちの収量結果と観測データの間の一致を支持しているようです。風の処方に関係なく、すべてのモデルはN-enhancedEMPスターになります。
太陽エネルギー粒子（第2版）
太陽の美しい画像があふれているフィールドでは、太陽エネルギー粒子（SEP）イベントは、太陽コロナをサンプリングし、その最も奇妙で暴力的な物理学のユニークな痕跡を運び去ることができる隠された資産、おそらく秘密兵器です。ごく最近、SEPの豊富な元素が、それら自体の加速と履歴だけでなく、それらの発生源でのプラズマ温度、およびコロナ自体の起源の側面に関する豊富なデータを持っていることを発見しました。SEPは、太陽でのさまざまなエネルギー爆発の具体的な産物です。彼らは極端にやってくる。ソーラージェット（フレアでも）の磁気リコネクションからの小さな「衝動的な」SEPイベントは、3HeとAuやPbのような重い元素の最も珍しい1000倍の共鳴増強を持っていますが、大きな「段階的な」SEPイベントはによって駆動される衝撃波で加速されますコロナ質量放出（CME）は、コロナ自体の組成をサンプリングするだけでなく、火星に向かう宇宙飛行士を危険な放射線で脅かすGeV陽子を加速します。直接SEP測定と太陽画像は、太陽の高エネルギー物理学に関する無料の「マルチメッセンジャー」データを提供します。
黒点データの適切な直交および動的モード分解
| Title |
Proper_Orthogonal_and_Dynamic_Mode_Decomposition_of_Sunspot_Data |
| Authors |
A._B._Albidah,_W._Brevis,_V._Fedun,_I._Ballai,_D._B._Jess,_M._Stangalini,_J._Higham_and_G._Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08530 |
高解像度の太陽観測は、電磁流体力学（MHD）の波動の複雑な構造を示しています。PODとDMDの手法を適用して、強度時系列を使用して黒点の主要なMHD波モードを識別します。POD手法は、空間的に直交するモードを見つけるために使用されましたが、DMD手法は、時間的な直交性を識別します。ここでは、PODとDMDを組み合わせたアプローチにより、ほぼ円形の断面形状を持つ黒点アンブラのソーセージモードとキンクモードの両方を正常に識別できることを示します。
オリオンOB1アソシエーションにおける幅広い前主系列星の統計
| Title |
Statistics_of_wide_pre-main_sequence_binaries_in_the_Orion_OB1_association |
| Authors |
Andrei_Tokovinin,_Monika_Petr-Gotzens,_Cesar_Briceno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08543 |
オリオンOB1アソシエーションの0.6"から20"（370pcで220から7400au）の範囲の低質量前主系列星の統計は、VISTAOrionミニサーベイの画像とガイアの位置天文学を使用して研究されています。CVSOカタログに基づく入力サンプルには、KおよびMスペクトルタイプの1137個の星（質量0.3〜0.9Msun）が含まれており、そのうち1021個が関連メンバーと見なされます。これらの星には、質量比が約0.13を超える135個の物理的なバイナリコンパニオンがあります。コンパニオンの平均割合は、分離の12年間で0.09+-0.01であり、フィールドよりわずかに少ないですが、それでも一貫しています。OriOB1aグループとOB1bグループの間に違いがあり、後者はバイナリが1.6+-0.3倍豊富であることがわかりました。OriOB1aのオフクラウド集団では、これらのバイナリは密集したクラスターを避けているように見えますが、観測された基礎となる恒星密度に対するワイドバイナリ周波数の全体的な依存性は見られません。オリOB1とおうし座のようなまばらな地域の多重度率は大きく異なり、フィールドのバイナリは多様な集団の混合に由来する可能性があることを示唆しています。
局所平衡における宇宙論的気泡摩擦
一次宇宙論的相転移では、膨張する気泡の漸近速度は、確率的重力波のスペクトルのような観測可能なものを予測するため、または観測されたバリオン非対称性などの宇宙の基本的な特性を説明するメカニズムの実行可能性を確立するために決定的に重要です。これらの動的相転移では、管腔内気泡の膨張には、スカラー場の運動方程式の摩擦項によって捕捉されるプラズマとの非平衡相互作用が必要であることが一般に認められています。局所平衡の場合でも、管腔下伝播が発生する可能性があることを示します。この場合、全エントロピーは保存されたままですが、エントロピー密度のフィールド依存性に関連する気泡壁全体の流体力学的効果により気泡が遅くなります。これらの影響は、応力エネルギーの局所的な保存を課し、有効ポテンシャルへの場に依存する熱の寄与を含めることによって説明できます。これを、追加のスカラー場を使用した標準モデル拡張における1次電弱遷移の動的および静的バブルの明示的な計算で説明します。結果は、局所平衡における摩擦力の最近の分析と定性的に一致します。これは、気泡全体の温度と速度の勾配からの補正を見つけますが、暴走挙動を破棄します。一部の粒子種で局所平衡に違反している場合でも、ここで説明する効果は、平衡状態を維持している種のバックグラウンドプラズマに適用されるため、速度が低下します。
$ ^ {214} $ Po、$ ^ {213} $ Po、および$ ^ {212} $ Poの半減期値の年次変動
| Title |
Annual_variations_of_the_$^{214}$Po,_$^{213}$Po_and_$^{212}$Po_half-life_values |
| Authors |
E.N.Alexeev,_A.M.Gangapshev,_Yu.M.Gavrilyuk,_A.M.Gezhaev,_V.V.Kazalov,_V.V.Kuzminov,_S.I.Panasenko,_O.D.Petrenko,_S.S.Ratkevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08283 |
$^{214}$Po（$T_{1/2}=163.47\pm0.03$$\mu$s）、$^{213}$Po（$T_{1/2）の比較分析の結果}=3.705\pm0.001$$\mu$s）および$^{212}$Po（$T_{1/2}=294.09\pm0.07$ns）半減期の環状変動パラメーターが表示されます。間隔を空けた実験室で得られた$^{214}$Po$\tau$-値$（\tau\equivT_{1/2}）$の2つの独立した連続セットは、正弦関数で記述できることが示されています。振幅$A=（5.0\pm1.5）\cdot10^{-4}$、周期$\omega=（365\pm8）$日、位相$\phi=（170\pm7）の正弦曲線）$daysは、2012年1月4日から始まる$\sim$973日間にBNOINRRASで取得された$^{214}$Po$\tau$値のセットを概算します。関数は$\tau$値のセットを概算します。KhNUで取得された期間が$\sim1460$日の場合、振幅は$A=（4.9\pm1.8）\cdot10^{-4}$、期間は$\omega=（377\pm13）$日であり、フェーズ$\phi=（77\pm10）$日。$\sim1700$日の期間で設定された$^{213}$Po$\tau$値は、振幅$A=（3.9\pm1.2）\cdot10^{-の正弦関数で記述できます。4}$、期間$\omega=（370\pm13）$日、フェーズ$\phi=（130\pm9）$日。$\sim670$日の期間で設定された$^{212}$Po$\tau$値は、振幅$A=（7.5\pm1.6）\cdot10^{-の正弦関数で記述できます。4}$、期間$\omega=（375\pm13）$日、フェーズ$\phi=（40\pm10）$日。
