さまざまな観測により、銀河間スケールでコヒーレントな磁場にナノガウスレベルの上限が課せられますが、ブレーザー観測では、下限の$\sim10^{-16}$ガウスが示されます。このような磁場は、たとえば宇宙の再結合や構造形成の際に重要な天体物理学的な役割を果たすことができ、初期宇宙の素粒子物理学に重要な情報を提供します。電弱相転移では、かなりのエネルギー密度の磁場が発生した可能性があります。しかし、初期宇宙でサブホライズンスケールで生成された磁場の進化と生存は、基本的な粒子相互作用の対称性の違反に関連する磁気ヘリシティに依存します。磁気ヘリシティの生成には、ヒッグス粒子の崩壊チャネルを介した加速器実験によってテストできる新しいCP対称性の破れの相互作用が必要です。
暗黒物質-暗黒エネルギーの相互作用と宇宙のボイドの形
宇宙論で完全に解決されていない問題の1つとしての暗黒物質と暗黒エネルギーの間の相互作用は広く研究されてきました。この相互作用は宇宙構造に影響を与えます。この点で、宇宙のボイドの形状は、暗黒物質と暗黒エネルギーの相互作用によって影響を受ける可能性があります。ここでは、観測データによって制約された動的暗黒エネルギーモデルを使用して、宇宙ボイドの楕円率に対するこの相互作用の影響を研究します。この目的のために、相互作用の存在下で密度摂動の線形成長を適用します。宇宙ボイドの楕円率の確率密度分布が調査されました。結果は、暗黒物質と暗黒エネルギーの相互作用を考慮すると、宇宙ボイドの楕円率が増加することを確認しています。
アクシオン暗黒物質によって生成されたU（1）ゲージ場から確率的重力波背景の正確なスペクトルを計算します。ゲージ場の爆発的な生成はすぐに線形解析の適用性を無効にし、非線形スキームが必要になります。数値格子シミュレーションを利用して、重力波の放出に重要な貢献をする逆反応や再散乱などの非線形ダイナミクスを適切に追跡します。正しい暗黒物質の存在量を与える減衰定数$f\sim10^{16}$GeVのアクシオンは、SKAによって検出可能な円偏光重力波の特徴を予測することがわかります。また、結果として得られる重力波スペクトルがNANOGrav12。5年のデータを説明する可能性があることも示しています。
暗黒物質の散乱と消滅の複合効果を伴う不活性ダブレットモデル（IDM）で暗黒物質候補との21cm線の変動を研究することによる暗黒物質消滅断面積の下限
| Title |
Lower_bounds_on_dark_matter_annihilation_cross-sections_by_studying_the_fluctuations_of_21-cm_line_with_dark_matter_candidate_in_inert_doublet_model_(IDM)_with_the_combined_effects_of_dark_matter_scattering_and_annihilation |
| Authors |
Rupa_Basu,_Shibaji_Banerjee,_Madhurima_Pandey,_Debasish_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11007 |
IDMモデルの暗黒物質候補を用いて、暗黒物質（$z\sim100$）に焦点を当てた21cm信号$\deltaT_{21}$の輝度温度の変動を、（1）暗黒物質の2つのケースについて調べます。物質（DM）の遺物密度$\Omega_{c}$は、Planck実験から得られた遺物密度$\Omega_{c、0}$の$95\％$信頼限界内にあり、（2）$\Omega_の値{c}$は$\Omega_{c、0}$と比較できません。DM消滅とDMバリオン弾性散乱の両方を、熱進化の存在下での$\deltaT_{21}$に対する複合追加効果と見なします。ケース（1）では$\deltaT_{21}$の吸収スペクトルが見られますが、ケース（2）では$\deltaT_{21}$の発光スペクトルが見られます。これにより、DM消滅断面積に$6.5\times10^{-29}\、\、\rm{cm^3/sec}\leq\langle\sigmav\rangle\leqの範囲に下限が課せられます。4.88\times10^{-26}\、\、\rm{cm^3/sec}$、DM質量範囲$10\、{\rmGeV}\leqM_{\chi}\leq990\、{\rmGeV}$。また、$\deltaT_{21}$は$10\、{\rmGeV}\leqM_{\chi}\leq60\、{\rmGeV}$のDMバリオン弾性散乱と$70のDM消滅に従うことがわかります。\、{\rmGeV}\leqM_{\chi}\leq990\、{\rmGeV}$。また、暗黒物質の質量範囲（IDMモデルのフレームワーク内）では、10GeV$\leqM_{\chi}\leq$60GeVであることがわかります。DM-バリオン弾性散乱は$\deltaT_{21}$の生成に関連性があり、暗黒物質の質量範囲が70GeV$\leqM_{\chi}\leq$990GeVの暗黒物質消滅は$の説明に適しています。\deltaT_{21}$。
| Title |
Stellar_clustering_shapes_the_architectures_of_planetary_systems |
| Authors |
Andrew_J._Winter,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Steven_N._Longmore,_M\'elanie_Chevance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10531 |
惑星の形成は、一般に、ホスト星と原始惑星系円盤を含むシステムの観点から説明され、その内部特性（質量や金属量など）が、結果として生じる惑星系の特性を決定します。ただし、（原）惑星系は、動的な星と星の相互作用または近くの巨大な星による外部の光蒸発のいずれかによって、空間的にクラスター化された星形成環境の影響を受けると予測および観察されています。惑星系の構造がこれらの環境プロセスによってどのように影響を受けるかを定量化することは困難です。なぜなら、恒星群は、最も知られている太陽系外惑星の年齢よりはるかに低い10億年以内に空間的に分散するからです。ここでは、ガイア衛星からの位置天文データで太陽系外惑星のホスト星の周りの古い、共移動する恒星グループを特定し、惑星系のアーキテクチャが位置-速度位相空間での局所的な恒星クラスターへの強い依存性を示し、それらへの依存性を示唆していることを示します形成または進化環境。ホストの恒星の年齢、質量、金属量、および太陽からの距離を制御した後、惑星系（$p$値は$10^{-5}{-}10^{-2}$）で非常に有意な差が得られます（システム）位相空間の過密度と場の間の特性。過密度の惑星の半主軸と公転周期の中央値は、それぞれ0.087auと9。6日ですが、フィールドスターの周りの惑星では0.81auと154日です。「ホットジュピター」（巨大で近接した惑星）は主に恒星の位相空間の過密度に存在し、それらの極端な軌道が内部移動や惑星-惑星散乱ではなく環境摂動に由来することを強く示唆しています。私たちの調査結果は、恒星のクラスタリングが惑星系のアーキテクチャを設定する重要な要因であることを明らかにしています。
巨大惑星、小さな星：エキセントリックな古在リドフメカニズムで白色矮星の周りに短周期惑星を生成する
| Title |
Giant_Planets,_Tiny_Stars:_Producing_Short-Period_Planets_around_White_Dwarfs_with_the_Eccentric_Kozai-Lidov_Mechanism |
| Authors |
Alexander_P._Stephan,_Smadar_Naoz,_B._Scott_Gaudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10534 |
白色矮星が氷の巨大惑星から物質を降着させる可能性が高いWDJ091405.30+191412.25（以下、WDJ0914）と、白色矮星を通過する木星サイズの惑星であるWD1856+534b（以下、WD1856b）の最近の発見は、白色矮星を周回する巨大惑星の最初の直接的な証拠です。しかし、両方のシステムの観測は、惑星の現在の軌道距離が赤色巨星の段階でそれらを恒星のエンベロープ内に置いたことを示しており、ホスト星が白色矮星になった後、惑星が現在の軌道に移動したに違いないことを意味します。さらに、WDJ0914は非常に高温の白色矮星であり、冷却時間が短く、移行メカニズムが速いことを示しています。ここでは、白色矮星が遠方の恒星の伴星を持っていると仮定して、恒星進化と潮汐効果と組み合わせたエキセントリック古在リドフ（EKL）メカニズムが観測された軌道構成を自然に生成できることを示します。確かに、WD1856は恒星の三項系の一部であり、恒星のバイナリの遠い仲間です。WDJ0914の潜在的な恒星コンパニオンの軌道および物理的特性に制約を与え、WD1856システムの初期軌道パラメーターを決定します。
ダスティ亜恒星コンパニオンHD206893Bのジェミニプラネットイメージャー分光法
| Title |
Gemini_Planet_Imager_Spectroscopy_of_the_Dusty_Substellar_Companion_HD_206893_B |
| Authors |
K._Ward-Duong,_J._Patience,_K._Follette,_R._J._De_Rosa,_J._Rameau,_M._Marley,_D._Saumon,_E._L._Nielsen,_A._Rajan,_A._Z._Greenbaum,_J._Lee,_J._J._Wang,_I._Czekala,_G._Duch\^ene,_B._Macintosh,_S._Mark_Ammons,_V._P._Bailey,_T._Barman,_J._Bulger,_C._Chen,_J._Chilcote,_T._Cotten,_R._Doyon,_T._M._Esposito,_M._P._Fitzgerald,_B._L._Gerard,_S._J._Goodsell,_J._R._Graham,_P._Hibon,_J._Hom,_L.-W._Hung,_P._Ingraham,_P._Kalas,_Q._Konopacky,_J._E._Larkin,_J._Maire,_F._Marchis,_C._Marois,_S._Metchev,_M._A._Millar-Blanchaer,_R._Oppenheimer,_D._Palmer,_M._Perrin,_L._Poyneer,_L._Pueyo,_F._T._Rantakyr\"o,_B._Ren,_J.-B._Ruffio,_D._Savransky,_A._C._Schneider,_A._Sivaramakrishnan,_I._Song,_R._Soummer,_M._Tallis,_S._Thomas,_J._Kent_Wallace,_S._Wiktorowicz,_S._Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10546 |
F5V星の塵円盤内を周回する亜恒星コンパニオンであるHD206893Bの新しい近赤外線ジェミニプラネットイメージャー（GPI）分光法を紹介します。GPIからの$J$、$H$、$K1$、および$K2$スペクトルは、オブジェクトの異常に赤い色を示しており、これまでに観測された最も赤い亜恒星天体であることを確認しています。赤外線全体でのフラックスの大幅な増加は、既存のグリッドでモデル化するのが難しい雰囲気を示しています。最適な値は、有効温度が1200Kから1800Kまで、log（$g$）が3.0から5.0まで変化します。これは、どの個々の波長帯域が適合し、どのモデルスイートが適用されるかによって異なります。コンパニオンの極端な赤みは、サブミクロンのダスト粒子の高高度層を呼び出すことによって部分的に調整できます。これは、独特の赤いフィールドのL型褐色矮星集団に適用される赤みを取り除くアプローチと同様です。ただし、HD206893Bスペクトルを、最も赤い低重力L型褐色矮星スペクトルのスペクトルと一致させるには、コンパニオンが存在する塵円盤環境が原因で、追加の大気ダストの寄与が必要です。4年間の位置天文モニタリングからの軌道フィッティングは$\sim$30年の期間、147$^{\circ}$の軌道傾斜角、および10auの半主軸と一致しており、推定ディスク内半径$\sim内に十分収まっています。$50au。星周円盤の内部を画像化した非常に少数の亜恒星コンパニオンの1つとして、このシステムのプロパティは、コンパニオンディスクの相互作用に重要な動的制約を提供し、亜恒星および惑星の大気研究のベンチマークを提供します。
ギャップのある原始惑星系円盤の非対称性の多様性について
| Title |
On_the_diversity_of_asymmetries_in_gapped_protoplanetary_disks |
| Authors |
Nienke_van_der_Marel_(1,2),_Til_Birnstiel_(3,4),_Antonio_Garufi_(5),_Enrico_Ragusa_(6),_Valentin_Christiaens_(7),_Daniel_Price_(7),_Steph_Sallum_(8),_Dhruv_Muley_(1),_Logan_Francis_(1)_and_Ruobing_Dong_(1)_((1)_University_of_Victoria,_Canada,_(2)_Banting_fellow,_(3)_LMU_Muenchen,_Germany,_(4)_Exzellenzcluster,_Germany,_(5)_INAF,_Italy,_(6)_University_of_Leicester,_UK,_(7)_Monash_University,_Australia,_(8)_UC_Irvine,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10568 |
大きな内部ダスト空洞を持つ原始惑星系円盤は、巨大な惑星または亜恒星の仲間をホストすると考えられています。これらのディスクは、圧力バンプに閉じ込められたほこり、および潜在的に渦や蹄鉄によって引き起こされた、ミリメートルの連続体の非対称性とリングを示しています。非対称性の起源とその多様性は不明なままです。ガス面密度プロファイルがCOアイソトポログデータによって制約されている16個のディスクの包括的な研究を提示します。ダスト連続体プロファイルの方位角範囲を各ディスクの局所ガス面密度と比較し、非対称性がより高いストークス数またはより低いガス面密度に対応することを発見します。どの非対称構造が馬蹄形、渦または渦巻密度波によって説明できるかについて説明します。次に、$^{13}$COマップからガスギャップ半径を再評価します。これはダストリング半径よりも約2倍小さく、これらのディスクのコンパニオンが褐色矮星の質量領域にあることを示唆しています（$\sim15-50M_{\rmJup}$）または離心率軌道上のスーパージュピター質量レジーム（$\sim3-15M_{\rmJup}$）。これは、コンパニオン質量制限のコントラスト曲線からの推定値と一致しています。これらの曲線は、ギャップ位置にあるサンプルの大部分の（亜）恒星コンパニオン（$q>$0.05）を除外していますが、さらに小さな半径でも可能です。第三に、散乱光画像の渦巻腕は、主にギャップの広い円盤を持つ高光度星の周りで検出されることがわかります。これは、渦巻腕のピッチ角が円盤の温度とコンパニオンの質量に依存することで理解できます。
移動する惑星に続くガス圧バンプでの微惑星形成I.新しい形成モデルの基本特性
| Title |
Planetesimal_formation_at_the_gas_pressure_bump_following_a_migrating_planet_I._Basic_characteristics_of_the_new_formation_model |
| Authors |
Yuhito_Shibaike_and_Yann_Alibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10594 |
ドリフトや断片化の障壁などの微惑星形成における既知の困難を回避するために、多くのシナリオが提案されてきました。ただし、これらのシナリオでは、微惑星は一般に原始惑星系円盤の特定の場所でのみ形成されます。一方、惑星形成モデルや個体群合成モデルでは、一般に微惑星系円盤に微惑星が広く分布していると考えられています。ここでは、微惑星がディスクの広い領域で形成される可能性がある新しいシナリオを提案します。微惑星は、第1世代の惑星によって形成されたガス圧バンプ（たとえば、小石の付着によって形成された）で形成され、惑星が移動するにつれて、形成領域はディスクの内側に広がります。単純な1Dラグランジアン粒子モデルを使用して、移動する埋め込まれた惑星によって摂動されたガスディスク内の小石の動径分布を計算します。微惑星は、中立面の小石とガスの密度比が1より大きくなる点でストリーミング不安定性によって形成されると考えられます。また、ガスディスクモデル、小石の質量流束、惑星の移動速度、乱流の強さなど、いくつかの重要なパラメータの影響を調べます。小石のフラックスが典型的であり、乱流があまり強くない場合、微惑星はディスクの広い領域に形成されることがわかります。微惑星の面密度は、小石の質量流束と惑星の移動速度に依存します。微惑星の総質量と形成領域の軌道位置は、小石の質量流束に強く依存します。また、微惑星の面密度とその傾きのプロファイルは、非常に簡単な方程式で推定できることもわかりました。私たちの新しいシナリオが広い地域での微惑星の形成を説明できることを示します。微惑星の面密度プロファイルに提供する簡単な推定値は、人口合成モデルの初期条件として使用できます。
小惑星の動的進化と熱履歴（3200）ファエトンと（155140）2005 UD
| Title |
Dynamical_Evolution_and_Thermal_History_of_Asteroids_(3200)_Phaethon_and_(155140)_2005_UD |
| Authors |
Eric_M._MacLennan,_Athanasia_Toliou,_and_Mikael_Granvik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10633 |
地球近傍天体（NEO）（3200）ファエトンと（155140）2005UDは共通の起源を共有すると考えられており、前者は近日点でダスト活動を示し、ふたご座流星流に直接供給していると考えられています。これらのオブジェクトは両方とも現在、近日点距離が非常に小さいため、近日点温度が1000K以上になります。ファエトンからの現在の活動は、太陽に近いNEOの破壊に関連しており、これにより、過去の小惑星。熱物理モデル（TPM）と各オブジェクトの軌道統合の組み合わせを使用して、Phaethonと2005UDの過去の熱特性をモデル化します。毎日の最高気温、最高気温勾配、さまざまな深さでの気温などの温度特性がモデルから抽出され、事前定義されたaとeのセットに対して実行されます。次に、Phaethonと2005UDの軌道クローンの動的統合を使用して、各オブジェクトの過去の軌道要素を推定します。次に、これらの動的結果を温度特性と組み合わせて、最大（および最小）表面温度や温度勾配などの熱特性の過去の変化をモデル化します。準惑星（2）パラスがファエトンと2005UDの親体である可能性は低く、小惑星帯の内部に発生源がある可能性が高いことがわかりました。Phaethonと2005UDの軌道履歴は、の周期的な変化を特徴とし、近日点の値が現在の値と0.3auの間で周期的にシフトします。このタイムスケールでは地下温度が高すぎて、何らかの方法で積極的に供給されない限り、水氷が安定しないことがわかります。表面近くの温度勾配は、熱破壊が表面レゴリスの破壊に非常に効果的である可能性があることを強く示唆しています。
生命は宇宙の低温地域に由来しましたか？
隕石や彗星のボード上で地球に運ばれた生体分子は、生命の起源の考えられる原因の1つと呼ばれていました。したがって、宇宙での生体分子の形成経路の理解は、居住可能な太陽系外惑星の存在の可能性に光を当てるはずです。有機分子が豊富にあるのは、最低気温の宇宙領域です。これらの地域での有機物形成のさまざまな経路が示唆された。この記事では、C原子と星間物質（ISM）に存在する難治性の塵粒を覆う分子氷のマンテルとの反応により、重要な生体分子と同じ複雑な有機分子が形成されることを示します。4つの価電子を持つC原子は、単純な非有機分子を結合して有機物に変換する接着剤として機能します。多くの分子の形成はバリアレスであるため、低温で発生する可能性があります。バリアレス反応C+NH3+CO->NH2CHCOが特に注目されています。この反応の生成物は、ペプチド鎖の中央残基の異性体であり、半透明の分子雲内で効率的に形成されることが期待されます。これらの分子の重合は、いくつかの理論によれば生命の最初の分子であるタンパク質の形成につながります。ISMには原子状炭素が豊富に含まれていることを考えると、多種多様な有機分子の形成効率が高いことが期待され、原子状炭素の凝縮によって形成される有機物質の量が過小評価される理由がわかります。
火星のL5トロヤ小惑星の組成と起源：分光法からの洞察
| Title |
Composition_and_origin_of_L5_Trojan_asteroids_of_Mars:_Insights_from_spectroscopy |
| Authors |
Apostolos_A._Christou,_Galin_Borisov,_Aldo_Dell'Oro,_Alberto_Cellino_and_Maxime_Devog\'ele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10947 |
L5火星のトロイの木馬小惑星の鉱物学を反射分光法で調査します。特に（101429）1998$\mbox{VF}_{31}$、ユーレカファミリーに属さない唯一のL5トロイの木馬です（Christou、2013）。この小惑星は、Rivkinetal。と一致して、Bus-DemeoS-complexに属している可能性が高いことがわかりました。（2007）そして、SqまたはS型小惑星、月面、火星および月隕石との良好なスペクトル一致を取得します。スペクトル端成分への混合物の適合は、Mgに富む斜方輝石と鉄金属の表面存在量、あるいは斜長石と金属と少量のMgに乏しい斜方輝石の混合物を示唆しています。金属成分は、小惑星の固有の鉱物構成の一部であるか、極端な宇宙風化の兆候である可能性があります。（101429）のいくつかのオリジンシナリオについて説明します。小惑星は、鉄分が豊富な原始小惑星に関連している可能性があり（Rivkinetal。）、火星からの衝撃噴出物として発生した可能性があります-最近Eurekaファミリーの小惑星について提案されたように（Polishooketal。、2017）-または遺物の断片である可能性があります月の元の固い地殻の。一方、（101429）が火星のトロイの木馬雲に比較的最近追加されたものである場合（Christouetal。、2020）、その起源はおそらく内部メインベルトの高傾斜小惑星族に由来します。かんらん石が優勢なエウレカファミリーの場合、2つの小さな小惑星は、（5261）エウレカよりもスペクトル的に互いに類似していることがわかります。3つの小惑星すべてのスペクトルプロファイルは、$\sim$0.7$\mu$mの手前で非常に似ていますが、より長い波長で発散します。特に2つの小さな小惑星の場合、スペクトルは$0.8$$\mu$mまで実質的に同一であることがわかります。近赤外領域のスペクトルの違いは、宇宙風化の程度、かんらん石の化学組成、および/またはレゴリスの粒子サイズのいずれかの違いに起因すると考えられます。
ALMAとVLAによる天王星の対流圏組成と循環
| Title |
Tropospheric_Composition_and_Circulation_of_Uranus_with_ALMA_and_the_VLA |
| Authors |
Edward_M._Molter,_Imke_de_Pater,_Statia_Luszcz-Cook,_Joshua_Tollefson,_Robert_J._Sault,_Bryan_Butler,_David_de_Boer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11154 |
2015年から2018年の間に1.3mmから10cmの波長で撮影された、天王星の大気のALMAおよびVLA空間マップを提示し、0.1''から0.8''の空間解像度で$\sim$1から$\sim$50バールの圧力を調べます。天王星の円盤全体の明るさの変動の物理的な起源を決定するために、放射伝達モデリングが実行されました。惑星のラジオダーク赤道と中緯度（$\sim$50$^\circ$Nの南）は、$8.7_{-1.5}^{+3.1}\の深いH$_2$S混合比によく適合します。times10^{-4}$（$37_{-6}^{+13}\times$ソーラー）および$1.7_{-0.4}^{+0.7}\times10^{-の深いNH$_3$混合比4}$（$1.4_{-0.3}^{+0.5}\times$Solar）、天王星のディスク平均スペクトルの文献モデルとよく一致しています。北極地域は、$\sim$50$^\circ$Nの北側のすべての周波数で非常に明るく、これはNH$_3$とH$_2$の両方でNH$_4$SH層にまで及ぶ強い枯渇に起因します。赤道域を基準にしたS。モデルは、NH$_3$の存在量$4.7_{-1.8}^{+2.1}\times10^{-7}$およびH$_2$Sの存在量$<$$1.9\times10^{-と一致しています。7}$$\sim$20から$\sim$50バーの間。凝縮性分子で観測されたこの枯渇と、文献からのメタンに敏感な近赤外観測を組み合わせると、北極渦領域で$\sim$0.1から$\sim$50バールまでの大規模なダウンウェルが示唆されます。最高解像度のマップは、20$^\circ$S、0$^\circ$、および20$^\circ$Nでの帯状のラジオダークバンドとラジオブライトバンド、および北極地域内のゾーンバンドを示しています。。明るさの違いは、北極と赤道の違いよりもこれらのバンドで目立たない$\sim$10の係数であり、これらの特徴の温度、組成、および垂直範囲を決定するには、追加の観測が必要です。
| Title |
Degeneracies_between_baryons_and_dark_matter:_the_challenge_of_constraining_the_nature_of_dark_matter_with_JWST |
| Authors |
Diana_Khimey,_Sownak_Bose,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10520 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、初期の銀河形成の理解に革命をもたらし、暗黒物質の性質に厳しい制約を課す可能性があります。銀河形成の半経験的モデルを使用して、暗黒物質の2つの異なるモデル（コールドダークマター（CDM）と7keVステライルニュートリノ）の予測により、バリオン物理学の実装における不確実性がどの程度縮退するかを調査します。、ウォームダークマター（WDM）として動作します。私たちのモデルは、2つの別々のダスト減衰処方を使用して、$z=4$で観測されたUV光度関数に合わせて較正されています。恒星形成効率$\varepsilon$では、高$z$の2つの暗黒物質モデルでかすかな銀河の存在量に顕著な違いがありますが、これらの違いは$\varepsilon$を変化させることで簡単に模倣できることがわかります。同じ暗黒物質モデル。高い$\varepsilon$WDMモデルと低い$\varepsilon$CDMモデル（$z=4$のUV光度関数に等しくよく適合する）は、宇宙の恒星の質量と星形成においてほぼ同じ進化を示すことがわかります。レート密度。固定された恒星の質量での星形成率の違いは、暗黒物質モデル間よりも、特定の暗黒物質モデルの$\varepsilon$の変動の方が大きいことを示しています。ただし、星形成率のばらつきは、$\varepsilon$を変化させた場合よりも2つのモデル間で大きくなります。私たちの結果は、JWSTは、暗黒物質の性質を制約するよりも、高$z$銀河で動作するバリオンプロセスを制約する方が有益である可能性が高いことを示唆しています。
E-MOSAICSの年齢と金属量の関係を介した低赤方偏移と高赤方偏移での球状星団形成のリンク
| Title |
Linking_globular_cluster_formation_at_low_and_high_redshift_through_the_age-metallicity_relation_in_E-MOSAICS |
| Authors |
Danny_Horta,_Meghan_E._Hughes,_Joel_L._Pfeffer,_Nate_Bastian,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Marta_Reina-Campos,_Rob_A._Crain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10522 |
数値宇宙論シミュレーションのE-MOSAICSスイートのマゼラン雲質量銀河からの質量クラスターの年齢-金属量関係（AMR）を、大小マゼラン雲（LMC/）の質量クラスターの観測データの融合と比較することに着手しました。SMC）。i）星団の形成が普遍的な物理的プロセスに従って進行するかどうかをテストすることを目的としています。これは、若い大規模クラスター（YMC）、中年クラスター（IAC）、および古代球状星団（GC）の共通の形成メカニズムを示唆しています。ii）すべての年齢の大規模なクラスターが継続的なAMRを追跡します。iii）より小さな質量の銀河のAMRは、より大きな質量の銀河と比較した場合、より浅い関係を示します。私たちの結果は、不確実性の範囲内で、L/SMCと同様の星形成履歴を持つL/SMC質量銀河の予測されたAMRが観測と同じ関係に従うことを示しています。また、AMRが飽和する金属量は、銀河の質量とともに増加することもわかります。これは、フィールドスターAMRでも見られます。これは、比較的低金属量のクラスターがまだ矮星銀河で形成される可能性があることを示唆しています。私たちの結果を考えると、古代のGCはIACやYMCとその形成メカニズムを共有していることを示唆します。ここで、GCは、ホスト銀河における星形成の初期エピソード中の星団形成の普遍的なプロセスの結果です。
ジュラシック：銀河ハローの化学的に異常な構造
| Title |
Jurassic:_A_Chemically_Anomalous_Structure_in_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10524 |
APOGEE-2によって測定された銀河ハローの巨星の詳細な元素存在量パターンは、シリコン強化（[Si/Fe]$\gtrsim+0.5$）金属量の少ないユニークで重要な恒星亜集団の存在を明らかにしました。さまざまな金属量にまたがる星（$-1.5\lesssim$[Fe/H]$\lesssim-0.8$）。[Si/Fe]が過剰に存在する星は、金属量と進化段階の星に対して非常に強いシリコン（$^{28}$Si）スペクトル特性を持ち、球状星団のまれな元素合成経路についての手がかりを提供するため、非常に興味深いものです。（GC）。Siに富むフィールドスターは、GCから蒸発したと推測されていますが、それらの存在量の起源は不明であり、異常な存在量比を説明するためにいくつかのシナリオが提供されています。これらには、それらのいくつかが、特定の特異な元素合成イベントを受けた前駆体によって以前に汚染されたガスの雲から、または以前に進化した仲間からの物質移動のために生まれたという仮説が含まれます。ただし、これらのシナリオでは、Siが豊富な星に見られる化学種の広い範囲を同時に説明することはできません。代わりに、そのような珍しい星の現在の目録、および既知のハロー下部構造（その場のハロー、\textit{Gaia}-Enceladus、ヘルミストリーム、セコイアなどを含む）との関係を示します。）、まだ不完全です。鉄ピーク（Fe）、光-（CおよびN）、$\alpha-$（OおよびMg）、奇数-Z（NaおよびAl）、および\textit{の化学的存在量を報告します。s}-新たに同定された55個のSiに富むフィールドスター（$\sim$600,000APOGEE-2ターゲットの中で）のプロセス（CeおよびNd）元素で、[Si/Fe]が過剰に存在することを示しています。一部の銀河系GCは、[Si/Fe]-[Fe/H]平面の他の星から比較的きれいになっています。この新しい国勢調査は、統計的に有意な存在を確認しています...
変化する銀河の風景-地元の宇宙で活動銀河核を見る
| Title |
The_Landscape_of_Galaxies_Harboring_Changing-Look_Active_Galactic_Nuclei_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Sierra_A._Dodd,_Jamie_A.P._Law-Smith,_Katie_Auchettl,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Ryan_J._Foley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10527 |
CL活動の引き金となる条件を理解することを目的として、変化する活動銀河核（CLAGN）のホスト銀河の特性を研究します。CLAGNホストは主に、渦巻き状の星形成銀河と死んだ楕円の間にあるいわゆる緑の谷に存在することがわかります。これは、CLAGNが消光と銀河変換プロセスの異なる期間中に活性化されることを意味します。CLAGNホストは銀河の非対称性の指標が低く、長期的な進化過程（棒とらせんの影響、場合によってはマイナーな合併）が、主要な合併ではなく、超大質量ブラックホール（SMBH）の近くにガスを輸送する主要なメカニズムである可能性があります。。潮汐破壊現象（TDE）や変動性の高いAGNと同様に、CLAGNホストは、高密度の疑似バルジに存在するSMBHに関連付けられており、低電離核輝線領域（LINER）の母集団と最も顕著に重複しているように見えます。）銀河。そのため、CLAGNは、星形成と降着に利用できる物質の量が減少するにつれて優先的に発生するように見える、降着活動の強力な一時的なバーストによって促進される可能性があります。また、CLAGNホストは、大きなS\'ersicインデックスまたは高いバルジ率のいずれかによって特徴付けられることも確認しました。これは、今後のシノプティック調査で分光学的追跡観測の候補を特定するための簡単な指標を示唆しています。
円盤銀河のダイナミクスに対する慣性力の影響
銀河のダイナミクス、より具体的には銀河の回転曲線を扱う場合、常に1つの基本的な仮定が取られます。つまり、回転速度が与えられる基準系は慣性であると仮定されます。言い換えれば、架空の力は、与えられた銀河の観測フレームに対して消滅すると想定されています。ただし、その仮定を破棄した場合の結果を調査することは興味深いかもしれません。つまり、観測されたデータで非慣性動作のシグネチャを検索します。この研究では、銀河の回転曲線の非常に不一致が非慣性効果に起因する可能性があることを示しています。架空の力の影響の可能性を考慮した渦巻銀河のモデルを導き出し、架空の力による新しいモデルの追加の項がダークハロープロファイルに非常に似ていることを発見しました。この結果に続いて、新しいモデルを、広範囲の光度と半径にまたがる幅広い銀河のサンプルに適用します。新しいモデルは回転曲線の構造を正確に再現し、データに非常に適していることがわかりました。
種族IIの星の確率的濃縮
| Title |
The_stochastic_enrichment_of_Population_II_stars |
| Authors |
Louise_Welsh_(1),_Ryan_Cooke_(1),_Michele_Fumagalli_(2,1)_((1)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Durham_University,_(2)_Physics_department,_University_of_Milano_Bicocca) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10532 |
金属に乏しい（[Fe/H]<-2.5）天の川のハロー星のサンプルの化学的存在量の固有のばらつきを調査します。4つの歴史的な調査からサンプルを抽出し、恒星のMg、Ca、Ni、およびFeの存在量に注目します。これらの元素を使用して、確率的化学濃縮のモデルを使用して、これらの金属量の少ない星の化学濃縮を調査します。これらの星が第一世代の巨大な金属を含まない星によって濃縮されていると仮定して、それらの超新星の恒星の混合と爆発エネルギーとともに、濃縮された集団の質量分布を考慮します。星の収量を選択するために、私たちのモデルは、最も金属量の少ない星が、平均してN*=5^{+13}_{-3}（1シグマ）の種族IIIの星によって濃縮されたことを示唆しています。これは、最も金属の少ないDLAで推定される濃縮星の数に匹敵します。したがって、我々の分析は、z〜3の最も低い質量構造のいくつかが、13未満（2シグマ）の人口IIIに富むミニハロからの化学生成物を含むことを示唆しています。推定されたIMFは、硝酸カリウム分布のIMFと一致しており、最小限に混合された極超新星からの噴出物を優先します。ただし、推定された濃縮モデルは、恒星サンプルの小さな変化に敏感です。[Mg/Ca]存在量の約0.1dexのオフセットは、推定される濃縮星の数に敏感であることが示されています。この方法は、第1世代の星の多重度を制限する可能性があることをお勧めしますが、これには次のものが必要です。（1）系統誤差が十分に理解されている恒星サンプル。（2）元素合成収量に関連する文書化された不確実性。
銀河形成シミュレーションにおけるIMF平均化とIMFサンプリングに対する恒星フィードバックの感度
銀河形成シミュレーションでは、初期質量関数（IMF）の平均フィードバック処方が頻繁に使用されます。この場合、星の粒子は、IMFを完全にサンプリングする単一の星の種族を表すと想定されます。この近似は、星の種族の確率的変動が重要になる高質量分解能で崩壊します。IMFから明示的にサンプリングされた恒星の質量を星の粒子に取り込むためのさまざまなスキームについて説明します。モンテカルロ数値実験を使用して、質量を節約しながら入力IMFを偏りのない方法で再現するスキームの能力を調べます。既存の星形成処方に簡単に追加できる私たちの好ましいスキームを提示します。次に、超新星、光イオン化、光電加熱を使用した矮小銀河の一連の高解像度分離シミュレーションを実行して、IMF平均フィードバックの使用とIMFの明示的なサンプリングの違いを比較します。超新星が唯一のフィードバック形式である場合、IMFの平均レートから個々の超新星をトリガーすると、IMFサンプリングと同じ結果が得られることがわかります。ただし、IMFの平均レートを使用すると、光イオン化が星形成の調整に効果的であり、IMFサンプリングによって生成されるまれで明るい光源よりも多くの小さなHII領域が作成されることがわかります。IMFサンプリングに対するIMF平均フィードバックの効率の向上は、必ずしも一般的な傾向ではなく、フィードバックチャネル、解像度、その他の詳細によっては逆転する可能性があることに注意してください。ただし、IMFサンプリングは、常により物理的に動機付けられたアプローチです。$\sim500\、\mathrm{M_\odot}$よりも質量の小さい星の粒子に使用することを控えめに提案します。
IRX- $ \ beta $ダスト減衰関係の金属量と環境への依存性
| Title |
Dependence_of_the_IRX-$\beta$_dust_attenuation_relation_on_metallicity_and_environment |
| Authors |
Irene_Shivaei,_Behnam_Darvish,_Zahra_Sattari,_Nima_Chartab,_Bahram_Mobasher,_Nick_Scoville,_George_Rieke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10538 |
Keck/MOSFIREKバンドスペクトル、豊富なレストフレームUV測光、およびSpitzer/MIPSおよびHerschel/PACS観測を使用して、z=2.0-2.5の星形成場およびプロトクラスター銀河のサンプルを使用して関係を分析します。気相金属量（12+log（O/H）〜8.2-8.7）の関数としてのIR対UV光度（IRX）対UV勾配（$\beta$）の比率の間。IRX-$\beta$の傾向が環境に大きく依存していることはわかりません。ただし、特定の$\beta$で、IRXは金属量との相関が高く、質量、年齢、およびsSFRとの相関は低いことがわかります。ここでテストした物理的特性のうち、金属量がIRX-$\beta$散乱の主な物理的原因であり、質量とのIRX相関は、おそらく金属量への質量依存性によるものであると結論付けます。私たちの結果は、UV減衰曲線が金属量の減少とともに急勾配になり、サンプルで最も金属量が高い銀河の浅いカルゼッティ型曲線（12+log（O/H）〜8.6）から傾斜の可能性の全範囲に及ぶことを示しています。12+log（O/H）〜8.3の場合、急勾配のSMCのような曲線になります。低（高）金属量銀河にカルゼッティ（SMC）曲線を使用すると、UV減衰の最大3倍の過大評価（過小評価）と不明瞭なSFRにつながる可能性があります。この変化は、低金属量銀河と高金属量銀河のISMに存在するダスト粒子の異なる特性によるものと推測されます。
CGM-GRB研究II：z〜2-6での流出-銀河接続
| Title |
The_CGM-GRB_Study_II:_Outflow-Galaxy_Connection_at_z_~_2-6 |
| Authors |
Pradip_Gatkine,_Sylvain_Veilleux,_Daniel_Perley,_Joseph_Durbak,_Simone_Dichiara,_S._Bradley_Cenko,_and_Eleonora_Troja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10540 |
赤方偏移$z=2-6$にある27個のGRBのサンプルを使用して、それぞれのホスト銀河の流出を調べます（質量範囲$\mathrm{log（M_*/M_{\odot}）}$$\sim$$9-11$）そして、流出特性と、$\mathrm{M_*}$、SFR、特定のSFRなどのホスト銀河の特性との間の可能な関係を検索します。まず、次の3つの流出プロパティ$-$流出列密度（$\mathrm{N_{out}}$）、最大流出速度（$\mathrm{V_{max}}$）、および正規化された最大速度（$\mathrm{V_{norm}}$=$\mathrm{V_{max}/V_{circ、halo}}$、ここで$\mathrm{V_{circ、halo}}$はハローの円速度です）。$\mathrm{N_{out}}$と$\mathrm{V_{max}}$の明確な傾向が観察され、高イオントレースの流出でSFRが増加し、より強い（$>$3$\sigma$）$\mathrm{V_{max}}-$SFR相関。次に、高イオン流出の推定質量流出速度と運動量フラックスはSFRに比例し、星形成（つまり超新星と恒星風）によって与えられる運動量によってサポートできることがわかります。暖かい流出（高イオンによって追跡される）とSFRの運動学的相関は、低赤方偏移で星形成銀河で観察されたものと類似しています。SFRとの相関は、低イオン種では弱くなります。これは、（SFRに関係なく）低イオンでの検出率が低いことに加えて、流出が主に高イオンに支配されていることを示しています。また、正規化された速度（$\mathrm{V_{norm}}$）の強い（$>$3$\sigma$）傾向がハロー質量とともに減少し、sSFRとともに増加することを観察し、低質量ハローからの流出と高質量からの流出を示唆しています。sSFR銀河は脱出して、外側のCGMとIGMを金属で濃縮する可能性が最も高いです。
z〜2.7での発光クエーサーのMgIIおよびFeIIフラックス、および高赤方偏移でのクエーサーの化学進化のためのフラックスから存在量への変換におけるボールドウィン効果
| Title |
Mg_II_and_Fe_II_fluxes_of_luminous_quasars_at_z_~_2.7_and_the_Baldwin_effect_in_flux-to-abundance_conversion_for_chemical_evolution_of_quasars_at_high_redshifts |
| Authors |
Hiroaki_Sameshima,_Yuzuru_Yoshii,_Noriyuki_Matsunaga,_Naoto_Kobayashi,_Yuji_Ikeda,_Sohei_Kondo,_Satoshi_Hamano,_Misaki_Mizumoto,_Akira_Arai,_Chikako_Yasui,_Kei_Fukue,_Hideyo_Kawakita,_Shogo_Otsubo,_Giuseppe_Bono,_Ivo_Saviane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10548 |
高赤方偏移のクエーサーにおけるブロードライン領域の雲の化学的存在量を調査するために、ラシヤ天文台の新技術望遠鏡（NTT）に取り付けられたWINERED分光器を使用して、z〜2.7の6つの発光クエーサーの近赤外分光法を実行しました。チリ。測定されたFeII/MgIIフラックス比は、0.7<z<1.6の公開データとほぼ一致しており、これは、以前の研究と一致する、長期間にわたる宇宙時間にわたる進化がないことを示唆しています。測定された相当幅（EW）から化学物質の存在量を導き出すには、非存在量係数への依存性を修正する必要があります。前回の論文では、EW（MgII）とEW（FeII）のエディントン比への依存性を補正することにより、[Mg/Fe]存在比と[Fe/H]存在比を導出する方法を提案しました。私たちの知る限りでは、それは化学進化モデルとの直接比較を通して星形成の歴史を議論した最初の報告でした。本研究では、ボールドウィン効果（BEff）として知られるEWの光度への依存性をさらに調査しました。BEffの追加の補正は、z〜2.7での6つの発光クエーサーの導出された化学物質の存在量に大きく影響します。これは、化学進化モデルの予測とよく一致しています。これまでに見つかったほとんどの遠方のクエーサーが明るいクエーサーに偏っていることを考えると、BEffの測定されたEWの補正は、化学進化の研究をより高い赤方偏移に拡張するために重要です。
HCN $ J $ = 4-3、HNC $ J $ = 1-0、$ \ mathrm {H ^ {13} CN} $ $ J $ =
1-0、および$ \ mathrm {HC_3N} $ $ J $ =
10-9銀河中心領域IIの地図：高密度ガス塊の物理的性質と星形成の確率
| Title |
HCN_$J$=4-3,_HNC_$J$=1-0,_$\mathrm{H^{13}CN}$_$J$=1-0,_and_$\mathrm{HC_3N}$_$J$=10-9_Maps_of_Galactic_Center_Region_II.:_Physical_Properties_of_Dense_Gas_Clumps_and_Probability_of_Star_Formation |
| Authors |
Kunihiko_Tanaka,_Makoto_Nagai,_Kazuhisa_Kamegai,_Takahiro_Iino,_and_Takeshi_Sakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10552 |
広視野HCN$J$=4-3マップを使用して、銀河中心分子ゾーン（CMZ）の全体的な低星形成効率（SFE）の起源とCMZ雲間のSFE多様性を調査する統計分析を報告します。その光学的に薄い臨界密度（$\sim10^7\、\mathrm{cm}^{-3}$）は、CMZ調査でこれまでに使用されたトレーサーの中で最も高いものです。ロジスティック回帰を実行して、195個のHCN凝集塊の星形成確率を経験的に定式化します。そのうち、13個には星形成の特徴が含まれています。最適モデルの説明パラメーターは、他のパラメーターからの大きな寄与なしにビリアルパラメーター$\alpha_{\mathrm{vir}}$に削減されますが、$\alpha_{\mathrm{vir}}のないモデルのパフォーマンスは$は、ランダムに生成されたデータを使用する場合よりも優れています。しきい値$\alpha_{\mathrm{vir}}$は6であり、これは$10^{4.6}\、\mathrm{cm}^{-のボリューム密度（$n_{\mathrm{H_2}}$）に変換されます。3}$と$n_{\mathrm{H_2}}$-$\alpha_{\mathrm{vir}}$の相関関係。すべてのHCN凝集塊に対する割合が0.1である低$\alpha_{\mathrm{vir}}$凝集塊の不足は、抑制されたSFEの直接の原因の1つと見なすことができます。塊のサイズまたは質量と星形成確率の間に相関関係は見られず、HCN$J$=4-3がしきい値密度を超える星形成ガスの質量をすぐに追跡しないことを意味します。一方、星形成雲と非星形成雲は、CS$\mathit{J}$=1-0雲の物理パラメータで縮退しており、HCN$\mathit{J}$=4-の有効性を強調しています。CMZの星形成領域をプローブするための3行。高$\alpha_{\mathrm{vir}}$から低$\alpha_{\mathrm{vir}}$への遷移のタイムスケールは$\lesssim2$Myrであり、これは潮汐圧縮とX1/と一致しています。X2軌道遷移モデルですが、クラウドとクラウドの衝突の状況に適合しない可能性があります。
星形成領域におけるメンバーシップ投影エラーの評価
若い星団は、星形成過程から出現する複雑な空間構造を持っています。恒星の過密度を特定することは、これらの構造がどのように形成されるかをよりよく制約するための重要なステップです。ガイアDR2視差から導き出された距離の高精度は、サイズ$\約1\、\rm{pc}$のクラスター内の個々の星を確実に見つけることを可能にしません。この作業では、距離推定値のこのような不確実性が、最小スパニングツリー（MST）アルゴリズムによって選択されたサブクラスターのメンバーシップの誤認につながる可能性があることを調査します。私たちの目標は、これが推定特性にどのように影響するかを評価することです。N体シミュレーションを使用して、星形成領域の初期の恒星構成を自己無撞着に再現する重力駆動フラグメンテーション（GDF）モデルを構築します。次に、恒星グループはMSTアルゴリズムによって3次元と2次元の両方で識別され、それぞれ理想的な識別と不正確な識別を表します。これらの結果のグループから導出されたプロパティを比較して、予測と不完全性によって導入された体系的なバイアスを評価します。このような断片化された構成では、投影で識別されたグループの動的質量が、3Dで識別されたグループの動的質量と比較して体系的に過小評価されていることを示します。この系統的誤差は、グループの半分以上で統計的に$50\％$であり、グループの4分の1で$100\％$に達します。不完全性を追加すると、このバイアスがさらに増加します。これらの結果は、距離推定の不確実性が領域のサイズに匹敵する、ほとんどの近くの星形成領域で正確にサブクラスターを識別する能力に挑戦します。これらの下部構造の動的状態をより適切に定義するために、新しい凝集塊発見方法はこの問題に取り組む必要があります。
z = 3.5での関連するHI21cm吸収のuGMRT検出
| Title |
uGMRT_detection_of_associated_HI_21_cm_absorption_at_z_=_3.5 |
| Authors |
Aditya_J.N.H.S.,_Regina_Jorgenson,_Vishal_Joshi,_Veeresh_Singh,_Tao_An,_Yogesh_Chandola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10565 |
z=3.52965での電波源8C0604+728に関連するHi21cm吸収のuGMRT検出を報告します。ソースは、関連するHi21cm吸収がこれまでに発見された最高の赤方偏移にあり、z約3.39で以前の既知の吸収体を上回っています。（3.2プラスマイナス0.1）×1023WHz-1および（6.2プラスマイナス0.2）×1023WHz-1の紫外線輝度、および（1.8プラスマイナス0.1）×1056のイオン化光子率を推定します。s-1および（5.0プラスマイナス0.1）×1056s-1、異なるエポックのデータを使用。ソースは、その光度と光子率の両方で年スケールの変動を示しています。後のエポックでの光度と光子率は、AGNホスト銀河のすべての中性水素がイオン化されると予想される上記の文献で示唆されているしきい値よりも約6.2倍と約1.7倍高くなっています。この検出は、中性水素が高い紫外線光度を持つAGNのホスト銀河で生き残ることができることを示しています。光学スペクトルで検出されたLy{\alpha}およびHeII輝線の15.2の高い相当幅比を推定します。これは、AGN光イオン化モデルと一致しています。ただし、過剰なLy{\alpha}フラックスへの若い星の種族からの重要な貢献を除外することはできません。
Keck / NIRESを使用した高温の塵に覆われた銀河での高速流出
| Title |
Fast_Outflows_in_Hot_Dust-Obscured_Galaxies_with_Keck/NIRES |
| Authors |
Luke_Finnerty_(1),_Kirsten_Larson_(1),_B._T._Soifer_(1),_Lee_Armus_(2),_Keith_Matthews_(1),_Hyunsung_D._Jun_(3),_Dae-Sik_Moon_(4),_Jason_Melbourne_(1),_Percy_Gomez_(5),_Chao-Wei_Tsai_(6),_Tanio_Diaz-Santos_(7_and_8_and_9),_Peter_Eisenhardt_(10),_Michael_Cushing_(11)_((1)_Caltech,_(2)_IPAC,_(3)_KIAS,_(4)_University_of_Toronto,_(5)_W.M._Keck_Observatory,_(6)_Chinese_Academy_of_Sciences,_(7)_Universidad_Diego_Portales_(8)_CASSACA,_(9)_FORTH,_(10)_JPL,_(11)_University_of_Toledo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10641 |
KECK/NIRESを使用した赤方偏移1.7〜4.6での24個のホットダストで覆われた銀河（ホットドッグ）のレストフレーム光学分光観測を示します。私たちのターゲットは、WISE赤外線調査からの最高の光度源となるように、極端な赤色に基づいて選択されています。放出が十分に検出された20のソースで、主要な[OIII]、H$\beta$、H$\alpha$、[NII]、および[SII]診断ラインを適合させて物理的状態を制約します。[OIII]$\rm\lambda$5007A輝線が明確に検出された17個のターゲットのうち、15個は、幅が1000〜8000$\rmkm\s^{-1の範囲で、青方偏移した非対称の広い線プロファイルを表示します。}$および最大3000$\rmkm\s^{-1}$の青方偏移。これらの運動学は、最大$8000\\rmM_\odot\yr^{-1}$の大規模なイオン化流出の存在の強力な証拠を提供し、中央値は$150\\rmM_\odot\yr^{-1}$。8つもの光源が、活発な星形成と一致する輝線比を示しています。バルマー系列の星形成率は、赤みが補正されていない場合、30〜1300$\rmM_\odot\yr^{-1}$の範囲で、中央値は$50\\rmM_\odot\yr^{-1}です。$。中赤外線および遠赤外線測光のSEDフィッティングからのSFRの推定値は、大幅に高い値を示唆しています。現在の$\rmM_{BH}-\sigma_*$の関係を仮定すると、中央のブラックホールの質量は$10^{8-10}\rm\M_\odot$のオーダーであると推定されます。これらの銀河の中央のブラックホールの放射光度と推定質量は、AGNが優勢なホットドッグの多くがエディントン限界以上で降着していることを示唆しています。進行中の星形成、大量の流出、および高いエディントン比の組み合わせは、ホットドッグが銀河の進化における過渡期であることを示唆しています。
明るい赤外線源を収容する巨大な塊への落下
| Title |
Infall_in_massive_clumps_harboring_bright_infrared_sources |
| Authors |
Ying-Hua_Yue,_Sheng-Li_Qin,_Tie_Liu,_Meng-Yao_Tang,_Yuefang_Wu,_Ke_Wang,_Chao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10731 |
CO（4-3）およびC$^{17}$O（3-2）のAPEX望遠鏡によって、明るい赤外線源に関連する30個の巨大な塊が観測され、落下の兆候を検出し、巨大な塊のエンベロープ内の落下特性を特徴付けました。行。18個のオブジェクトのCO（4-3）線の「青いプロファイル」は、ビリアルパラメータが2未満であり、これらの巨大な塊でグローバルな崩壊が起こっていることを示しています。CO（4-3）線は、落下速度と質量落下率を取得するために2層モデルによって適合されました。導出された大量落下率は、10$^{-3}$から10$^{-1}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$です。凝集塊の質量と落下速度の間の正の関係は、重力が崩壊過程で支配的な役割を果たしていることを示しているようです。光度の高い塊は質量の落下率が高く、質量の落下率が高い塊ほど星形成率が高いことを意味します。
楕円銀河における普遍的な加速スケールの存在について
| Title |
On_the_Presence_of_a_Universal_Acceleration_Scale_in_Elliptical_Galaxies |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae,_Mariangela_Bernardi,_Helena_Dominguez_Sanchez,_Ravi_K._Sheth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10779 |
回転支持された銀河の暗黒物質現象は、$g_\dagger\約1.2\times10^{-10}$〜m〜s$^{-2}$の特徴的な加速スケールを示します。この加速が普遍的なスケールの現れであるのか、それとも単に固有の散乱を伴う創発的な特性であるのかは、文献で議論されています。ここでは、SDSS-IVMaNGAとATLAS$^{\rm3D}$からの2つの均一な面分光（IFS）データのセットを使用して、分散がサポートされている銀河に普遍的な加速スケールが存在するかどうかを調査します。球形のジーンズ方程式を15個のMaNGA銀河と4個のATLAS$^{\rm3D}$低速回転銀河E0（つまりほぼ球形）銀河に適用します。これらの銀河の速度分散プロファイルは、制御下の観測誤差で十分に決定されています。ベイズ推定は、19個の銀河すべてが$g_\dagger=1.5_{-0.6}^{+0.9}\times10^{-10}$〜m〜s$^{-2}$の普遍的な加速と一致していることを示しています。さらに、速度分散プロファイルのラジアルビンからの387個のデータポイントはすべて、ダイナミクスによってトレースされたラジアル加速度と、観測されたバリオンの分布によって予測されたラジアル加速度との間の普遍的な関係と一致しています。ATLAS$^{\rm3D}$から12個の非E0低速回転楕円銀河を追加しても、この普遍性は維持されます。最後に、MaNGAとATLAS$^{\rm3D}$からの普遍的な加速は、回転支持された銀河のそれと一致しているので、我々の結果は、銀河の暗黒物質現象学が普遍的な加速スケールを含むという見解を支持します。
W3 / 4/5複合体IIに向けたCO流出候補：候補流出からのフィードバック
| Title |
CO_Outflow_Candidates_Toward_the_W3/4/5_Complex_II:_Feedback_from_Candidate_Outflows |
| Authors |
Yingjie_Li,_Ye_Xu,_Yan_Sun,_Ji_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10808 |
今日まで、いくつかのパーセクよりも大きなスケールでの原始星の流出フィードバックに焦点を当てた研究はほとんどありません。この研究の不足に対処するために、CO流出候補からのフィードバックがW3/4/5複合体とその周辺に向かって$\sim$110deg$^2$を超える親雲に及ぼす影響を調査します。私たちの検索では、半径が$\sim$0.04〜17.12pcの265個の$^{13}$CO雲が特定されました。乱流と重力結合エネルギーの観点から流出候補とそのホストクラウドの物理的特性を分析することにより、流出活動の乱流サポートと潜在的な破壊的影響を推定します。（1）サイズが大きい雲は、フィードバックの影響を受けにくい可能性があります。（2）乱流サポートと潜在的な破壊的影響の両方について、可能なスケールブレークは$\gtrsim4.7$pcです。（3）流出が星が形成されている高密度ガスに結合する場合、ペルセウスアームの雲の場合、乱流を維持するために流出活動によって注入されるエネルギーと運動量にはスケール$\lesssim$0.2-0.4pcで十分ですが、雲の場合ローカルアームでは、スケールは$\lesssim$0.1-0.2pcです。（4）ペルセウス腕の雲の場合、出生雲から物質を分散させる可能性のある流出活動にはスケール$\lesssim$0.3-1.0pcが必要ですが、ローカルアームの雲の場合、スケールは$\lesssim$0.2-0.6pc。流出活動の強さは、ポイント（3）と（4）の値に影響を与える可能性があります。最後に、流出フィードバックはおそらく線幅とサイズの関係を変える力を持っていることがわかります。
ガイアDR2データから特定されたさまざまな起源を持つ銀河系球状星団の物理的および化学的性質
| Title |
Physical_and_Chemical_Properties_of_Galactic_Global_Clusters_with_Various_Origins_Identified_from_the_Gaia_DR2_Data |
| Authors |
V.A._Marsakov,_V.V._Koval',_M.L._Gozha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10890 |
付着した球状星団と銀河内に形成された星団の物理的パラメータと化学元素の存在量との関係の違いが調査されました。Gaia〜DR2データに基づくクラスターの想定される形成サイトに関する情報は、文献から借用しています。これらの情報源は、銀河バルジと円盤に属する確率と、151個の球状星団についての矮星伴銀河と天の川の合併の6つの既知のイベントに属する確率を推定しています。すべての金属に乏しい（$\rm{[Fe/H]}<-1.0$）遺伝的に関連する球状星団は、$\alpha$-元素の相対的な存在量が高いことが示されています。現代の見解によれば、II型超新星は質量の増加とともに星間物質により多くの$\alpha$要素を放出するため、銀河のII型超新星の質量は降着した銀河よりも大きいことが示唆されています。降着したと考えられた低エネルギー群のクラスターは、バルジに属する可能性が最も高い非成層クラスターUKS〜1およびLiller〜1と同様に、単一の原始銀河雲に遺伝的に関連していることが証明されています。クラスターの質量の下限だけでなく上限も、それらの軌道の平均半径の増加とともに減少することが示されています。後者の事実は、それらのホスト銀河の質量の減少に伴う出現クラスターの質量の減少によって説明されます。非常に多成分の星の種族は、初期質量が$>10^{6}M_{\odot}$の降着した球状星団でのみ観察されることが示されています。これらのクラスターは、進化した星から放出されたすべての物質を保持しており、銀河から遠く離れた長い進化のために、そこから新世代の星が形成されたことが示唆されています。
Broad He I 1.08 {\ mu} m活動銀河NGC5548の覆い隠しからの吸収
| Title |
Broad_He_I_1.08_{\mu}m_absorption_from_the_obscurer_in_the_active_galaxy_NGC_5548 |
| Authors |
Conor_Wildy,_Hermine_Landt,_Martin_J._Ward,_Bozena_Czerny_and_Daniel_Kynoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10902 |
活動銀河NGC5548の核は、2013/14年に、X線、紫外線（UV）、および光周波数での2つの集中的な分光モニタリングキャンペーンのターゲットでした。これらのキャンペーンは、大規模な不明瞭化イベントの存在を検出しました。2016/17年、Landtetal。NGC5548で近赤外分光モニタリングキャンペーンを実施し、Hei1.08{\mu}m吸収を発見しました。ここでは、この吸収をその成分に分解し、その時間変動を研究します。狭いHei吸収線はウォームアブソーバーに起因すると考えられ、UVで新しく出現した低イオン化ウォームアブソーバーラインについては、それらの存在は、不明瞭化によって引き起こされるイオン化パラメーターの減少が原因である可能性が最も高いです。狭いHei吸収の観測された変動は、暖かい吸収体に期待されるものと一致しています。最も重要なことは、私たちが覆い隠しに起因する、高速で幅広いHei吸収も検出することです。高カラム密度のガスを示すこのHeiの広い吸収は不飽和であり、数か月の時間スケールで変動します。観測されたオブスキュラーの変動は、主にイオン化の変化によるものですが、密度の変化も影響します。Dehghanianらの物理サイクルモデルをテストします。これは、ヘリウムの再結合が、覆い隠しが暖かい吸収ガスの物理にどのように影響するかを説明できることを提案しています。私たちの結果は彼らのモデルを支持していますが、現実はもっと複雑かもしれないことも示しています。
z〜1.2の大規模な静止銀河サンプル
| Title |
A_Large_Massive_Quiescent_Galaxy_Sample_at_z~1.2 |
| Authors |
Hai_Xu,_Y.Sophia_Dai,_Jia-Sheng_Huang,_Zhaoyu_Wang,_Cheng_Cheng,_Xu_Shao,_Shumei_Wu,_Xiaohu_Yang,_Yipeng_Jing,_Marcin_Sawicki,_and_Feng-Yuan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10941 |
この論文では、単純な色と大きさの選択を提示し、中間の赤方偏移（1<z<1.5）で33,893個の巨大な静止銀河の大きなサンプルを取得します。Hyper-Supreme-Cam（HSC）の深部調査で利用可能な最長の波長、Yバンドとi-Yカラーを選択して、パッシブ銀河の4000Aバルマージャンプを調査内で可能な限り高い赤方偏移に選択します。HSCディープフィールドの豊富な多波長データを使用して、選択した銀河が1<z<1.5のターゲット赤方偏移範囲にあり、UVJダイアグラムのパッシブ領域にあり、logで高い恒星質量を持っていることを確認します。（M*/M_sun）>10.5、中央値log（M*/M_sun）=11.0。私たちの銀河のごく一部もHSTキャンドルで覆われています。観測されたHバンドの形態素解析は、このサブサンプルの大部分が初期型銀河であることを示しています。巨大な初期型銀河が宇宙の大規模構造の高密度領域を追跡するので、私たちの研究は、比較的狭い赤方偏移範囲で巨大な銀河の統計的に有意なサンプルを取得するための迅速かつ簡単な方法を提供します。私たちのサンプルは、以前の調査で得られた既存のサンプルよりも、大規模な端で7〜20倍大きくなっています（log（M*/M_sun）>10.5）。これは先駆的な研究であり、ここで紹介した手法は、将来の広域調査に適用して、大規模構造を研究し、高密度の領域とクラスターを特定することができます。
強い恒星フィードバックを伴う多相円盤銀河における星形成に対する動圧の二重効果
| Title |
Dual_Effects_of_Ram_Pressure_on_Star_Formation_in_Multi-phase_Disk_Galaxies_with_Strong_Stellar_Feedback |
| Authors |
Jaehyun_Lee,_Taysun_Kimm,_Harley_Katz,_Joakim_Rosdahl,_Julien_Devriendt,_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11028 |
銀河団ガス（ICM）によるラム圧ストリッピングが、強力な恒星フィードバックによって維持されている多相星間物質（ISM）を備えた星形成円盤銀河に与える影響を調査します。10^11Msunの暗黒物質ハローに埋め込まれた孤立した円盤銀河の放射流体力学シミュレーションを実行します。さまざまなICM風が、クラスターの周辺（中程度）と中央の環境（強い）を模倣しています。風の強さに応じて、星形成の抑制とトリガーの両方がラム圧力を取り除いた銀河で発生することがわかります。外側の銀河円盤のHIとH$_2$は、穏やかな風の存在下で大幅に除去されますが、乱流圧力は、星形成が活発な中央領域のラム圧力に対するサポートを提供します。適度なICM風はガスの崩壊を促進し、風が正面を向いている場合は約40％、端を向いている場合は約80％の総星形成率を高めます。対照的に、強風は銀河から中性および分子状水素ガスを急速に吹き飛ばし、約200Myr以内で星形成を2倍抑制します。N_H>10Msunpc^-2の高密度ガス塊は、平面外領域で簡単に識別できますが、そのような塊には、有意な若い星の種族は見つかりません。T=10^6Kのより冷たいICMを採用することによって放射冷却を強化する試みでは、新しく冷却されたガスの量が1桁増加したとしても、テール領域に形成される星はわずかです。
南銀河の星形成領域の新しい探索
| Title |
A_New_Search_for_Star_Forming_Regions_in_the_Southern_Outer_Galaxy |
| Authors |
Carsten_K\"onig,_James_S._Urquhart,_Friedrich_Wyrowski,_Dario_Colombo,_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11049 |
外側の銀河の星形成は、金属量、星間放射場、質量面密度など、すべてガラクトセントリック半径によって変化するさまざまな環境パラメーターの影響を受けるため、内側の銀河とは異なると考えられています。したがって、私たちは、外側の銀河の構造をより詳細に把握し、多数の星形成の塊の物理的特性を決定し、太陽円の外側の星形成を理解することを目的としました。APEX望遠鏡で行われた先の尖った$^{12}$CO（2-1）観測を使用して、外側の銀河の250$\mu$mハーシェル/Hi-GALSPIRE放出マップから特定された830個のダスト塊に向かう速度成分を決定します。$225\deg<\ell<260\deg$の間。外側の銀河の構造を分析し、ダスト温度、ボロメータの光度、塊の質量、611個の塊のH2カラム密度などの物理的特性を推定するために、速度成分からの運動学的距離を決定しました。CO雲は、Hi放出分布の最も高い柱密度部分と強く相関しており、より大きな複合体間の星形成領域の橋、拍車、塊の網にまたがり、外側の銀河の複雑な3次元構造を明らかにしています。前例のない詳細で。塊の物理的性質を使用して、高質量星を形成できる上限は6％（40ソース）であることがわかります。これは、調査地域全体で2つのメタノールクラスIIメーザーまたは34の既知または候補のHii領域しか見つからないという事実によって裏付けられており、銀河系の外側で高質量の星を形成できる割合がさらに低いことを示しています。識別された（潜在的な）星形成領域の物理的パラメーターと拡大するスーパーシェルとの相関関係を見つけることができません。これは、シェルが星間物質を塊に編成しているにもかかわらず、それらの特性に影響がないことを示しています。
超低温矮星M7からL2.5の局所的な鉛直密度分布とそれらの光度関数
| Title |
The_local_vertical_density_distribution_of_ultracool_dwarfs_M7_to_L2.5_and_their_luminosity_function |
| Authors |
Stephen_Warren,_Saad_Ahmed,_and_Richard_Laithwaite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11093 |
銀河面に近い銀河円盤の星の局所的な鉛直密度プロファイルの形を調べます。飛行機から350pc以内にある、34000個の超低温矮星M7からL2.5の均質なサンプルを使用します。sech$^\alpha$の形式のプロファイルを適合させます。ここで、$\alpha=2$は理論的に好ましい等温プロファイルであり、$\alpha=0$は指数関数です。$\alpha$の値が大きいほど、平面に向かってプロファイルが平坦化されます。サンプル内の未解決のバイナリ、および各スペクトルサブタイプ内の絶対等級$M_J$の広がり（マルムキストバイアス）を直接説明する尤度分析を採用しています。$\alpha=0.29^{+0.12}_{-0.13}$を測定します。$\alpha=1$（sech）およびより平坦なプロファイルは、このサンプルでは高い信頼度で除外されますが、$\alpha=0$（指数）は95％の信頼区間に含まれます。指数関数に対する平坦化は控えめであり、平面から50pc以内に制限されます。$\alpha$の測定値は、Xiangらによる最近の分析結果と一致しています。$\alpha$の値も、deGrijsetal。によって近くの渦巻銀河について決定された値と同様であり、端から見た銀河の測光から測定されます。測定されたプロファイルにより、超低温矮星M7からL2.5の局所空間密度を正確に決定できます。これを使用して、主系列星の下部にある光度関数を新たに決定します。光度関数の結果は、半径25pcのローカルバブル内の星を使用するBardalezGagliuffietal。による最近の測定よりも、2〜3倍低くなっていますが、Cruzetal。による以前の研究とよく一致しています。
NGC922の金属量とX線光度の変動
| Title |
Metallicity_and_X-ray_luminosity_variations_in_NGC_922 |
| Authors |
Konstantinos_Kouroumpatzakis,_Andreas_Zezas,_Anna_Wolter,_Antonella_Fruscione._Konstantina_Anastasopoulou,_Andrea_Prestwich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11107 |
ロングスリット光学分光観測に基づいて、衝突する環状銀河NGC922内の金属量変動の体系的な研究を提示します。バルジとリングの星形成領域の間に金属量の違いがあり、金属量はほぼ太陽からかなりサブ太陽までの範囲です（$\rm{[12+\log（O/H）]\sim8.2}$）。バルジとリング星形成領域で$\rmHe_I$放出を検出し、最近の（$<10$Myr）星形成に関連する巨大な星からのイオン化を示しています。これは、すべての非常に若い星団の存在と一致しています。研究地域。NGC922の銀河系下の領域のX線光度と金属量の間に反相関があることがわかります。異なる領域は同様の星の種族の年齢を持ち、金属量を反相関の主な推進力として残しています。NGC922のさまざまな領域のX線放射の金属量への依存性は、銀河の統合X線出力の同様の研究およびX線連星集団モデルからの予測と一致しています。
| Title |
Study_of_star_clusters_in_the_M83_galaxy_with_a_convolutional_neural_network |
| Authors |
J._Bialopetravi\v{c}ius,_D._Narbutis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11126 |
渦巻銀河M83の星団候補の進化的および構造的パラメーターの研究を提示します。このために、モッククラスターでトレーニングされ、星団の高速な識別とローカリゼーション、およびマルチバンド画像からのパラメーターの推論が可能な畳み込みニューラルネットワークを使用します。このパイプラインを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡の観測で3,380個のクラスター候補を検出します。クラスター候補のサンプルは、銀河の渦巻腕全体の年齢勾配を示しています。これは、密度波理論や他の研究の予測とよく一致しています。スパイラルアームのダストレーンから測定すると、クラスター候補の若い集団は$\sim$0.4kpcの距離でピークに達し、古い候補はより分散していますが、スパイラルの先頭部分では$\gtrsim$0.7kpcにシフトしています。腕。渦巻腕の後部、ダストレーンの近くに位置する高絶滅クラスター候補を見つけます。また、銀河の中心近くに多数の密集した古いクラスターがあり、中心から離れると典型的なクラスターサイズがわずかに増加します。
小マゼラン雲の三次元構造と減光
| Title |
Three-Dimensional_Structure_and_Dust_Extinction_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Petia_Yanchulova_Merica-Jones,_Karin_M._Sandstrom,_L._Clifton_Johnson,_Andrew_E._Dolphin,_Julianne_J._Dalcanton,_Karl_Gordon,_Julia_Roman-Duval,_Daniel_R._Weisz,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11181 |
小マゼラン雲（SMC）の南西バーにある約200pc$\times$100pc領域の3次元構造と減光特性を調べます。赤色巨星と赤色巨星分枝の深いハッブル宇宙望遠鏡の光学色-マグニチュード図（CMD）をモデル化して、減光と銀河構造を推測します。ガウス分布で恒星成分の距離分布をモデル化し、FWHM$\approx$11.3kpcで65.2kpc（距離係数$\mu$=19.07mag）の重心距離を見つけます。視線に沿ったこの大部分は、変光星とレッドクランプ星を使用した以前の研究の結果を再現しています。さらに、恒星と塵の分布の間にオフセットがあり、星に対して手前の塵は3.22$^{+1.69}_{-1.44}$kpcであり、星の73％が赤くなっています。対数正規$A_V$分布でダスト層をモデル化すると、平均絶滅$\langleA_V\rangle$=0.41$\pm$0.09等が示されます。また、$A_V/N_H$=3.2-4.2$\times10^{-23}$magcm$^2$H$^{-1}$も計算します。これは、天の川の値よりも大幅に低いですが、以前のSMCと同等です。ダスト対ガス比の測定。私たちの結果は、SMCの重要な領域で最初のジョイントダスト消光と3Dジオメトリプロパティをもたらします。この研究は、CMDモデリングが、近くの銀河の減光と幾何学的特性を同時に制約する強力なツールになり得ることを示しています。
| Title |
Eccentric_Black_Hole_Mergers_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Hiromichi_Tagawa,_Bence_Kocsis,_Zoltan_Haiman,_Imre_Bartos,_Kazuyuki_Omukai,_Johan_Samsing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10526 |
重力波（GW）トランジェントの天体物理学的起源は、LIGO/Virgoによる発見を受けてタイムリーに開かれた質問です。活動銀河核（AGN）では、星の密集した集団とガス状のAGNディスクとの相互作用によって、バイナリが効率的に形成および進化します。以前の研究では、そのような環境での恒星質量ブラックホール（BH）の合併が、LIGO/Virgoによって観測された合併率と疑わしい階層的合併の数を説明できることが示されています。バイナリ離心率分布は、天体物理学モデルを区別するための詳細情報を提供できます。ここでは、AGNディスクにおけるBH合併の離心率分布を導き出します。離心率は主にバイナリ-シングル（BS）相互作用によるものであり、LISAで検出可能な$0.01\、\mathrm{Hz}$で有意な離心率を持つAGNディスクのほとんどのBHマージにつながります。BSの相互作用が等方性の3D方向で発生する場合、AGNディスクのマージの$8$-$30\％$は、$e_{10\、\rmHz}\より上の$10\、\mathrm{Hz}$で離心率を持ちます。gtrsim0.03$、LIGO/Virgo/KAGRAで検出可能、$5$-$17\％$の合併は$e_{10\、\rmHz}\geq0.3$です。一方、BSの相互作用がディスクからのトルクのためにAGNディスク平面に限定されている場合、各相互作用中に1〜20の中間バイナリ状態がある場合、またはBHが$\lesssim10^{-3}\に移行できる場合、中央の超大質量ブラックホールからの\mathrm{pc}$の場合、合併の$10$-$70\％$は非常に偏心し（$e_{10\、\rmHz}\geq0.3$）、可能なことと一致します。GW190521の高い離心率。
TARDISによるタイプIc超新星のモデリング：SN1994Iの隠されたヘリウム？
| Title |
Modelling_Type_Ic_Supernovae_with_TARDIS:_Hidden_Helium_in_SN1994I? |
| Authors |
Marc_Williamson,_Wolfgang_Kerzendorf,_Maryam_Modjaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10528 |
水素とヘリウムの特徴を欠く光球スペクトルを持つ超新星（SNe）は、一般にタイプIcSNe（SNeIc）として分類されます。ただし、ヘリウムをSNeIcの噴出物に隠すことができるかどうかについては、現在も議論が続いています（つまり、ヘリウムは噴出物に存在しますが、スペクトルに明らかな特徴はありません）。高速な1次元放射伝達コードTARDISのSNIcへの最初の適用を提示し、SNIcイジェクタの外層にどれだけのヘリウムを隠すことができるかという問題を調査します。近くのよく観察され、広範囲にモデル化されたSNIc1994IのTARDISモデルを生成し、別の確立されたモンテカルロベースの放射伝達コードとのコード比較を実行します。コード比較は、TARDISがSN1994Iの同一のイジェクタモデルに対して一貫した合成スペクトルを生成することを示しています。さらに、SN1994Iモデルにさまざまな質量の外側Heシェルを追加する体系的な実験を実行します。わずか$0.05M_{\odot}$の外側のHeシェルが、観測には存在しないSN1994Iの強力な光学的およびNIRHeスペクトル特性を生成することがわかります。したがって、SN1994IエジェクタはHeの質量と比較してほぼ完全にHeが不足していることを示しています。典型的なHeリッチSN前駆体。最後に、SN1994Iのモデル化されたスペクトルのHeI$\lambda$20851線疑似相当幅を使用して、外側のHeシェル質量を推測できることを示します。これは、SNeIcのNIRスペクトルフォローアップが隠れたヘリウムに対処するために重要であることを示唆しています。SNeIcの統計サンプルに関する質問。
膨張する媒体の急な密度勾配における球形衝撃
| Title |
Spherical_shocks_in_a_steep_density_gradient_of_expanding_media |
| Authors |
Taya_Govreen-Segal,_Ehud_Nakar,_Amir_Levinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10543 |
球対称で相同的に膨張する噴出物におけるニュートン衝撃波の伝播を研究します。$\rho\proptot^{-3}v^{-\alpha}$の形式の急勾配のべき乗則密度プロファイルを持ち、$\alpha>5$のメディアに焦点を当てます。ここで、$v$は速度です。拡大する媒体の$t$は時間です。このようなプロファイルは、超新星噴出物の前縁と二元中性子星合体からの準相対論的流出で予想されます。密度プロファイルが急であるため、このような衝撃は常にオブザーバーフレーム内で加速し、ドライバーガスの大部分との因果関係を失うことがわかります。ただし、長期にわたるショックの進展は、2つの異なる経路を示します。1つは、ショックが最終的に消滅するまで、ショック強度が時間とともに減少することです。一方、衝撃強度は着実に増加し、衝撃の自己相似解に近づく解は静的媒体です。衝撃波解のパラメータ空間をマッピングすることにより、進化経路は$\alpha$と、衝撃波速度と局所的な上流速度との間の初期比によって決定されることがわかります。$\alpha<\omega_c$（$\omega_c\approx8$）の場合、衝撃は常に減衰し、$\alpha>\omega_c$の場合、衝撃は減衰するか、初期値に応じて強くなる可能性があることがわかります。速度比。これらの2つの分岐は、一定の速度比について解析的に導出された自己相似解から分岐します。このようなシステムの観測シグネチャに影響を与える可能性のあるソリューションのプロパティを分析し、減衰する衝撃が有限の媒体から発生するために必要な条件を評価します。
一過性の銀河系外源からの宇宙線異方性
| Title |
Cosmic_ray_anisotropies_from_transient_extragalactic_sources |
| Authors |
Diego_Harari,_Silvia_Mollerach_and_Esteban_Roulet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10629 |
超高エネルギー宇宙線過渡源のスペクトルと異方性を研究し、乱流銀河系外磁場を介したそれらの伝播の影響を説明します。バーストソースまたは特定の初期時間以降に放出されたソースのいずれかを考慮します。拡散レジームと準直線レジームの間の遷移を詳細に分析し、存在する可能性のあるいくつかの新しい機能について説明します。
コンパクトなバイナリ合併のイジェクタからの分散と回転の測定：高速電波バーストの前駆体への手がかり
| Title |
Dispersion_and_Rotation_Measures_from_the_Ejecta_of_Compact_Binary_Mergers:_Clue_to_the_Progenitors_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Z._Y._Zhao,_G._Q._Zhang,_Y._Y._Wang,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10702 |
マグネターは、銀河系SGR1935+2154からFRB200428が発見されて以来、高速電波バースト（FRB）の有望な中央エンジンです。マグネターは、コア崩壊（CC）爆発と、バイナリ中性子星（BNS）、バイナリ白色矮星（BWD）、中性子星-白色矮星（NSWD）の合併などのコンパクトなバイナリ合併によって形成される可能性があると広く信じられています。したがって、FRBのさまざまな前駆体を区別することが特に重要です。合併イジェクタの拡張により、FRBのローカル環境を調査できる時間発展分散測定（DM）と回転測定（RM）が生成されます。この論文では、DMとRMのスケーリング則を、均一な周囲媒体（合併シナリオ）と風環境（CCシナリオ）で異なる動的構造（質量とエネルギー分布）を持つ噴出物から導き出します。合併シナリオでは、DMとRMは初期段階で増加し、DMはゆっくりと成長し続けますが、RMは後期段階で減少することがわかります。また、FRB121102のDMとRMの進化をBNS合併シナリオに同時に適合させ、2012年に最初に検出されたときのソース年齢は$\sim10$yrであり、周囲の媒体密度は$\sim2.3$cm$であることがわかります。^{-3}$。一部のFRBの大きなオフセットは、BNS/NSWDチャネルと一致しています。人口合成法は、コンパクトなバイナリ合併の割合を推定するために使用されます。BWDの合併率は、観測されたFRBの率に近い。したがって、FRBの前駆体は一意ではない可能性があります。
TDEホストは環境に優しく、一元的に集中しています：合併後のシステムの署名
| Title |
TDE_Hosts_are_Green_and_Centrally_Concentrated:_Signatures_of_a_Post-Merger_System |
| Authors |
Erica_Hammerstein,_Suvi_Gezari,_Sjoert_van_Velzen,_S._Bradley_Cenko,_Nathaniel_Roth,_Charlotte_Ward,_Sara_Frederick,_Tiara_Hung,_Matthew_Graham,_Ryan_J._Foley,_Eric_C._Bellm,_Christopher_Cannella,_Andrew_J._Drake,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_C\'esar_Rojas-Bravo,_and_Roger_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10738 |
慎重に構築された代表的なホスト銀河サンプルのコンテキスト内で、ZwickyTransientFacility（ZTF）で検出された最初の19の潮汐破壊イベント（TDE）をホストする銀河の特性を研究します。TDEホストのZTFサンプルは、コンパクトな「グリーンバレー」銀河によって支配されていることがわかります。セルシック指数で測定したように、比較サンプルを同様の濃度の銀河に制限した後、この緑の谷の表現はさらに大きいことがわかります。つまり、集中した赤いシーケンス銀河は、高レベルでTDEを生成していません。E+A銀河がZTFサンプルで$\approx$22の係数で過剰に表されていることを示すホスト銀河スペクトルを示します。これは、以前のTDEホスト銀河研究で見つかったものよりも低い値です。ZTFTDEホストの質量、色、およびS\'ersicインデックスを考慮すると、この過剰表現を完全に説明できることがわかります。典型的なTDEホスト銀河の緑色と高いS\'ersicインデックスの両方の組み合わせは、星のより高い中心濃度につながる合併の後にTDE率が一時的に高められた場合に説明できます。
キロノバ過渡現象の傾斜依存解析の比較
| Title |
Comparing_inclination_dependent_analyses_of_kilonova_transients |
| Authors |
J._Heinzel,_M._W._Coughlin,_T._Dietrich,_M._Bulla,_S._Antier,_N._Christensen,_D._A._Coulter,_R._J._Foley,_L._Issa_and_N._Khetan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10746 |
AT2017gfoの検出は、バイナリ中性子星合体がキロノバの前駆細胞であることを証明しました。数値相対論と放射伝達シミュレーションの組み合わせを使用して、コミュニティは、予想されるパラメータ空間の広い部分について、これらの過渡現象の高度なモデルを開発しました。これらのシミュレーションとそれらから作成された代理モデルを使用して、観測された信号のベイズ推定を実行して、放出された物質の特性を推測することができました。キロノバから導出された傾斜制約を重力波測定と組み合わせると、バイナリパラメータを測定できる精度が向上し、ハッブル定数のより正確な推論が可能になることが指摘されています。バイアスを導入しないために、AT2017gfoの傾斜角の制約は、採用されたモデルの影響を受けないようにする必要があります。この作業では、コミュニティで使用されている噴出物と放射再処理に関するさまざまな仮定を比較し、パラメータの推論に対するそれらの影響を調査します。ほとんどの推定パラメータは一致しますが、文献で使用されているさまざまなジオメトリの傾斜角の事後確率の間で不一致が見つかります。私たちの研究によると、異なるイジェクタタイプ間での光子の再処理を含めることで、AT2017gfoへのモデリングの適合性が向上し、場合によっては、推定される制約に影響を与えます。私たちの研究は、ベイズ分析に採用されたキロノバモデルに大きな$\sim$1等の不確実性を含めて、特に傾斜角を推測するときに、まだ未知の系統をキャプチャすることを動機付けています。また、この方法を使用して、キロノバAT2017gfoの噴出物の形状にソフトな制約を課します。
V549 Vel 2017のフェルミ-LAT観測：サブルミナスガンマ線ノヴァ？
| Title |
Fermi-LAT_Observations_of_V549_Vel_2017:_a_Sub-Luminous_Gamma-Ray_Nova? |
| Authors |
Kwan-Lok_Li,_Franz-Josef_Hambsch,_Ulisse_Munari,_Brian_D._Metzger,_Laura_Chomiuk,_Andrea_Frigo,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10753 |
フェルミ-LAT検出（約5.7シグマの有意性）と2017年の新星噴火V549Velの多波長分析について報告します。最近の衝撃波を動力源とする新星ASASSN-16maおよびV906車とは異なり、V549Velの光学およびガンマ線光度曲線は相関関係を示さず、噴火における比較的弱い衝撃を示唆している可能性があります。Gaiaは、V549Velの候補前駆体を検出し、視差の測定値が1.91+/-0.39masであることを発見しました。これは、モード距離d=560pc（90％の信頼区間380-1050pc）に相当します。前駆体は、2MASSおよびWISE調査でも観察されました。ガイア距離を採用すると、前駆体のスペクトルエネルギー分布はG型星のスペクトルエネルギー分布に近くなります。Swift/XRTは、236日目から新星の超軟X線放射（kT=30-40keV）を検出し、推定された黒体サイズは、d=560pc（つまり、R_bb〜5*10）と仮定した他の新星のサイズに匹敵します。^8cm）。しかし、ガイア計画には3.2masの未知の位置天文過剰ノイズもあり、推定距離については議論の余地があります。ガイア距離が正確である場合、V549Velのガンマ線光度はL_gamma〜4*10^33erg/sと低くなり、これまでに知られている中で最も光度の低いガンマ線新星になります。これは、V549Velのガンマ線放出の原因となる衝撃特性が、より明るいイベントの衝撃特性とは異なることを意味している可能性があります。新星がより遠くにある場合、それは観察された前駆体として巨大な仲間との共生システムである可能性があります。
中性子星コアにおける両極性拡散速度と磁場の進化
中性子星に関連する磁場は、一般に、星の内部に通されていると考えられています。磁場の存在下で、星の内部に存在するプラズマは、磁場の進化につながるいくつかのプロセスを経ます。マグネターの活動は主に磁場の崩壊によるものと考えられています。星のコア内部での磁場減衰の最も重要なプロセスは、内部プラズマに存在する荷電粒子の両極性拡散です。両極性拡散による減衰率は、現在の磁場の影響下での荷電粒子の両極性速度に直接関係しています。荷電粒子の両極性速度は、粒子の内部ダイナミクスに依存します。磁場の存在下で粒子のダイナミクスを解き、電磁流体力学方程式が両極性速度を形成する一般的な方法の概要を説明します。この方程式は一般的であり、考えられるすべての周囲条件に適用できます。温度、通常または超流動などの物質の状態。
コア崩壊シミュレーションのための完全一般相対性理論における多次元ボルツマンニュートリノ輸送コード
| Title |
Multidimensional_Boltzmann_Neutrino_Transport_Code_in_Full_General_Relativity_for_Core-collapse_Simulations |
| Authors |
Ryuichiro_Akaho,_Akira_Harada,_Hiroki_Nagakura,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Wakana_Iwakami,_Hirotada_Okawa,_Shun_Furusawa,_Hideo_Matsufuru,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10780 |
コア崩壊シミュレーション用のニュートリノ伝達コードを開発します。これは、完全な一般相対性理論で多次元ボルツマン方程式を直接解きます。6次元位相空間を離散化する離散座標法を採用しています。このコードは、コア崩壊超新星シミュレーションに現在使用されているニュートン流体力学コードに結合された特殊相対論的コードの拡張です。一般相対論効果を処理するコードの機能を実証するために、いくつかのテストを実行します。まず、シュヴァルツシルト時空とカー時空でニュートリノの自由ストリーミングを計算し、その結果を測地線曲線と比較します。シュヴァルツシルトの場合、ニュートリノの空間移流を計算するコードの能力を評価するために、球対称の空間に1次元グリッドだけでなく、軸対称の2次元空間メッシュも展開します。次に、固定物質バックグラウンドでのニュートリノ輸送を計算します。これは、一般相対論的であるが球対称のボルツマン流体力学コードを使用したコア崩壊超新星シミュレーションから取得され、安定したニュートリノ分布を取得します。結果は、後者のコードによって与えられた結果と比較されます。
| Title |
Blob_formation_and_ejection_from_the_radiative_inefficient_accretion_flow_around_massive_black_hole |
| Authors |
Tian-Le_Zhao_(USTC),_Ye-Fei_Yuan_(USTC),_and_Rajiv_Kumar_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10863 |
SgrA*の周りの降着流からのブロブの形成と放出をモデル化するために、2D電磁流体力学（MHD）数値シミュレーションを介して、大規模なブラックホールの周りの放射非効率的な降着流の上の小規模な磁気リコネクションを研究します。新たに出現した磁場と既存の磁場の両方の接続を調査して、ブラックホール降着円盤の環境でブロブを駆動できるかどうかを確認します。磁気接続後、プラズマの速度と温度の両方が、観測されたブロブ放出のベースで推定された物理的特性に匹敵する可能性があります。説明のために、中央のブラックホールからシュワルツシルト半径40以内にある3つの小さなボックスをシミュレーション領域として選択します。再結合の開始時に、流体は重力の引力によって中央のブラックホールに向かって引っ張られ、再結合によって生成された現在のシートも同じ方向に引っ張られます。その結果、結果として生じる流出は上向きと対称軸の両方に移動します。中央のブラックホールの。最終的に、巨大なブロブが現れます。これは、一時的なジェットの大災害モデル\citep{2009MNRAS.395.2183Y}をサポートします。また、ブラックホールに近いほど磁気接続が発生し、磁気エネルギーの熱および運動エネルギーへの変換効率が高くなることがわかります。これらの内部ブロブでは、K-H不安定性のために渦構造を持っています。これは、異なる速度で流体を分離する現在のシートに沿って発生します。
| Title |
Properties_of_neutrino_transfer_in_a_deformed_remnant_of_neutron_star_merger |
| Authors |
Kohsuke_Sumiyoshi,_Sho_Fujibayashi,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10865 |
巨大な中性子星と周囲のトーラスからなる中性子星合体の残骸におけるニュートリノ移動の性質を研究します。細長い形状の合併残骸のスナップショットについて、運動量空間の角度とニュートリノのエネルギーを使用してボルツマン方程式を解くことにより、ニュートリノ伝達の数値シミュレーションを実行します。多次元でのニュートリノ分布の評価により、角度とエネルギーのスペクトルおよびニュートリノ反応速度の詳細な情報を提供することができます。変形した残骸からの非対称ニュートリノフラックスの特徴を示し、各エネルギーのニュートリノ球を決定することによってニュートリノ放出領域を調査します。ニュートリノの放出と吸収を調べて、ニュートリノ照射による加熱速度の重要な要素を特定します。$\mu$タイプと$\tau$タイプのニュートリノの寄与が、巨大な中性子星の上の領域の加熱にとって重要であることを示します。また、ニュートリノ分布関数によって直接計算された角度モーメントとエディントンテンソルを調べ、ニュートリノ放射流体力学の研究でよく使用されるモーメントクロージャーアプローチによって得られたものと比較します。エディントンテンソルの成分は非単調な振る舞いをしており、拡張された合併の残骸のためにフラックスが非常に非球面である高エネルギーニュートリノでは、閉包関係の近似が不正確になる可能性があることを示します。
3番目のSwift / BAT GRBカタログの前駆体、メインピーク、および短いGRBの拡張放出の時間的特性
| Title |
Temporal_Properties_of_Precursors,_Main_peaks_and_Extended_Emissions_of_Short_GRBs_in_the_Third_Swift/BAT_GRB_Catalog |
| Authors |
X._J._Li,_Z._B._Zhang,_X._L._Zhang,_and_H._Y._Zhen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10929 |
2004年12月から2019年7月までの第3回Swift/BATGRBカタログで短いガンマ線バースト（sGRB）について包括的な研究が行われます。以下を含む、迅速なガンマ線放出フェーズにおける3つのコンポーネントの時間的特性を詳細に調べます。前駆体、メインピーク、および拡張放出（EE）。1成分と2成分のsGRB間のメインピークの類似性を調査します。それらの主なピーク間に実質的な違いはないことがわかります。重要なのは、シングルピークのsGRBとダブルピークのsGRBの間で比較が行われることです。Swift/BATsGRBのメインピークの結果は、最近論文Iで見つかったCGRO/BATSEの結果と本質的に一致していることがわかります。興味深いことに、新たに見つかったMODEI/II進化形式のパルスに加えて、論文IのBATSEsGRBは、Swift/BATの観測を考慮すると、隣接するエネルギーチャネル全体でパルスの進化モードが増えることを示しています。さらに、メインピークとプリカーサーまたはEEのいずれかとの相関を調べます。メインピークはプリカーサーよりも長く続く傾向がありますが、EEよりも短いことがわかります。特に、3つのコンポーネントのピークフラックスに関連するべき乗則の相関関係を検証します。これは、これらが同様の中央エンジンアクティビティから生成されていることを強く示唆しています。特に、GRB170817Aの時間的特性をEEを備えた他のsGRBと比較したところ、それらの間に明らかな違いは見られませんでした。
ピエールオージェ天文台を使用したTXS0506 +056からの超高エネルギーニュートリノの検索
| Title |
A_search_for_ultra_high_energy_neutrinos_from_TXS_0506+056_using_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_L._Calcagni,_A._Cancio,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_G._Cataldi,_L._Cazon,_M._Cerda,_et_al._(308_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10953 |
ピエールオージェ天文台でブレーザーTXS0506+056の方向から超高エネルギーニュートリノを探索した結果を示します。これらは、IceCube、\textit{Fermi}-LAT、MAGIC、およびその他のいくつかの帯域の電磁放射の検出器による高エネルギーニュートリノとガンマ線の検出から生じたフォローアップの一部として取得されました。ピエールオージェ天文台は、100PeVから100EeVのエネルギー範囲、および$\theta=60^\circ$から$\theta=95^\circ$の天頂角範囲のニュートリノに敏感です。ここで、天頂角は垂直方向から測定。TXS0506+056の方向からのニュートリノは見つかりませんでした。結果は3つの期間で分析されました：TXS0506+056のフレア期間と一致するIceCube-170922Aの検出の周りの6か月の1つ、IceCubeコラボレーションがからの13のニュートリノの過剰を発見した110日の2番目の期間TXS0506+056と互換性のある方向、および2004年1月1日から2018年8月31日までの3番目の方向で、ピエールオージェ天文台がデータを取得しています。天文台の感度は、観測期間中に単一の予想されるイベントを誘発するフラックスを考慮することにより、さまざまなスペクトル指標に対して対処されます。IceCubeコラボレーションによって測定されたものと互換性のあるインデックスの場合、天文台でのニュートリノの予想数は1をはるかに下回っています。単一のイベントが検出されることを期待するには、このエネルギー範囲に1.5程度のスペクトルインデックスを適用する必要があります。
近くの銀河団における12年間のフェルミLATデータによる暗黒物質探索の消滅
| Title |
Annihilating_Dark_Matter_Search_with_12_Years_of_Fermi_LAT_Data_in_Nearby_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Charles_Thorpe-Morgan,_Denys_Malyshev,_Christoph-Alexander_Stegen,_Andrea_Santangelo,_Josef_Jochum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11006 |
銀河団は宇宙で最大のガラス化された天体であり、そのため、暗黒物質（DM）の濃度が高くなっています。この豊富な暗黒物質は、それらを間接的なDM検索の有望なターゲットにします。ここでは、GeVエネルギー帯におけるWIMP暗黒物質の対消滅からのガンマ線シグネチャーについて、ほぼ12年のフェルミ/LATデータを利用した検索の詳細を報告します。これから、5つの近くの高銀河緯度銀河団（Centaurus、Coma）からの特徴的な信号の非検出に由来する、bb-bar、W+W-、およびgamma-gammaチャネルの消滅断面積の制約を提示します。、乙女座、ペルセウス、ろ座）。選択したオブジェクトのDMハローに下部構造が存在することによる信号のブーストの可能性、および提示された結果に対するDMプロファイルの不確実性の影響について説明します。得られた限界は、小さな要因の範囲内で、矮小楕円銀河のフェルミ/LAT観測に基づいたものの利用可能な最良の限界に匹敵すると主張します。
相対論的ジェットにおける再コリメーション不安定性の磁気的抑制
| Title |
Magnetic_inhibition_of_the_recollimation_instability_in_relativistic_jets |
| Authors |
Jin_Matsumoto,_Serguei_S._Komissarov,_Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11012 |
この論文では、相対論的ジェットの再コリメーションに伴う不安定性の発達における規則的な磁場の役割を精査することを目的とした三次元相対論的電磁流体力学シミュレーションの結果について説明します。特に、銀河コロナの熱圧力による活動銀河核（AGN）からのジェットの再閉じ込めによって引き起こされる再コリメーションを研究しました。比較的弱い方位角磁場は、臨界磁化パラメータ$\sigma_{\rmcr}<0.01$で、そのようなジェットの再コリメーション不安定性を完全に抑制できることがわかります。再コリメーション不安定性は遠心不安定性（CFI）の変形であると主張し、我々の結果が回転流体中の磁気CFIの研究に基づく予測と一致していることを示しています。結果は、一般的なAGNジェット、特に銀河系外電波源のファナロフ-ライリー形態学的分割の性質の文脈で説明されています。
コンパクト星のQCD色超伝導：重力波信号GW190814のカラーフレーバーロッククォーク星候補
| Title |
QCD_color_superconductivity_in_compact_stars:_color-flavor_locked_quark_star_candidate_for_the_gravitational-wave_signal_GW190814 |
| Authors |
Zacharias_Roupas,_Grigoris_Panotopoulos_and_Ilidio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11020 |
十分に高い密度と低温では、物質は、Alford、Rajagopal、Wilczekによって最初に提案されたように、クーパー対を形成するクォークの縮退したフェルミガス、つまり色超伝導体として振る舞うと予想されます。基底状態は、カラーフレーバーロックフェーズと呼ばれる、カイラル対称性を破る超流動電磁絶縁体です。コンパクト星のコアでこのような相が発生すると、最大質量がハドロン物質の最大質量を超える可能性があります。重力波信号GW190814は、いわゆる低質量ギャップ内に、質量$2.6{\rmM}_\odot$のコンパクトオブジェクトを含みます。重すぎて中性子星にはならず、軽すぎてブラックホールにはならないため、その性質はまだ確実に特定されていません。ここでは、この質量を持つカラーフレーバーロッククォーク星が実行可能であることを示すだけでなく、モデルパラメータの範囲、つまり色超伝導ギャップ$\Delta$とバッグ定数$B$を計算します。状態方程式の厳密なLIGO制約を満たします。質量$2.6{\rmM}_\odot$のカラーフレーバーロッククォーク星は、$\Delta\geq200{\rmMeV}$および$B\geq83の場合、状態方程式の観測上の制約を満たすことがわかります。{\rmMeV}/{\rmfm^3}$は、ストレンジクォークの質量$m_s=95〜{\rmMeV}/c^2$であり、半径$（12.7-13.6）{\rmkm}に到達します。$と中心密度$（7.5-9.8）10^{14}{\rmg}/{\rmcm}^3$。
原子核物理学の展望全体にわたるキロノバ：原子核物理学の不確実性がr過程を動力源とする放出に与える影響
| Title |
Kilonovae_across_the_nuclear_physics_landscape:_The_impact_of_nuclear_physics_uncertainties_on_r-process-powered_emission |
| Authors |
Jennifer_Barnes,_Y._L._Zhu,_K._A._Lund,_T._M._Sprouse,_N._Vassh,_G._C._McLaughlin,_M.R._Mumpower,_and_R._Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11182 |
融合する中性子星は「キロノバ」を生成します---吸気と合体の間に重力的に束縛されていない材料の急速な中性子捕獲（r過程）によって合成された不安定な原子核の崩壊によって動力を与えられる電磁過渡現象。キロノバ放出は、正確に解釈されれば、合併による流出の質量と組成を特徴づけるために使用でき、宇宙におけるr過程物質の起源についての長年の議論を解決するのに役立ちます。r過程に関与する核の不確実な特性が、キロノバ観測からの流出特性の推論をどのように複雑にするかを調査します。r過程シミュレーションを使用して、核物理学の不確実性が放射性加熱と元素合成の予測にどのように影響するかを示します。予測される加熱と最終的な存在量の両方で広い範囲にわたる一連のモデルについて、固定された質量と密度のプロファイルを持つキロノバ噴出物における崩壊生成物の熱化と放射輸送の詳細な数値計算を実行します。私たちのモデルに関連する光度曲線は、その光度に大きな多様性を示し、ピークの明るさは1桁以上変化します。また、キロノバの光度曲線の形状とその色にばらつきがあり、ランタニドおよび/またはアクチニドの濃縮レベルの増加が、より長く、より暗く、より赤い発光と相関するという予想に反する場合があります。
シングルバンド光学画像を使用した深層学習による銀河の内部運動学の取得
| Title |
Retrieving_Internal_Kinematics_of_Galaxies_with_Deep_Learning_using_Single-Band_Optical_Images |
| Authors |
Sakina_Hansen,_Christopher_J._Conselice,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Leonardo_Ferreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10511 |
深層機械学習を使用して、SDSS-MaNGA調査で観測された4596システムを使用してトレーニングされた光学画像から銀河の内部速度を取得できることを示します。$i$バンドの画像のみを使用して、銀河の速度分散と回転速度を29km〜$\rm{s}^{-1}$と69km〜$\rm{の精度で測定できることを示します。s}^{-1}$、それぞれ、分光データの解像度の限界に近い。これは、光学系の銀河構造が銀河の内部特性に関する重要な情報を保持していること、および銀河の内部運動学が単純な回転と分散の区別を超えてそれらの恒星の配光に定量的に反映されていることを示しています。
ゼルニケの位相差法を使用した宇宙ベースのコロナグラフ機器の波面センシングと制御
| Title |
Wavefront_sensing_and_control_in_space-based_coronagraph_instruments_using_Zernike's_phase-contrast_method |
| Authors |
Garreth_Ruane,_J._Kent_Wallace,_John_Steeves,_Camilo_Mejia_Prada,_Byoung-Joon_Seo,_Eduardo_Bendek,_Carl_Coker,_Pin_Chen,_Brendan_Crill,_Jeff_Jewell,_Brian_Kern,_David_Marx,_Phillip_K._Poon,_David_Redding,_A_J_Eldorado_Riggs,_Nicholas_Siegler,_Robert_Zimmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10541 |
コロナグラフ機器を備えた将来の宇宙望遠鏡は、波面センサー（WFS）を使用して位相誤差を測定および補正し、高コントラスト画像の恒星強度を安定させます。HabExおよびLUVOIRミッションの概念は、ゼルニケ波面センサー（ZWFS）のベースラインであり、ゼルニケの位相差法を使用して、瞳孔の位相をWFS検出器の強度に変換します。これらの潜在的な将来のミッションに備えて、NASAのジェット推進研究所の高コントラストイメージングテストベッド施設にある10年調査テストベッドのコロナグラフ機器でZWFSを実験的に実証します。ZWFSは、HabExおよびLUVOIRの概念と同様の構成を使用して、変形可能なミラーの制御限界までの低および中空間周波数収差を、わずか1pmの表面高さ感度で測定できることを検証します。さらに、理論モデルと一致する残差を使用して、個々のDMアクチュエータを解決する閉ループ制御を示します。さらに、さまざまなスペクトルタイプからの自然な星の光を使用して、将来の宇宙望遠鏡でのZWFSの期待されるパフォーマンスを予測します。最も困難なシナリオでは、ピコメートルの感度を達成するために約1時間の積分時間が必要です。このタイムスケールは、センシング目的で内部または外部のレーザー光源を使用することで大幅に短縮できます。ここに提示された実験結果と理論的予測は、コロナグラフ機器を備えた次世代の宇宙望遠鏡のコンテキストでWFSテクノロジーを進歩させます。
XL-Calibur-第2世代のバルーン搭載硬X線偏光測定ミッション
| Title |
XL-Calibur_--_a_second-generation_balloon-borne_hard_X-ray_polarimetry_mission |
| Authors |
Q._Abarr,_H._Awaki,_M.G._Baring,_R._Bose,_G._De_Geronimo,_P._Dowkontt,_M._Errando,_V._Guarino,_K._Hattori,_K._Hayashida,_F._Imazato,_M._Ishida,_N.K._Iyer,_F._Kislat,_M._Kiss,_T._Kitaguchi,_H._Krawczynski,_L._Lisalda,_H._Matake,_Y._Maeda,_H._Matsumoto,_T._Mineta,_T._Miyazawa,_T._Mizuno,_T._Okajima,_M._Pearce,_B.F._Rauch,_F._Ryde,_C._Shreves,_S._Spooner,_T.-A._Stana,_H._Takahashi,_M._Takeo,_T._Tamagawa,_K._Tamura,_H._Tsunemi,_N._Uchida,_Y._Uchida,_A.T._West,_E.A._Wulf,_R._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10608 |
XL-Caliburは、成層圏の安定化されたバルーン搭載プラットフォームから動作する硬X線（15-80keV）偏光測定ミッションです。これは、2018年12月29日から2019年1月1日までの間に南極から降着する中性子星GX301-2を観測したX-Caliburミッションの遺産に基づいています。XL-Caliburの設計には、X線を集束させるX線ミラーが組み込まれています。カドミウム亜鉛テルル化物（CZT）検出器に囲まれたベリリウムロッドを含む偏光計に。成層圏に存在する粒子からのバックグラウンドを軽減するために、旋光計は不一致シールドに収容されています。ミラーと旋光計シールドアセンブリは、長さ12mの軽量トラスの両端に取り付けられており、WASP（WallopsArcSecondPointer）によって秒単位の精度でポイントされます。XL-Caliburミッションは、より広い有効面積のX線ミラーを使用し、より薄いCZT検出器によってバックグラウンドを低減し、不一致シールドを改善することにより、X-Caliburよりも大幅に改善された感度を実現します。1つのカニの発生源を$t_{\rmday}$日間観測する場合、最小検出可能偏光（99％信頼水準）は$\sim$2$\％\cdott_{\rmday}^{-1/2です。}$。40keVでのエネルギー分解能は$\sim$5.9keVです。このホワイトペーパーの目的は、XL-Caliburミッションの設計とパフォーマンス、および予測される科学プログラムについて説明することです。
超大型望遠鏡のファイバーイメージャーの機能
| Title |
Capabilities_of_a_fibered_imager_on_an_extremely_large_telescope |
| Authors |
Sebastien_Vievard,_Nick_Cvetojevic,_Elsa_Huby,_Sylvestre_Lacour,_Guillermo_Martin,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Takayuki_Kotani,_Nemanja_Jovanovic,_Guy_Perrin,_Franck_Marchis,_Olivier_Lai,_Vincent_Lapeyrere,_Daniel_Rouan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10733 |
第一に、単一望遠鏡機器用のファイバーイメージャーは、超高角度分解能の分光イメージャーであり、望遠鏡の回折限界を超えて校正された画像と測定値を提供できます。これは、従来のAOイメージングでは到達できない領域です。FIRSTは、望遠鏡全体をシングルモードファイバーのアレイに結合することにより、感度と精度を実現します。干渉縞はスペクトル的に分散され、EMCCDに画像化されます。18ファイバーFIRSTセットアップは、現在、スバル望遠鏡のスバルコロナグラフ極限補償光学機器にインストールされています。連星系の研究に利用されています。2020年後半には、遅延線とアクティブなLiNb03フォトニックビーム結合チップでアップグレードされ、MHzでナノメートルの精度に位相変調できるようになります。スバル望遠鏡での空の結果は、可視光の波面を安定させるExAOシステムのおかげで、FIRSTは長時間露光を取得し、以前よりも大幅に暗い光源で動作できることを示しています。したがって、より大きな望遠鏡での同様のアプローチは、銀河系（恒星物理学、近親者）および超高角度分解能での銀河系外観測のためのユニークな科学的機会を提供します。また、ヌルおよび高コントラストイメージングの潜在的な設計バリエーションについても説明します。
| Title |
Caucasian_mountain_observatory_of_Sternberg_astronomical_institute:_six_years_of_operation |
| Authors |
Nicolai_Shatsky,_Alexander_Belinski,_Alexander_Dodin,_Serguey_Zheltoukhov,_Victor_Kornilov,_Konstantin_Postnov,_Serguey_Potanin,_Boris_Safonov,_Andrei_Tatarnikov_and_Anatol_Cherepashchuk_(Lomonosov_Moscow_State_University,_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow,_RUSSIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10850 |
新しいSAIMSU天文台の2.5メートル望遠鏡とその現在の計装の機能について説明します。この施設は、エンジニアリング作業と並行して2014年から活発に運営されています。それは、光学および近赤外測光および分光法、ならびに微分スペックル偏光測定のような新しく開発された観測技術の分野で多くの顕著な結果をもたらしました。
表面からの電気ボルトスケールの背景
SENSEI実験の最近の結果は、イベントクラスタリングを削減することで、eVに敏感な熱量計の低エネルギー過剰を減らすことができることを示しています。これは、背景の作成における計装されていない表面の周囲の役割を示唆しています。誘電体の境界を越える荷電粒子は、低エネルギーの放射線を生成することがよく知られています。特に、遷移放射、二次電子放出、およびスパッタリングは、eVに敏感な検出器で観察されるイベントのスペクトル、形態、および速度に寄与する可能性があります。これらの表面プロセスの豊富な現象学と高収率は、低閾値暗黒物質検出器の相互およびバックグラウンドモデルとの比較を複雑にします。
太陽関連の線で結ばれた磁束ロープにおけるトーラス不安定性閾値の実験室研究
| Title |
Laboratory_study_of_the_torus_instability_threshold_in_solar-relevant,_line-tied_magnetic_flux_ropes |
| Authors |
Andrew_Alt,_Clayton_E._Myers,_Hantao_Ji,_Jonathan_Jara-Almonte,_Jongsoo_Yoo,_Sayak_Bose,_Aaron_Goodman,_Masaaki_Yamada,_Bernhard_Kliem,_Antonia_Savcheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10607 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽表面に固定された長寿命の磁束ロープ（MFR）が不安定になり、太陽から離れて噴出するときに発生します。この不安定化は、トーラス不安定性と呼ばれる理想的な電磁流体力学（MHD）不安定性の観点から説明されることがよくあります。これは、外部磁場が十分に速く減少し、その減衰指数$n=-z\、\partial\、（\lnB）/\partialz$が臨界値$n>n_{\よりも大きくなると発生します。rmcr}$、ここで$n_{\rmcr}=1.5$は、完全で大きなアスペクト比のトーラスです。ただし、これをソーラーMFRに適用すると、$n_{\rmcr}$の値の矛盾する範囲が文献に記載されています。この不一致を調査するために、アーチ型の線で結ばれたフラックスロープで実験室実験を実施し、トーラスの不安定性の理論モデルを適用しました。私たちのモデルは、MFRを、導電性表面に固定されたフットポイントを持つ部分トーラスとして記述し、それにかかるさまざまな磁力を数値的に計算します。この計算により、MFRの特定のパラメーターを考慮に入れた$n_{\rmcr}$のより良い予測が得られます。MFRのエッジ安全率が十分に小さいか、同等にねじれが十分に大きい場合に、実験室の結果を対応するソーラーに適切に変換するための体系的な方法論について説明します。この変換後、私たちのモデルは、太陽条件の$n_{\rmcr}$が$n_{\rmcr}^{\rmSol}\sim0.9$の近くにあり、$n_{\のより広い範囲内にあることが多いと予測しています。パラメータに応じて、rmcr}^{\rmSol}\sim（0.7,1.2）$。実験室のMFRを対応する太陽に変換する方法論により、実験室での実験を通じてCMEの開始を定量的に調査できます。これらの実験は、宇宙天気イベントのより良い予測に必要であるが、そうでなければ得るのが難しい新しい物理学の洞察を可能にします。
ライトブリッジにおける反対の磁気極性の検出：LB扇形ジェットに関連したその出現とキャンセル
| Title |
Detection_of_Opposite_Magnetic_Polarity_in_a_Light_Bridge:_Its_Emergence_and_Cancellation_in_association_with_LB_Fan-shaped_Jets |
| Authors |
Eun-Kyung_Lim,_Heesu_Yang,_Vasyl_Yurchyshyn,_Jongchul_Chae,_Donguk_Song_and_Maria_S._Madjarska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10713 |
ライトブリッジ（LB）は、黒点の傘を2つ以上の部分に分割する比較的明るい構造です。彩層LBは、扇形のジェットのような放出や増光など、さまざまな活動に関連していることが知られています。磁気リコネクションがそのような活動の原因であることがしばしば示唆されていますが、シナリオを裏付ける確固たる証拠を提示している研究は多くありません。LBの磁場測定とイメージング分光法を実行します。LBでは、扇形のジェットのような放出が発生し、その足元に共空間的な明るさがあります。TiO画像、近赤外イメージング分光偏光計、および1.6mGoode太陽望遠鏡によって取得されたHalphaデータを使用して、LBの微細構造と磁場の変化を研究します。黒点とは逆の極性の磁束の発生をLBで検出します。新しい磁束は、5.6x10^18Mx/hrの速度で既存の磁束と相殺されます。ジェットのような繰り返しの放出とそれらのベースの増光の両方が磁束キャンセルの近くで開始され、最大18.4km/sの投影速度でLBに沿って見かけの水平方向の広がりを示し、扇形の外観を形成します。これらの観測に基づいて、扇形の放出は、LBに出現する新しいフラックスと周囲の黒点場との間のすべり再結合に起因する可能性があることを示唆している。
太陽風におけるウィスラー熱流束不安定性の粒子内セルシミュレーション：熱流束調節と電子ハロー形成
| Title |
Particle-In-Cell_simulation_of_whistler_heat_flux_instabilities_in_the_solar_wind:_heat_flux_regulation_and_electron_halo_formation |
| Authors |
A._Micera,_A._N._Zhukov,_R._A._L\'opez,_M._E._Innocenti,_M._Lazar,_E._Boella,_G._Lapenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10832 |
ストラール電子の散乱と太陽風の熱流束調節におけるホイスラ波の役割に光を当てるために、2次元の完全に動的なParticle-In-Cellシミュレーションの結果を示します。パーカーソーラープローブによって観測されたように、太陽に近い太陽風で通常遭遇するコアとストラールの集団で最初に構成される電子速度分布関数をモデル化します。電子速度分布関数の進化の結果として、ホイスラ熱流束不安定性の2つの分岐が励起され、バックグラウンド磁場に斜めまたは平行な方向に伝搬するホイスラ波を駆動できることを示します。第一に、斜めのホイスラ波は、より高い垂直速度に向かって、ストラール電子のピッチ角散乱を誘発します。これは、ストラールのピッチ角分布の広がりにつながり、したがって、ストラールを犠牲にしてハローのような集団の形成につながります。その後、電子速度分布関数は、平行ホイスラー波の効果を経験します。これは、観測と一致して、垂直方向に散乱された粒子のより対称的なハローへの再分布に寄与します。シミュレーション結果は、斜めウィスラー熱流束不安定性の線形理論との顕著な一致を示しています。このプロセスは、ストラール集団によって運ばれる熱流束の大幅な減少を伴います。
太陽彩層の自転について
回転は太陽や他の星の重要な特徴であり、それらのダイナモ作用と磁気活動を理解する上で重要な役割を果たします。この研究では、太陽の彩層活動の回転が、40年以上のMgII指数を持つグローバルな観点から調査されています。高い時間分解能と周波数分解能を提供するシンクロスクイーズウェーブレット変換を使用して、時変回転周期長（RPL）を決定しました。さらに、RPLを、黒点数と10.7cmの電波フラックスデータから得られた光球および冠状RPLと比較しました。RPLの重要性が考慮されます。彩層のRPLは、光球やコロナのRPLと同様に、下降傾向を示すことがわかりました。さらに、最近の4つの太陽極大期でのRPLも減少傾向を示しています。これは、太陽活動の強度の低下が原因であると推測される最近の4つの太陽周期の間に太陽大気の回転が加速していることを示唆しています。太陽大気RPLの変動は、太陽周期周期の複数の高調波の周期性を示し、太陽活動周期によって変調されます。
銀河中心近くの巨大な星の2D運動学
| Title |
2D_kinematics_of_massive_stars_near_the_Galactic_Center |
| Authors |
Mattia_Libralato,_Daniel_J._Lennon,_Andrea_Bellini,_Roeland_van_der_Marel,_Simon_J._Clark,_Francisco_Najarro,_Lee_R._Patrick,_Jay_Anderson,_Luigi_R._Bedin,_Paul_A._Crowther,_Selma_E._de_Mink,_Christopher_J._Evans,_Imants_Platais,_Elena_Sabbi,_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10964 |
銀河中心（GC）に近い領域に巨大な星（MS）が存在することは、それらの起源についていくつかの疑問を投げかけます。GCの過酷な環境は、特定の形成シナリオに有利であり、各シナリオは、MSに特徴的な運動学的特徴を刻印する必要があります。ハッブル宇宙望遠鏡で得られた高精度の固有運動に基づいて、いて座A*を取り巻くGC領域のMSの2D運動学的分析を提示します。慎重なデータ削減のおかげで、固有運動カタログで十分に測定された明るい星は、0.5masyr$^{-1}$よりも優れた誤差を持っています。フィールド内のMSの絶対的な動きと、SgrA*、アーチ、五つ子に対するMSの動きについて説明します。大多数のMSについては、運動学的引数のみを使用して、SgrA*から3〜4kpcを超える距離を除外します。GCへのメンバーシップが確認された場合、分離されたMSのほとんどは、ArchesまたはQuintupletクラスターまたはSgrA*のいずれにも関連付けられていない可能性があります。以前の分光学的結果と一致して、少数のMSだけが固有運動を持っており、それらがArchesクラスターのメンバーである可能性が高いことを示唆しています。これらの巨大な物体のほとんどの起源にさらに光を当てるには、視線の視線速度と距離が必要です。また、GC領域内の他の高速で移動するオブジェクトの分析を示し、高速の脱出星の明らかな過剰は見つかりませんでした。天体測光カタログを公開しています。
ブリスター型H {\ scii}領域Sh2-112の星形成と進化
| Title |
Star_formation_and_evolution_of_blister-type_H{\sc_ii}_region_Sh2-112 |
| Authors |
Neelam_Panwar,_Saurabh_Sharma,_D._K._Ojha,_Tapas_Baug,_L._K._Dewangan,_B._C._Bhatt,_Rakesh_Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11065 |
光から電波までの多波長データ解析を用いて、Sh2-112H{\scii}領域の観測結果を報告します。この領域は、巨大なO8Vタイプの星BD+453216を搭載しています。この領域の若い恒星状天体（YSO）候補の表面密度分布と最小全域木分析により、H{\scの西周辺に向かってグループ化されていることがわかります。ii}地域。GMRT電波連続放射ピークは、H{\scii}領域の北西境界に向かって発見され、B0-B0.5タイプを搭載したコンパクト/超コンパクトH{\scii}領域候補として調査されます。星。南西方向に向かって、顕著な湾曲した縁のような構造がH$\alpha$画像とGMRT無線連続体マップに見られ、H$_2$と$^{13}$COの放射も観察されます。これらの結果は、分子雲の表面にイオン化境界層（IBL）が存在することを示唆しています。このIBLは、周囲の分子雲の内圧に対して過圧になっていることがわかります。これは、衝撃が分子雲に伝播/伝播しており、その中で識別された若い星が巨大な星のために引き起こされている可能性が高いことを意味します。また、この領域は、西方向に向かって制限されたイオン化と、東方向に向かって制限された密度であることがわかります。イオン化ガス、分子材料、およびYSO候補の分布に基づきます。Sh2-112H{\scii}領域は、円柱状分子雲の表面で進化したブリスター型H{\scii}領域の良い候補であると提案します。
DA白色矮星の脈動特性に対するイオンのクーロン拡散の影響
| Title |
The_impact_of_Coulomb_diffusion_of_ions_on_the_pulsational_properties_of_DA_white_dwarfs |
| Authors |
Leandro_G._Althaus,_Alejandro_H._C\'orsico_and_Francisco_De_Ger\'onimo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11131 |
元素の拡散は、表面の存在量、内部構造、脈動特性、および白色矮星の進化に実質的に影響を与える重要な物理的プロセスです。進化する白色矮星の冷却時間におけるイオンのクーロン分離の影響、それらの化学的プロファイル、Brunt-V\"ais\"al\"a（浮力）周波数、およびZZCeti不安定帯での脈動周期を研究します。高密度でのクーロン相互作用によるイオンの重力沈降の影響を組み込んだ時間依存元素拡散スキームに基づいて、それらの前駆体の歴史から導き出された白色矮星モデルの完全な進化を追跡します。クーロン沈降が深く見られます。超大規模（$M_*>1M_{sun}$）白色矮星の化学的プロファイルを進化に沿って変化させ、ヘリウムがコアに向かって内側に拡散するのを防ぎ、その結果、化学遷移ゾーンがはるかに狭くなります。超大規模なZZCeti星では、$g$モードの脈動周期が$15\％$まで変化すると予想されます。これは、このような星の詳細な星状地震学的分析で考慮に入れる必要があります。rfs、クーロン分離の影響ははるかに目立たず、観測された期間の典型的な不確実性よりも大きいものの、前駆体の進化の不確実性に起因する期間の変化よりも低いZZCeti星の期間の変化をもたらします。
銀河系外ニュートリノのエネルギー依存フレーバー比による天文学
| Title |
Astronomy_with_energy_dependent_flavour_ratios_of_extragalactic_neutrinos |
| Authors |
Siddhartha_Karmakar,_Sujata_Pandey,_Subhendu_Rakshit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07336 |
超軽量暗黒物質（DM）と相互作用する高エネルギー天体物理ニュートリノは、フレーバー比のエネルギー依存性を誘発するフレーバー振動を受ける可能性があります。ニュートリノエネルギーへのそのような依存性は、IceCubeやKM3NeTのようなニュートリノ望遠鏡のトラック対シャワー比に反映されます。これは、そのようなニュートリノの疑わしい源であるAGN、GRBなどのような天体物理学の物体のDM密度プロファイルを研究する可能性を開きます。
暗黒物質の崩壊、$ H_0 $の張力、およびリチウムの問題
ハッブル定数$H_0$の観測値と推定値の間の鋭い張力は、タイプ$\chi$の暗黒物質粒子の一部が光子$\gammaに関連して非熱的に生成された場合に緩和できることが長い間知られています。$重くて比較的長寿命の状態の崩壊を通して、すなわち。$X\to\chi+\gamma$。最近、このモデルは、$M=4$MeVおよび$m=0.04$keVの場合、長年のリチウム問題も解決できることが提案されました。ここで、$M$および$m$はそれぞれ$X$および$\chi$の質量です。。$\chi$によって運ばれる同等の軽いニュートリノ種$\DeltaN_{eff}$の数を表す一般的な関数形式を計算します。$1\sigma$レベルで$H_0$張力を解決するには、$m$で55％の修正が必要であり、必要な$\DeltaN_{eff}$がPlanckデータによって95％CLで除外されていることを示します。私たちは、宇宙論的異常を緩和するために、動的暗黒物質のより複雑なモデルを支持すると主張します。
ヌル測地線合同、重力レンズおよびCMB強度プロファイル
光子の角度位置はメートル法の摂動によって変化するため、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度変動は重力レンズによって変化することが知られています。スカラーモードとテンソルモードを使用した摂動フリードマン-ロバートソン-ウォーカー（FRW）時空の測地線偏差のコンテキストでこの効果を再検討します。最初に、ヌル測地線方程式の解を使用して、ザックス・ヴォルフェ効果の代替導出を行います。次に、デカップリング後の光子のビームに対応するヌル測地線合同の横断面の2次元誘導メトリックを決定します。合同に沿った変化が膨張とせん断として分解できるこのメトリックは、偏光テンソルのストークスパラメータに類似した3つの変数によって特徴付けることができる重要な強度プロファイルを生成することが示されています。
磁場の存在下での有限密度でのハドロン-クォーク相転移：異方性アプローチ
| Title |
Hadron-Quark_Phase_Transition_at_Finite_Density_in_the_Presence_of_a_Magnetic_Field:_Anisotropic_Approach |
| Authors |
E._J._Ferrer_and_A._Hackebill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10574 |
システムの状態方程式の均一磁場によって生成される異方性を考慮に入れて、有限密度で磁場の存在下でのハドロン-クォーク相転移を調査します。2つの相の境界に沿って、ゼロ温度でバリオン化学ポテンシャルを増加させることによって発生する1次相転移を駆動する新しい異方性平衡条件を見つけます。システムがハドロン相からクォーク相に移行した後、磁場が穏やかにブーストされることが示されています。各相は常磁性であり、クォーク相の磁化率が高いことがわかります。第一原理から、音速は磁場の存在下で異方性になり、磁場方向に沿った方向と磁場方向を横切る方向で異なる値を持つことが証明されています。インターフェースの両側の音速が決定され、クォークセクターがより速い音速をサポートしていることがわかります。これは、より堅い状態方程式を意味します。中性子星の物理学との関係は、論文全体を通して強調されています。
相互作用する真空についての明白な因果的インイン摂動論
インイン摂動理論は、宇宙論と非平衡物理学にとって不可欠なツールです。ここでは、ド・ジッター/インフレのコンテキストに特に関連する2つの重要な側面の間の明らかな矛盾を調整します。（i）自由を投影するi*epsilon処方（「Bunch-Davies」）を使用して、ユニタリー時間発展をわずかに変形する必要性）相互作用する真空に真空をかけ、頂点積分を明確に定義します。（ii）正確なユニタリー性を仮定して、ローカル演算子の期待値内の因果関係の制約を明らかにする、インイン摂動論のワインバーグの「ネストされた交換子」再定式化。修正されたi*epsilon処方は、（ii）の導出が基づく正確なユニタリー性を維持し、摂動論のすべての次数に（i）と自明ではないことに同意することを示します。
（超）光スカラーからなるダークセクターの宇宙論を研究します。スカラー質量は放射的に不安定であるため、UVスケールよりもはるかに小さくするには、特別な説明が必要です。スカラー質量の起源には2つのよく知られたメカニズムがあります。スカラーは疑似ゴールドストーンボソンとして識別でき、そのシフト対称性はアクシオンのような非摂動的補正によって明示的に破られます。あるいは、グルーボールのような複合粒子として識別でき、その質量は理論の閉じ込めスケールによって制限されます。どちらの場合も、スカラーは自然に軽くすることができますが、相互作用の動作はまったく異なります。アクシオン（グルーボール）の質量が軽いほど、相互作用の強さは弱く（強く）なります。シフト対称性が隠れた非アーベルゲージ対称性によって異常に壊れている暗いアクシオンを考えます。ゲージ群の閉じ込め後、暗いアクシオンと暗いグルーボールは塊になり、両方とも多成分暗黒物質を形成します。暗いグルーオンから暗いアクシオンへのエネルギーの流れの影響を注意深く検討し、背景と摂動変数の完全な運動方程式を導き出します。エントロピーの進化と等曲率摂動に対する暗いアクシオン-暗いグルーオン結合の影響も明らかにされています。最後に、高赤方偏移で観測された超大質量ブラックホールのシードの形成に寄与する可能性を探るために、ハロー形成後のグルーボールサブコンポーネント暗黒物質の重力熱崩壊について議論します。単純化された仮定では、$\sim0.01-1{\rmMeV}$の質量を持つグルーボールサブコンポーネント暗黒物質、およびGUTスケール減衰定数（${\calO}（10^{-18}）\、{\rmeV}$）は、高い赤方偏移での超大規模なブラックホールの起源に関するヒントを提供できます。
温度依存の熱拡散率を伴う非ブシネスク低プラントル数対流
| Title |
Non-Boussinesq_low-Prandtl_number_convection_with_a_temperature-dependent_thermal_diffusivity |
| Authors |
Ambrish_Pandey,_J\"org_Schumacher,_and_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11120 |
太陽のような星の対流の特性に対する熱拡散率の強い半径方向の依存性の役割を理解するために、水平方向に拡張された長方形領域（アスペクト比）での非オーバーベック-ブシネスク（NOB）対流におけるその効果を模倣します。16）、熱拡散率$\kappa$を温度とともに増加させることによって（星の場合のように）。直接数値シミュレーション（つまり、モデリングを必要とせずに最小スケールまで解像することによる支配方程式の数値解法）は、Oberbeck-Boussinesq（OB）シミュレーション（2つは比較目的で実行）と比較して、対称性を示しています。速度と熱流束のプロファイルは本質的に対称のままですが、中央水平面の周りの温度場のは壊れています。星の変化に似ている$\kappa（T）$を選択すると、温度場は計算領域のより高温の部分に向かって微細構造を失いますが、乱流熱「上部構造」の特徴的な大規模です。サイズが通常対流領域の深さよりも大きい構造であるこれらは、深さにほとんど依存しません。
