{\ Lambda} CDMユニバースでのシェルクロッシング
摂動論は宇宙の大規模構造を研究するための不可欠なツールであり、したがってその限界を確立することが最も重要です。摂動論の重要な制限の1つはシェル交差です。これは、コールドダークマターの軌道が初めて交差する場合です。現実的な3次元宇宙のランダムな初期データについて、最初のシェル交差の近くで非常に高次のラグランジアン摂動理論（LPT）を調査します。このために、物質軌道の全次漸化式を数値的に実装しました。これにより、シェル交差でのLPTシリーズの収束が確立されます。40次まで実行された収束研究は、収束を制限する特異点の性質を明らかにします。これらの特異点は、シェル交差時のよく知られた密度特異点ではありませんが、LPTが物理的に意味のある結果を提供しなくなった後で発生します。
X線の環境依存性と銀河団の光学的性質
| Title |
Environmental_dependence_of_X-ray_and_optical_properties_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Maria_Manolopoulou,_Ben_Hoyle,_Robert_G._Mann,_Martin_Sahlen_and_Seshadri_Nadathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12671 |
銀河団は、質量、光度、温度分布などの特性を通じて宇宙論的パラメーターを制約するために広く使用されています。信頼できる制約を得るためには、これらの分析に影響を与える可能性のあるあらゆる種類のバイアスを考慮に入れる必要があります。この作業では、ボイドの内外の位置と周囲の空間の密度によって定義される、さまざまな大規模環境に存在するクラスターの特性の違いを研究します。観測とシミュレーションの両方のクラスターとボイドのカタログ、つまりXCSとredMaPPerクラスター、BOSSボイド、およびMagneticumシミュレーションを使用します。クラスター用に2つの異なる環境プロキシを考案し、それらの赤方偏移、豊かさ、質量、X線の光度、温度分布、および銀河集団のいくつかの特性を研究します。コルモゴロフ-スミルノフの2サンプルテストを使用して、より豊かでより大規模なクラスターが、過密領域およびボイドの外側でより一般的であることを発見します。また、過密領域と外側のボイドに一致する豊かさと質量のクラスターは、X線の光度と温度が高くなる傾向があることもわかりました。銀河団の質量較正は環境によって異なる可能性があるため、これらの違いは、銀河団の精密宇宙論に重要な影響を与える可能性があります。
スローロール以降の確率的インフレを数値的にモデル化
サブハッブルモードからの確率的補正の影響下でのインフレダイナミクスの完全な数値処理を提示します。確率微分方程式の形で粗視化インフラトンダイナミクスを生じさせるサブハッブル量子モードから生じる確率ノイズ項を正確にモデル化する方法について説明します。確率微分方程式は、離散時間グリッド上でイベントごとに解かれます。次に、インフラトンの変動を正規に定量化することにより、Mukhanov-Sasaki方程式を使用して従来の方法で計算されたパワースペクトルと比較できる曲率摂動のパワースペクトルを計算します。私たちの数値手順は、形式を超スローロールインフレーションに簡単に拡張し、原始ブラックホール形成の可能性を研究するのに役立ちます。
| Title |
Hunting_for_Dark_Matter_Subhalos_in_Strong_Gravitational_Lensing_with_Neural_Networks |
| Authors |
Joshua_Yao-Yi_Lin,_Hang_Yu,_Warren_Morningstar,_Jian_Peng,_Gilbert_Holder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12960 |
暗黒物質の下部構造は、暗黒物質の特性を明らかにすることができるため、興味深いものです。コールドダークマターの衝突のないN体シミュレーションは、私たちの局部銀河群で観測された矮小銀河衛星の集団と比較して、より多くの下部構造を示しています。したがって、宇宙論的スケールでサブハロの集団と特性を理解することは、コールドダークマターの興味深いテストになるでしょう。近年、強くレンズ化された拡張背景銀河の画像の近くで、個々の暗黒物質サブハロを検出することが可能になりました。この作業では、深層ニューラルネットワークを使用して暗黒物質のサブハロを検出する可能性について説明し、シミュレーションデータを使用していくつかの予備的な結果を示します。ニューラルネットワークは、複数の暗黒物質サブハロの検出で有望な結果を示すだけでなく、サブハロがない滑らかなレンズのレンズアークでサブハロを拒否することも学習することがわかりました。
| Title |
A_forward-modelling_method_to_infer_the_dark_matter_particle_mass_from_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Qiuhan_He,_Andrew_Robertson,_James_Nightingale,_Shaun_Cole,_Carlos_S._Frenk,_Richard_Massey,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Ran_Li,_Xiaoyue_Cao,_Amy_Etherington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13221 |
構造形成のコールドダークマター（CDM）モデルの基本的な予測は、太陽下の質量にまで及ぶダークマターハローの膨大な集団の存在です。対照的に、暖かい熱遺物やステライルニュートリノ（WDM）など、暗黒物質の性質に関する他の可能性は、$\sim10^8〜{\rmM}_の質量での質量関数のカットオフを予測します。\odot$。模擬観測を使用して、銀河銀河の強いレンズへの視線に沿った低質量暗黒物質ハローの宇宙論的数密度に関する情報を抽出するためのフォワードモデリングアプローチの実行可能性を示します。これは、熱遺物の暗黒物質粒子$m_\mathrm{DM}$の質量を制限するために使用できます。ハッブル宇宙望遠鏡の解像度と信号対雑音比（既存のSLACS調査と同様）で50個の強力なレンズを使用すると、CDMの予想される2$\sigma$制約は$m_\mathrm{DM}>3.7\、\mathrm{keVです。}$。ただし、暗黒物質が$m_\mathrm{DM}=2.2\、\mathrm{keV}$の暖かい粒子である場合、$m_\mathrm{DM}>3.2\、\mathrm{keV}を除外できます。$。私たちの[近似ベイズ計算]法は、将来の宇宙望遠鏡で観測される強力なレンズの大きなサンプルに拡張でき、宇宙進化論の標準的なCDMモデルを除外する可能性があります。将来の調査設計を支援するために、これらの制約がデータ品質（空間分解能と積分時間）およびレンズ形状（ソースとレンズの赤方偏移）にどのように依存するかを定量化します。
21cmの森による超軽量アクシオン様粒子のオシロンのプロービング
| Title |
Probing_Oscillons_of_Ultra-Light_Axion-like_Particle_by_21cm_Forest |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Wakutaka_Nakano,_Hiromasa_Nakatsuka,_Eisuke_Sonomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13504 |
超軽量アクシオン様粒子（ULAP）は、天体物理学における小規模な問題の解決策の1つとして動機付けられています。このようなスカラー粒子が$\mathcal{O}（1）$の振幅で二次よりも浅いポテンシャルで振動すると、局所的な高密度オブジェクトであるオシロンを形成する可能性があります。断熱不変量がおおよそ保存されているために寿命が長いため、赤方偏移$z\sim\mathcal{O}（10）$として最近の宇宙まで生き残ることができます。これらのオシロンの影響を受けるスケールは、ULAPの質量$m$によって決定され、21cm線の観測によって検出可能です。この論文では、21cm線でULAPを検出する可能性を調べ、$m\lesssim10^{-19}\{\rmeV}$とULAPの割合があれば、オシロンが21cm線観測の信号を増強できることを発見しました。暗黒物質への変換は、ポテンシャルの形に応じて$10^{-2}$よりはるかに大きくなります。
運動結合モデルにおける磁気発生の勾配展開形式
| Title |
Gradient_expansion_formalism_for_magnetogenesis_in_the_kinetic_coupling_model |
| Authors |
O.O._Sobol,_A.V._Lysenko,_E.V._Gorbar,_and_S.I._Vilchinskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13587 |
動的結合モデルで膨張中の磁気発生を説明するために、長波長（スーパーホライズン）モードのみが増幅を受けるという事実に基づく勾配展開を利用します。この目的のために、方程式の無限の連鎖を満たす一連の関数（電磁場と任意の数の空間カールの双線形の組み合わせ）を紹介します。インフラトンとの相互作用による通常のモード強化とは別に、これらの方程式は、関連するモードの数がインフレーション中に絶えず増加するという事実も考慮に入れています。このチェーンを切り捨てると、方程式の数が比較的少ない場合でも、インフレーション段階全体で数パーセントの精度で電気および磁気エネルギー密度を記述することが可能であることがわかります。強い逆反応とその欠如を伴う体制におけるさまざまなタイプの結合関数（増加、減少、および非単調）についてこの結論に到達します。
強いレンズシミュレーションに対する質量マップの切り捨ての影響
| Title |
The_impact_of_mass_map_truncation_on_strong_lensing_simulations |
| Authors |
Lyne_Van_de_Vyvere,_Dominique_Sluse,_Sampath_Mukherjee,_Dandan_Xu,_Simon_Birrer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13650 |
強い重力レンズは、宇宙のパラメーターを測定し、銀河の進化のメカニズムを研究するための強力なツールです。ただし、定量的な強いレンズの研究では、模擬観測が必要になることがよくあります。銀河の完全な複雑さを捉えるために、レンズ銀河は多くの場合、高解像度、暗黒物質のみ、または流体力学シミュレーションから描画されます。これらには独自の制限がありますが、モックレンズシステムをエミュレートするためにそれらを使用する方法も、重大なアーティファクトをもたらす可能性があります。この作業では、コンフォーマルな等密度コンターを持つ基準密度プロファイルにさまざまな切り捨てスキームを適用することにより、強力なレンズのシミュレーションに対する質量切り捨ての特定の影響を特定して調査します。私たちの主な発見は、不適切な大量の切り捨てが望ましくない人工的なせん断を引き起こす可能性があるということです。スプリアスせん断の振幅は、切り捨て領域の形状とサイズ、およびレンズ密度プロファイルの傾きと楕円率に依存します。この影響により、H0の値、またはこれらのシステムのモデリングによって推測されるせん断振幅は、数パーセントバイアスされる可能性があります。ただし、レンズ投影マップがアインシュタイン半径の少なくとも50倍に及ぶ場合、影響は無視できることを示します。
バッグモデルを超えたエネルギー収支と重力波スペクトル
| Title |
The_energy_budget_and_the_gravitational_wave_spectra_beyond_the_bag_model |
| Authors |
Xiao_Wang,_Fa_Peng_Huang,_Xinmin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13770 |
宇宙論的な一次相転移のエネルギー収支は、重力波の生成に不可欠です。エネルギー収支に関するこれまでの研究のほとんどは、対称相と破壊相で同じ音速のバッグモデルに基づいています。バッグモデルを超えて、エネルギー収支と対応する重力波スペクトルを研究します。ここでは、音速が対称位相と壊れた位相で異なる可能性があります。代表的な有効モデルについて、不良モデルを超えた相転移パラメーターのさまざまな組み合わせについて、さまざまな位相の音速、重力波スペクトル、および信号対雑音比を計算します。これらの新しい結果を、バッグモデルから得られた結果と比較します。より正確な予測を行うには、適切な温度での適切な音速と相転移パラメータが重要です。
| Title |
Insights_into_the_planetary_dynamics_of_HD_206893_with_ALMA |
| Authors |
S._Marino,_A._Zurlo,_V._Faramaz,_J._Milli,_Th._Henning,_G._M._Kennedy,_L._Matr\`a,_S._P\'erez,_P._Delorme,_L._A._Cieza,_A._M._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12582 |
リングとギャップの形の放射状の下部構造は、原始惑星系円盤の間で遍在することが示されています。これはexoKuiperベルトにも当てはまる可能性があり、その証拠が浮上しています。この論文では、HD206893を取り巻く破片/微惑星ディスクのALMA観測を提示します。これは、2および11auで2つの大規模なコンパニオンもホストするシステムです。私たちの観測では、30から180auに伸びる円盤が、74auを中心とする27auの広いギャップで分割されており、11auの赤褐色矮星（BD）の周囲にほこりがないことがわかります。ギャップ幅は、74auに0.9M$_\mathrm{Jup}$惑星が存在することを示唆しています。これは、このシステムの3番目のコンパニオンになります。BDの以前の位置天文学を、以前の派生ディスク方向と組み合わせて使用することで、軌道をより適切に制約し、奇行の可能性が高いことがわかりました（$0.14^{+0.05}_{-0.04}$）。最も内側のコンパニオンについては、RV、固有運動の異常、および安定性の考慮事項を使用して、その質量と準主軸が4〜100M$_\mathrm{Jup}$および1.4〜4.5auの範囲にある可能性が高いことを示しました。これらの3人の仲間は、永年のタイムスケールで相互作用し、微惑星の軌道を混乱させ、ディスクをかき混ぜ、永年共鳴を介して現在の範囲でディスクを切り捨てる可能性があります。最後に、このシステムにギャップが存在すると、幅の広いexoKuiperベルトでギャップが一般的である可能性があるという証拠が増えています。十分な解像度でALMAで観測された6つの幅の広い破片ディスクのうち、4〜5はギャップの形で放射状の下部構造を示しています。
ループスクラスIII星のALMA調査：初期の微惑星帯形成と急速な円盤分散
| Title |
ALMA_Survey_of_Lupus_Class_III_Stars:_Early_Planetesimal_Belt_Formation_and_Rapid_Disk_Dispersal |
| Authors |
J._B._Lovell,_M._C._Wyatt,_M._Ansdell,_M._Kama,_G._M._Kennedy,_C._F._Manara,_S._Marino,_L._Matr\`a,_G._Rosotti,_M._Tazzari,_L._Testi,_J._P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12657 |
クラスIIIの星は、大きな非光球赤外線放射のない星形成領域にある星であり、原始惑星状星円盤の最近の分散を示唆しています。ALMAが${\sim}856\mu$mの1〜3MyrLupus領域で30個のクラスIII星を観測した結果、星周塵に起因する4つの検出が行われました。推定されるダストの質量は$0.036{-}0.093M_\oplus$であり、以前の測定値よりも${\sim}1$桁低くなっています。1つのディスクは半径${\sim}80$auで解決されます。視野内の2つのクラスIIソースも検出され、他の11のソースは、サブmm銀河数カウントと一致しています。非検出を積み重ねると、平均ダスト質量${\sim}0.0048M_\oplus$の限界検出が得られます。COJ=3-2ラインからのガス放出を検索し、その検出をNOLupに提示して、ガス質量（$4.9{\pm}1.1$）${\times}10^{-5}M_\oplus$を推測しました。ガスとダストの比率は$1.0{\pm}0.4$です。私たちの調査をクラスIIの情報源と組み合わせると、$0.09{-}2M_\oplus$から${>}0.7M_\odot$おおかみ座の星のディスク質量分布にギャップがあり、原始惑星系円盤からのmmサイズの塵の急速な分散の証拠が示されています。クラスIIIの円盤の質量分布は、主系列星の周りに見られる塵円盤を補充し続ける微惑星帯の人口モデルと一致しています。これは、微惑星帯の形成が長寿命の原始惑星系円盤を必要としないことを示唆しています。つまり、微惑星は${\sim}$2Myr以内に形成されます。4つのクラスIIIディスクはすべて衝突補充と一致していますが、2つについては、ガスおよび/または中赤外放射は、原始惑星系円盤の分散の最終段階にある原始星周物質を示している可能性があります。サブmm検出のない2つのクラスIII星は、${\sim}1$au内で進行中の惑星形成プロセスから発生する可能性のある高温放射を示します。
曇りを使用したWD1124-293周辺の星周ガスの特性評価
| Title |
A_Characterization_of_the_Circumstellar_Gas_around_WD_1124-293_using_Cloudy |
| Authors |
Amy_Steele,_John_Debes,_Siyi_Xu,_Sherry_Yeh,_and_Patrick_Dufour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12667 |
白色矮星（WD）の30〜50％は、大気中に重い元素を示しています。この「汚染」は、外惑星によって摂動された微惑星がWDの潮汐破壊半径内に降着することから生じると考えられています。これらのWDのごく一部は、星周（C-S）ガスからの放出または吸収のいずれかを示しています。C-Sガスを含むWDの光球中の金属の存在量は、地球のバルク組成とほとんど同じです。C-S成分は、衝突および/または崩壊する微惑星の昇華によって生成されたガスから発生します。WD1124-293の高解像度分光観測は、複数の遷移におけるCaの光球およびC-S吸収を明らかにします。ここでは、高い信号対雑音比スペクトル、更新されたWD大気分析、およびそのC-Sガスの自己無撞着モデルを提示します。WD1124-293の光球内のCa、Mg、およびFeの存在量を制限し、C-Sガス中のこれら3つの種の存在量と一致します。C-Sガスの位置は、約100個の白色矮星半径であり、C-Sと光球の組成はこれまでのところ一貫しており、ガスは等温ではなく、C-SCaの量は20年間変化していません。また、Cloudyを使用して、汚染されたWDの周囲の吸収で見られるC-Sガスをモデル化する方法も示します。Cloudyを使用して汚染されたWDの周囲のC-Sガスの存在量をモデル化すると、微惑星外の組成を測定する新しい方法が提供され、太陽系の岩体の組成と直接比較できるようになります。
恒星食は、太陽系外縁天体とケンタウロスのミリ秒角天文学を可能にします
| Title |
Stellar_occultations_enable_milliarcsecond_astrometry_for_Trans-Neptunian_objects_and_Centaurs |
| Authors |
F._L._Rommel_(1,_2_and_3),_F._Braga-Ribas_(2,_1_and_3),_J._Desmars_(4_and_5),_J._I._B._Camargo_(1_and_3),_J._L._Ortiz_(6),_B._Sicardy_(7),_R._Vieira-Martins_(1_and_3),_M._Assafin_(8_and_3),_P._Santos-Sanz_(6),_R._Duffard_(6),_E._Fern\'andez-Valenzuela_(9),_J._Lecacheux_(7),_B._E._Morgado_(7,_1_and_3),_G._Benedetti-Rossi_(7_and_3),_A._R._Gomes-J\'unior_(10),_C._L._Pereira_(2_and_3),_D._Herald_(11,_12_and_13),_W._Hanna_(11_and_12),_J._Bradshaw_(14),_N._Morales_(6),_J._Brimacombe_(15),_A._Burtovoi_(16_and_17),_T._Carruthers_(18),_J._R._de_Barros_(19),_M._Fiori_(20_and_17),_A._Gilmore_(21),_D._Hooper_(11_and_12),_K._Hornoch_(22),_C._Jacques_(19),_T._Janik_(11),_S._Kerr_(12_and_13),_P._Kilmartin_(21),_Jan_Maarten_Winkel_(11),_G._Naletto_(20_and_17),_D._Nardiello_(24_and_17),_V._Nascimbeni_(17_and_20),_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12708 |
太陽系外縁天体（TNO）とケンタウロスは私たちの惑星系形成の名残であり、それらの物理的性質は進化論にとって貴重な情報を持っています。恒星食は、これらの小天体を研究するための地上ベースの方法であり、刺激的な結果を示しています。これらの観察は、関与する体の正確なプロファイルを提供し、そのサイズと形状の正確な決定を可能にします。目標は、TNOのシングルコード検出でさえ、ガイアの2番目のデータリリース（DR2）の参照フレームでミリ秒角の位置天文位置を測定できることを示すことです。その後、正確な天体暦を生成できるため、はるかに高い信頼性で恒星食を予測できます。星食からのデータを分析して、関与する物体の位置天文学的位置を取得しました。ガイア時代以前に発行されたイベントは、ガイアDR2カタログが参考になるように更新されました。以前に決定されたサイズを使用して、検出された弦と国際天文基準座標系（ICRS）で伝播されたガイアDR2星の位置に関して、オブジェクトの中心の位置とそれに対応する誤差を計算しました。19個のTNOと4個のケンタウロスについて37個の正確な位置天文位置を導き出します。これらのイベントの21は、ここで初めて提示されます。結果の約68\％はシングルコード検出に基づいていますが、ほとんどはサブミリ秒レベルで固有の精度を持っています。いくつかのボディの直径と形状の制約の下限も、貴重な副産物として提示されます。GaiaDR2カタログを使用して、恒星食を1回検出するだけでも、天体暦を大幅に改善できることを示します。これにより、将来の恒星食を高精度で予測できます。観察キャンペーンは、このヘルプを使用して効率的に編成でき、関連するオブジェクトの完全な物理的特性を提供する場合があります。
偏平天体の周りの帯球調和関数を完全に表す軌道要素のセット
この作品は、偏平天体の周りの帯球調和問題を完全に表すために、軌道要素の新しいセットを紹介します。この新しい軌道要素のセットにより、摂動されていない問題の完全な線形システムを取得できます。さらに、偏平天体の重力から帯状高調波によって生成される摂動を考慮すると、完全な多項式システムを取得できます。これらの軌道要素は特異点を示さず、楕円軌道、放物線軌道、双曲線軌道など、あらゆる種類の軌道を表すことができます。さらに、ポアンカレ-リンドステット摂動法のこの定式化への適用が含まれており、J2摂動の場合の問題のおおよその一次解が得られます。
CLASSを使用した40GHzおよび90GHzでの金星観測
| Title |
Venus_Observations_at_40_and_90_GHz_with_CLASS |
| Authors |
Sumit_Dahal,_Michael_K._Brewer,_John_W._Appel,_Aamir_Ali,_Charles_L._Bennett,_Ricardo_Bustos,_Manwei_Chan,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_D._Couto,_Rahul_Datta,_Kevin_L._Denis,_Joseph_Eimer,_Francisco_Espinoza,_Thomas_Essinger-Hileman,_Dominik_Gothe,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_John_Karakla,_Tobias_A._Marriage,_Sasha_Novack,_Carolina_N\'u\~nez,_Ivan_L._Padilla,_Lucas_Parker,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_Reeves,_Gary_Rhoades,_Karwan_Rostem,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Janet_L._Weiland,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12739 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor（CLASS）を使用して、ディスク平均の絶対金星輝度温度を、38.8と93.7を中心とするQおよびW周波数帯域で432.3$\pm$2.8Kおよび355.6$\pm$1.3Kと測定します。それぞれGHz。両方の周波数帯域で、これらはこれまでで最も正確な測定値です。さらに、どちらの帯域でも測定温度の位相依存性は見られません。私たちの測定値は、SO$_2$やH$_2$SO$_4$などの微量の追加吸収体を含むCO$_2$優勢大気モデルと一致しています。
ALMAによるタイタン上のシクロプロペニリデンの検出
| Title |
Detection_of_Cyclopropenylidene_on_Titan_with_ALMA |
| Authors |
Conor_A._Nixon,_Alexander_E._Thelen,_Martin_A._Cordiner,_Zbigniew_Kisiel,_Steven_B._Charnley,_Edward_M._Molter,_Joseph_Serigano,_Patrick_G._J._Irwin,_Nicholas_A._Teanby,_Yi-Jehng_Kuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12743 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で行われた高感度分光観測から、タイタンでの小環状分子シクロプロペニリデン（c-C3H2）の最初の検出を報告します。シクロプロペニリデンの複数のラインが2つの別々のデータセットで検出されました：2016年の約251GHz（バンド6）と2017年の約352GHz（バンド7）。これらの排出量のモデリングは、350kmステップモデルで0.50+/-0.14ppb（2016）および0.28+/-0.08（2017）の存在量を示しています。これは、存在量の減少、または0.33+/-の平均値のいずれかを示している可能性があります。0.07ppb。推定されるカラムの存在量は、光化学モデルの予測と同様に、2016年には（3-5）E12cm-2、2017年には（1-2）E12cm-2です。以前、C3H3+イオンは、カッシーニのイオンおよび中性質量分析計（INMS）によってタイタンの電離層で測定されていましたが、中性（非プロトン化）種はこれまで検出されておらず、芳香族構造と脂肪族構造をINMSで決定できませんでした。したがって、私たちの研究は、ベンゼン（C6H6）とともにタイタンの大気中で2番目に知られている環状分子であるシクロプロペニリデンの最初の明確な検出と、この分子が惑星大気で初めて検出されたことを表しています。また、N-複素環分子のピリジンとピリミジンを検索して、両方のケースで非検出を見つけ、上記の均一な存在量について、2-{\sigma}の上限である1.15ppb（c-C5H5N）と0.85ppb（c-C4H4N2）を決定しました。300キロ。環状分子に関するこれらの新しい結果は、タイタンの大気中の光化学経路に新たな制約をもたらし、複雑な分子形成への影響を完全に理解するには、新しいモデリングと実験作業が必要になります。
スピッツァーは、ホットネプチューンLTT9979bの大気中の分子吸収の証拠を明らかにします
| Title |
Spitzer_Reveals_Evidence_of_Molecular_Absorption_in_the_Atmosphere_of_the_Hot_Neptune_LTT_9979b |
| Authors |
Diana_Dragomir,_Ian_J._M._Crossfield,_Bjorn_Benneke,_Ian_Wong,_Tansu_Daylan,_Matias_Diaz,_Drake_Deming,_Paul_Molliere,_Laura_Kreidberg,_James_S._Jenkins,_David_Berardo,_Jessie_L._Christiansen,_Courtney_D._Dressing,_Varoujan_Gorjian,_Stephen_R._Kane,_Thomas_Mikal-Evans,_Farisa_Y._Morales,_Michael_Werner,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Knicole_D._Colon,_Willie_Fong,_Natalia_Guerrero,_Katharine_Hesse,_Hugh_P._Osborn_Mark_E._Rose,_Jeffrey_C._Smith,_and_Eric_B._Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12744 |
高照射環境での岩のない太陽系外惑星はまれです。TESSObjectofInterest（TOI）193.01としても知られるLTT9979bは、これまでに発見された数少ないそのような惑星の1つであり、超高温の海王星の最初の例です。惑星のかさ密度は、それがかなりの大気を持っていることを示しているので、その大気組成を調査し、その起源にさらに光を当てるために、3.6および4.5$\mu$mでLTT9979bの{\itスピッツァー}IRAC二次日食観測を取得しました。{\itSpitzer}の観測と{\itTESS}バンドパスの二次日食の測定を組み合わせました。結果として得られる二次日食スペクトルは、黒体スペクトルよりもCO吸収を含むモデルを強く好み、偶然にもLTT9979bを最初の{\itTESS}太陽系外惑星（および最初の超高温ネプチューン）にし、その大気にスペクトルの特徴があることを示しています。同様に照射されたホットジュピターの大気に基づく予想とは相容れない、熱逆転の証拠は見つかりませんでした。また、2305$\pm$141Kの公称昼側輝度温度（3.6$\mu$mの二次日食測定に基づく）を報告し、99.7\％の信頼度で惑星の軌道離心率を$e<0.01$に制限しました。レベル。コンパニオンペーパーで報告されたLTT9979bの熱相曲線の分析とともに、私たちの結果は、暑いネプチューン砂漠で発見された太陽系外惑星のより大きなサンプルの同様の調査、この集団の起源を明らかにするための鍵となる調査の舞台を設定しました。
ホットネプチューンLTT9779bの位相曲線は、高金属量の雰囲気を示唆しています
| Title |
Phase_Curves_of_Hot_Neptune_LTT_9779b_Suggest_a_High-Metallicity_Atmosphere |
| Authors |
Ian_J._M._Crossfield,_Diana_Dragomir,_Nicolas_B._Cowan,_Tansu_Daylan,_Ian_Wong,_Tiffany_Kataria,_Drake_Deming,_Laura_Kreidberg,_Thomas_Mikal-Evans,_Varoujan_Gorjian,_James_S._Jenkins,_Bjoern_Benneke,_Karen_A._Collins,_Christopher_J._Burke,_Christopher_E._Henze,_Scott_McDermott,_Ismael_Mireles,_David_Watanabe,_Bill_Wohler,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12745 |
位相曲線の測定は、太陽系外惑星の大気の組成、熱構造、およびダイナミクスの全体像を提供します。これまでに行われた数十の位相曲線測定のほとんどは、大きくて巨大なホットジュピターのものですが、惑星形成のより典型的な最終生成物である小さな惑星の大気を調査することにかなりの関心があります。そのような惑星の1つは、海王星砂漠の珍しい住人である超高温の海王星LTT9779bです。コンパニオンペーパーは、惑星の二次日食と日中の熱放射スペクトルを示しています。この作業では、スピッツァーとTESS測光を使用して特徴付けられた惑星の光学および赤外線位相曲線について説明します。LTT9779bの4.5umでの熱位相変動を検出し、358+/-106ppmの位相振幅と、太陽直下点の東-10度+/-21度のピーク放射の経度を見つけます。二次日食観測と組み合わせると、これらの位相曲線の測定値は、4.5umの昼側の輝度温度が1800+/-120K、夜間の輝度温度が700+/-430K（2シグマの信頼度で<1350K）であることを意味します。、および1110+/-460Kの昼夜の明るさの温度コントラスト。3DGCMの予測、および同様のレベルの恒星照射を経験している高温の木星の同様の観測とデータを比較します。決定的ではありませんが、4.5umの小さな位相オフセット、位相変動の比較的大きな振幅、およびターゲットの日中の発光スペクトルと同様の温度のホットジュピターのスペクトルとの質的な違いの測定はすべて、超太陽大気を示唆していますLTT9779bの金属量は、そのサイズと質量から予想されるとおりです。最後に、洗練された天体暦（P=0.79207022+/-0.00000069d、T0=2458783.51636+/-0.00027、BJD_TDB）を提供して、この興味深い惑星の大気をさらに特徴づける将来の観測の効率的なスケジューリングを可能にします。（要約）
KOI120.01の経年ダイナミクスと消失トランジットによる光度曲線の進化
| Title |
Light-Curve_Evolution_due_to_Secular_Dynamics_and_the_Vanishing_Transits_of_KOI_120.01 |
| Authors |
Yair_Judkovsky,_Aviv_Ofir,_Oded_Aharonson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13051 |
惑星軌道の非ケプラーのダイナミクスは、さまざまなタイプのバリエーションとして通過光度曲線に現れます。トランジットタイミング変動（TTV）に加えて、トランジットの形状には、軌道の形状の変動に関する追加情報が含まれています。この研究は、光度曲線フィッティングへの分析的アプローチを提示します。軌道要素の動的変化は、制限されたフィッティングパラメータのセットを持つ分析関数を使用して光度曲線に変換されます。私たちの方法はN体の統合を必要としないため、自由度が少なくなり、計算が高速になります。ここで説明するアプローチは、経年摂動の場合です。軌道運動が節点移動と近点移動によって支配されていると仮定することにより、光度曲線通過パラメータの解析式が軌道変動の関数として導出されます。そのような動的シナリオを検出して特徴づけることは、非通過コンパニオンの存在の可能性、またはホスト星の非球形の質量分布に関する情報を提供します。変動は、軌道面からの力を意味する可能性があり、したがって、システムのコンポーネント間の相互傾斜を調査します。導出されたモデルは、KOI120.01の消失する通過信号を正常に再現し、異常に急速なノード回帰を受けている近接バイナリシステムの1つのメンバーを周回する惑星の可能な興味深いシナリオを示唆しています。モデルパラメータは縮退しているため、この一意のKeplerオブジェクトにさらに制約を課すために提案される、フォローアップ観測に関連する情報を提供します。
若い惑星系の動的進化：同一平面上の軌道配置における恒星のフライバイ
| Title |
Dynamical_evolution_of_a_young_planetary_system:_stellar_flybys_in_co-planar_orbital_configuration |
| Authors |
Raffaele_Stefano_Cattolico_and_Roberto_Capuzzo-Dolcetta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13181 |
星団の恒星フライバイは、円盤の打ち切り、惑星移動、惑星の質量降着の観点から、若い惑星系の進化を混乱させる可能性があります。我々は、典型的な開いた若い星団での単一の近い恒星の遭遇の間の若い惑星系のフィードバックを調査します。恒星の摂動体の5つの質量を考慮します：0.5、0.8、1、3、および8M$_{Sun}$、惑星系円盤に対する共面、順行、および逆行軌道で、摂動者-ホスト星軌道ペリアストロンを100AUから変化させます500AUまで。巨大惑星が埋め込まれた低密度ディスクに囲まれた太陽型星で構成されるシステムのSmoothParticleHydrodynamicsCodeGaSPHを使用して、3Dモデル化を行いました。ディスクと惑星を特徴付けるグローバルパラメータの動的進化に焦点を当てています。、ディスクの質量の$63.2\％$を含むラグランジュ半径のように、惑星からそのホスト星までの距離、惑星の軌道偏心、および惑星の質量増加。シミュレートされたシステムの大部分は、摂動されていない場合よりも低い、中央の星からの木星の最終的な軌道距離である1回の接近した遭遇の後に、有意なディスクの切り捨てを示し、最後に、摂動されたシステムは最終的な質量を示すことがわかります摂動されていない場合よりも大きい木星惑星の降着。したがって、恒星のフライバイは、恒星の摂動体の軌道構成に関係なく、若い惑星系のダイナミクスを大幅に摂動させます。このような実験では、木星の惑星の最終的な円盤の半径と軌道パラメータは、恒星の接近遭遇によってかなり影響を受けます。
家族および非家族小惑星の共通の起源
| Title |
The_common_origin_of_family_and_non-family_asteroids |
| Authors |
Stanley_F._Dermott,_Apostolos_A._Christou,_Dan_Li,_Thomas_J._J._Kehoe_and_J._Malcolm_Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13218 |
現在、すべての小惑星は、既知の物体の破壊に起因する家族、または非家族のいずれかに分類されています。未解決の問題は、これらの非家族小惑星の起源です。それらは個別に形成されたのか、それとも既知のファミリーのメンバーとして、しかし無秩序に進化する軌道を持つのか、それとも古いゴーストファミリーのメンバーなのか、つまり、共通の親体を持つが軌道要素空間にもはやクラスター化しない軌道を持つ小惑星なのか？ここでは、内側のベルトの非家族小惑星のサイズがそれらの軌道離心率と相関し、それらの傾斜と反相関していることを示し、非家族小惑星と家族小惑星の両方が少数の大きな原始微惑星に由来することを示唆しています。内側のメインベルトの小惑星の約85％は、植物相、ベスタ、ニサ、ポラナ、オイラリアの家族に由来し、残りの約15％は、同じ家族、またはおそらく少数の幽霊の家族に由来すると推定されます。これらの新しい結果は、いくつかの大きな前駆体の進化の歴史の中で、さまざまな隕石グループの異なる特性の説明を探さなければならないことを意味します。私たちの発見はまた、原始惑星状星円盤内の物質の重力崩壊によって小惑星が大きく形成されたというモデルを支持しています。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星のコマからの塵中の固体リンとフッ素の検出
| Title |
The_detection_of_solid_phosphorus_and_fluorine_in_the_dust_from_the_coma_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Esko_Gardner,_Harry_J._Lehto,_Kirsi_Lehto,_Nicolas_Fray,_Ana\"is_Bardyn,_Tuomas_L\"onnberg,_Sihane_Merouane,_Robin_Isnard,_Herv\'e_Cottin,_Martin_Hilchenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13379 |
ここでは、ロゼッタ宇宙船に搭載されたCOmetarySecondaryIonMassAnalyzer（COSIMA）装置で測定された、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星の内部コマから収集された固体粒子中のリンとフッ素の検出について報告します。彗星の核。提示されたCOSIMAマススペクトルからリン含有ミネラルを検出しました。リン源としてのアパタイト鉱物。この結果は、固体の彗星物質中の生命に必要なCHNOPS元素の検出を完了し、若い地球へのこれらの元素の潜在的な供給源としての彗星の送達を示しています。フッ素は、彗星の塵に由来するCF$^+$二次イオンでも検出されました。
2018年12月18日のベーリング海上の主要な火球イベントのダストトレイルの衛星観測
| Title |
Satellite_observation_of_the_dust_trail_of_a_major_bolide_event_over_the_Bering_Sea_on_December_18,_2018 |
| Authors |
J._Borovicka,_M._Setvak,_H._Roesli,_and_J._K._Kerkmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13597 |
ここ数十年で最もエネルギッシュな火球イベントの1つは、2018年12月18日23:48UTに、ベーリング海の遠隔地で米国政府のセンサー（USGS）によって検出されました。地上での光学観測は存在しません。火球が残したダストトレイルの衛星画像を使用して、火球の軌道を再構築しようとしました。USGSによって報告された火球速度と組み合わせて、大気前の軌道を計算しました。0.4〜13.3ミクロンのさまざまなスペクトルバンドでの観測により、ダストの特性を研究することができました。テラ衛星と静止衛星ひまわり8号とGOES-17に搭載されたMISR機器によってさまざまな角度から取得されたダストトレイルとその影の画像が使用されました。トレイルの初期位置と方向を変更し、ジオイド座標グリッドへの投影を計算して、実際のデータと比較しました。大気風によるトレイルの動きが考慮されました。ダストトレイルの選択された部分の放射輝度と反射率は、MODIS機器から取得されました。反射スペクトルを小惑星スペクトルと比較しました。火球の放射は、方位角130\degr\（南から西）および天頂距離14\degrで、USGSによって報告された放射から13+/-9度であることがわかりました。最大ダスト堆積高さ約25kmを含め、火球位置を確認した。入ってくる小惑星は、この高さまで高速を維持するためにかなり強くなければなりませんでした。USGSによって報告された32km/sの速度は、もっともらしいことがわかりました。軌道傾斜角は約50\degr\で、近日点距離は0.95-1AUでした。準主軸はうまく制限できませんでしたが、おそらく1〜3AUの間でした。塵の反射率は、A型またはL型小惑星の材料と一致して、赤よりも青の方がはるかに低かった。11ミクロンでの吸収により、ダスト中に結晶性ケイ酸塩が存在することが確認されます。
木星の上層大気で観測された可能性のある一時的な発光イベント
| Title |
Possible_Transient_Luminous_Events_observed_in_Jupiter's_upper_atmosphere |
| Authors |
Rohini_S._Giles,_Thomas_K._Greathouse,_Bertrand_Bonfond,_G._Randall_Gladstone,_Joshua_A._Kammer,_Vincent_Hue,_Denis_C._Grodent,_Jean-Claude_G\'erard,_Maarten_H._Versteeg,_Michael_H._Wong,_Scott_J._Bolton,_John_E._P._Connerney_and_Steven_M._Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13740 |
ジュノー宇宙船のUVS機器を使用して、木星の大気中で11回の一時的な明るいフラッシュが検出されました。これらの明るい閃光は、宇宙船の1回の回転でのみ観測され、その明るさは、約1.4ミリ秒の持続時間で時間とともに指数関数的に減衰します。スペクトルはH2ライマンバンド放射によって支配されており、大気吸収のレベルに基づいて、1バールレベルより260km上のソース高度を推定します。これらの特性に基づいて、これらは木星の上層大気における一時的な発光イベント（TLE）の観測であると示唆します。特に、これらはエルフ、スプライト、またはスプライトハローであり、対流圏の落雷に応答して地球の上層大気で発生する3種類のTLEであることをお勧めします。これは、いくつかの明るいフラッシュの位置にある光源領域に典型的な雲の特徴を示す可視光イメージングによってサポートされています。TLEは以前は地球上でのみ観測されていましたが、理論的および実験的研究により、木星にも存在するはずであると予測されていました。
スピッツァーの太陽系科学の遺産：太陽系の形成と進化の遺物の研究。パート1-彗星、ケンタウロス、カイパーベルトオブジェクト
| Title |
Spitzer's_Solar_System_Science_Legacy:_Studies_of_the_Relics_of_Solar_System_Formation_&_Evolution._Part_1_-_Comets,_Centaurs,_&_Kuiper_Belt_Objects |
| Authors |
Carey_Lisse,_James_Bauer,_Dale_Cruikshank,_Josh_Emery,_Yanga_Fernandez,_Estela_Fernandez-Valenzuela,_Michael_Kelley,_Adam_McKay,_William_Reach,_Yvonne_Pendleton,_Noemi_Pinilla-Alonso,_John_Stansberry,_Mark_Sykes,_David_Trilling,_Diane_Wooden,_David_Harker,_Robert_Gehrz,_Charles_Woodward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13741 |
スピッツァー宇宙望遠鏡は、16年間の科学的測定の中で、太陽系の物体の近くと遠くの画期的な測定と主要な赤外線測定を数多く実行しました。ターゲットは最小の微惑星から巨大な惑星まで多岐にわたり、2020年代にジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡によって行われるような将来の赤外線宇宙ベースの観測の基礎を築くと同時に、これらのオブジェクトの理解を改革するのに役立ちました。この最初の論文では、スピッツァー宇宙望遠鏡が、小さな外側の太陽系微惑星、つまり彗星、ケンタウルス、カイパーベルトオブジェクト（KBO）の観測を通じて、太陽系の形成と進化に関する知識をどのように進歩させたかについて説明します。私たちの太陽系の初期の形成時代からの遺物であるこれらのオブジェクトは、それらを作成したプロセスに関する重要な情報を保持しています。スピッツァーの主要な観測結果は、大きく3つのクラスに分類できます。新しい太陽系オブジェクトの特性評価（彗星D/ISON2012S1、C/2016R2、1I/ʻOumuamua）。既知のオブジェクトサイズ（彗星、ケンタウロス、およびKBO）の大規模な人口調査。体表面と放出された物質（彗星、ケンタウロス、KBO）のスペクトル測定による組成研究。
| Title |
Spitzer's_Solar_System_studies_of_asteroids,_planets_and_the_zodiacal_cloud |
| Authors |
David_Trilling,_Carey_Lisse,_Dale_P._Cruikshank,_Joshua_P._Emery,_Yanga_Fernandez,_Leigh_N._Fletcher,_Douglas_P._Hamilton,_Heidi_B._Hammel,_Alan_Harris,_Michael_Mueller,_Glenn_S._Orton,_Yvonne_J._Pendleton,_William_T._Reach,_Naomi_Rowe-Gurney,_Michael_Skrutskie,_Anne_Verbiscer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13745 |
スピッツァー宇宙望遠鏡は、16年間の科学的測定の中で、太陽系の物体の画期的な赤外線測定を数多く実行しました。2つの論文のこの2番目では、小惑星、ダストリング、惑星のスピッツァー観測の結果について説明します。これにより、太陽系の形成と進化に関する新しい洞察が得られます。ここに示されている主要なスピッツァーの結果は、3つの大きなクラスに分類できます。特に、地球近傍天体の大規模な調査を含む、小惑星の物理的特性の特徴づけ。太陽系のいくつかの塵/塵円盤の検出と特性評価。天王星型惑星（天王星、海王星）の大気の包括的な特性評価。これらの観測の多くは、将来の赤外線宇宙ベースの観測の重要な基盤を提供します。
将来の直接イメージングミッションからの相対的なバイオシグネチャー収量のフレームワーク
| Title |
A_Framework_for_Relative_Biosignature_Yields_from_Future_Direct_Imaging_Missions |
| Authors |
Noah_W._Tuchow_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13762 |
HabExやLUVOIRなどの将来の太陽系外惑星の直接イメージングミッションでは、ターゲットの星を選択して、大気組成を特徴づけることができる地球のような太陽系外惑星の数を最大化します。これらのミッションの目的の1つは生命存在指標を検出することであるため、これらの星の周りの惑星の予想される生命存在指標の収量も考慮する必要があります。この作業では、居住性とバイオシグネチャーの起源のモデルを与えられ、星の居住性の履歴を使用して、潜在的なターゲット星間の相対的なバイオシグネチャー収量を計算する方法を開発します。この方法の実例と最初のアプリケーションとして、MESA恒星モデルを使用してハビタブルゾーンの時間発展を計算し、バイオシグネチャー生成の3つの単純なモデルを調べて、さまざまな星の相対的なバイオシグネチャー収量を計算します。K星とF星の相対的なメリットは、モデルの選択に敏感に依存することがわかります。特に、バイオシグネチャーの検出可能性の代用として現在の居住可能ゾーンを使用することは、長期的な居住可能性の可能性を欠いている若くて明るい星に有利に働きます。生命存在指標の収量は、形成後にハビタブルゾーンに入るコールドスタート太陽系外惑星で生命が発生する可能性があるかどうかにも敏感であり、未解決の問題はもっと注目に値します。$\theta$Cygniと55Cancriについて計算されたバイオシグネチャーの歩留まりのケーススタディを使用すると、HabExとLUVOIRの堅牢なミッション設計とターゲットの選択は次の要素に依存することがわかります。軌道分離の関数としての地球型惑星の発生率。恒星の特性に関する正確な知識。正確な恒星進化の歴史。
7Gyrの宇宙時間にわたる大規模な星形成銀河と静止銀河のための緊密に結合された形態運動学的進化
| Title |
Tightly_coupled_morpho-kinematic_evolution_for_massive_star-forming_and_quiescent_galaxies_across_7_Gyr_of_cosmic_time |
| Authors |
Anna_de_Graaff,_Rachel_Bezanson,_Marijn_Franx,_Arjen_van_der_Wel,_Eric_F._Bell,_Francesco_D'Eugenio,_Bradford_Holden,_Michael_V._Maseda,_Adam_Muzzin,_Camilla_Pacifici,_Jesse_van_de_Sande,_David_Sobral,_Caroline_M.S._Straatman,_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12586 |
基本平面（FP）を使用して、動的質量光度比（$M_{\mathrm{dyn}}/L$）と動的質量対恒星質量比（$M_{\）のレッドシフト進化を測定します。mathrm{dyn}}/M_*$）。従来は初期型銀河の特性を研究するために使用されていましたが、ここでは、大規模な$\sim1400$のサンプル（$\log（M_*/M_\odot）>10.5$）$0.6<z<1.0$の銀河で、星形成活動の広い範囲に及びます。以前の調査と一致して、$M_{\mathrm{dyn}}/L_g$にredshiftを使用した強力な進化が見られます。対照的に、$M_{\mathrm{dyn}}/M_*$の平均値の特定の星形成率への依存性は弱く、赤方偏移の進化は系統分類学によって説明される可能性があります。したがって、星形成銀河と静止銀河が$0<z<1$全体で同じ安定した質量FP上にあり、高赤方偏移に向けた$M_{\mathrm{dyn}}/L_g$の減少が原因である可能性があることを示します。完全に星の種族の進化に。さらに、サイズと質量の銀河の成長は、質量FP内で発生するように制約されていることを示します。私たちの結果は、$z\sim1$以降の巨大な銀河の最小限の構造進化、またはそれらの形態学的および動的特性の進化における緊密な結合のいずれかを意味し、前駆体バイアスの影響が少ない銀河の進化を研究するためのツールとして質量FPを確立します。
巨大なLy $ \ alpha $星雲に対するクエーサーの光度の影響を明らかにする
| Title |
Revealing_the_Impact_of_Quasar_Luminosity_on_Giant_Ly$\alpha$_Nebulae |
| Authors |
Ruari_Mackenzie,_Gabriele_Pezzulli,_Sebastiano_Cantalupo,_Raffaella_A._Marino,_Simon_Lilly,_Sowgat_Muzahid,_Jorryt_Matthee,_Joop_Schaye,_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12589 |
最も明るいクエーサーの周りの巨大なLy$\alpha$星雲の以前の研究よりもはるかに暗い（20<i<23）ように選択された12個の$z\simeq3.15$クエーサーのMUSE調査の結果を示します（16.6<i<18.7）。HILy$\alpha$星雲は、ターゲットクエーサーの約100％で検出され、放出は少なくとも60物理kpc、最大190pkpcのスケールにまで及びます。輝線星雲の特性の変化を輝線星雲の放出の応答に結び付けることを目的として、星雲とそれらのホストクエーサーの特性の間の相関関係を調査します。星雲の表面輝度プロファイルは、明るいクエーサーの周りの星雲の表面輝度プロファイルと似ていますが、正規化が低いことを示しています。私たちのターゲットクエーサーは、明るい参照サンプルよりもUV連続体で平均3.7マグニチュード（約30倍）暗いですが、それらの周りの星雲は、平均Ly$\alpha$表面輝度でわずか4.3倍暗いだけで、20〜50pkpcで測定されます。UV連続体とLy$\alpha$の両方で、星雲の表面輝度とクエーサーの光度の間に有意な相関関係があることがわかります。後者は、星雲の未解決の内部から、いくつかのかすかなクエーサーのLy$\alpha$線に見られる狭い成分への、おそらく内部CGMまたはホスト銀河のISMからの実質的な寄与の証拠として解釈できます。
z> 4の巨大でほこりっぽい銀河における遍在する分子流出I.500pcスケールでの分子流出におけるサンプルの概要と塊状構造
| Title |
Ubiquitous_Molecular_Outflows_in_z_>_4_Massive,_Dusty_Galaxies_I._Sample_Overview_and_Clumpy_Structure_in_Molecular_Outflows_on_500pc_Scales |
| Authors |
Justin_S._Spilker,_Kedar_A._Phadke,_Manuel_Aravena,_Matthieu_Bethermin,_Scott_C._Chapman,_Chenxing_Dong,_Anthony_H._Gonzalez,_Christopher_C._Hayward,_Yashar_D._Hezaveh,_Sreevani_Jarugula,_Katrina_C._Litke,_Matthew_A._Malkan,_Daniel_P._Marrone,_Desika_Narayanan,_Cassie_Reuter,_Joaquin_D._Vieira,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12590 |
銀河規模の大量のガスの流出は、宇宙全体の銀河の成長と進化を調節するために最も一般的に呼び出されるメカニズムの1つです。流出するガスは広範囲の温度と密度にまたがりますが、分子の流出は星形成ガスを除去することによって銀河の星形成を抑制することができる可能性があるため、冷たい分子相は特に興味深いものです。流出トレーサーとしてのOH119um吸収の高解像度アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）観測により、11個の強レンズのほこりっぽい星形成銀河（DSFG）を対象に、z>4での分子流出の最初の調査を実施しました。この最初の論文では、分子流出の検出率と構造に焦点を当てて、調査の概要を説明します。8/11（73％）銀河での流出の明白な証拠は、z>4で知られている数の3倍以上であることがわかります。これは、z>4DSFGの分子風がほぼ単一の発生率と大きな開き角の両方を持っている必要があることを意味します吸収で検出可能である。レンズの再構成は、流出の500pcスケールの塊状構造が一般的であることを明らかにします。個々の塊は直接解決されませんが、光学的厚さの議論から、将来の観測ではそれを行うために50〜200pcの空間分解能が必要になると予想されます。明確なOH流出のあるソースでは、高速[CII]ウィングは検出されません。これは、[CII]が分子流出の信頼できるトレーサーではないことを示しています。私たちの結果は、人口レベルでz>4での分子流出を特徴づけるための第一歩を表しており、大規模な流出が初期の巨大でほこりっぽい銀河の間で遍在していることを示しています。
z> 4の巨大でほこりっぽい銀河における遍在する分子流出II。初期宇宙の星形成を動力源とする運動量駆動風
| Title |
Ubiquitous_Molecular_Outflows_in_z_>_4_Massive,_Dusty_Galaxies_II._Momentum-Driven_Winds_Powered_by_Star_Formation_in_the_Early_Universe |
| Authors |
Justin_S._Spilker,_Manuel_Aravena,_Kedar_A._Phadke,_Matthieu_Bethermin,_Scott_C._Chapman,_Chenxing_Dong,_Anthony_H._Gonzalez,_Christopher_C._Hayward,_Yashar_D._Hezaveh,_Katrina_C._Litke,_Matthew_A._Malkan,_Daniel_P._Marrone,_Desika_Narayanan,_Cassie_Reuter,_Joaquin_D._Vieira,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12591 |
分子ガスの銀河流出は銀河で一般的に発生し、銀河がその成長を自己調節し、そうでなければ星を形成する可能性のあるガスを再分配するメカニズムを表している可能性があります。以前に、巨大でほこりっぽい銀河のサンプルに向けたz>4での分子流出の最初の調査を提示しました。ここでは、調査で発見された分子流出の物理的特性を特徴づけます。低赤方偏移の流出をトレーニングセットとして使用すると、いくつかの流出率の推定値の間で2倍のレベルで一致が見られます。分子の流出速度は150〜800Msun/年であり、質量負荷係数は1をわずかに下回ると推測されます。高赤方偏移源の中で、分子量負荷係数は他の測定量と強い相関関係を示していません。流出エネルギー学は、エネルギー節約段階を必要とせずに、駆動源として星形成を伴う運動量駆動風の期待と一致しています。私たちのサンプルにはAGN活動の証拠はなく、深く埋もれたAGNを除外することはできませんが、流出が速い近くの覆い隠された銀河とは対照的に、流出エネルギーを説明するためにそれらの存在は必要ありません。銀河系周辺媒体（CGM）に逃げる流出ガスの割合は、非常に不確実ですが、50％にもなる可能性があります。それにもかかわらず、これは、z〜2-3クエーサー吸収線研究との比較に基づくと、総クールCGM質量のごく一部を構成しますが、CGM金属質量の>〜10％を表す可能性があります。私たちの調査は、非常に初期の宇宙における分子流出特性の最初の統計的特性を提供します。
コロナルラインフォレストAGNI：輝線領域の物理的特性
| Title |
Coronal_Line_Forest_AGN_I:_physical_properties_of_the_emission-line_regions |
| Authors |
F._C._Cerqueira-Campos,_A._Rodr\'iguez-Ardila,_R._Riffell,_M._Marinello,_A._Prieto,_L._G._Dahmer-Hahn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12595 |
冠状線森林活動銀河核（CLiFAGN）は、ほとんどのAGNに見られるものとは対照的に、強い高イオン化線によって特徴付けられます。ここでは、これらのオブジェクトの狭線領域（NLR）の物理的プロセスを理解し、それらが実際にAGNの特別なクラスであるかどうかを明らかにすることを目的とした多波長分析を実行します。冠状輝線比を比較することにより、CLiFと非CLiFAGNの間に違いはないと結論付けます。狭線領域（NLR）ガスの物理的条件を導き出し、$3.6\times$10$^{2}$-$1.7\times$10$^{4}$cm$^{-3}$の範囲の電子密度を見つけました。$3.7\times$10$^{3}$-$6.3\times$10$^{4}$Kの温度は、イオン化メカニズムが主にAGNによる光イオン化に関連していることを示唆しています。観測された高イオン化線スペクトルを説明するために、物質に囲まれた雲が支配的なNLRを提案します。恒星の速度分散から導き出された中央のブラックホールの質量は、ほとんどの天体が10$^{7-8}$〜M$\odot$の間隔の値を持っていることを示しています。私たちの結果は、CLiFAGNがAGNの別個のカテゴリーではないことを示唆しています。分析されたすべての光学/近赤外輝線特性において、それらはAGNクラス内の分布の下限/上限への拡張を表しています。
層状銀河団ガスにおける乱流密度と圧力変動
| Title |
Turbulent_density_and_pressure_fluctuations_in_the_stratified_intracluster_medium |
| Authors |
Rajsekhar_Mohapatra,_Christoph_Federrath,_Prateek_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12602 |
乱流ガスの動きは、銀河団ガス（ICM）で観察されます。ICMは密度層化されており、ガス密度はクラスターの中心で最も高く、半径方向外側に向かって減少します。この結果、コルモゴロフ（均質、等方性）乱流理論はICMには適用されません。代わりに、ガスの動きは異方性の層状乱流によって説明され、層化は垂直フルード数（$\mathrm{Fr}_\perp$）によって定量化されます。これらの乱流運動は、密度と圧力の変動に関連しており、ICMのX線表面輝度マップの摂動および熱スニヤエフゼルドビッチ効果（SZ）の変動としてそれぞれ現れます。これらの変動と乱流ガス速度との関係の理解を深めるために、層状乱流の100の高解像度流体力学シミュレーションを実施しました（$256^2\times384$---$1024^2\times1536$解像度要素）、亜音速rmsマッハ数（$\mathcal{M}$）、$\mathrm{Fr}_\perp$、およびエントロピーと圧力スケールの高さの比率（$R_{PS}=）のパラメーター空間をスキャンします。H_P/H_S$）、ICMに関連します。対数密度変動の標準偏差（$\sigma_s$、ここで$s=\ln（\rho/\left<\rho\right>）$）、$\mathcal{M}$、の間の新しいスケーリング関係を開発します。および$\mathrm{Fr}_{\perp}$、$\mathrm{Fr}_\perp\ll1$：〜$\sigma_s^2=\ln\left（1+b^2\mathcal{M}^4+0.10/（\mathrm{Fr}_\perp+0.25/\sqrt{\mathrm{Fr}_\perp}）^2\mathcal{M}^2R_{PS}\right）$、ここで$ここで研究したソレノイド乱流駆動のb\sim1/3$。さらに、対数圧力変動$\sigma_{（\ln{P}/\left<P\right>）}$は、関係$\sigma_{（\ln{\bar{P）に従って、層化とスケールに依存しないことがわかります。}}）}^2=\ln\left（1+b^2\gamma^2\mathcal{M}^4\right）$、ここで$\bar{P}=P/\left<P\right>$および$\gamma$は、ガスの断熱指数です。
| Title |
On_the_Core-Halo_Mass_Relation_in_Scalar_Field_Dark_Matter_Models_and_its_Consequences_for_the_Formation_of_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Luis_E._Padilla,_Tanja_Rindler-Daller,_Paul_R._Shapiro,_Tonatiuh_Matos,_and_J._Alberto_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12716 |
スカラー場暗黒物質（SFDM）ハローは、ソリトンのようなコアとCDMのようなエンベロープを持つコアエンベロープ構造を示します。自己相互作用のないシミュレーション（自由場の場合）では、コアとハローの質量関係$M_c\proptoM_{h}^{\beta}$が報告され、$\beta=1/3$または$\beta=5/のいずれかが使用されます。9$。これは、コアとハローが特定のエネルギーまたは速度のスケーリングに従う場合に理解できます。コアと質量の関係を拡張して、反発または引力のいずれかの自己相互作用（SI）を備えたSFDMを含め、重力の不安定性とソリトンコアの崩壊に対するその影響を調査して、超大質量ブラックホール（SMBH）の形成をもたらします。$\sim$Kpcサイズのコアを作成し、大規模ではCDMのような構造を形成するが、小規模では抑制されるSFDMパラメータの場合、コアは、自由磁場から反発SI限界まで、対象となるすべての銀河ハローに対して安定しています。ただし、魅力的なSIの場合、ハロー質量$M_h\sim（10^{10}-10^{12}）M_\odot$には、$M_{SMBH}\sim10^{6}-10でSMBHに崩壊するコアがあります。^8M_\odot$、観測が必要と思われるように、より小さな質量のハローは安定したコアを持っていますが、粒子の質量$m\simeq（2.14\times10^{-22}-9.9\times10^{-20}）\rm{eV}/c^2$、自由場に$\beta=1/3$がある場合、または$m=2.23\times10^{-21}-1.7\times10^{-18}\$\beta=5/9$の場合、rm{eV}/c^2$。ただし、自由場および反発の場合、粒子パラメータに対する以前の制約が緩和されて、はるかに小さい（銀河系以下のスケール）コアが許可される場合、ハローは、同じ範囲のハローおよびBH質量に対して、SMBHを形成することもできます。$\beta=5/9$は自由場に対して正しいです。その場合、SFDMでの構造形成は、コールドダークマター（CDM）とほとんど区別できません。このようなSFDMモデルは、CDMの小規模な構造の問題を解決できない可能性がありますが、SMBHの形成を非常に自然に説明します。CDM自体はまだ除外されていないため、このようなSFDMモデルも実行可能である必要があります（省略形）。
| Title |
Artificial_Neural_Network_Modeling_of_the_Conformable_Fractional_Isothermal_Gas_Spheres |
| Authors |
Yosry_A._Azzam,_Emad_A.-B._Abdel-Salam_and_Mohamed_I._Nouh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12768 |
等温ガス球は特定のタイプのレーン-エムデン方程式であり、星、星団、銀河の形成などの天体物理学における多くの問題をモデル化するために広く使用されています。この論文では、人工ニューラルネットワーク（ANN）技術を使用して適合フラクショナル等温ガス球をシミュレートし、得られた結果をテイラー級数を使用して推定された分析解と比較するための計算スキームを提示します。計算を実行し、ANNをトレーニングし、広範囲の分数パラメーターを使用してテストしました。エムデン関数に加えて、分数等温ガス球の質量半径関係と密度プロファイルを計算しました。得られた結果は、ANNが順応性のある部分等温ガス球を完全にシミュレートできることを提供しました。
はくちょう座ループIIの放射衝撃波における乱流と粒子加速：衝撃波後の乱流の発達
| Title |
Turbulence_and_Particle_Acceleration_in_Radiative_Shock_Waves_in_the_Cygnus_Loop_II:_Development_of_Postshock_Turbulence |
| Authors |
John_C._Raymond,_Jonathan_D._Slavin,_William_P._Blair,_Igor_V._Chilingsarian,_Blakesley_Burkhart_and_Ravi_Sankrit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12911 |
はくちょう座ループと他の超新星残骸の放射衝撃波は、[OIII]とH{\alpha}の放出で異なる形態を示します。HSTスペクトルと狭帯域画像を使用して、はくちょう座ループの西端の衝撃の背後にある冷却領域での乱流の発生を研究します。ラム圧力、渦度、磁場強度など、地上のスペクトルに基づいた衝撃パラメータの以前の推定値を改良します。フーリエパワースペクトルやローリングハフ変換などのいくつかの手法を適用して、さまざまな輝線で見た波状の衝撃波面の形状を定量化します。観測された構造を生成する際の熱不安定性、薄肉シェル不安定性、上流密度変動、および上流磁場変動の相対的な重要性を評価します。
BPT図でタイプ2のAGN銀河とHII銀河を明確に分離する強力なt-SNE技術
| Title |
Powerful_t-SNE_technique_leading_to_clear_separation_of_type-2_AGN_and_HII_galaxies_in_BPT_diagrams |
| Authors |
XueGuang_Zhang_(NNU),_Yanqiu_Feng_(NNU),_Huan_Chen_(NNU),_QiRong_Yuan_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13037 |
狭い輝線銀河は、よく知られているBPTダイアグラムで、狭い輝線特性によって区別できます。しかし、理論的な光イオン化モデルによって予想される極端な分割線を除いて、BPT図のタイプ2AGN銀河とHII銀河の間に肉眼で見える境界はありません。ここでは、SDSSDR15の局所的な狭い輝線銀河に適用された強力なt-SNE技術に基づいて、タイプ2AGN銀河とHII銀河を、t-SNEで決定された2次元投影マップで明確に分離できます。BPTダイアグラムで数学的に決定でき、理論上の期待と実際に観測された特性からの実際の結果の魅力的な調和につながります。この結果は、強力なt-SNE手法によって、BPTダイアグラムの分割線を決定するための興味深く堅牢な方法を提供するだけでなく、[OIII]/HのBPTダイアグラムでより効率的に分類された以前に定義された複合銀河のさらなる確認にもつながります。$\beta$対[NII]/H$\alpha$。
| Title |
Identification_of_orientation_of_galaxies_in_the_Galaxy_Zoo_dataset_using_spectral_clustering |
| Authors |
Vijay_Shankar_A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13102 |
この作業は、Galaxyzooデータセット内の銀河の方向を特定します。画像は最初に、画像の分散の99％を表すために必要な主成分の数によって識別されます。Kは、クラスター化を使用して、中心の明るさと外れ値の分離に基づいて銀河を分離することを意味します。次に、スペクトルクラスタリングを使用して円対称の銀河を分離し、残りの銀河は、主軸の配置に基づいて、それらの方向に従って、フラット、左、および右として識別されます。銀河の画像にノイズが多い場合、スペクトルクラスタリングはこの分類に失敗し、Galaxyzooデータセット内の画像の総数のより小さなサブセットに適用された場合にのみ機能することもわかります。この方法は、画像内に複数の銀河が存在する場合にも失敗し、それらを個別のエンティティと見なします。
フラグメンテーションプロセスにおける磁場の役割：G14.225-0.506の場合
| Title |
The_role_of_the_magnetic_field_in_the_fragmentation_process:_the_case_of_G14.225-0.506 |
| Authors |
N._A\~nez-L\'opez,_G._Busquet,_P.M._Koch,_J.M._Girart,_H.B._Liu,_F._Santos,_N.L._Chapman,_G._Novak,_A._Palau,_P.T.P._Ho_and_Q._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13503 |
Bフィールドは、フィラメント状構造の形成とその断片化プロセスで役割を果たすと予測されています。異なるフラグメンテーションレベルを示すIRDCG14.2のハブフィラメントシステムに向けたコアフラグメンテーションのプロセスにおけるBフィールドの役割を調査することを目的としています。ハブに向かってCSOを使用して、350{\mu}mでの熱ダスト分極の観測を実行しました。分極強度勾配法を適用して、G力に対するB磁場の重要性を推定しました。Hub-NのBフィールドは、ハブフィラメントシステムの主軸に垂直なE-W方向に沿った均一な構造を示しています。Hub-NのI勾配は、干渉観測で検出されたダストコアMM1aと一致する極小値を表示します。ダストコアに近づくと、Bフィールドの向きが乱れます。Hub-Sは、Bフィールドの二峰性分布を反映して、2つの極小値を示しています。Hub-Nでは、ハブフィラメントシステムのEとWの両方、I勾配とBフィールドは平行ですが、フィラメントとハブを貫通するときは垂直になる傾向があります。{\delta}-および{\Sigma}Bマップの分析は、Bフィールドが崩壊を防ぐことができないことを示しており、Bフィールドが最初に落下運動によって引きずられ、それに整列しているか、チャネリングしていることを示唆しています。両側から中央の尾根に向かって材料。{\Sigma}B>1の値は、ダスト放出ピークを含むNSリッジに向かって見られます。これは、この領域ではBフィールドがG力を支配していること、または現在の角度分解能では、仮想のより複雑な構造を解決できないことを示しています。。B磁場強度、MtF比、A-M数を推定し、2つのハブ間の違いを見つけました。これらの2つのハブで観察された異なるレベルの断片化は、Gフィールドの強度の違いからではなく、Bフィールドの特性の違いから生じる可能性があります。
FIREシミュレーションを使用した低赤方偏移矮小銀河のCGMの調査
| Title |
Probing_the_CGM_of_Low-redshift_Dwarf_Galaxies_Using_FIRE_Simulations |
| Authors |
Fei_Li,_Mubdi_Rahman,_Norman_Murray,_Zachary_Hafen,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jonathan_Stern,_Cameron_B._Hummels,_Philip_F._Hopkins,_Kareem_El-Badry,_and_Du\v{s}an_Kere\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13606 |
UV金属吸収線の観測は、銀河の周りの銀河周囲媒体（CGM）の構造と組成への洞察を提供しました。これらの観測結果を、FIRE-2シミュレーションスイートでの高解像度の宇宙論的ズームイン実行における矮小銀河周辺の低赤方偏移（$z\leq0.3$）CGMと比較します。観測されたサンプルのハロー質量、恒星質量、赤方偏移に一致するシミュレートされた銀河を選択します。CIV、OVI、MgII、およびSiIIIのUV遷移に対してTridentを使用して吸収測定を行います。CIVイオンのFIRE相当幅（EW）分布と被覆率は、$0.5R_{vir}$内の観測値とほぼ一致していますが、OVI、MgII、およびSiIIIでは予測が不十分です。CGMのイオンの吸収強度は、銀河の質量と星形成活動と中程度の相関関係があります。相関強度は、イオンのイオン化ポテンシャルとともに増加します。シミュレーションから得られたガスの構造と組成は、矮小銀河の周りに、円盤状のISM、内側のCGM（風が支配的な領域）、外側のCGM（IGMの降着が支配的な領域）の3つのゾーンを示しています。。シミュレーションの外側のCGMは、熱圧力によってほぼサポートされていますが、完全にはサポートされていないため、静水圧平衡（HSE）になっておらず、ハロースケールのバルク流入および流出運動が発生します。正味のガス流入速度は銀河のSFRに匹敵しますが、バルクの流入速度と流出速度は1桁大きく、速度はハローのビリアル速度に匹敵します。これらのほぼビリアル速度（${\sim}100kms^{-1}$）は、シミュレーションで大きなEWを生成します。これは、大規模なCGMのダイナミクスが、ハローの中心近くの小規模な星形成活動と結びついている矮小銀河の画像をサポートしています。
超長基線干渉法による国際天体基準系の3番目の実現
| Title |
The_third_realization_of_the_International_Celestial_Reference_Frame_by_very_long_baseline_interferometry |
| Authors |
P._Charlot_(1),_C._S._Jacobs_(2),_D._Gordon_(3),_S._Lambert_(4),_A._de_Witt_(5),_J._B\"ohm_(6),_A._L._Fey_(7),_R._Heinkelmann_(8),_E._Skurikhina_(9),_O._Titov_(10),_E._F._Arias_(4),_S._Bolotin_(3),_G._Bourda_(1),_C._Ma_(11),_Z._Malkin_(12_and_13),_A._Nothnagel_(14),_D._Mayer_(6),_D._S._MacMillan_(3),_T._Nilsson_(8),_R._Gaume_(15)_((1)_Laboratoire_d'astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_Pessac,_France,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_USA,_(3)_NVI_Inc._at_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_USA,_(4)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_LNE,_Paris,_France,_(5)_Hartebeesthoek_Radio_Astronomy_Observatory,_Krugersdorp,_South_Africa,_(6)_Department_of_Geodesy_and_Geoinformation,_Technische_Universit\"at_Wien,_Vienna,_Austria,_(7)_U.S._Naval_Observatory,_Washington,_DC,_USA,_(8)_Helmholtz_Centre_Potsdam,_German_Research_Centre_for_Geosciences,_Potsdam,_Germany,_(9)_Institute_of_Applied_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences,_St._Petersburg,_Russia,_(10)_Geoscience_Australia,_Canberra,_Australia,_(11)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_USA,_(12)_Pulkovo_Observatory,_St._Petersburg,_Russia,_(13)_Kazan_Federal_University,_Kazan,_Russia,_(14)_Institut_f\"ur_Geod\"asie_und_Geoinformation,_Univers\"at_Bonn,_Bonn,_Germany,_(15)_National_Science_Foundation,_Alexandria,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13625 |
この目的のために義務付けられた国際天文学連合（IAU）の作業部会によって達成された作業に基づいて、国際天文学連合（ICRF）の新しい実現が提示されます。ICRF3と呼ばれるこの新しい実現は、非常に長いベースライン干渉法によって取得された40年近くのデータに基づいています。ICRF3には、4536ソースの場合は8.4GHzの位置が含まれ、824ソースの場合は24GHz、678ソースの場合は32GHzの位置が追加され、合計4588ソースになります。これらのうち、空に均一に分布している303のソースのサブセットは、「定義ソース」として識別され、フレームの軸を定義するのに役立ちます。ソース位置はエポック2015.0で報告され、銀河中心に向かう加速を考慮して、最も正確なニーズのために他のエポックでの観測のために伝播する必要があります。これにより、振幅0.0058ミリアーク秒/年（mas/年）の双極固有運動場が得られます。。フレームは、赤経で約0.1mas、偏角で0.2masの位置の不確実性の中央値を示しており、個々のソース座標でのノイズフロアは0.03masです。500のソースのサブセットは、0.03〜0.06masの範囲で8.4GHzで非常に正確な位置を持っていることがわかります。ICRF3を光領域のガイア天体参照フレーム2と比較すると、2つのフレーム間で0.03masを超える変形の証拠はありません。3つのICRF3周波数間の有意な位置オフセットが、ソースの約5％で検出されます。さらに、ソースの注目すべき部分（22％）は、大幅にオフセットされた光学位置と無線位置を示しています。これらの位置オフセットは、拡張されたソース構造の現れである可能性があるという兆候があります。ICRFのこの3回目の実現は、2018年8月の第30回総会でIAUによって採択され、2019年1月1日の以前の実現であるICRF2に取って代わりました。
水素分子の宇宙線解離と高密度雲化学
宇宙線またはX線イオン化によって生成された二次電子による水素分子の解離は、分子雲の最も密度の高い部分の化学において重要な役割を果たします。ここでは、このプロセスに対する二次電子の平均運動エネルギーの影響を研究します。二次電子エネルギーの範囲を使用した予測と断面積の予測を、UMISTデータベースの値と比較します。予測されたカラム密度がほぼ1デックス変化することがわかります。
SDSS J143359.16 + 400636.0の発光X線トランジェント：潮汐破壊現象の可能性
| Title |
A_luminous_X-ray_transient_in_SDSS_J143359.16+400636.0:_a_likely_tidal_disruption_event |
| Authors |
Murray_Brightman,_Charlotte_Ward,_Daniel_Stern,_Kunal_Mooley,_Kishalay_De,_Suvi_Gezari,_Sjoert_Van_Velzen,_Igor_Andreoni,_Matthew_Graham,_Frank_J._Masci,_Reed_Riddle,_Jeffry_Zolkower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12587 |
2020年2月5日にスウィフトのX線望遠鏡（XRT）によって偶然に検出された、z=0.099の銀河SDSSJ143359.16+400636.0の核にある発光X線トランジェントの発見を紹介します（光度距離$D_{\rmL}=456$Mpc）。トランジェントは、0.3〜10keVのX線バンドで$\sim10^{44}$ergs$^{-1}$のピーク光度に達することが観察されました。これは、ピークの$\sim20$倍でした。光学/UV光度。ZwickyTransientFacility（ZTF）およびSwiftからの光学、UV、およびX線光度曲線は、$t^{-5/3}$と一致する光源からのフラックスの減少を示し、NuSTARおよびChandraでの観測は柔らかいXを示しています-フォトンインデックス$\Gamma=2.9\pm0.1$の光線スペクトル。X線/UV特性は、よく知られているAGN特性と一致せず、既知のX線潮汐破壊現象（TDE）との共通点が多いため、TDEである可能性が高いと結論付けられます。広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）は、内部ディスク温度が$7.3^{+0.3}_{-0.8}\times10^{5}$Kで、割合が大きいディスク黒体モデルでよく説明できます（$>ディスク放射の40$％）がX線バンドに上方散乱されます。X線検出後にKeck/LRISで取得された光スペクトルは、ホスト銀河のLINER線比を明らかにし、イベント前の超大質量ブラックホールへの低レベルの付着を示唆していますが、TDEの広い線やその他の兆候はありませんでした見た。恒星の速度分散は、イベントに電力を供給する超大質量ブラックホールの質量がlog（$M_{\rmBH}$/$M_{\odot}$）$=7.41\pm0.41$であることを意味し、ピーク時に推定します。このイベントのエディントンの割合は$\sim$50％でした。この可能性のあるTDEは、広視野光学調査や光学分光法では特定されませんでした。これは、広視野UVまたはX線調査がなければこのようなイベントが見逃されることを示しています。
ガンマ線バースト無線の残光はどのように生成されますか？
| Title |
How_are_gamma-ray_burst_radio_afterglows_populated? |
| Authors |
K.Zhang,_Z.B.Zhang,_Y.F.Huang,_L.M.Song,_S.J.Zheng,_X.J.Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12749 |
ラジオラウド、ラジオクワイエット、ラジオなしの残光とそれぞれ名付けられた3つのGRBサンプルを体系的に分析します。ラジオラウド残光の二分法は必要ないことが示されています。興味深いことに、固有の持続時間（$T_{int}$）、プロンプトガンマ線の等方性エネルギー（$E_{\gamma、iso}$）、およびホスト銀河の赤方偏移（$z$）は対数正規分布であることがわかります。ラジオ検出のないGRBを除いて、ラジオラウドサンプルとラジオクワイエットサンプルの両方に配布されます。$T_{int}$、$E_{\gamma、iso}$の明確な分布に基づいて、バースト周囲の媒体密度（$n$）と電波残光の等方性等価エネルギー（$L_{\nu、p}$）、GRBラジオの残光は、薄暗いタイプと明るいタイプに分ける方が本当に良いことを確認します。ただし、両方のクラスの電波残光のホスト銀河からのフラックス密度（$F_{host}$）の分布は、本質的に非常に類似していることに注意してください。一方、$T_{int}$と$E_{\gamma、iso}$の累積度数分布によると、ラジオなしのサンプルも、ラジオの残光が観測された上記の2つのサンプルとは明らかに異なることを指摘します。、$T_{int}$と$z$の間の相関関係とともに。さらに、$E_{\gamma、iso}$と$L_{\nu、p}$の間の正の相関は、特に超新星関連GRBのラジオラウドサンプルで見られます。さらに、この正の相関関係は、電波が静かなサンプルにも見られます。$T_{int}$と$z$の間の負の相関は、電波が静かなサンプルにも当てはまることが確認されています。残りのフレームの短いGRBと長いGRBの境界線は、$T_{int}\simeq$1秒です。したがって、我々は、ラジオラウド、ラジオクワイエット、およびラジオなしのGRBが異なる前駆体から発生する可能性があることを提案します。
中性子星内部のミラーマターの拘束
| Title |
Constraining_Mirror_Dark_Matter_Inside_Neutron_Stars |
| Authors |
Raul_Ciancarella_and_Francesco_Pannarale_and_Andrea_Addazi_and_Antonino_Marciano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12904 |
中性子星の内部が通常の物質とミラーマターの混合物である可能性を調べます。これは、ボンダイ・ホイルを含む、よく研究された降着メカニズムに従って自然に想定できるシナリオです。中性子星モデルにミラーマターを含めると、特定の状態方程式の最大中性子星質量が低下し、特定の中性子星の潮汐変形性が低下することを示します。これらの一般的な特徴は、状態方程式が与えられると、既存の最大質量と潮汐変形能の制約を一貫して満たすために、中性子星のミラーマターの最大実行可能量を制約できることを意味します。逆に、状態方程式を除外するために潮汐変形能測定を使用するには、中性子星に含まれるミラーマターの量を仮定する必要があります。最後に、ミラーマターの存在は、中性子星の潮汐変形能をそのコンパクトさに結び付ける普遍的な関係も変更します。したがって、このホワイトペーパーで説明されているようなエキゾチックなモデルを検討する場合は注意が必要です。
宇宙の夜明けで最初のガンマ線放出BLLacertaeオブジェクト
| Title |
The_First_Gamma-ray_Emitting_BL_Lacertae_Object_at_the_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Vaidehi_S._Paliya,_A._Dom\'inguez,_C._Cabello,_N._Cardiel,_J._Gallego,_B._Siana,_M._Ajello,_D._Hartmann,_A._Gil_de_Paz,_C._S._Stalin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12907 |
相対論的ジェットの宇宙進化を研究する上での主要な課題の1つは、高赤方偏移（$z>3$）のとかげ座BL星オブジェクトの識別です。これは、準特徴のない光学スペクトルを特徴とするジェット活動銀河核のクラスです。ここでは、$z=3$を超えて、つまり、宇宙の年齢の最初の20億年以内に、最初の$\gamma$線を放出するBLLacオブジェクト4FGL〜J1219.0+3653（J1219）の識別を報告します。宇宙。10.4mGranTelescopioCanariasから取得したJ1219の光学スペクトルと近赤外線スペクトルは、BLLacの性質をサポートする相当幅$\sim$3.5Aまで輝線を示しません。一方、$\sim$5570Aでの強いライマン-$\alpha$ブレークの検出は、J2119が確かに高赤方偏移（$z\sim3.59$）クエーサーであることを確認します。最近のBLLac進化モデルの予測に基づくと、J1219は、$z=3.5$の共動ボリューム内に存在すると予想される2つのそのようなオブジェクトのうちの1つです。したがって、より多くの$z>3$$\gamma$線を放出するBLLac線源の将来の特定は、それらの宇宙進化の理論を検証するために重要です。
銀河面の極端な粒子加速器：HESS J1826 $-$ 130
| Title |
An_extreme_particle_accelerator_in_the_Galactic_plane:_HESS_J1826$-$130 |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_H._Abdalla,_R._Adam,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_C._Arcaro,_C._Armand,_T._Armstrong,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_A._Barnacka,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_P._Bordas,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_G._Cotter,_M._Cury{\l}o,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_I.D._Davids,_J._Davies,_C._Deil,_J._Devin,_P._deWilt,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_C._Duffy,_J._Dyks,_K._Egberts,_F._Eichhorn,_S._Einecke,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_et_al._(178_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13101 |
未確認の超高エネルギー（VHE;E$>$0.1TeV）$\gamma$線源、HESSJ1826$-$130は、銀河面の高エネルギー立体視システム（HESS）で発見されました。215時間のHESSデータの分析により、HESSJ1826$-$130からの安定した$\gamma$線束が明らかになりました。これは、0.21$^{\circ}$$\pm$0.02$^の半値幅で拡張されているように見えます。{\circ}_{\text{stat}}$$\pm$0.05$^{\circ}_{\text{sys}}$。ソーススペクトルは、スペクトルインデックスが$\Gamma$=1.78$\pm$0.10$_{\text{stat}}$$\pm$0.20$_{\text{sysのべき乗則関数のいずれかに最適です。}}$および15.2$^{+5.5}_{-3.2}$TeVでの指数関数的カットオフ、または$\Gamma_{1}$=1.96$\pm$0.06$_{\のべき乗則の破れtext{stat}}$$\pm$0.20$_{\text{sys}}$、$\Gamma_{2}$=3.59$\pm$0.69$_{\text{stat}}$$\pm$$E_{\rm{br}}$=11.2$\pm$2.7TeV以下および上のエネルギーの場合はそれぞれ0.20$_{\text{sys}}$。HESSJ1826$-$130からのVHEフラックスは、特にエネルギースペクトルの下限で、明るい近くのパルサー風星雲（PWN）、HESSJ1825$-$137の長時間の放射によって汚染されています。PSRJ1826$-$1256に関連するHESSJ1826$-$130VHE放出の起源に関するレプトンシナリオは、私たちのスペクトルおよび形態素解析に直面しています。ハドロンの枠組みでは、HESSJ1826$-$130を取り巻く高密度ガス領域の特性を考慮に入れると、ソーススペクトルは、親粒子の集団を最大$\gtrsim$200TeVまで加速できる天体物理学的オブジェクトを意味します。私たちの結果は、近くの超新星残骸（SNR）、分子雲、および無線、X線、TeVエネルギーで検出された対応物の両方の存在を説明する多波長のコンテキストでも説明されています。
孤立した電波パルサーの集団合成におけるファンビームモデルの役割
PSRPOPPYソフトウェアパッケージに基づいて、広く使用されている円錐ビームモデルの代替電波放射ビームモデルであるファンビームモデルを組み込むことにより、孤立した電波パルサーの人口合成の進化モデルを開発しました。関連するモデルとパラメーターを適切に選択することで、銀河の経度（$l$）と緯度（$b$）の観測分布、スピン周期、周期導関数、分散測定値、および1214個の孤立したパルサーの1.4GHzフラックス密度を正常に再現しました。ParkesマルチビームおよびSwinburneパルサー調査によって発見されました。ラジオラウドパルサーの基礎となる母集団の数は$2.27\times10^6$であることがわかります。これは、円錐ビームモデルでシミュレートされたラジオラウドパルサーの基礎となる母集団よりも多くなっています。このモデルは、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用した銀河面パルサー調査によって検出された孤立した電波パルサーの数を推定するために使用されます。約2700と240の新しい孤立したパルサーが銀河面の内側（$20^{\circ}<l<90^{\circ}$、$|b|<10^{\circ}$）で発見されると予想されています。それぞれ、外側の銀河面（$150^{\circ}<l<210^{\circ}$、$|b|<10^{\circ}$）。これらの数値は、円錐ビームを使用した進化モデルおよびスナップショットモデルによって推定された数値よりも小さくなっています。
ブレーザー3C454.3の2010年と2014年のフレア期間中の多波長分析とスペクトル特徴の振る舞いの違い
| Title |
Multiwavelength_analysis_and_the_difference_in_the_behavior_of_the_spectral_features_during_the_2010_and_2014_flaring_periods_of_the_blazar_3C_454.3 |
| Authors |
Ra\'ul_Antonio_Amaya-Almaz\'an,_Vahram_Chavushyan_and_Victor_Manuel_Pati\~no-\'Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13224 |
フラットスペクトル無線クエーサー3C〜454.3は、長年にわたって非常に高い活動段階（フレア）を示しており、さまざまな波長帯でフラックスが劇的に増加しています。この作業では、ラジオからガンマ線までの多波長分析を実行し、2008年から2018年までのMg〜II〜$\lambda2798$\AA\輝線とUV〜Fe〜IIバンドを研究します。準定常成分Cの43GHz磁束密度の増加は、無線コアから放出された超光速ブロブ（2010年で最も明るいフレアを引き起こした）が準定常成分と衝突する推定時間と一致することがわかりました。（無線コアから$\sim4.6$pcの投影距離で）。最初の（$5000<\text{JD}-2450000<5600$）と2番目の（$6600<\text{JD}-2450000<7900$）フレア期間でのスペクトルインデックスの異なる動作は、物理的条件の変化を示唆しています。2番目の期間の複雑な性質は、異なる場所での複数のイベントの重ね合わせの結果である可能性があります。Mg〜IIはUV連続体と反相関があり、Fe〜IIは正の相関があります。2010年の最も明るいフレアの時を除いて、両方が高い連続光度で強い応答を示します。我々の結果は、最初のフレア期間の主要なガンマ線放出メカニズムが外部コンプトンであることを示唆している。2番目のフレア期間では、シード光子放出領域はガンマ線放出領域と共空間的です。ただし、マルチゾーンジェット放出モデルを使用したSED研究は、第2期間中の各重要なフレアの性質を確認するために必要です。
熱スペクトルと反射機能の組み合わせ分析によるGX339-4を使用したカーブラックホール仮説のテスト
| Title |
Testing_the_Kerr_Black_Hole_Hypothesis_with_GX_339-4_by_a_combined_analysis_of_its_thermal_spectrum_and_reflection_features |
| Authors |
Ashutosh_Tripathi,_Askar_B._Abdikamalov,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi,_Victoria_Grinberg,_Menglei_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13474 |
ブラックホール連星GX339-4のNuSTARとSwiftによる同時観測を分析し、強い熱成分と顕著な相対論的反射の特徴の両方を明確に検出します。カーブラックホール仮説をテストするために、それぞれ熱モデルと反射モデルの最先端であるNKBBとRELXILL_NKを使用します。Johannsen変形パラメータ$\alpha_{13}$の前例のない正確な測定値を取得します：$\alpha_{13}=-0.012_{-0.039}^{+0.011}$（街灯柱の冠状形状）および$\alpha_{13}=-0.010_{-0.018}^{+0.024}$（壊れたべき乗則放射率プロファイル）、90％の信頼水準。ここで、カーメトリックは$\alpha_{13}=0$に対応します。データをさまざまなモデルに適合させることにより、体系的な不確実性を調査します。
フィールドでのシーケンシャルバイナリブラックホール合併につながる大規模なステラトリプル
| Title |
Massive_Stellar_Triples_Leading_to_Sequential_Binary_Black-Hole_Mergers_in_the_Field |
| Authors |
Alejandro_Vigna-G\'omez,_Silvia_Toonen,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Nathan_W.C._Leigh,_Jeff_Riley,_Carl-Johan_Haster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13669 |
巨大な恒星成分を持つ恒星トリプルは一般的であり、連続的なブラックホール連星の合併につながる可能性があります。ここでは、これらの順次合併に向けた進化の概要を説明し、重力波天文学と対不安定型質量ギャップのコンテキストでこれらのイベントを調査します。対不安定型質量ギャップにおけるブラックホール連星の併合は三重起源である可能性があり、したがって高密度の動的環境でのみ形成されるわけではないことがわかります。これまでに検出された最も大規模な重力波源であるGW170729とGW190521のコンテキストで、順次合併のシナリオについて説明します。GW170729の前駆体は低金属量のフィールドトリプルであることを提案します。GW190521が現場で形成されなかったという前提を支持します。三重恒星進化論は、重力波源、そしておそらく他のエネルギー過渡現象の理解において基本的であると結論付けます。
強力な銀河系外ジェットは、中央のブラックホールから遠く離れた場所で運動エネルギーを放散します
| Title |
Powerful_extragalactic_jets_dissipate_their_kinetic_energy_far_from_the_central_black_hole |
| Authors |
Adam_Leah_W._Harvey,_Markos_Georganopoulos,_Eileen_T._Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13670 |
一部の活動銀河核（AGN）の超大質量ブラックホールへの降着は、プラズマの相対論的ジェットを駆動し、運動エネルギーのかなりの部分をガンマ線放射に放散します。強力な銀河系外ジェットのエネルギー散逸の場所は現在不明であり、粒子加速、ジェット形成、ジェットコリメーション、およびエネルギー散逸に影響を及ぼします。以前の研究では、サブパーセクスケールのブロードライン領域からパーセクスケールの分子トーラスまで、およびそれを超える可能性の間の位置を制限することができませんでした。ここでは、簡単な診断を使用して、より遠い分子トーラスが強力なジェットの支配的な場所であることを示します。シードファクターと呼ばれるこの診断は、観測可能な量にのみ依存し、ガンマ線放出の場所でのシード光子集団に固有のものです。ガンマ線クエーサーの$62$の多波長、準同時スペクトルエネルギー分布を使用して、分子トーラスに対応する値でピークに達するシードファクター分布を見つけます。これは、エネルギー散逸がブラックホールから$\sim1$パーセクで発生することを示しています（または$\sim10^{4}$Schwarzchildradiifor$10^{9}M_{\odot}$ブラックホール）。
スバルSCExAO用MKID太陽系外惑星カメラ
| Title |
The_MKID_Exoplanet_Camera_for_Subaru_SCExAO |
| Authors |
Alexander_B._Walter,_Neelay_Fruitwala,_Sarah_Steiger,_John_I._Bailey_III,_Nicholas_Zobrist,_Noah_Swimmer,_Isabel_Lipartito,_Jennifer_Pearl_Smith,_Seth_R._Meeker,_Clint_Bockstiegel,_Gregoire_Coiffard,_Rupert_Dodkins,_Paul_Szypryt,_Kristina_K._Davis,_Miguel_Daal,_Bruce_Bumble,_Giulia_Collura,_Olivier_Guyon,_Julien_Lozi,_Sebastien_Vievard,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Thayne_Currie,_and_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12620 |
マウナケアのスバル望遠鏡のスバルコロナグラフ極限補償光学（SCExAO）の背後にあるMKID太陽系外惑星カメラ（MEC）、azからJバンド（800〜1400nm）の面分光器を紹介します。高コントラストイメージングを可能にするテクノロジー。MECは、最初に恒久的に配備された近赤外線MKID機器であり、IFUとしても、SCExAOを使用したマルチkHzフィードバックループの焦点面波面センサーとしても動作するように設計されています。MKIDによって達成可能な読み取りノイズのない高速時間領域情報により、現在地上のほとんどの高コントラストイメージングシステムのパフォーマンスを制限している高速スペックル変動の直接プロービングが可能になり、MECが10ドルのコントラストに到達するという究極の目標を達成するのに役立ちます^{-7}$at2$\lambda/D$。ここでは、ハードウェア、ファームウェア、データ削減および分析パイプラインなど、MECの機器の詳細について概説します。次に、MECの現在のオンスカイパフォーマンスについて説明し、将来のアップグレードと計画で終わります。
神経償却による超高速重力波パラメータの推論
| Title |
Lightning-Fast_Gravitational_Wave_Parameter_Inference_through_Neural_Amortization |
| Authors |
Arnaud_Delaunoy,_Antoine_Wehenkel,_Tanja_Hinderer,_Samaya_Nissanke,_Christoph_Weniger,_Andrew_R._Williamson,_Gilles_Louppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12931 |
LIGOおよびVirgo検出器によって測定されたコンパクトなバイナリからの重力波は、マルコフ連鎖モンテカルロサンプリングアルゴリズムを使用して日常的に分析されます。尤度関数の評価では、信号形状とソースパラメータをリンクする数百万の波形モデルを評価する必要があるため、収束するまでマルコフ連鎖を実行すると、通常はコストがかかり、数日間の計算が必要になります。この拡張された要約では、ニューラルシミュレーションベースの推論の最新の進歩により、パフォーマンスを損なうことなく、推論時間を最大3桁（数日から数分）高速化できることを示す概念実証を提供します。私たちのアプローチは、尤度対証拠比をモデル化する畳み込みニューラルネットワークに基づいており、事後計算を完全に償却します。私たちのモデルは、シミュレートされた重力波のパラメーターの信頼区間を正しく推定していることがわかります。
9.7mプロトタイプシュヴァルツシルトクーダー望遠鏡の光学系の検証
| Title |
Verification_of_the_Optical_System_of_the_9.7-m_Prototype_Schwarzschild-Couder_Telescope |
| Authors |
C._Adams,_R._Alfaro,_G._Ambrosi,_M._Ambrosio,_C._Aramo,_W._Benbow,_B._Bertucci,_E._Bissaldi,_M._Bitossi,_A._Boiano,_C._Bonavolont\`a,_R._Bose,_A._Brill,_J._H._Buckley,_K._Byrum,_R._A._Cameron,_M._Capasso,_M._Caprai,_C._E._Covault,_L._Di_Venere,_S._Fegan,_Q._Feng,_E._Fiandrini,_A._Furniss,_M._Garczarczyk,_F._Garfias,_A._Gent,_N._Giglietto,_F._Giordano,_M._M._Gonz\'alez,_R._Halliday,_O._Hervet,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_M._Ionica,_A._Iriarte,_W._Jin,_P._Kaarat,_D._Kieda,_B._Kim,_F._Licciulli,_M._Limon,_S._Loporchio,_V._Masone,_T._Meures,_B._A._W._Mode,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_A._Okumura,_N._Otte,_N._La_Palombara,_F._R._Pantaleo,_R._Paoletti,_G._Pareschi,_A._Petrashyk,_J._Powell,_K._Powell,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._Rousselle,_A._Rugliancich,_J._Ru\'iz-D\'iaz-Soto,_M._Santander,_S._Schlenstedt,_S._Scuderi,_R._Shang,_G._Sironi,_B._Stevenson,_L._Stiaccini,_L._P._Taylor,_L._Tosti,_G._Tovmassian,_V._Vagelli,_M._Valentino,_J._Vandenbroucke,_V._V._Vassiliev,_S._P._Wakely,_P._Wilcox,_D._A._Williams,_P._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13027 |
地上ベースの$\gamma$線天文学の歴史の中で初めて、デュアルミラー、非球面、無平面のSchwarzschild-Couder光学システムの軸上性能が$9.7$mの開口イメージング大気Cherenkovで実証されました望遠鏡。プロトタイプのシュヴァルツシルトクーダー望遠鏡（pSCT）の斬新な設計は、広い（$\geq8^{\circ}$）フィールドを実行する能力を持つ次世代のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）天文台の必要性に動機付けられています。-大気カスケードの優れたイメージングと同時に視野観測（ピクセルあたり$0.067^{\circ}$以上の解像度）。pSCT設計は、CTAの設置に実装された場合、$\gamma$線の角度分解能と天文台の軸外感度の両方を大幅に改善する可能性があり、技術の理論上の限界に近づき、それによってメジャーになります。CTA天文台の空の調査プログラム、初期局在がよくわかっていないマルチメッセンジャートランジェントの追跡観測、および拡張された$\gamma$線源の空間分解能分光研究への影響。この寄稿は、pSCTの挑戦的なセグメント化された非球面一次および二次ミラーの初期位置合わせ手順と点像分布関数の結果について報告します。
ガイアおよびガウス過程による地上の位置天文誤差の削減
| Title |
Reducing_ground-based_astrometric_errors_with_Gaia_and_Gaussian_processes |
| Authors |
W._F._Fortino,_G._M._Bernstein,_P._H._Bernardinelli,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_D._Bacon,_K._Bechtol,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._Carretero,_A._Choi,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_M._Jarvis,_S._Kent,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_J._Myles,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._Roodman,_E._S._Rykoff,_E._Sanchez,_B._Santiago,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_A._R._Walker,_J._Weller,_W._Wester,_(The_DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13742 |
大気の乱気流によって引き起こされる確率論的フィールド歪みは、地上ベースのイメージングの位置天文精度に対する基本的な制限です。この歪み場は、ガイアDR2カタログによって提供される正確な位置を持つ星の位置で測定可能です。ガウス過程回帰（GPR）を使用して、各露出の任意の場所に歪みフィールドを補間します。2次元歪み場がカールフリーであるという知識を活用する標準GPR技術の拡張を紹介します。テストベッドとしてダークエネルギーサーベイからの数百の90秒間の露出に適用すると、GPR補正により、乱流歪みの分散が平均して$\upperx12\times$減少し、Gaiaカタログのより密度の高い領域でのパフォーマンスが向上することがわかります。。$riz$バンドの座標あたりのRMS歪みは、通常、補正前は$\upperx7$masであり、GPRモデルの適用後は$\upperx2$masです。GPRの位置天文補正は、それらの使用により、$r=18.5$の太陽系外縁天体エリスの5年間にわたる$riz$バンド観測に適合する軌道への残差が10から5masRMSに減少するという観測によって検証されます。また、まだ実装されていないGPR法を提案して、重なり合う露出のスタック内の乱流場と5次元恒星解を同時に推定します。これにより、将来の詳細な調査で乱流がさらに減少するはずです。
太陽星活動の進化
恒星活動の進化に関する現代のアイデアに貢献する観測結果の簡単なレビューを提示します。回転-年齢と活動-回転の関係の両方から導き出された基本法則により、主系列星に滞在している間、低質量星の活動が年齢とともにどのように変化するかを追跡することができます。私たちは、若い太陽の類似物である可能性のある星の活動特性の評価に焦点を合わせています。私たちの研究には、さまざまな年齢の太陽のような星の活動、回転、磁場のさまざまなトレーサーの共同検討が含まれています。自転周期は、飽和状態の活動が不飽和モードに変化するとき、太陽型の活動が形成されるときを特定します。G型とK型の星の場合、それぞれ1。1日と3。3日です。これは、太陽の早い時期に定期的な太陽黒点周期が確立され始めた、約0.2〜0.6Gyrの年齢間隔に相当します。若い太陽の冠状および彩層活動の特性について説明します。1350〜1750Aのスペクトル範囲でのEUVフラックスの評価は、初期の太陽の遠紫外線放射が現在の太陽の7倍の強度であり、通常の太陽の場合は2倍高いことを示しています。サンスポットサイクルが確立されました。若い太陽の場合、準定常的な流出に関連する可能性のある質量損失率は、$10^{-12}M_\odot$/年と見積もることができます。太陽型星の最大フレアの観測結果も議論されており、最も強力な現象は飽和活動領域の高速回転星で発生しているという結論に至ります。恒星磁場の推定により、可能な最大フレアエネルギーを評価することができます。これは、過去の太陽の極端な出来事の起源をよりよく理解するのに役立つ可能性があります。
CME駆動の高速モード衝撃の掃引によって引き起こされる磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_Reconnection_Invoked_by_Sweeping_of_the_CME-Driven_Fast-Mode_Shock |
| Authors |
Guiping_Zhou,_Guannan_Gao,_Jingxiu_Wang,_Jun_Lin,_Yingna_Su,_Chunlan_Jin,_and_Yuzong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12957 |
冠状波は太陽大気中に遍在します。それらは、それら自身の豊かな物理学だけでなく、遠隔地で磁気噴火を引き起こす重要な候補でもあります。ただし、後者のメカニズムは直接確認されていません。2012年3月7日の連続した噴火を再検討することにより、高速モードの衝撃が550km/sの速度のX5.4フレア関連EUV波を説明するために識別され、2060$\pm$270km/sより速く現れました。ゆっくりと上昇する段階での対応するコロナ質量放出の前面。それらは、約260km/sのローカルアルフベン速度よりもはるかに速く伝播しただけでなく、同時にタイプII電波バースト、つまり衝撃波の典型的な特徴を伴っていました。観察結果は、衝撃波が、ヌルポイント領域に隣接するアクティブ領域（AR）11429と11430を接続するコロナルループC1を乱すことを示しています。40分の振動に続いて、外部磁気リコネクション（EMR）がヌルポイント領域で発生しました。約10分後、C1で覆われた大規模な磁束ロープ（MFR）が不安定になり、急速に噴火しました。高速モードの衝撃がヌルポイント領域でEMRを引き起こし、その後の噴火を引き起こしたと考えられています。このシナリオは初めて直接観測され、太陽活動と噴火の物理学を理解するための新しいヒントを提供します。
パーカーソーラープローブ（PSP）によって観測された磁気ツイスト波「スイッチバック」へのミニフィラメント噴火によって生成された太陽コロナジェット、ジェットレット、およびスピキュールの可能な進化
| Title |
Possible_Evolution_of_Minifilament-Eruption-Produced_Solar_Coronal_Jets,_Jetlets,_and_Spicules,_into_Magnetic-Twist-Wave_"Switchbacks"_Observed_by_the_Parker_Solar_Probe_(PSP) |
| Authors |
Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_Navdeep_K._Panesar,_and_Tanmoy_Samanta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12991 |
多くの太陽コロナジェットは、遭遇した周囲の広範囲の磁場と再接続するミニチュアフィラメント（「ミニフィラメント」）磁束ロープの噴出から生じます。それらのミニフィラメントフラックスロープの多くは、明らかに磁束のキャンセルによって構築され、噴火するようにトリガーされます。そのキャンセル（または他のプロセス）の結果、フラックスロープのフィールドにねじれがある場合、遠方のフィールドとの再接続により、そのねじれの多くが再接続された遠方のフィールドに転送されます。その周囲の磁場が開いている場合、ねじれは磁気ねじれアルヴェーンパルスとして太陽から遠くまで伝播する可能性があります。ジェットからのそのようなパルスは、パーカーソーラープローブ（PSP）の近日点通過中に太陽風で検出された「スイッチバック」として知られるねじれた磁場構造である可能性があると主張します。典型的なコロナルジェットで生成されたアルヴェーンパルスの場合、スイッチバックは数十分の持続時間でPSPを通過すると予想されます。より大きなコロナルジェットは、通過時間が約1時間のスイッチバックを生成する可能性があります。「ジェットレット」として知られている太陽の小規模なジェットのような特徴は、コロナルジェットと同様の方法で生成されたコロナルジェットの小規模バージョンである可能性があります。ジェットレットからのスイッチバックは、数分の持続時間でPSPを通過すると推定されます。彩層の針状突起は、ジェットレットよりもさらに小さいジェットのような特徴です。それらの人口の一部が実際にコロナルジェットの非常に小規模なバージョンである場合、同じプロセスにより、約2分から数十秒の範囲の期間でPSPを通過するスイッチバックが発生する可能性があると推測されます。
低緯度で数ヶ月持続する太陽の東西の流れの相関関係は、活動領域の流入によって支配されています
| Title |
Solar_east-west_flow_correlations_that_persist_for_months_at_low_latitudes_are_dominated_by_active_region_inflows |
| Authors |
Chris_S._Hanson,_Thomas_L._Duvall_Jr.,_Aaron_C._Birch,_Laurent_Gizon_and_Katepalli_R._Sreenivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13052 |
コンテキスト：巨細胞対流は、太陽のダイナミクスの重要な要素であると考えられています。たとえば、太陽の差動回転を維持する上で重要な役割を果たすことが期待されています。目的：ドップラーグラムの相関分析を使用して検出された巨大な対流細胞の初期の報告を再検討します。この分析は、19年間の宇宙および地表近くの水平流の地上観測を使用して拡張されています。方法：フローマップは、顆粒の局所相関追跡と日震学的リング図分析によって導き出されます。固定緯度での東西流の時間的自己相関関数を計算します。結果：東西速度の相関は、最大5回転周期まではっきりと見ることができます。信号は、低緯度で最大m=9の縦波数を持つ特徴で構成されます。磁気画像との比較は、これらの流れの特徴が磁気活動に関連していることを示しています。太陽極小期の間、信号はノイズレベルを超えて見られません。結論：我々の結果は、低緯度での東西の流れの長期的な相関関係は、主に活動領域への流入によるものであり、巨大な対流セルによるものではないことを示しています。
パーカーソーラープローブ用ワイドフィールドイメージャーにより、急速に変化する視点から太陽風の流れを追跡する
| Title |
Tracking_solar_wind_flows_from_rapidly_varying_viewpoints_by_the_Wide-field_Imager_for_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
A._Nindos,_S._Patsourakos,_A._Vourlidas,_P._C._Liewer,_P._Penteado,_J._R._Hall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13140 |
目的：私たちの目標は、コロナグラフまたはヘリオスフィアイメージャによって急速に変化する視点から見た一時的な太陽風の流れをシームレスに追跡する方法論を開発することです。方法：PSPの4回目の遭遇時に、パーカーソーラープローブ（PSP）広視野イメージャー（WISPR）観測から、強度対時間および伸びのマップ（Jマップ）を作成しました。Jマップから、トムソン表面の衝撃半径マップ（Rマップ）に強度を作成しました。最後に、緯度強度対時間マップ（Lat-map）を作成しました。私たちの方法論は、急速に変化する視点の観察から得られたデータからそのようなマップの構築に関連する課題に十分に対処します。結果：私たちのWISPRJマップは、コロナ質量放出（CME）からストリーマーブロブに至るまでの一時的な太陽風の流れに対応するいくつかのトラックを示しています。後者の発生率は1日あたり約4-5であり、太陽地球関係に搭載されたHeliosphericImager-1（HI-1）で取得された$\sim1$AUデータから作成されたJマップの発生率と同様です。天文台前方宇宙船（STEREO-A）。STEREO-Aは、研究期間中にPSPと放射状に整列しました。WISPRJ-mapトラックは、線形（2次）時間延長の場合、$2.28\pm0.7$$^{\circ}$/時間（$2.49\pm0.95$$^{\circ}$/時間）の角速度に対応します。継手、および約150〜300kms$^{-1}$の半径方向速度。ラットマップの分析により、分岐ストリーマーが明らかになりました。これは、近日点通過中にPSPがわずかに折りたたまれたストリーマーを飛んでいたことを意味します。結論：私たちは、急速に変化する視点を持つ宇宙プラットフォームからの一時的な太陽風の流れを体系的にキャプチャして特性化するためのフレームワークを開発しました。この方法論は、PSPWISPRの観測だけでなく、ソーラーオービターミッションに搭載された機器からの今後の観測にも適用できます。
低金属量での主系列星近くの大質量星の分光学的進化
| Title |
Spectroscopic_evolution_of_massive_stars_near_the_main_sequence_at_low_metallicity |
| Authors |
F._Martins_and_A._Palacios_(LUPM,_CNRS_&_Montpellier_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13430 |
15〜150Msunの質量について、Z=1/5ZsunおよびZ=1/30Zsunの進化経路に沿って計算された合成スペクトルとSEDを示します。最も重い星はすべて、太陽直下の金属量でO2の矮星として進化を始めると予測しています。O2V相で費やされる寿命の割合は、金属量が低いほど増加します。SMCで予測する矮星と巨人の分布は、観測を正確に再現します。超巨星は、私たちが予測するよりもわずかに高い有効温度で現れます。より重い星は、ZAMSに近い巨大および超巨星相に入りますが、太陽の金属量ほど近くはありません。これは、より低い金属量で恒星風が減少するためです。質量が約60Msunを超えるモデルは、O星とB星として表示されますが、これらのオブジェクトは観測されておらず、最近の文献で報告されている傾向を確認しています。Z=1/30Zsunでは、矮星はMSのより広い部分をカバーし、巨星と超巨星はZ=1/5Zsunよりも低い有効温度で現れます。これらの低金属量星のUVスペクトルは、弱いP-Cygniプロファイルしか持っていません。HeII1640は、最も大規模なモデルで正味の発光を示すことがあり、同等の幅は約1.2Aに達します。両方の金属量のセットについて、4500〜8000Aの波長範囲で合成分光法を提供します。この範囲は機器HARMONIでカバーされます。ELT上のMOSAICSは、絶滅の少ない局部銀河群の高温の大質量星を特定するのに関連します。スペクトル型の診断として、HeI7065とHeII5412の比率を使用することをお勧めします。この比率が金属量に依存しないことを示します。最後に、モデルの電離フラックスについて説明します。単位面積あたりの水素イオン化フラックスと有効温度の関係は、金属量にわずかに依存します。HeIおよびHeIIとHのイオン化フラックスの比率は、わずかに異なりますが、どちらも金属量に依存します。
EPIC 216747137：大規模なsdOBプライマリと低質量のM-矮星コンパニオンを備えた新しいHWVir食変光星
| Title |
EPIC_216747137:_a_new_HW_Vir_eclipsing_binary_with_a_massive_sdOB_primary_and_a_low-mass_M-dwarf_companion |
| Authors |
R._Silvotti,_V._Schaffenroth,_U._Heber,_R.H._{\O}stensen,_J.H._Telting,_J._Vos,_D._Kilkenny,_L._Mancini,_S._Ciceri,_A._Irrgang,_H._Drechsel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13524 |
EPIC216747137は、K2の「セカンドライフ」中にケプラー宇宙船によって発見された新しいHW〜Virginisシステムです。他のHWVirシステムと同様に、EPIC216747137は、高温の亜発光星と低温の低質量コンパニオンで構成される、共通外層後の食変光星です。3.87時間の短い軌道周期は、二次からの強い反射効果を生み出します（Rバンドで約9％）。EPIC216747137は、AADorおよびV1828Aqlとともに、ホット進化したsdOBプライマリを備えたHWVirシステムの小さなサブグループに属しています。高温成分の次の大気パラメータが見つかります：Teff=40400$\pm$1000K、logg=5.56$\pm$0.06、log（N（He）/N（H））=$-$2.59$\pm$0.05。sdOBの回転速度vsini=51$\pm$10km/sは、恒星の自転が軌道の自転よりも遅く、システムが同期していないことを意味します。測光と分光の結果をガイア視差と組み合わせると、システムの最良の解決策は、中央のヘリウム枯渇に近い、おそらくそれを超える、質量が約0.62Msunのプライマリに対応しますが、クールなM-矮星の仲間は約0.11Msunの質量。
磁気対流からの角運動量輸送と太陽の差動回転の磁気変調
| Title |
Angular_momentum_transport_from_magnetoconvection_and_the_magnetic_modulation_of_the_solar_differential_rotation |
| Authors |
G\"unther_R\"udiger,_Manfred_K\"uker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13601 |
活動の最小値と最大値の間の太陽の自転法則の変調を説明するために、対流ボックスが傾斜した方位磁場によって貫通されたときの回転磁気対流による角運動量輸送を数値的にシミュレートします。乱流によって引き起こされる運動応力と磁気応力{\emと}大規模な磁気バックグラウンドフィールドのマクスウェル応力が基本的なトランスポーターです。回転がない場合、全応力の符号は、正（負）の$B_\thetaB_\phi$が角運動量を極方向（赤道方向）に輸送するため、フィールド成分の符号に自然に依存します。ただし、十分に速い回転の場合、乱流によって発生した$\Lambda$効果が、角運動量の輸送を支配し始めます。シミュレーションは、方位角磁場と2つの子午線磁場成分の間の正の角度（太陽型回転法則の誘導によって実現されると予想される）が、回転する磁気対流による内向きの半径方向および赤道方向の緯度方向の輸送を減らすことを示しています。観測によれば、太陽表面での磁気の影響を受けた回転則は、わずかに減速した赤道を示していても、非磁性の回転則よりも平坦であることが証明されています。
CEMP-rs星を説明する効率的なiプロセスサイトとしての低質量低金属量AGB星
| Title |
Low-mass_low-metallicity_AGB_stars_as_an_efficient_i-process_site_explaining_CEMP-rs_stars |
| Authors |
D._Karinkuzhi_(1,2,3),_S._Van_Eck_(2),_S._Goriely_(2),_L._Siess_(2),_A._Jorissen_(2),_T._Merle_(2),_A._Escorza_(2,4),_T._Masseron_(5,6)_((1)._Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore,_India.560012,_(2)._Institut_d'Astronomie_et_d'Astrophysique,_Universit\'e_Libre_de_Bruxelles,_ULB,_Campus_Plaine_C.P._226,_Boulevard_du_Triomphe,_B-1050_Bruxelles,_Belgium,_(3)._Department_of_Physics,_Jnana_Bharathi_Campus,_Bangalore_University,_Bangalore,_India._560056,_(4)._Institute_of_Astronomy,_KU_Leuven,_Celestijnenlaan_200D,_B-3001_Leuven,_Belgium,_(5)._Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_E-38205_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(6)._Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_E-38206_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13620 |
Carbon-EnhancedMetal-Poor（CEMP）スターの中には、sプロセス要素（CEMP-s）、rプロセス要素（CEMP-r）、またはsプロセス要素とrプロセス要素の両方（CEMP-r）に富んでいるものがあります。CEMP-rs）。CEMP-s星とCEMP-rs星の間の存在量の違いの起源は現在不明です。サイトがまだ特定されていないiプロセスは、sプロセスよりもCEMP-rsの存在量をより適切に再現できると主張されています。ラパルマ島のメルカトル望遠鏡に搭載された高解像度HERMES分光器、またはUVES/VLTおよびHIRES/KECK分光器で観測された、25個の金属量の少ない星の高解像度スペクトルを分析します。8つの重元素の存在量を使用して、CEMP-sおよびCEMP-rs星の新しい堅牢な分類方法を提案します。CEMP-sとCEMP-rsの星の存在量プロファイルが導き出され、2つの恒星クラスの間に存在量の連続性があるように見えます。CEMP-rs星は、CEMP-s、CH、バリウム、外因性S星などの外因性星の特徴のほとんどを示し、CEMP-rs星の二元性率はCEMP-s星よりもさらに大きくなります。ガイアDR2視差を使用したHRダイアグラムでのCEMP-sおよびCEMP-rs星の位置を説明するには、強化された炭素組成の恒星進化トラック（存在量の決定と一致）が必要です。それらは主にRGB上にあることがわかります。CEMP-rs星は、最初の対流熱パルス中に陽子を摂取した後、iプロセス元素合成を経験する低質量、低金属量のTP-AGBコンパニオンによって汚染されていると説明できます。CEMP-rsスターへのi-processモデルのグローバルフィッティングは、CEMP-sスターへのs-processモデルの1つと同じくらい優れています。そのため、CEMP-rs星は、低金属量でのs過程の特定の兆候を表すため、CEMP-sr星と名前を変更できます。これらのオブジェクトの場合、エキゾチックなiプロセスサイトの呼び出しは必ずしも必要ではない場合があります。
| Title |
Modelling_Long-Period_Variables_--_II._Fundamental_mode_pulsation_in_the_nonlinear_regime |
| Authors |
Michele_Trabucchi_(1,2),_Peter_R._Wood_(3),_Nami_Mowlavi_(1),_Giada_Pastorelli_(2,4),_Paola_Marigo_(2),_L\'eo_Girardi_(5)_and_Thomas_Lebzelter_(6)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Geneva,_Switzerland,_(2)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Padova,_Italy,_(3)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Canberra,_Australia,_(4)_STScI,_Baltimore,_USA,_(5)_Osservatorio_Astronomico_di_Padova_-_INAF,_Italy,_(6)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13654 |
発光赤色巨星の長周期変動にはいくつかの有望な用途があり、そのすべてが脈動周期を正確に予測できるモデルを必要とします。線形脈動モデルは、進化した赤色巨星で観測された倍音モードの周期を再現することに成功していることが証明されていますが、基本モード周期を正確に予測することはできません。ここでは、1D流体力学コードを使用して、非線形領域におけるM型漸近巨星分枝星の長周期変動を調査します。質量と半径の関数として低次の半径方向の脈動モードの周期と安定性を調べ、線形脈動モデルからの予測と完全に一致する倍音モードの周期を見つけます。対照的に、非線形モデルは、支配的な基本モードの脈動の早期の開始、および大きな半径でのより短い周期を予測します。どちらの機能も、マゼラン雲のOGLEおよびGaiaデータに対して検証する、観測との実質的により良い一致につながります。非線形基本モードの周期-質量-半径の関係を説明する簡単な分析関係を提供します。線形予測に関する違いは、大振幅の脈動によって引き起こされるエンベロープ構造の再調整に起因します。乱流粘度が線形および非線形の脈動に与える影響を調査し、金属量と炭素量の変化による影響の可能性を調査します。
解決された分子線の観察は、TMC1Aの周りの若いディスクの継承された分子層を明らかにします
| Title |
Resolved_molecular_line_observations_reveal_an_inherited_molecular_layer_in_the_young_disk_around_TMC1A |
| Authors |
Daniel_Harsono,_Matthijs_van_der_Wiel,_Per_Bjerkeli,_Jon_Ramsey,_Hannah_Calcutt,_Lars_Kristensen,_and_Jes_J{\o}rgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13722 |
星と惑星の形成シーケンスを支配する物理的プロセスは、原始惑星系円盤の化学組成と進化に影響を与えます。原始惑星の化学組成を理解するには、ディスクが形成される場所からディスクの組成と構造を制約する必要があります。その化学構造とディスク形成への可能な影響を理解するために、auスケールでTMC1A原始星の周りの若いディスクの分子量構造を決定することを目指しています。TMC1Aの近くで、CO、$HCO^{+}$、HCN、DCN、およびSO線放射、およびダスト連続放射の空間分解されたアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ観測を提示します。分子カラム密度は、LTEの分子からの光学的に薄い発光の仮定と、より詳細な非LTE放射伝達計算の両方で推定されます。ディスクからの分解されたダスト連続放射は、220〜260GHzで検出されます。HCO$^{+}$、HCN、およびSOからの回転遷移も、内側の100au領域から検出されます。導出された$HCO^{+}$の存在量から、ディスク表面のイオン化率を推定し、降着プロセスが磁気回転不安定性によって駆動されていないことを示唆する値を見つけます。TMC1Aディスク全体で平均化された分子量は、その原始星エンベロープや他の古いクラスIIディスクと同様です。一方、太陽系の天体と比較した若い円盤の分子量の間に不一致が見られます。いくつかの分子種についてディスクとその周囲のエンベロープとの間の存在量を比較すると、惑星形成物質の大部分が変化せずにディスクに入ることがわかります。TMC1Aの周りのディスク、クラスIIディスク、および太陽系オブジェクト間のHCNと$H_2O$の分子量の違いは、ディスクと惑星の形成中の化学進化を追跡します。
遅い時間の暗黒物質の振動とコアカスプ問題
| Title |
Late-Time_Dark_Matter_Oscillations_and_the_Core-Cusp_Problem |
| Authors |
James_M._Cline,_Guillermo_Gambini,_Samuel_D._McDermott,_Matteo_Puel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12583 |
コアカスプ問題は、$\Lambda$CDM宇宙論の予測と、矮小楕円体およびその他の銀河における暗黒物質（DM）プロファイルの観測との間の未解決の緊張として存続します。遅い時間に銀河のDM消滅の再活性化を通じて心臓弁膜尖をコアに変換するための新しいシナリオを提示します。これは、非対称DMモデルで、DMとその反粒子の間で振動を引き起こす非常に小さいDM数違反の質量項がある場合に発生する可能性があります。解析手法と重力N体シミュレーションを使用して、このメカニズムが質量$m_\chi\sim（0.1-1）$GeVの軽いフェルミオンDMとより軽いメディエーターの銀河DMプロファイルからカスプを確実に排除できることを示します。DMは全滅させることができます。DMプロファイルの内部密度を低減する際に、DM粒子の消滅が弾性散乱よりも効率的であるパラメーター空間の領域を特定します。したがって、暗黒物質の消滅は、カスプコア問題に対処するための弾性自己相互作用暗黒物質のメカニズムの質的に異なる代替手段です。
既知のパルサーからの継続的な重力波検出の重要性の確立
| Title |
Establishing_the_significance_of_continuous_gravitational-wave_detections_from_known_pulsars |
| Authors |
Maximiliano_Isi,_Simone_Mastrogiovanni,_Matthew_Pitkin,_and_Ornella_Juliana_Piccinni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12612 |
検出器のノイズがガウス分布で静止していると仮定せずに、既知のパルサーからの連続重力波のターゲット検索で検出候補に統計的有意性を割り当てる方法を示します。地球の軌道運動によって引き起こされる信号の予想されるドップラー位相変調、および地球のスピンによって引き起こされる振幅変調を利用して、空の特定の場所からの実際の天体物理信号に対する検索を効果的に盲目にします。この「スカイシフト」を使用して、多数のノイズのみのデータ実現を生成し、コンパクトバイナリの検索でタイムスライドを使用するのと同様の方法で、検索の背景を経験的に推定し、検出の重要度を割り当てます。シミュレートされた信号と、実際の検出器データへのハードウェア注入によって、このアプローチの可能性を示します。非ガウスノイズでシミュレートされた信号の研究では、私たちの方法が検出の重要性を評価するための別の一般的な戦略よりも優れていることがわかりました。したがって、この手法と同様の手法が、連続的な重力波の最初の確実な検出を可能にする可能性があることを示します。
磁気リコネクション中の電子べき乗則テールの乱流エネルギー化
| Title |
Turbulent_energization_of_electron_power_law_tails_during_magnetic_reconnection |
| Authors |
Giovanni_Lapenta_and_Jean_Berchem_and_Mostafa_El_Alaoui_and_Raymond_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12860 |
地球の磁気圏尾部は、電子のエネルギー供給を決定する際の再結合と乱流の相互作用を研究するための優れた実験室です。乱流再接続中にべき乗則テールが形成されるプロセスは、まだ包括的な説明が必要な文書化された事実です。セル3Dシミュレーションで超並列粒子を実行し、粒子速度の高エネルギー範囲の強化された統計的解像度を使用して、再接続によってテールが形成される条件がどのように作成されるかを研究します。このプロセスは、コヒーレントな層流の再接続によって生成された電界による直接的な加速ではありません。むしろ、再接続は乱流の流出を引き起こし、エネルギー交換は変動の非常に非ガウス分布によって支配されます。電子のエネルギー供給は、再接続の流出全体に拡散しますが、地球に向かって移動する双極子化フロントなどの強められた磁場の領域によって高められます。
軸性暗黒物質は平衡系ですか？
アインシュタイン-エーテル理論の軸方向拡張の枠組みの中で、擬スカラー場の周期的ポテンシャルが修正された軸方向暗黒物質モデルを検討します。修正されたポテンシャルは、エーテル速度4元ベクトルの共変微分のトレースとして構築された展開スカラーに依存するガイド関数によって装備されていると想定されます。アクシオン場の平衡状態は、修正されたポテンシャル自体と擬スカラー場に関するその一次導関数がゼロに等しい状態として定義されます。開発した形式を均一等方性宇宙論モデルに適用し、膨張宇宙における軸性暗黒物質の平衡状態を表す基本関数を見つけます。
有効場の理論における$ ^ 7 \ mathrm {Be}（p、\ gamma）^ 8 \ mathrm {B} $の結合チャネル処理
| Title |
Coupled-channel_treatment_of_$^7\mathrm{Be}(p,\gamma)^8\mathrm{B}$_in_effective_field_theory |
| Authors |
Renato_Higa,_Pradeepa_Premarathna_and_Gautam_Rupak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13003 |
低エネルギーでの$^7\mathrm{Be}（p、\gamma）^8\mathrm{B}$へのE1およびM1の寄与は、ハロー有効場の理論で計算されます。励起された$^7\mathrm{Be}^\star$コアは、結合チャネル計算の明示的な自由度として含まれています。E1遷移は、次から次への先頭の順序まで計算されます。$^8$Bの$1^+$共鳴状態の周りの狭いエネルギー領域で重要な貢献を与えるM1遷移からの主要な貢献が含まれています。結果を、明示的な自由度として$^7\mathrm{Be}^\star$を含む以前のハロー有効場の理論計算と比較します。正式な表現と分析の両方で、これらの以前の計算に同意しません。データのベイズ推定は、予想される理論誤差と組み合わせると、$S_{17}（0）=21.0（7）$eVbを与えます。
ALPSIIのアクティブフォトン再生
ALPSII、AnyLightParticleSearchは、アクシオンのような粒子を探す、壁を介して輝く第2世代の光実験です。2つの光共振器を使用します。壁の両側に1つずつあり、最初に非常に強力なキャビティ内光場から光粒子を生成し、次にこれらの粒子を再生キャビティと呼ばれる2番目のキャビティで光子に戻します。ALPSIIは、アクシオンのような粒子を検出するか、$g_{a\gamma\gamma}\leq2\times10^{-11}\text{GeV}^{-1}の2つの光子への結合強度の上限を提供します。$。実験は現在、設計および建設段階から試運転段階に移行しており、科学実験は2021年に開始される予定です。ALPSIIの課題の1つは、空洞の1つが午後に他の空洞の長さを追跡する必要があることです。レベル。この論文では、再生キャビティを、同様の信号対雑音比を約束するアクティブな再生システムに置き換える可能性について説明します。ALPSIIの場合、これはリスク削減活動です。ただし、ALPSの再生キャビティは、干渉計重力波検出器（LIGO、VIRGO、GEO、およびKAGRA）の信号リサイクルと基本的に非常に似ており、基本的な考え方はそこでも適用できる可能性があります。
| Title |
Improved_Treatment_of_Dark_Matter_Capture_in_Neutron_Stars_II:_Leptonic_Targets |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_Giorgio_Busoni,_Sandra_Robles,_Michael_Virgato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13257 |
中性子星は極端な条件下で物質を宿し、基本的な相互作用のためのユニークな試験場を提供します。私たちは最近、重要な物理的効果の多くを適切に組み込んだ中性子星の暗黒物質（DM）捕獲の改善された処理を開発し、散乱振幅が重心エネルギーに依存しない場合に有効な有用な分析近似を概説しました。ここで、その分析をすべてのインタラクションタイプに拡張します。また、低質量暗黒物質の捕獲率を高めるゼロ温度近似を超えることの影響についても説明し、暗黒物質の上方散乱率と蒸発質量の近似値を示します。これらの結果を、正しい相対論的記述が不可欠であるレプトンターゲットからの暗黒物質の散乱に適用します。DM-レプトン散乱断面積に対する潜在的な中性子星の感度は、特にサブGeVレジームにおいて、電子反跳実験を大幅に上回り、サブMeVDMに対する感度は将来の地上実験の範囲をはるかに超えていることがわかります。
ウィグナー関数と偏光光子の量子運動論
場の量子論に適用された$\hbar$展開を使用して、クーロンゲージの偏光光子のウィグナー関数を導出し、質量のない光子のサイドジャンプ効果を特定します。また、チャーン・サイモン電流のフォトニックキラル渦効果と局所熱平衡におけるジルチ電流のジルチ渦効果についても説明します。さらに、リアルタイム形式を使用して、偏光光子の量子運動論（QKT）を構築します。分布関数に特定の電力カウント方式をさらに採用することにより、効果的なQKTのより簡潔な形式を提供します。このフォトニックQKTには、衝突項の自己エネルギー勾配に関連する量子補正が含まれます。これは、質量のないフェルミ粒子のカイラル運動論におけるスピン軌道相互作用に関連するサイドジャンプ補正に類似しています。同じ理論的枠組みは、背景のカラーフィールドがない場合に弱く結合したグルーオンに直接適用することもできます。
強磁場における単一光子からのジレプトプン生成：真空二色性
強い一定の磁場の存在下での単一光子からのジレプトン生成を研究します。Ritusに基づく形式を使用することにより、生成されたフェルミ粒子と強い磁場との間の非摂動相互作用を十分に考慮して、光子からジレプトンへの変換頂点を分析的に評価します。ジレプトンスペクトルが磁場方向に対して異方性になり、強い磁場での真空二色性の現れとして光子の偏光に依存することを示します。ランダウ準位の存在下でのエネルギー保存によれば、生成されたフェルミ粒子の横方向の運動量だけでなく、縦方向の運動量も離散化され、ディレプトンスペクトルは入射光子エネルギーと磁場の関数としてスパイク構造を示します力。また、いわゆるヘリシティ抑制の類似物として、ランダウ準位が最も低い質量のないフェルミ粒子のジレプトン生成が厳しく禁止されていることも示しています。
模倣インフレ
重力と結合した高階微分相互作用を伴う模倣重力の拡張におけるインフレ解を研究します。微分相互作用が高いため、セットアップはゴーストやグラジエントの不安定性がなく、多くの新しいプロパティをホストします。スカラー摂動の分散関係は、ゴーストインフレーションの設定と同様の四次運動量補正を開発します。さらに、テンソル摂動の傾きは、傾きとテンソル摂動の振幅との間の一貫性の関係が変更されたいずれかの兆候をとることができます。重力と結合した高階微分相互作用の存在にもかかわらず、テンソル摂動は、LIGO観測で必要とされる光速に等しい速度で伝播します。さらに、高階微分相互作用は、3次ハミルトニアンで自明でない相互作用を引き起こし、正三角形、直交、およびスクイーズされた構成など、さまざまな形状の非ガウス性を観測可能な振幅で生成します。
一般相対性理論における曲率バウンス：背景と原始スペクトル
| Title |
Curvature_bounce_in_general_relativity:_background_and_primordial_spectrum |
| Authors |
Cyril_Renevey,_Aur\'elien_Barrau,_Killian_Martineau,_Selim_Touati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13542 |
最近のデータは、宇宙が積極的に湾曲している可能性があることを示唆しています。インフレ段階と組み合わせると、ビッグバンではなく曲率バウンスにつながる可能性があります。宇宙の進化を制御するパラメータの関数として、背景の進化が提示されます。原始テンソルスペクトルも計算され、モデルの可能な観測フットプリントに下線が引かれます。いくつかの可能性が考慮され、この文脈での「自然さ」について一般的な意見が述べられています。
重力によって作成された巨大なスカラーのマルチチャネル崩壊を介したキネーションエポックでの再加熱
| Title |
Reheating_in_the_kination_epoch_via_multi-channel_decay_of_gravitationally_created_massive_scalars |
| Authors |
Juho_Lankinen,_Oskari_Kerppo_and_Iiro_Vilja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13569 |
粒子含有量が、最終的に宇宙を再加熱する質量のないスカラーとフェルミ粒子に崩壊する質量のあるスカラーの重力生成によって生成されるシナリオでのキネーションレジームでの再加熱の詳細な研究を提供します。詳細な計算は、ボルツマン方程式と、曲がった時空における場の量子論の形式を使用して得られた崩壊率を使用して行われます。数値計算により、再加熱温度は$10^{9}$-$10^{13}$GeV領域にあることがわかります。さらに、単一のスカラー崩壊チャネルとは対照的に、崩壊粒子の質量$m$が小さく、再加熱温度が上昇する場合、フェルミオン崩壊チャネルが支配的な崩壊チャネルであることがわかります。
初期宇宙におけるキラルダイナモの粘性減衰
初期宇宙の右手レプトンと左手レプトンの間の非対称性をらせん磁場に変換するキラルダイナモは、可能な宇宙論的磁気発生シナリオとして提案されています。このメカニズムは、ダイナモによって励起された原始プラズマ運動の粘性減衰によって強く影響を受けることを示します。この効果は、大規模構造のボイドの現在の時代まで生き残った可能性のあるキラルダイナモ場の予想される強度範囲と相関長を変更します。ボイド内で生き残った可能性のあるキラルダイナモ場のパラメーターの範囲が、ガンマ線観測からの銀河間磁場の既存の下限と一致していることを示しますが、温度T〜80TeVでの左右のレプトン非対称性の場合のみです。は非常に高く、可能な最大値に近い値です。
ガウス・ボンネ重力における実行可能なダークエネルギー時代との跳ね返りの統合
この作品では、ガウス・ボネ修正重力の文脈で、ダークエネルギー時代の原始的な跳ね返りを統一された方法で説明することが可能であることを実証します。特に、初期の時間バウンスは、原始的なスカラー曲率摂動のほぼスケール不変のパワースペクトルを持っていますが、ダークエネルギーの時代は実行可能なものです。つまり、$\Lambda$-Cold-Dark-Matterモデルを模倣し、互換性もあります。宇宙パラメータに関するPlanck2018データ。さらに、私たちの分析は、暗黒エネルギーの時代には、$f（R）$重力の文脈で発生する暗黒エネルギーの振動がないことを示しています。ガウス・ボネモデルの$f（R）$拡張を調べることで後の問題にさらに対処し、アクションの$f（R）$重力部分が実際に赤方偏移$z\sim4で暗黒エネルギー振動を生成することを示しました。$。
物理定数を変えることで、リチウムの問題を解決できますか？
最近公開されたさまざまな物理定数（VPC）アプローチを使用して、原始的なリチウム存在量の問題を解決しました。このアプローチを使用して計算した7Liと水素の比率の値$7Li/H=1.374{\times}10^{-10}$は、標準のラムダコールドダークマターを使用して推定した値の約4分の1です（${\Lambda}$CDM）宇宙論的モデルであり、最も合意された観測値$1.6（0.3）{\times}10^{-10}$と一致しています。VPCアプローチでは、アインシュタイン方程式が修正され、アインシュタイン-ヒルベルト作用を使用して、光速$c$、重力定数$G$、宇宙定数${\Lambda}$の変化が含まれます。このアプローチを宇宙論に適用すると、当然、プランク定数$h$とボルツマン定数$k_B$も変動します。それらは、スケール係数a<<1：$c=c_0/e$、$G=G_0/e^3$、$h=h_0/e$、および$k_B=k_{B0}/e^{で固定値に近づきます。5/4}$、ここで$e$はオイラーの数（=2.7183）です。VPC宇宙論は、非常に小さなスケールの要因で${\Lambda}$CDM宇宙論と同じ形式に減少するため、既存のビッグバン元素合成（BBN）コードAlterBBNを上記の変更とともに使用して、以下の軽元素の存在量を計算できます。VPC宇宙論。バリオンと光子の比率${\eta}=6.1{\times}10^{-10}$で計算した他の存在量には、$4He/H=0.2469$、$D/H=1.564{\times}10があります。^{-5}$、$3He/H=1.642{\times}10^{-5}$。また、BBNでは中性子寿命が$e^{1/2}$増加し、核反応速度が$e^{1/6}$増加することを確認しました。
マイクロカロリメータデータにおける重複パルスの最適なフィルタリング
| Title |
Optimal_Filtering_of_Overlapped_Pulses_in_Microcalorimeter_Data |
| Authors |
Dallas_Wulf,_Felix_Jaeckel,_Dan_McCammon,_James_A_Chervenak,_Megan_E_Eckart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13666 |
ここでは、光子カウント率の高いデータに特別に適用できるマイクロカロリメータデータを処理するための一般的なアルゴリズムを紹介します。マイクロカロリメータのデータ処理で広く普及している従来の最適フィルタリングは、スペクトル分解能を犠牲にすることなくオーバーラップしたパルスを回復できないという問題があります。ここで紹介する手法は、この特定の欠点に対処するために開発されたものであり、従来の手法以外の仮定を課すことなく実現しています。これらの仮定をほぼ満たすデータセットを使用してアルゴリズムのパフォーマンスを示します。これは、さまざまなマイクロカロリメータアプリケーションを代表するものです。また、この手法を高度に非線形なデータセットに適用し、これらの仮定が破られる限界でのパフォーマンスへの影響を調べます。
| Title |
The_fifth-order_post-Newtonian_Hamiltonian_dynamics_of_two-body_systems_from_an_effective_field_theory_approach:_potential_contributions |
| Authors |
J._Bl\"umlein,_A._Maier,_P._Marquard,_and_G._Sch\"afer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13672 |
調和座標で始まり次元正規化を使用するファインマン振幅に基づく有効場の理論アプローチ内の結合と速度展開を使用して、重力におけるバイナリ質量システムの運動の5番目のポストニュートン次数abinitioへの潜在的な寄与を計算します。さらに、特異および対数のテールの寄与が計算されます。また、ローカル以外のテールの寄与も考慮します。完全な計算に向けたさらなるステップが議論され、最初の比較が文献の結果に与えられます。
| Title |
Lunar_Gravitational-Wave_Antenna |
| Authors |
Jan_Harms,_Filippo_Ambrosino,_Lorella_Angelini,_Valentina_Braito,_Marica_Branchesi,_Enzo_Brocato,_Enrico_Cappellaro,_Eugenio_Coccia,_Michael_Coughlin,_Roberto_Della_Ceca,_Massimo_Della_Valle,_Cesare_Dionisio,_Costanzo_Federico,_Michelangelo_Formisano,_Alessandro_Frigeri,_Aniello_Grado,_Luca_Izzo,_Augusto_Marcelli,_Andrea_Maselli,_Marco_Olivieri,_Claudio_Pernechele,_Andrea_Possenti,_Samuele_Ronchini,_Roberto_Serafinelli,_Paola_Severgnini,_Maila_Agostini,_Francesca_Badaracco,_Lorenzo_Betti,_Marta_Maria_Civitani,_Christophe_Collette,_Stefano_Covino,_Simone_Dall'Osso,_Paolo_D'Avanzo,_Matteo_Di_Giovanni,_Mauro_Focardi,_Carlo_Giunchi,_Joris_van_Heijningen,_Nandita_Khetan,_Daniele_Melini,_Giuseppe_Mitri,_Conor_Mow-Lowry,_Luca_Naponiello,_Vladimiro_Noce,_Gor_Oganesyan,_Emanuele_Pace,_Ho_Jung_Paik,_Alessandro_Pajewski,_Eliana_Palazzi,_Marco_Pallavicini,_Giovanni_Pareschi,_Ashish_Sharma,_Giorgio_Spada,_Ruggero_Stanga,_Gianpiero_Tagliaferri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13726 |
重力波によって励起された弾性体の振動固有モードの監視は、重力波の検出のために提案された最初の概念の1つでした。実験室規模では、これらの実験は、1960年代にJosephWeberによって最初に開発された共振バー検出器として知られるようになりました。これらのバーの寸法により、ターゲット信号周波数はkHz範囲でした。ウェーバーはまた、地球または月の振動を監視すると、mHz帯域の重力波が明らかになる可能性があることを指摘しました。アポロ17号の乗組員によって月に配備された彼の月面重力計の実験では、技術的な障害が発生し、データが役に立たなくなりました。この記事では、アイデアを再検討し、月の重力波アンテナ（LGWA）を提案します。LGWAは、宇宙搭載のレーザー干渉検出器LISAとの共同観測の重要なパートナー天文台になると同時に、LGWAの独自の機能により、独立した科学事例に貢献できることがわかりました。実験を展開するには技術的な課題を克服する必要があり、慣性振動センサー技術の開発は、このエキサイティングな検出器の概念の将来の道筋を示しています。
一般相対性理論とその後の批判者を検証した1919年の日食の結果：物語が再び語られた
アインシュタインは1919年11月7日に世界的に有名になり、1919年11月6日にロンドンで開催された会議の報道発表に続き、エディントン、ダイソン、デビッドソンが率いる2つの英国遠征の結果が発表され、通過するときに背景の星の光がどれだけ曲がるかを測定しました。太陽。3つのデータセットが得られました。2つは、測定されたたわみがアインシュタインの1915年の一般相対性理論の理論的予測と一致し、公式の結果となったことを示しています。3番目は欠陥品として廃棄されました。当時、実験結果は天文学の専門家に受け入れられていました。しかし、1980年に科学哲学者のEarmanとGlymourが行った研究では、1919年の分析でのデータ選択に欠陥があり、破棄されたデータセットは完全に有効であり、アインシュタインの予測と一致していなかったため、全体的な結果は一般相対性理論を検証しませんでした。この主張と、その結果としてのエディントンの偏見の非難は、後の文献で誇張されて繰り返され、至る所に存在するようになりました。同じデータの1919年と1980年の分析は、2つの矛盾した結論を提供します。1919年のデータを再分析し、EarmanとGlymourの結論を損なうエラーを特定します。
