バイアスされたトレーサーからの原始的な非ガウス性：実空間パワースペクトルとバイスペクトルの尤度分析
| Title |
Primordial_Non-Gaussianity_from_Biased_Tracers:_Likelihood_Analysis_of_Real-Space_Power_Spectrum_and_Bispectrum |
| Authors |
Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Matteo_Biagetti,_Emilliano_Sefusatti,_Vincent_Desjacques,_Jorge_Nore\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14523 |
今後の銀河赤方偏移調査は、フーリエ空間での2点および3点相関関数の測定を通じて、原始的な非ガウス性（PNG）の現在の制限を大幅に改善することを約束します。ただし、このデータセットの可能性を最大限に引き出すには、正確な理論モデルと最適化された分析方法の両方が必要です。$f_{\rmNL}$によってパラメータ化されたPNGのローカルモデルに焦点を当て、モンテカルロマルコフ連鎖解析を実行して、一連のN体に対する実空間のハローパワースペクトルとバイスペクトルの摂動論予測に立ち向かいます。シミュレーション。$f_{\rmNL}$の線形および二次のすべての寄与を含むツリーレベルのハローバイスペクトルと、$f_{\の二次次数までのツリーレベルの項を含む1ループのハローパワースペクトルをモデル化します。rmNL}$および$f_{\rmNL}$のローカルPNG線形によって誘発されるすべてのループ。宇宙パラメータを固定したまま、$f_{\rmNL}$の統計的推論に対する線形非ガウスバイアスパラメータに対する有益な事前確率の影響を調べます。すべてのパラメーターが周辺化されている、パワースペクトルとバイスペクトルの組み合わせの完全に不可知論的で保守的な分析により、パワースペクトルのみの測定と比較して$f_{\rmNL}$の制約を5倍以上改善できます。。$b_\phi$に強い事前確率を課すか、$b_\phi$と$b_{\phi\delta}$の両方にバイアス関係を仮定すると（普遍的な質量関数の仮定によって動機付けられます）、制約がさらに改善されます。少数。ただし、この場合、同じ範囲の波数を使用すると、推定値$f_{\rmNL}$に大幅な系統的シフトが見られます。同様に、ポアソンノイズの仮定は、重要な系統分類につながる可能性があるため、すべての確率的振幅を空けておくことが不可欠です。
ヘリウム再電離のプローブとしての高速電波バースト分散測定分布
| Title |
Fast_Radio_Burst_Dispersion_Measure_Distribution_as_a_Probe_of_Helium_Reionization |
| Authors |
Mukul_Bhattacharya,_Pawan_Kumar,_Eric_V._Linder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14530 |
高速電波バースト（FRB）の発見は急速に進んでおり、今後の調査から数千人が予想されています。FRBで観測された分散測定（DM）には、宇宙論的距離と、放出の赤方偏移から今日までの宇宙のイオン化状態に関する重要な情報が含まれています。DMと赤方偏移の関係を考慮するのではなく、分散測定値の分布の統計集団を調査します。赤方偏移情報がある場合とない場合のこの豊富な情報を使用して、ヘリウムの再電離を調査します。FRB調査サンプルのモンテカルロシミュレーションを実行して、さまざまなソースの赤方偏移分布、ホスト銀河モデル、突然の再電離と段階的な再電離、およびヘリウム再電離特性の決定に対する宇宙パラメータとの共分散の影響を調べます。10$^4$FRBを使用したフルエンス限定調査では、赤方偏移情報なしでバーストのDM分布を使用して、$\sim6\sigma$でのさまざまなヘリウム再電離履歴を識別できることがわかりました（および赤方偏移を使用した$\sim10\sigma$）。
LISA-Taijiネットワークを使用したダークサイレンによるハッブルパラメータ推定
| Title |
Hubble_parameter_estimation_via_dark_sirens_with_the_LISA-Taiji_network |
| Authors |
Renjie_Wang,_Wen-Hong_Ruan,_Qing_Yang,_Zong-Kuan_Guo,_Rong-Gen_Cai,_Bin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14732 |
ハッブルパラメータ（$H_0$）の測定は岐路に立っています。遅い時間の観測から推測された$H_0$の値は、早い時間の測定からの値よりも体系的に高くなっています（約$10\％$）。確固たる結論に達するには、パーセントレベルの精度を備えた独立したプローブが重要です。天体物理学的モデリングに依存することなく、コンパクトなバイナリ合体（CBC）イベントからの重力波（GW）は、$H_0$を決定するためのまったく新しい観測ウィンドウを開きます。電磁（EM）の対応物に関連付けられているかどうかに応じて、GWイベントは標準サイレンとダークサイレンに分類できます。前者はかなり良い相乗効果を要求しますが、これは高赤方偏移のCBCイベントにとって非常に困難ですが、後者は一時的な測定に依存せず、可能なホスト銀河の数を減らすために正確な空の位置特定を求めます。LISA-Taijiネットワークなどの将来の宇宙ベースのGW天文台ネットワークは、前例のない精度でCBCイベントをローカライズできるようになります。ここでは、5$年の運用時間内に、LISA-Taijiネットワークがハッブルパラメータを$1\％$の精度で制限でき、場合によっては散乱を$0.5\％$以上に抑えることができることを示します。
ファジーダークマターハローの有効断面積
明示的な自己相互作用のない2つの衝突するファジー暗黒物質ソリトンの動きを数値的に研究し、速度の散逸的変化の有効断面積を見つけます。断面積は速度の3乗に反比例することがわかり、その分析的解釈を示します。この結果を使用して、2つのファジー暗黒物質ハローの正面衝突時のオフセットを概算します。これは、いくつかの銀河団の衝突における星と暗黒物質の間のオフセットに関連している可能性があります。
| Title |
Toward_a_concordance_teleparallel_Cosmology_I:_Background_Dynamics |
| Authors |
Mahmoud_Hashim,_Waleed_El_Hanafy,_Alexey_Golovnev_and_Amr_El-Zant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14964 |
宇宙が均一で等方性の背景で空間的に平坦であると仮定して、赤外線補正された$f（T）=Te^{\betaT_0/T}$テレパラレル重力の宇宙論的実行可能性を、その背景拡張履歴の観点から研究します。物質摂動の線形成長に対するその効果。無次元パラメーター$\beta$は現在の密度パラメーターによって完全に制約されているため、この理論では余分な自由パラメーターは導入されません。この新しい機能により、理論は$\Lambda$CDMと同等の立場で統計的に比較可能になります。これは、修正された重力ベースの宇宙論モデルでは一般的ではありません。最近の宇宙観測を使用して-パンテオン超新星Ia型、ハッブル定数$H_0$、バリオン音響振動、赤方偏移空間歪み、ビッグバン元素合成、およびデカップリング音響スケールでの宇宙マイクロ波背景放射制約-$f（T）$重力は、1$\sigma$以内のデータと非常によく一致しています。それは、暗黒エネルギーを導入するのではなく、宇宙論的距離の重力を弱めることによって遅い加速を説明します。指数関数的な赤外線$f（T）$重力と$\Lambda$CDMは物理的に異なりますが、現象論的および統計的に同等です。ただし、前者は、$S_8$の張力を悪化させることなく、$H_0$の張力を下げながら、正確に決定された観測制約をより柔軟に適合させることができます。これは、論文IIの主題である線形摂動レベルでの理論の経験的実行可能性のさらなる調査を必要とします。
SDSS J1004 + 4112：原始ブラックホールが支配的な銀河団の場合
この論文の目的は、クラスターレンズクエーサーシステムSDSSJ1004+4112で観測された大振幅マイクロレンズイベントのもっともらしい説明を提供することです。マイクロレンズのクエーサー画像は、クラスターの星の種族から十分に離れているように見え、クラスターの暗黒物質が、観測されたマイクロレンズの原因であるコンパクトな物体で構成されている可能性があります。論文の最初の部分では、文献の測光モニタリングプログラムからのマイクロレンズ法に起因する差分光度曲線の正確な構造を確立します。次に、表面輝度の測定から、クラスター内の星によるマイクロレンズの確率が無視できるほど小さいことを示します。最後に、クラスターの暗黒物質は滑らかに分布した粒子の形であるが、代わりにコンパクトな物体で構成されているという仮定を緩和します。次に、得られた倍率パターンのコンピューターシミュレーションを使用して、マイクロレンズの確率を推定します。私たちの結果は、光源のサイズとレンズの質量の値の範囲で、観測された大きなマイクロレンズの振幅がシミュレーションの統計と一致していることを示しています。滑らかに分布した暗黒物質の仮定が緩和されていると仮定すると、観測された大振幅マイクロレンズ法は、クラスター暗黒物質を太陽質量コンパクトボディの形にすることで説明できると結論付けます。さらに、これらの物体の最も妥当なアイデンティティは原始ブラックホールであると結論付けています。
熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果と弱いレンズ相互相関によるクラスター圧力プロファイルのプロービング
| Title |
Probing_the_cluster_pressure_profile_with_thermal_Sunyaev-Zeldovich_effect_and_weak_lensing_cross-correlation |
| Authors |
Yin-Zhe_Ma,_Yan_Gong,_Tilman_Troster,_Ludovic_Van_Waerbeke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15064 |
〜\citet{Arnaud10}によって提案されたユニバーサル圧力プロファイル（UPP）に、Planckによる熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の相互相関関数の最近の測定と、RedClusterSequenceレンズ効果による弱い重力レンズ効果の測定に直面します。調査（RCSLenS）。ハローモデルを使用して、$\xi^{y-\kappa}$（レンズ収束とコンプトン-$y$パラメーター）および$\xi^{y-\gamma_{\rmt}}$の予測を計算します。（レンズせん断とコンプトン-$y$パラメーター）そして観測データを使用してUPPパラメーターを適合させます。宇宙論をWMAP9年またはプランク2018の最適値に固定すると、一貫したUPPパラメーターが見つかります。最適な制約付きパラメーターは、圧力プロファイル濃度$c_{500}=r_{500}/r_{\rms}$であり、$c_{500}=2.68^{+1.46}_{-0.96}$であることがわかります。（WMAP-9）および$c_{500}=1.91^{+1.07}_{-0.65}$（Planck-2018）$\xi^{y-\gamma_t}$推定量。中間半径領域$\alpha$パラメータの形状インデックスは、$\alpha=1.75^{+1.29}_{-0.77}$および$\alpha=1.65^{+0.74}_{-0.5}$に制限されます。それぞれWMAP-9とPlanck-2018の宇宙論。UPPパラメータの不確実性を圧力プロファイルに伝播すると、形状と大きさが3ドルの不確実性になります。さらなる調査により、相互相関の信号のほとんどは、ハロー質量が$10^{14}の範囲にある低赤方偏移の内部ハロープロファイル（$r\leqslantr_{\rmvir}/2$）からのものであることが示されています。$-$10^{15}\、{\rmM}_{\odot}$は、これが弱いレンズ効果とtSZの間の相互相関信号を構成する主要なレジームであることを示唆しています。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡レストフレームNIRSNIa距離のKバンドの評価
最近、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）プロジェクトは、ローマに別のフィルターを追加する可能性を提起しました。フィルターワーキンググループの推奨に基づくと、このフィルターはKバンドフィルターである可能性があり、現在最も赤いF184よりも大幅に赤く伸びています。他の科学的可能性の中でも、このKフィルターは、現在のフィルター補数で可能であるよりも高い赤方偏移まで、レストフレームNIRでSNeIaを測定する可能性を高めます。私は、Romanを使用してNIRSNIa距離の簡単な調査最適化を実行し、同時にフィルターカットオフと調査戦略の両方を最適化します。ほぼ最適なKバンドは19,000A〜23,000Aの範囲であることがわかります（露光時間は20,000A〜23,000AのKsフィルターの約半分になります）。Kをこの範囲よりもはるかに赤く移動すると、熱バックグラウンドが劇的に増加しますが、Kバンドをはるかに青く移動すると、赤方偏移の到達範囲が制限されます。したがって、大きな変更を加えると、現在のF184よりもゲインが減少または排除されることがわかります。レストフレームのYバンドとレストフレームのJバンドの両方の調査を検討します。提案されたKバンドは、大規模なレストフレームYバンド調査には高すぎますが、レストフレームのJ性能指数が59％増加します。
ALMAを使用してHD38206の外輪を解決し、システム内の惑星の制限を制限する
| Title |
Resolving_the_outer_ring_of_HD_38206_using_ALMA_and_constraining_limits_on_planets_in_the_system |
| Authors |
Mark_Booth,_Michael_Schulz,_Alexander_V._Krivov,_Sebasti\'an_Marino,_Tim_D._Pearce_and_Ralf_Launhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14521 |
HD38206は、コロンバ協会のA0Vスターであり、IRASによって最初に発見された塵円盤をホストしています。スピッツァーとハーシェルによるさらなる観測は、ディスクが2つの成分を持っていることを示しました。おそらく太陽系の小惑星とカイパーベルトに類似しています。この星は若いため、惑星を直接イメージングするための主要なターゲットになっています。システム内の可能な惑星は、塵円盤を使用して制約することができます。ここでは、システムのカイパーベルトの最初のALMA観測を示し、フォワードモデリングMCMCアプローチを使用してそれらを適合させます。幅140au、約180auでピークに達するダストの拡張ディスクを検出します。ディスクは端に近く、$0.25^{+0.10}_{-0.09}$の離心率によって最適な非対称性の暫定的な兆候を示しています。適合パラメータを使用して、コールドベルト内部の惑星の質量の制限を決定します。システムの小惑星とカイパーベルトの間のギャップをクリアするために、それぞれが0.64M$_J$の最小質量を持つ最低4つの惑星が必要であると判断します。最も外側の惑星が円盤の攪拌、その内縁の位置、および円盤の離心率の原因であると仮定すると、その離心率、質量、および半主軸をより厳密に予測できます。$e_{\rm{p}}=0.34^{+0.20}_{-0.13}$、$m_{\rm{p}}=0.7^{+0.5}_{-0.3}\、\rm{M}_{\rm{J}}$および$a_{\rm{p}}=76^{+12}_{-13}\、\rm{au}$。
地球外の流星
| Title |
Extra-Terrestrial_Meteors |
| Authors |
Apostolos_Christou,_Jeremie_Vaubaillon,_Paul_Withers,_Ricardo_Hueso_and_Rosemary_Killen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14647 |
私たちの太陽系のすべての惑星と衛星は、塵の斑点から岩の大きさの物体まで、さまざまな大きさの物質の継続的な雨にさらされています。衝突すると、これらの物体は運動エネルギーを入射面または大気に蓄積し、まだ十分に理解されていない方法で標的体の環境に影響を与えます。最近注目を集めているイベント（木星への衝撃フラッシュと火星とのC/サイディングスプリング彗星の遭遇）は、「地球外流星」とその影響の研究を前面に押し出しました。ここでは、地球以外の惑星での流星研究の歴史、状況、および将来の展望をレビューします。明るい流星は火星の大気に現れるでしょうか、そして惑星の大気への長期的な影響は何ですか？水星と月の空気のない表面への粒子状物質の高速衝撃は、それらの環境とそれらのような無数の他の物体の環境にどのように影響しますか？これらは、この章で答えようとする質問の一部です。
ハビタブルゾーン惑星を含む、くじら座タウ惑星系の構造に関する予測との統合分析
| Title |
An_Integrated_Analysis_with_Predictions_on_the_Architecture_of_the_tau_Ceti_Planetary_System,_Including_a_Habitable_Zone_Planet |
| Authors |
Jeremy_Dietrich_and_D\'aniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14675 |
くじら座タウ星は、太陽系に最も近い単一の太陽のような星であり、4つの確認された惑星を持つ多惑星系をホストしています。追加の惑星、特に潜在的に居住可能な世界が存在する可能性は、依然として大きな関心事です。太陽系外惑星の母集団統計と軌道力学からの情報をこの特定のシステムの測定値と組み合わせて、DYNAMITEアルゴリズムを介してくじら座タウ惑星系の構造を分析します。また、DYNAMITEを拡張して、視線速度情報を組み込みます。私たちの分析は、4つの追加の惑星の存在を示唆しており、そのうちの3つは、以前に報告された3つの暫定的な惑星候補の期間と密接に一致しています。また、くじら座タウ星のハビタブルゾーンで、公転周期が$\sim270-470$日の惑星候補が少なくとももう1つ予測されます。確認された惑星の測定された$m\sini$値に基づいて、検出された惑星と検出されていない惑星の可能な質量と性質も評価します。最も質量の小さい惑星と候補は岩が多い可能性がありますが、他の惑星と候補は岩が多いか、かなりのガス状のエンベロープを含んでいる可能性があります。予測されたハビタブルゾーン惑星候補からのRV観測可能シグネチャは、現在のデータのノイズレベルまたはそのすぐ上にある可能性がありますが、将来の非常に高精度の視線速度および直接イメージング研究で検出できるはずです。
EXPRES。 II。アクティブな星の周りの惑星の検索：HD101501のケーススタディ
| Title |
EXPRES._II._Searching_for_Planets_Around_Active_Stars:_A_Case_Study_of_HD_101501 |
| Authors |
Samuel_H._C._Cabot,_Rachael_M._Roettenbacher,_Gregory_W._Henry,_Lily_Zhao,_Robert_O._Harmon,_Debra_A._Fischer,_John_M._Brewer,_Joe_Llama,_Ryan_R._Petersburg,_Andrew_E._Szymkowiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14717 |
器差を10cm/s未満に制御することにより、EXtremePREcisionSpectrograph（EXPRES）は、弱いケプラー信号をマスクできる光球速度のより洞察に満ちた研究を可能にします。ガウス過程（GP）は、視線速度データセットの相関ノイズをモデル化するための標準ツールになりました。GPは星の物理的特性によって制約され、動機付けられますが、場合によっては、未解決のケプラー信号を吸収するのに十分な柔軟性があります。GP回帰を3.5Gyrの古い色圏で活動する太陽のような星HD101501のEXPRES視線速度測定に適用します。28シーズンの地上測光を使用して、恒星の回転周期とスポット分布の進化に厳しい制約を与えます。最近の$TESS$データとして。両方の測光データセットで光度曲線の反転を実行して、星のスポット分布とスポット進化のタイムスケールを明らかにしました。HD101501の$>5$m/srms視線速度変動は、惑星のないGP恒星活動モデルで適切にモデル化されており、45cm/sの残余rms散乱が得られることがわかります。GPフレームワークを使用して信号を注入および回復するシミュレーションを実行し、HD101501のようなアクティブな星の周りの低質量惑星を検出するためにGPを最も効率的に使用するには、高ケイデンス観測が必要であることを示します。スパースサンプリングは、GPが相関ノイズを学習するのを防ぎます構造し、将来のケプレリアン信号を吸収することができます。GPを使用して光球の特徴を解きほぐし、アクティブな星の周りの惑星を検出するために必要な情報を提供する中程度から高いケイデンスの監視を定量化します。
寡頭的成長から生じる平均運動共鳴における惑星の連鎖
平均運動共鳴の複数の惑星を持つ太陽系外惑星システムは、ディスク駆動の移動の道標としてしばしば歓迎されてきました。Kepler-223やKepler-80のような共鳴チェーンは、3体の共振角が秤動する、および/または各ペアに対して2体の共振角が秤動する3つの惑星で構成されます。ここでは、その場で形成される近接したスーパーアースとミニネプチューンが、枯渇したガスディスクからの散逸のために共鳴鎖に固定できるかどうかを調査します。ガス状ディスクからの離心率減衰を含む惑星形成の巨大な衝撃段階と、それに続く数千万年にわたる動的進化をシミュレートします。シミュレートされたシステムの一部では、惑星が自然に共鳴鎖に固定されていることがわかります。これらの惑星は、ガスディスクの段階でほぼ整数の周期比の連鎖を達成し、それらを共鳴に捕らえる偏心減衰を経験し、ガスディスクが消散するときに共鳴を維持し、その後の巨大な衝撃、偏心励起、および移動するカオス拡散を回避します共鳴からの惑星。惑星がガスディスク段階の間にそれらの形成を完了することを可能にするディスク条件は、それらの惑星が2未満のタイトな周期比を達成することを可能にし、それらが整数周期比に近い場合、共鳴にロックします。MacDonaldetal。によって推定されたさまざまなディスク条件の重み付けを使用します。（2020）および前方モデリングケプラー選択効果、寡頭成長を介したその場形成のシミュレーションは、整数周期比および観測されたケプラーシステムに匹敵する解放共鳴角を有する観測可能なトリオの速度につながることを発見しました。
ケプラーデータからの太陽のような星の周りの岩の多いハビタブルゾーン惑星の発生
| Title |
The_Occurrence_of_Rocky_Habitable_Zone_Planets_Around_Solar-Like_Stars_from_Kepler_Data |
| Authors |
Steve_Bryson,_Michelle_Kunimoto,_Ravi_K._Kopparapu,_Jeffrey_L._Coughlin,_William_J._Borucki,_David_Koch,_Victor_Silva_Aguirre,_Christopher_Allen,_Geert_Barentsen,_Natalie._M._Batalha,_Travis_Berger,_Alan_Boss,_Lars_A._Buchhave,_Christopher_J._Burke,_Douglas_A._Caldwell,_Jennifer_R._Campbell,_Joseph_Catanzarite,_Hema_Chandrasekharan,_William_J._Chaplin,_Jessie_L._Christiansen,_Jorgen_Christensen-Dalsgaard,_David_R._Ciardi,_Bruce_D._Clarke,_William_D._Cochran,_Jessie_L._Dotson,_Laurance_R._Doyle,_Eduardo_Seperuelo_Duarte,_Edward_W._Dunham,_Andrea_K._Dupree,_Michael_Endl,_James_L._Fanson,_Eric_B._Ford,_Maura_Fujieh,_Thomas_N._Gautier_III,_John_C._Geary,_Ronald_L_Gilliland,_Forrest_R._Girouard,_Alan_Gould,_Michael_R._Haas,_Christopher_E._Henze,_Matthew_J._Holman,_Andrew_Howard,_Steve_B._Howell,_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14812 |
ケプラーDR25惑星候補カタログとガイアベースの恒星特性に基づいて、主系列矮星のハビタブルゾーン（HZ）における岩石惑星の発生率を示します。星に依存する星座フラックスの観点から最初の分析を提供します。これにより、HZ惑星を追跡できます。$\eta_\oplus$を、半径0.5〜1.5の惑星のHZ発生として定義します。$R_\oplus$は、有効温度が4800K〜6300Kの恒星を周回します。保守的なHZの$\eta_\oplus$がわかります。は$0.37^{+0.48}_{-0.21}$（エラーは68\％の信頼できる間隔を反映します）と$0.60^{+0.90}_{-0.36}$の惑星/星の間ですが、楽観的なHZの発生は$0.58^{の間です+0.73}_{-0.33}$および$0.88^{+1.28}_{-0.51}$星あたりの惑星。これらの境界は、DR25完全性データが利用可能な軌道周期を超えた完全性の外挿に関する2つの極端な仮定を反映しています。大きな不確実性は、検出された小さなHZ惑星の数が少ないためです。ポアソン尤度ベイズ分析と近似ベイズ計算の両方を使用して、同様の発生率を見つけます。私たちの結果は、カタログの完全性と信頼性のために修正されています。完全性と惑星の発生率はどちらも、恒星の有効温度に依存しています。また、さまざまな星の種族と惑星サイズの範囲の発生率も示します。平均して、G型とK型の矮星の周りの最も近いHZ惑星は、約6pc離れており、太陽から10pc以内のG型とK型の矮星の周りには約4つのHZ岩石惑星があると$95\％$の信頼度で推定します。
49CetiおよびHD21997の塵円盤内のガス成分の物理的状態
| Title |
Physical_conditions_of_gas_components_in_debris_disks_of_49_Ceti_and_HD_21997 |
| Authors |
Aya_E._Higuchi,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Attila_Mo\'or,_Hideko_Nomura_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14973 |
塵円盤内のガス成分の特性評価は、その起源を理解するために基本的に重要です。この目標に向けて、49のガス状デブリディスクに向かって観測されたまれなアイソトポログ（^{13}COおよびC^{18}O）のスペクトル線を含むCOの回転スペクトル線の非LTE（局所熱力学的平衡）分析を実施しました。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）およびアタカマコンパクトアレイ（ACA）を備えたCetiおよびHD21997。分析は広範囲のH2密度に対して実行され、H_{2}密度が10^3cm^{-3}を超える限り、観測された線強度が再現されることがわかります。COカラム密度とガス温度は、49Cetiおよび（2.6-15）\times10^{17}cmで（1.8-5.9）\times10^{17}cm^{-2}および8-11Kと評価されます。^{-2}およびHD21997の場合はそれぞれ8〜12K。ここで、COの回転励起に対してH_{2}衝突が想定されています。電子衝突を考慮しても、結果は大きく変化しません。したがって、CO、C、O、およびC^{+}との衝突が重要な貢献をする場合でも、CO分子はH_{2}がない環境またはH_{2}分子の数が少ない環境で励起できます。H_{2}に加えてCO励起。一方、我々の結果は、H_{2}分子が豊富な場合を除外していません。塵円盤で観測された低いガス温度は、星間および星の紫外線による非効率的な加熱の観点から説明されています。
潮汐によって誘発された星の振動：ホットジュピターによって励起されたモデル化された振動を観測量に変換する
| Title |
Tidally_induced_stellar_oscillations:_converting_modelled_oscillations_excited_by_hot_Jupiters_into_observables |
| Authors |
Andrew_Bunting_and_Caroline_Terquem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15053 |
星のホットジュピターによって潮汐的に誘発された非断熱、非放射状の振動から、観測可能な分光信号および測光信号への変換を計算します。凍結対流と対流フラックスの摂動の近似の両方を備えたモデルについて説明します。観測量は、特定の予測を与えるために、いくつかの実際の惑星系について計算されます。星の振動の性質をさらに洞察する方法として、時間依存の線の広がりと通過中の視線速度信号の両方が調査されています。測光信号は、平衡潮汐近似の場合と同様に、公転周期の逆二乗$P^{-2}$に比例すると予測されます。ただし、視線速度信号は$P^{-1}$に比例すると予測されるため、長い軌道周期では、$P^{-3に比例する平衡潮汐近似に対応する信号よりもはるかに大きくなります。}$。これらの振動を検出するための見通しと、惑星の検出と特性評価への影響について説明します。
さまざまな規模でのストリーミング不安定性。 I.微惑星の質量分布の変動
自己重力によるストリーミング不安定性によって開始されたダストの凝集と微惑星形成の数値シミュレーションを提示します。大きな半径方向および方位角範囲のシミュレーションドメインと、ダスト密度フィールドの異なるランダム初期化を使用して他の点では同一のシミュレーションを再実行する新しいアプローチを採用することにより、微惑星形成プロセスの変動性を調べます。微惑星の質量分布と合計微惑星に変換される塵の質量は、個々の小さなシミュレーション間およびより大きなシミュレーションの領域内で大幅に異なる可能性があります。我々の結果は、発達したストリーミング不安定性の非線形性が、これまで考慮されていなかった微惑星形成プロセスにかなりの変動をもたらし、より大規模なダイナミクスがプロセスに影響を与える可能性があることを示唆している。
赤道傾斜角による潮汐暴走による超短周期惑星の形成
| Title |
Formation_of_Ultra-Short-Period_Planets_by_Obliquity-Driven_Tidal_Runaway |
| Authors |
Sarah_Millholland,_Christopher_Spalding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15087 |
小さな岩だらけの惑星が、それらのホスト星の非常に近くを周回しているのが発見されました。時には、わずか$\sim2$の恒星半径まで下がっています。これらの超短周期惑星（USP）は、現在の軌道では形成されなかった可能性がありますが、より大きな初期分離から移動しました。潮汐がこの移動の推定原因ですが、潮汐源は不明なままです。ここでは、近接した多惑星系内でUSPを生成するための自然な経路として、惑星の赤道傾斜角を紹介します。重要な考えは、潮汐散逸は一般に惑星のスピンベクトルを「カッシーニ状態」と呼ばれる平衡構成に強制し、惑星の傾斜（軸方向の傾き）がゼロではないということです。これらの場合、持続的な潮汐散逸と内向きの軌道移動は避けられません。その後、移行は傾斜を増やし、潮流を強め、正のフィードバックループを作成します。したがって、惑星の最初の準主軸が十分に小さい場合（$a\lesssim0.05$AU）、暴走する軌道減衰が発生する可能性があります。これは、強制傾斜が非常に高い値（$\）に達する超短軌道周期で停止します。sim85^{\circ}$）そして不安定になります。世俗的なダイナミクスを使用して、典型的なケプラー多惑星系の最も内側のメンバーがUSPになることができるパラメーター空間の概要を示します。これらの条件は、周期比、相互の傾向、恒星タイプの発生率の傾向など、USPの多くの観測された特徴と一致していることがわかります。恒星の赤道傾斜角とその近縁の仲間の将来の検出は、混沌とした赤道傾斜角のダイナミクスの可能性の理論的調査とともに、このメカニズムの普及を抑制するのに役立ちます。
陸域の質量惑星上の水素が支配的な大気：証拠、起源および進化
| Title |
Hydrogen_dominated_atmospheres_on_terrestrial_mass_planets:_evidence,_origin_and_evolution |
| Authors |
J._E._Owen,_I.F._Shaikhislamov,_H._Lammer,_L._Fossati_and_M._L._Khodachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15091 |
何千もの高度に照射された低質量の太陽系外惑星の発見は、大気散逸がそれらの進化を推進することができる重要なプロセスであるという考えにつながりました。特に興味深いのは、最近の太陽系外惑星の検出から、$\sim2$〜M$_\oplus$の質量であっても、水素が支配的な重要な大気を持っている低質量の惑星が多数存在するという推論です。これらの水素が支配的な大気の大きさは、エンベロープが出生の原始惑星系円盤から付着したに違いないことを示しています。この推論は、ディスクが分散する前に最終的な質量に到達せず、降着した薄い水素が支配的な大気のみであった太陽系の地球型惑星と矛盾しています。このレビューでは、陸域の質量（$\lesssim$2〜M$_\oplus$）惑星の水素が支配的な大気の証拠について説明します。次に、これらの大気の考えられる起源と進化について、恒星の高エネルギー放射（X線とEUV、XUV）によって駆動される流体力学的大気散逸が果たす役割に焦点を当てて説明します。
接近した惑星のLy-alpha通過に対する恒星風の影響
| Title |
Effects_of_the_stellar_wind_on_the_Ly-alpha_transit_of_close-in_planets |
| Authors |
S._Carolan,_A._A._Vidotto,_C._Villarreal_D'Angelo,_G._Hazra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15094 |
3D流体力学シミュレーションとそれに続く合成ラインプロファイル計算を使用して、恒星風の強さの増加が、ホットジュピター（HJ）とウォームネプチューン（WN）の観測されたLy-$\alpha$トランジットに与える影響を調べます。恒星風の質量損失率を0（無風）から太陽質量損失率の値の100倍に増やすと、両方の惑星で大気散逸が減少することがわかります（HJとWNで65\％と40\％の減少）、それぞれ、「無風」の場合と比較して）。弱い恒星風（より低い動圧）の場合、惑星の脱出率の低下は非常に小さいです。しかし、恒星風が強くなると、相互作用は惑星大気のより深いところで起こり、この相互作用が惑星流出の音面の下で起こると、蒸発率のさらなる低下が見られます。これらの体制は、惑星の音面の形状の観点から分類されます。「閉じた」とは、音の表面が乱されていないシナリオを指し、「開いた」とは、表面が乱されているシナリオを指します。恒星の風の強さの変化がLy-$\alpha$トランジットに非線形に影響することがわかります。閉じた状態から部分的に開いた状態では、惑星の脱出率（$\simeq5.5\times10^{11}$g/s）にほとんど変化は見られませんが、Ly-$\alpha$吸収（青の合計[-300、-40km/s]\＆赤[40、300km/s]翼）は、HJのシミュレーションセットで恒星の風の質量損失率が増加すると、21\％から6\％に変化します。WNシミュレーションの場合、$\simeq6.5\times10^{10}$g/sの脱出率は、恒星の風の強さに応じて、8.8\％から3.7\％まで変化する通過吸収を引き起こす可能性があります。同じ大気散逸率が恒星風に応じてさまざまな吸収を生み出す可能性があり、Ly-$\alpha$トランジットの解釈でこれを無視すると、惑星の脱出率が過小評価される可能性があると結論付けます。
オリオンプランク銀河の冷たい塊のALMA調査（ALMASOP）II。調査の概要：1.3mmの連続体マップと分子流出の最初の調査
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP)_II._Survey_overview:_a_first_look_at_1.3_mm_continuum_maps_and_molecular_outflows |
| Authors |
Somnath_Dutta,_Chin-Fei_Lee,_Tie_Liu,_Naomi_Hirano,_Sheng-Yuan_Liu,_Kenichi_Tatematsu,_Kee-Tae_Kim,_Hsien_Shang,_Dipen_Sahu,_Gwanjeong_Kim,_Anthony_Moraghan,_Kai-Syun_Jhan,_Shih-Ying_Hsu,_Neal_J._Evans,_Doug_Johnstone,_Derek_Ward-Thompson,_Yi-Jehng_Kuan,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Alessio_Traficante,_Mika_Juvela,_Charlotte_Vastel,_Qizhou_Zhang,_Patricio_Sanhueza,_Archana_Soam,_Woojin_Kwon,_Leonardo_Bronfman,_David_Eden,_Paul_F._Goldsmith,_Jinhua_He,_Yuefang_Wu,_Veli-Matti_Pelkonen,_Sheng-Li_Qin,_Shanghuo_Li,_and_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14507 |
プランク銀河コールドクランプ（PGCC）は、星形成の初期段階を調査するための理想的なターゲットであると考えられています。3つの異なる構成（解像度$\sim$0$\farcs）を使用して、1.3\、mm（バンド6）のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を備えたオリオンコンプレックスのPGCC内の72個の若い高密度コアの調査を実施しました。$35、1$\farcs$0、および7$\farcs$0）を使用して、それらの進化段階と下部構造を統計的に調査します。$\sim$0$\farcs$35（$\sim$140\、au）の角度分解能で1.3\、mmの連続体と分子線放出（$^{12}$CO、およびSiO）の画像を取得しました。）結合された配列を使用します。検出された48個の高密度コア内に70個の下部構造があり、ダスト質量の中央値は$\sim$0.093\、M$_{\sun}$で、デコンボリューションされたサイズは$\sim$0$\farcs$27です。高密度の下部構造は、4つの候補星前コアの中央1000\、au内で明確に検出されます。連続放出における下部構造のサイズと質量は、Class\、0からClass\、Iへの原始星の進化とともに大幅に減少することがわかっています。また、原始星の質量降着の過程での流出特性の進化的変化についても研究しています。合計37のソースがCOの流出を示し、20（$>$50\％）がSiO内の高速ジェットを示しています。CO速度範囲（$\Delta$Vs）は4〜110km/sで、流出キャビティの開口角の幅は400\、auで$[\Theta_{obs}]_{400}$$\sim$の範囲です。0$\farcs$6から3$\farcs$9、これは33$\fdg$4$-$125$\fdg$7に対応します。流出源の大部分について、$\Delta$Vsは$[\Theta_{obs}]_{400}$と正の相関を示し、原始星が重力崩壊を受けるにつれて、原始星流出の空洞開口部が広がり、原始星はおそらくよりエネルギッシュな流出を生成します。
星形成の歴史地図と空間的に分解された星団による密度波理論を支持する証拠
| Title |
Evidence_in_favour_of_density_wave_theory_through_star_formation_history_maps_and_spatially_resolved_stellar_clusters |
| Authors |
Shameer_Abdeen,_Daniel_Kennefick,_Julia_Kennefick,_Rafael_Eufrasio,_Benjamin_L._Davis,_Ryan_Miller,_Douglas_W._Shields,_Erik_B._Monson,_Calla_Bassett,_and_Harry_O'Mara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14540 |
定常密度波理論は、共回転半径で位相が交差する渦巻腕を横切る年齢勾配の存在を予測します。\textsc{LIGHTNING}\citep{Eufracio：2017}、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング手順から派生した12個の近くの渦巻銀河の星形成履歴（SFH）マップを使用し、\textsc{Spirality}\citep{Shield：2015}\textsc{FITS}画像上に合成渦巻腕をプロットする\textsc{MATLAB}ベースのコードでは、年齢が上がるにつれてピッチ角が徐々に減少することがわかり、定常密度波を支持する証拠が得られました。理論。また、3つのLEGUS銀河で空間的に分解された星団の方位角オフセットを使用して、年齢の傾向を観察しました。
IC5063の激動の中央地域から出現するイオン化ガスの巨大なループ
| Title |
A_Giant_Loop_of_Ionized_Gas_Emerging_from_the_Tumultuous_Central_Region_of_IC_5063 |
| Authors |
W._Peter_Maksym,_Giuseppina_Fabbiano,_Martin_Elvis,_Luis_C._Ho,_Tom_Oosterloo,_Jingzhe_Ma,_Andrea_Travascio,_Travis_C._Fischer,_William_C._Keel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14542 |
活動銀河核（AGN）から伸びるバイコニカル放射パターンは、核周囲の星間物質（ISM）を強く光イオン化し、狭線領域（NLR）からの放出を刺激する可能性があります。NLRの観察は、特定の角度で双円錐を優先的に覆い隠す高密度材料の構造への手がかりを提供する可能性があり、AGNの降着とフィードバックに関連するISM内のプロセスの存在を明らかにする可能性があります。地上ベースの積分フィールドユニット（IFU）は、[OIII]や[SII]などのよく理解されている禁止された診断ラインを介してこれらのプロセスを研究できますが、PCの$\sim10$sのスケールは、これらの波長で空間的に分解するのが難しいままです。最も近いAGNを除くすべての場合。IC5063のNLRにおける診断禁止（[OIII]、[SII）およびバルマー（H$\alpha$、H$\beta$）線の最近のナローフィルターハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測を提示します。このAGNの銀河の平面へのジェットの傾斜は、強力なAGN-ホスト相互作用のための重要な実験室を提供します。[SII]と[NII]で明るく放出され、横方向に逃げる前に銀河面からISMをアブレーションするプルームのような高温の流出から生じる可能性のある低イオン化ループの証拠を見つけます。また、IC5063NLRの空間的に分解されたBaldwin-Phillips-Terlevich診断マップも示します。これらのマップは、ジェット経路の外側の低イオン化状態への急激な遷移を示唆しており、そのような放出は、双円錐軸からの大きな（>>25{\deg}）角度での$\sim10-20$pc凝集によって支配されます。
M31の核周辺領域からの[Cii]、[O i]、および[Oiii]線のハーシェルマッピング
| Title |
A_Herschel_mapping_of_[C_ii],_[O_i]_and_[O_iii]_lines_from_the_circumnuclear_region_of_M31 |
| Authors |
Zongnan_Li,_Zhiyuan_Li,_Matthew_W._L._Smith,_and_Yu_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14737 |
多相星間物質からなるM31の核周辺領域は、中央の超大質量ブラックホールと周囲の物質との相互作用の拡大図を提供します。遠赤外線（FIR）ライン構造ラインとそのフラックス比は、この領域の中性ガスの物理的特性の診断として使用できます。ここでは、ハーシェル宇宙天文台を使用して、[Cii]158um、[Oi]63um、および[Oiii]88umの線でM31の核周囲領域の最初のFIR分光マッピングを示します。2'x2'）フィールド。M31の中央kpcを横切るいわゆる核スパイラルに沿って、3つのラインすべての重要な放出が検出されます。3本の線の約50pcの空間分解能での速度場は、広い一貫性があり、中央領域での以前のCO（3-2）線の観測とも一致しています。ディスクをターゲットとする他の5つのフィールドの既存の[Cii]およびCO（3-2）観測と組み合わせて、[Cii]/CO（3-2）フラックス比の動径分布を導き出し、この比がディスクよりも中央の方が高く、中央領域のガス密度が低く、放射場が強いことを示しています。また、中央部の[Cii]/FIR比は5.4（+-0.8）x10^-3であり、ガラクトセントリック半径とともに増加傾向を示し、古い星の種族からダスト加熱への寄与が増加していることを示唆しています。中心に向かって。
Gaia Data-Release2で見つかった74個の新しい散開星団のカタログ
| Title |
A_catalogue_of_74_new_open_clusters_found_in_Gaia_Data-Release_2 |
| Authors |
Zhi-Hong_He,_Ye_Xu,_Chao-Jie_Hao,_Zhen-Yu_Wu_and_Jing-Jing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14870 |
GaiaDR2の位置天文データに基づいて、教師なし機械学習手法を使用して、銀河系の緯度範囲|b|内の天の川にある散開星団を盲目的に検索します。<20度。2,080個の既知のクラスターに加えて、74個の新しい散開星団の候補が見つかりました。この作業では、これらの候補の位置、見かけの半径、視差、固有運動、およびメンバーの星を示します（https://cdsarc.u-strasbg.fr/ftp/vizier.submit//new_OC/）。一方、各候補クラスターの物理的パラメーターを取得するために、恒星の等時線が測光データに適合されます。結果は、これらの新しい候補の見かけの半径と観測された固有運動の分散が、ガイアDR2で以前に特定された散開星団のものと一致していることを示しています。
[CII]のキロパーセクスケールALMAイメージングとz〜6での27個のクエーサーホスト銀河のダスト連続体放出
| Title |
Kiloparsec-scale_ALMA_Imaging_of_[CII]_and_Dust_continuum_Emission_of_27_Quasar_Host_Galaxies_at_z~6 |
| Authors |
Bram_Venemans,_Fabian_Walter,_Marcel_Neeleman,_Mladen_Novak,_Justin_Otter,_Roberto_Decarli,_Eduardo_Ba\~nados,_Alyssa_Drake,_Emanuele_Farina,_Melanie_Kaasinen,_Chiara_Mazzucchelli,_Chris_Carilli,_Xiaohui_Fan,_Hans-Walter_Rix,_Ran_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14874 |
[CII]158ミクロンの線と、z〜6で27個のクエーサーホスト銀河の基礎となる遠赤外線（FIR）連続放射の研究を提示します。これは、ALMAによって約1物理kpcの空間分解能で追跡されます。クエーサーの明るい中央領域での[CII]放射のサイズは、1.0〜4.8kpcです。ダスト連続体の放出は、通常、[CII]よりもコンパクトです。13/27のクエーサー（約半分）は、3〜90kpcの予測された間隔で、散在銀河を持っていることがわかります。ダスト放出の位置と中央降着ブラックホールのガイア補正位置は共空間的です（通常のオフセット<0.1"）。これは、中央ブラックホールがダークマターハローの重力井戸の底にあることを示唆しています。z>6クエーサーホストが存在する場所。オフセットが約500pcの一部の異常値は、おそらく進行中/最近の合併が原因で、乱れた形態にリンクしている可能性があります。FIR放射の中心輝度と、ブラックホールの降着。ホスト銀河のFIRから導出された星形成率密度（SFRD）は、銀河の中心でピークに達し、通常は100〜1000M_sun/yr/kpc^2の値です。これらの値は、星の形成ですが、ローカルのULIRGに見られるものと似ています。SFRDは1桁大きい半径に向かって低下します。同様に、クエーサーホストの[CII]/FIRの光度比は、それらの中心で最も低くなります（数x10^-4）と増加するより低い赤方偏移源の解決された研究と一致して、銀河の郊外に向かって数倍。
z> 6クエーサーホスト銀河における[CII]ハローまたは高速流出の証拠はありません
| Title |
No_evidence_for_[CII]_halos_or_high-velocity_outflows_in_z>6_quasar_host_galaxies |
| Authors |
Mladen_Novak,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter,_Marcel_Neeleman,_Melanie_Kaasinen,_Lichen_Liang,_Robert_Feldmann,_Eduardo_Banados,_Chris_Carilli,_Roberto_Decarli,_Alyssa_B._Drake,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_P._Farina,_Chiara_Mazzucchelli,_Hans-Walter_Rix,_Ran_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14875 |
[CII]158um輝線と、ALMAで約1kpcの解像度で観測された基礎となる塵の連続体を使用して、z>6の27個の高赤方偏移クエーサーホスト銀河のサンプルで星間物質を研究します。高空間分解能データと低空間分解能データの両方のUV平面スペクトルスタッキングを実行することにより、ガスの空間範囲と速度範囲、およびダスト放出領域のサイズを調査します。[CII]とダスト連続放射の両方の平均表面輝度プロファイルは、半径2kpc内の急な成分と、最大10kpcまで検出されたスケール長2kpcの浅い成分によって説明できることがわかります。延長された放射の表面輝度は、半径約5kpcでピークの約1％を下回り、それを超えると、測定された磁束密度全体の10〜20％を構成します。ダスト連続放出の中心成分は[CII]放出のそれよりもコンパクトですが、拡張成分は同等のプロファイルを持っています。観測された拡張成分は、同様の赤外線光度を持つ銀河の流体力学的シミュレーションによって予測されたものと一致しており、塵の放出は星形成によって推進されています。平均UV平面スタックデータで測定された[CII]スペクトルは、単一のガウス分布で記述でき、[CII]ブロードライン放射（速度>500km/sを超える）は観測できず、流出を示します。私たちの調査結果は、10kpcの半径までのクエーサーホスト銀河における星間物質と関連する星形成を調査していることを示唆していますが、ハローや流出の証拠は見つかりません。
融合する銀河団エイベル2034のシミュレーション：ガスと暗黒物質の間の分離のレベルを決定するもの
| Title |
Simulations_of_the_merging_galaxy_cluster_Abell_2034:_what_determines_the_level_of_separation_between_gas_and_dark_matter |
| Authors |
Micheli_T._Moura,_Rubens_E._G._Machado_and_Rog\'erio_Monteiro-Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14906 |
クラスターの合併は、暗黒物質（DM）と銀河団ガスの挙動を研究するための重要な実験室です。銀河団ガスをDMから分離する可能性のある解離衝突があります。Abell2034は、X線と重力レンズによって観察された明確な解離特性を示します。$z$=0.114のクラスターは、質量比が約1：2.2の2つの下部構造で構成され、$\sim$720kpcで区切られています。X線放射のピークは、南のDMピークから$\sim$350kpcだけずれています。N体の流体力学的シミュレーションを使用して、衝突の動的履歴を再構築し、観測された特徴を再現し、解離につながった条件を調査することを目指しています。衝突が空の平面に近く、衝突パラメータが小さく、中央通過後に0.26Gyr観測されたと仮定した場合の最良のモデルは、X線とDMピーク間のオフセット、Xなど、このクラスターの観測された特徴を再現します。-光線の形態と温度。クラスターごとに異なるガスおよびDM濃度を使用して、いくつかのバリエーションを調査しました。解離のレベルは、X線とDMのピーク間の距離、およびクラスターコア内のガス保持によって定量化されました。解離のレベルを決定する上で、中心ガス密度の比率が中心DM密度の比率よりも重要であることがわかりました。
Mrk212の二重核の多波長研究
| Title |
A_Multi-wavelength_Study_of_the_Dual_Nuclei_in_Mrk_212 |
| Authors |
K._Rubinur_(NCRA),_P._Kharb_(NCRA),_M._Das_(IIA),_P.T_Rahna_(SHAO),_M._Honey_(Syed_Abdul_Rahiman_BafakhyThangal_Memorial_Government_College),_A._Paswan_(IUCAA),_S._Vaddi_(NCRA),_J._Murthy_(IIA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14914 |
銀河の合体の残骸であるMrk212と、カールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）およびアップグレードされたジャイアントメーター電波望遠鏡（uGMRT）の電波観測を紹介します。Mrk212には、2つの光学核S1とS2に関連付けられた2つの既知の電波源があり、約6kpcの分離が予測されているため、デュアル活動銀河核（AGN）の候補になります。私たちの新しい15GHzVLA観測は、S1が光核を中心とした二重電波源であることを明らかにしています。その合計範囲は約750パーセクで、平均1.4〜8.5GHzスペクトルインデックスは-0.81+/-0.06です。したがって、S1はコンパクト対称オブジェクト（CSO）に似ています。15GHzVLAイメージは、S2の電波源がコンパクトコアであることを示しています。したがって、私たちの電波観測は、Mrk212のデュアルAGNの存在を強く支持しています。しかし、ヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）観測から得られた光輝線フラックス比は、S1とS2の両方がAGN+SF（星形成）に該当することを示しています。BPT図の領域。BPT図のSFまたはAGN+SF中間領域にある弱いAGNは、実際に文献で報告されています。私たちの情報源は明らかに同じカテゴリーに分類されます。新しく縮小された8.5GHzVLAデータで、光核S2から約1インチオフセットされた拡張無線構造が見つかりました。AstroSatに搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）を使用した新しい深いFUVおよびNUV観測により、S2周辺のSFノットが次のように明らかになります。kpcスケールの潮汐尾と同様に;S2の周りのSFノットは8.5GHzで検出された拡張無線構造と一致します。無線スペクトルインデックスはSFと一致しています。S2のAGNとの関連の可能性はこの段階では不明です。
| Title |
Unveiling_early_black_hole_growth_with_multi-frequency_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Rosa_Valiante,_Monica_Colpi,_Raffaella_Schneider,_Alberto_Mangiagli,_Matteo_Bonetti,_Giulia_Cerini,_Stephen_Fairhurst,_Francesco_Haardt,_Cameron_Mills_and_Alberto_Sesana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15096 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）、宇宙エクスプローラー（CE）、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの第3世代の地上ベースの重力波干渉計は、広い質量スペクトルとすべての宇宙エポックにわたって合体するブラックホールを検出します。$z=6.4$、2、$0.2$でのクエーサー形成の半解析モデルを使用して、超大質量領域に迅速に移行する初期の軽いシードと重いシードの宇宙成長を追跡します。このモデルでは、によって駆動されるブラックホールの合体を追跡します。トリプルインタラクション。いくつかの$10^2$M$_\odot$のライトシードバイナリは、$6<z<15$で$10-20$の信号対雑音比（$S/N$）でETにアクセスできることがわかります。次に、数ドルの$10^4$M$_\odot$に成長するにつれて、より大きな$S/N$でLISAドメインに入ります。それらの重力信号を検出することは、銀河の合体の間に軽い種が形成され、成長し、動的に対になるという初めての証拠を提供するでしょう。同様の質量と赤方偏移の降着ブラックホールの電磁放射は、最も深い将来の施設でさえ検出するには弱すぎます。ETは、宇宙の夜明けに形成される軽い種を発見する唯一のチャンスです。$2<z<8$で、「飢えたバイナリ」、長寿命のわずかに成長する光シードペアの集団が、ET帯域幅（$S/N>20$）の大きなソースであると予測します。重いシード（$\sim10^5M_\odot-10^6M_\odot$）を含む合併は、LISA周波数領域で最大$z=20$の範囲内にあります。下位zモデルは、全体として、年間$11.25（18.7）$ET（LISA）イベントを予測します。
GRS 1915 +105の高度に吸収されたフレアのNICERビュー
| Title |
A_NICER_View_of_a_Highly-Absorbed_Flare_in_GRS_1915+105 |
| Authors |
J._Neilsen_(Villanova_University),_J._Homan_(Eureka_Scientific,_SRON),_J._F._Steiner_(SAO),_G._Marcel_(Villanova_University),_E._Cackett_(Wayne_State_University),_R._A._Remillard_(MIT),_K._Gendreau_(NASA_GSFC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14512 |
26年間の爆発の後、ブラックホールX線連星GRS1915+105は2018年の初めにかなり暗くなりました。そのフラックスは2019年半ばに急激に低下し、それ以来微弱なままです。このかすかな期間、「不明瞭な状態」は、時折のX線フレアによって中断されます。その多くは、定期的な監視プログラムの一環としてNICERによって観察されています。ここでは、1つの明るいフレアの詳細な時間分解分光法を示します。そのスペクトルは、高いカラム密度の部分被覆吸収と非常に深い吸収線（場合によっては100eVを超える相当幅）の証拠を示しています。XSTARを使用して、不明瞭なガスの時間依存イオン化を研究し、最終的には、ブラックホールから数x1e11cmの密度1e12-1e13cm^-3の放射状に層化した吸収体に吸収をもたらします。垂直方向に拡張された外側のディスクがこの不明瞭さを説明できると私たちは主張します。大量の流出、大量の降着率の増加、静止の接近を告げる外側の円盤の変化など、不明瞭な状態を説明するためのいくつかのシナリオについて説明しますが、完全に満足できるものはありません。降着流の影響点による不明瞭化などの代替の説明は、現在または将来のデータでテストできる可能性があります。
ガンマ線ブレーザーS40954 + 65、TXS1515-273およびRXJ0812.0 +0237の光学スペクトル特性評価
| Title |
Optical_spectral_characterization_of_the_the_gamma-ray_blazars_S4_0954+65,_TXS_1515-273_and_RX_J0812.0+0237 |
| Authors |
J._Becerra_Gonz\'alez_(1,2),_J._A._Acosta-Pulido_(1,2),_W._Boschin_(1,2,3),_R._Clavero_(1,2),_J._Otero-Santos_(1,2),_J._A._Carballo-Bello_(4)_and_L._Dom\'inguez-Palmero_(1,5)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_(2)_Universidad_de_La_Laguna_(ULL),_Departamento_de_Astrof\'isica,_(3)_Fundaci\'on_G._Galilei_--_INAF_(Telescopio_Nazionale_Galileo),_(4)_Instituto_de_Alta_Investigaci\'on,_Universidad_de_Tarapac\'a,_(5)_Isaac_Newton_Group_of_Telescopes) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14532 |
ガンマ線ブレーザーの研究は、通常、赤方偏移と低エネルギー光子場に関する情報が不足しているために妨げられています。この情報は、銀河系外の背景光および/または固有の吸収および放出プロセスによるガンマ線吸収への影響を理解するための鍵となります。このすべての情報は、相対論的ジェット内の放出領域の位置の決定にも影響を及ぼします。この作業では、3つのガンマ線ブレーザー（S40954+65、TXS1515-273、RXJ0812.0+0237）の新しい光学分光特性が示されています。3つのターゲットすべてについて、赤方偏移の決定と分類が成功し、すべてがBLLacタイプに属していました。S40954+65（z=$0.3694\pm0.0011$）の場合、観測された輝線に基づいて、ディスク、ブロードライン領域、およびトーラスの光度の推定が実行されました。この研究の結果は、過渡的なブレーザーとしてのS40954+65の性質と互換性があります。TXS1515-273（$z=0.1281\pm0.0004$）の場合、その光スペクトルはジェットからの連続放射によって支配されますが、pPXF技術を適用すると、星の種族は古くて金属の種族と互換性があります。RXJ0812.0+0237（$z=0.1721\pm0.0002$）の場合も同様です。さらに、この作業により、RXJ0812.0+0237の光スペクトルが極端なブレーザー分類と互換性があることが確認されました。
2番目のLIGO-Virgo重力波過渡カタログからのコンパクトオブジェクトの母集団特性
| Title |
Population_Properties_of_Compact_Objects_from_the_Second_LIGO-Virgo_Gravitational-Wave_Transient_Catalog |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_J._Baird,_M._Ball,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_et_al._(1277_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14533 |
2番目のLIGO--VirgoGravitational-WaveTransientCatalog、GWTC-2で、誤警報率<1yr$^{-1}$で検出された47のコンパクトなバイナリマージの母集団特性について報告します。赤方偏移の関数としてのブラックホール連星（BBH）の質量分布、スピン分布、および合併率を調査し、これまで識別できなかったいくつかのBBH集団の特性を観察します。まず、一次質量スペクトルには、鋭い高質量カットオフを持つべき乗則を超える構造が含まれていることがわかります。これは、$39.7^{+20.3}_{-9.1}\、M_\odot$でブレークするべき乗則、または$33.5^{+4.5}_{5.5でピークになるガウス関数を持つべき乗則とより一致します。}\、M_\odot$（90％の信頼性）。一次質量分布は$65\、M_\odot$を超えて拡張する必要がありますが、一次質量が$45\、M_\odot$を超えるシステムは$2.9^{+3.4}_{-1.7}\％$のみです。低質量では、一次質量スペクトルは$\sim2.6\、M_\odot$と$\sim6\、M_\odot$の間のギャップと一致します。第二に、BBHシステムの一部には、軌道角運動量とずれた成分スピンがあり、軌道面の歳差運動を引き起こしていることがわかります。さらに、BBHシステムの12％から44％は、スピンが$90^\circ$を超えて傾いており、負の有効なインスピレーションスピンパラメーターを生じさせます。第三に、合併率を推定し、$R_\mathrm{BBH}=23.9^{+14.9}_{-8.6}\、\mathrm{Gpc}^{-3}\、\mathrm{yr}^{-1}$forBBHおよび$R_\mathrm{BNS}={320}^{+490}_{-240}\、\mathrm{Gpc}^{-3}\、\mathrm{yr}^{-1}バイナリ中性子星（BNS）の場合は$。BBH率は、赤方偏移（85％の信頼性）で増加する可能性がありますが、星形成率（87％の信頼性）より速くはありません。さらに、人口モデルのコンテキストで最近の例外的なイベントを調べ、GW190412の非対称質量とGW190521の高成分質量はモデルと一致しているが、GW190814の低二次質量は外れ値になっていることを発見しました。
LIGO-Virgo RunO3a中にFermiとSwiftによって検出されたガンマ線バーストに関連する重力波を検索します
| Title |
Search_for_Gravitational_Waves_Associated_with_Gamma-Ray_Bursts_Detected_by_Fermi_and_Swift_During_the_LIGO-Virgo_Run_O3a |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R.Abbott,_T.D.Abbott,_S.Abraham,_F.Acernese,_K.Ackley,_C.Adams,_R.X.Adhikari,_V.B.Adya,_C.Affeldt,_M.Agathos,_K.Agatsuma,_N.Aggarwal,_O.D.Aguiar,_A.Aich,_L.Aiello,_A.Ain,_P.Ajith,_G.Allen,_A.Allocca,_P.A.Altin,_A.Amato,_S.Anand,_A.Ananyeva,_S.B.Anderson,_W.G.Anderson,_S.V.Angelova,_S.Ansoldi,_S.Antier,_S.Appert,_K.Arai,_M.C.Araya,_J.S.Areeda,_M.Ar\`ene,_N.Arnaud,_S.M.Aronson,_Y.Asali,_S.Ascenzi,_G.Ashton,_M.Assiduo,_S.M.Aston,_P.Astone,_F.Aubin,_P.Aufmuth,_K.AultONeal,_C.Austin,_V.Avendano,_S.Babak,_P.Bacon,_F.Badaracco,_M.K.M.Bader,_S.Bae,_A.M.Baer,_J.Baird,_F.Baldaccini,_G.Ballardin,_S.W.Ballmer,_A.Bals,_A.Balsamo,_G.Baltus,_S.Banagiri,_D.Bankar,_R.S.Bankar,_J.C.Barayoga,_C.Barbieri,_B.C.Barish,_D.Barker,_K.Barkett,_P.Barneo,_F.Barone,_et_al._(1182_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14550 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行の最初の部分（2019年4月1日15:00UTC-2019年10月1日15:00）にFermi衛星とSwift衛星によって検出されたガンマ線バーストに関連する重力波トランジェントを検索します。UTC）。一般的な重力波過渡現象の検索を使用して、105個のガンマ線バーストを分析しました。32個のガンマ線バーストが、中性子星のバイナリー合併を短いガンマ線バーストの前駆体として具体的に対象とする検索で分析されました。バイナリマージターゲット検索からのトリガーが天体物理学的である確率を計算する方法を説明し、その方法をその検索で最も重要なガンマ線バーストに適用します。私たちが追跡したガンマ線バーストに関連する重力波信号についても、未確認の閾値下信号の母集団についても、有意な証拠は見つかりません。いくつかの線源タイプと信号形態を検討し、各ガンマ線バーストまでの距離に関するこれらの下限について報告します。
ブラックホール候補EXO1846-031の可変イオン化ディスク風
| Title |
A_variable_ionized_disk_wind_in_the_black-hole_candidate_EXO_1846-031 |
| Authors |
Yanan_Wang,_Long_Ji,_Javier_A._Garcia,_Thomas_Dauser,_Mariano_Mendez,_Junjie_Mao,_L._Tao,_Diego_Altamirano,_Pierre_Maggi,_S._N._Zhang,_M._Y._Ge,_L._Zhang,_J._L._Qu,_S._Zhang,_X._Ma,_F._J._Lu,_T._P._Li,_Y._Huang,_S._J._Zheng,_Z._Chang,_Y._L._Tuo,_L._M._Song,_Y._P._Xu,_Y._Chen,_C._Z._Liu,_Q._C._Bu,_C._Cai,_X._L._Cao,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._P._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_N._Sai,_R._C._Shang,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_W._S._Wang,_Y._D._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._B._Wu,_B._Y._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_S._Yang,_Y._J._Yang,_Q._B._Yi,_Q._Q._Yin,_Y._You,_F._Zhang,_H._M._Zhang,_J._Zhang,_W._C._Zhang,_W._Zhang,_Y._F._Zhang,_H._S._Zhao,_X._F._Zhao_and_D._K._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14662 |
34年後、ブラックホール候補EXO1846-031は2019年に再び爆発しました。NuSTARとInsight-HXMTを使用して、ハード中間状態とソフト状態でのスペクトル特性を調査します。反射成分は2つのスペクトル状態で検出されましたが、異なる照明スペクトルに由来する可能性があります。中間状態では、照明源は他のX線連星で一般的に観察されている硬い冠状成分に起因します。ソフト状態の反射は、おそらくディスクの自己照射によって生成されます。どちらの場合も、EXO1846-031を約40度の低傾斜システムとしてサポートしています。吸収線は、ハード中間状態で約7.2keVで明確に検出されます。これは、最大速度0.06cの高度にイオン化されたディスク風（log{\xi}>6.1）に対応します。一方、X線の前後で準同時電波放射が検出されており、このシステムに円盤風とジェットが共存していることを示唆しています。さらに、このソースで観測された風は、磁力によって駆動される可能性があります。吸収線はソフト状態で消失し、反射成分の上部に約6.7keVの細い輝線が現れました。これはディスク風の証拠である可能性がありますが、これを調べるには、より高いスペクトル分解能のデータが必要です。
大マゼラン雲における新しい光学的に同定された超新星残骸
| Title |
New_Optically_Identified_Supernova_Remnants_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Miranda_Yew,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Milorad_Stupar,_Sean_D._Points,_Manami_Sasaki,_Pierre_Maggi,_Frank_Haberl,_Patrick_J._Kavanagh,_Quentin_A._Parker,_Evan_J._Crawford,_Branislav_Vukoti\'c,_Dejan_Uro\v{s}evi\'c,_Hidetoshi_Sano,_Ivo_R._Seitenzahl,_Gavin_Rowell,_Denis_Leahy,_Luke_M._Bozzetto,_Chandreyee_Maitra,_Howard_Leverenz,_Jeffrey_L._Payne,_Laurence_A._F._Park,_Rami_Z._E._Alsaberi_and_Thomas_G._Pannuti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14698 |
大マゼラン雲（LMC）の3つの超新星残骸と16の超新星残骸（SNR）候補の新しい光学サンプルを提示します。これらのオブジェクトは、元々、ディープH$\alpha$、[SII]、および[OIII]狭帯域光観察を使用して選択されました。新しく見つかったオブジェクトのほとんどは、LMCの本体の端の近くまたは周囲の、密度の低い領域にあります。以前に提案されたMCSNRJ0541-6659とともに、MCSNRJ0522-6740とMCSNRJ0542-7104の2つの追加の新しいオブジェクトのSNRの性質を確認します。12個のLMCオブジェクトの分光学的追跡観測により、0.5から1.1の範囲の輝線比[SII]/H$\alpha$が高いことが確認されています。候補J0509-6402は、LMCの本体から北に約2$^\circ$（$\sim1.75$kpc）に位置するIa型超新星の残骸の特別な例であると考えています。また、サンプルのSNR候補のサイズは、現在知られているLMCSNRよりも$\sim2$の係数で大幅に大きいことがわかります。これは、これまで知られていなかったが予測された、光学的にしか見えない古いクラスの大きなLMCSNRを発見していることを意味する可能性があります。最後に、これらのLMCSNRのほとんどは、ラジオやX線望遠鏡から見えにくくなる進化のスパンの終わりに向かって、非常に希薄な環境に存在していることをお勧めします。
$ L _ {\ rm syn} -E _ {\ rm syn、p}-活動銀河核ジェットの\ delta $関係と$ L _ {\ rm
p} -E _ {\ rm p、z}の物理的起源への影響-ガンマ線バーストの\ Gamma_0 $関係
| Title |
$L_{\rm_syn}-E_{\rm_syn,_p}-\delta$_relation_in_Active_Galactic_Nucleus_Jets_and_Implication_for_the_physical_origin_of_the_$L_{\rm_p}-E_{\rm_p,z}-\Gamma_0$_relation_of_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Xiao-Li_Huang_(NJU)_and_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14741 |
ガンマ線バースト（GRB）と活動銀河核（AGN）の高エネルギー光子放射は、それらのジェット放射によって支配されます。BLラック、フラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）、および狭線セイファート1銀河（NLS1）のジェットの放射光が、即発ガンマ線放出と初期ローレンツ因子（$\Gamma_0$）の関係に従うかどうかを調べます。GRBの。AGNサンプルがGRBの$L_{\rmp}-E_{\rmp、z}-\Gamma_{0}$と一致しないことが示されています。さらに、FSRQとNLS1について、$L_{\rmsyn}\proptoE^{0.45\pm0.15}_{\rmsyn、p}\delta^{3.50\pm0.25}$の緊密な関係が得られます。銀河。ここで、$L_{\rmsyn}$は、シンクロトロン放射のピーク光子エネルギー$E_{\rmsyn、p}$での光度です。この関係は、GRBの$L_{\rmp}-E_{\rmp、z}-\Gamma_{0}$関係とは異なります。$L_{\rmsyn}$の$\delta$への依存性は、FSRQおよびNLS1銀河のドップラーブースト効果の期待と一致していますが、GBRの場合はそうではありません。$\Gamma_0$は放射領域の運動力を表す可能性があり、$L_{\rmp}-E_{\rmp、z}-\Gamma_0$の緊密な関係は放射物理学によって形成されると主張します。一緒にジェットパワー。
FRB 200428のダブルピークパルスプロファイル：密度ジャンプに遭遇した磁化ショックからのシンクロトロンメーザー
| Title |
Double-peaked_Pulse_Profile_of_FRB_200428:_Synchrotron_Maser_from_Magnetized_Shocks_Encountering_a_Density_Jump |
| Authors |
Di_Xiao,_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14787 |
ごく最近、銀河マグネターSGR1935+2154からの強力なX線バーストに関連する高速電波バースト（FRB）200428が検出されました。これは、FRBのマグネター前駆体モデルを支持する直接的な証拠です。FRBの放射メカニズムが磁化された衝撃からのシンクロトロンメーザー放射であると仮定すると、上流媒体の密度ジャンプ構造を導入することによって特定のシナリオを開発します。したがって、FRB200428の二重ピーク特性は自然な結果です。このシナリオでは、2つのパルスの光度と放射周波数を十分に説明できます。さらに、衝撃加速された電子のシンクロトロン放射がX線バンドにあることを発見しました。これは、したがって、観測されたX線フルエンスの少なくとも一部の原因となる可能性があります。適切にアップグレードすれば、この密度ジャンプシナリオは、将来的に複数のピークを持つFRBに適用できる可能性があります。
スカラーテンソル理論は、重力の理解におけるいくつかの長年の問題を説明するために開発された一般相対性理論の最も有望な代替案の1つです。これらの理論のいくつかは、非線形現象、自発的なスカラー化の存在を予測します。これは、コンパクトな物質分布、つまり中性子星の存在下で一般相対性理論にかなりの変更を加える可能性があります。一方では、スカラー場の効果の1つは、星の四重極変形の変動と追加の放出モードの存在の両方のために、重力波の放出を変更することです。一方、中性子星は、その構造と形状に影響を与える可能性のある非常に強力な磁場を抱えていることが知られており、今度は磁気四重極変形のために重力波の放出につながります。ここでは、自発的なスカラー化の存在が、テンソルとスカラーの両方の性質で、中性子星の磁気変形と四重極重力波の放出にどのように影響するかを調査します。中性子星の磁気変形と重力波パワーの単純なパラメーター化を、バリオン質量、円周半径、スカラー電荷の観点から提供できること、および磁場の形状や磁場の形状とは無関係に普遍的なスケーリングが存在することを示します。スカラーテンソル理論のパラメータ。最後に、現在および将来の観測所による一般相対性理論からの重力波ひずみの偏差の可観測性についてコメントします。
CygnusX-3のミニおよびジャイアントラジオフレアエピソードの調査
| Title |
Investigating_the_mini_and_giant_radio_flare_episodes_of_Cygnus_X-3 |
| Authors |
E._Egron,_A._Pellizzoni,_S._Righini,_M._Giroletti,_K._Koljonen,_K._Pottschmidt,_S._Trushkin,_J._Lobina,_M._Pilia,_J._Wilms,_S._Corbel,_V._Grinberg,_S._Loru,_A._Trois,_J._Rodriguez,_A._L\"ahteenm\"aki,_M._Tornikoski,_S._Enestam,_E._J\"arvel\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15002 |
マイクロクエーサーのCygnusX-3は、2017年4月に巨大な無線フレアを起こし、8.5GHzで最大フラックス$\sim16.5$Jyに達しました。2017年4月4日から11日まで、37GHzのメッツアホビ電波望遠鏡と並行して8.5、18.6、24.1GHzのMedicinaで実施された長い監視キャンペーンの結果を示します。$\alphaからのスペクトルの急峻化を観察します。=フレアの最大ピークのエポックの周りの6時間以内に0.2$から0.5（$S_{\nu}\propto\nu^{-\alpha}$を使用）、および次の日のスペクトル勾配の急激な変化電波フラックス密度の一般的な傾向が巨大フレアの減衰を示している間、短い強化された放射エピソードの間に、2017年の巨大フレアと1983年に観測された6つのミニフレアに関連するCygX-3放射の電波軌道変調をさらに研究します、1985、1994、1995、2002、および2016。8.5GHzでの巨大フレアの減少中に観測された増強された放射エピソードは、軌道位相$\phi\sim0.5$（軌道下結合）と一致します。一方、光$15-22$GHzで観測されたミニフレアの曲線は$\phi\sim0$でピークになりますが、0.5w.r.t.シフトした2016年の光度曲線他のもの。見かけの位相シフトは、曲がったジェットに沿った放出領域の可変位置に起因すると考えられます。これは、フレアエピソードのさまざまな降着状態によって説明される可能性があります（2016年のミニフレアはハイパーソフトX線状態で発生しました）。
I型X線バーストにおけるウルカ核種の生成と核物理学研究への影響
降着する中性子星の熱構造は、中性子星の地殻内のウルカ核の存在によって影響を受けます。ウルカ核種を含む核同重体は、タイプIX線バーストの灰で生成できますが、それらの生成の詳細はまだ調査されていません。コード{\ttMESA}を使用して、ソースGS1826-24に類似していると考えられる天体物理学的条件を使用して、タイプIX線バーストの1次元モデルでのウルカ核種の生成を調査します。高質量（$A\geq55$）のウルカ核は、主にX線バーストの後半、バースト光度曲線のテールに対応する水素燃焼フリーズアウト中に生成されることがわかります。これらのウルカ核種の元素合成に関連する$\sim0.4$-0.6〜GK温度は、高質量を含む核反応速度によるX線バースト光度曲線の影響に最も関連する$\sim1$〜GK温度よりもはるかに低い核種。後者の温度は、原子核物理学の研究でしばしば想定されます。したがって、我々の発見は、ウルカ核種生成の核物理学研究のための複合核における関心のある励起エネルギー範囲を変える。場合によっては、核物理学実験の計画でこれを考慮する必要があることを示します。さらに、ウルカ核種生成のより低い温度範囲が、モデル計算におけるいくつかの核反応速度の変動がバースト光度曲線に影響を与えるが、バースト灰の局所的特徴には影響を与えない理由を説明することを示します。
先に提案した解析モデルを拡張して、強プロペラ（SP）相で降着する中性子星の内側ディスク半径、および強プロペラ（WP）相と弱プロペラ（WP）相の間の遷移の条件を推定しました（Ertan2017、2018）WP（スピンダウンを伴う降着）およびスピンアップ（SU）フェーズ、およびWP/SU遷移中のトルク反転。このモデルは、従来のモデルでは予期されていなかった、これらのシステムのいくつかの基本的な観測特性を説明できます。（1）低X線光度での星への降着、および臨界降着率でのSP相への遷移（降着なし）スピンアップ/スピンダウン遷移に必要な速度よりも低い、（2）ソースがスピンダウンしている間（WPフェーズ）、広範囲の降着速度にわたって継続的な降着、および（3）スピンアップとスピンダウンの間の遷移質量流量に実質的な変化がない、同等のトルクの大きさのスピンダウンフェーズ。我々の結果は、トルク反転の両側のトルクの大きさは、それらのスピン周期、磁気双極子モーメント、および遷移中の降着率に関係なく、異なるシステムで同様の比率を持っていることを示しています。私たちのモデルで推定されたトルク反転特性は、4U1626--67の観測されたトルク反転と一致しています。
JAGWARはLIGO / Virgo
O3ペーパーIをうろつきます：バイナリブラックホール合併候補S191216apの可能なマルチメッセンジャーカウンターパートの無線検索
| Title |
The_JAGWAR_Prowls_LIGO/Virgo_O3_Paper_I:_Radio_Search_of_a_Possible_Multi-Messenger_Counterpart_of_the_Binary_Black_Hole_Merger_Candidate_S191216ap |
| Authors |
D._Bhakta,_K._P._Mooley,_A._Corsi,_A._Balasubramanian,_D._Dobie,_D._A._Frail,_G._Hallinan,_D._L._Kaplan,_S._T._Myers,_L._P._Singer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15042 |
重力波候補S191216apの無線対応物について、カールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）を使用した高感度検索を提示します。これは、ブラックホール連星の合体として分類され、マルチメッセンジャーイベントの可能性があることを示唆しています。高エネルギーニュートリノとTeV光子の検出。高高度水チェレンコフ天文台（HAWC）によって報告されたS191216apのガンマ線対応物の0.3deg$^2$を超えるCバンド（4〜8GHz）でブラインド検索を実行しました。合併後130日間の3つのエポックにまたがり、平均ソース検出しきい値が75$\mu$Jy/Beam（4$\sigma$）である検索では、AGNアクティビティに関連付けられた5つの可変ソースが得られ、S191216apの明確な対応物はありませんでした。。6GHzでの永続的な電波源の$<$2\％（$3.0\pm1.3$\％）は、以前の電波変動研究と一致して、$<$1週間（週-月）のタイムスケールで変動することがわかりました。S191216apの残光での4$\sigma$無線光度の上限$\sim$1.2$\times{10}^{28}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$HAWCエラー領域は、以前のBBH無線残光検索よりも5〜10倍深くなっています。この上限を、BBH合併によって打ち上げられた推定ジェット、エネルギー$\simeq10^{49}$ergを持つ軸上ジェットについて、\citeauthor{Perna2019}によって与えられた理論的期待と比較すると、ジェット開口角$\lesssim$20を除外できます。度（対応するものが、観察した1$\sigma$HAWC領域内にあると仮定）。
ブレーザーにおける$ \ gamma $線変動の決定論的側面
線形時系列分析、主にフーリエ変換ベースの方法は、活動銀河核の絶えず変調する光度曲線（Lcs）に含まれる情報の抽出に非常に成功しており、それによって超大質量ブラックホールシステムの一般的な特徴の特性評価に貢献しています。特に、ブレーザーの$\gamma$線変動の統計的特性は、時間周波数領域のフリッカーノイズによってかなり表されることがわかります。しかし、これらの従来の方法では、光源の光度曲線に表示される豊かさと複雑さを完全にカプセル化することはできませんでした。この作業では、同様のトピックに関する以前の研究を補完するために、20個の$\gamma$線の明るいブレーザーの10年にわたるフェルミ/LAT観測の非線形時系列分析を実行します。この研究は、観測された$\gamma$線の変動につながる支配的な動的プロセスが決定論的または確率論的性質であるかどうかという最も関連性のある質問の1つに取り組むことを目的としています。この目的のために、ブレーザーの再発定量分析を実行し、ブレーザーの動的プロセスが決定論的プロセスと確率過程の組み合わせである可能性があることを示唆する量を直接測定しますが、一部の光源光度曲線は重要な決定論的内容を明らかにしました。ブレーザーにおける強力なディスクジェット接続の影響の可能性がある結果は、活動銀河核における豊富で複雑な多波長観測機能を説明できるモデルの構築に非常に役立つ可能性があります。さらに、動的タイムスケール、いわゆる「トラッピングタイムスケール」を数週間のオーダーで推定します。
宇宙線フラックスに対するLAGO水チェレンコフ検出器の性能
| Title |
Performance_of_the_LAGO_water_Cherenkov_detectors_to_cosmic_ray_flux |
| Authors |
Christian_Sarmiento-Cano,_Mauricio_Su\'arez-Dur\'an,_Rolando_Calder\'on-Ardila,_Adriana_V\'asquez-Ram\'irez,_Andrei_Jaimes-Motta,_Sergio_Dasso,_Iv\'an_Sidelnik,_Luis_A._N\'u\~nez,_Hern\'an_Asorey_(for_the_LAGO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14591 |
ラテンアメリカの巨大天文台（LAGO）は、緯度と高度の広い範囲でラテンアメリカにまたがる分散型宇宙線天文台です。LAGOの主な目標の1つは、水チェレンコフ検出器（WCD）を使用して、地上レベルでの宇宙線フラックスからの二次粒子の測定を通じて、大気放射と宇宙天気を研究することです。したがって、大気に衝突する低エネルギー宇宙線に影響を与える局所的な地磁気剛性カットオフの違い、および高度と拡張大気シャワーの発達とのよく知られた関係により、各LAGOサイトで異なる二次粒子フラックスが予想されます。。したがって、私たちの目的にとって、世界のあらゆる場所で、あらゆる地磁気または大気条件で予想される二次粒子のフラックスを決定できることが重要です。特定のLAGOサイトの応答を特徴づけるために、ARTIを開発しました。これは、検出器内のセカンダリの相互作用によって生成されるWCD信号をシミュレートすることを目的とした完全なフレームワークです。ARTIは、次の3つの異なるシミュレーションツールを統合することにより、シミュレーションシーケンスを構成します。a）一次フラックスに対する地磁気の影響を説明するための磁気宇宙。b）CORSIKAは、宇宙線の完全なフラックスに起因する大気のシャワーをシミュレートし、したがって、サイトでの二次粒子の予想されるフラックスを推定します。c）Geant4、この二次フラックスに対するLAGO検出器の応答をシミュレートします。この作業では、ラテンアメリカにまたがるLAGOネットワークの機能を強調するために、広範囲の高度と剛性カットオフをカバーする8つのLAGOサイトで予想される信号フラックスを計算することにより、ARTIフレームワークの使用法を示します。これらの結果は、進化する大気および地磁気の条件下でも、世界のあらゆる場所にある水チェレンコフ検出器の応答を推定できることを示しています。
AT 2020iko：異常な前駆体イベントを伴うWZ SgeタイプDN候補
| Title |
AT_2020iko:_a_WZ_Sge-type_DN_candidate_with_an_anomalous_precursor_event |
| Authors |
Monika_Soraisam,_Sarah_DeSantis,_Chien-Hsiu_Lee,_Thomas_Matheson,_Gautham_Narayan,_Abhijit_Saha,_David_Sand,_Carl_Stubens,_Paula_Szkody,_Nicholas_Wolf,_Samuel_Wyatt,_Ryohei_Hosokawa,_Nobuyuki_Kawai,_Katsuhiro_Murata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14679 |
進行中のツビッキートランジェントファシリティ（ZTF）調査は、さまざまな光トランジェントと変光星から大量のアラートレートを生成しており、ANTARESなどのブローカーシステムによってユーザー指定の基準を満たすサブセットにフィルタリングされています。Soraisamらのアルゴリズムのベータ実装では。（2020）ANTARESで、ZTFリアルタイムアラートストリームからのAT2020ikoに異常なソースとしてフラグを付けました。このソースは、赤い拡張SDSSソースの近くにあります。検出の最初の数エポックでは、V字型の輝度プロファイルを示し、その後にZTFと2014年まで延長されたASASSNの両方で非検出が続きました。その完全な光度曲線は、先行イベントを示し、その後にメインのスーパーバーストと少なくとも2つが続きます。明るさを増します。このソースの低解像度スペクトルは、矮新星（DN）の性質を示しています。AT2020ikoのいくつかの特徴は、SUUMaタイプのDNを示していますが、その大きな振幅、再増光の存在、および6年を超える推定スーパーサイクル期間は、AT2020ikoが新しいWZSgeタイプの矮新星候補であることを支持しています。最小周期の周りの公転周期を持つ極端な質量比（<0.1）バイナリからなるまれなDNeのサブセット。AT2020ikoの前兆イベントは6.5等で明るくなり、その崩壊は3〜5等に及んだ。このスーパーバーストは、WZSgeシステムの典型的なスーパーバーストよりも膨張の少ない降着円盤に関連していると推測されます。前駆体崩壊の深さが深いことは、質量比が非常に小さいことを意味します。私たちの知る限り、このような先行イベントはどのDNでも記録されていません。この結果は、リアルタイムの異常検索アルゴリズムの有効性を実証するのに役立ちます。
放物線ハフ変換を使用した加速する太陽噴火の自動検出
| Title |
Automated_Detection_of_Accelerating_Solar_Eruptions_using_Parabolic_Hough_Transform |
| Authors |
Ritesh_Patel,_Vaibhav_Pant,_Priyanka_Iyer,_Dipankar_Banerjee,_Marilena_Mierla,_and_Matthew_J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14786 |
内側の太陽コロナ（最大4R$_{\odot}$）で観測されたコロナ質量放出（CME）などの太陽噴火は、高さ-時間プロットで放物線状の尾根として現れる加速プロファイルを示します。白色光自動検出アルゴリズム、コンピューター支援CME追跡システム（CACTus）および太陽噴火イベント検出システム（SEEDS）に触発され、放物線状のハフ変換を初めて採用して、ディスク外の太陽噴火を{高さから-時間プロット。内側のコロナでの白色光観測の利用可能性が限られているため、太陽の極紫外線（EUV）画像を使用します。この論文では、フーリエ運動フィルタリングと放物線ハフ変換に基づく新しいアルゴリズム、CMEIdentificationinInnerSolarCorona（CIISCO）を紹介し、{\itAtmosphericImagingAssembly}（AIA）から取得したEUV観測を使用してその実装を示します。）ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載、{\itExtremeUltraVioletImager}（EUVI）STEREO-AおよびB衛星搭載、{\itSunWatcherusingActivePixelSystemDetectorandImageProcessing}（SWAP）PROBA2に搭載されたイメージャ。CIISCOがEUV画像内の{オフディスク}外向きに移動する特徴を識別できることを示します。CIISCOのような自動検出アルゴリズムの使用は、EUV望遠鏡が太陽地球線から$\pm$90$^{\circ}$にある場合、CMEの早期警告を提供するために使用できる可能性があり、CME特性と太陽に近い運動学。このホワイトペーパーでは、このアルゴリズムの制限と将来の改善の見通しについても説明します。
TNGXIIでのHARPS-Nを使用したHADESRVプログラム。惑星を持つM矮星の豊富な署名
| Title |
HADES_RV_Programme_with_HARPS-N_at_TNG_XII._The_abundance_signature_of_M_dwarf_stars_with_planets |
| Authors |
J._Maldonado,_G._Micela,_M._Baratella,_V._D'Orazi,_L._Affer,_K._Biazzo,_A._F._Lanza,_A._Maggio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_M._Perger,_M._Pinamonti,_G._Scandariato,_A._Sozzetti,_D._Locci,_C._Di_Maio,_A._Bignamini,_R._Claudi,_E._Molinari,_R._Rebolo,_I._Ribas,_B._Toledo-Padr\'on,_E._Covino,_S._Desidera,_E._Herrero,_J._C._Morales,_A._Su\'arez-Mascare\~no,_I._Pagano,_A._Petralia,_G._Piotto,_and_E._Poretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14867 |
惑星形成に関する現在の知識のほとんどは、主系列の太陽型星の分析に基づいています。逆に、M-準惑星のホストの大規模なサンプルの詳細な化学的研究はまだ欠落しています。高解像度の光学スペクトルから、M型矮星の鉄以外の元素の恒星の存在量を決定する方法論を初めて開発しました。私たちの方法論は、主成分分析とスパースベイジアンの方法の使用に基づいています。私たちは、方法を訓練するために、既知の存在量を持つFGKプライマリの周りを周回するM個の矮星のセットを利用しました。私たちは、現在の視線速度調査の枠組みの中で観測されたM矮星の大規模なサンプルの恒星の金属組織と存在量を導き出すために私たちの方法を適用しました。次に、近くのFGK星のサンプルを使用して、M矮星サンプルで導出された存在量の傾向をFGK星で見つかったものと比較することにより、手法を相互検証しました。さまざまなサブサンプルの金属量分布は、巨大惑星をホストしているM矮星が、惑星と金属量の相関関係、および恒星の質量との相関関係を示していることを示しています。低質量の惑星をホストしているM矮星は、惑星と金属量の相関関係に従わないようです。また、低質量の惑星の頻度は、恒星のホストの質量に依存しないこともわかりました。これらの結果は以前の作品と一致しているようです。ただし、巨大な惑星のホストの場合、金属量は惑星の金属量の相関が弱いと予測しますが、測光値よりも質量依存性が強いことに注意してください。既知の惑星がある場合とない場合のM矮星間で、鉄とは異なる元素の存在量分布に違いがないように見えることを初めて示します。私たちのデータは、惑星を持つ低質量の星が、FGKの対応する星と同じ金属量、質量、および存在比の傾向に従うことを示しています。
2つの炭素星の周りのダストシェルの拡大図
| Title |
Extended_view_on_the_dust_shells_around_two_carbon_stars |
| Authors |
M._Me\v{c}ina,_B._Aringer,_W._Nowotny,_M.A.T._Groenewegen,_F._Kerschbaum,_M._Brunner_and_H.-P._Gail |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14963 |
漸近巨星分枝（AGB）の星は、塵によって引き起こされる恒星風によってかなりの量の物質を失います。そのような情報源の多くはハーシェル/PACSによって画像化されており、さまざまな形態学的タイプの多様なサンプルが明らかになっています。それらの中には、ホスト星の質量損失履歴を調べるために使用できる、幾何学的に薄い球対称のシェルを示すいくつかの例があります。うみへび座U星とオリオン座W星の2つの炭素星の周りのダストエンベロープの物理的性質を決定することを目指しています。新しい遠赤外線マップから大幅に改善された空間的制約により、私たちの主な目標は、シェルに含まれるダストの質量を測定し、それらがシェル形成の提案されたシナリオにどのように適合するかを確認することです。1DコードMoreofDUSTY（MoD）を使用して、星周塵エンベロープの放射伝達を計算しました。パラメータ化された密度プロファイルを採用して、測光データと分光データ、およびHerschel/PACSデータに基づく放射状強度プロファイルの観点から最適なモデルを取得しました。うみへび座U星の場合、定常風コードを使用して星周エンベロープのグリッドを計算し、2つのモデリングアプローチの結果を比較しました。ハーシェル/PACSマップは、半径$114''\（0.12\、\mathrm{pc}）$の分離した殻に囲まれたうみへび座U星を示しており、以前の宇宙ミッションからの観測を確認しています。2つのアプローチによってシェルに対して計算されたダスト質量は、採用されたダスト粒子特性に関して一貫しています。さらに、オリオン座W星周辺では、半径$92''\（0.17\、\mathrm{pc}）$、ダスト質量$（3.5\pm0.3）の弱い球対称構造を初めて検出しました。\times10^{-6}\、\mathrm{M_\odot}$。
太陽プラージュ領域のシミュレーションにおける渦流特性：彩層加熱におけるそれらの役割の証拠
| Title |
Vortex_Flow_Properties_in_Simulations_of_Solar_Plage_Region:_Evidence_for_their_role_in_chromospheric_heating |
| Authors |
Nitin_Yadav,_Robert_H._Cameron,_and_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14971 |
渦流は、太陽大気の空間的および時間的スケールの広い範囲にわたって存在します。太陽大気中のエネルギー輸送において重要な役割を果たすために、小規模な渦が提案されています。ただし、観測の空間分解能が限られているため、それらの物理的特性は十分に理解されていないままです。磁束管内の小規模渦の物性を数値シミュレーションで調べて分析し、プラージュ領域の彩層の加熱に寄与するかどうかを調べることを目的としています。3次元（3D）放射電磁流体力学（MHD）シミュレーションコード「MURaM」を使用して、単極太陽プラージュ領域の数値シミュレーションを実行します。渦を検出して分離するために、旋回強度基準を使用して、流体が特定のしきい値を超える角速度で回転している場所を選択します。彼らは最強であり、エネルギーのほとんどを運ぶので、私たちは小規模に集中します。物理量の空間プロファイルを調査します。これらの渦の中の密度、水平速度など。さらに、それらの一般的な特徴を理解するために、統計的調査が行われます。磁束管は、小規模な渦が豊富にある複雑なフィラメント状の下部構造を持っています。渦の間の境界面では、太陽の彩層を放散して加熱する可能性のある強い電流シートが形成されます。統計的には、渦は彩層の同じ幾何学的高さでの平均値よりも密度と温度が高くなっています。小規模な渦は太陽プラージュ領域に遍在しており、おそらくそれらの界面に形成された電流シートの散逸によって彩層加熱に寄与する、より高密度でより高温の構造であると結論付けます。
2017年8月21日の皆既日食中に取得された画像から得られた冠状電子密度
2017年8月21日の皆既日食は、直線偏光フィルターを備えたデジタル一眼レフ（DSLR）カメラで観測されました。15の異なる露光時間（1/4000秒から4秒）で取得された画像を組み合わせて、各ピクセルで検出器の直線性の最適な間隔を特定する方法が開発されました。結果として得られる太陽コロナのモザイク画像は、最大5太陽半径まで広がり、投影ピクセルサイズは3.7秒角/ピクセル、有効画像解像度は10.2秒角です。これは目に見える$\alpha-$Leoと$\で決定されます。nu-$Leoの星。画像分析によると、内部コロナでは強度勾配が非常に急であるため、近くのピクセルは最大$\sim10\％$の相対強度差を示しています。これは、偏光カメラで取得した単一の露出を分析する場合は注意が必要であることを意味します。偏光子の2つの異なる方向で取得された画像を分析して、直線偏光の程度と、太陽コロナの偏光輝度$pB$を導き出しました。MaunaLoaSolarObservatory（MLSO）のK-Cor機器による$pB$測定による相互校正の後、データ分析により、1.1から$\sim3$の太陽半径までの2D冠状電子密度分布が得られました。太陽がいっぱいの画像と、目に見える星の大きさを使用して、絶対放射測定キャリブレーションも実行されました。結果として得られる絶対キャリブレーションは、MLSOに関して係数$\sim2$による不一致を示しています。興味深いことに、これは、MHD数値シミュレーションによって提供された日食予測で最近発見されたのと同じ不一致です。
一定の熱流束駆動の乱流対流のための超粒子凝集
| Title |
Supergranule_aggregation_for_constant_heat_flux-driven_turbulent_convection |
| Authors |
Philipp_P._Vieweg_and_Janet_D._Scheel_and_J\"org_Schumacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13383 |
自然界の乱流対流プロセスは、プルーム構造と流れパターンの階層で構成されていることがよくあります。対流セルまたはグラニュールが徐々に凝集してスーパーグラニュールになり、最終的に水平層全体が満たされることが報告され、アスペクト比60の3次元乱流レイリー-B\'{e}ナード対流のスペクトル要素直接数値シミュレーションで分析されます。形成は、アクセス可能な最大のレイリー数に対して$10^4$の対流時間単位を超える期間にわたって進行し、対流層を囲む底面と上面に課せられる一定の熱流束によって乱流が駆動される場合にのみ発生します。結果として生じる漸進的な逆カスケードプロセスは、温度変化と乱流運動エネルギーの両方で観察されます。その高次元位相空間における完全な乱流軌道の主要なLyapunovベクトル場の追加の分析は、特定のスケールの乱流モードが、乱流の場合に、より長い波長のモードを局所的に生じ続けることを示しています。結果として、層の水平方向の延長に達するまで、連続的に大きな対流パターンが成長します。一定の熱流束駆動対流の開始近くに存在することが知られているこの不安定メカニズムは、完全に発達した乱流レジームに持続し、弱非線形パターン形成を完全に発達した乱流のパターン形成と結び付けることがここに示されています。太陽の表面対流のシミュレーションモデルの改善につながる可能性のある、観測されたがまだ一貫して数値的に再現可能な太陽の超粒子化に対する私たちの研究の考えられる影響について説明します。
| Title |
High-accuracy_waveforms_for_black_hole-neutron_star_systems_with_spinning_black_holes |
| Authors |
Francois_Foucart,_Alexander_Chernoglazov,_Michael_Boyle,_Tanja_Hinderer,_Max_Miller,_Jordan_Moxon,_Mark_A._Scheel,_Nils_Deppe,_Matthew_D._Duez,_Francois_Hebert,_Lawrence_E._Kidder,_William_Throwe,_Harald_P._Pfeiffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14518 |
正確な数値波形の可用性は、重力波天体物理学のための信頼できる波形モデルの作成とキャリブレーションのための重要な要件です。ただし、ブラックホール-中性子星のバイナリの場合、公に利用できる正確な波形はほとんどありません。最新のモデルは、低スピンの非歳差運動バイナリに対して良好なパラメータ空間カバレッジを備えた多数の古いシミュレーションに合わせて調整されていますが、精度は限られており、より長く、より最近のシミュレーションは非スピンブラックホールに限定されています。この論文では、高速回転するブラックホールと1つの歳差運動する構成を含む3つの新しいシステムの長く正確な数値波形を示します。シミュレーションの精度を詳細に調査し、特にBHNSバイナリのコンテキストで、波形外挿法とコーシー特性抽出の結果との詳細な比較を初めて実行します。新しい波形には、吸気中に$<0.1\、{\rmrad}$の位相エラーがあり、合併時に$\sim（0.2-0.4）\、{\rmrad}$エラーになり、$\lesssim1\％$それらの振幅の誤差。最近の分析モデルのこれらの数値結果への忠実度を計算し、BHNSバイナリ用に特別に設計されたモデルが、正面から見たバイナリに対して良好に機能することを確認しました（$F>0.99$）。エッジオン観測の場合、特に歳差運動システムの場合、モデルとシミュレーションの間の不一致が増加し、歳差運動および/または高次モードを含むモデルは、現在これらの機能を欠いているBHNSモデルよりもパフォーマンスが向上し始めます。
暗黒光子メディエーターを介して共鳴的に増強された消滅を伴うサブGeVディラック暗黒物質候補の現象学と検出の見通しを研究します。このモデルは、初期の宇宙における軽い熱粒子に対する宇宙論的制約を回避すると同時に、現在および今後の地上実験に到達します。加速器と直接検出実験からの境界、およびビッグバン元素合成、宇宙マイクロ波背景放射、暗黒物質の自己相互作用から生じる境界を考慮して、パラメータ空間のグローバル分析を行います。また、暗黒物質のサブコンポーネントの場合にも議論を広げます。中程度の共鳴増強の場合でも、パラメーター空間の広い領域が実行可能であることがわかり、このシナリオをさらに調査するためのさまざまな実験戦略の相補性を示しています。
GWTC-2：3回目の観測実行の前半にLIGOとおとめ座によって観測されたコンパクトなバイナリ合体
| Title |
GWTC-2:_Compact_Binary_Coalescences_Observed_by_LIGO_and_Virgo_During_the_First_Half_of_the_Third_Observing_Run |
| Authors |
R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_S._Akcay,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_J._Baird,_M._Ball,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_R._S._Bankar,_J._C._Barayoga,_C._Barbieri,_et_al._(1286_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14527 |
2019年4月1日15：00UTCから2019年10月1日15:00の間にAdvancedLIGOとAdvancedVirgoによって検出されたコンパクトなバイナリ合体からの重力波の発見について報告します。私たちの検索を構成する4つの検索パイプラインのそれぞれに1年に2つの誤警報率のしきい値を課すことにより、39の候補重力波イベントを提示します。このしきい値では、汚染率は10％未満と予想されます。これらのうち、26の候補イベントは、GCN通知および回覧を通じてほぼリアルタイムで以前に報告されました。13はここで初めて報告されます。カタログには、ソースが約0.8のレッドシフトまでのブラックホール連星の併合であるイベントと、バイナリ中性子星、中性子星-ブラックホール連星、またはバイナリブラックホールから発生する可能性のあるイベントが含まれています。後者のグループでは、重力波データのみからの成分の質量とスピンの推定に基づいて性質を決定することはできません。バイナリブラックホール（両方のオブジェクト$\geq3〜M_\odot$）として明確に識別される候補イベントの範囲は、GWTC-1と比較して増加し、GW190924_021846の合計質量は$\sim14〜M_\odot$からGW190521の場合は$\sim150〜M_\odot$。このカタログには、2019年4月以前に取得されたデータでは観察されなかった非対称質量比のバイナリシステムが初めて含まれています。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの感度が向上しているため、約26週間のデータで39の候補イベントが検出されます。（週あたり約1.5）はGWTC-1と一致しています。
| Title |
Tests_of_General_Relativity_with_Binary_Black_Holes_from_the_second_LIGO-Virgo_Gravitational-Wave_Transient_Catalog |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_J._Baird,_M._Ball,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_et_al._(1283_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14529 |
重力波は、非常に動的で強磁場の領域での一般相対性理論のテストを可能にします。2019年10月1日までにLIGO-Virgoによって検出されたイベントを使用して、理論からの予測とデータの整合性を評価します。最初に、最適な波形の残差が検出器のノイズと一致していること、および信号の低周波数部分と高周波数部分が一致していることを確認します。次に、ポストニュートン係数と現象論的係数を変化させ、過去の制約を${\sim}2$の係数で改善することにより、波形のパラメーター化された変更を検討します。また、スピンによって引き起こされる四重極モーメントの特徴を具体的にターゲットにすると、カーブラックホールとの整合性が見られます。重力波分散を探して、ローレンツ違反係数の制約を${\sim}2.6$の係数で厳しくし、重力子の質量を$m_g\leq1.76\times10^{-23}\mathrm{に制限します。eV}/c^2$、90％の信頼性。また、リングダウン周波数と減衰時間を測定し、カー周波数からのわずかな偏差を$\delta\hat{f}_{220}=0.03^{+0.38}_{-0.35}に制限することにより、合併の残骸の特性を分析します。基本的な四重極モードの場合は$、最初の倍音の場合は$\delta\hat{f}_{221}=0.04^{+0.27}_{-0.32}$。さらに、合併後のエコーの証拠は見つかりません。最後に、テンプレートに依存しない方法により、データがテンソル分極と一致していることを確認します。可能であれば、共同で分析されたイベントのコレクションに基づいて一般相対性理論の妥当性を評価します。一般相対性理論を超えた新しい物理学、ブラックホールの模倣者、または説明されていない系統学の証拠は見つかりません。
非標準のコヒーレントニュートリノ-原子核散乱に対する天体物理学的制約
コヒーレントニュートリノ-原子核散乱検出器で超新星、太陽、大気ニュートリノを検出するというエキサイティングな可能性が手の届くところにあり、新しい物理学を精査するための新しい道が開かれています。天体物理学的ニュートリノを介した非標準のコヒーレントニュートリノ核散乱を抑制する可能性を探ります。新しいメディエーターの質量と結合の感度限界は、今後のRES-NOVAおよびDARWIN施設で観察可能な反跳率の新しい相互作用によって引き起こされる変更を検査することによって取得されます。最適なバックグラウンドタグ付けの仮定の下で、銀河系超新星バーストからのニュートリノの検出、または太陽と大気のニュートリノへの1年間の曝露は、メディエーター結合の最も厳しい境界を設定します$g\gtrsim10^{-5}$と1〜100MeVのメディエーター質量。COHERENTと同様の、しかしわずかに改善された可能性が、より大きなメディエーターの質量に提供されます。特に、RES-NOVAとDARWINは、メディエーター結合に関してXENON1Tよりも1桁厳しい制約を提供する可能性があります。非標準のコヒーレントニュートリノ-原子核散乱も、ニュートリノを超新星コアに閉じ込めさせる可能性があります。この引数により、$g\gtrsim10^{-4}$を使用してパラメーター空間の領域をプローブできます。これは、現在、他のコヒーレントニュートリノ核散乱施設によって除外されています。
バリオシンセシスと暗黒物質/エネルギーを伴うインフレーション宇宙学の観測的証拠は、宇宙の起源、進化、構造を支配した新しい物理学のメッセンジャーと見なすことができます。標準模型（BSM）を超える物理を指定するために、現代の宇宙論的パラダイムの根底にある、バリオン非対称宇宙の多成分および複合暗黒物質、メタ安定粒子、原始ブラックホール、反物質ドメインを含む追加のモデル依存メッセンジャーが提案されています。
グラビティーノ熱生産の再考
グラビティーノの生成率を計算し、その1ループの熱自己エネルギーを計算します。自己エネルギーの熱カットによって生じないグラビティーノの製造プロセスが特定され、考慮されています。以前の計算での分析誤差と数値近似を修正して、結果を示します。これは、最新の見積もりからほぼ10\％ずれています。さらに重要なことに、宇宙の再加熱温度の関数として、グラビティーノの生成率とその熱量を計算するための便利な式を提供します。
三角法のローゼン-モースポテンシャルの熱力学的性質と中間子の量子ガスへの応用
| Title |
Thermodynamic_properties_of_the_trigonometric_Rosen-Morse_potential_and_applications_to_a_quantum_gas_of_mesons |
| Authors |
Aram_Bahroz_Brzo_and_David_Alvarez-Castillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14642 |
この研究では、色-電荷双極子として記述される中間子の量子ガスの熱力学的関数を計算します。それらは、三次元超球、$S^{3}$、電荷のみをホストできる多様体上の自由量子運動の摂動に変換することを可能にする三角測量ローゼン-モースポテンシャルの特定のパラメーター化を指します-中性システム、電荷双極子は最小数の構成要素の構成です。電荷の中性は、強い相互作用の理論である量子色力学における色閉じ込めの重要な側面として現れます。私たちの発見は、ハドロンの物理学、特に中間子と同様に色荷双極子の量子ガスにおける温度現象の評価に興味深いものになると期待しています。結果は、$f_0$および$J/\psi$中間子について示されています。
中性子星のコアにおける高密度物質の記述のための非局所クォークモデル
この論文の研究は、コア崩壊超新星、中性子星、および高密度物質の内部を説明する理論モデルのすぐ近くのコンパクトな残骸における相転移の存在の可能性を研究することに焦点を当てています。具体的には、これらのオブジェクトのコアでハドロン物質からクォーク物質への遷移の実現可能性を分析することに関心があります。相転移には、マクスウェル形式または急激な相転移とギブス形式または混合相転移の2つの異なる形式を使用します。ハドロン物質の説明には、密度に依存する結合定数を持つ相対論的平均場モデルのさまざまなパラメーター化を使用します。クォーク物質の説明には、ベクトル相互作用を持つ3つのフレーバーの効果的な非局所NambuJona-Lasinioモデルを使用します。ここでは、ダイクォークの形成の可能性を含めて、$SU（3）$の色の超伝導相をモデル化します。有限温度でのクォーク物質の状態図と状態方程式が提示され、中性子星に関連する観測量に対するそのタイプの物質の影響が調査されます。コンパクト星の形成中の単純化された熱進化を、それらの原始中性子星の状態から冷たい中性子星の状態まで研究し、得られた結果を最近の天体物理学的観測と比較します。得られた結果は、これらの星の核におけるクォーク物質の発生が依然として有望な可能性であることを示しています。これらの天体の高密度物質の記述にもっと現実的なモデルを使用することは、中性子星の内部にクォーク物質が存在することを示しているという事実は、その種の物質の振る舞いとそれに対応する決定の問題に対する答えかもしれません。状態方程式。
宇宙論的粒子生成におけるボゴリューボフ変換は、対応する常微分方程式のストークス現象によって説明できます。解が特殊関数で記述されている限り、計算は非常に簡単になります。それ以外の場合、計算にはより多くの戦術が必要であり、ExactWKB（EWKB）が強力なツールになる可能性があります。EWKBを使用して、より一般的な相互作用と古典的な散乱の効果に焦点を当てた宇宙論的粒子生成について説明します。古典的な散乱は、シュレディンガー方程式の対応する散乱問題が軌道上で古典的な転換点を発達させるときに現れます。フェルミオン予熱のより高いプロセスについても、ランダウツェナーモデルを使用して説明します。
観測における光の偏向：マルチレンズオブジェクトを使用したドジッター時空における2つのヌル測地線間の角度差
| Title |
Light_deflection_in_Observation:_Angle_differences_between_two_null_geodesics_on_the_de_Sitter_spacetime_with_multi-lensing_objects |
| Authors |
Rio_Saitou_and_Hiromi_Saida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15019 |
マルチレンズオブジェクトを使用したドジッター時空で、光源から観測者に伝搬する2つのヌル測地線間の角度差を導き出します。レンズオブジェクトがドジッター背景上の質量単極子であると仮定して、アインシュタイン方程式を摂動的に解くことによって計量テンソルを導出します。その時空で、座標時間によってパラメータ化されたヌル測地線を解きます。ヌル測地線を使用して、座標不変の方法で角度差を定義します。一次摂動までの相対論的効果を取り入れ、近似誤差の大きさを明らかにします。等方性の宇宙空間を見る残りの観測者は、光源の位置による角度差に対する宇宙定数の影響を暗黙のうちに観察していることがわかります。実用的なアプリケーションとして、銀河中心（SgrA*）の巨大なブラックホールと太陽系をレンズオブジェクトと見なし、さらにSgrA*の周りの星とフレアを光源と見なします。これらの光源間の角度の違いは、それらの空間座標を使用して記述します。いて座A*によるたわみは角度差にとどまり、太陽系によるたわみは摂動の1次まで相殺されることがわかります。いて座A*によるたわみは約10マイクロ秒角であり、近い将来の観測で検出可能です。
