観測によると、宇宙が現在の年齢のわずか6％であったときに、質量が$\sim10^9M_\odot$の超大質量ブラックホール（SMBH）が存在することが示されています。自己相互作用する暗黒物質ハローが重力熱不安定性を経験し、その中央領域がシードブラックホールに崩壊するシナリオを提案します。原始銀河にバリオンが存在すると、ハローの重力熱進化が大幅に加速し、崩壊のタイムスケールが短くなる可能性があります。中央のハローは、自己相互作用によって引き起こされる粘性を介して、その角運動量の残骸を消散させる可能性があります。ホストハローは密度変動の高いテールにある必要があります。これは、このシナリオでは高zSMBHがまれであると予想され、予測されるホスト質量が観測から推測される動的質量とほぼ一致することを意味します。さらに、崩壊した領域の一般相対論的不安定性を引き起こすための条件を導き出します。私たちの結果は、自己相互作用する暗黒物質が、今日の銀河における多様な暗黒物質の分布と、赤方偏移$z\sim6-7$でのSMBHの起源について統一された説明を提供できることを示しています。
Illustris-TNGシミュレーションにおけるz = 0での宇宙フィラメント周辺の気相の特性
| Title |
Properties_of_gas_phases_around_cosmic_filaments_at_z=0_in_the_Illustris-TNG_simulation |
| Authors |
Daniela_Gal\'arraga-Espinosa,_Nabila_Aghanim,_Mathieu_Langer,_and_Hideki_Tanimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15139 |
赤方偏移z=0でのTNG300-1流体力学的シミュレーションで検出された宇宙ウェブフィラメント周辺の気相の研究を紹介します。ガスは温度と密度に応じて5つの異なる相に分けられます。我々は、フィラメントが本質的に暖熱銀河間媒体（WHIM）のガスによって支配されていることを示しています。これは、r〜1Mpcでバリオン収支の86％以上を占めています。WHIMガスとは別に、フィラメントのコア（r<1Mpc）は、他のより高温でより密度の高い気相にも大きく寄与し、その割合はフィラメントの数に依存します。温度と圧力のプロファイルを作成することにより、フィラメント内のガスはr〜1.5Mpcまで等温であり、大規模な環境に応じて、平均温度はT_core=4-13*10^5Kであることがわかります。フィラメントのコアの圧力は、平均してP_core=4-12*10^（-7）keV.cm^（-3）であり、観測されたクラスターで測定された圧力の約1000分の1です。また、フィラメントのコアから観測されたSunyaev-Zel'dovich（SZ）信号は、0.5<y<4.1*10^（-8）の範囲であると推定し、これらの結果を最近の観測と比較します。我々の発見は、フィラメント中のガスの状態がハローの存在と大規模環境に依存することを示しています。
宇宙スケールでの重力のテスト：ジョーダン-ブランス-ディッケ理論の事例研究
| Title |
Testing_Gravity_on_Cosmic_Scales:_A_Case_Study_of_Jordan-Brans-Dicke_Theory |
| Authors |
Shahab_Joudaki,_Pedro_G._Ferreira,_Nelson_A._Lima,_Hans_A._Winther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15278 |
バックグラウンド拡張と線形摂動の解析的および数値的記述から、ハイブリッドスイートでキャプチャされた非線形レジームまで、Jordan-Brans-Dicke（JBD）重力における明確な修正重力理論のエンドツーエンドの調査を提供します。$N$-bodyシミュレーション、既存の宇宙論的プローブからのパラメーター制約。バリオン、大量のニュートリノ、および修正された重力による物質パワースペクトルの非線形補正は、宇宙論的分析で初めてモデル化され、伝播されます。プランクCMBの温度、偏光、レンズの再構成、パンテオン超新星距離、BAO距離のBOSS測定、アルコック-パチンスキー効果、成長率の組み合わせ分析、およびの共同（$3\times2$pt）データセット宇宙せん断、銀河-銀河レンズ、およびKiDSと2dFLenSからの重複する赤方偏移空間銀河団、JBD結合定数$\omega_{\rmBD}>1540$（95％CL）、有効重力定数$G_{\rm物質}/G=0.997\pm0.029$、ニュートリノ質量の合計、$\summ_{\nu}<0.12$eV（95％CL）、およびバリオンフィードバック振幅、$B<2.8$（95％CL）、すべて標準モデルの期待と一致しています。重力理論の不確実性により、KiDS$\times$2dFLenSとPlanckの間の張力が$1\sigma$未満に緩和され、PlanckとRiessetalの直接測定の間のハッブル定数の張力が緩和されることを示します。（2019）〜$3\sigma$まで;ただし、$\Lambda$CDMと比較して、JBD重力に対する実質的なモデル選択の好みは見つかりません。さらに、$\omega_{\rmBD}$パラメータ化がより制限的になるにつれて、ニュートリノの質量境界が最大$3$の係数で劣化し、$G_{\rm物質}/G$の正のシフトが抑制されることを示します。小規模物理学の将来の推論を複雑にする可能性のある方法でのCMB減衰テール。（要約）
典型的な$ \ alpha $-アトラクターのインフレ：ステージIV銀河調査の予測
| Title |
Quintessential_$\alpha$-attractor_inflation:_forecasts_for_Stage_IV_galaxy_surveys |
| Authors |
Yashar_Akrami,_Santiago_Casas,_Senwen_Deng,_Valeri_Vardanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15822 |
$\alpha$-アトラクターの典型的なインフレーションの単一フィールドモデルは、初期および後期の宇宙加速の2つの期間の統一された図を提供します。ここで、インフレーションと暗黒エネルギーの両方は、暴走を転がる単一のスカラー自由度によって記述されます。潜在的な。これらの理論的に動機付けられたモデルは、既存の宇宙論的データと一致する明確な観測予測を持っています。次世代の大規模構造調査は、他の宇宙論的データセットが考慮されていない場合でも、これらのモデルのパラメーター空間を強く制約し、標準的な宇宙論的モデルおよびより従来の非典型的なインフレーションに対してテストすることを示します。特に、ダークエネルギーの状態方程式とその時間微分$w_0の現在価値には、$\mathcal{O}（10^{-5}\mathrm{-}10^{-4}）$の制約があると予想されます。$および$w_a$。また、標準モデルの予想と比較して、原始曲率摂動$n_s$のスペクトルインデックスに対する1桁以上の厳しい制約を予測します。これは、インフレーションの今後の大規模構造プローブと、宇宙マイクロ波背景放射の$B$モード分極の観測を通じてテンソル対スカラー比$r$を測定することを目的としたプローブとの間の強力な相乗効果を示しています。
恒星と惑星の同時形成の事例
| Title |
A_case_of_simultaneous_star_and_planet_formation |
| Authors |
Felipe_O._Alves_(MPE),_L._Ilsedore_Cleeves_(University_of_Virginia),_Josep_M._Girart_(ICE/IEEC),_Zhaohuan_Zhu_(University_of_Nevada),_Gabriel_A._P._Franco_(Universidade_Federal_de_Minas_Gerais),_Alice_Zurlo_(Universidad_Diego_Portales),_Paola_Caselli_(MPE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15135 |
惑星が原始惑星系円盤で形成されることは広く受け入れられていますが、このプロセスがいつ起こるかについてはまだ多くの議論があります。いくつかのケースでは、原始惑星が直接画像化されていますが、システムの大部分では、ディスクのギャップと空洞（特に塵の連続体の観測で見られる）が、最近または進行中の惑星形成の最も強力な証拠です。$^{12}$COガスではなく、塵に見られる巨大なギャップを含むほぼエッジオン（$i=75^{\circ}$）のディスクのALMA観測を提示します。ギャップの内側には、分子ガスに暖かい（100K）成分があり、VLAで観察された暫定的な自由放出過剰と一致します。1D流体力学モデルを使用すると、ギャップの構造は、4-70$M_{\rmJup}$の惑星によって刻まれていることと一致していることがわかります。惑星に刻まれたギャップ内での自由放出の一致は、惑星が非常に若く、および/またはまだ降着していることを示しています。さらに、$^{12}$COの観測では、ディスクの主軸に沿った低速の大規模フィラメントと、ローカルISMからの継続的なガスの流入と解釈されるディスクガスとコヒーレントな速度が明らかになっています。このシステムは、（環境とディスクからの）星と（ディスクからの）惑星の両方がタンデムに成長している興味深いケースのようです。
WASP-127b：部分的に曇りの大気と、ESPRESSOによって見られる希薄なナトリウムの特徴を備えた不整合な惑星
| Title |
WASP-127b:_A_misaligned_planet_with_a_partly_cloudy_atmosphere_and_tenuous_sodium_signature_seen_by_ESPRESSO |
| Authors |
R._Allart,_L._Pino,_C._Lovis,_S._G._Sousa,_N._Casasayas-Barris,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Cretignier,_E._Palle,_F._Pepe,_S._Cristiani,_R._Rebolo,_N.C._Santos,_F._Borsa,_V._Bourrier,_O.D.S._Demangeon,_D._Ehrenreich,_B._Lavie,_J._Lillo-Box,_G._Micela,_M._Oshagh,_A._Sozzetti,_H._Tabernero,_V._Adibekyan,_C._Allende_Prieto,_Y._Alibert,_M._Amate,_W._Benz,_F._Bouchy,_A._Cabral,_H._Dekker,_V._D'Odorico,_P._Di_Marcantonio,_X._Dumusque,_P._Figueira,_R._Genova_Santos,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_G._Lo_Curto,_A._Manescau,_C.J.A.P._Martins,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_P._Molaro,_N._J._Nunes,_E._Poretti,_M._Riva,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_S._Udry_and_F._Zerbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15143 |
太陽系外惑星の大気の研究は、太陽系外惑星の形成、進化、組成を理解するために不可欠です。透過分光法は、この分野で重要な役割を果たしています。特に、低スペクトル分解能と高スペクトル分解能での最先端の分光器の組み合わせは、大気の構造と組成を理解する上で重要です。近くにある土星質量惑星WASP-127bの2つの通過が、保証時間観測コンソーシアムの枠内でESPRESSOで観測されました。トランジット観測により、システムアーキテクチャと太陽系外惑星の大気を同時に研究することができます。この惑星は、ゆっくりと回転するホスト星（veqsin（i）=0.53+/-0.07km/s）を、逆行性のずれた軌道（lambda=-128.41+/-5.60deg）で周回していることがわかりました。ナトリウムラインコアは、0.3+/-0.04％の過剰吸収、2.7+/-0.79km/sの青方偏移、15.18+/-1.75km/sのFWHMで9シグマの信頼水準で検出されました。ただし、他の原子種の存在は検出されませんでしたが、スケールハイトの上限はわずかしか設定されていませんでした。最後に、可視帯域の平衡温度での1600本の最強の水線の平均深さ38ppmに3シグマの上限を設定しました。これは、私たちのデータを近赤外線の低解像度データおよびこの惑星用に計算されたモデルと組み合わせることにより、クラウドデッキの圧力を0.3〜0.5mbarに制限します。結論として、約10Gyrの年齢のWASP-127bは、その軌道構造だけでなく、そのナトリウム大気の小さな拡張（〜7スケールの高さ）によっても予想外の太陽系外惑星です。ESPRESSOを使用すると、弱い信号の検出に一歩前進できるため、太陽系外惑星の大気中の雲の存在に強い制約をもたらすことができます。この研究で提案されたフレームワークは、分子種の検索や他の太陽系外惑星のクラウドデッキの研究に適用できます。
生存者バイアス：太陽系の放出された微惑星と持続する微惑星の異なる運命
| Title |
Survivor_bias:_divergent_fates_of_the_Solar_System's_ejected_vs._persisting_planetesimals |
| Authors |
Sean_N._Raymond,_Nathan_A._Kaib,_Philip_J._Armitage,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15147 |
太陽系の軌道構造は、巨大惑星間の動的な不安定性によって形作られていると考えられています。不安定な間に、微惑星の原始的な外側の円盤は不安定になり、惑星を横切る軌道に行き着きました。ほとんどの微惑星は星間空間に放出されましたが、一部はカイパーベルトとオールトの雲の安定した軌道に閉じ込められました。一連のN体シミュレーションを使用して、微惑星の動的経路の多様性をマッピングします。私たちは2つのプロセスに焦点を当てています。巨大な惑星との非常に接近した遭遇による潮汐破壊と、太陽に近い繰り返しの通過による表面の揮発性物質の喪失です。潮汐破壊の割合は、カイパーベルトやオールトの雲の中で生き残った物体よりも、放出された微惑星の方が2倍以上高いことを示しています。放出された微惑星は木星によって優先的に破壊され、生き残った微惑星は海王星によって破壊されます。ガスジャイアントは冷却しながら大幅に収縮したが、氷ジャイアントは収縮しなかったことを考えると、巨大惑星の熱進化を考慮に入れると、放出された微惑星の破壊率が低下します。揮発性の喪失と絶滅の頻度は、生き残った微惑星よりも放出された微惑星の方がはるかに高く、巨大惑星の収縮の影響を受けません。すべての恒星間天体が太陽系のようなシステムから放出されたとしても、私たちの分析は、それらの物理的特性が、それらの発散する動的履歴の結果として、太陽系小天体のものよりも多様であるべきであることを示唆しています。これは、現在知られている2つの星間天体の特性と一致しています。
高温のスーパーアースでの温度逆転：窒素に富む大気中のCNの場合
| Title |
Temperature_inversions_on_hot_super-Earths:_the_case_of_CN_in_nitrogen-rich_atmospheres |
| Authors |
Mantas_Zilinskas,_Yamila_Miguel,_Yipeng_Lyu,_Morris_Bax |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15152 |
我々は、高温のスーパーアースの極端に照射された大気において、CNの短波吸収が強い温度逆転を引き起こす可能性があることを示しています。この研究は、かに座55番星の以前の観測に基づいています。これにより、超短周期のスーパーアースは、窒素や炭素が豊富な揮発性大気を維持できると考えられます。窒素が豊富なさまざまなケースと軌道パラメータについて、放射対流平衡でモデル大気を計算します。熱反転によって引き起こされる化学作用への影響を示し、0.5〜28ミクロンの範囲の低解像度合成発光スペクトルを計算します。私たちの結果は、CNの短波吸収のために、2000KおよびC/O$\geq$1.0を超える温度の大気は熱逆転しやすいことを示しています。CNは、短期間のスーパーアースの日中の高温で非常に安定している数少ない分子の1つです。このような大気の発光スペクトルは、非反転の場合とは大幅に異なります。反転の場合、吸収特性が反転し、予想よりも高いフラックスを示します。暑い雰囲気での転倒は予想される基準であるべきだと提案します。ホットスーパーアースは、大気化学と構造の予測をテストするための最も極端な自然研究所の一部です。それらは頻繁に発生し、発光が明るく、軌道周期が短い。これらすべての要因により、JWSTおよびARIELミッションで観測される完璧な候補になります。
| Title |
Science_Extraction_from_TESS_Observations_of_Known_Exoplanet_Hosts |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Jacob_L._Bean,_Tiago_L._Campante,_Paul_A._Dalba,_Tara_Fetherolf,_Teo_Mocnik,_Colby_Ostberg,_Joshua_Pepper,_Emilie_R._Simpson,_Margaret_C._Turnbull,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Daniel_Huber,_William_J._Chaplin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15164 |
太陽系外惑星の発見と特性評価のトランジット法は、太陽系外惑星の科学における多くのブレークスルーを可能にしました。これらには、惑星の半径、質量と半径の関係、恒星の偏り、内部モデルのかさ密度の制約、および惑星の大気を研究する手段としての透過分光法の測定が含まれます。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、太陽系外惑星をホストすることがすでに知られている多くの星を含む、天球のかなりの部分を観測することにより、太陽系外惑星のインベントリに追加されました。ここでは、主要なミッション中の既知の太陽系外惑星ホストのTESS観測からの科学的抽出について説明します。これらには、既知の太陽系外惑星の通過検出、追加の太陽系外惑星の発見、位相シグネチャと二次日食の検出、通過天体暦の改良、恒星と惑星のパラメータを改善する手段としての星震学が含まれます。サイクル1と2の間のTESSの既知のホスト観測の統計を提供し、長いベースラインで観測された既知のホスト星のTESS測光のいくつかの例を示します。主な任務中の既知のホストの観測からの主な発見の概要を説明します。最後に、TESS拡張ミッション中の既知の太陽系外惑星ホストのさらなる観測と予想される科学収量の事例について説明します。
金星の267GHzJCMT観測の統計的信頼性
金星の大気中の潜在的なバイオシグネチャーホスフィンの発見の最近の発表に照らして、検出の統計的信頼性を評価するために、元のJCMTデータの独立した再分析を提示します。低次の多項式近似と高次の多重多項式近似の2つの線検出方法が検討されています。ALMA金星スペクトルの他の再分析と同様に、多項式フィッティングプロセスにより、JCMTスペクトルで誤検出が発生することがわかります。さらに、ノンパラメトリックブートストラップ分析は、どちらのライン検出方法も統計的に有意な検出を回復できないことを明らかにしています。したがって、JCMT金星スペクトルにおけるホスフィン吸収の有意な証拠はありません。
WASP-186とWASP-187：SuperWASPとSOPHIEによって発見された2つのホットジュピターと、TESSによる追加の観測
| Title |
WASP-186_and_WASP-187:_two_hot_Jupiters_discovered_by_SuperWASP_and_SOPHIE_with_additional_observations_by_TESS |
| Authors |
N._Schanche_(1),_G._H\'ebrard_(2_and_3),_A._Collier_Cameron_(1),_S._Dalal_(2),_B._Smalley_(4),_T._G._Wilson_(1),_I._Boisse_(5),_F._Bouchy_(6),_D.J.A_Brown_(7_and_8),_O._Demangeon_(9),_C.A._Haswell_(10),_C._Hellier_(4),_U.C._Kolb_(10),_T._Lopez_(5),_P.F.L._Maxted_(4),_D.L._Pollacco_(7_and_8),_R.G._West_(7_and_8),_P.J._Wheatley_(7_and_8)_((1)_Centre_for_Exoplanet_Science,_SUPA,_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_St_Andrews,_UK,_(2)_Institut_d'astrophysique_de_Paris,_Universit\'e_Pierre_&_Marie_Curie,_Paris,_France,_(3)_Observatoire_de_Haute-Provence,_CNRS,_Universit\'e_d'Aix-Marseille,_France,_(4)_Astrophysics_Group,_Keele_University,_Staffordshire,_UK,_(5)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_Universit\'e_de_Provence,_Marseille,_France,_(6)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Universit\'e_de_Gen\`eve,_Sauverny,_Switzerland,_(7)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_Coventry,_UK,_(8)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability,_University_of_Warwick,_Gibbet_Hill_Road,_Coventry,_UK,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_Porto,_Portugal,_(10)_School_of_Physical_Sciences,_The_Open_University,_Milton_Keynes,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15205 |
WASP調査から特定された2つの新しいホットジュピター、WASP-186bとWASP-187b（TOI-1494.01とTOI-1493.01）の発見を紹介します。それらの惑星の性質は、SOPHIE分光観測から確立され、追加の測光はTESSから取得されました。ホスト星の恒星パラメータは、スペクトル線、IRFM、および等時線配置分析から導出されます。これらのパラメータは、MCMC法で測光および視線速度データと組み合わされて、惑星の特性を決定します。WASP-186bは、5。03日の奇行（e=0.327+/-0.008）軌道で中F星を周回する巨大な木星（4.22+/-0.18M_J、1.11+/-0.03R_J）です。WASP-187bは、わずかに進化した初期のF型星の周りの5。15日の円軌道にある低密度（0.80+/-0.09M_J、1.64+/-0.05R_J）の惑星です。
非ケプラースパイラル、ガス圧ダストトラップ、HD142527周辺の周連星円盤内の偏心ガス空洞
| Title |
Non-Keplerian_spirals,_a_gas-pressure_dust_trap_and_an_eccentric_gas_cavity_in_the_circumbinary_disc_around_HD_142527 |
| Authors |
Himanshi_Garg,_Christophe_Pinte,_Valentin_Christiaens,_Daniel_Price,_Jasmina_Lazendic,_Yann_Boehler,_Simon_Casassus,_Sebastian_Marino,_Sebastian_Perez_and_Andres_Zuleta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15310 |
$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$OJ=2-1遷移、およびHD142527周辺の周連星円盤の1.3mm連続放射のALMA観測を$\upperx$0.3秒角の角度分解能。$^{12}$COおよび$^{13}$COガストレーサーの強度、速度、および速度分散において、複数のスパイラル構造が観察されます。新たに検出された$^{12}$COスパイラルは、ダストホースシューから発生し、超ケプラー速度または垂直上昇で回転し、スパイラル間ガスはサブケプラー速度で回転しています。この新しいスパイラルは、以前に識別されたスパイラルに接続する可能性があり、したがって>360$^\circ$にまたがります。$^{12}$COスパイラルと$^{13}$COスパイラルの間には、約30auの空間オフセットが見られます。これに対して、スパイラルは垂直方向の温度勾配でサーフィンしていると仮定します。COアイソトポログ間の光学的厚さの変化を利用して、外側のディスクの温度とカラム密度のマップを再構築します。ガス面密度はr$\upperx$180auでピークに達し、連続放出のピークと一致します。ここで、ダスト粒子のストークス数は$\upperx$1であり、馬蹄形に放射状および方位角方向にトラップされていることを確認しています。最大面密度の半分$\approx$100auでキャビティ半径を測定し、キャビティの離心率を0.3〜0.45で測定します。
後期の水性変質中に火星の水から沈殿した大量のシリカ
| Title |
Voluminous_silica_precipitated_from_martian_waters_during_late-stage_aqueous_alteration |
| Authors |
L._Pan,_J._Carter,_C._Quantin-Nataf,_M._Pineau,_B._Chauvir\'e,_N._Mangold,_L._Le_Deit,_B._Rondeau,_V._Chevrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15442 |
初期の「暖かく湿った」環境から「寒くて乾燥した」環境への火星の移行は、火星の河川活動の地質学的記録に指紋を残しました。水性活性の形態学的および鉱物学的観察は、火星表面の液体水の状態と持続時間にさまざまな制約を与えました。この研究では、火星の扇状地と三角州の鉱物学を調査し、これらの地形に関連する水和シリカ含有堆積物を調査しました。CRISMデータを使用して、火星全体でファン/デルタの近くに水和シリカがある35の場所を特定しました。ここで、スペクトル特性は未成熟または脱水オパール-Aと一致しています。いくつかの階段状のファン/デルタでは、水和シリカがバルクファン堆積物内で発生し、標高と相関する堆積層を形成し、沈殿による水和シリカの形成を裏付けています。一方、古いファン/デルタでは、シリカは主に遠位の場所で発生し、一次堆積堆積物との関係はより複雑です。我々は、階段状の扇状地/デルタの水和シリカ含有堆積物が、主にヘスペリア後期とアマゾン初期の間に火星の地表水から自生的に形成された可能性が高いことを提案する[Hauberetal。、2013]。これらのシリカ含有堆積物は、堆積物の状況、副鉱物、水和シリカの濃度、および堆積物と水の比率のより正確で詳細な観察を考えると、これらの堆積物の形成に関与する水の温度のトレーサーになる可能性があります。したがって、シリカ含有堆積物は、火星2020およびExoMarsミッションの着陸地点でアクセス可能な将来の火星ミッションを調査するための最も重要なサンプルの1つであると考えています。
惑星系に対する広軌道惑星の捕獲の影響：システムの安定性とハビタブルゾーンの爆撃率
| Title |
Effects_of_capturing_a_wide-orbit_planet_on_planetary_systems:_system_stability_and_Habitable_Zone_bombardment_rates |
| Authors |
Giorgi_Kokaia,_Melvyn_B._Davies,_Alexander_J._Mustill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15448 |
星の大部分は密集して形成されています。クラスターでは、100au未満の距離にある星同士の接近遭遇が一般的です。接近遭遇の間、惑星は星の間を移動できることが示されています。そのような捕獲された惑星は、システムで形成された惑星とは異なる軌道上にあり、多くの場合、非常に広く、偏心した傾斜軌道上にあります。これらの捕獲された惑星が新しいシステムの小惑星帯のようにカイパーベルトにどのように影響するか、そしてこれがシステムの居住可能な惑星にどのように影響するかを調べます。これらの捕獲された惑星が小惑星帯を不安定にする可能性があることを示し、居住可能な惑星に影響を与えるために巨大な惑星を通過してシステムに入る小惑星の割合は、捕獲された惑星の軌道面とは無関係であることを示します。除去される小惑星とそれらが除去される速度は、捕獲された惑星の近日点と傾斜に強く依存します。次に、惑星捕獲の考えられるすべての結果を調べ、木星質量惑星が捕獲されると、40\％の場合にシステム内の惑星が不安定になり、40\％の場合に数Myrで小惑星帯が枯渇することがわかります。つまり、後で発達すると予想される地球型惑星での生命に大きなリスクをもたらさない。ケースの最後の20\％で、結果は地球上のそれより5-10倍大きいインパクターのフラックスであり、それは数Gyrの間持続する可能性があり、地球上の生命の発達に非常に有害です。
単一惑星系における永年共鳴による自己重力塵円盤におけるギャップの形成I：単純化されたモデル
| Title |
Formation_of_Gaps_in_Self-Gravitating_Debris_Disks_by_Secular_Resonance_in_a_Single-planet_System_I:_A_Simplified_Model |
| Authors |
Antranik_A._Sefilian,_Roman_R._Rafikov,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15617 |
塵円盤の空間的に分解された画像は、ギャップ、スパイラル、ワープなどの複雑な形態を明らかにすることがよくあります。そのような形態を説明するためのほとんどの既存のモデルは、ディスク自体の重力効果を無視して、巨大な摂動体（すなわち、惑星、恒星の仲間）の役割に焦点を合わせています。ここでは、単純な分析モデルを使用して、奇行惑星と巨大な外部塵円盤との間の経年的な相互作用を調査します。私たちのフレームワークは、ディスクと惑星の間の重力結合と、ディスクの自己重力の両方を考慮していますが、ディスクの（自己）重力の非軸対称成分を無視するという制限があります。一般に、ディスクが惑星よりも小さい場合でも、システムはディスク内で永年共鳴を特徴とし（素朴に予想されるものとは逆に）、微惑星の奇行が著しく励起されることがわかります。この結果を踏まえて、HD107146やHD92945の周りにあるような二重リングの塵円盤は、ディスクの内部にまだ検出されていない惑星との永年共鳴の結果である可能性があることを提案します。永年共鳴の特性（つまり、場所、タイムスケール、幅）の惑星とディスクのパラメーターへの依存性を特徴づけ、ディスクが十分に大きい場合、メカニズムが堅牢であることを発見します。例として、結果をHD107146に適用すると、このメカニズムによって$\sim20$au幅の非軸対称ギャップが容易に生成されることがわかります。私たちの結果は、二重リングの塵円盤の総質量に制約を設定するために使用される可能性があります。これをHD206893で示します。この場合、既知の褐色矮星の仲間からの摂動を考慮して、地球質量が約170ドルのディスク質量を推測します。
モルニヤ衛星軌道の二重平均モデルに関する調査
この作業の目的は、モルニヤ衛星の長期的なダイナミクスに影響を与える太陰太陽暦の摂動を調査することです。長期的な進化を支配する項を検出するために、太陰太陽暦の擾乱関数の3次までの拡張を含む、二重平均モデルに関するいくつかの数値実験が実行されます。分析は、次の重要な指標に焦点を当てています。高調波係数の振幅、関係する引数の周期、特に振幅と対応する周波数の比率。結果は、二次太陰太陽暦の摂動が長期的なダイナミクスに支配的な貢献をすることを示しています。この作業の第2部は、理想的な共振モデルと代替アプローチの両方を使用して、これまでに特定された主要な用語に関連する共振領域を研究することを目的としています。得られた結果は、標準的な方法が共振領域の動的構造の主な特徴を捉えていない場合を示しています。最後に、最大の重複領域は、モルニヤ軌道環境の近くで識別されます。
星の速度分散プロファイルから暗黒物質ハローの質量と濃度を測定する
| Title |
Measuring_the_mass_and_concentration_of_dark_matter_halos_from_the_velocity_dispersion_profile_of_their_stars |
| Authors |
Sownak_Bose,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15123 |
銀河形成のIllustrisTNG（TNG）宇宙力学、流体力学的シミュレーションを使用して、天の川の質量、銀河群、およびクラスタースケールの暗黒物質ハローにおける暗黒物質と星の粒子の速度分散プロファイルを測定します。暗いトレーサーと明るいトレーサーの両方から計算された平均プロファイルは形状が似ており、平均プロファイルの周りにハローからハローへの大きな散乱を示しています。いわゆる「スプラッシュバック」半径は、ハローの外側の境界を示し、平均して$\sim1.0-1.5r_{200m}$の間にある、速度分散プロファイルのねじれとして現れます。ここで、$r_{200m}$は、ハローの囲まれた密度が、その赤方偏移での宇宙の平均背景密度の200倍に等しい半径です。興味深いことに、この場所は、（積み重ねられた）速度分散プロファイルがピーク値の60％に低下する半径としても識別される可能性があることがわかりました（TNGハロー内の恒星および暗黒物質粒子の視線運動の場合）。さらに、速度分散プロファイルのばらつきは、ホストハローのアセンブリ履歴の変動に起因する可能性があることを示します。特に、これはプロファイルを2つのレジームに分離します。1つは$\sim0.1r_{200m}$内で、速度分散のばらつきはハローの初期のアセンブリ履歴によって設定され、もう1つはこの半径を超えて速度分散のばらつきは、その遅い時間の組み立てによってより強く影響されます。最後に、2つのパラメーターモデルを使用して、測定された速度分散プロファイルを適合させ、適合パラメーターを2つの基本的なハロー特性（質量と濃度）に直接関連付けることができることを示します。唯一の自由パラメーターとして、ホストハローの質量と濃度の観点から恒星の速度分散プロファイルを表現できる簡単なモデルについて説明します。
[NII] z = 2.6の銀河における122および205umでの微細構造放出：世界的に密な星形成星間物質
| Title |
[NII]_fine-structure_emission_at_122_and_205um_in_a_galaxy_at_z=2.6:_a_globally_dense_star-forming_interstellar_medium |
| Authors |
M._J._Doherty_(Hertfordshire),_J._E._Geach,_R._J._Ivison,_S._Dye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15128 |
我々は、z=2.6の強くレンズ化されたスターバースト銀河における単一イオン化窒素の122umと205umの微細構造線放出のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイでの新しい観測を提示します。122/205um[NII]の線比は、イオン化された星間物質の電子密度n_eに敏感であり、これを使用して、銀河全体で平均されたn_e〜300cm^-3を測定します。これは天の川の平均よりも一桁以上高いですが、局所的な銀河系の星形成領域に匹敵します。同じシステムでの原子状炭素（CI（1-0））と一酸化炭素（CO（4-3））の観測と組み合わせて、この強烈な星形成システムの状態を明らかにします。分子星間物質の大部分は高密度に駆動されており、結果として生じる星形成の大火は、おそらくガスが豊富なディスクを散らかす無数のHII領域と同じ場所にある、対応する高密度のイオン化相を生成します。
XMM-Newtonを使用して、非常に大規模で相対論的なジェット発射渦巻銀河の周りの高温ガスハローを探索する
| Title |
Exploring_the_hot_gaseous_halo_around_an_extremely_massive_and_relativistic_jet_launching_spiral_galaxy_with_XMM-Newton |
| Authors |
M._S._Mirakhor,_S._A._Walker,_J._Bagchi,_A._C._Fabian,_A._J._Barth,_F._Combes,_P._Dabhade,_L._C._Ho,_M._B._Pandge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15131 |
非常に大規模で、急速に回転し、相対論的ジェットを発射する渦巻銀河2MASXJ23453268-0449256の深いXMM-Newton観測を提示します。銀河の周りの高温のガス状ハローからの拡散X線放射は、ビリアル半径の約35％に相当する半径160kpcまで確実に検出されます（$\約450$kpc）。X線放射を標準の等温$\beta$モデルに適合させると、160kpc内の封入ガス質量は$1.15_{-0.24}^{+0.22}\times10^{11}\、であることがわかります。\rm{M}_{\odot}$。ガス質量プロファイルをビリアル半径に外挿すると、推定ガス質量は$8.25_{-1.77}^{+1.62}\times10^{11}\、\rm{M}_{\odot}$になり、銀河の総バリオン質量含有量の約65パーセント増加しました。恒星の質量を考慮し、統計的および体系的な不確実性を考慮すると、ビリアル半径内のバリオンの質量分率は$0.121_{-0.043}^{+0.043}$であり、普遍的なバリオンの割合と一致します。バリオンの質量分率は、すべてのバリオンが$r_{200}$内にあるか、またはバリオンの半分だけが$r_{200}$内にあることと一致しています。巨大な渦巻銀河NGC1961およびNGC6753と同様に、金属の存在量の値が低いことがわかります。これは、半径が均一に見える$\upperx0.1{\rm{Z}}_{\odot}$です。また、宇宙マイクロ波背景放射の逆コンプトン散乱に起因する可能性のある、北葉と南葉に関連する拡散X線放射も検出します。これらの電波ローブの電子と磁場の推定エネルギー密度は、電子スペクトルのより低いカットオフエネルギーの選択に応じて、それらが10$-$200の係数で電子支配されていることを示唆しています。
銀河の色-マグニチュード平面における中性水素の分布
| Title |
The_Distribution_of_Neutral_Hydrogen_in_the_Color-Magnitude_Plane_of_Galaxies |
| Authors |
Saili_Dutta,_Nishikanta_Khandai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15140 |
観測された光学特性、$M_{\text{r}}$（$r$-バンド絶対等級）および$C_{\text{ur}}$を条件とする条件付きHI（中性水素）質量関数（HIMF）を示します。（$ur$color）、SDSSDR7の一般的なボリュームと重複するALFALFA（40％データリリース-$\alpha.40$）からの7709銀河のサンプル。条件付きHIMFに基づいて、明るい赤、明るい青、およびかすかな青の母集団が、それぞれ高質量端、膝、および低質量端でHIMF全体を支配していることがわかります。条件付きHIMFを使用して、色の大きさの平面で、$\Omega_{\text{HI}}$（HI密度パラメーター）$p（\Omega_{\text{HI}}）$の基礎となる分布関数を導出します。銀河の。分布$p（\Omega_{\text{HI}}）$は、青い雲の$M_{\text{r}}^{\text{max}}=$$-19.25、C_{\でピークになります。text{ur}}^{\text{max}}=1.44$ですが、歪んでいます。かすかな青い銀河と明るい赤い銀河に向かって長い尾を持っています。$p（\Omega_{\text{HI}}）$を使用して、冷たいガス、恒星の質量、星形成率（SFR）の間の根本的な関係を偏りのない方法で明らかにすることができると主張します。つまり、導出された関係は、調査やサンプルの選択の影響を受けません。
ダスト分極からの星間物質の磁場強度の高精度推定
| Title |
High-accuracy_estimation_of_magnetic_field_strength_in_the_interstellar_medium_from_dust_polarization |
| Authors |
Raphael_Skalidis_and_Konstantinos_Tassis_(Institute_of_Astrophysics_-_FORTH_&_University_of_Crete) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15141 |
ダスト分極は、星間物質（ISM）の磁場特性を研究するための強力なツールです。ただし、その強度を直接測定することはできません。電界強度を推測するために偏光データと分光データの両方を使用するさまざまな方法が開発されています。最も広く適用されている方法は、Davis（1951）、Chandrasekhar＆Fermi（1953）（DCF）、Hildebrandetal。によって開発されました。（2009）およびHoudeetal。（2009）（HH09）。それらは、等方性乱流運動がAlvf\'en波の伝播を開始するという仮定に依存しています。ただし、観測によると、ISMの乱流は異方性であり、非Alfv\'enic（圧縮性）モードが重要である可能性があります。私たちの目標は、圧縮性モードを含み、乱流の異方性特性と矛盾しない、ISMの電界強度を推定するための新しい方法を開発することです。磁場の強さを推定するために、圧縮性モードを考慮に入れた単純なエネルギー学の議論を使用します。次の方程式を導き出します。$B_{0}=\sqrt{2\pi\rho}\deltav/\sqrt{\delta\theta}$、ここで$\rho$はガス密度、$\deltav$は輝線の広がりから導出されたrms速度であり、$\delta\theta$は分極角の分散です。3DMHDシミュレーションから合成観測を生成し、真の電界強度を方程式から導出された推定値と比較することにより、メソッドの精度を評価します。$17\％$の平均相対偏差が見つかります。私たちの方法の精度は、シミュレートされたモデルの乱流特性に依存しません。対照的に、DCFとHH09は、電界強度を体系的に過大評価しています。HH09は、ソニックマッハ数が高いシミュレーションでのみ正確な結果を生成します。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡による強力なレンズ検出の予測
| Title |
Predictions_for_Strong_Lens_Detections_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Charles_Weiner,_Stephen_Serjeant,_Chris_Sedgwick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15173 |
強い重力レンズは、暗黒物質の分布をマッピングし、宇宙論的パラメーターの値をテストするための理想的なツールです。ユークリッドやルービン天文台LSSTなどの今後の調査では、既知の強いレンズシステムの数が大幅に増えるはずです。たとえば、ユークリッド全体の調査では、このようなシステムが100,000を超えると予測されています。この短い研究ノートでは、LensPop重力レンズモデルを使用して、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡2000平方度の調査でも約17,000個の強い重力レンズが検出されると予測しています。ソースとデフレクターの赤方偏移、大きさ、倍率の予測分布を示します。この調査は、主に強力なレンズ検出実験として設計されたものではありませんが、それでも、より浅く、より広い領域の今後のレンズ発見プロジェクトに大きな補足カタログを提供します。
タイタンの台頭：z〜6のバイナリ超発光ダスティスターバースト銀河におけるガス励起とフィードバック
| Title |
Rise_of_the_Titans:_Gas_Excitation_and_Feedback_in_a_Binary_Hyper-Luminous_Dusty_Starburst_Galaxy_at_z~6 |
| Authors |
Dominik_A._Riechers_(Cornell),_Hooshang_Nayyeri_(UCI),_Denis_Burgarella_(Marseille),_Bjorn_H._C._Emonts_(NRAO),_David_L._Clements_(Imperial),_Asantha_Cooray_(UCI),_Rob_J._Ivison_(ESO),_Seb_Oliver_(Sussex),_Ismael_Perez-Fournon_(IAC),_Dimitra_Rigopoulou_(Oxford),_Douglas_Scott_(UBC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15183 |
ATCAとALMAを使用して、超高輝度のほこりっぽいスターバーストの主要な合併ADFS-27（z=5.655）に向けた新しい観測を報告します。CO2-1、8-7、9-8、10-9、H2O（321-221）の放出、およびP-シグニ型のOH+（11-01）の吸収/放出機能を検出します。また、H2O（321-312）とOH+（12-01）の放出とCH+（1-0）の吸収を暫定的に検出します。M_gas=（2.1+/-0.2）x10^11（alpha_CO/1.0）Msunの総低温分子量がわかります。また、z>5のダストスターバーストでは、星形成ガスの励起が全体的に中程度であることがわかります。これは、その中程度のダスト温度と一致しています。COラインラダーを完全に説明するには、ガスリザーバーに埋め込まれた高密度で高運動温度のガス成分が必要です。この成分は、2つの合体する銀河の「最大スターバースト」核に関連している可能性があります。これらの核は、視線に沿って（140+/-13）km/sだけ離れており、投影では9.0kpcです。両方のコンポーネントの運動学的構造は銀河ディスクと一致していますが、この解釈は現在のデータの空間分解能によって制限されたままです。OH+の特徴は、北の成分に向かってのみ検出されます。北の成分は、ほこりに覆われているため、高感度の新しいHST/WFC3イメージングでも最大1.6umまで検出されません。OH+線の吸収成分は青方偏移し、COと連続発光のピークの近くでピークになりますが、発光は赤方偏移し、ピークはCOと連続発光のピークから1.7kpcオフセットされます。これは、ガスがそのハローに125Msun/年の濃縮ガスを供給する強烈な星形成核。
天の川で重力をテストする：湯川ポテンシャル
| Title |
Testing_gravity_with_the_Milky_Way:_Yukawa_potential |
| Authors |
Jakob_Henrichs_(Heidelberg_University),_Margherita_Lembo_(Universit\`a_degli_Studi_di_Ferrara),_Fabio_Iocco_(Universit\`a_di_Napoli_"Federico_II"),_Luca_Amendola_(Heidelberg_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15190 |
独自の銀河である天の川をテストベッドとして使用して、ニュートンポテンシャルに対する湯川補正をテストします。湯川の強度と範囲、および暗黒物質のNFWプロファイルのパラメーターを自由パラメーターとして含め、ベイズモデルの選択基準を使用して、バルジ、ガス、およびディスクコンポーネントのいくつかの形態を比較します。天の川の可視（バリオン）成分と重力ポテンシャルのトレーサー（回転曲線）の両方に最新のデータセットを採用しています。データがニュートンポテンシャルと一致していることがわかり、湯川相互作用$\beta$を負に、$\lambda$を曲線に沿った範囲に制約します$\lambda=a|\beta|^{c}$with$a=（0.77\pm0.06）$kpcおよび$c=-0.503\substack{+0.016
SDSS-IV MaNGA：銀河に形態が刻印されるのはいつですか？
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_When_is_morphology_imprinted_on_galaxies? |
| Authors |
Thomas_Peterken,_Michael_Merrifield,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Vladimir_Avila-Reese,_Nicholas_F._Boardman,_Niv_Drory,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15213 |
現在の銀河に見られる形態が通常どのくらい前に刷り込まれていたかについては、未解決の問題が残っています。さまざまな赤方偏移での銀河集団の研究は、形態のバランスが時間とともに変化したことを明らかにしていますが、そのようなスナップショットは、個々の銀河が形態変化を起こす典型的なタイムスケールや、今日のさまざまなタイプの銀河の前駆体を明らかにすることはできません。ただし、これらの研究では、レッドシフトの広い範囲で形態と星形成率の間に強い関連性があることも示されています。これは、形態変換の代替プローブを提供します。したがって、SDSS-IVMaNGA調査では、星の種族の「化石記録」アプローチを通じて、4342個の銀河のサンプルの星形成率と星の質量の進化を導き出し、星の種族の平均進化が既知のものとよく一致していることを示しています。以前の研究からの行動。銀河の同時期の形態と星形成率の間の相関は、広範囲のルックバック時間にわたって強いですが、銀河の現在の形態は、その比較的最近の（〜2Gyr）星形成の歴史とのみ相関することがわかります。したがって、銀河の現在の外観への形態学的遷移が、数十億年という短いタイムスケールで発生したという強力な証拠が見つかりました。
うみへび座銀河の物理的および構造的性質の環境依存性
| Title |
An_environmental_dependence_of_the_physical_and_structural_properties_in_the_Hydra_Cluster_galaxies |
| Authors |
Ciria_Lima-Dias,_Antonela_Monachesi,_Sergio_Torres-Flores,_Arianna_Cortesi,_Daniel_Hern\'andez-Lang,_Carlos_Eduardo_Barbosa,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Daniela_Olave-Rojas,_Diego_Pallero,_Laura_Sampedro,_Alberto_Molino,_Fabio_R._Herpich,_Yara_L._Jaff\'e,_Ricardo_Amor\'in,_Ana_L._Chies-Santos,_Paola_Dimauro,_Eduardo_Telles,_Paulo_A._A._Lopes,_Alvaro_Alvarez-Candal,_Fabricio_Ferrari,_Antonio_Kanaan,_Tiago_Ribeiro,_William_Schoenell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15235 |
近くのうみへび座銀河団（$\sim$50Mpc）は、密集した環境での銀河の形態と消光に対する環境の影響を詳細に理解するための理想的な実験室です。うみへび座銀河団の可視領域で12個の狭帯域および広帯域フィルターを使用するSouthernPhotometricLocalUniverseSurvey（S-PLUS）のデータを使用して、クラスターの内部領域（$1R_{200}$）のうみへび座銀河団を研究します。スペクトラム。構造的（S\'ersicインデックス、有効半径）および物理的（色、恒星の質量、星形成率）特性を分析します。この分析に基づいて、うみへび座銀河団の$\sim$88パーセントが急冷されていることがわかります。Dressler-Schectmanテストアプローチを使用すると、クラスターが可能な下部構造を示していることもわかります。DBSCANアルゴリズムと一緒に位相空間図を分析したところ、Hydraは、クラスターの中心の前にあるように見える追加の下部構造を示していますが、それはまだその中にあります。したがって、私たちの結果は、うみへび座銀河団が緩和されていない可能性があることを示唆しています。波長の関数として中央値のS\'ersicインデックスを分析し、赤（$（ur）\geq$2.3）と初期型の銀河では、より赤いフィルターに向かってわずかに増加することを発見しました（13と18％、赤とそれぞれ初期型）であるのに対し、青+緑（$（ur）$<2.3）銀河の場合は一定のままです。後期型の銀河は、より赤いフィルターに向かって中央値のS\'ersicインデックスのわずかな減少を示しています。また、銀河のS\'ersicインデックス、したがってそれらの構造特性は、クラスター中心の距離とクラスター内の密度の関数として大幅に変化することはありません。これは、フィルターに関係なく当てはまります。
Herschel Gould BeltSurveyによるへび座地域の高密度コアの国勢調査
| Title |
The_census_of_dense_cores_in_the_Serpens_region_from_the_Herschel_Gould_Belt_Survey |
| Authors |
E._Fiorellino,_D._Elia,_Ph._Andr\'e,_A._Men'shchikov,_S._Pezzuto,_E._Schisano,_V._K\"onyves,_D._Arzoumanian,_M._Benedettini,_D._Ward-Thompson,_A._Bracco,_J._Di_Francesco,_S._Bontemps,_J._Kirk,_F._Motte_and_S._Molinari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15241 |
ハーシェルグールドベルトの調査では、近くの（d<500pc）星形成領域をマッピングして、星形成前の段階が星形成プロセスにどのように影響するかをよりよく理解しました。ここでは、d=420pcから484pcの間にあるへび座の星形成領域の15deg2領域にある高密度コアの完全な調査を報告します。PACSおよびSPIREカメラは、この雲を70ミクロンから500ミクロンまで画像化しました。多波長ソース抽出アルゴリズムgetsourcesを使用して、833個のソースを抽出します。そのうち、709個はスターレスコアで、124個はプロトステラコアの候補です。すべてのサンプルの温度と質量を取得し、スターレスコアを604個のプレステラコアと105個の非結合コアに分類します。私たちの情報源の国勢調査は、全体で0.8Msunを超える質量に対して80％完了しています。コア質量関数（CMF）を作成し、初期質量関数（IMF）と比較します。星前のCMFは、2Msunまでの対数正規傾向と一致しており、その後は-2.05+/-0.34の傾きのべき乗則に従います。そのCMFのテールは急勾配ですが、それでもこの作業で調査した地域のIMFと互換性があります。また、へび座領域のフィラメントネットワークを抽出し、星前のコアの81％がフィラメント構造上にあることを発見しました。コアとフィラメント構造の間の空間的関連性は、他のハーシェル観測によって示唆された、星前のコアが主にフィラメント上に形成されるというパラダイムをサポートしています。セルペンは、若く、質量が小さく、活発な星形成領域であることが確認されています。
ほこりの整列と回転の混乱
放射トルク（RAT）と機械的トルク（MET）によるダスト粒子の整列と、\cite{Hoangetal：2019}によって導入された粒子の回転破壊との深い関係を明らかにします。高角運動量（high-J）のアトラクターポイントに整列した粒子の優先的な破壊を確立します。スピンアップのタイムスケールで高Jアトラクタに直接駆動される粒子には{\itfastalignment}と{\itfastdisruption}を、{\itslowalignment}と{\itslowdisruption}には最初に低Jアトラクタに移動し、ガス衝突によって徐々に高Jアトラクタに輸送される粒子。$f_{\rmhigh-J}$で表される、高速な整列と破壊を経験する粒子の割合を計算します。鉄含有物による粒子の磁化率の向上は、高Jアトラクタのパラメータ空間を拡大し、$f_{\rmhigh-J}$を増加させます。RATまたはMETの大きさの増加は、高速アラインメントと破壊の効率を高めることができますが、直感に反して、低Jアトラクタに向かって粒子を強く強制することにより、遅いアラインメントと破壊の影響を減らしますが、ガス密度の増加は破壊を加速します粒子を高Jアトラクタに高速で輸送することによって。また、RATとMETによって引き起こされる破壊は、磁場と異方性流の間の角度に依存し、放射線源から同じ距離にある粒子の破壊効率に違いを引き起こすことも示しています。かざぐるまトルクは{\it速い破壊}の効率を高めることができますが、ガス衝突による低Jから高Jのアトラクタへの粒子の輸送を遅らせることにより、{\it遅い破壊}の効率を低下させる可能性があることがわかります。回転破壊の選択的な性質は、粒子組成の観察試験および粒子配列の物理的プロセスの可能性を開きます。
シミュレートされたH-R図による銀河系および銀河系外の星団の起源についての調査
| Title |
Exploration_about_the_origin_of_galactic_and_extragalactic_star_clusters_through_simulated_H-R_diagrams |
| Authors |
Tanuka_Chattopadhyay,_Sreerup_Mondal,_Suman_Paul,_Subhadip_Maji_and_Asis_Kumar_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15381 |
本研究では、シミュレートされたH-Rダイアグラムを通じて、銀河と小マゼラン雲（SMC）における星団の形成の起源を探り、それらを観測された星団と比較します。シミュレーション研究では、星形成履歴（SFH）、光度関数（LF）、重金属の存在量（Z）、および等時線の大きなライブラリを基本入力として使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法による合成HR図を作成します。さまざまな星団の観測されたHR図。これらの2つの図の間の距離ベースの比較は、ビンサイズと適切な距離関数を最適に選択した後、色-マグニチュード図（CMD）のポイントの2次元マッチングによって実行されます。重元素の貧弱な媒体（Z=0.0004）、SFHの複数のガウス分布の混合を伴うガイアLFが、球状星団（GC）の形成の原因である可能性があることがわかります。逆に、濃縮媒体（Z=0.019）は、2乗則（つまり、単峰性）SFHとともにGaiaLFで優先されます。SMCクラスターの場合、指数関数的LFと指数関数的SFHの選択は、貧弱な培地には適切な組み合わせですが、星団の形成には、ベータ型SFHを備えたガイアLFが濃縮培地に適しています。
| Title |
Can_supernova_shells_feed_supermassive_black_holes_in_galactic_nuclei? |
| Authors |
Jan_Palous,_Sona_Ehlerova,_Richrd_Wunsch,_Mark_R._Morris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15412 |
銀河の核領域の星間物質（ISM）に膨張する超新星によって作成されたシェルをシミュレートし、シェルの進化が銀河中心に対する超新星（SN）の位置、星間物質（ISM）によってどのように影響を受けるかを分析します。密度、および核星クラスター（NSC）と超大質量ブラックホール（SMBH）の結合された引力によって、3D（コードRING）の極薄層近似を使用した単純化された流体力学的シミュレーションを採用し、シェルの膨張が可能かどうか、どこで可能かを判断しましたSMBHの周りの内側の区画に新しいガスを持ち込みます。シミュレーションは、銀河の自転軸の周りの円錐領域内で発生する超新星が、SMBHを取り巻く中央降着円盤に供給できることを示しています。10$^3$から10$^5$cm$^{-3}$の間の周囲密度の場合、個々の超新星によって中央パーセクに沈着する平均質量は、周囲密度と空間に応じて10から1000太陽質量の間で変化します。超新星イベントの分布。銀河中心近くのスターバーストイベントの余波で発生する超新星は、スターバーストの大きさに応じて、中央パーセクに2〜3桁多くの質量を供給することができます。堆積した塊は通常、降着円盤に遭遇して結合します。次に、その質量の運命は、SMBHの成長と、エネルギーによって駆動されるディスクからの流出との間で分割されます。
塵とガスの比率と発光する覆い隠されたクエーサーにおける放射圧の役割
| Title |
The_Dust-to-Gas_Ratio_and_the_Role_of_Radiation_Pressure_in_Luminous_Obscured_Quasars |
| Authors |
Hyunsung_D._Jun,_Roberto_J._Assef,_Christopher_M._Carroll,_Ryan_C._Hickox,_Yonghwi_Kim,_Jaehyun_Lee,_Claudio_Ricci,_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15460 |
中程度の光度のAGNのローカル（$z\lesssim0.1$）サンプルに高いエディントン比がなく、活動銀河核（AGN）が不明瞭になっているのは、一般に、核のレベルを支配するダストガスへの放射圧に起因すると説明されています（$\lesssim10$pc）あいまいさ。ただし、非常に高い降着率は、より高い光度の不明瞭なクエーサーの間で日常的に報告されており、異なるフィードバックメカニズムが必要になる場合があります。クエーサーの光度でX線、光学、赤外線、およびサブmmで選択されたAGNのサンプルの不明瞭化とエディントン比に関する制約をまとめます。適度な光度であるのに対し、ローカル宇宙の不明瞭なAGNは、より低いエディントン比（$f_{\rmEdd}\sim0.001-0.1$）の範囲を持ち、最も明るい（$L_{\rmbol}\gtrsim10^{46}$erg/s）IR/submm-$z\sim3$までの明るく不明瞭なクエーサーは、通常、非常に高いエディントン比（$f_{\rmEdd}\sim0.1-1$）を持っています。明るい不明瞭なクエーサーにおける放射圧フィードバックのこの明らかな欠如は、おそらくAGNタイムスケールと結びついており、クエーサーが最も明るいタイムスケールが短いために、明るい不明瞭なクエーサーの割合が高くなります。クエーサーの進化シナリオを採用すると、拡張された（$\sim10^{2-3}$pc）不明瞭化は、より短いタイムスケールと連携して、不明瞭で明るいクエーサーの観測された割合を説明する可能性がありますが、放射圧によって駆動される流出は、この物質をゆっくりとクリアしますAGNの寿命。
$ SuperBoRG $：HSTパラレルイメージングデータで最も明るい再イオン化銀河とクエーサーを検索
| Title |
$SuperBoRG$:_Search_for_The_Brightest_of_Reionizing_Galaxies_and_Quasars_in_HST_Parallel_Imaging_Data |
| Authors |
Takahiro_Morishita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15637 |
ハッブル宇宙望遠鏡（$HST$）は、一次観測のために運用されている一次機器と並行して別のフィールドを観測することにより、純粋な平行モードを介して驚異的な調査効率を提供してきました。この研究では、過去10年間にWFC3を使用して$HST$の銀河系外並列プログラムで取得されたデータをコンパイルすることを目的とした新しいアーカイブプロジェクト$SuperBoRG$を紹介します。純粋な並列（BoRG、HIPPIES、およびCOS-GTO）および協調並列（CLASHおよびRELICS）プログラムを含みます。総有効面積は、銀河系外科学のためのHSTの光学NIRイメージングデータの最大のコレクションである4.1ミリ秒（47日）の観測時間から$\sim0.41$deg$^2$に達します。データ削減パイプラインの更新バージョンを使用して、一貫した方法ですべてのデータを削減します。利用可能な場合、スピッツァー宇宙望遠鏡からの赤外線画像データが測光分析に含まれます。データセットは316の独立した視線で構成され、$z\sim7$から$12$の高$z$光源（$M_\mathrm{UV}<-21$mag）の識別に非常に効果的であり、影響を最小限に抑えるのに役立ちます宇宙分散の。デモンストレーションとして、$z_\mathrm{phot}\sim10.4$と$M_\mathrm{UV}\sim-21.9$magの1つの高光度銀河候補を含む3つの新しい$z>7$ソース候補を提示します。このオブジェクトの場合、最適なスペクトルエネルギー分布は、大量の恒星質量（$\logM_*/M_\odot\sim10$）と中程度のダスト減衰（$A_V\sim1.4$mag）を意味しますが、低$z$の侵入者であるため、現在のデータセットでは完全に拒否することはできません（$\sim23\％$）。この研究で提示されたデータセットは、中程度および低$z$の科学事例にも適しています。
最も質量の小さい銀河の銀河周囲媒体の特徴づけ：IC1613の事例研究
| Title |
Characterizing_the_Circumgalactic_Medium_of_the_Lowest-Mass_Galaxies:_A_Case_Study_of_IC_1613 |
| Authors |
Yong_Zheng,_Andrew_Emerick,_Mary_E._Putman,_Jessica_K._Werk,_Evan_N._Kirby,_Joshua_E._G._Peek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15645 |
ハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源分光器で観測された10個の視線を使用して、銀河周囲媒体（CGM）と、低質量（$M_*\sim10^8〜M_\odot$）であるIC1613の流出を研究します。局部銀河群の郊外にある銀河。視線のうち、4つはIC1613のUV明るい星に向けられており、他の6つの視線は6kpc（$<0.1R_{200}$）から61kpc（$0.6R_{200}$）の衝突パラメータでのバックグラウンドQSOです。。多くのSiII、SiIII、SiIV、CII、およびCIV吸収体を検出します。これらの吸収体のほとんどは、IC1613の脱出速度よりも遅い速度であるため、重力によって拘束されます。これらのイオン吸収体の線強度は、低赤方偏移の矮小銀河で検出されたCGM吸収体と一致しています。SiII、SiIII、およびSiIVがシリコン全体のほぼ100％を構成すると仮定すると、3％（$\sim$8$\times$10$^3〜{\rmM_\odot}$）、2％（$\sim$7$\times$10$^3〜{\rmM_\odot}$）、および32-42％[$\sim$（1.0--1.3）$\times$10$^5〜{\rm星、星間物質、およびIC1613のCGMの$0.6R_{200}$以内のシリコン質量のM_\odot}$]。また、金属の流出速度は${\rm\dot{M}_{out、Z}\geq1.1\times10^{-5}〜M_\odot〜yr^{-1}}$と推定されます。瞬間的な金属の質量負荷係数は$\eta_{\rmZ}\geq0.004$であり、これは利用可能な観測値およびシミュレーション値とほぼ一致しています。この研究は、このような低質量の矮小銀河が多くのQSOと恒星の視線によって調査されるのは初めてであり、低質量のガスが豊富な銀河のCGMは、過去の金属が豊富な大きな貯水池になり得ることを示しています。進行中の流出。
球形等時線モデルの再検討
複素解析を使用したすべての等時線モデルの簡単な導出
成功したコア崩壊超新星と失敗したコア崩壊超新星の衝撃加速によって生成された非熱ニュートリノ
| Title |
Non-thermal_neutrinos_created_by_shock_acceleration_in_successful_and_failed_core-collapse_supernova |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_Kenta_Hotokezaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15136 |
コア崩壊超新星（CCSN）におけるニュートリノ衝撃加速の包括的な研究を提示します。主要なプレーヤーは重いレプトンニュートリノ、$\nu_{\mu}$と$\nu_{\tau}$です。前者と後者は、衝撃加速によって、それぞれ最大$\sim100$MeVと$\sim200$MeVのエネルギーを得る可能性があります。モンテカルロニュートリノ輸送によるニュートリノショック加速を実証し、核バウンスを経験しているすべての大規模な恒星崩壊について、バウンス後の初期段階（バウンス後$\lesssim50$ms）で一般的に発生し、後期段階で再発することを表明します（$\gtrsim100$ms）失敗したCCSNeの場合。これにより、銀河系CCSNeの地上検出器によって高エネルギーニュートリノを検出する新しい可能性が開かれます。したがって、Hyper（Super）-Kamiokande、DUNE、およびJUNOのイベント数を推定します。$\gtrsim80$MeVのエネルギーでのイベントカウントは、検出器に関係なく、熱ニュートリノのイベントカウントよりも数桁多いことがわかります。また、これらの検出器では、$\nu_{\muによってミューオン生成が発生する可能性があります。}$$\gtrsim100$MeVのエネルギー。ニュートリノ信号は、CCSNの内部ダイナミクスを解読し、ニュートリノ振動の物理学に制約を課す上で貴重な情報を提供します。確かに、帯電した電流反応チャネルを介した高エネルギーニュートリノの検出は、ニュートリノフレーバー変換の煙を吐く銃の証拠になります。
FRB121102スペクトルの周期構造
公的に入手可能なデータを繰り返すと、高速電波バースト（FRB）121102の繰り返しのスペクトルに顕著な周期構造が見つかります。周波数に依存しないように見えるピーク間距離を持つ$（95\pm16）$MHz等距離ピークのセットです。これらのピークは、FRB波の回折レンズ効果によって、質量$10^{-4}\、M_\odot$のコンパクトな重力物体、または滑らかなプロファイルのプラズマ雲によって説明できます。周期構造は、$（3.3\pm0.6）$MHzの無相関帯域幅を持つ不規則な星間シンチレーションの海に隠されています。さらに、広帯域シンチレーションまたは他の広帯域干渉現象に起因する可能性のある、GHzスケールでゆっくりと進化する新しいスペクトルパターンを明らかにします。スペクトルには、プラズマレンズを介したFRB信号の伝搬によって引き起こされる可能性のある7.1GHzの大きなピークも含まれています。伝播効果を目印として使用して、FRB前駆体はGHz幅の狭帯域スペクトルを持ち、その中心周波数はバーストごとに変化するという説得力のある議論をします。この論文では、周期的なスペクトル構造を研究し、それらをシンチレーションから分離する方法を進歩させます。
中性子星X線連星でのジェット発射のプロービング：SAXJ1808.4-3658の可変および偏極ジェット
| Title |
Probing_jet_launching_in_neutron_star_X-ray_binaries:_the_variable_and_polarized_jet_of_SAX_J1808.4-3658 |
| Authors |
M._C._Baglio,_D._M._Russell,_S._Crespi,_S._Covino,_A._Johar,_J._Homan,_D._M._Bramich,_P._Saikia,_S._Campana,_P._D'Avanzo,_R._P._Fender,_P._Goldoni,_A._J._Goodwin,_F._Lewis,_N._Masetti,_A._Miraval_Zanon,_S._E._Motta,_T._Mu\~noz-Darias_and_T._Shahbaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15176 |
2019年の爆発の際に、降着するミリ秒X線パルサー（AMXP）SAXJ1808.4-3658の光学測光および偏光測定キャンペーンについて報告します。バーストが進展するにつれて、ディスクスペクトル（z、i、およびRバンドで最も顕著に見られる）の上の赤い過剰の形でのスペクトルエネルギー分布の低周波過剰の出現が観察されます。これは、この光源や爆発中の他のAMXPで以前に見られたように、ジェットによる光学的に薄いシンクロトロン放射を示しています。爆発崩壊の終わりに、線源は再燃状態に入りました。低周波の過剰は、再フレアの間も観察されます。私たちの光学（BVRI）偏光キャンペーンは、爆発全体を通して可変直線偏光（LP）を示しています。これはソースに固有のものであり、すべての帯域で低レベルですが重要な検出（0.2〜2％）があることを示しています。LPスペクトルは、メインバースト状態と再フレア状態の両方で赤くなり、ディスクまたは推進物質からの自由電子によるトムソン散乱などの他の解釈よりも、この可変分極のジェット起源に有利に働きます。再燃状態の間、より強いLPレベル（1〜2％）のいくつかのエピソードが観察されます。低レベルの可変LPは、ジェットの基部近くの強く絡み合った磁場を示唆しています。これらの結果は、偏光測定が、AGNジェットと同様に、X線連星ジェットの磁場構造を調べるための強力なツールであることを明確に示しています。
| Title |
Astromers:_Nuclear_Isomers_in_Astrophysics |
| Authors |
G._Wendell_Misch,_Surja_K._Ghorui,_Projjwal_Banerjee,_Yang_Sun,_Matthew_R._Mumpower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15238 |
基底状態と核内の長寿命異性体との間の熱媒介遷移速度を計算する方法を開発します。また、それを超えると核が単一の種と見なされ、それを下回ると基底状態の種と天体物理学的異性体（「アストロマー」）種の2つの別個の種として扱われる必要がある熱化温度を区切る基準を確立します。熱化温度より下では、破壊速度が基底状態と異性体の間の内部遷移速度を支配します。破壊率も互いに大きく異なる場合、核レベルは熱平衡から外れるか、熱平衡に到達しません。熱平衡がなければ、核反応速度を計算するときに、核レベル間の占有確率の分布について安全な仮定がない可能性があります。これらの条件では、異性体は天体物理学的な結果をもたらすため、元素合成ネットワークの基底状態とは別に進化する別のアストロマー種として処理する必要があります。遷移率法を適用し、いくつかの有名なアストロマーで感度研究を実行します。また、天体物理学的に関心があると思われる他のいくつかの異性体の遷移についても研究します。
コア崩壊から超高輝度へ：パロマートランジエントファクトリーからの大規模な恒星爆発の速度
| Title |
From_core_collapse_to_superluminous:_The_rates_of_massive_stellar_explosions_from_the_Palomar_Transient_Factory |
| Authors |
C._Frohmaier,_C._R._Angus,_M._Vincenzi,_M._Sullivan,_M._Smith,_P._E._Nugent,_S._B._Cenko,_A._Gal-Yam,_S._R._Kulkarni,_N._M._Law,_R._M._Quimby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15270 |
パロマートランジエントファクトリー（PTF）からのSN発見を使用して、局所コア崩壊超新星（SN）率の測定値を提示します。数億のSN光度曲線実現のモンテカルロシミュレーションと詳細なPTF調査検出効率を組み合わせて、PTFのSNレートをフォワードモデル化します。26個のストリップエンベロープSNe（SESNe）を含む86個のコア崩壊SNeのサンプルを使用して、全体的なコア崩壊SNの体積流量が$r^\mathrm{CC}_v=9.10_{-1.27}^{+1.56であることを示します。}\times10^{-5}\、\text{SNeyr}^{-1}\、\text{Mpc}^{-3}\、h_{70}^{3}$at$\langlez\rangle=0.028$、SESN体積流量は$r^\mathrm{SE}_v=2.41_{-0.64}^{+0.81}\times10^{-5}\、\text{SNeyr}^{-1}\、\text{Mpc}^{-3}\、h_{70}^{3}$。さらに、$r^\mathrm{SLSN-I}_v=35_{-13}^{+の$z{\le}0.2$で8つのイベントを使用して、水素を含まない超高輝度SNe（SLSNe-I）の体積率を測定します。25}\、\text{SNeyr}^{-1}\text{Gpc}^{-3}\、h_{70}^{3}$、これはこれまでで最も正確なSLSN-Iレート測定を表します。単純な宇宙の星形成履歴を使用して、これらの体積流量の測定値を同じ赤方偏移に調整し、SLSN-IとSESNの局所比$\sim1/810^{+1500}_{-94}$を測定します。SLSN-Iから$\sim1/3500^{+2800}_{-720}$のすべてのCCSNタイプ。ただし、ホスト銀河の恒星の質量を金属量の代用として使用すると、この比率が金属量に強く依存することも示されます。低質量（$\mathrm{log}M_{*}<9.5\mathrm{M}_\odot$）サンプルでSLSN-Iをホストする唯一の環境である銀河では、SLSN-IとSESNの比率を$1/300^{+380}_{-170}$と$1/1700^{+1800}で測定します。すべてのCCSNに対して_{-720}$。さらに、SN率をホスト銀河の恒星質量の関数として調査し、すべてのコア崩壊SNeの特定の率が恒星質量の増加とともに減少することを示します。
時間依存の粒子加速および放出モデル：粒子スペクトルの進化とブレーザーフレアの理解
| Title |
A_time-dependent_particle_acceleration_and_emission_model:_Understanding_the_particle_spectral_evolution_and_blazar_flares |
| Authors |
Y._G._Zheng,_S._J._Kang,_C._Y._Yang,_and_J._M._Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15287 |
ブレーザーの噴流は、その多波長フレアと急速な極端な変動で有名です。ただし、放出特性のこれらのスペクトル的および時間的変化の原因となる物理的プロセスについては、まだいくつかの重要な未回答の質問があります。この論文では、ブレーザーの時間変化する発光スペクトルの時間依存粒子進化モデルを開発します。モデルでは、時間依存の電場と磁場を導入します。これには、輸送方程式に関連する物理量の変動が一貫して含まれます。電子分布の進化は、静電、1次および2次の\emph{Fermi}加速、移流と空間拡散の両方による粒子の脱出、およびシンクロトロン放射とシンクロトロンと外部周囲光子場の両方の逆コンプトン散乱によるエネルギー損失。ブレーザーの光度曲線プロファイルは、加速または冷却プロセスの影響ではなく、時間依存の電場および磁場から生じる粒子スペクトルの変化と一致していることがわかります。提案されたモデルは、物理的パラメータに関する合理的な仮定を用いて、BLLacオブジェクトMrk421のエネルギースペクトルと光度曲線プロファイルの両方の変動を同時に説明することができます。結果は、ブレーザージェットの散逸領域における磁場の進化が変動性を説明できることを強く示しています。
| Title |
A_supernova_remnant_associated_with_a_nascent_black_hole_low-mass_X-ray_binary |
| Authors |
N._I._Maxted_(1),_A._J._Ruiter_(1),_K._Belczynski_(2),_I._R._Seitenzahl_(1),_R._M._Crocker_(3)_((1)_UNSW_Canberra,_(2)_CAMK,_(3)_ANU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15341 |
高質量星のコアがブラックホールに崩壊したときに放出されるエネルギーは、しばしば爆発に動力を与え、超新星残骸を作り出します。ブラックホールは観測可能性のウィンドウが限られているため、超新星残骸に関連して特定されることはめったにありません。マルチメッセンジャーのデータを分析すると、MAXIJ1535-571は、超新星残骸G323.7-1.0を生じさせた恒星爆発で生成されたブラックホールであり、ブラックホールの低質量間の関連の最初のケースであることがわかります。X線連星と超新星残骸。この関係を考えると、私たちのモデリングから、前駆体システムは、主星の初期質量が約1である近接バイナリであると推測できます。23〜35個の太陽質量とコンパニオンスターの約10分の1の質量。
f（R）重力理論における現実的なEoSを備えた中性子星
この論文では、現実的な状態方程式を用いて摂動$f（R）$重力モデルの中性子星構造を調べます。$f_{1}（R）=R+\alphaR（e^{-R/R_0}-1）$および$f_{2}（R）=R+の形式の2つの重力モデルで質量と半径の関係を取得します。\alphaR^2$。この目的のために、相対論的平均場モデルのフレームワークで生成されたいくつかの核および奇妙なEoSを持つNSを検討します。NSのコアにあるストレンジクォークは、核子とレプトンに加えて、$\Lambda$ハイペロンとクォークの形をしています。選択したEoSのM-R関係は、GRの場合の観測限界内に十分に収まっています。これらのEoSは、摂動パラメーター$\alpha$に最も厳しい制約を提供するため、天体物理学レベルでの重力修正の重要な実験的プローブと見なすことができます。
| Title |
Measuring_the_Mass_of_Missing_Baryons_in_the_Halo_of_Andromeda_Galaxy_with_Gamma-Ray_Observations |
| Authors |
Yi_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_Hui_Li,_Shi_Shao,_Huirong_Yan,_Xiang-Yu_Wang,_Xiao-Na_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15477 |
現代の宇宙論と銀河形成における最大の謎の1つは、「失われたバリオン」の隠れ家です。銀河形成の主要な理論は、大量のバリオンが銀河の周囲に存在し、ビリアル半径まで伸びる$10^6-10^7\、$Kの拡散した高温ガスの形で存在することを予測しています。これは、メジャーとしても知られています。銀河系媒体（CGM）の成分。しかし、さまざまな手法によるさまざまなグループによる研究は、失われたバリオンの説明におけるCGMの役割についてのコンセンサスに達しておらず、推定される寄与は、銀河のバリオン収支を囲むことまでのわずかな部分にまで及びます。この研究では、アンドロメダ銀河の拡張ハローのガンマ線観測に基づいた新しい方法で、CGMで失われたバリオンの質量を測定しようとしています。銀河の内部で生成された宇宙線粒子は最終的にCGMに逃げるため、CGMとの陽子-陽子衝突を介してガンマ線放出を生成します。特定の特定の温度範囲のガスにのみ敏感ないくつかの従来の測定とは異なり、ハドロンガンマ線フラックスはすべての相でバリオンガスに敏感であり、ハローの金属量に依存しません。我々の結果は、ガンマ線観測によれば、ビリアル半径内に含まれる総バリオン質量が$（1.4-5）\times10^{10}M_\odot$未満であることを示唆しています。アンドロメダ銀河のCGMが欠落しているバリオンの$30\％$を超えていない可能性があることを意味しますが、結果はハロー内のCRの拡散係数、および恒星の質量と暗黒物質のハローからの不確実性の影響を受けます。銀河の質量。この方法は、将来、これらの問題とより感度の高いガンマ線望遠鏡についての理解が深まれば、より制約が厳しくなります。
ルミナスタイプIIショートプラトー超新星2006Y、2006ai、および2016egz：剥ぎ取られた巨大赤色超巨星からの移行クラス
| Title |
Luminous_Type_II_Short-Plateau_Supernovae_2006Y,_2006ai,_and_2016egz:_A_Transitional_Class_from_Stripped_Massive_Red_Supergiants |
| Authors |
Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Takashi_J._Moriya,_Jared_A._Goldberg,_Griffin_Hosseinzadeh,_Iair_Arcavi,_Joseph_P._Anderson,_Claudia_P._Guti\'errez,_Jamison_Burke,_Curtis_McCully,_Stefano_Valenti,_Llu\'is_Galbany,_Qiliang_Fang,_Keiichi_Maeda,_Gast\'on_Folatelli,_Eric_Y._Hsiao,_Nidia_I._Morrell,_Mark_M._Phillips,_Maximilian_D._Stritzinger,_Nicholas_B._Suntzeff,_Mariusz_Gromadzki,_Kate_Maguire,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_David_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15566 |
II型超新星（SNeII）の多様性は、主にその前駆体の水素に富む（Hに富む）エンベロープ質量の違いによって引き起こされると考えられており、SNeIIPは長いプラトー（$\sim100$日）と最も重いHを持っています-豊富な封筒。しかし、プラトーが短い（数十日）SNeIIがめったに見られないのは謎です。ここでは、発光タイプIIショートプラトーSNe2006Y、2006ai、および2016egzの光学/近赤外測光および分光観測を紹介します。約$50$-$70$日のプラトーと明るい光学ピーク（$\lesssim-18.4$mag）は、爆発前の質量損失が大きく、部分的に剥がれたHリッチエンベロープと初期の星周物質（CSM）の相互作用を示しています。さまざまな前駆細胞のゼロエイジ主系列（ZAMS）質量、質量損失効率、爆発エネルギー、$^{56}$Ni質量、およびCSM密度。私たちのモデルグリッドは、SNeIIP--IIL--IIbのような光度曲線の形態の連続的な母集団を、Hが豊富なエンベロープ質量の降順で示しています。大きな$^{56}$Ni質量（$\gtrsim0.05\、M_\odot$）の場合、短いプラトーSNeIIは、SNeIILとIIbの間の遷移クラスとして制限されたパラメーター空間にあります。SNe2006Y、2006ai、および2016egzの場合、我々の調査結果は、Hリッチが小さい高質量赤色超巨星（RSG）前駆体（$M_{\rmZAMS}\simeq18$-$22\、M_{\odot}$）を示唆しています。質量損失の増加（$\dot{M}\simeq10^{-2}\、M_）が発生するエンベロープ質量（$M_{\rmH_{\rmenv}}\simeq1.7\、M_{\odot}$）{\odot}\、{\rmyr}^{-1}$）爆発前の過去数十年間。高質量RSGがまれな短いプラトーSNeIIをもたらす場合、これらのイベントは、観測されたSNII前駆体サンプルにおける高光度RSGの明らかな過小表示の一部を緩和する可能性があります。
この論文では、巨大な星の崩壊後または2つの中性子星の合併後に形成された、新しく生まれたミリ秒マグネターのスピン進化と重力波の光度を研究します。どちらの場合も、フォールバック降着の影響を考慮し、星に作用するさまざまなトルクによるシステムの進化、つまり降着によるスピンアップトルクと磁気双極子放射、ニュートリノ放出によるスピンダウントルクを考慮します。降着極での「山」の形成に関連する重力波の放出。当初、自転周期は主に双極子放射の影響を受けますが、その後、降着によって星が急速にスピンアップします。巨大な星の崩壊後に形成されたマグネターは、最大1M_{\odot}まで降着し、ブラックホールに崩壊する前に50秒程度生き残ることができることがわかりました。1Mpcにあるオブジェクトの重力波ひずみは、kHz周波数でh_c\sim10^{-23}であり、これを次世代の地上ベースの検出器の潜在的なターゲットにします。一方、二元中性子星合体後に形成されたマグネターは、最大0.2M_{\odot}で降着し、h_c\sim10^{-24}のオーダーの低い最大ひずみで重力波を放出しますが、また、はるかに長い時間存続し、おそらく、いくつかの短いガンマ線バーストの光度曲線で観察されるX線プラトーに関連している可能性があります。
中性子星の磁気圏で電荷飢餓に入る相対論的アルフベン波
| Title |
Relativistic_Alfv\'en_Waves_Entering_Charge_Starvation_in_the_Magnetospheres_of_Neutron_Stars |
| Authors |
Alexander_Y._Chen,_Yajie_Yuan,_Andrei_M._Beloborodov,_and_Xinyu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15619 |
中性子星の不安定性は、その磁気圏でアルフベン波を生成する可能性があります。湾曲した磁力線に沿った伝搬は、波を強くせん断し、その電流$j_{\rmA}$を押し上げます。波数ベクトル$\boldsymbol{k}$の進化と$j_{\rmA}$の成長の解析式を導き出します。強くせん断された領域では、$j_{\rmA}$は、バックグラウンドの$e^{\pm}$プラズマでサポートできる現在の最大$j_{0}$を超える可能性があります。最初に単純化された2流体解析モデルを使用し、次に第一原理運動シミュレーションを使用して、これらの「電荷不足」波を調査します。$\kappa\equivj_{\rmA}/j_{0}\gg1$の場合でも、Alfv\'en波は正常に伝播し続けることがわかります。粒子ローレンツ因子$\sim\kappa^{1/2}$を使用して、磁力線に沿ってプラズマを圧縮および移流することにより、$j_{\rmA}$を維持します。シミュレーションは、プラズマの不安定性がどのように波エネルギーの漸進的な散逸につながり、散逸力$L_{\rmdiss}\sim10^{35}（\kappa/100）^{1/2}（B_w/10^{11}\、{\rmG}）\、\mathrm{erg/s}$、ここで$B_w$は波の振幅です。私たちの結果は、最近の提案とは対照的に、電荷不足による散逸は、観測された高速電波バースト（FRB）に電力を供給するのに十分ではないことを意味します。
中年パルサー周辺のガンマ線ハローの形態：パルサー固有運動の影響
| Title |
Morphology_of_Gamma-Ray_Halos_around_Middle-Aged_Pulsars:_Influence_of_the_Pulsar_Proper_Motion |
| Authors |
Yi_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_S._Z._Chen,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15731 |
最近、高高度水チェレンコフ天文台（HAWC）によって、2つの中年パルサー、ゲミンガとPSRB0656+14の周りに数度の広がりの灰色のハローが検出されました。パルサーハローの表面輝度プロファイルの測定は、その中の粒子の輸送が拡散によって支配されており、拡散係数が銀河円盤の平均値よりも大幅に低いことを示唆しています。パルサーの固有速度は通常$400-500{\、\rmkms^{-1}}$であるため、固有運動によるこれらの中年パルサーの変位は、パルサーハローの形態を形成する上で重要になる可能性があります。。これに動機付けられて、拡散が支配的なシナリオでの固有運動を考慮して、パルサーハローの形態を研究します。パルサーハローの形態は、固有運動の速度、放出電子の冷却、パルサーの年齢に応じて、基本的に3つの進化段階に分類できることがわかります。一般に、形態は$\lesssim1\、$TeVで非常に非対称に見えますが、中年のパルサーでは$\gtrsim10\、$TeVで多かれ少なかれ球形を保ちます。また、パルサーの位置と対応するハローの強度マップの中心との間のオフセットを調べます。固有運動は、ソースが地球から数kpc以内にある場合、フェルミ-LAT、HESS、HAWC、LHAASOがGeVから数TeVのエネルギーまで見た観測可能なオフセットを誘発する可能性があることがわかります。放出する電子のより急速な冷却のために、より高いエネルギーでパルサーハローに分解可能なオフセットを生成することはより困難です。私たちの結果は、非常に高いエネルギーでそれらの拡張されたソースの起源に制約を与えることができます。
QUBIC II：ボロメータ干渉法による分光偏光測定
| Title |
QUBIC_II:_Spectro-Polarimetry_with_Bolometric_Interferometry |
| Authors |
L._Mousset,_M.M._Gamboa_Lerena,_E.S._Battistelli,_P._de_Bernardis,_P._Chanial,_G._D'Alessandro,_G._Dashyan,_M._De_Petris,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_F._Incardona,_S._Landau,_S._Marnieros,_S._Masi,_A._Mennella,_C._O'Sullivan,_M._Piat,_G._Ricciardi,_C.G._Sc\'occola,_M._Stolpovskiy,_A._Tartari,_J.-P._Thermeau,_S.A._Torchinsky,_F._Voisin,_M._Zannoni,_P._Ade,_J.G._Alberro,_A._Almela,_G._Amico,_L.H._Arnaldi,_D._Auguste,_J._Aumont,_S._Azzoni,_S._Banfi,_B._B\'elier,_A._Ba\`u,_D._Bennett,_L._Berg\'e,_J.-Ph._Bernard,_M._Bersanelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_D._Burke,_D._Buzi,_F._Cavaliere,_C._Chapron,_R._Charlassier,_A.C._Cobos_Cerutti,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_S._Dheilly,_C._Duca,_L._Dumoulin,_A._Etchegoyen,_A._Fasciszewski,_L.P._Ferreyro,_et_al._(71_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15119 |
ボロメータ干渉法は、分光イメージングを実行する機能を備えた新しい技術です。ボロメータ干渉計は、広い周波数帯域で空を観測し、物理帯域内のいくつかのサブ帯域で空のマップを再構築できます。これは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と天体物理学の前景を区別するための強力なスペクトル法を提供します。この論文では、ミリメートル波長で空のBモード偏光を測定するように設計された地上の機器である宇宙論のためのQ\＆Uボロメータ干渉計（QUBIC）に基づく例で方法論を説明します。点光源の再構築と銀河の塵のマッピングの特定のケースを検討し、周波数の関数として点広がり関数を特徴付けます。高速ノイズシミュレータと一緒にエンドツーエンドのシミュレーションを使用して、スペクトルイメージングのノイズ特性、特にサブバンド間の相関関係を研究します。QUBICの場合、5つのサブバンドまでのスペクトルイメージングパフォーマンスがほぼ最適であることを示していると結論付けます。
21cmFAST v3：宇宙の21cm信号の3D実現を生成するためのPython統合Cコード
| Title |
21cmFAST_v3:_A_Python-integrated_C_code_forgenerating_3D_realizations_of_the_cosmic_21cm_signal |
| Authors |
Steven_G._Murray,_Bradley_Greig,_Andrei_Mesinger,_Julian_B._Mu\~noz,_Yuxiang_Qin,_Jaehong_Park,_Catherine_A._Watkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15121 |
この簡単なコードペーパーでは、人気のある21cm宇宙論シミュレーター21cmFASTの新しいPythonラップバージョンを紹介します。新しいバージョンv3+は、以前のバージョンの21cmFASTと同じコア機能を維持しますが、シンプルで直感的なインターフェイスと、はるかに高い柔軟性を備えています。この進化は、正式なコラボレーションの作業を表しており、GitHubで公開されている新しいバージョンは、将来のすべてのアップグレードとコミュニティで追加された機能の単一の参照ポイントを提供します。このホワイトペーパーでは、21cmFASTの簡単な使用法とその新機能のいくつかについて説明し、簡単なパフォーマンスベンチマークを提供します。
ルービン天文台LSSTサイエンスパイプラインでのGOTOデータの処理I：同時追加フレームの作成
| Title |
Processing_GOTO_data_with_the_Rubin_Observatory_LSST_Science_Pipelines_I_:_Production_of_coadded_frames |
| Authors |
J._R._Mullaney_(Sheffield),_L._Makrygianni,_V._Dhillon,_S._Littlefair,_K._Ackley,_M._Dyer,_J._Lyman,_K._Ulaczyk,_R._Cutter,_Y._L._Mong,_D._Steeghs,_D._K._Galloway,_P._O'Brien,_G._Ramsay,_S._Poshyachinda,_R._Kotak,_L._Nuttall,_E._Pall\'e,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Aukkaravittayapun,_S._Awiphan,_R._Breton,_U._Burhanudin,_P._Chote,_A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._Eyles-Ferris,_B._Gompertz,_T._Heikkil\"a,_P._Irawati,_M._Kennedy,_T._Killestein,_A._Levan,_T._Marsh,_D._Mata-Sanchez,_S._Mattila,_J._Maund,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_E._Rol,_U._Sawangwit,_E._Stanway,_R._Starling,_S._Tooke,_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15142 |
過去数十年で、広視野で高ケイデンスの調査が急増しました。その中で最も手ごわいのは、ベラC.ルービン天文台が実施する時空のレガシー調査（LSST）です。体系的な時間領域調査天文学の分野は非常に新しいので、LSSTよりも小さく、より柔軟なシステムを使用して、主要な科学的洞察が引き続き得られます。そのような例の1つは、重力波光過渡観測器（GOTO）であり、その主な科学的目的は、重力波イベントの光学的フォローアップです。GOTOやその他の広域で高頻度の調査によるデータ生成の量と速度は、時間領域を完全に活用するためにほぼリアルタイムで動作する必要があるデータ処理パイプラインに重大な課題を提示します。この研究では、RubinObservatoryLSSTSciencePipelinesをGOTOデータの処理に適合させ、この「既成の」パイプラインを使用して他の広域で高頻度の調査からのデータを処理する可能性を探ります。このホワイトペーパーでは、LSSTサイエンスパイプラインを使用して生のGOTOフレームを処理し、最終的にキャリブレーションされた同時追加画像と測光ソースカタログを作成する方法について説明します。測定された位置天文学と測光をPanSTARRSDR1の一致した光源のものと比較した後、測定された光源の位置は通常サブピクセルレベルで正確であり、測定されたLバンド測光は$m_L\で$\sim50$mmagまで正確であることがわかります。$m_L\sim18$でのsim16$および$\sim200$mmag。これらの値は、両方のパイプラインがこの調査で使用された実装を超えてさらに開発および改善されたにもかかわらず、GOTOの主要な社内パイプラインであるGOTOPHOTOを使用して得られた値と比べて遜色ありません。最後に、LSSTサイエンスパイプラインを使用して他の施設からのデータを処理したい場合に他の人が構築できる汎用の「obsパッケージ」をリリースします。
ベラC.ルービン天文台の試運転に推奨されるターゲットフィールド
| Title |
Recommended_Target_Fields_for_Commissioning_the_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
A._Amon,_K._Bechtol,_A.J._Connolly,_S.W._Digel,_A._Drlica-Wagner,_E._Gawiser,_M._Jarvis,_S.W._Jha,_A._von_der_Linden,_M._Moniez,_G._Narayan,_N._Regnault,_I._Sevilla-Noarbe,_S.J._Schmidt,_S.H._Suyu,_C.W._Walter_(The_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15318 |
ベラC.ルービン天文台の試運転チームは、宇宙と時間のレガシー調査（LSST）試運転カメラ、次にルービン天文台LSSTカメラを使用した一連の工学および科学検証観測を計画しています。これらの観測の時間枠はまだ決まっておらず、試運転チームは観測するフィールドを柔軟に選択できます。このドキュメントでは、ダークエネルギー科学コラボレーション（DESC）コミッショニングワーキンググループが、セロパチョンのルービン天文台からの可視性のために季節ごとにグループ化された、DESC関連の科学パフォーマンスのさまざまな側面をテストするのに適したターゲットフィールドの優先リストを示します。推奨されるフィールドには、写真$z$および形状キャリブレーションの目的で完全なLSST深度までの深穴掘削フィールド（DDF）、デブレンディング研究用の完全な深度までのHSTイメージングフィールド、および1年の深度までの$\sim$200平方度の領域が含まれますDESCの広域科学事例の高レベル検証のためのいくつかのフィルターで。また、広いRA範囲にわたる過渡科学のテンプレート構築には、試運転観測が必要になると予想されます。推奨フィールドの詳細な説明と関連する参照が含まれています。このドキュメントは、重複するデータセットとそれらを説明するリファレンスの包括的なリストを提供するため、LSST操作中に引き続き役立つと楽観視しています。
| Title |
Detection_of_asteroid_trails_in_Hubble_Space_Telescope_images_using_Deep_Learning |
| Authors |
Andrei_A._Parfeni,_Laurentiu_I._Caramete,_Andreea_M._Dobre,_Nguyen_Tran_Bach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15425 |
ハッブル宇宙望遠鏡で撮影した単回露光写真の小惑星の軌跡を画像認識するためのディープラーニングのアプリケーションを紹介します。多層の深い畳み込みニューラルネットワークに基づくアルゴリズムを使用して、検証セットで80％を超える精度を報告します。私たちのプロジェクトは、ズーニバースでのハッブル小惑星ハンタープロジェクトによって動機付けられました。機械学習技術は、天文学と天体物理学に密接に関連する問題を解決するのに非常に役立つ可能性があるが、それでも非常に特定のタスクには十分に開発されていないことを示すことを目的としています。
大きな空のモデルでのSAGECalのパフォーマンス
天文機器の感度が高くなるにつれて、キャリブレーションソフトウェアの要件はより厳しくなります。正確なキャリブレーションソリューションがないと、画像の熱雑音レベルに到達せず、機器の科学的出力が低下します。キャリブレーションには、特に周波数の関数としての明るさに関して、既知の特性を持つ明るい光源が必要です。ただし、視野が広い最新の電波望遠鏡の場合、単一の校正ソースでは不十分です。代わりに、何万ものソースを持つ空モデルが必要です。この作業では、SAGECalキャリブレーションパッケージについて、最大50,000のソースを持つこのような複雑な空のモデルの計算負荷を調査します。これらのモデルのソースの半分をポイントソースとして選択し、それらの半分を拡張しました。これはガウスプロファイルで表されます。
MIRISim：JWSTの中赤外線機器のシミュレーター
| Title |
MIRISim:_A_Simulator_for_the_Mid-Infrared_Instrument_on_JWST |
| Authors |
P._D._Klaassen_(1),_V._C._Geers_(1),_S._M._Beard_(1),_A._D._O'Brien_(1),_C._Cossou_(2),_R._Gastaud_(3),_A._Coulais_(3,_4),_J._Schreiber_(5),_P._J._Kavanagh_(6),_M._Topinka_(6,_7),_R._Azzollini_(8),_W._De_Meester_(9),_J._Bouwman_(5),_A._C._H._Glasse_(1),_A._M._Glauser_(10),_D._R._Law_(11),_M._Cracraft_(11),_K._Murray_(11),_B._Sargent_(11),_O._C._Jones_(1),_and_G._S._Wright_(1),_(1_-_UK_ATC,_2_-_CNRS,_3-_CEA,_4-_LERMA,_5_-_MPIA,_6_-_DIAS,_7_-_Masaryk_University,_8_-_UCL,_9_-_KU_Leuven,_10_-_ETH_Zurich,_11_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15710 |
JamesWebbSpaceTelescope（JWST）のMid-InfraredInstrument（MIRI）には、イメージング、4つのコロナグラフ、および低解像度と中解像度の両方の分光モードがあります。MIRI観測をシミュレートできることは、機器の試運転に役立つだけでなく、ユーザーが代表的なデータに精通するのに役立ちます。MIRI機器チームが開発したCalibrationDataProducts（CDP）を使用して、MIRIイメージャと分光計の軌道上性能を模倣するようにMIRI機器シミュレータ（MIRISim）を設計しました。このソフトウェアは、望遠鏡の放射背景や宇宙線などの光路に沿った検出器、スライサー、歪み、およびノイズ源の正確な表現を組み込んでいます。このソフトウェアには、ユーザーがシミュレートする天文シーンを作成できるようにするモジュールも含まれています。MIRISimは、コマンドラインまたはPython内から実行できる公開されているPythonパッケージです。MIRISimの出力は、MIRIユーザーに配信されるのと同じ未校正のデータ形式の検出器画像です。これらには、JWSTキャリブレーションパイプラインによる取り込みに必要なメタデータが含まれています。
AdvancedLIGOを中性子星衝突からのキロヘルツ信号にチューニング
| Title |
Tuning_Advanced_LIGO_to_kilohertz_signals_from_neutron-star_collisions |
| Authors |
Dhruva_Ganapathy,_Lee_McCuller,_Jameson_Graef_Rollins,_Evan_D._Hall,_Lisa_Barsotti_and_Matthew_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15735 |
中性子星衝突の余波でキロヘルツ周波数で生成された重力波は、実験室の実験ではアクセスできない極端な温度と密度での物質の挙動に光を当てることができます。重力波干渉計は、これらの周波数での量子ノイズによって制限されますが、それらの光学構成を介して調整して、マージ後の信号検出の確率を最大化することができます。AdvancedLIGOを合併後の焦点を絞った機器に変えるために、このような2つの調整戦略を比較します。1つは、機器の信号対雑音比を\SI{1}{\kHzよりも大幅に40〜80\％向上させる広帯域調整です。}ベースラインと比較して、低周波数では適度な感度ペナルティがあります。第2に、広帯域チューニングよりもさらに強化された「離調」構成ですが、狭い周波数帯域のみで、他の場所では量子ノイズのパフォーマンスが大幅に低下します。合併後のパラメータにおける機器の損失と不確実性を楽観的に説明することで、デチューンされた機器は、広帯域機器と比較して${\lesssim}40\％$の感度が向上します。
気球搭載望遠鏡のデータ処理システム
JEM-EUSOコラボレーションは、宇宙からの超高エネルギー宇宙線（UHECR）の研究を目的としています。この目標を達成するために、一連のパスファインダーミッションが開発され、観測原理を証明し、機器の技術的準備レベルを上げています。これらの中で、EUSO-SPB2（超高圧気球の極限宇宙宇宙観測所、ミッション2）は、超長時間気球での2つの望遠鏡の打ち上げを予見しています。1つは、大気中のシャワーのUV蛍光放射を介してUHECRを検出するように設計された蛍光望遠鏡です。もう1つは、宇宙線生成タウニュートリノ検出のために、低エネルギー宇宙線およびその他の光学的背景からの直接チェレンコフ放射を測定します。本稿では、2つの望遠鏡のデータ管理と機器制御を行うために設計されたデータ処理システムについて説明します。これは、フロントエンドの電子機器を制御し、GPSシステムを介して到着時間とペイロード位置でイベントにタグを付け、イベントの時刻同期のための信号を提供し、望遠鏡のライブ時間とデッドタイムを測定する複合体です。さらに、データ処理システムは、データストレージ用の大容量メモリを管理し、ハウスキーピングモニターを実行し、電源のオンとオフのシーケンスを制御します。NASAの超高圧プログラムの目標飛行時間は100日であるため、電子機器とデータ処理の要件は非常に厳しいものです。このシステムは、加圧されていない環境で高地で動作するため、熱放散の技術的課題が発生します。
周連星円盤をもつ恒星バイナリーにおけるスピン軌道相互作用の励起：DIヘルクレス座への応用
| Title |
Excitation_of_Spin-Orbit_Misalignments_in_Stellar_Binaries_with_Circumbinary_Disks:_Application_to_DI_Herculis |
| Authors |
Kassandra_R._Anderson,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15122 |
DIHerculis恒星バイナリシステムの大きなスピン軌道相互作用は、異常に遅い近点移動速度の数十年にわたるパズルを解決しましたが、忘却の起源に関する新たな疑問を提起しました。この論文は、適度に傾斜した周連星円盤をホストしている恒星のバイナリーにおける傾斜角の進化を調査します。ディスク軸とバイナリ軸が相互歳差運動を行うと、各偏平星はそのコンパニオンスターからのトルクを受け、スピン軸と軌道軸が相互歳差運動を起こします。風と降着の組み合わせによってディスクが質量を失うと、システムは高傾斜のカッシーニ状態（スピン軌道共鳴）に捕らえられる可能性があります。最終的な傾斜は、ディスクの分散の詳細によって異なります。粘性降着と光蒸発によるディスク分散をエミュレートするための単純なディスクモデルを構築し、DIヘルクレス座で観測された傾斜を生成するために必要なディスク特性を特定します。ディスクは大容量である必要があります（少なくともバイナリ質量の$10\％$）。バイナリへの降着が抑制されている場合、観測された高い恒星の傾斜は$\sim5^\circ-10^\circ$のバイナリディスク傾斜で再現されますが、かなりの降着が発生する場合は、傾斜を大きくする必要があります、$\sim20^\circ-30^\circ$。中程度の降着が発生した場合、最初はディスクの質量がゆっくりと失われる必要がありますが、最終的には、おうし座T星の周りのディスクで観測された2つのタイムスケールの動作と同様に、残りの質量が突然失われます。バイナリ軌道上のスピンフィードバックにより、傾斜角が進化するにつれてバイナリディスクの傾きが減衰します。これは、標準のカッシーニ状態の処理にはない機能です。
晩期型星におけるリチウムの3DNLTEスペクトル線形成
正確に知られている恒星のリチウムの存在量は、ビッグバン元素合成、放射状の移動、星や星団の年齢、惑星の巻き込みイベントなど、さまざまな天体物理学的現象に光を当てるために使用できます。3次元（3D）流体力学的恒星大気モデルのSTAGGERグリッド全体で非局所熱力学的平衡（NLTE）で計算された合成リチウムスペクトルのグリッドを提示します。このグリッドは、$T_{\rm{eff}}=4000$-7000K、$\logg=にまたがる、FGKタイプの矮星と巨人を表す恒星パラメータの610.4nm、670.8nm、および812.6nmの3つのLi線をカバーしています。1.5$-5.0、$[\rm{Fe}/\rm{H}]=-4.0$-0.5、および$\textrm{A（Li）}=-0.5$-4.0。バックグラウンド不透明度によるUVリチウム線のブロッキングの以前は見過ごされていたNLTE効果により、アバンダンス補正は以前の作業よりも最大0.15dex負であることがわかります。これは、幅広い科学事例に重要な影響を及ぼします。$\textrm{A（Li）}=0.96\pm0.05$の新しい3DNLTE太陽存在比を導き出します。これは、一般的に使用される値より0.09dex低くなります。ブレイザブリクパッケージを通じて、合成スペクトルとアバンダンス補正のグリッドを公開しています。このパッケージには、ラインプロファイルのクリギング（ガウスプロセス回帰）、およびNLTE補正と3DNLTEのMLP（多層パーセプトロン、完全に接続されたフィードフォワードニューラルネットワークのクラス）に基づく方法を通じて、グリッドを任意の恒星パラメーターに正確に内挿する方法が含まれています。同等の幅からの存在量、0.01dex程度の補間誤差を達成します。
有効温度が$T$=10kKから$T$=26kKの範囲のさまざまなWDモデルについて、動的潮汐によって引き起こされるヘリウム白色矮星（WD）のフラックス変動を研究します。線形順序では、動的潮汐が高温のWDで観測されたフラックスを大幅に混乱させる可能性があることがわかります。温度が$T\gtrsim14$kKの場合、公転周期が$P_{\rmorb}\simeq20-60\、{\rmmin}の場合、動的潮汐によってフラックスのわずかな変化が1％を超える可能性があります。$。動的潮汐によるフラックス変調と平衡潮汐によるフラックス変調（つまり、楕円体の変動性）の比率は、WDの半径が小さくなるにつれて増加し、WDの半径が$R\lesssim0の場合、O（10）を超える可能性があります。03R_\odot$。軌道運動と同相である楕円体の変動とは異なり、動的潮汐によって引き起こされる脈動は、実質的な位相シフトを持っている可能性があります。一方、$T\lesssim10$kKのコールドWDは、動的な潮汐のために観測可能な脈動を示す可能性は低いです。より短い軌道周期では、動的潮汐は非常に非線形になる可能性があります。波を一方向進行波として扱うことでこの体制を概算し、フラックスの変動は通常0.1％〜1％に減少し、過剰位相は90度になる可能性が高いことがわかります（ただし、大きな不確実性があります）。進行波の限界でも、動的潮汐によるフラックスの摂動は、$R\lesssim0.02R_\odot$のコンパクトなWDの楕円体の変動を超える可能性があります。さらに、低次の娘pモードを駆動する自己結合された親gモードによって支配される軌道周波数の4倍で振動する非線形フラックス摂動を推定します。非線形フラックス変動は、$T\gtrsim26$kKおよび1％線形フラックス変動を持つ非常に高温のWDモデルの線形変動のほぼ50％になる可能性があります。したがって、動的潮汐による線形および非線形フラックス変動の両方が、重要な観測的特徴を持っている可能性が高いと予測します。
近くの磁気クールDZ白色矮星PMJ08186-3110
| Title |
The_nearby_magnetic_cool_DZ_white_dwarf_PM_J08186-3110 |
| Authors |
Adela_Kawka,_St\'ephane_Vennes,_Nicole_F._Allard,_T._Leininger,_F._X._Gad\'ea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15319 |
近くの、涼しい、磁気のDZ白色矮星PMJ08186-3110の測光、分光、および分光偏光データの分析を提示します。高分散スペクトルは、92kGの表面平均磁場の存在により、ゼーマン分割スペクトル線の存在を示しています。強いマグネシウムとカルシウムの線は、高密度で涼しいヘリウムが豊富な大気中で中性ヘリウムとの相互作用によって形作られた拡張された翼を示しています。重元素の存在量は10年間隔で取得されたスペクトル間で異なることがわかりましたが、これらの変動のタイムスケールを確立することはできませんでした。このような変動は、磁化された大気の表面存在量の変動に関連している可能性があります。最後に、体積が制限されたサンプルでは、有効温度が7000K未満のDZ白色矮星の約40％が磁性を帯びていることがわかります。
太陽対流に対する回転の影響
この論文では、太陽対流層内の主要な動的、熱、および回転のバランスについて考察します。理由は次のとおりです。コリオリの力は圧力勾配のバランスを取ります。バックグラウンドの渦の伸長、傾圧トルク、および非線形移流のバランスが一緒になります。乱流フラックスは、放射拡散では不可能な太陽光度のどの部分を伝えます。これらの4つの関係は、既知の物理量に関して厳密に支配的な長さスケールと動的振幅の推定値を決定します。対流の動的ロスビー数は、表面近くのせん断層の下で1未満であり、強い回転拘束を示していると予測します。また、対流層の大部分で約30Mmの特徴的な対流長さスケールを予測します。これらの推論は、100〜200Mmスケールで弱い流れの振幅を明らかにする最近の観測を説明するのに役立ちます。
IRISで観測された磁気リコネクション中のミニ太陽フレアの多熱大気
| Title |
Multi_thermal_atmosphere_of_a_mini_solar_flare_during_magnetic_reconnection_observed_with_IRIS |
| Authors |
Reetika_Joshi,_Brigitte_Schmieder,_Akiko_Tei,_Guillaume_Aulanier,_Juraj_L\"orin\v{c}\'ik,_Ramesh_Chandra,_and_Petr_Heinzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15401 |
高い空間および時間分解能を備えたインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）は、磁気リコネクション中の太陽彩層およびコロナル活動の優れたプラズマ診断をもたらします。この作業の目的は、IRISとSolarDynamicsObservatory（SDO）機器で観測された2つの新しい磁束（EMF）の間にミニフレアを形成するジェットベースでのプラズマの微細構造とダイナミクスを研究することです。MgII、CII、およびSiIVイオンのスペクトル範囲で観測されたIRISスペクトルの時空間分析に進みます。MgIIラインからのドップラー速度は、クラウドモデル手法を使用して計算されます。再接続サイト（ジェットベース）で観測された青い翼が伸びた強い非対称のMgIIおよびCIIラインプロファイルは、2つの彩層温度雲の存在によって解釈されます。約36km/s）。同時に同じ場所（ジェットベース）で、いくつかの遷移領域線（OIVやSiIVなど）の強い発光、バルマー連続体のMgII三重線の発光、およびSiIVの広いプロファイルで識別された彩層線の吸収があります。観察され、分析された。このようなIRIS線と連続体の放出の観測により、再接続電流シートで、視線に沿って異なる温度の複数の層を持つ白色光ミニフレア大気の成層モデルを提案することができます。雲モデル技術を使用して、ジェット方向に垂直に放出された冷たい雲の高速（おそらくAlfv\'enicフロー）を定量化できたのは初めてです。放出された雲は、再接続前に2つのEMFの間に閉じ込められたプラズマから来ているか、再接続中にサージのように彩層温度（冷たい）上昇流物質によって引き起こされたと推測されます。
進化の少ない段階での複数の星の種族：NGC1978における主系列星の矮星間の化学的変動の検出
| Title |
Multiple_stellar_populations_at_less_evolved_stages:_detection_of_chemical_variations_among_main-sequence_dwarfs_in_NGC_1978 |
| Authors |
Chengyuan_Li,_Baitian_Tang,_Antonino_P._Milone,_Richard_de_Grijs,_Jongsuk_Hong,_Yujiao_Yang,_Yue_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15447 |
化学組成が異なる複数の星の種族（MP）は、古いGC（10Gyrより古い）の排他的な機能ではありません。実際、最近の研究では、マゼラン雲の若いクラスター（$\sim$2〜6Gyr-old）も、進化した星の間で星ごとの化学的変化を示していることが明らかになっています。ただし、MPがこれらの中年クラスターのあまり進化していない小人の中に存在するかどうかはまだ不明です。この作業では、MPを備えた最年少のクラスターである$\sim$2Gyr-oldクラスターNGC1978でGKタイプの矮星間の化学的変動を検索します。ハッブル宇宙望遠鏡からの深紫外線と視覚観測を利用して、MS星間の窒素（N）と酸素（O）の変動を抑制します。これを行うために、NとOに敏感な適切な測光図を、単純な星の種族とMPの合成図と比較します。NGC\、1978のG型およびK型MS星はMPをホストしていると結論付けます。私たちの統計分析によると、窒素と酸素の詳細な分布に応じて、Nに富む星の割合は$\sim$40\％から$\sim$80\％の範囲です。
マゼラン雲のクールな超巨星間の多様性
高質量星の多様性の特徴づけは、それらの進化、観測されたコア崩壊超新星の多様性、および重力波前駆体システムの形成を理解するために基本的に重要です。それにもかかわらず、最近まで、大規模な星の進化の最終段階の1つであるクールな超巨星段階は比較的注目されていませんでした。この研究では、大小のマゼラン雲（それぞれLMCとSMC）のクールな超巨星（CSG）間の多様性を調査することを目的としています。これを行うために、40年以上のベースラインにまたがるLMCおよびSMCからの1000を超えるCSGの広範なアーカイブ視線速度（RV）測定値をまとめます。各星表のRV測定値をガイアDR2参照フレームに統計的に補正することにより、これらの多様な観測を効果的に比較することができます。RVの変動が固有の変動によって説明できない45のCSGを特定し、したがって、バイナリシステムと見なされます。SMCの場合は$15\pm4\％$、LMCの場合は$14\pm5\％$の最小バイナリ分数を取得します。これらの結果を組み合わせて、CSGの最小バイナリ分数$15\pm3\％$を決定します。これらの結果は、観測バイアスを説明するために補正を適用する以前の結果とよく一致しています。これらの結果は、CSGのバイナリフラクションがメインシーケンスの対応物よりも大幅に低いという仮説に強みを追加します。今後は、CSGバイナリシステムのパラメータ空間全体をカバーするために、長いベースラインのマルチエポック分光調査の必要性を強調します。
フレアレート、ローテーション期間。 15パーセク以内の中期から後期のM矮星の体積完全サンプルの分光学的活動指標
| Title |
Flare_Rates,_Rotation_Periods._and_Spectroscopic_Activity_Indicators_of_a_Volume-Complete_Sample_of_Mid-to-Late_M_dwarfs_within_15_Parsecs |
| Authors |
Amber_A._Medina,_Jennifer_G._Winters,_Jonathan_M._Irwin,_and_David_Charbonneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15635 |
TESSミッションの最初の年に観測された、15パーセク内の質量が0.1$-$0.3$M_\odot$の125個の単一星のフレア率、自転周期、および分光学的活動指標の研究を提示し、解明することを目的としています。これらのさまざまな磁気的に接続された現象間の関係。各ターゲットのマルチエポック高解像度スペクトルを収集し、アクティビティインジケーターHeliumID$_3$、$H\alpha$、および8542.09オングストロームでのCalcium赤外線トリプレットラインの同等の幅を測定しました。MEarth測光からの18の新しい自転周期と、TESS測光からの19の新しい自転周期を示します。1392フレアのカタログを提示します。感度を補正した後、すべての星のフレア度数分布の傾きが$\alpha$=1.98$\pm$0.02の標準値を持つことがわかります。TESSバンドパスでE=3.16$\times$10$^{31}$エルグを超えるエネルギーでの1日あたりのフレア率であるR$_{31.5}$を決定します。$H\alpha$EW=-0.71オングストロームの臨界値を下回ると、logR$_{31.5}$は$H\alpha$放出の増加とともに直線的に増加することがわかります。この値を超えると、logR$_{31.5}$は急速に減少します。星は2つのグループに分けられます。26％の放射は$H\alpha$で、フレア率は高く、典型的な値はlogR$_{31.5}$=-1.30$\pm$0.08で、ロスビー数は$<$0.50です。。残りの74％は、放出に$H\alpha$をほとんどまたはまったく示さず、logR$_{31.5}$$<$-3.86を示し、これらの星の大部分はTESS観測中に単一のフレアを示していません。
1938年1月の極端な嵐の激しさと進化
| Title |
The_intensity_and_evolution_of_the_extreme_storms_in_January_1938 |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Kentaro_Hattori,_Alexei_A._Pevtsov,_Yusuke_Ebihara,_Margaret_A._Shea,_Ken_G._McCracken,_Ioannis_A._Daglis,_Ankush_Bhaskar,_Paulo_Ribeiro,_Delores_J._Knipp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15762 |
大規模な太陽噴火は、時折、惑星間コロナ質量放出（ICME）を地球に向け、重大な地磁気嵐と低緯度オーロラを引き起こします。単一の極端な嵐は現代文明にとって重大な脅威ですが、嵐は時折順番に現れ、相乗的に作用して、地球に「完全な嵐」を引き起こします。1938年1月の嵐の間隔はそのようなケースの1つでした。ここでは、現代の記録を分析して、それらの発生源の活動領域、太陽噴火、ICME、地磁気嵐、低緯度オーロラ、および宇宙線（CR）の変動に関する時系列を明らかにします。地磁気記録によると、1月17/18日（Dcx〜-171nT）、1月21/22日（Dcx〜-328nT）、1月25/26日（Dcx〜-336nT）に3つの嵐が連続して発生した。宇宙線の変動と突然の嵐の始まりの振幅は、最初のICMEの影響が最大であり（CRが約6％減少し、SSCで72nT）、その後の嵐に関連するICMEがより穏やかである（約3CRの％減少とSSCの63nT;CRの約2％の減少とSSCの63nT）。興味深いことに、1月16/17日に重大な太陽粒子現象が発生し、チェルトナム電離箱は地表レベルの上昇の可能性を示しました。最初の嵐の間、オーロラは中緯度であまり見えませんでしたが、2番目と3番目の嵐の間、オーロラの楕円の赤道方向の境界は、不変の緯度で40.3{\deg}と40.0{\deg}まで拡張されました。このコントラストは、最初のICMEがおそらくより速く、全体のマグニチュードは高いが、南向きの成分は小さいことを示しています。
BaからWまでの元素のiプロセス元素合成に対する不安定同位体の（n、$ \ gamma $）反応速度の不確実性の影響
| Title |
The_impact_of_(n,$\gamma$)_reaction_rate_uncertainties_of_unstable_isotopes_on_the_i-process_nucleosynthesis_of_the_elements_from_Ba_to_W |
| Authors |
Pavel_A._Denissenkov_(UVic),_Falk_Herwig_(UVic),_Georgios_Perdikakis_(CMU)_and_Hendrik_Schatz_(MSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15798 |
CEMP-r/s星のn-捕獲要素の異常な存在量は、多くの場合、中間のn密度元素合成のシミュレーション予測$N_\mathrm{n}\sim10^{13}$-$10^と非常によく一致しています。{15}\mathrm{cm}^{-3}$、急速に降着する白色矮星（RAWD）。$^{131}$Iから$^{189}までの164の不安定同位体の（n、$\gamma$）反応速度の不確実性の影響を判断するために、このiプロセス元素合成のモンテカルロシミュレーションを実行しました。$Hf、BaからWまでの18元素の存在量の予測。影響調査は、$N_\mathrm{n}=3.16\times10^{14}\\の定数値を持つ2つの代表的な1ゾーンモデルに基づいています。mathrm{cm}^{-3}$および$N_\mathrm{n}=3.16\times10^{13}\\mathrm{cm}^{-3}$で、現実的なマルチゾーンシミュレーションに基づく[Fe/H]$\、=-2.6$のRAWDモデルでHを同伴するHeシェル対流の恒星進化モデル。選択した要素のそれぞれについて、ハウザー-フェッシュバッハ計算によって制約された速度変動と予測された存在量との間に最も強い相関関係がある最大2つの（n、$\gamma$）反応を、ピアソンの積-モーメント相関係数$で特定しました。|r_\mathrm{P}|>0.15$。CEMP-r/s星CS31062-050のBaとPrの予測された存在量と観測された存在量の間の考えられる不一致は、反応速度$^{137}$Cs（n、$\gamma）があれば大幅に減少する可能性があることがわかります。）^{138}$Csが削減され、$^{141}$Ba（n、$\gamma）^{142}$Baまたは$^{141}$La（n、$\gamma）^{のレートが減少しました。142}$Laが増加しました。（要約）
暗黒物質については、標準模型やそれ自体と相互作用しない、あるいは非常に弱く相互作用するという事実以外にはほとんど知られていません。それらの相互作用に対するノーゴー定理の歴史を考えると、自然な候補はより高いスピン場です。ここでは、より高いスピン（スピン$s>2$）の暗黒物質のシナリオを開発します。インフレーション中の超重いボソン高スピン場の重力生成が、今日私たちが観察するすべての暗黒物質を提供できることを示します。観測可能なシグニチャを検討し、方向性直接検出におけるボソン高スピン暗黒物質の潜在的な特徴的なシグニチャを見つけます。宇宙マイクロ波背景放射におけるより高いスピン場の振動インプリントを補完する、二重微分反跳率への明確なスピン依存の寄与があることがわかります。高スピンフェルミ粒子と超対称高スピンへの拡張を検討します。
GCEの候補としてのCP対称性の破れのヒッグスポータル暗黒物質の詳細
過去10年間に、統計的に有意な過剰のガンマ線が銀河センターで報告され、確実に確認されています。大きな局所暗黒物質密度は、この銀河中心過剰（GCE）が新しい物理学に起因する可能性があることを示唆しており、実際、この信号は、主にWIMP-スケール断面。この論文では、ヒッグスポータルを介して消滅するマヨラナ暗黒物質をこの信号の候補ソースと見なします。ヒッグス結合における大きなCP対称性の破れは、散乱率を大幅に抑制するのに役立つ可能性があります。特に、2つの最小UV補完、一重項-二重項モデルと二重項-三重項モデルの現象論を調査し、現在の実験的制約を尊重しながら実行可能な信号を与えることができる利用可能なパラメーター空間をマップします。
papaya2：2D既約ミンコフスキーテンソル計算
科学的および技術的領域での一般的な課題は、形状と形状の定量的記述です。顕微鏡画像や天文観測データの分析に。多くの場合、サンプルは異方性であるため、またはコンダクタンスや弾性などの方向に依存する量が重要であるため、多孔性や表面対体積比などのスカラー形状メトリックを超えることが望ましいです。ミンコフスキーテンソルは、多用途で堅牢な高次形状記述子の体系的なファミリであり、任意の次数の形状の特性評価を可能にし、方向に依存するプロパティの体系的な構造と関数の関係へのパスを約束します。Papaya2は、ライブラリインターフェイス、IrreducibleMinkowskiTensorsのサポート、および補間されたマーチングスクエアを使用して、2D高次形状メトリックを計算するソフトウェアです。Matlab、JavaScript、Pythonの拡張機能も提供されています。慣性テンソルは多くのツールで計算されますが、2Dでより高いランクの形状特性を提供する他のオープンソースソフトウェアは認識していません。
コンパクトバイナリの離心率の進化と重力波物理学への応用
| Title |
Eccentricity_evolution_of_compact_binaries_and_applications_to_gravitational-wave_physics |
| Authors |
Vitor_Cardoso,_Caio_F._B._Macedo,_Rodrigo_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15151 |
コンパクトなバイナリからの重力波の検索は、波の放出が軌道を循環させるという理論的根拠とともに、主に準円運動に焦点を合わせています。ここでは、天体物理学的環境（降着円盤など）または他の基本的な相互作用を考慮した場合の、この結果の一般性を研究します。私たちは、ブラックホール連星の合体と軌道に対応する電磁気の可能性だけでなく、新しい物理学の煙を吐く銃としての離心率の使用の可能性にも動機付けられています。i）スカラー、ベクトル、重力波などの放射メカニズムからの逆反応が軌道運動を循環させることがわかります。ii）対照的に、降着や力学的摩擦などの環境効果は、バイナリの離心率を高めます。したがって、離心率の進化を決定するのは、放射メカニズムと環境効果の間の競争です。私たちは、重力放射と力学的摩擦力を含む断熱アプローチの中でこの競争を研究します。重力放射が運動を支配し、システムの離心率が減少する臨界的な準主軸があることを示します。ただし、環境が支配的な段階から継承された離心率はかなりのものになる可能性があり、特にLISAソースに影響を与える可能性があります。GW190521のようなソースの例を提供します。
統計データ品質情報のGstLAL検索分析への組み込み
| Title |
Incorporation_of_Statistical_Data_Quality_Information_into_the_GstLAL_Search_Analysis |
| Authors |
Patrick_Godwin,_Reed_Essick,_Chad_Hanna,_Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Chiwai_Chan,_Jolien_D._E._Creighton,_Heather_Fong,_Erik_Katsavounidis,_Ryan_Magee,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Soichiro_Morisaki,_Debnandini_Mukherjee,_Hiroaki_Ohta,_Alexander_Pace,_Iris_de_Ruiter,_Surabhi_Sachdev,_Leo_Tsukada,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Leslie_Wade,_Madeline_Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15282 |
AdvancedLIGOとVirgoの3回目の観測実行で、整合フィルター重力波検索パイプラインであるGstLALの更新を紹介します。GstLALの多次元尤度比ランキング統計への統計データ品質情報の組み込みと、1つの検出器でのみ検出された重力波候補を検索するための追加の改善について説明します。統計データ品質情報は、干渉計の補助状態を使用して重力波データの短期間の過渡ノイズの存在を推測するデータ品質パイプラインであるiDQによって提供されます。これは、2015年のLIGOの最初の観測実行前からほぼリアルタイムで動作しています。.GstLALのランキング統計にiDQ情報を含めることによるパフォーマンスとノイズ除去への影響を調べ、2つのケーススタディに焦点を当てて、GWTC-2カタログでGstLALの結果について説明します。GW190424A、GstLALによって発見された単一検出器の重力波イベントであり、雷雨の影響を受けたリヴィングストンでの一定期間。
プラズマでのモード変換と周期倍分岐-液体ルビジウムを用いたAlfv \ 'en-Wave実験における$ \ beta $ Unity
| Title |
Mode_Conversion_and_Period_Doubling_at_Plasma-$\beta$_Unity_in_an_Alfv\'en-Wave_Experiment_with_Liquid_Rubidium |
| Authors |
F._Stefani,_J._Forbriger,_Th._Gundrum,_T._Herrmannsd\"orfer,_J._Wosnitza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15565 |
ドレスデン高磁場研究所（HLD）での液体ルビジウムを用いたAlfv\'en-wave実験を報告します。最大63Tに達すると、パルス磁場は、Alfv\'en速度が音速（プラズマ-$\beta$1）に等しくなる臨界値54Tを超えます。このしきい値では、適用された8kHzCW励起の周期倍増が観察されます。これは、磁気音波とアルフベン波の間のパラメトリック共振の明確なフットプリントです。
カーブラックホールがきちんと変形することができるかどうかという未解決の問題は、基本的な物理学と重力波天文学に深い意味を持っています。弱くゆっくりと変化するが、それ以外は恣意的な多極潮汐環境に埋め込まれたカーブラックホールを考えます。ゲージ不変のワイルスカラー$\psi_0$の静的Teukolsky方程式を解き、一般的な調和指数$\ell$に対して、入射放射線ゲージで対応するメトリック摂動を再構築することにより、カーブラックの線形応答を計算します。潮汐場への穴。この線形応答は、シュワルツシルトブラックホールと回転するブラックホールの軸対称摂動に対して同じように消滅します。ただし、回転するブラックホールの非軸対称摂動の場合、線形応答は消失せず、摂動されたカージオメトリのジェロック-ハンセン多重極モーメントに寄与します。アプリケーションとして、誘導された四重極モーメントを四重極潮汐場に結合する回転ブラックホール潮汐愛数をブラックホールスピンの線形順序に明示的に計算し、それに対応する潮汐愛テンソルの概念を導入します。最後に、これらの誘導された四重極モーメントが、潮汐重力環境と相互作用する回転体の潮汐トルクのよく知られた物理現象と密接に関連していることを示します。
