スニヤエフ・ゼルドビッチ効果に対する修正重力の影響
| Title |
The_impact_of_modified_gravity_on_the_Sunyaev-Zel'dovich_effect |
| Authors |
Myles_A._Mitchell_(1),_Christian_Arnold_(1),_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo_(2,3,1),_Baojiu_Li_(1)_((1)_ICC,_Durham,_(2)_MPA,_Garching,_(3)_Excellence_Cluster_ORIGINS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00013 |
スニヤエフ・ゼルドビッチ効果の熱（tSZ）および運動学（kSZ）成分の角度パワースペクトルに対する、非常に異なるスクリーニングメカニズムを組み込んだ2つの一般的な修正重力理論の効果を研究します。スクリーニングされた修正重力と完全な銀河形成モデルの両方を同時に組み込んだ最初の宇宙論的シミュレーションを使用して、Hu-Sawicki$f（R）$重力と法線の強化された重力によってtSZとkSZのパワースペクトルが大幅に強化されることがわかります。-ブランチDvali-Gabadadze-Porratiモデル。非放射シミュレーションと完全物理シミュレーションの組み合わせを使用すると、後者に存在する余分なバリオン物理が、角度スケール$l\gtrsim3000$のtSZパワーと、テストされたすべてのスケールのkSZパワーを抑制するように作用することがわかります。モデルの違いに大きな影響を与えることがわかりました。私たちの結果は、現在完全には理解されていないバリオンプロセスに対する制約の感度を理解するために十分な作業が行われている場合、現在および今後の調査からのデータを使用して、tSZおよびkSZパワーを大規模な重力の強力なプローブとして使用できることを示しています。
有限温度超流動における力学的摩擦、およびろ座矮小楕円体
| Title |
Dynamical_friction_in_finite_temperature_superfluids,_and_the_Fornax_dwarf_spheroidal |
| Authors |
S._T._H._Hartman,_H._A._Winther,_D._F._Mota |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00116 |
本研究の目的は、有限温度の超流動背景を移動する巨大な物体に作用する重力抗力、いわゆる力学的摩擦をよりよく理解することです。これは、ゼロ以外の温度を必要とする、または銀河内で加熱された、弱い自己相互作用を持つ軽いスカラー粒子からなる暗黒物質のモデルに関連しています。力学的摩擦の式は、線形摂動理論を使用して導出され、非線形効果が含まれている数値シミュレーションと比較されます。線形結果をテストして改善した後、それは矮小楕円体銀河ろ座とその5つの重力結合球状星団に適用されます。これらの球状星団が力学的摩擦によってホストハローに沈むと予想される速度を推定することにより、超流動暗黒物質パラメーター空間の限界が推測されます。有限温度超流動における力学的摩擦は、熱の寄与が大きい場合でも、ゼロ温度限界と非常によく似た振る舞いをすることがわかります。ただし、超流動の臨界速度が含まれている場合、摩擦力はゼロ温度値から従来の流体の値に遷移する可能性があります。摂動物体の質量を増やすと、臨界速度を下げる場合と同様の遷移が発生します。ろ座とその球状星団に適用すると、文献でゼロ温度超流動に好まれるパラメータ空間は、観測と一致する減衰時間をもたらすことがわかります。しかし、現在の研究は、好ましいパラメータ空間を変えると予想される温度を上げると、減衰時間が短すぎる可能性があり、したがって暗黒物質の有限温度超流動モデルに問題を引き起こす可能性があることを示唆しています。
| Title |
Stability_and_pulsation_of_the_first_dark_stars |
| Authors |
Tanja_Rindler-Daller,_Katherine_Freese,_Richard_H.D._Townsend,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00231 |
宇宙で最初に形成された明るい天体は、「普通の」核融合によって動力を与えられた星ではなく、弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の形で暗黒物質（DM）の消滅によって動力を与えられた「ダークスター」（DS）であったかもしれません。。発見された場合、DSはDMモデルをテストするための独自のラボを提供できます。DSは$M_\odot$のオーダーの質量で生まれ、数百万の太陽質量に成長する可能性があります。この作業では、質量が$\sim\までの初期のDSの特性を調査します。1000\、M_\odot$、重量$100$GeVのWIMPSを燃料とします。DMエネルギー源の以前の実装を恒星進化コードMESAに改善します。DSの成長が天体物理学的効果によって制限されないことを示します：最大$\sim\！1000\、M_\odot$は動的な不安定性を示しません。DSは、超エディントン風によって引き起こされる質量損失の影響を受けません。WIMP消滅ごとに注入されたエネルギーが星全体で一定であるという以前の研究の仮定をテストします。この仮定を緩和しても、DSのプロパティは変更されません。さらに、線形脈動コードGYREを使用して、非断熱脈動モードを初めて調査するDS脈動を研究します。$\sim\！よりも小さい質量のDSの音響モードが見つかります。200\、M_\odot$は、水素またはヘリウムが（部分的に）イオン化されている層の$\kappa-\gamma$および$\gamma$メカニズムによって励起されます。さらに、脈動によって引き起こされる可能性のある質量損失率は、降着率と比較して無視できることを示します。
$ H_0 $の遅い時間の直接測定とダークエネルギーセクターへの影響の（勇敢な）組み合わせ分析
| Title |
A_(brave)_combined_analysis_of_the_$H_0$_late_time_direct_measurements_and_the_impact_on_the_Dark_Energy_sector |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00246 |
Cepheids-SNIa、TRGB-SNIa、Miras-SNIa、Maser、TullyFisher、SurfaceBrightnessFluctuations、SNII、およびTime-delayLensingに基づく16のハッブル定数測定を組み合わせて、最高の{\itoptimistic}$H_0を取得します。$見積もり、つまり$H_0=73.27\pm0.76$km/s/Mpcat68\％CL。これは$\Lambda$CDMモデルで$6.4\sigma$の緊張状態にあるため、緊張を緩和できる拡張ダークエネルギー宇宙論モデルへの影響を評価します。$w$CDMシナリオでファントムダークエネルギーの状態方程式の$5\sigma$以上の証拠が見つかり、$w_0w_a$CDMモデルでは$3\sigma$以上、$6\sigma以上で宇宙定数が除外されました。IDEシナリオにおけるダークマターとダークエネルギー間の結合の$証拠。最後に、結果のロバスト性を確認し、ハッブル定数の2つの追加の組み合わせを引用します。これは、{\itconservative}と{\itultra-conservative}と呼ばれ、Cepheids-SNIaと時間遅延レンズを削除します。ベースの測定、および新しい物理学の証拠が確認されていることを発見します。
プランク衛星によって測定された宇宙マイクロ波異方性パワースペクトルの最近の測定は、99ドル以上の信頼水準で閉じた宇宙を好むことを示しています。しかし、そのようなシナリオは、Ia型超新星の光度距離を含むいくつかの低赤方偏移の観測量と一致していません。ここでは、InteractingDarkEnergy（IDE）モデルが、閉じた宇宙におけるPlanckとSupernovaeIaデータ間の不一致を緩和できることを示します。したがって、IDE宇宙論は、さまざまな基準宇宙論における多くの観測的緊張に対する解決策を提供できるため、非常に魅力的なシナリオのままです。ここに提示された結果は、宇宙論データのより広範な分析を強く支持し、通常の平坦性と真空エネルギーの仮定を緩和することで、理論と観測の間のより良い一致につながる可能性があることを示唆しています。
グローバル21cm宇宙論のための銀河の前景とビームの色度のモデリング
| Title |
Modelling_the_Galactic_Foreground_and_Beam_Chromaticity_for_Global_21-cm_Cosmology |
| Authors |
Joshua_J._Hibbard,_Keith_Tauscher,_David_Rapetti,_Jack_O._Burns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00549 |
グローバル21cm信号実験のビーム加重前景を特徴付けてモデル化するために、銀河スペクトル指数と空の輝度温度の両方の分析モデルと観測モデルをさまざまな角度を持つビームのシミュレーションと組み合わせた基底固有ベクトルを生成する方法を提示します。スペクトル依存性とポインティング。それぞれの組み合わせにより、独自のビーム加重前景が作成されます。特異値分解（SVD）を使用して各前景モデルに適合する固有ベクトルを生成することにより、ビーム加重前景のコンポーネントを変更した場合の影響を調べます。アクロマティックで等方性のビームをモデル化するための固有ベクトル（理想的なケース）は、使用される重み付けされていない前景モデルに関係なくほぼ同一であり、多項式ベースのモデルと実質的に区別がつかないことがわかります。異方性の有彩色ビームが前景に重みを付ける場合、ただし、前景の空間構造とスペクトル構造の間に結合が導入され、固有ベクトルが多項式モデルから離れる方向に歪んで、ビームの正確な特徴（色度、パターン、ポインティング）および前景（スペクトルインデックス、空の明るさの温度マップ）。ビームは前景モデルよりも固有ベクトルに大きな影響を与えることがわかります。歪みを考慮しないモデルでは、6パラメーターの単一スペクトル近似で$\sim10$〜$10^3$ケルビンのオーダーのRMS不確実性が生じる可能性があります。ただし、ビームがSVDとトレーニングセットを使用して直接組み込まれる場合、結果として得られる固有ベクトルはミリケルビンレベルの不確実性をもたらします。空の十分に詳細な説明があれば、正確なビーム加重前景モデルを生成する目的で、適切に特性化されたビームを使用した特定の実験に私たちの方法論を適用できます。
宇宙の放射線が支配的な相で形成された原始ブラックホールのスピン：一次効果
| Title |
Spins_of_primordial_black_holes_formed_in_the_radiation-dominated_phase_of_the_universe:_first-order_effect |
| Authors |
Tomohiro_Harada,_Chul-Moon_Yoo,_Kazunori_Kohri,_Yasutaka_Koga,_Takeru_Monobe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00710 |
宇宙の放射が支配的な相で形成された原始ブラックホール（PBH）の無次元カーパラメータ$a_{*}$の初期値の標準偏差は、狭いパワースペクトルの摂動の一次と推定されます。得られた式は$\sqrt{\langlea_{*}^{2}\rangle}\sim6.5\times10^{-4}（M/M_{H}）^{-1/3}\sqrt{です。1-\gamma^{2}}[1-0.072\log_{10}（\beta_{0}（M_{H}）/（1.3\times10^{-15}））]^{-1}$、ここで、$M_{H}$、$\beta_{0}（M_{H}）$、および$\gamma$は、過密領域の地平線入口にあるハッブル地平線内の質量であり、宇宙の一部です。$M_{H}$のスケールでPBHに折りたたまれ、それぞれパワースペクトルの幅を特徴付けるパラメータ。これは、$M\simeqM_{H}$の場合、PBH形成の確率が高いほど、スピンの標準偏差が大きくなることを意味します。近臨界崩壊によって形成された$M\llM_{H}$のPBHは、$M\simeqM_{H}$のPBHよりもスピンが大きい可能性があります。DeLucaらによる以前の見積もりと比較して。（2019）[arXiv：1903.01179]、新しい推定値は、誤った全体係数$\Omega_{\rmdm}$を削除します。ここで、$\Omega_{\rmdm}$は、臨界密度に対する暗黒物質の現在の比率です。数値的には、およそ1桁小さい値を示します。一方、1次効果は2次効果と数値的に同等かそれよりも小さい可能性があることを示唆しています。
| Title |
Measurements_of_the_Hubble_constant_and_cosmic_curvature_with_quasars:_ultra-compact_radio_structure_and_strong_gravitational_lensing |
| Authors |
Jing-Zhao_Qi,_Jia-Wei_Zhao,_Shuo_Cao,_Marek_Biesiada,_and_Yuting_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00713 |
ハッブル定数$H_0$と空間曲率$\Omega_{K}$は非常に高い精度で測定されていますが、それでもいくつかの緊張があります。この論文では、ラジオクエーサーと強い重力レンズの観測をバックグラウンドソースとして機能するクエーサーと組み合わせて$H_0$と$\Omega_{K}$を同時に決定する改良された方法を提案します。7つの強いレンズシステムと標準の定規として較正された120の中間光度クエーサーの時間遅延測定に距離合計規則を適用することにより、ハッブル定数（$H_0=78.3\pm2.9\mathrm{〜km）に対する厳しい制約を取得します。〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$）と宇宙の曲率（$\Omega_K=0.49\pm0.24$）。一方では、平らな宇宙の枠組みの中で、測定されたハッブル定数（$H_0=73.6^{+1.8}_{-1.6}\mathrm{〜km〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$）は、ローカル距離ラダーから導出されたものと強く一致しており、精度は2\％です。一方、ローカルの$H_0$測定値を事前に使用した場合、結果はゼロの空間曲率とわずかに互換性があり（$\Omega_K=0.23^{+0.15}_{-0.17}$）、有意な値はありません。平らな宇宙からの逸脱。最後に、VLBI観測からコンパクトな無線構造測定が利用できる場合、強くレンズ化されたクエーサーが非フラットおよびフラット$\Lambda$CDMモデルの$H_0$および$\Omega_{K}$にロバストな制約を生成するかどうかも評価します。
標準模型では、ニュートリノは質量がありませんが、振動実験では実際には質量が小さいことが示されています。現在、質量の二乗の差と合計の上限のみがわかっています。しかし、宇宙の大規模構造（LSS）の今後の調査では、ニュートリノが銀河団をどのように変調するかを明らかにすることで、ニュートリノの質量を調べることができます。しかし、これらの測定は困難です。銀河ペアのクラスター化を見ると、ニュートリノの効果は銀河形成とともに縮退しており、その詳細は不明です。それらをマージナル化すると、制約が低下します。ここでは、銀河のトリプレットの相関（3点相関関数またはそのフーリエ空間アナログのバイスペクトル）を使用すると、銀河形成物理学（バイアスとして知られる）とニュートリノ質量の間の縮退を壊すことができることを示します。具体的には、銀河バイアスの寄与にほぼ直交する、バイスペクトルの双極子モーメント（三角形の開き角に関して）にニュートリノの兆候が見られます。ニュートリノが異なるスケールの摂動間のモード結合をどのように変えるかを説明できなかったため、この特徴は以前の研究では見落とされていました。私たちが提案する署名は、DESIなどの今後のLSS調査に貢献し、ニュートリノの質量を確実に検出します。バイスペクトルのみからのDESIでゼロ以外の$m_{\nu}$のいくつかの$\sigma$証拠を提供でき、これは銀河パワースペクトルの情報とは無関係であると推定されます。
宇宙論的異方性の説明：CMBデータからの因果的地平線の証拠
| Title |
Explaining_Cosmological_Anisotropy:_Evidence_for_Causal_Horizons_from_CMB_data |
| Authors |
Pablo_Fosalba,_Enrique_Gaztanaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00910 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）や大規模構造データに示されているように、宇宙の最大規模での電力の非対称性やその他の統計的異方性の測定の起源は、宇宙論における長年の未解決の問題です。この論文では、プランクレガシー温度異方性データを分析し、等方性の宇宙原理に違反していることの強力な証拠を見つけました。確率は、約10^-9の統計的変動です。検出された異方性は、CMBの空全体にわたる大規模な指向性LCDM宇宙論的パラメーターの変動に関連しており、半径40〜70度の円形平均サイズのマップ内の3つの異なるパッチによって供給されます。さまざまな前景分離方法と分析の選択に対する調査結果の堅牢性について説明し、分析を同じスケールに制限した場合にWMAPデータから一貫した結果を見つけます。宇宙論的パラメータマップ内のこれらの明確に定義された領域は、観測可能な宇宙全体の有限で何気なくばらばらの地平線を反映している可能性があると私たちは主張します。特に、与えられた地平線内の地平線サイズと平均暗黒エネルギー密度の間に観察された関係が、宇宙の加速と高赤方偏移宇宙と低赤方偏移宇宙の間の宇宙パラメータ張力を説明する最近提案された宇宙モデルからの期待とよく一致することを示します。私たちの宇宙の中にカジュアルな地平線が存在する。
| Title |
Quantifying_the_impact_of_baryon-CDM_perturbations_on_halo_clustering_and_baryon_fraction |
| Authors |
Hasti_Khoraminezhad,_Titouan_Lazeyras,_Raul_E._Angulo,_Oliver_Hahn,_Matteo_Viel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01037 |
バリオンとコールドダークマター（CDM）は、再結合前に移動しませんでした。これにより、局所的なバリオンとCDMの密度に違いが生じます。これは、いわゆるバリオン-CDM等曲率摂動$\delta_{bc}$です。これらの摂動は通常、大規模構造データの分析では無視されますが、それらを考慮に入れることは、高精度宇宙論の時代に重要になる可能性があります。重力のみの2流体シミュレーションを使用して、暗黒物質ハロー分布に対するそのような摂動の影響を評価します。特に、質量と大規模な$\delta_{bc}$の関数としてのハローのバリオンの割合に焦点を当てます。これにより、このようなシミュレーションに必要な重要な数値設定の詳細を調べることもできます。さらに、ハローフィールドと$\delta_{bc}$の間のクロスパワースペクトルを広範囲の質量にわたって測定します。この相互相関はゼロではなく負であり、ハロー形成が$\delta_{bc}$の影響を受けることを示しています。関連するバイアスパラメータ$b_{\delta_{bc}}$を測定し、それを最近の結果と比較して、良好な一致を見つけます。最後に、このような摂動がハロハロパワースペクトルに与える影響を定量化し、DESIのような調査用の巨大なニュートリノの1つでこの効果が縮退する可能性があることを示します。
LIGO A +、ルービン天文台、およびそれ以降の時代の標準的なサイレン宇宙論
標準的なサイレン技術の最も有望なバリエーションは、バイナリ中性子星（BNS）マージの重力波（GW）データと、対応する電磁（EM）によって可能になる赤方偏移測定を組み合わせて、$H_0$、$\Omega_mなどの宇宙パラメータを制約します。$、および$w_0$。ここでは、将来のGW観測所の時代におけるマルチメッセンジャー宇宙論の短期的および長期的な見通しを評価します：高度なLIGOPlus（A+、2025）、Voyagerのような検出器（2030s）、およびCosmicExplorerのような検出器（CE、2035年以降）。A+の$\approx700$MpcのBNS地平線距離は、キロノバ検出のVeraC.RubinObservatory（VRO）の感度とよく一致していることを示します。A+とVROの共同観測の1年間は、機会のターゲットGWフォローアップに専念するVRO時間のわずかな投資を考えると、$H_0$の値をパーセントレベルの精度に制限することがわかります。ボイジャー時代では、BNS-キロノバ観測は、VRO時間の数パーセントの投資で$\Omega_m$を制約し始めます。コズミックエクスプローラー時代のBNS地平線距離が大きいため、軸上での短いガンマ線バースト（SGRB）とその残光（GWで検出された合併の一部のみを伴う）が、赤方偏移の識別に最も有望な対応物としてキロノバに取って代わります。CosmicExplorerのような施設とSwiftで現在可能なものと同様のローカリゼーション機能を備えた次世代ガンマ線衛星との5年間の共同観測により、$\Omega_m$と$w_0$の両方が$15-20\％に制限される可能性があることを示します。$。そのため、VROを使用した堅牢なターゲットオブオポチュニティ（ToO）プログラムと、2030年代に感度が向上した広視野ガンマ線衛星を提唱し、次世代の重力波施設で標準的なサイレン宇宙論を実現します。
| Title |
Identifying_Exoplanets_with_Deep_Learning._IV._Removing_Stellar_Activity_Signals_from_Radial_Velocity_Measurements_Using_Neural_Networks |
| Authors |
Zoe_L._de_Beurs,_Andrew_Vanderburg,_Christopher_J._Shallue,_Xavier_Dumusque,_Andrew_Collier_Cameron,_Lars_A._Buchhave,_Rosario_Cosentino,_Adriano_Ghedina,_Rapha\"elle_D._Haywood,_Nicholas_Langellier,_David_W._Latham,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Michel_Mayor,_Giusi_Micela,_Timothy_W._Milbourne,_Annelies_Mortier,_Emilio_Molinari,_Francesco_Pepe,_David_F._Phillips,_Matteo_Pinamonti,_Giampaolo_Piotto,_Ken_Rice,_Dimitar_Sasselov,_Alessandro_Sozzetti,_St\'ephane_Udry,_Christopher_A._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00003 |
正確な視線速度（RV）観測による太陽系外惑星の検出は、現在、恒星の活動によって導入された偽のRV信号によって制限されています。線形回帰やニューラルネットワークなどの機械学習手法により、RV観測から活動信号（星黒点/白斑による）を効果的に除去できることを示します。これまでの取り組みは、ガウス過程回帰などのモデリング手法を使用して、アクティビティ信号を時間内に注意深くフィルタリングすることに重点を置いていました（例：Haywoodetal.2014）。代わりに、スペクトル線形の平均形状の変更のみを使用して活動信号を体系的に削除し、観測がいつ収集されたかについての情報はありません。シミュレーションデータ（SOAP2.0ソフトウェアで生成;Dumusqueetal。2014）とHARPS-N太陽望遠鏡からの太陽の観測（Dumusqueetal。2015;Phillipsetal。2016;Collier）の両方で機械学習モデルをトレーニングしました。キャメロン他2019）。これらの技術は、シミュレートされたデータ（82cm/sから3cm/sへのRV散乱の改善）と、HARPS-N太陽望遠鏡でほぼ毎日行われた600以上の実際の観測の両方から、恒星の活動を予測して削除できることがわかりました。（RV散乱を1.47m/sから0.78m/sに改善し、約1.9倍改善）。将来的には、これらまたは同様の技術により、太陽系外の星の観測から活動信号が削除され、最終的には太陽のような星の周りのハビタブルゾーンの地球質量系外惑星の検出に役立つ可能性があります。
惑星反射ドップラーシフトを波長領域の恒星変動から分離する
| Title |
Separating_planetary_reflex_Doppler_shifts_from_stellar_variability_in_the_wavelength_domain |
| Authors |
A._Collier_Cameron,_E._B._Ford,_S._Shahaf,_S._Aigrain,_X._Dumusque,_R._D._Haywood,_A._Mortier,_D._F._Phillips,_L._Buchhave,_M._Cecconi,_H._Cegla,_R._Cosentino,_M._Cretignier,_A._Ghedina,_M._Gonzalez,_D._W._Latham,_M._Lodi,_M._Lopez-Morales,_G._Micela,_E._Molinari,_F._Pepe,_G._Piotto,_E._Poretti,_D._Queloz,_J._San_Juan,_D._Segransan,_A._Sozzetti,_A._Szentgyorgyi,_S._Thompson,_S._Udry_and_C._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00018 |
恒星の磁気活動は、太陽型星の光球ラインプロファイルに時変歪みを生成します。プロファイルの形状が変化すると、高精度の視線速度測定で系統的なエラーが発生し、公転周期が数十日を超える低質量の太陽系外惑星の質量を発見して測定する努力が制限されます。動的起源のドップラーシフトを、恒星スペクトルの変動によって引き起こされる変化から生じる見かけの速度変動から分離するための新しいデータ駆動型の方法を提示します。スペクトルの自己相関関数（およびその相互相関関数）の速度領域での並進に不変性を使用します。測定された速度時系列を自己相関関数の主成分に投影することにより、太陽磁気活動によって引き起こされる速度摂動を分離します。元の速度測定値から予測された摂動を差し引くと、動的シフトが保持されます。HARPS-N機器からの太陽スペクトルの880日平均相互相関関数の5年間の時系列と、3.58mTelescopioNazionaleGalileoの太陽望遠鏡フィードを使用してその有効性を示します。HARPS-Nデータ削減パイプライン。振幅$K=40$cms$^{-1}$の合成低質量惑星信号を、広範囲の公転周期での太陽観測に注入します。私たちの方法は、これらの信号を太陽活動信号から効果的に分離することを発見しました。それらの半振幅は$\sim4.4$cm〜s$^{-1}$の精度で回復され、ドップラー検出と、よく観察された明るい主系列星の周りの地球質量惑星の特性評価への扉を開きます。広範囲の公転周期。
離心率軌道上の惑星の周りの3次元流れ場
奇行原始惑星の周りの流体力学的流れの特性を調査し、それらを円軌道のしばしば想定される場合と比較します。この目的のために、離心率が小さい（$e\leq0.1$）原始惑星の一連の3D流体力学シミュレーションを実行します。等温状態方程式を採用し、原始惑星に解像度を集中させて、原始惑星の周惑星円盤（CPD）のスケールまでの流れを調査します。亜音速の偏心運動を受けている低惑星質量のCPDの外側で強化された順行回転が見つかります。離心率をバウショックが発生するほど大きくすると、この傾向は逆転し、回転はますます逆行します。瞬間的な偏心流れ場は、円軌道と比較して劇的に変化します。後者は極性流入とミッドプレーン流出の一般的なパターンを示しますが、流れの形状は偏心の場合の軌道位相に依存します。ここでテストされた適度な奇行でさえ、流入の主な原因は極ではなくミッドプレーンから来る可能性があります。$e$が高く、原始惑星の質量が小さいほど、流入と流出の量が増加し、それによって惑星のボンダイ半径を通じてより多くのガスがリサイクルされることがわかります。これらの増加したフラックスは、円軌道速度の数倍まで、奇行惑星のペブル集積率を増加させる可能性があります。偏心運動に応じて、惑星の束縛されたCPDの構造と回転は変化しません。CPDは惑星へのガスの最終的な降着を規制するため、偏心惑星と円形惑星の間のガス降着率にほとんど変化がないと予測します。
Keck / NIRC2-PWFSによる初期の高コントラストイメージング結果：SR21ディスク
| Title |
Early_High-contrast_Imaging_Results_with_Keck/NIRC2-PWFS:_The_SR_21_Disk |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Bin_Ren,_Dimitri_Mawet,_Garreth_Ruane,_Charlotte_Z._Bond,_Jun_Hashimoto,_Michael_C._Liu,_Takayuki_Muto,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Nicole_Wallack,_Christoph_Baranec,_Brendan_P._Bowler,_Elodie_Choquet,_Mark_Chun,_Jacques-Robert_Delorme,_Kevin_Fogarty,_Olivier_Guyon,_Rebecca_Jensen-Clem,_Tiffany_Meshkat,_Henry_Ngo,_Jason_J._Wang,_Ji_Wang,_Peter_Wizinowich,_Marie_Ygouf,_Benjamin_Zuckerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00044 |
太陽系外惑星と原始惑星系円盤の高コントラストイメージングは、補償光学機器によって行われる波面センシングと補正に依存しています。古典的に、波面センシングは光の波長で行われてきたため、M型星やおうし座T星の消滅などの赤いターゲットの高コントラストイメージングは困難でした。Keck/NIRC2は、近赤外線（NIR）検出器テクノロジーとピラミッド波面センサー（PWFS）を組み合わせています。この新しいモジュールで、私たちはSR〜21を観測しました。これは、光の波長よりもNIRの波長で明るい若い星です。光波面センシングで取得したSR〜21のアーカイブデータと比較して、同様の自然なシーイング条件で$\sim$20\％優れたストレールレシオを達成しました。角度微分イメージングと参照星微分イメージングを利用したさらなる後処理により、VLT/SPHERE偏光観測によって報告されたスパイラル機能が確認されました。これは、$L^\prime$バンドでの全強度のSR〜21スパイラルの最初の検出です。また、結果のコントラスト限界（$0\farcs4$で$10^{-4}$および$1\farcs0$で$2\times10^{-5}$）を、光波面センシングで取得したアーカイブデータと比較しました。特に$\leq0\farcs5$で改善が確認されました。私たちの観察は、NIRPWFSがAOパフォーマンスを改善し、将来的に赤いターゲットにより多くの機会を提供することを示しています。
DawnVIRおよびGRaNDデータからCeresの平均表面組成を決定するための確率論的アプローチ
| Title |
A_probabilistic_approach_to_determination_of_Ceres'_average_surface_composition_from_Dawn_VIR_and_GRaND_data |
| Authors |
H._Kurokawa,_B._L._Ehlmann,_M._C._De_Sanctis,_M._G._A._Lap\^otre,_T._Usui,_N._T._Stein,_T._H._Prettyman,_A._Raponi,_M._Ciarniello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00157 |
ドーン宇宙船に搭載された可視赤外線マッピング分光計（VIR）は、水性二次鉱物（Mg-フィロケイ酸塩、NH4含有相、およびMg/Ca炭酸塩）がセレスに遍在していることを明らかにしました。セレスの低反射率には暗相が必要であり、これはアモルファスカーボンおよび/またはマグネタイト（〜80wt。％）であると想定されていました。対照的に、ガンマ線および中性子検出器（GRaND）は、C（8-14wt。％）およびFe（15-17wt。％）の存在量を制限しました。ここでは、VIR由来の鉱物組成とGRaND由来の元素組成を調整します。まず、隕石由来の不溶性有機物、アモルファスカーボン、マグネタイト、または暗色剤としての組み合わせを含むVIRデータから鉱物の存在量をモデル化し、放射伝達モデルと組み合わせたベイズアルゴリズムから統計的に厳密なエラーバーを提供します。CとFeの元素存在量は、VIRデータを満たすすべてのモデルのGRaND観測によって示唆されるよりもはるかに高くなっています。次に、放射伝達モデリングが、測定された反射率よりも、既知の組成の炭素質コンドライトからの高い反射率を予測することを示します。その結果、2番目のモデルは複数の炭素質コンドライト端成分を使用し、炭素または磁鉄鉱以外の特定のテクスチャまたは鉱物が硫化物やトチリナイトなどの暗色剤として機能する可能性を考慮しています。炭素質コンドライトとの混合解除モデルは、CとFeの元素存在量の不一致を排除します。セレスの平均反射スペクトルと元素の存在量は、炭素質コンドライトのような材料（40〜70wt。％）、IOMまたはアモルファスカーボン（10wt。％）、マグネタイト（3〜8wt。％）、蛇紋石（3〜8wt。％）によって最もよく再現されます。10〜25wt。％）、炭酸塩（4〜12wt。％）、およびNH4含有フィロケイ酸塩（1〜11wt。％）。
| Title |
Water_abundance_at_the_surface_of_C-complex_main-belt_asteroids |
| Authors |
Pierre_Beck,_Jolantha_Eschrig,_Sandra_Potin,_Trygve_Prestgard,_Lydie_Bonal,_Eric_Quirico,_Bernard_Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00279 |
AKARI望遠鏡によるメインベルト小惑星の最近公開された宇宙ベースの観測は、OH含有鉱物の存在に関連する3{\mu}mバンドの完全な説明を提供します。ここでは、制御された雰囲気（CI、CM、CO、CV、CRTagishLake）で得られた炭素質コンドライトの実験室スペクトルを使用して、サンプルの含水量に関連するスペクトルメトリックを導き出します。いくつかのスペクトルメトリックをテストした後、2.75{\mu}mと2.80{\mu}mのバンド深度の組み合わせを使用します。これは、TGAによって決定されたサンプルの[H2O]との相関を示しますが、不確実性は高くなります（4wt％H2O）。この関係は、大きなC複合体のメインベルト小惑星の表面の含水量を決定し、見つかった変動の原因を議論するために使用されます。平均して、C-complexMain-BeltAsteroids（MBA）の含水量は4.5wt％（体積平均、（1）Ceresを除く）で、平均的なCMコンドライトよりも大幅に低くなっています。最も水和した小惑星の推定含水量は、最も水和した隕石の推定含水量よりも低く、この違いは宇宙風化に起因する可能性があります。含水量と全体的なスペクトル勾配の間にも反相関が存在します。これは、暗い炭素質コンドライトの宇宙風化の実験室シミュレーションからの予想とは反対です。これは、異なるC-complex小惑星間の表面水和の変動の一部が、宇宙風化によるものではなく、表面材料の組成によるものであることを示唆しています。セレスに適用した場合、この作業で提示された湿度計は、水素の少なくとも1.22wt％が有機物の形で存在すると推定することを可能にします。この有機物の豊富さは、セレスと彗星の物質の間のつながりを強化します。
過去10億年間の地球近傍天体の数と月のクレーターの形成
| Title |
Number_of_near-Earth_objects_and_formation_of_lunar_craters_over_the_last_billion_years |
| Authors |
S._I._Ipatov,_E._A._Feoktistova,_and_V._V._Svettsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00361 |
直径15km以上1.1Ga未満の月のクレーターの数を、その期間の地球近傍天体とその軌道要素の数が近い場合に1.1Gaで形成された可能性のあるクレーターの数の推定値と比較します。対応する現在の値に。比較は、月面全体と、嵐の大洋と月の手前のマリアの領域のクレーターに対して実行されました。これらの推定では、地球近傍天体と月との衝突確率の値と、クレーターの直径のインパクターサイズへの依存性を使用しました。さまざまな著者による推定によれば、牝馬地域における直径D>15kmの既知のコペルニクスクレーターの数密度は、残りの月面の対応する数の少なくとも2倍です。私たちの推定は、最近の300Maで発生した可能性のある、大きな主帯小惑星の壊滅的な断片化の可能性の後の地球近傍天体の数の増加と矛盾しません。しかし、彼らはこの増加を証明していません。特に、それらはマズロウエイらによってなされた推論と矛盾しません。（2019）290Ma前に、地球近傍小惑星と月との衝突の頻度が2.6倍に増加した。地球を横切る物体（ECO）が1年で地球と衝突する確率が10^-8の場合、クレーターの数の推定値はモデルと一致します。これによると、15-の数密度はLosiaketal。によるデータがあれば、月面全体のkmコペルニクスクレーターは牝馬地域のクレーターと同じだったでしょう。（2015）D<30kmの場合は、D>30kmの場合と同じくらい完全でした。ECOと地球とのこの衝突確率とこのモデルでは、クレーター率は最近の1.1Gaにわたって一定であった可能性があります。
接近した太陽系外惑星の星座パターンの改訂
惑星の大気または表面の上部での星座の分布は、通常、放射の逆二乗の法則を使用して計算されます。これは、ホスト星がポイントサイズのランバートソースと見なされるのに十分な距離にあるという仮定に基づいています。この仮定は、太陽系の惑星とほとんどの太陽系外惑星でうまく機能しますが、近くの太陽系外惑星では修正する必要があります。この研究の目的は、星の球形の影響を考慮に入れなければならない、接近した太陽系外惑星の正確な星座パターンを導き出すことです。最初に、緯度の関数としての日射量の分析式が導き出され、星と惑星を3Dボディとして取り、星の周縁減光効果が組み込まれました。次に、数値手法を使用して、広範囲の恒星および惑星の特性について、緯度の関数として、近接する惑星での日射量の分布を計算しました。星の物理的なサイズと恒星の周縁減光効果と同様の比率。susbtellarポイントでの日射量は、標準の計算よりも常に高く、既知の太陽系外惑星では21％も高くなっています。ターミネーターの亜恒星経度は、既知の太陽系外惑星の場合、90度から110度まで、夜間に大幅に伸びることがあります。
氷に富む惑星の内部に関する新しい視点：層状構造ではなく氷と岩石の混合物
| Title |
A_new_perspective_on_interiors_of_ice-rich_planets:_Ice-rock_mixture_rather_than_a_layered_structure |
| Authors |
Allona_Vazan,_Re'em_Sari,_Roni_Kessel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00602 |
氷が豊富な惑星は氷線の外側に形成されたため、かなりの量の氷（揮発性物質）が含まれていると予想されます。高い氷の含有量は、惑星の構造が他の金属との氷の相互作用によって影響を受ける可能性がある内部の独特の条件につながります。高圧での氷と岩石の相互作用の実験データを使用し、氷が豊富な惑星の可能な内部構成の詳細な熱進化を計算します。恒星フラックスとエンベロープ質量損失の影響を含めることにより、氷が豊富な内部への内側への移動の影響をモデル化します。高圧での混和性のために、岩と氷は、広範囲の惑星の質量の惑星内部のほとんど（質量の>99％）で混合されたままであると予想されることがわかります。また、質量損失が発生しなければ、星からさまざまな距離に移動した惑星の双子の深い内部は通常類似していることがわかります。大幅な質量損失は、惑星の質量の1％未満の揮発性大気に囲まれた、氷と岩の混合ボールの内部構造をもたらします。この場合、水/蒸気の大気の質量は、氷と岩石の相互作用によって制限されます。惑星内部に氷が豊富にある場合、氷と岩石はギガ年の間混合されたままになる傾向があり、内部構造は通常想定されている単純な層状構造とは異なると結論付けます。この発見は、惑星の観測された特性に重大な結果をもたらす可能性があり、太陽系外惑星の特性評価で考慮する必要があります。
太陽系の氷体の窒素大気
| Title |
Nitrogen_Atmospheres_of_the_Icy_Bodies_in_the_Solar_System |
| Authors |
M._Scherf,_H._Lammer,_N._V._Erkaev,_K._E._Mandt,_S._E._Thaller,_B._Marty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00973 |
この簡単なレビューでは、太陽系の氷体、特にタイタン、トリトン、冥王星の窒素大気の起源と進化に関する現在の知識について説明します。これらの大気の起源と進化を分析および理解するための重要なツールは、それらの大気成分のさまざまな同位体特性にあります。これらの物体のN$_2$が支配的な大気の$^{14}$N/$^{15}$N比は、タイタン、トリトン、冥王星が起源となったビルディングブロックと多様な分別の足跡として機能します。進化全体にわたってこれらの雰囲気を形作ったプロセス。$^{12}$C/$^{13}$CやAr/Nなどの他の測定された同位体および元素比とともに、これらの大気は、太陽系の氷体の歴史、多様なプロセスへの重要な洞察を与えることができます。それは彼らのN$_2$が支配する大気に影響を及ぼし、それに伴って太陽活動の進化につながります。タイタンのガス状エンベロープは、おそらくアンモニア氷に由来し、耐火性有機物に起因する可能性があります。その同位体特性は、地球と比較して、167.7の比較的重い$^{14}$N/$^{15}$N比でまだ見ることができますが、この値は大気散逸と光解離のためにその歴史の中でわずかに進化しましたN$_2$の。冥王星とトリトンの希薄な窒素大気の起源と進化は、それらの大気が原始太陽星雲または彗星に由来する可能性が高いとしても、依然として不明です。最近提案されたトライデントミッションなどのトリトンへの、および/または天王星型惑星へのその場宇宙ミッションは、外側の太陽系の氷体とその大気の起源と進化をよりよく理解するための重要な礎石となるでしょう。一般。
惑星の胚と初期の金星、地球、火星からの希ガス同位体と中程度の揮発性元素の損失と分別
| Title |
Loss_and_fractionation_of_noble_gas_isotopes_and_moderately_volatile_elements_from_planetary_embryos_and_early_Venus,_Earth_and_Mars |
| Authors |
H._Lammer,_M._Scherf,_H._Kurokawa,_Y._Ueno,_C._Burger,_T._Maindl,_C._P._Johnstone,_M._Leitzinger,_M._Benedikt,_L._Fossati,_K._G._Kislyakova,_B._Marty,_G._Avice,_B._Fegley,_P._Odert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01064 |
ここでは、大気散逸プロセスが、原始大気、マグマオーシャン関連環境、および壊滅的にガス放出された蒸気大気に存在する希ガス同位体と適度に揮発性の岩石形成元素をどのように分別できるかについての現在の知識について説明します。さまざまな惑星の貯水池における同位体と揮発性元素の変化は、大気散逸、組成、さらには降着物質の源についての情報を保持します。大気同位体比に関する知識を要約し、原始金星と地球が、ディスクが分散した後、EUV駆動のハイドロダイナミックエスケープによって失われた小さなH$_2$が支配的な原始大気を捕捉したという最新の証拠について説明します。さまざまな同位体と揮発性元素を分別できる、関連するすべての熱的および非熱的大気散逸プロセスについて説明します。大きな惑星インパクターによる初期の大気、地殻、マントルの侵食にも対処しています。さらに、放射性熱生成元素$^{40}$Kなどの適度に揮発性の元素やMgなどの他の岩石形成元素も、大きな惑星の胚や降着惑星に由来するマグマオーシャンからどのようにガス放出されて失われるかについて説明します。ガス放出された要素は、直接$\geq$\、M$_{\rmMoon}$の質量を持つ惑星の胚から、またはより質量の大きい胚の原始または蒸気大気から発生する逃げるH原子の流体力学的抗力のために逃げます。これらのプロセスが、初期の惑星とその構成要素のK/U、Fe/Mgなどの最終的な元素組成と比率にどのように影響するかについて説明します。最後に、測定された現在の大気$^{36}$Ar/$^{38}$Ar、$^{20}$Ne/$^を再現することにより、金星、地球、火星の初期の進化を制約するモデリングの取り組みを確認します。{22}$Ne希ガス同位体比と、水の損失に対する同位体の役割、および火星初期のレドックス状態との関係。
散逸性および非散逸性のバイナリ-シングルステラ遭遇の分析的、統計的ソリューション
| Title |
An_Analytical,_Statistical_Solution_of_Dissipative_and_non-Dissipative_Binary-Single_Stellar_Encounters |
| Authors |
Yonadav_Barry_Ginat_and_Hagai_B._Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00010 |
束縛された非階層的な三体問題の統計的解法を提示し、それをハード連星システムと単一星の間の遭遇の一般的な分析に拡張します。このような遭遇は、3つの星の1つが無限に放出されたときに終了し、残りのバイナリが残ります。バイナリ-単一星散乱の問題は、全エネルギーと全角運動量の関数として、残りのバイナリの軌道パラメータの確率分布を見つけることから成ります。ここでは、エンカウンターを一連の密接な非階層的なトリプルアプローチとしてモデル化し、階層フェーズが点在しています。システムは、内部のバイナリとそれを周回する星で構成されています。これにより、エンカウンター全体の進化が連続する階層フェーズ間のランダムウォーク。バインドされた非階層的な3体問題の解を使用して、歩行者の遷移確率を見つけます。これは、潮汐の相互作用が重要な状況に一般化されます。完全に一般的であるため、潮汐に加えて、任意の散逸プロセスをランダムウォークモデルに組み込むことができます。私たちのソリューションは、過去の数値シミュレーションの広範な結果を再現でき、さまざまな環境やさまざまな散逸効果を説明できます。したがって、このモデルは、あらゆる環境でのバイナリ-シングルエンカウンターの研究のための直接的な少数体統合の必要性を効果的に置き換えることができます。さらに、完全なN体統合スキームでは通常考慮されない散逸力を単純に含めることができます。
中央銀河と伴銀河のスケーリング関係とクラスタリング特性
| Title |
The_scaling_relations_and_clustering_properties_of_central_and_satellite_galaxies |
| Authors |
Facundo_Rodriguez,_Antonio_D._Montero-Dorta,_Raul_E._Angulo,_M._Celeste_Artale,_Manuel_Merch\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00014 |
中央銀河と伴銀河が受けた明確な進化過程は、観測された統計的性質に影響を与えると予想されます。この作業では、スローンデジタルスカイサーバー（SDSS）からのサイズと恒星の質量の測定値を、Rodriguez＆Merch\'anのグループファインダーアルゴリズムと組み合わせて、中央銀河と伴銀河の恒星とハローの質量-サイズの関係を個別に決定します。。中央銀河と伴銀河は同様の恒星の質量-サイズの関係を示していますが、それらのハローの質量-サイズの関係は大きく異なることを示しています。予想通り、より大きなハローはより大きな中央銀河をホストする傾向があります。ただし、伴銀河のサイズは、ハロービリアル質量にわずかに依存します。これらの結果は、中央銀河と伴銀河のサイズがホストハロー質量の立方根としてスケーリングする非常に単純なモデルと互換性があることを示しています。衛星の正規化は、中央銀河の正規化よりも$\sim$30％小さくなっています。潮汐ストリッピングに起因する可能性があります。さらに、測定値がIllustrisTNG流体力学シミュレーションからの予測と非常によく一致していることを確認します。この論文の第2部では、中央銀河と伴銀河のクラスター化特性がそれらのサイズにどのように依存するかを分析します。採用された恒星の質量しきい値とは関係なく、サンプル全体または衛星のみを考慮した場合、小さな銀河は大きな銀河よりも密集していることを示しています。中央の銀河だけでサイズ分割を行うと、大規模に逆の傾向が見られます。私たちの結果は、ハローに重大な制約を課しています-銀河のサイズをそれらのホストハローの特性とリンクする銀河接続モデル。
乱流分子雲における光イオン化フィードバック
| Title |
Photoionization_feedback_in_turbulent_molecular_clouds |
| Authors |
Nina_S._Sartorio,_Bert_Vandenbroucke,_Diego_Falceta-Goncalves_and_Kenneth_Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00020 |
星形成分子雲の乱流統計に対する若い大質量星からの光イオン化フィードバックの影響の研究を提示します。このフィードバックは、分子雲の密度構造を変化させ、将来の星形成に影響を与えると予想されます。AMUN-Radコードを使用して、最初に周期ボックス内に収束した等温強制乱流密度構造を生成します。次に、このボックスにイオン化源を挿入し、2温度の疑似等温状態方程式を使用して光イオン化エネルギーを注入します。ボックス内のさまざまな場所にある光源と、さまざまな光源の光度の影響を調べます。光イオン化源の存在下で乱流が駆動され続ける場合、光イオン化は乱流の2Dおよび3D統計にわずかな影響を与えることがわかります。光イオン化は、乱流が崩壊することが許されている場合にのみ雲を破壊することができます。前者のシナリオでは、モデルクラウド内にHII領域が存在しても、ソースパラメータに関係なく、観測可能な量に大きな影響はありません。
Small-N衝突ダイナミクスV：それほど小さくないNの領域を超えて
| Title |
Small-N_Collisional_Dynamics_V:_Beyond_the_Realm_of_Not-So-Small-N |
| Authors |
Carlos_Barrera,_Nathan_W._C._Leigh,_Basti\'an_Reinoso,_Amelia_M._Stutz,_Dominik_Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00021 |
有限サイズの粒子間の直接衝突は、天体物理学の多くの分野で一般的に発生します。このような衝突は通常、少数の粒子が関与する無秩序で束縛された重力相互作用によって媒介されます。重要なアプリケーションは、密集した星団で一般的に発生する天体衝突と、さまざまなタイプの恒星エキゾチカの形成との関連性です。この論文では、少数の混沌とした重力相互作用（$N$$\lesssim$10）中の衝突率と確率の研究に戻り、少数の粒子の限界を超えて、より大きな粒子数の領域に移動します（$N$$\gtrsim$10$^3$）を使用して、粒子の特性と相互作用する粒子の数の関数として、分析モデルの有効性の程度をテストします。これは、粒子の質量と半径が異なる粒子の相対数を変化させることにより、高密度の星団における星の衝突の直接$N$-bodyシミュレーションを使用して行われます。平均自由行程近似を使用し、点粒子限界を採用し、衝突基準としてスティッキースター近似を使用して、予測される衝突率を計算します。理論速度を数値シミュレーションと比較することにより、重力集束が重要な領域での有効性を評価します。このシリーズの以前の論文で開発されたツール、特に衝突率図を使用して、予測率とシミュレーション率が非常によく一致しており、通常は1標準偏差以内で互いに一致していることを示します。
分子雲の形成におけるダストの動的な役割
塵は星間物質の通常の微量成分です。拡散ガスの分子雲への収縮におけるその動的な役割は、質量分率$f\simeq0.01$が小さいため、一般に無視できると考えられています。ただし、この研究で示されているように、ガスに対するダスト粒子の集団運動は、スケール$\lambda\lesssim\lambda_J$での媒体の不安定化に大きく寄与する可能性があります。ここで、$\lambda_J$はジーンズの長さスケールです。。静止している均一な自己重力ガスの線形摂動は、$\lambda\simeq\lambda_J$でわずかに安定していますが、粒子のドリフトが考慮されるとすぐに、$（f）にほぼ等しい速度で成長し始めます。\tau）^{1/3}t^{-1}_{ff}$、ここで$\tau$は、雲の自由落下時間$t_{ff}$の単位で表された粒子の停止時間です。。成長速度の$f$へのこのような弱い依存性の原因となる物理的メカニズムは、ガスの自己重力によって停止された重い音波の共鳴と、ダスト部分の摂動によって引き起こされた弱い重力引力です。ダストの定常的な亜音速バルクドリフトがあると、$\lambda<\lambda_J$で成長するガスダスト摂動は、波数ベクトルに投影されたドリフト速度で伝播する波になります。それらの成長にも共鳴の性質があり、成長速度は、自己重力がない場合のガスとダストの混合物の最近発見された共鳴不安定性の成長速度よりもかなり大きい。新しい不安定性は、冷たい星間ガスの雲への重力収縮を促進し、さらに分子雲の形成と進化のさまざまな段階でサブジーンズサイズのほこりっぽい領域を生成する可能性があります。
おうし座分子雲団における偏光測定による星間粒子成長の調査
| Title |
Probing_Interstellar_Grain_Growth_Through_Polarimetry_in_the_Taurus_Cloud_Complex |
| Authors |
John_E._Vaillancourt_(1_and_2),_B-G_Andersson_(2),_Dan_P._Clemens_(3),_Vilppu_Piirola_(4),_Thiem_Hoang_(5),_Eric_E._Becklin_(2_and_6)_and_Miranda_Caputo_(2_and_7)_((1)_Lincoln_Laboratory,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(2)_SOFIA_Science_Center,_Universities_Space_Research_Association,_NASA_Ames_Research_Center,_(3)_Institute_for_Astrophysical_Research_and_Department_of_Astronomy,_Boston_University,_(4)_Tuorla_Observatory,_University_of_Turku,_Finland,_(5)_Korean_Astronomy_and_Space_Science_Institute_and_Korean_University_of_Science_and_Technology,_South_Korea,_(6)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_California,_Los_Angeles,_(7)_Ritter_Astrophysical_Research_Center,_University_of_Toledo_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_Ohio) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00114 |
星の光の光学的および近赤外線（OIR）偏光は、通常、軸が局所磁場に対して整列しているダスト粒子によるその光の二色性消滅から生じると理解されています。整列した粒子集団のサイズ分布は、偏光の波長依存性の測定によって制約することができます。アラインメントを生成するための主要な物理モデルは、放射アラインメントトルク（RAT）です。これは、最も効率的にアラインメントされた粒子が、局所的な放射場を構成する光の波長よりも大きいサイズの粒子であると予測します。したがって、特定の粒子サイズ分布では、偏光が最大に達する波長（$\lambda_\mathrm{max}$）は、ダスト粒子と照明源の間の視線に沿った特徴的な赤化と相関するはずです。$\lambda_\mathrm{max}$と赤化の間の相関関係は、$A_V\upperx4$magまでの絶滅について以前に確立されています。この関係の研究を、絶滅$A_V>10$等を含む、おうし座雲団の星のより大きなサンプルに拡張します。$A_V<4$magの以前の結果を確認しましたが、$\lambda_\mathrm{max}$と$A_V$の関係は、$A_V\upperx4$magを超えると分岐し、サンプルの一部は以前に観察されたものを継続しています。関係と残りの部分は大幅に急な上昇を示しています。急上昇を示すデータは、粒子の凝固が起こった高密度の「塊」への視線を表すことを提案します。これらの仮説をサポートするRATベースのモデリングを紹介します。これらの結果は、マルチバンドOIR偏光測定が、ダスト温度と放射率の不確実性に関係なく、分子雲内の粒子成長を追跡するための強力なツールであることを示しています。
X線放射で見られる天の川の円盤が優勢で塊状の銀河系周辺媒体
| Title |
A_disk-dominated_and_clumpy_circumgalactic_medium_of_the_Milky_Way_seen_in_X-ray_emission |
| Authors |
P._Kaaret,_D._Koutroumpa,_K.D._Kuntz,_K._Jahoda,_J._Bluem,_H._Gulick,_E._Hodges-Kluck,_D._M._LaRocca,_R._Ringuette,_A._Zajczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00126 |
天の川銀河は、星形成のためのガスの源として、また星形成と核活動によって生成された金属とエネルギーの貯蔵所として、銀河の進化において重要な役割を果たす可能性のある銀河周囲媒体（CGM）に囲まれています。CGMは、初期の宇宙で見られたバリオンのリポジトリでもありますが、ローカルでは検出されません。CGMは、主に軟X線バンドで研究された$2\times10^{6}$〜Kに近い温度でイオン化された成分を持っています。ここでは、拡散軟X線放射を研究するために最適化された軟X線分光計を使用した銀河南部の空の調査を報告します。X線放射は、星形成のトレーサーである水素分子の表面密度の放射状プロファイルに基づく円盤状のモデルに最もよく適合します。これは、X線放射が主に恒星フィードバックによって生成された高温プラズマからのものであることを示唆しています。$\sim10^{\circ}$の角度スケールでのX線放射の強い変動は、CGMが固いことを示しています。他の観測から推測されたハロー密度と一致させるには、拡張された、場合によっては大規模なハローコンポーネントの追加が必要です。
CARMA-NROオリオン調査：衝突誘起磁気リコネクションによるフィラメント形成-オリオンAのスティック
| Title |
The_CARMA-NRO_Orion_Survey:_Filament_Formation_via_Collision-Induced_Magnetic_Reconnection_--_The_Stick_in_Orion_A |
| Authors |
Shuo_Kong,_Volker_Ossenkopf-Okada,_H\'ector_G._Arce,_John_Bally,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Peregrine_McGehee,_S\"umeyye_Suri,_Ralf_S._Klessen,_John_M._Carpenter,_Dariusz_C._Lis,_Fumitaka_Nakamura,_Peter_Schilke,_Rowan_J._Smith,_Steve_Mairs,_Alyssa_Goodman,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00183 |
オリオン座の巨大な分子雲の{\itHerschel}マップで、ユニークなフィラメントが識別されています。私たちがスティックと名付けたフィラメントは、定規がまっすぐで、進化の初期段階にあります。横方向の位置-速度図は、スティックに接近する2つの速度成分を示しています。フィラメントは、C$^{18}$O（1-0）チャネルマップに連続したリング/フォークを示します。これは、磁気リコネクションによって生成された構造を彷彿とさせます。スティックは衝突誘起磁気リコネクション（CMR）を介して形成されることを提案します。電磁流体力学（MHD）コードAthena++を使用して、それぞれが逆平行磁場を運ぶ2つの拡散分子塊間の衝突をシミュレートします。凝集塊の衝突により、密度が200ドル以上増加する、細くてまっすぐで密度の高いフィラメントが生成されます。高密度ガスの生成は、自由落下崩壊の7倍の速さです。高密度フィラメントは、放射伝達マップでリング/フォークのような構造を示します。フィラメントのコアは、表面の磁気圧力によって制限されます。CMRは、銀河系およびそれ以降の重要な高密度ガス生成メカニズムになる可能性があります。
ガイアDR2カタログからの若い中質量および低質量星の運動学的特性
| Title |
Kinematic_Properties_of_Young_Intermediate-_and_Low-Mass_Stars_from_the_Gaia_DR2_Catalogue |
| Authors |
V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00274 |
私たちは、若い前主系列星の運動学的特性を研究しました。これらの星は、ガイアDR2カタログのデータに基づいて、いくつかの測光赤外線調査を呼び出して選択しました。視差誤差が20\％未満の4564個の星を使用して、銀河回転の角速度の次のパラメーターを見つけました。$\Omega_0=28.84\pm0.10$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$、$\Omega^{'}_0=-4.063\pm0.029$kms$^{-1}$kpc$^{-2}$および$\Omega^{''}_0=0.766\pm0.020$kms$^{-1}$kpc$^{-3}$、ここでオールト定数は$A=16.25\pm0.33$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$および$B=-12.58\pm0.34$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$。銀河中心の周りの太陽近傍の回転速度は、太陽の採用された銀河中心距離$R_0=8.0\pm0.15$kpcに対して$V_0=230.7\pm4.4$kms$^{-1}$です。考慮された星の残留速度分散は低いことが示され、それらが非常に若いことを示唆しています。3つの座標で平均された残余速度分散は、ハービッグAe/Be星では$\sim$11kms$^{-1}$、おうし座T星では$\sim$7kms$^{-1}$です。
長周期変光星の水蒸気メーザーII。半規則型変光度RCrtおよびRTVir
| Title |
Water_vapour_masers_in_long-period_variable_stars_II._The_semi-regular_variables_R_Crt_and_RT_Vir |
| Authors |
J._Brand,_D._Engels,_A._Winnberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00294 |
「Medicina/EffelsbergH2Oメーザーモニタリングプログラム」では、20年以上にわたってRCrtとRTVirのメーザー放出を観測してきました。星周エンベロープ内のメーザースポットの分布と寿命についての洞察を得るために、同じ期間に取得された干渉計データを文献から収集しました。個々のメーザー機能の短期間の変動を、数か月から最大1。5年のタイムスケールで確認します。また、個々の特徴に依存しない一般的な明るさレベルの10年にわたる変動が、両方の星で見られました。これらは、選択された速度範囲で互いに独立して発生する明るさの変動によるものであり、光学光度曲線とは無関係です。個々のフィーチャの速度の予想されるドリフトは、通常、ブレンドによってマスクされます。ただし、RTVirでは、7。5年（<0.06km/s/yr）にわたって一定速度のフィーチャの例外的なケースが見つかりました。長期的な明るさの変動は、星の風に平均よりも高い密度の領域が存在することに起因すると考えられます。この領域には、短い時間スケールでメーザー放射を放出するいくつかの雲があります。これらの地域は通常、H2Oメーザーを励起するための適切な条件が存在するH2Oメーザーシェルを通過するのに約20年を必要とします。定速機能（11km/s）は、速度を変更せずにRTVirのH2Oメーザーシェルの約半分を移動した単一のメーザークラウドに由来する可能性があります。このことから、その経路はH2Oメーザーシェルの外側に位置していたと推測されます。ここでは、RTVirの恒星風がすでに最終流出速度に達しているようです。この結論は、RTVirでの最高のH2Oメーザー流出速度が、OHおよびCOの観測によって与えられた最終流出速度に近づくという観測によって裏付けられています。これは通常、他の半規則型変光星では観察されません。
核バーによって駆動される大量の分子流入によって供給されるESO320-G030のプロト疑似バルジ
| Title |
A_proto-pseudobulge_in_ESO_320-G030_fed_by_a_massive_molecular_inflow_driven_by_a_nuclear_bar |
| Authors |
Eduardo_Gonz\'alez-Alfonso,_Miguel_Pereira-Santaella,_Jaqueline_Fischer,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Chentao_Yang,_Almudena_Alonso-Herrero,_Luis_Colina,_Matthew_L._N._Ashby,_Howard_A._Smith,_Fernando_Rico-Villas,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Sara_Cazzoli,_Kenneth_P._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00347 |
核バーのある銀河は、ガスを効率的に内側に押し出し、核スターバーストと活動銀河核（AGN）を生成すると考えられています。HerschelとALMAの分光観測の分析に基づいて、孤立した二重バーの高光度赤外線銀河ESO320-G030のこのシナリオを確認します。ESO320-G030のHerschel/PACSおよびSPIRE観測は、18ラインのH2Oでの吸収/放出を示しています。これをALMAH2O423-330448GHzライン（Eupper〜400K）および連続画像と組み合わせて核領域を研究します。放射伝達モデルは、H2Oと連続体のデータを説明するために3つの核成分が必要であることを示しています。R〜130-150pc、T_dust〜50K、およびN_H2〜2x10^{23}cm^{-2}のエンベロープは、R〜40pcおよびtau_100um〜1.5-3（N_H2〜2x10）で核ディスクを囲みます。^{24}cm^{-2}）、非常にコンパクト（R〜12pc）、暖かく（〜100K）、埋もれている（tau_100um>5、N_H2>〜5x10^{24}cm^{-2}）コアコンポーネント。3つの核成分が銀河L_IRの70％を占めています（SFR〜16-18Msunyr^{-1}）。核は、核バーに関連するALMAを伴うCO2-1で観察される分子流入によって供給されます。半径が小さくなると（r=450-225pc）、質量流入速度は最大20Msunyr^{-1}まで増加します。これは、核SFRと同様であり、スターバーストが流入によって維持されていることを示しています。より低いrでは、流入は遠赤外線OH基底状態ダブレットによって最もよく調査され、推定流入速度は約30Msunyr^{-1}です。核ガス補充の約20Myrの短いタイムスケールは、急速な経年進化を示しており、強い核バーによって駆動される大量の流入によって供給される中間段階（<100Myr）のプロト疑似バルジを目撃していることを示しています。また、H2OモデルをH2^{18}O、OH、$^{18}OH、OH+、H2O^+、H3O^+、NH、NH2、NH3、CH、CHのハーシェル遠赤外線分光観測に適用します。^+、^{13}CH^+、HF、SH、およびC3、およびそれらの存在量を推定します。
| Title |
A_Method_to_Extract_Spatially_Resolved_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Emission_from_Spitzer_Spectra:_Application_to_M51 |
| Authors |
Lulu_Zhang,_Luis_C._Ho_and_Yanxia_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00405 |
中赤外スペクトルには、銀河の物理的特性を調べるための豊富な診断が含まれています。その中で、多環芳香族炭化水素（PAH）からの広範な発光機能は、減光の影響を比較的受けない星形成率（SFR）を推定する有望な手段を提供します。この論文は、近くのグランドデザイン渦巻銀河M51のスピッツァー/IRSマッピングモード観測を研究することにより、サブkpcスケールでのSFR指標としてのPAH放出の有効性を調査します。スペクトルデータキューブの空間要素を分析する新しいアプローチを提示します。これは、空間分解能と空間カバレッジを同時に最大化すると同時に、統合された$5-20\、\mu$mPAH放出の合計の信頼できる測定値を生成します。部分的なスペクトルカバレッジのみのスペクトルを使用して堅牢なPAH放射を抽出する戦略を考案し、欠落しているスペクトル領域を適切に組み合わせた中赤外線測光で補完します。M51では、PAH放射は、核に近いスケール$\sim0.4$kpcからディスク内の6kpcまで、消光補正された遠紫外線、近紫外線、およびH$\alpha$放射と密接に相関していることがわかります。これは、PAHが広範囲の銀河環境でSFRの優れたトレーサーとして機能することを示しています。しかし、地域の違いは存在します。M51の活動銀河の近くでは、6.2$\mu$mの特徴が弱く、PAH放出の全体的なレベルが抑制されています。渦巻銀河と銀河の中央の星形成領域は、腕間領域よりも強い7.7および8.6$\mu$mPAHの特徴を放出します。
明るい銀河のかすかな周辺のMATLAS調査
ディープイメージング、つまり非常に低い表面輝度の拡張オブジェクトをキャプチャできるイメージングは、銀河系外天文学の急速に成長している分野です。新しいタイプのかすかな天体を発見できるだけでなく、明るい銀河の深い画像も、過去の銀河衝突のかすかな兆候、潮汐の特徴を明らかにするので、非常に価値があります。このような「考古学的」記録は、銀河がどのように形成されたかを調査するために利用できます。MATLASの調査では、3.5mのカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡を使用して、近くにある177個の巨大な楕円銀河とレンズ状銀河の非常に深い画像を取得しました。私たちの貢献では、画像に見られるさまざまなタイプのオブジェクトと機能を紹介します。潮汐の特徴、さもなければ急冷された銀河のかすかな星形成領域、または私たち自身の銀河のかすかな塵の雲。最後に、ミランコビッチ望遠鏡でのディープイメージングの取り組みを紹介します。
渦巻銀河のスピンパリティIII-3DランダムウォークシミュレーションによるSDSS渦巻銀河の分布の双極子分析
| Title |
Spin_Parity_of_Spiral_Galaxies_III_--_Dipole_Analysis_of_the_Distribution_of_SDSS_Spirals_with_3D_Random_Walk_Simulations |
| Authors |
Masanori_Iye,_Masafumi_Yagi,_and_Hideya_Fukumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00662 |
銀河のスピンベクトルの分布が本当にランダムであるかどうかは、まだ観測によって決定されていません。宇宙の渦度場の分布に大規模な対称性の破れがあるかどうかは不明です。ここでは、観測されたスピン分布の双極子成分D_{max}を評価するための定式化を示します。その統計的有意性sigma_{D}は、3Dランダムウォーク（ランダムフライト）シミュレーションの予想振幅によって較正できます。この定式化を適用して、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）スパイラルの分布における双極子成分を評価します。Shamir（2017a）は、SDSSDR8の渦巻銀河のカタログを公開し、パターン認識ツールを使用してそれらを時計回りと反時計回りに分類しました（それぞれZスパイラルとSスパイラル）。彼は、それらの分布に有意な測光非対称性を発見しました。このサンプルは、sigma_{D}=4.00のレベルまで双極子の非対称性を提供することを確認しました。しかし、カタログには同じ銀河の複数のエントリがかなりの数含まれていることもわかりました。重複したエントリを削除した後、サンプル数は45％に大幅に減少しました。'cleaned'カタログで観察された実際の双極子の非対称性は非常に控えめで、sigma_{D}=0.29です。SDSSデータだけでは、局所宇宙の銀河のスピンベクトル分布における大規模な対称性の破れの存在をサポートしていないと結論付けます。データはランダム分布と互換性があります。
ALMAとHiZELSからのz = 1.5と2.2の通常の銀河における不明瞭な星形成活動と不明瞭な星形成活動のkpcスケールの解決された研究
| Title |
A_kpc-scale_resolved_study_of_unobscured_and_obscured_star-formation_activity_in_normal_galaxies_at_z_=_1.5_and_2.2_from_ALMA_and_HiZELS |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Edo_Ibar,_Ian_Smail,_Juan_Molina,_David_Sobral,_Andres_Escala,_Philip_Best,_Rachel_Cochrane,_Steven_Gillman,_Mark_Swinbank,_R._J._Ivison,_Jia-Sheng_Huang,_Thomas_M._Hughes,_Eric_Villard,_Michele_Cirasuolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00686 |
高$z$輝線調査（HiZELS）から選択された赤方偏移1.47および2.23での9つの星形成銀河のサンプルのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）連続観測を提示します。私たちのサンプルの4つの銀河は、静止フレーム355$\mu$mで0.25インチの解像度でALMAによって高い重要度で検出されます。補償光学支援面分光法（0.15''解像度）からの以前に観測されたH$\alpha$放射、およびハッブル宇宙望遠鏡（0.2''解像度）からのF606WおよびF140Wイメージングとともに、$\sim$kpcスケールの解像度でのこれらの高赤方偏移銀河における星形成活動、恒星および塵の質量。ALMAの検出率は、より大きな銀河（$M_*>10^{10.5}$M$_\odot$）と[N{\scii}]/H$\alpha$比（$>）の方が高いことがわかります。0.25$、気相金属量の代用）。塵は半径8kpcまで広がり、滑らかな構造で、塊状のH$\alpha$形態を示す銀河でも同様です。検出された銀河に対して導出された半光半径（$R_{\rmdust}$）は、$\sim$4.5kpcのオーダーであり、同様の赤方偏移でサブミリ波で選択された銀河の2倍以上のサイズです。私たちの世界的な星形成率の推定値（遠赤外線と絶滅補正されたH$\alpha$の光度から）はよく一致しています。しかし、星間物質のさまざまな相のさまざまな形態は、高赤方偏移の通常の銀河の複雑な絶滅特性を示唆しています。
HIが選択した低表面輝度銀河のUVおよびNIRサイズ
| Title |
UV_and_NIR_size_of_the_HI_selected_low_surface_brightness_galaxies |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Wei_Du,_Cong_Kevin_Xu,_Tianwen_Cao,_Hong-Xin_Zhang,_Jia-Sheng_Huang,_Chuan_He,_Zijian_Li,_Shumei_Wu,_Hai_Xu,_Y._Sophia_Dai,_Xu_Shao,_Marat_Musin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00688 |
低表面輝度銀河（LSBG）がどのように星を形成し、恒星の質量を組み立てるかは、LSBGの母集団を理解するための最も重要な質問の1つです。遠紫外線（FUV）と近赤外線（NIR）の両方の観測で381HIの明るいLSBGのサンプルを選択して、星形成率（SFR）と恒星の質量スケール、および成長モードを調査します。サンプルのUVおよびNIR半径を測定します。これは、星形成および恒星の質量分布スケールを表します。また、UVおよびHバンドの半径と恒星の質量の関係をアーカイブデータと比較して、LSBG母集団と他の銀河との間のSFRおよび恒星の質量構造の違いを特定します。銀河のHI質量は、HI半径と密接な相関関係があるため、HI半径とUV半径を比較して、HIガスの分布と星形成活動を理解することもできます。私たちの結果は、HIが選択したLSBGのほとんどが拡張された星形成構造を持っていることを示しています。LSBGの恒星質量分布は、同じ恒星質量ビンにある円盤銀河と同様の構造を持っている可能性がありますが、LSBGの星形成活動は、高面密度銀河よりも大きな半径で発生するため、LSBGサンプルの選択に役立つ可能性があります。広視野深uバンド画像調査から。HIもより大きな半径で分布しており、LSBGのケニカットとシュミットの関係が急勾配（または急勾配）であることを示しています。
$ \ gamma- $ rayで検出された狭線セイファート1銀河の夜間の光学的変動
| Title |
Intra-night_optical_variability_of_$\gamma-$ray_detected_narrow-line_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Vineet_Ojha,_Hum_Chand,_Gopal-Krishna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00750 |
狭線セイファート1銀河（NLSy1s）のまれで謎めいたサブセットの夜間光学変動（INOV）を体系的に特徴づける最初の試みを報告します。これは、$\gamma$線帯での検出によってマークされているため、ブレーザーのようなドップラーブーストされた相対論的ジェットに恵まれています。ただし、これら2種類のAGNの中央エンジンは、降着率の異なるレジームで動作すると考えられています。15個の$\gamma$線NLSy1のかなり大きく偏りのないサンプルでのINOV検索は、36回の監視セッションで実行されました。各セッションは$\geq$3時間続きます。私たちの分析では、セッション中のシーイングディスクの変動が微分光度曲線に及ぼす可能性のある影響に対処するために特別な注意が払われました。総発光に対するホスト銀河からの寄与。私たちの観測から、$\gamma$線NLSy1sでのINOV検出のデューティサイクル（DC）は約25％〜30％と推定され、これはブレーザーで知られているものに匹敵します。このDCの推定値は、ホスト銀河だけでなく、これらの高域の核降着円盤によってもたらされる（はるかに安定した）発光によるAGNの非熱発光の希釈を補正できるようになると、おそらく上方修正が必要になりますエディントンレートの降着。最後に、ブレーザーと比較して、1時間未満の時間スケールでの急激な光フラックスの変化が$\gamma$線NLSy1ではまれではない可能性にも注意を向けます。
大マゼラン雲クラスターNGC1971のHbeta輝線星の複数の集団
| Title |
Multiple_populations_of_Hbeta_emission_line_stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud_cluster_NGC1971 |
| Authors |
Andr\'es_E._Piatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00929 |
私たちは若い大マゼラン雲星団NGC1971を再訪し、観測された拡張主系列星団（eMSTO）の理解に追加の手がかりを提供することを目的としました。これは、若い星団によく見られる特徴であり、最近、実際の年齢は星団の年齢と同様に広がります（〜160Myr）。このようなeMSTOの性質を調査するために、メンバーシップ確率の高い星の正確なワシントンとストロムグレンの測光を組み合わせました。アドホックに定義されたさまざまな疑似色から、eMSTO全体に分布する青と赤の星は、軽い元素と重い元素の存在量の不均一性を示さないことがわかりました。これらの「青」と「赤」の星は、ワシントン$M$の光度が採用された場合にのみ、2つの明らかに異なるグループに分割されます。Be星がNGC1971のeMSTOに存在するのは、次の理由によると推測されます。i）HbetaがM通過帯域に寄与する。ii）Hbeta放出は、Be星の一般的な特徴です。iii）ワシントンMとT1の光度は密接な相関関係を示しています。後者は、Be星で観測されたHalpha輝線の寄与を測定し、これはHbeta放出と相関します。私たちが知る限り、これは若い星団で観測されたeMSTOの起源としてHbeta放出を指摘する最初の観測結果です。プレゼンスの結果は、Be星に一般的に見られる特徴を中心とした通過帯域を備えた測光システムからeMSTOを研究する新しい可能性を確かに開きます。
超新星のダスト破壊効率の再考
| Title |
Revisiting_the_dust_destruction_efficiency_of_supernovae |
| Authors |
F._D._Priestley,_H._Chawner,_M._Matsuura,_I._De_Looze,_M._J._Barlow,_H._L._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00937 |
超新星による塵の破壊は、星間物質（ISM）から塵を取り除く主要なプロセスの1つです。このプロセスの効率の推定値は、理論的および観察的の両方で、通常、衝撃が均質な媒体に伝播することを前提としていますが、ISMは実際には重要な下部構造を持っています。X線および赤外線（IR）データを対応する放出モデルと組み合わせて使用して、3つの超新星残骸（SNR）で衝撃を受けたISMのダストおよびガス特性を自己無撞着にモデル化します。X線観測から得られた特性を持つガスによる衝突加熱は、各SNRからの遠赤外線フラックスに適合するには高すぎるダスト温度を生成します。追加のより冷たいダスト成分が必要であり、それは、X線放出ガスによって加熱された暖かいダストの最小質量よりも数桁大きい最小質量を有する。ダストとガスの質量比は、X線放出材料のダストの大部分が破壊されている一方で、低温成分に残っているダストの割合がおそらく1に近いことを示しています。コールドコンポーネントは実質的にすべてのダスト質量を構成するため、衝撃を受けたガスとダストの複数のフェーズを説明できない均質モデルに基づく破壊タイムスケールは、実際のダスト破壊効率を大幅に過大評価し、その後、穀物の寿命を過小評価する可能性があります。
LOFARを使用して発見された銀河規模のジェットの集団
| Title |
A_population_of_galaxy-scale_jets_discovered_using_LOFAR |
| Authors |
B._Webster,_J._H._Croston,_B._Mingo,_R._D._Baldi,_B._Barkus,_G._Gurkan,_M._J._Hardcastle,_R._Morganti,_H._J._A._Rottgering,_J._Sabater,_T._W._Shimwell,_C._Tasse,_G._J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01015 |
高光度のラジオラウドAGNからのフィードバックの影響は、文献で広く議論されていますが、低光度のラジオラウドAGNからのフィードバックはあまりよく理解されていません。LOFARのような高感度、高角度分解能、広視野望遠鏡の出現により、このようなかすかな光源の広域研究が初めて可能になりました。LOFARTwoMeterSkySurvey（LoTSS）の最初のデータリリースを使用して、150MHzの光度が$3\times10^{22}$から$1.5\times10^{25}\textの195個の電波銀河の集団が発見されたことを報告します。{WHz}^{-1}$および総電波放射は80kpc以下。銀河スケールジェット（GSJ）と呼ばれるこれらのオブジェクトは、銀河スケールでのホストの進化に直接影響を与えるのに十分小さいです。サンプルの典型的なホスト特性について報告し、9％がらせんによってホストされ、残りが楕円銀河によってホストされていることを発見しました。スパイラルでホストされるGSJの2つは非常に珍しく、電波の光度が低く、FRIIのような形態です。私たちのGSJのホスト特性は、電波放射がホストの中央領域を超えて拡大した直後の人生のある段階で観測された通常のAGNであることを示しています。私たちの見積もりに基づくと、GSJの約半分がISMエネルギーの1桁以内の内部無線ローブエネルギーを持っているため、起こりうる衝撃を無視しても、GSJはエネルギー的にホストの進化に影響を与えることができます。GSJの現在のサンプルは、LoTSSの将来のリリースでサイズが大きくなり、低光度の電波源からのフィードバックをさらに研究するための基礎を形成することもできます。
おうし座の円盤流出源のALMA化学調査（ALMA-DOT）III：DGタウの原始惑星系円盤におけるガスと塵の相互作用
| Title |
ALMA_chemical_survey_of_disk-outflow_sources_in_Taurus_(ALMA-DOT)_III:_The_interplay_between_gas_and_dust_in_the_protoplanetary_disk_of_DG_Tau |
| Authors |
L._Podio,_A._Garufi,_C._Codella,_D._Fedele,_K._Rygl,_C._Favre,_F._Bacciotti,_E._Bianchi,_C._Ceccarelli,_S._Mercimek,_R._Teague,_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01081 |
惑星は原始惑星系円盤に形成され、その化学組成を継承します。したがって、ディスクの分子含有量を理解することが重要です。私たちは、DGタウのディスク内の分子の分布と存在量を特徴づけることを目指しています。おうし座のディスク流出源のALMA化学調査（ALMA-DOT）のコンテキストで、H2CO3（1,2）-2（1,1）、CS5-4のDGタウのディスクのALMA観測を分析します。、およびCN2-1（〜0.15"）、つまり〜18au（121pc）。H2COおよびCSは、1.3mmのダスト連続体の端にあるディスクリングから発生し、CSはH2COに対して外側のディスク領域をプローブします（ピークCNは、約80auでピークに達する最も外側のディスク/エンベロープ領域から発生します。H2COはディスク放出によって支配されますが、CSは、ピークがディスクに蓄積する可能性のある2つの物質の流れもプローブします。ストリームがディスクに接続する場所での放出。リングおよびディスクの高さの平均カラム密度は、〜2.4-8.6e13cm-2（H2CO）、〜1.7-2.5e13cm-2（CS）、および〜1.9-4.7です。e13cm-2（CN）。不鮮明なマスキングにより、約40au、つまりCO雪線のすぐ外側（約30au）でダスト放出が強化されたリングが明らかになります。CSとH2COの放出は共空間的であり、化学的に関連していることを示しています。観察された分子の輪1.3mmの連続体の端での放射は、ダストの不透明度の影響および/または内部ディスクの連続体の過剰減算が原因である可能性があります。また、mmダストのエッジでのUV浸透および/または温度逆転の増加により、これらの分子の気相形成と脱離が促進されます。さらに、H2COとCSは、強化されたダスト放出のリングの外側から発生します。これは、0.87mmでの直線偏光の変化とも一致します。これは、CO雪線の外側で、連続体の強度の増加（および分極の変化）および分子放出に反映されるダスト特性の変化がある可能性があることを示唆しています。
4等の変動を伴う新しい極端に変化する状態のクエーサーの発見、SDSS J125809.31 + 351943.0
| Title |
Discovery_of_a_new_extreme_changing-state_quasar_with_4_mag_variation,_SDSS_J125809.31+351943.0 |
| Authors |
Shumpei_Nagoshi,_Fumihide_Iwamuro,_Kazuma_Wada_and_Tomoki_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01127 |
1983年から2015年にかけて光学で4等増光したクエーサーSDSSJ125809.31+351943.0（J1258）の発見を報告します。これは、これまでで最大のクエーサー増光イベントの1つです。カタリナリアルタイムトランジェントサーベイとスーパーノヴァエの全天自動捜索システム（ASAS-SN）からのこのクエーサーの光学測光データの履歴、WISE衛星からの中赤外線測光データ、および広域輝線（BEL）フラックススローンデジタルスカイサーベイの分光法によって得られたものは、2003年から2015年の間に大幅な増加を示しています。1983年のCFHT測光観測と、1975年と1969年のデータを含むUSNO-Bカタログを調査したところ、ソースは以前より4等暗いことがわかりました。最近のASAS-SN測光のピーク。これらのデータの履歴から、J1258を新しいChanging-StateQuasar（CSQ）として識別しました。また、西はりま天文台の2メートル望遠鏡を用いて、2018年12月と2019年5月に追跡分光観測を行いました。結果は、連続体フラックスとBELフラックスがそのピークの約50％に減少したことを示しています。これは、J1258がBELフラックスと連続フラックスの2つの変化状態を引き起こしていることを示しています。J1258の変動性、特にその増光イベントは、タイムスケールとエディントン比の変動に基づく加熱フロントの伝播と降着円盤の状態遷移によって説明できると主張します。J1258のブラックホールの推定質量は、これまでに見つかったCSQよりも約1桁大きい。変化するタイムスケールと降着円盤のサイズの両方がブラックホールの質量に依存するため、J1258の増光イベントは、他のCSQの変動のスケーリングされたバージョンとして解釈できます。これは、ブラックホールの質量が大きい遠方のクエーサーのサンプルには、より長く、より深刻な変動を持つオブジェクトが含まれている可能性があることを示唆しています。
オリオン原始星のVLA / ALMA新生ディスクおよび多重度（VANDAM）調査IV。 OMC2-FIR3 /
HOPS-370内に埋め込まれた中間質量プロトスターとディスクの発表
| Title |
The_VLA/ALMA_Nascent_Disk_and_Multiplicity_(VANDAM)_Survey_of_Orion_Protostars_IV._Unveiling_the_Embedded_Intermediate-Mass_Protostar_and_Disk_within_OMC2-FIR3/HOPS-370 |
| Authors |
John_J._Tobin_(NRAO),_Patrick_Sheehan_(Northwestern),_Nickalas_Reynolds_(Oklahoma),_S._Thomas_Megeath_(Toledo),_Mayra_Osorio_(IAA),_Guillem_Anglada_(IAA),_Ana_Karla_Diaz-Rodriguez_(IAA),_Elise_Furlan_(IPAC),_Kaitlin_Kratter_(Arizona),_Stella_Offner_(Texas),_Leslie_Looney_(Illinois),_Mihkel_Kama_(Tartu_Obs./UCL),_Zhi-Yun_Li_(Virginia),_Merel_van_'t_Hoff_(Michigan),_Sarah_Sadavoy_(Queen's_U.),_Nicole_Karnath_(USRA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01160 |
$\sim$0で候補中間質量原始星OMC2-FIR3（HOPS-370;\lbol$\sim$314〜\lsun）に向けたALMA（0.87〜mmおよび1.3〜mm）およびVLA（9〜mm）観測を提示します。連続発光の\farcs1（40〜au）解像度、および9つの分子線の$\sim$0\farcs25（100au）解像度。0.87〜mmおよび1.3〜mmのALMAで観測されたダストの連続体は、見かけの半径が$\sim$100〜auのHOPS-370に向かってほぼエッジオンのディスクを解決します。VLA観測は、塵の連続体のディスクとジェット方向に沿って伸びる自由放出の両方を検出します。分子線（H$_2$CO、SO、CH$_3$OH、\thco、\cateo、NS、およびH$^{13}$CN）のALMA観測は、HOPS-370直交を取り巻く見かけのディスクの回転を明らかにします。ジェット/流出方向に。放射伝達モデルを、ディスクのダスト連続体構造と、H$_2$CO、CH$_3$OH、NS、およびSOラインの内部エンベロープとディスクの分子ライン運動学の両方に適合させます。H$_2$CO、CH$_3$OH、NS、およびSOの組み合わせを使用して適合させた場合、中央の原始星の質量は$\sim$2.5〜\msun\であり、ディスク半径は$\sim$94〜auであると決定されます。中間質量原始星と一致する線。ダスト連続体とスペクトルエネルギー分布（SED）のモデリングにより、0.035〜\msun\（推定ダスト+ガス）のディスク質量と62〜auのダストディスク半径が得られるため、ダストディスクの半径はガスよりも小さい可能性があります。ディスク、クラスIIディスクと同様。測定された原始星の質量で観測された光度を説明するために、HOPS-370は1.7から3.2$\times$10$^{-5}$〜\msun〜yr$^{-1}$の間の速度で降着している必要があります。
SkyMapperとGaiaDR2を使用して、Galaxyのハローと非常に金属の弱い厚い円盤を探索する
| Title |
Exploring_the_Galaxy's_halo_and_very_metal-weak_thick_disk_with_SkyMapper_and_Gaia_DR2 |
| Authors |
G._Cordoni,_G._S._Da_Costa,_D._Yong,_A._D._Mackey,_A._F._Marino,_S._Monty,_T._Nordlander,_J._E._Norris,_M._Asplund,_M._S._Bessell,_A._R._Casey,_A._Frebel,_K._Lind,_S._J._Murphy,_B._P._Schmidt,_X._D._Gao,_T._Xylakis-Dornbusch,_A._M._Amarsi,_and_A._P._Milone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01189 |
この作業では、\textit{SkyMapperSurveyforExtremelyMetal-Poorstars}の分光情報とGaiaDR2の位置天文学を組み合わせて、金属量範囲が$-6.5\leq\rm[Feの475個の星のサンプルの運動学を調査します。/H]\leq-2.05$dex。アクションマップを利用して、\textit{GaiaSausage}と\textit{GaiaSequoia}の降着イベントとそれぞれ動的に一致する16個と40個の星を特定します。これらの候補の中で最も金属量が少ないのは、それぞれ$\rm[Fe/H]=-3.31$と$\rm[Fe/H]=-3.74$の金属量であり、前駆体の低金属量テールを定義するのに役立ちます。降着イベントに関与します。また、他の研究と一致して、サンプルの$\sim$21\％には、銀河面の3〜kpc以内に制限されたままの軌道があることがわかりました。つまり、|Z$_{max}$|$\leq$3〜kpc。特に興味深いのは、低い|Z$_{max}$|のサブサンプル（全体の$\sim$11\％）です。奇行が少なく、動きが進んでいる星。これらの星の最低の金属量は[Fe/H]=--4.30であり、サブサンプルは金属の弱い厚い円盤集団の非常に低い金属量の尾として最もよく解釈されます。逆行軌道を持つ低|Z$_{max}$|、低離心率の星はおそらく降着しますが、低|Z$_{max}$|、高離心率の順行星と逆行星はおそらく\textit{に関連しています。ガイアソーセージ}システム。私たちのサンプルのごく一部（全体の$\sim$4\％）が銀河から逃げている可能性が高いことがわかり、これらの星は、落下する矮小銀河が整然と破壊されたときに発生する重力相互作用からエネルギーを得たと仮定しています。
ペアワイズニュートリノ変換物理学における方向の変化：衝突の影響
| Title |
A_change_of_direction_in_pairwise_neutrino_conversion_physics:_The_effect_of_collisions |
| Authors |
Shashank_Shalgar_and_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00004 |
ニュートリノの高速ペアワイズ変換は、ニュートリノ密度の高いソースのコアのフレーバー分布に影響を与える可能性があります。空間的不均一性のないニュートリノガスでの角度に依存しない、方向を変える衝突を想定した単純化されたフレームワーク内での衝突と高速変換の間の相互作用を調査します。予想に反して、衝突はそれらを減衰させるのではなく、高速フレーバー変換を強化する可能性があることがわかりました。私たちの仕事は、高速ペアワイズ変換のコンテキストでフレーバーの結果を確実に予測するために、ニュートリノの角度分布に対する衝突のフィードバックを自己無撞着に考慮する必要性を強調しています。
SNEWS 2.0：マルチメッセンジャー天文学のための次世代の超新星早期警報システム
| Title |
SNEWS_2.0:_A_Next-Generation_SuperNova_Early_Warning_System_for_Multi-messenger_Astronomy |
| Authors |
S._Al_Kharusi,_S._Y._BenZvi,_J._S._Bobowski,_V._Brdar,_T._Brunner,_E._Caden,_M._Clark,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_J._I._Crespo-Anad\'on,_A._Depoian,_D._Dornic,_V._Fischer,_W._Fulgione,_A._Gallo_Rosso,_M._Geske,_S._Griswold,_M._Gromov,_D._Haggard,_A._Habig,_O._Halim,_A._Higuera,_R._Hill,_S._Horiuchi,_K._Ishidoshrio,_C._Kato,_E._Katsavounidis,_D._Khaitan,_J._P._Kneller,_A._Kopec,_V._Kulikovskiy,_M._Lai,_M._Lamoureux,_R._F._Lang,_H._L._Li,_M._Lincetto,_C._Lunardini,_J._Migenda,_D._Milisavljevic,_M._E._McCarthy,_E._O'Connor,_E._O'Sullivan,_G._Pagliaroli,_D._Patel,_R._Peres,_B._W._Pointon,_J._Qin,_N._Raj,_A._Renshaw,_A._Roeth,_J._Rumleskie,_K._Scholberg,_A._Sheshukov,_T._Sonley,_M._Strait,_V._Takhistov,_I._Tamborra,_J._Tseng,_C._D._Tunnell,_J._Vasel,_C._F._Vigorito,_B._Viren,_C._J._Virtue,_J._S._Wang,_L._J._Wen,_L._Winslow,_F._L._H._Wolfs,_X._J._Xu,_Y._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00035 |
天の川銀河またはその衛星の次のコア崩壊超新星は、星の爆発に関する詳細な情報を取得し、極限状態が見つかったためにさまざまな分野に重要な科学的洞察を提供する、世代に一度の機会を表しています。以内に。私たちの銀河の超新星は、人間のタイムスケールではまれであるだけでなく、予定外の時間にも発生するため、イベントから可能なすべての情報を取得するために、準備ができて利用可能なすべての機器を使用することが重要です。潜在的な恒星爆発の最初の兆候は、ニュートリノの明るいバーストの到着です。世界中の複数の検出器によるその観測は、その後の電磁花火の早期警告を提供するだけでなく、重要な背景を持つ他の検出器に信号を送り、最近のデータを保存できるようにします。超新星早期警報システム（SNEWS）は、2005年以来、自動モードでのニュートリノ実験の単純な偶然として機能しています。マルチメッセンジャー天文学の現在の時代では、SNEWSが次の銀河系超新星からの科学に対する感度を最適化する新しい機会があります。単純な早期警報。このドキュメントは、2019年6月にSNEWS2.0の設計に向けたワークショップの成果物です。これは、このような貴重なイベントから得られる科学を最大化するために、迅速なニュートリノ検出の独自の利点を活用する拡張機能を備えたアップグレードされたSNEWSです。
低光度AGNにおけるブラックホールシャドウの可視性
| Title |
Visibility_of_Black_Hole_Shadows_in_Low-luminosity_AGN |
| Authors |
Thomas_Bronzwaer,_Jordy_Davelaar,_Ziri_Younsi,_Monika_Mo\'scibrodzka,_H\'ector_Olivares,_Yosuke_Mizuno,_Jesse_Vos,_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00069 |
ブラックホールの降着は、ブラックホールシャドウと呼ばれる特徴的な暗い中央領域を表示する傾向があります。これは、時空/観測者のジオメトリのみに依存し、ブラックホールの質量とスピンに関する情報を伝達します。逆に、観測された中央の明るさの低下、または画像の影は、さらに発光領域の形態に依存します。この論文では、降着するブラックホールのGRMHDベースのモデルで意味のあるブラックホールの影を観測するための天体物理学的要件を調査します。特に、イメージシャドウがブラックホールシャドウと異なる可能性がある2つのプロセスを特定します。それは、イメージシャドウをブラックホールシャドウよりも大きくする可能性がある降着流の最も内側の領域の排出と、ブラックホールの不明瞭化です。-降着流の光学的に厚い領域によるホールシャドウ。これにより、イメージシャドウをブラックホールシャドウよりも小さくしたり、完全に除去したりできます。モデルの画像の影が対応するブラックホールの影と一致するモデルと、2つが互いに逸脱しているモデルを調査します。コンパクトで光学的に薄い発光領域が与えられた場合、私たちのモデルは5％の精度でブラックホールの影のサイズの測定を可能にすることがわかります。これらの条件は、検討したすべてのMADシミュレーション、および一部のSANEシミュレーションで一般的に満たされていることを示しています。
潮汐破壊現象の無線監視SwiftJ164449.3 +573451。 IV。継続的なフェージングと非相対論的拡大
| Title |
Radio_Monitoring_of_the_Tidal_Disruption_Event_Swift_J164449.3+573451._IV._Continued_Fading_and_Non-Relativistic_Expansion |
| Authors |
Yvette_Cendes,_Tarraneh_Eftekhari,_Edo_Berger,_Emil_Polisensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00074 |
Jansky超大型アレイ（VLA）による継続的なキャンペーンの一環として、以前は相対論的な潮汐破壊現象（TDE）SwiftJ164449.3+573451（\sw）の継続的な電波およびX線観測を提示します。）および\textit{Chandra}X線天文台。X線放射が検出可能なレベルを下回り、上限が$\lesssim3.5\times10^{-15}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$であることがわかります。100ksの観測。電波放射は引き続き検出され、着実に減衰します。両方とも、非相対論的流出からの前方衝撃放射と一致していますが、無線スペクトルエネルギー分布は、（$p\とは対照的に）$p\約3$の電子べき乗則指数でこれらの遅い時間によりよく適合していることがわかります。以前は約2.5ドル）。改訂されたスペクトルインデックスを使用すると、ラジオとX線データを使用して$\epsilon_B\upperx0.01$が見つかり、半径$R\upperx0.65$pcで密度$\upperx0.04$cm$^{3}$が見つかります。（$R_{\rmsch}\upperx2\times10^6$R$_\odot$）ブラックホールから。爆風波のエネルギースケールは$\約10^{52}$ergです。また、VLAスカイサーベイ（VLASS）の最初の2つのエポックからの3GHzでの\sw\の検出を報告し、$\sim10^2$軸外の\swのようなイベントが$z\sim0.5$であることを発見しました。VLASSデータに存在する可能性があります。最後に、\sw\自体は無線周波数で数十年にわたって検出可能なままであることがわかりますが、サブGHz周波数での観測は、その動的進化を特徴づけるためにますます重要になります。
1ES 1959 +650の2016マルチTeVフレアのEHBLのような振る舞いの2ゾーンフォトハドロニック解釈
| Title |
A_two-zone_photohadronic_interpretation_of_the_EHBL-like_behavior_of_the_2016_multi-TeV_flares_of_1ES_1959+650 |
| Authors |
Sarira_Sahu,_Carlos_E._L\'opez_Fort\'in,_Luis_H._Casta\~neda_Hern\'andez,_Subhash_Rajpoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00082 |
高エネルギーピークのブレーザー1ES1959+650は、マルチTeVフレアリングのいくつかのエピソードを経験した、よく知られており、よく研究されている近くのブレーザーです。2002年に、このブレーザーから孤立したTeVフレアが初めて観測されました。2016年4月29日から11月21日までの多波長キャンペーン中に、MAGIC望遠鏡は、シンクロトロンピークの位置が$10^{17}$Hzを超えることが判明した、2016年6月13日、14日、7月1日の夜にマルチTeVフレアリングを観測しました。。また、スペクトルエネルギー分布の2番目のピークがより高いエネルギーにシフトし、極端なHBLのような動作を示すことも観察されました。1ES1959+650を含む多くの高エネルギーブレーザーからのマルチTeVフレアの説明に非常に成功したフォトハドロニックモデルは、2016年のフレアリングイベントの研究に適用されます。フォトハドロニックモデルは、観測されたスペクトルを説明できないことが観察されます。ここでは、2ゾーンフォトハドロニックモデルを使用して、観測されたスペクトルを説明します。スペクトルの低エネルギーレジーム（ゾーン1）が高エネルギーブレーザーの標準的なフレアリングイベントに対応し、スペクトルの高エネルギーレジーム（ゾーン2）がフレアリングの極端な性質のみによるものであることを明確に示しています。イベント。私たちの2ゾーンフォトハドロニックモデルは、MAGIC望遠鏡で観測されたマルチTeVフレアイベントを非常によく説明しています。
ミリ秒パルサーPSRJ0514-4002Aの分析モデル
TolmanVII時空を使用して、球状星団NGC1851（A。Ridolfi、PCCFreire、Y。Gupta、SMRansom、MNRAS490、3860（2019））にある新しく発見されたミリ秒パルサーPSRJ0514-4002Aの相対論的モデルを構築します。。上記の中心密度（$\rho_{0}$）、中心圧力（$p_{0}$）、推定半径、コンパクトさ（$u$）、および表面赤方偏移（$Z_{s}$）を取得しました。新たに発見されたミリ秒パルサー。これは報告されたデータと非常に一致しています。ミリ秒パルサーの状態方程式（EoS）は、物理的に許容できる性質で硬いものとして出てきました。私たちが提案したモデルでさえ、最大$1.51M_{\odot}$の質量を持つミリ秒パルサーのほとんどを分析できるわけではありません。
この論文では、四重極モーメントまでの物質の外部分布の存在下で、静的ブラックホールの周りに解析的に磁化された厚いディスクモデルを構築しました。この時空は、静的で軸対称の物体の外部を局所的に記述するアインシュタイン場の方程式の解です。この研究の目標は、この時空における磁化された非自己重力ディスクの平衡シーケンスの特性を研究することにより、この時空と四重極モーメントの影響を研究することです。以前に文献で検討された2つのアプローチの組み合わせに基づいて、厚板モデルを構築する手順について説明しました。このモデルの特性と、一般相対性理論の範囲内で数値モデルの初期データとして使用できる初期パラメーターへの依存性を示しました。
ドゥルガパル時空における奇妙な星の分析モデル
ここでは、DurgapalIVメトリック（Durgapal1982）に基づく新しい奇妙な星モデルを紹介します。ここでは、特定の方法を適用して、コンパクトオブジェクト4U1702-429、2A1822-371、PSRJ1756-2251の内部物理特性を研究しました。PSRJ1802-2124およびPSRJ1713+0747。この研究の主な目的は、中心密度（$\rho_{0}$）、面密度（$\rho_{b}$）、中心圧力（$p_{0}$）、表面の赤方偏移（$Z_{s}$）、コンパクトさと半径。さらに、モデルの安定性を研究するためにさまざまなテストを実行し、最終的に、圧力と密度に基づいた方程式、つまり天体物理学の分野で重要な意味を持つ推定状態方程式（EoS）を与えることができます。
繰り返される高速電波バースト源からの多様な偏波角スイング
| Title |
Diverse_polarization_angle_swings_from_a_repeating_fast_radio_burst_source |
| Authors |
R._Luo,_B._J._Wang,_Y._P._Men,_C._F._Zhang,_J._C._Jiang,_H._Xu,_W._Y._Wang,_K._J._Lee,_J._L._Han,_B._Zhang,_R._N._Caballero,_M._Z._Chen,_X._L._Chen,_H._Q._Gan,_Y._J._Guo,_L._F._Hao,_Y._X._Huang,_P._Jiang,_H._Li,_J._Li,_Z._X._Li,_J._T._Luo,_J._Pan,_X._Pei,_L._Qian,_J._H._Sun,_M._Wang,_N._Wang,_Z._G._Wen,_R._X._Xu,_Y._H._Xu,_J._Yan,_W._M._Yan,_D._J._Yu,_J._P._Yuan,_S._B._Zhang_and_Y._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00171 |
高速電波バースト（FRB）は、原因不明のミリ秒持続時間の電波トランジェントです。FRBから非常にコヒーレントな放出を生成する可能性のある2つの可能なメカニズムは、中性子星磁気圏または中心エネルギー源から遠く離れた相対論的衝撃を引き起こします。詳細な偏光観測は、放出メカニズムを理解するのに役立つかもしれません。ただし、利用可能なFRB偏光データは、一部のリピーターの各バースト中の一定の偏光角や、他の明らかに1回限りのイベントの可変偏光角など、多数の偏光特性を示しているため、複雑になっています。ここでは、FRB180301からの15バーストの観測を報告し、そのうちの7つでさまざまな偏光角の揺れを見つけます。これらのバーストの偏光角の特徴の多様性は、電波放射の磁気圏起源と一致しており、相対論的衝撃を引き起こす放射モデルを嫌います。
銀河中心の超高エネルギー宇宙線勾配の起源にある可能性のある超新星残骸からの宇宙線の時間依存的脱出
| Title |
Time-dependent_escape_of_cosmic_rays_from_supernova_remnants_potentially_at_the_origin_of_the_very-high-energy_cosmic-ray_gradient_of_the_Galactic_center |
| Authors |
L._Jouvin,_A._Lemi\`ere_and_R._Terrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00214 |
HE.S.S.によって測定された内部200pcの超高エネルギー拡散放射の分布銀河中心（GC）にピークを迎える顕著な宇宙線（CR）勾配の存在を示します。以前の研究では、これらのデータは、CRがGCの固定ソースから拡散するシナリオと一致していることが示されています。以前に、3Dガス分布と超新星爆発の現実的な分布を考慮に入れると、超新星残骸（SNR）で加速されたCRが、H.E.S.S。によって観測されたGCCRの大部分を占めるはずであることを示しました。しかし、モデルは内側の30個の見かけの過密度を完全には再現していませんでした。この研究では、衝撃波が周囲の媒体で減速するときに発生すると予想される残骸から逃げる時間エネルギー依存宇宙線を研究します。結果として得られるCR分布は、H.E.S.S。によって観察された準定常プロファイルに従うことを示します。より密接に。主な特徴は、エネルギー依存の脱出が、エネルギーによるガンマ線放出の形態の強い依存性を生み出すことです。このエネルギー依存性の存在は、チェレンコフ望遠鏡アレイによって観察できるはずです。
新たに発見されたマグネターSwiftJ1818.0-1607のチャンドラ観測
SwiftJ1818.0-1607は、2020年3月12日にSwiftBurstAlertTelescopeによって発見された新しいラジオラウドマグネターです。磁場B〜2.5e14G、スピンダウン光度7.2e35ergs/s、特性年齢〜470年の。ここでは、マグネターとその環境の高解像度イメージングと分光学的研究を可能にしたSwiftJ1818.0-1607のチャンドラ観測について報告します。マグネターの1-10keVスペクトルは、1.2\pm0.1keVの温度と1.9e-11ergs/cm^2/sの非吸収フラックスを持つ単一の黒体モデルによって最もよく説明されます。これは、6.5kpcの距離で約9.6e34ergs/sのX線光度と約0.13の効率を意味します。チャンドラ画像はまた、マグネターから>10"までのかすかな拡散発光を示しており、そのスペクトルは、2.0\pm0.5の光子指数と約8.1e33ergs/sの光度のべき乗則によって適切に記述されています。SwiftJ1818.0-1607は、高Bパルサーとマグネターの間の特性を示す一時的な発生源であり、電力を供給できると結論付けています。少なくとも部分的には、回転動力のパルサーと同様の高いスピンダウンによるものです。
| Title |
Spinning_black_holes_as_cosmic_string_factories |
| Authors |
Hengrui_Xing,_Yuri_Levin,_Andrei_Gruzinov,_Alexander_Vilenkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00654 |
はるかに巨大でコンパクトなブラックホールによって捕らえられる宇宙ひもループの進化を考えます。より小さなループの放出を生成するいくつかの再接続の後、ブラックホールにバインドされたままのループがほぼ周期的な非自己交差軌道、「軌道」上を移動することを示します。軌道は、ループと回転するブラックホールの間のエネルギーと角運動量の交換によって進化します。このような進化は、3次元空間における補助閉曲線の特定の連続変形と数学的に同等であることを示します。ブラックホールスピンがゼロの場合、この変形は曲線の短縮であり、数学者によって広く研究されています。進化は、ブラックホールのスピンエネルギーの超放射抽出によるループ成長と、地平線に対する移動ストリングの摩擦によるループ崩壊の競合する効果を特徴としています。補助曲線の自己交差は、新しいストリングセグメントのブラックホールによるキャプチャに対応し、したがって、新しいキャプチャされたループの追加に対応します。そのような進化の可能な漸近状態は、重力波の強いエミッターであることが示されています。再接続が漸近状態に到達するのを妨げるかどうかは、まだ調査されていません。さらに、重力波の放出と、軌道を変えて自己交差につながる可能性のあるブラックホールの反動によって、軌道の形状も変化します。無次元の張力$\mu$のかなりの範囲で、ストリングループは銀河の中心にある超大質量ブラックホールによって捕らえられていると私たちは主張します。これは、ストリングループとブラックホールの間の相互作用、特にブラックホールのスピンダウンと銀河核で作成されたストリングによる重力波の生成に対するこのプロセスの影響のさらなる研究を強く動機付けます。また、原始ブラックホールによる潜在的なループキャプチャについても説明します。
過渡超大光度X線源NGC5474X-1
| Title |
Transient_Ultraluminous_X-ray_Source_NGC5474_X-1 |
| Authors |
Kirill_Atapin,_Alexander_Vinokurov,_Arkadiy_Sarkisyan,_Yulia_Solovyeva,_Aleksei_Medvedev,_Sergei_Fabrika_and_Alexander_Kostenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00795 |
超大光度X線源NGC5474X-1の光学およびX線研究を紹介します。ChandraとSwiftのデータの分析から、3。5年以内に線源のX線束が2桁以上変化することがわかりました。ピーク光度が$1.3\times10^{40}$erg/sの明るい状態では、光源は$\Gamma\lesssim1$で非常に硬いスペクトルを示しました。コヒーレントな脈動の証拠は見つかりませんでした。X線束が最大であることが観測されてから14か月後にF336Wフィルター（Uバンド）でハッブル宇宙望遠鏡（HST）を使用してこの領域を最初に観測したところ、光源は次のように光学範囲で明るいことがわかりました。上手。その後、光源が両方の範囲でフェードし、光学変動の振幅は2.8等に達しました。その後のより深いHST観測により、NGC5474X-1の親であると主張する、オブジェクトの場所にある約1Gyrの星団を特定することが可能になりました。ただし、300pc以内に$\sim10$Myrの年齢の星が存在します。ULXは、NGC5474X-1が比較的若い天体である可能性を完全に排除するものではありません。ソースの特性を他のULXと比較すると、既知の中性子星ULXとブラックホールを降着していると考えられている過渡ULXの両方に類似していることがわかりました。
水素の少ない超高輝度超新星の光球速度勾配と噴出質量-速いイベントと遅いイベントを区別するためのプロキシ
| Title |
Photospheric_Velocity_Gradients_and_Ejecta_Masses_of_Hydrogen-poor_Superluminous_Supernovae_--_Proxies_for_Distinguishing_between_Fast_and_Slow_Events |
| Authors |
R\'eka_K\"onyves-T\'oth_and_J\'ozsef_Vink\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00883 |
噴出物の質量と光球速度の文脈で28のタイプI超高輝度超新星（SLSNe）の研究を提示します。測光と分光法を組み合わせて、放射拡散方程式の形式を介して噴出物の質量を推測します。スペクトルモデリングと相互相関技術を組み合わせることにより、光球速度を決定するための改善された方法を示します。タイプISLSNeは、最大前スペクトルによって2つのグループに分類できることがわかります。最初のグループのメンバーは、最大前のスペクトルにW字型の吸収トラフがあり、通常はOIIによるものとして識別されます。この特徴は、2番目のグループの超新星のスペクトルには存在しません。そのスペクトルはSN〜2015bnに類似しています。最大前または最大に近い光球速度が速度勾配と相関していることを確認します。より速く進化するSLSNeは、最大付近でより大きな光球速度を持ちます。研究したSLSNeを推定光シェリック速度によって高速または低速進化グループに分類し、SN〜2015bnに類似するすべてのオブジェクトが低速進化クラスに属し、Wのような吸収を示すSLSNeが両方で表されていることを確認します。進化の速いグループと遅いグループ。サンプル内のすべてのオブジェクトのイジェクタ質量を推定し、2.9（$\pm$0.8）〜208（$\pm$61）$M_\odot$の範囲の値を取得し、平均は$43（\pm12）です。〜M_\odot$。ゆっくりと進化するSLSNeは、速いものに比べて噴出物の質量が大きくなる傾向があると結論付けています。私たちの噴出物の質量計算は、SLSNeが、光度曲線の電力供給メカニズムに関係なく、非常に重い星のエネルギー爆発によって引き起こされることを示唆しています。
超大質量中性子星は双子の星を除外します
クォーク物質への強い相転移の可能性に関して、仮想の$2.5\、\mathrm{M_\odot}$中性子星の意味を調査します。一定の音速でクォーク物質に一次相転移で遷移するパラメータ化可能な相対論的平均ファイルモデルによって提供されるさまざまな剛性の状態方程式（EoS）を使用します。エネルギー密度の不連続性とEoSによって生成される最大質量との間に強い関係があることがわかります。目に見える双子の星、特に柔らかいEoSに必要な、エネルギー密度の大きな不連続性では、高い最大質量を実現できないことを示します。その結果、双子の星と$M_{max}\gtrsim2.2\、M_\odot$の最大質量は相互に排他的です。
最も明るいフェルミ-LATフラットスペクトル電波クエーサーのガンマ線放出領域の特定
| Title |
Locating_the_gamma-ray_emission_region_in_the_brightest_Fermi-LAT_Flat_Spectrum_Radio_Quasars |
| Authors |
Atreya_Acharyya,_Paula_M._Chadwick,_Anthony_M._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01073 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）で最初の8年間の運用中に検出された、9つの最も明るいフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）からのガンマ線フラックスの時間的およびスペクトル分析を提示し、場所を制限することを目的としています。放出領域の。各ソースの2つの最も明るいフレアから提供された増加した光子統計を使用して、B21520+31、PKS1502+106およびPKS1424-41からの時間未満の変動の証拠を見つけ、残りのソースはいくつかのタイムスケールで変動を示しています時間。これらは、ジェット内の非常にコンパクトな領域からのガンマ線放出を示しており、ブロードライン領域（BLR）内からの放出と互換性がある可能性があります。フレアスペクトルは、調査した18個のフレアのうち7個でスペクトルカットオフの証拠を示しており、これらの光源でのBLR放射の議論をさらに裏付けています。冷却タイムスケールのエネルギー依存性を調査すると、BLRの起源と分子トーラス（MT）内からの放出の両方の証拠が見つかります。ただし、モンテカルロシミュレーションでは、3C279、3C454.3、および4C21.35を除くすべてのソースからの非常に高いエネルギー（VHE）の放出は、BLRオリジンと互換性がないことが示されています。使用されたすべてのアプローチの組み合わせた発見は、最も明るいFSRQでのガンマ線放出が、BLRとMTの両方内のジェット全体の複数のコンパクトな放出領域で発生することを示唆しています。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による高赤方偏移での直接崩壊ブラックホール周辺の潮汐破壊現象の検出
| Title |
Detection_of_Tidal_Disruption_Events_around_Direct_Collapse_Black_Holes_at_High_Redshifts_with_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
E._Regos,_J._Vinko,_Z._Stermeczky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01138 |
これは、{\itJamesWebbSpaceTelescope}を使用して、狭視野（$\sim0.1$deg$^2$）、適度に深い（$m_）で、さまざまなタイプの銀河系外過渡現象の発見について説明するシリーズの3番目の続編です。{AB}\sim27$mag）調査。このパートでは、直接崩壊ブラックホール（DCBH）とその周辺の潮汐破壊現象（TDE）の検出可能性と観測特性に焦点を当てます。DCBHの降着光度とスペクトル、およびTDEの光度曲線に既存のモデルを使用すると、降着するDCBHシードは、JWSTNIRCamイメージングで最大$z\sim7$を検出するのに十分な明るさであり、TDEが大規模（$M\それらの周りのgtrsim50$Msol）星は、それらを一時的なオブジェクトとして発見する可能性を高めることができます。$M\sim10^6$Msolの非降着ブラックホール周辺の純粋なTDEは、3〜5ミクロンの赤いNIRCamバンドの$z<7$赤方偏移でも検出される可能性があります。また、NIRCamの色-色プロットでは、降着するDCBHが超新星（SNe）とは別に表示されますが、純粋なTDEは超高輝度超新星（SLSNe）とほぼ同じ色範囲にあるため、識別がより困難です。
視線速度を使用してバイナリのブラックホールを明らかにする：テストケース
| Title |
Using_radial_velocities_to_reveal_black_holes_in_binaries:_a_test_case |
| Authors |
M._Clavel_(1),_G._Dubus_(1),_J._Casares_(2),_and_C._Babusiaux_(1)_((1)_IPAG_-_France,_(2)_IAC_and_Universidad_de_La_Laguna_-_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01155 |
目的。巨星のLAMOSTスペクトルの大きな視線速度変動は、目に見えない仲間の存在を推測するために使用されてきました。それらのいくつかは、ブラックホール候補として提案されています。既知のX線対応物（UCAC4721-037069）を持つ1つの候補の分類を調査することにより、この選択をテストします。メソッド。リバプール望遠鏡から時間分解スペクトルを取得し、チャンドラ天文台から5ksの観測を取得して、このシステムの軌道パラメーターとX線放射を完全に制約しました。結果。ソースは、RSCVnとして分類できる日食の恒星バイナリであることがわかります。巨星はロッシュローブを満たし、2進質量比は1より大きくなります。このシステムは、対流層を持つ中間質量星からの安定した物質移動の例かもしれません。結論。ブラックホール候補を特定するために視線速度のみを使用すると、多くの誤検知につながる可能性があります。すべてのLAMOST候補で観測されたような光学軌道変調の存在は、ほとんどの場合、これが恒星のバイナリであることを示します。
天文鏡製造における3D印刷の使用
| Title |
Use_of_3D_printing_in_astronomical_mirror_fabrication |
| Authors |
Melanie_Roulet,_Carolyn_Atkins,_Emmanuel_Hugot,_Robert_Snell,_Bart_van_de_Vorst,_Katherine_Morris,_Michel_Marcos,_Iain_Todd,_Christopher_Miller,_Joris_Dufils,_Szigfrid_Farkas,_Gyorgy_Mezo,_Fabio_Tenegi,_Afrodisio_Vega-Moreno,_Hermine_Schnetler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00855 |
この論文では、天文学用の鏡の製造における3D印刷の可能性を探っています。従来の製造によって引き起こされた既存の問題を解決するために3D印刷の利点を利用して、2つの概念実証ミラー製造戦略がこの論文で調査されます。最初のコンセプトは、アクチュエータサポートシステムが組み込まれた変形可能なミラーで、ミラーの組み立て中にボンディングインターフェイスによって引き起こされるエラーを最小限に抑えます。2番目の概念は、ミラーの裏側に印刷された厚さ分布を実装することにより、さまざまなミラー形状にストレスミラー研磨（SMP）技術を適応させることです。両方の研究について、設計調査とプロトタイプ計画が提示されています。
グリシンおよび他の選択されたアミノ酸の中赤外および遠赤外スペクトルの統合モル吸光係数
| Title |
Integrated_molar_absorptivity_of_mid-_and_far-infrared_spectra_of_glycine_and_other_selected_amino_acids |
| Authors |
S._Iglesias-Groth,_F._Cataldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00878 |
グリシン、イソロイシン、フェニルアラニン、チロシン、トリプトファンの5つのタンパク質構成アミノ酸の選択を、宇宙環境におけるこれらの天体生物学的および天体化学的関連分子の検索と識別を容易にする目的で、中赤外線と遠赤外線で研究しました。。すべての中赤外線および遠赤外線バンドのモル吸光係数（{\epsilon}）と、積分されたモル吸光係数（{\psi}）が決定されました。選択した5つのアミノ酸の中赤外スペクトルは、-180{\deg}Cから周囲温度、+200{\deg}Cまでの3つの異なる温度でも記録されました。温度によって引き起こされる赤外線帯域の波長シフトを測定し、最も関連性の高い、または温度に敏感な赤外線帯域について、波長位置と温度を関連付ける一連の一次方程式を決定しました。このような方程式は、天体物理学の物体で検出されたこれらの分子の温度の推定値を提供し、{\epsilon}と{\psi}の報告値を使用して、宇宙環境におけるこれらの分子の相対的な存在量を推定することができます。
WFIRSTCGI用のスーパーポリッシュOAP
太陽系外惑星のイメージングには、最高の表面品質を備えた超研磨された軸外放物線（OAP）が必要です。この論文では、3D印刷と応力研磨を組み合わせて、単一のアクチュエータで軸外放物線プロファイルを生成できるワーピングハーネスを作成する革新的な製造プロセスについて説明します。ワーピングハーネスは3Dプリントで製造されています。この方法は、WFIRSTコロナグラフの軸外放物線の作成に適用されます。非点収差を生成するリングワーピングハーネスから、軸外放物線形状を生成するように最適化された革新的な厚さ分布ハーネスまで、ワーピングハーネス設計の進化を紹介します。プロトタイピングフェーズではいくつかの設計オプションを利用できますが、それらの長所と短所については後で説明します。
振動モードの周波数からLIGOテストマス内の温度分布を制約する
| Title |
Constraining_temperature_distribution_inside_LIGO_test_masses_from_frequencies_of_their_vibrational_modes |
| Authors |
Carl_D_Blair_and_Yuri_Levin_and_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00957 |
テストマスの熱歪み、およびそれらの振動モード周波数の熱ドリフトは、AdvancedLIGOおよびAdvancedVIRGO干渉計の動作に大きな課題をもたらし、光学効率を低下させ、感度を制限し、デューティサイクルを低下させる不安定性を引き起こす可能性があります。この論文では、テスト質量振動モード周波数データを使用して、これらの問題のいくつかを克服できることを示します。まず、試験質量内の温度分布の関数としてのモード周波数の変化の一般式を導き出します。次に、温度分布に対するモード周波数依存性を使用して、観測された振動モードの波動関数を特定する方法を示します。次に、複数の振動モードの周波数を監視することで、テストマス内の温度分布を強く制約できることを示します。最後に、シミュレーションを使用して、テストマスの熱モデルを改善する可能性を示し、コーティング吸収係数やポイントアブソーバーの位置などの重要なパラメーターの独立した改善された推定値を提供します。
NIMの単色X線施設
| Title |
The_monochromatic_X-rays_facilities_at_NIM |
| Authors |
Guo_Siming,_Wu_Jinjie,_Hou_Dongjie,_Zhou_Pengyue,_Wang_Eryan,_Song_Ruiqiang,_Wang_Jia,_Zhai_Yudan,_Liu_Haoran,_Li_Xinqiao,_An_Zhenghua,_Zhang_Dali,_Peng_Wenxi,_Zhou_Xu,_Li_Mengshi,_Li_Chengze,_Zhang_Shuai,_Ren_Guoyue,_Wang_Ji,_Huang_Jianwei,_Li_Dehong,_Zhang_Jian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00995 |
宇宙科学探査は、人類が宇宙を探査するための主要な戦場になりつつあります。世界中の国々がさまざまな宇宙探査衛星を次々と打ち上げています。地上での正確なキャリブレーションは、宇宙科学衛星が観測結果を得るための重要な要素です。さまざまな衛星搭載検出器のキャリブレーションを提供するために、いくつかの単色X線施設がNationalInstituteofMetrology、P.R。China（NIM）に建設されました。これらの設備は主にグレーティング回折とブラッグ回折に基づいており、生成される単色X線のエネルギー範囲は（0.218-301）keVです。これらの施設は、エネルギー安定性、単色性、フラックス安定性に関して優れた性能を発揮します。すべての施設の単色性は3.0％を上回り、エネルギーの安定性は8時間で1.0％を上回り、フラックスの安定性は8時間で2.0％を上回ります。エネルギー直線性、エネルギー分解能、検出効率、温度応答などの衛星搭載検出器の校正実験は、施設で実行できます。これまでに2つの衛星のキャリブレーションが完了しましたが、まだ3つの衛星が進行中です。この作品は、X線天文学の発展に貢献し、中国の宇宙科学の発展に貢献します。
天体鏡の3Dプリント
アディティブマニュファクチャリングとも呼ばれる3D印刷は、達成可能な光学品質と重量とコストの削減という観点から、光学製造の新しいビジョンを提供します。この論文では、製造プロセスでこの手法を使用する2つの異なる方法について説明します。最初の方法は、応力研磨用のワーピングハーネスの製造に3D印刷を利用し、それをWFIRSTコロナグラフの軸外放物線の製造に適用します。2番目の方法では、次世代のX線望遠鏡を対象とした軽量X線ミラーの3D印刷の概念実証を検討します。応力研磨は、コロナグラフが太陽系外惑星を画像化するために必要な高品質の軸外放物線の製造に最適です。ここでは、1つのアクチュエータだけで非点収差とコマ収差を生成できるワーピングハーネスの新しい設計について説明します。ワーピングハーネスの製造に3Dプリントを組み込むというアイデアです。この論文で描かれている方法は、ミラー表面で必要とされる厳しい精度に到達することを示しています。さらに、3D印刷によって製造されたワーピングハーネスによって導入されたエラーは、最終的なエラーバジェットに影響を与えません。概念実証プロジェクトについては、軽量X線ミラーに向けた3Dプリントを検討しています。ステレオリソグラフィー（SLA）と選択的レーザー焼結（SLS）によってさまざまな材料で製造されたテストサンプルの表面計測を紹介します。サンプルの軽量化は、一連のアーチで構成されています。3D印刷を有限要素解析トポロジー最適化で補完することにより、特定の入力パラメーターと外部境界条件に対して特定の最適な形状をシミュレートできます。次のプロトタイプのセットは、トポロジー最適化の計算を考慮して設計されています。
弾道ロケットペイロード用の大判反射格子プロトタイプの性能試験
| Title |
Performance_Testing_of_a_Large-Format_Reflection_Grating_Prototype_for_a_Suborbital_Rocket_Payload |
| Authors |
Benjamin_D._Donovan,_Randall_L._McEntaffer,_Casey_T._DeRoo,_James_H._Tutt,_Fabien_Gris\'e,_Chad_M._Eichfel,_Oren_Z._Gall,_Vadim_Burwitz,_Gisela_Hartner,_Carlo_Pelliciari,_and_Marlis-Madeleine_La_Caria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01100 |
オフプレーングレーティングロケット実験（OGRE）に搭載された軟X線グレーティングスペクトロメータは、軌道下ロケットを介して打ち上げられたときに、天体物理学的オブジェクトの最高解像度の軟X線スペクトルを達成することを望んでいます。分光計の成功にとって最も重要なのは、反射型回折格子アセンブリに搭載されている$>250$の反射型回折格子の性能です。現在のグレーティング製造能力をテストするために、ペイロードのグレーティングプロトタイプは、ペンシルバニア州立大学の材料研究所で電子ビームリソグラフィーを介して製造され、その後、マックスプランク地球外物理学研究所のPANTERX線テスト施設で性能がテストされました。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリングによる結果データのベイズモデリングは、グレーティングが94％の信頼度で$R_{g}（\lambda/\Delta\lambda）>4500$のOGREシングルグレーティング解像度要件を達成したことを示しました。レベル。結果として得られる$R_g$事後確率分布は、有限の$R_g$パラメーター空間のみがサンプリングされ、モデルが$R_g$の上限を無限未満に制限できなかったため、この信頼水準は控えめな推定値である可能性が高いことを示しています。システムのレイトレースシミュレーションでは、観測されたデータは$R_g=\infty$で実行されるグレーティングで再現できることがわかりました。したがって、得られた$R_g$事後確率分布の動作は、$R_g$の有限制限ではなく、システムの有限測定制限によって説明できると仮定されます。これらの結果の意味とテストセットアップの改善について説明します。
エラー相関モデルを使用した赤外線干渉法の達成可能なコントラストの向上
| Title |
Increasing_the_achievable_contrast_of_infrared_interferometry_with_an_error_correlation_model |
| Authors |
Jens_Kammerer,_Antoine_M\'erand,_Michael_J._Ireland,_Sylvestre_Lacour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01209 |
干渉観測量には強い相関関係がありますが、データ分析プロセスではこれらの相関関係を無視するのが一般的です。非常に大きな望遠鏡干渉計の重力データに存在する相関関係の経験的モデルを開発し、それらを適切に考慮すると、検出限界が低くなり、潜在的な検出の信頼性が向上することを示します。GRAVITYデータ削減パイプラインの中間製品から直接（二乗）可視性振幅と閉鎖フェーズの相関関係を抽出し、経験的モデルをそれらに適合させました。次に、相関ノイズの影響を受けるシミュレーションデータと実際のGRAVITYデータの両方を使用して、モデルフィッティングとコンパニオンインジェクションおよびリカバリテストを実行し、相関を無視した場合と、経験的モデルで適切に説明した場合の結果を比較しました。相関を考慮すると、かすかな光源の検出限界は、角度間隔$>20〜\rm{mas}$で最大$\sim2$の係数で向上します。$\chi^2$統計に基づく一般的に使用される検出基準の場合、これにより、主張された検出の信頼性が向上します。干渉計データに存在する相関関係を無視することは危険な仮定であり、多数の誤検出につながる可能性があります。一般的に使用される検出基準（モデルフィッティングパイプラインCANDIDなど）は、相関を適切に考慮した場合にのみ信頼できます。さらに、機器チームは、公式のデータ削減パイプラインの一部として、統計的に独立したエラーバーではなく、完全な共分散行列の提供に取り組む必要があります。
内側太陽圏における太陽風角運動量フラックスへのアルファ粒子の寄与
| Title |
The_Contribution_of_Alpha_Particles_to_the_Solar_Wind_Angular_Momentum_Flux_in_the_Inner_Heliosphere |
| Authors |
Adam_J._Finley,_Michael_D._McManus,_Sean_P._Matt,_Justin_C._Kasper,_Kelly_E._Korreck,_Anthony_W._Case,_Michael_L._Stevens,_Phyllis_Whittlesey,_Davin_Larson,_Roberto_Livi,_Stuart_D._Bale,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Robert_J._MacDowall,_David_M._Malaspina,_and_Marc_Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00016 |
太陽の角運動量（AM）損失率の正確な評価は、太陽のような星の回転進化を記述するモデルの独立した制約です。パーカーソーラープローブ（PSP）が半径距離$\sim28-55R_{\odot}$で取得した太陽風の現場測定は、太陽風のAM損失率を制限するために使用されます。PSPで初めて、これにはアルファ粒子の寄与の測定が含まれます。太陽風陽子（コアとビーム）、およびアルファ粒子の機械的AMフラックス、および惑星間磁場の応力によるAMの輸送が決定されます。太陽風のAMフラックスは、3時間単位で平均化されるため、調査結果はバルクフローをより正確に表しています。PSPの3回目と4回目の近日点通過中、アルファ粒子は太陽風の機械的AMフラックスの約5分の1を含みます（残りは陽子によって運ばれます）。陽子ビームには、陽子AMフラックスの$\sim10-50\％$が含まれていることがわかります。アルファ粒子のAMフラックスの符号は、陽子コアと相関することが観察されています。遅い風は正のAMフラックスを持ち（予想通り太陽からAMを取り除く）、速い風は負のAMフラックスを持ちます。以前の研究と同様に、アルファ粒子と陽子コアの間の速度差は惑星間磁場と整列する傾向があります。将来的には、アルファ-プロトン微分速度の傾向を利用することにより、プロトンコアの測定のみが利用可能な場合にアルファ粒子の寄与を推定することが可能になるかもしれません。この研究からの観察に基づいて、アルファ粒子は、陽子と磁場の寄与のみを考慮した太陽風のAM損失率の推定にさらに$10-20\％$を寄与します。さらに、陽子ビームのAMフラックスはアルファ粒子と同じくらい重要である可能性があるため、将来の研究で無視してはなりません。
ローカルおよびグローバルな自発的摂動による低速およびソーセージループモードの励起
| Title |
Slow_and_sausage_loop_mode_excitation_due_to_local_and_global_spontaneous_perturbations |
| Authors |
H._Capettini,_M._C\'ecere,_A._Costa,_G._Krause_and_O._Reula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00140 |
太陽フレアループの低速モードとソーセージモードを励起する、太陽コロナの通常の環境エネルギー変動に関連するさまざまなタイプの摂動の能力を分析します。局所的および全体的なエネルギー蓄積を受ける真っ直ぐなプラズマ磁気管を考慮して、MHD理想方程式の数値シミュレーションを実行します。典型的なマイクロフレア[$\sim$（$10^{27}$-$10^{30}$）erg]の局所ループエネルギー堆積は、低速モードパターンを誘発する低速衝撃波を駆動する傾向があることがわかります。低速モード機能は、ループ内のテストされたすべての局所エネルギー蓄積に対して取得されます。一方、観察可能なソーセージモードパターンを取得するには、内部ループ温度を瞬時に変更できるグローバル摂動が必要です。つまり、特徴的な伝導加熱時間は放射冷却時間よりもはるかに短くなければなりません。パラメータ$\beta$を変更して実行した実験では、ソーセージモードの励起は、このパラメータの値ではなく、エネルギー源のグローバルまたはローカルの特性に大きく依存することがわかりました。
TESSおよび地上から観測されたFUor星V646Puppisの円盤光変動
| Title |
Disc_light_variability_in_the_FUor_star_V646_Puppis_as_observed_by_TESS_and_from_the_ground |
| Authors |
Micha{\l}_Siwak,_Waldemar_Og{\l}oza,_Jerzy_Krzesi\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00254 |
この変動がFUOriで観察されたものと類似しているかどうかを調査することを目的として、さまざまなタイムスケールで発生するV646Pupの小規模な光の変動を調査します。2013年から2018年の間にSAAOとCTIOでジョンソンフィルターとスローンフィルターを使用してV646Pupを観察しました。通常は、1〜4週間維持される1日のリズムを使用します。また、パブリックドメインの1512日間のASAS-SN光度曲線と2019年に24。1日間で30分のケイデンスで取得されたTESS測光を利用しました。新しいSAAO低解像度スペクトルは、主要なディスクパラメータの更新を支援し、アーカイブの高解像度ケックスペクトルは、ディスク回転プロファイルの時間的変化を検索するために使用されます。地上での観測により、V646Pupの明るさが0.018等/年の割合で絶えず減少していることが確認されています。正確なTESSデータは、この一般的な傾向に課せられたわずかな0.005〜0.01等の光の変動が、明らかに時間コヒーレントな性質のいくつかの独立した波列で構成されていることを示しています。これが典型的な状況であると仮定すると、初期の時代に得られた色と大きさの図の分析に基づいて、観測された光の変化の大部分は、ディスク光球の不均一性の回転によるものである可能性があると予備的に推測することができました。星からの10-12太陽半径。高解像度スペクトルから得られるように、これらの不均一性がディスクの回転プロファイルにも現れる可能性を排除するものではありません。これらの不均一性のケプラー回転を仮定して、0.7-0.9太陽質量での恒星質量の予備決定を行います。これらの予備的な結果は、FUOriでよりよく確立された結果と類似しており、一般的な駆動メカニズムを示唆しています。
おうし座T星型星のスホラ山高ケイデンス測光測光
| Title |
Mount_Suhora_high_cadence_photometric_survey_of_T_Tauri-type_stars |
| Authors |
Micha{\l}_Siwak,_Marek_Dr\'o\.zd\.z,_Karol_Gut,_Maciej_Winiarski,_Waldemar_Og{\l}oza,_Grzegorz_Stachowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00258 |
北半球から入手可能な121個の前主系列星の高ケイデンスマルチカラー観測の結果が示されています。この調査の目的は、これらの若い星の掩蔽によって引き起こされたトランジットのような兆候と、近くの惑星やほこりっぽい塊によるそれらの降着によって引き起こされたホットスポットを検出することでした。惑星通過は検出されませんでしたが、私たちのデータは、いくつかのTタウリ星の自転周期を決定し、数分から数日の範囲の時間スケールで古典的なTタウリ型星で動作する降着プロセスと大規模なディップを特徴づけることができますほこりっぽい反ったディスクによって引き起こされます。
肉眼の黒点観測（以下、NESO）は、過去2千年の間、およそ記録されています。この種の記録は、主にアジア文明で世界中で作成され、いくつかのカタログにまとめられています。この研究では、NESOが記録された19世紀の太陽活動を分析します。これらのNESOイベントに対応する39％の日で、5つを超える黒点グループのみが記録されていることがわかりました。さらに、NESOが報告された日に観察された最大のグループに関して、これらのグループの未補正領域は、全ケースの3.2％で2億分の1のソーラーディスク（以下、msd）未満でしたが、200〜499の領域では12.9％でした。msd。したがって、NESOの記録は、必ずしも高い太陽活動と大きな黒点グループを意味するものではありません。したがって、これらの結果は、同じNESOセットを使用して、マウンダー極小期の太陽活動レベルがまだ未解決の問題であることを示唆する最近の研究の解釈と矛盾しています。NESOの記録は、マウンダー極小期を非常に低い太陽活動期間としてサポートしています。
Pに富む星の重元素の存在量：s過程の新しいサイト？
| Title |
Heavy_element_abundances_in_P-rich_stars:_A_new_site_for_the_s-process? |
| Authors |
T._Masseron,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_O._Zamora,_A._Manchado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00460 |
最近発見されたリンに富む星は、既存のモデルのどれもそれらの非常に独特な化学物質の存在量パターンを説明できないので、恒星進化論と元素合成理論に挑戦をもたらします。大きなリンの増強とは別に、そのような星は他の軽い（O、Mg、Si、Al）および重い（例えば、Ce）元素でも増強を示します。2つの光学的に明るいリンに富む星（新しいPに富む星を含む）の高解像度の光学スペクトルを取得しました。これらの星について、より多くの元素の存在量（CからPbまで）を決定しました。Mg、Si、Al、Pが非常に大きく増強され、おそらくCuがいくらか増強された、異常な軽元素の存在量パターンを確認しますが、C（+N）を明らかにするのは新しいPリッチ星のスペクトルだけです。）強化。他の適切な金属に乏しく、中性子捕獲が強化された星と比較した場合、2つのPに富む星は、低中性子密度のs過程元素合成と同様に、最初に高い（Sr、Y、Zr）2番目のピーク（Ba、La、Ce、Nd）の元素の強化（1つの星のPbの強化でさえ）と負の[Rb/Sr]比。ただし、このsプロセスは、漸近巨星分枝（AGB）星で発生するプロセスとは異なります。注目すべき違いは、AGBの対応物よりも大きい[Ba/La]と低いEuおよびPbを含みます。私たちの観測は、恒星内元素合成の理論家と観測者が、銀河の化学進化に重要な意味を持つ、s過程元素合成の新しい場所を表すPリッチな星の前駆体を特定するように導くはずです。
若い恒星状天体V2492Cygniの明るさの新しい長期減少イベント
| Title |
A_new_prolonged_decrease_event_in_the_brightness_of_the_young_stellar_object_V2492_Cygni |
| Authors |
Sunay_Ibryamov,_Evgeni_Semkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00585 |
2018年4月から2020年9月までの期間に収集された若い恒星状天体V2492CygのBV（RI）c測光観測の結果が示されています。これらの観測は、2010年に始まり、現在まで続いている星の監視の一部です。V2492Cygはペリカン星雲にあり、その変動性は降着と絶滅の両方のイベントによって説明されました。新しい測光データは、星がすべてのバンドで急速な不規則な変動を示し続けていることを示しています。2019年3月から2020年5月までの期間に、V2492Cygの光度曲線に長期的な減少イベントが記録されました。
冠状凝縮に起因する冠状雨と交換磁気リコネクションとの関係
| Title |
Relation_of_coronal_rain_originating_from_coronal_condensations_to_interchange_magnetic_reconnection |
| Authors |
Leping_Li,_Hardi_Peter,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Hongqiang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00709 |
極紫外線画像を使用して、我々は最近、交換磁気リコネクションによる磁気的に開いた力線に沿った冠状雨の新しい代替形成メカニズムを提案しました。この論文では、開いたコロナループと閉じたコロナループの間の再接続によって促進されたコロナ凝縮に起因する彩層および遷移領域温度でのコロナ雨を報告します。このために、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の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）と大気イメージングアセンブリ（AIA）を採用しています。2013年10月19日頃、IRISによって、南東の太陽の縁で曲がった経路に沿った冠状雨が記録されました。これに関連して、AIA画像で繰り返し発生する高位のオープン機能と低位のクローズドループのシステム間の再接続が見つかりました。この過程で、より高い位置にある特徴が伏角を形成します。それに応じて、新しく再接続されたループの2つのセットが表示され、再接続領域から離れます。ディップでは、10月18日から20日までの数日間、熱の不安定性により、冠状プラズマの冷却と凝縮の7つのイベントが繰り返し発生します。凝縮は、冠状雨として表面に向かって下向きに流れ、平均凝縮間隔は6.6時間です。IRISデータが利用可能な場合、凝縮が彩層温度まで完全に冷却されることがわかりました。私たちの観察に基づいて、彩層温度で観測された冠状雨イベントのいくつかは、交換再接続によって凝縮が促進される冠状雨の形成のための新しい代替シナリオによって説明できることを示唆します。
磁化されたガスダスト原始惑星系円盤の降着バースト
| Title |
Accretion_bursts_in_magnetized_gas-dust_protoplanetary_disks |
| Authors |
Eduard_Vorobyov_(1,2),_Sergey_Khaibrakhmanov_(3,4),_Shantanu_Basu_(5),_and_Marc_Audard_(6)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_1180,_Austria,_(2)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov-on-Don,_344090_Russia,_(3)_Ural_Federal_University,_51_Lenin_Str.,_620051_Ekaterinburg,_Russia,_(4)_Chelyabinsk_State_University,_Theoretical_Physics_Department,_454001_Chelyabinsk,_Russia,_(5)_University_of_Western_Ontario,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_London,_Ontario,_N6A_3K7,_Canada,_(6)_University_of_Geneva,_Department_of_Astronomy,_Chemin_d'Ecogia_16,_1290_Versoix,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00951 |
目的と方法。さまざまな質量$M_{\rmコア}$と質量対磁束比$\lambda$の星前コアから形成された原始惑星系円盤について、最も内側のディスク領域の磁気回転不安定性（MRI）によって引き起こされる降着バーストが研究されました。。薄いディスクの限界での数値電磁流体力学シミュレーションを使用して、磁気の強さに明示的に依存する適応乱流$\alpha$パラメータを持つ原始惑星系円盤の長期（$\sim1.0$〜Myr）進化を研究しましたディスク内の磁場とイオン化率。数値モデルは、ガスとダストの成長に対するダストの逆反応を含む、ガスとダストの共進化も特徴としています。結果。イオン化率が低く$x<=10^{-13}$で、温度が形成直後に内側の円盤に数百ケルビンのオーダーの温度を持ち、モデルに応じて数から数十の天文単位に及ぶ不感帯。不感帯は、局所的な圧力の最大値に成長したダスト粒子が集中するために形成される顕著なダストリングを特徴としています。不感帯でのアルカリ金属の熱イオン化は、MRIとそれに関連する降着バーストを引き起こします。これは、急激な上昇、活性相の小規模な変動、および内部のMRI活性領域の物質がなくなると急速に低下することを特徴としています。バーストの発生頻度は、ディスク形成の初期段階で最も高く、重力不安定性（GI）によって引き起こされますが、落下するエンベロープからのディスクの質量負荷が減少するにつれて低下します。初期バースト活動と、エンベロープからの大量の落下によって燃料を供給されたディスク内のGIの強度との間には因果関係があります。要約。
おうし座T星の降着の磁気ブレーキ：質量降着率、回転、双極子場の強さの影響
| Title |
Magnetic_braking_of_accreting_T_Tauri_stars:_Effects_of_mass_accretion_rate,_rotation,_and_dipolar_field_strength |
| Authors |
Lewis_G._Ireland,_Claudio_Zanni,_Sean_P._Matt,_George_Pantolmos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01087 |
前主系列星の降着の回転進化は、周囲の星周円盤との磁気相互作用の影響を受けます。PLUTOコードを使用して、3つのメカニズムをモデル化するために、星とディスクの相互作用の2.5D電磁流体力学、軸対称、時間依存シミュレーションを実行します---初期双極磁場構造と粘性および抵抗性降着円盤---正味の恒星トルクに寄与するもの：降着流、恒星風、および磁気圏放出（周期的な膨張と再結合イベント）。恒星磁場強度、自転速度、質量降着率の変化（初期ディスク密度の変化）が正味の恒星トルクにどのように影響するかを調べます。すべてのシミュレーションは、正味のスピンアップ体制にあります。3つの恒星トルクの寄与に対して半解析関数を適合させ、パラメーターレジームの正味の恒星トルクの予測と、1D恒星進化コードを使用したスピン進化の調査の可能性を可能にします。降着円盤の存在は、星と円盤の相互作用が孤立した星からのものと比較してより多くの恒星の磁束を開くため、降着速度よりもはるかに小さい流出速度の場合、孤立した星と比較して恒星トルクの効率を高めるようです。私たちのパラメータレジームでは、質量降着率の$\約1\％$の質量損失率を持つ恒星風は、降着角運動量の$\lesssim50\％$を抽出することができます。これらのシミュレーションは、パラメータレジーム内の代表的なTタウリの場合、たとえばBPタウでスピン平衡を達成するには、質量降着率の約25\％$の風の質量損失率が必要であることを示唆しています。
GTOC X：Karmarkarのギャングのアプローチと結果
| Title |
GTOC_X:_Karmarkar's_Gang's_Approach_and_Results |
| Authors |
Aniket_Bhushan,_Vishesh_Vatsal,_Sri_Anish_Vutukuri,_C_Barath,_Abhijit_Bannerji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00226 |
このホワイトペーパーでは、第10回グローバル軌道最適化コンペティションでチームKarmarkar'sGangが使用した方法と結果について説明します。私たちのチームが使用した方法について説明します。これらの方法には、単一のインパルスを使用して高価値の星をターゲットにするフライバイをターゲットとする母船、銀河の端をターゲットとする高速船、高速で拡張するターゲットを選択するための時間最適な3つのインパルス転送戦略を備えた入植者船が含まれます。空間分布。マザーシップのマルチスターターゲティングに関しては、改善の余地があることがわかります。戦略の結果について説明します。
| Title |
Effect_of_quantizing_magnetic_field_on_the_inner_crusts_of_hot_Neutron_Stars |
| Authors |
Rana_Nandi,_Somnath_Mukhopadhyay_and_Sarmistha_Banik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00296 |
本研究では、高温中性子星の内部クラストの特性に及ぼす磁場と有限温度の強力な量子化の影響を研究します。中性子星の内部地殻には、格子状に配置され、自由な中性子と電子のガスに埋め込まれた中性子に富む原子核が含まれています。ウィグナーザイツ（WS）セル近似内のシステムについて説明します。原子力エネルギーは、SkM*相互作用を伴うスキルミオンモデルを使用して計算されます。原子核の特性を分離するために、トーマス・フェルミ近似の範囲内で、ボンシュ、レビット、およびヴォーテリンによって提示された減算手順に従います。電荷の中性と$\beta-$平衡条件を満たすWSセルの自由エネルギーを最小化することにより、さまざまな密度、温度、磁場に対する内部クラストの平衡特性を取得します。固定されたバリオン密度と温度では、強力な量子化磁場により、無磁場の場合と比較して、セル内のセル半径、中性子、および陽子の数が減少すると推測されます。しかし、核内の核子数は磁場の存在下で増加します。核子あたりの自由エネルギーは、磁化された内部地殻でも減少します。一方、有限の温度は磁場の影響を塗りつぶす傾向があることがわかります。私たちの結果は、バイナリ中性子星合体における$r-$process元素合成の文脈で重要になる可能性があります。
GRB170817AからのHo \ v {r} ava-Lifshitz重力の制約
この作業では、おもちゃのモデルに焦点を当てます。（3+1）次元のHo\v{r}ava-Lifshitz重力結合と、（4+のKaluza-Klein還元によって生成される異方性電磁（EM）場）1）次元のHo\v{r}ava-Lifshitz重力。このモデルは、重力波と電磁波の両方で同じ速度を持っているという顕著な特徴を示しています。この機能により、理論のパラメーターをGRB170817Aから制限することができます。この作業では、この機能を使用して、GRB170817Aのローレンツ不変性違反の可能性のある影響を分析することにより、理論のパラメーター$\beta$に対する考えられる制約について説明します。これは、このイベントでのガンマ線光子の潜在的な時間遅延を分析することによって達成されます。このパラメータに厳しい制約を課していることがわかりました。最も理想的なケースでは、$|1-\sqrt{\beta}|<（10^{-19}-10^{-18}）$が得られます。
局所的に回転対称な時空と放射星のマッチング条件
| Title |
Matching_conditions_in_Locally_Rotationally_Symmetric_spacetimes_and_radiating_stars |
| Authors |
Pretty_N._Khambule,_Rituparno_Goswami,_Sunil_D._Maharaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00853 |
セミテトラッド1+1+2共変形式を使用して、局所回転対称（LRS-II）時空のよく知られたイスラエル-ダルモワマッチング条件を作り直しました。これは、2つの異なる時空の体積膨張、時空せん断、加速度、ワイルテンソルを含む幾何学的量が、時間的または時空的である対称性を継承する一般的なマッチングサーフェスでどのように関連するかを示しています。このアプローチは純粋に幾何学的であり、一致する超曲面で2次元シートのガウス曲率を一致させることに依存します。これにより、各時空の熱力学的量に制約が与えられ、表面全体でスムーズに一致させることができます。例として、一般相対性理論でVaidyaの外部に一致する放射星のサントス境界条件とモデルを取り戻します。
圧力異方性の存在下でのトルマン時空におけるコンパクトな恒星モデル
| Title |
Compact_stellar_model_in_Tolman_space-time_in_presence_of_pressure_anisotropy |
| Authors |
Piyali_Bhar,_Shyam_Das_and_Bikram_Keshari_Parida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00856 |
この論文では、球対称異方性物質分布のための新しい相対論的コンパクト恒星モデルを開発します。モデルは、メートル法のポテンシャル$g_{rr}$の1つと半径方向の圧力の物理的に妥当な選択プロファイルに対してTolman{\emansatz}を呼び出すことにより、新しいクラスのソリューションを生成することによって取得されました。得られた内部解を、コンパクト星の境界面上のシュワルツシルト外部時空に一致させました。これらのマッチング条件は、星の境界を横切る半径方向の圧力が消失する条件とともに、モデルパラメータを決定するために利用されています。星の中心気圧はパラメータ$p_0$に依存することを示しました。コンパクト星4U1608-52とVelaX-1の最近のデータを使用して、$p_0$の範囲を推定しました。圧力異方性、音のサブリミナル速度、相対論的断熱指数など、さまざまな物理パラメータに対する$p_0$の影響についても説明しました。コンパクト星の開発されたモデルは、それが現実的な星に要求されるすべての基準を満たしていることを正当化するために、分析的およびグラフィカルの両方で精巧に議論されています。私たちの分析から、$p_0$の値が高いほど、異方性の影響が小さくなることがわかりました。与えられた面密度で観測されたパルサーに許容される最大質量を示す質量半径（M-R）の関係も、私たちのモデルで調査されました。さらに、中心密度による半径と質量の変化が示されているため、コンパクト星の特定の半径（または質量）の中心密度を推定することができます。
| Title |
Solution_to_the_hyperon_puzzle_using_dark_matter |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo,_Maksym_Deliyergiyev_and_Morgan_Le_Delliou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.00984 |
この論文では、「ハイペロンパズル」を研究しましたが、それでも多くの研究が未解決の問題です。この問題の解決には、EoSを作成するために必要な追加の反発を最終的に提供できる1つ以上のメカニズムが必要です。より硬く、したがって、$M_{\rm{max}、T}$の値は、現在の観測限界と互換性があります。この論文では、暗黒物質（DM）を通常の物質と混合して中性子星（NS）に含めることを提案しました。ハイペロンの多体相互作用に関係なく、静水圧平衡を変化させ、観測された不一致を説明する可能性があります。これは避けられないようです。非自己消滅\Movv{および自己相互作用}DMが通常の物質とどのように混合するかを研究しました。NSは内部構造を変化させ、そのようなNSの質量と半径の関係について議論しました。DM相互作用強度の豊富なリスト$y$を考慮しながら、1、10、100GeVのDM粒子質量を検討しました。multidimensi次のようないくつかの量を含む、onalパラメータ空間。DM相互作用の強さb。DM粒子の質量とその内部のDMの量、およびc。DMの分数${\rmf}_{DM}$、パラメータ空間に制約を設定します${\rmf}_{DM}--p^{\prime}_{\rmDM}/p^{\prime}_{\rmOM}$。私たちの限界は、最近観察されたNSの総質量に敏感です。
ニュートン重力におけるボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質のジーンズ質量半径関係を研究する。一般的なレベルで、ボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質ハローの質量半径関係に類似していることを示します[P.H.Chavanis、Phys。Rev.D{\bf84}、043531（2011）]。反発的な自己相互作用を持つボソンは、宇宙が拡大するにつれて、トーマス・フェルミ体制から非相互作用体制へと一般的に進化します。トーマス・フェルミ政権では、ジーンズの半径はほぼ一定のままですが、ジーンズの質量は減少します。非相互作用レジームでは、ジーンズの半径は増加し、ジーンズの質量は減少します。魅力的な自己相互作用を持つボソンは、宇宙が拡大するにつれて、一般的に非重力体制から非相互作用体制へと進化します。非重力体制では、ジーンズの半径とジーンズの質量が増加します。非相互作用レジームでは、ジーンズの半径は増加し、ジーンズの質量は減少します。遷移は、魅力的な自己相互作用を伴うボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質ハローの最大質量に類似した最大ジーンズ質量で発生します。暗黒物質ハローの質量半径関係と「最小ハロー」の観測証拠を使用します（通常の半径$R\sim1\、{\rmkpc}$および通常の質量$M\sim10^8\、M_{\odot}$）は、暗黒物質粒子の質量$m$と散乱長$a_s$を制約します。
非熱放散係数としての相対論的星の断熱指数
相対論的星（完全流体によってモデル化された）の断熱指数は、メゾスコピックスケールの確率的効果を考慮して、散逸定数として機能することが示されています。この散逸効果は、流体モデルで熱流束をとらずに発生し、検討中のシステムでは断熱または非熱と呼ばれます。巨大な星の内部に確率的効果を導入するための基本的な形式は、古典的なアインシュタイン-ランジュバン方程式を介して最近提案されました。確率論の起源は、圧力変数（構成粒子の縮退による）とその変動に関連しており、圧力のない流体では実行できません。変動は、フェルミエネルギーを散逸させて、断熱的にシステムを混乱させます。これは揺らぎ散逸関係によって示され、これらのゆらぎに関連するランジュバンフェルミ温度が定義されます。ここで得られる大きなバックグラウンド場のゆらぎは、高密度物質による強重力領域の摂動を説明するのに適しています。それにもかかわらず、摂動自体は、平衡からの一次偏差として一貫して合理的に小さい。
マクロスケールの非相対論的磁気リコネクション中の電子加速
| Title |
Electron_Acceleration_during_Macroscale_Non-Relativistic_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Harry_Arnold,_James_Drake,_Marc_Swisdak,_Fan_Guo,_Joel_Dahlin,_Bin_Chen,_Gregory_Fleishman,_Lindsay_Glesener,_Eduard_Kontar,_Tai_Phan,_Chengcai_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01147 |
マクロスケールシステムにおける磁気リコネクション中の電子加速の最初の自己無撞着シミュレーションが提示されます。太陽フレアの観測と一致して、エネルギーの高い電子のスペクトルは、20年以上のエネルギーに及ぶべき乗則の形をとります。これらの非熱電子の駆動メカニズムは、磁束ロープの成長と合流におけるフェルミ反射です。強力なガイドフィールドは、フェルミ駆動メカニズムを弱めることによって非熱電子の生成を抑制することがわかっています。弱いガイドフィールドの場合、非熱電子の総エネルギー量は、数密度が小さいままであっても、熱熱電子の総エネルギー量を支配します。私たちの結果は、2017年9月10日のX8.2クラスの太陽フレアの硬X線、無線、および極紫外線（EUV）観測でベンチマークされています。
Braunbek法によるフーリエ光学での非スカラー回折の実装
フーリエ光学は、多くの回折問題を解決するための強力で効率的なツールですが、スカラー回折理論の仮定に依存しており、回折要素の3次元構造と材料特性を無視しています。サブスケールのスターシェード外部掩蔽器の最近の実験は、これらの物理的特性を含めることが、入射光強度の1e-10で観察された回折を説明するために必要であることを明らかにしました。ここでは、標準的なフーリエ光学技術の効率と容易さを維持しながら、非スカラー回折を実装するための方法論を提示します。私たちの方法論は、キルヒホッフ境界値が回折要素のエッジを囲む狭い継ぎ目の正確なフィールドに置き換えられるブラウンベックの方法論に基づいています。この論文では、非スカラー回折を実装するために使用される回折方程式を導き出し、それらの方程式を解くために使用される計算実装の概要を説明します。また、モデルがサブスケールのスターシェードで非スカラー回折の観測シグネチャを複製できることを示す実験結果を提供します。これにより、モデルの相対強度が1e-10よりも優れたものになります。この方法は、完全な電磁解法が困難なコロナグラフやその他の光学システムのモデルに追加の物理学を含めるための効率的なツールであると信じています。
