理論家と観測者によって測定された銀河団の形の調整
| Title |
Reconciling_galaxy_cluster_shapes,_measured_by_theorists_vs_observers |
| Authors |
David_Harvey,_Andrew_Robertson,_Sut-Ieng_Tam,_Mathilde_Jauzac,_Richard_Massey,_Jason_Rhodes,_and_Ian_G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01945 |
適切に較正されていれば、銀河団の形状を使用して、星形成のフィードバックや消光から暗黒物質の性質まで、多くの物理的プロセスを調査できます。理論家は、シミュレートされた粒子の慣性モーメントを使用して形状を測定することがよくあります。代わりに、BAHAMASシミュレーションで22個の最も大規模な（$\sim10^{14.7}\、M_\odot$）緩和クラスターの模擬（光学、X線、強および弱レンズ）観測を作成します。観察可能な形状の測定値はより丸いことがわかります。慣性モーメントが2Dに投影され、一致した半径で評価された場合でも、楕円率は56\％（観測可能な強いレンズ効果と比較して）および430\％（観測可能な弱いレンズ効果と比較して）過大評価されます。したがって、一致する量を提案し、{\emphハッブル宇宙望遠鏡}と{\emphチャンドラX線天文台}からの8つのリラックスしたクラスターの観測を使用してそれらをテストします。また、HSTデータ削減およびレンズ分析ソフトウェアをコミュニティにリリースします。実際のクラスターでは、すべての半径での楕円率と配向角は強く相関しています。シミュレートされたクラスターでは、内側の（$<r_{\mathrm{vir}}/20$）領域の楕円率が分離されます。たとえば、中央のクラスター銀河のずれが大きくなります。これは、活動銀河核からのフィードバックの過度に効率的な実装を示している可能性があります。半径の関数としてのクラスター形状の将来の利用には、コアバリオンプロセスのより良い理解が必要になります。あらゆる規模の形状を利用するには、模擬観測に至るまで拡張されたシミュレーションでのキャリブレーションが必要になります。
ファジー暗黒物質宇宙論におけるハロー質量関数とは何ですか？
ファジー暗黒物質（FDM）または波暗黒物質は、宇宙の主要な物質成分に対する標準的なコールドダークマターの提案が直面する小規模な問題を解決するために設計された代替理論です。これは、質量$\sim10^{-22}$eVの超軽量アクシオンで構成されており、通常は数kpcのドブロイ波長を持ち、標準の$\Lambda$CDMが直面する明らかな小規模の不一致の一部を軽減します。パラダイム。この論文では、sharp-kウィンドウ関数を使用してファジー暗黒物質のハロー質量関数を計算し、数値シミュレーションを使用して計算したものと比較して、およそ$10^{10}{M_{\odot}}のピーク質量を見つけます。$2\times10^{-22}$eVの粒子質量の場合は$。また、CLASH調査からの高赤方偏移（$z\sim10$）レンズ銀河の観測を使用して、FDM粒子の質量を$\gtrapprox2\times10^{-22}$eVに制限します。
ForSE：CMB前景モデルをサブディグリー角度スケールに拡張するためのGANベースのアルゴリズム
| Title |
ForSE:_a_GAN_based_algorithm_for_extending_CMB_foreground_models_to_sub-degree_angular_scales |
| Authors |
Nicoletta_Krachmalnicoff_and_Giuseppe_Puglisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02221 |
宇宙マイクロ波背景放射実験（CMB）のコンテキストで、拡散銀河放射のシミュレーションにおける現在の制限を克服することを目的とした新しいPythonパッケージであるForSE（ForegroundScaleExtender）を紹介します。ForSEは、生成的敵対的ニューラルネットワーク（GAN）の機能を利用して、一連の画像に存在する複雑な特徴を学習および再現し、サブディグリーの角度スケールで現実的で非ガウスの前景放射をシミュレートします。これは、将来のCMB実験のために、レンズの再構成、デレンズ、および原始的なBモードに対する前景の汚染を推定するために非常に重要です。このアルゴリズムを、全強度と偏光の両方で銀河の熱ダスト放出に適用しました。私たちの結果は、ForSEが大規模な特徴（80分角）を入力として持つ小規模な特徴（12分角）をどのように生成できるかを示しています。注入された構造は、ミンコフスキー汎関数によって評価された統計的特性を持ち、実際の空の特性とよく一致しており、角度寸法の関数として正しい振幅スケーリングを示しています。得られたサーマルダストストークスQおよびUの全天図は、https：//portal.nersc.gov/project/sobs/users/ForSE/で公開されています。
量子ヒッグスインフレーション
ヒッグス場は、観測的に確認された基本スカラー場であるため、インフラトンの魅力的な候補です。重要なのは、最も一般的な繰り込み可能なスカラーポテンシャルによってモデル化できることです。ただし、古典的なヒッグスポテンシャルがインフレーションのモデルで使用されている場合、宇宙マイクロ波背景放射の詳細な観測によって除外されます。ここでは、非断熱量子ダイナミクスの宇宙モデルへの新しい適用が、わずかに赤く傾いたパワースペクトルと小さなテンソル対スカラー比の観測と一致する、マルチフィールドヒッグスのようなポテンシャルにつながることが示されています。非標準の成分を必要とします。これらの方法は当然、インフレーションの開始時に新しい効果をもたらし、初期宇宙の初期量子ゆらぎを推定するための不確定性関係の適用によって一般的な微調整の問題を回避します。さらに、派生したマルチフィールド相互作用の結果として、インフレはスムーズに終了します。
レンズのハロー質量と半径スケール依存性は影響が少ない
| Title |
On_the_halo-mass_and_radial_scale_dependence_of_the_lensing_is_low_effect |
| Authors |
Johannes_U._Lange,_Alexie_Leauthaud,_Sukhdeep_Singh,_Hong_Guo,_Rongpu_Zhou,_Tristan_L._Smith_and_Francis-Yan_Cyr-Racine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02377 |
正規の$\Lambda$CDM宇宙論モデルは、銀河のクラスター化とレンズ化の特性を正確に予測します。バリオン振動分光調査（BOSS）での銀河のレンズ振幅は、それらのクラスター化特性を考えると、予想よりも低いことが示されています。BOSSLOWZサンプルの銀河の新しい測定とモデリングを紹介します。レンズ振幅の不一致の半径方向および恒星の質量依存性に焦点を当てます。PlanckCosmologicalMicrowaveBackground（CMB）制約を使用して$\Lambda$CDMを想定すると、振幅の不一致が約$35\％$であることがわかります。このオフセットは、$M_{\rmhalo}\sim10^{13.3}-10^{13.9}h^{-1}M_\odot$および$r=0.1-60の範囲のハロー質量および半径スケールとは無関係です\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$（$0.05\h/{\rmMpc}\lesssimk\lesssim20\h/{\rmMpc}$）。オフセットが質量とスケールの両方に依存しないという観察は、天体物理学的プロセス（バリオン効果、アセンブリバイアス）が効果を完全に説明できる程度に重要な制約を課します。このスケールの独立性は、大小の放射状スケールに対する「レンズ効果が低い」効果がおそらく同じ物理的起源を持っていることも示唆しています。新しい物理学に基づく解像度では、$\Lambda$CDM予測と比較して、これらのスケールでの物質変動の振幅をほぼ均一に抑制する必要があります。これの考えられる原因は、CMBと低赤方偏移の拡大履歴の測定によって厳しく制限されています。
HETDEXの銀河団のLOFAR観測
| Title |
LOFAR_observations_of_galaxy_clusters_in_HETDEX |
| Authors |
R._J._van_Weeren,_T._W._Shimwell,_A._Botteon,_M._Brunetti,_M._Br\"uggen,_J._M._Boxelaar,_R._Cassano,_G._Di_Gennaro,_F._Andrade-Santos,_E._Bonnassieux,_A._Bonafede,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_F._de_Gasperin,_F._Gastaldello,_M._J._Hardcastle,_M._Hoeft,_R_.P._Kraft,_S._Mandal,_M._Rossetti,_H._J._A._R\"ottgering,_C._Tasse,_A._G._Wilber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02387 |
電波ハローと遺物の形の拡散クラスター電波源は、銀河団ガス（ICM）内の宇宙線と磁場の存在を明らかにします。これらの宇宙線は、クラスターの合併イベントによって生成されたICMの乱流と衝撃波によって（再）加速されると考えられています。ここでは、424度$^2$をカバーする、HETDEXスプリングフィールドの既知の銀河団における拡散電波放射の存在を特徴づけます。このために、LoTSSDDFパイプラインで処理されたLOFAR観測から個々のターゲットを抽出する方法を開発しました。この手順により、選択したターゲットの複数のポインティングのキャリブレーションとジョイントイメージングおよびデコンボリューションを改善できます。キャリブレーション戦略は、LOFAR低帯域アンテナ（LBA）および国際ベースライン観測にも使用できます。明らかにICMに関連する拡散無線放射を伴うPlanckPSZ2クラスターの割合は$73\pm17\％$です。HETDEXスプリングフィールドで合計10個の電波ハローと12個の候補ハローを検出します。5つのクラスターが無線遺物をホストしています。PlanckPSZ2クラスターの無線ハローの割合は$31\pm11\％$であり、候補無線ハローを含めると$62\pm15\％$になります。これらの数値に基づくと、予測と一致して、PSZ2クラスターのLoTSS調査で少なくとも$183\pm65$の無線ハローが見つかると予想されます。電波ハローの積分フラックス密度は、指数モデルを電波画像に適合させることによって計算されました。これらの磁束密度から、クラスター質量（M$_{500}$）とコンプトンYパラメーター（Y$_{500}$）150MHz無線電力（P$_{\rm{150MHz}}$）を決定します。PlanckPSZ2で検出された無線ハローのスケーリング関係。これらの関係の傾きは、1.4GHzの無線電力から決定された傾きよりも急であることがわかります。ただし、不確実性を考慮すると、これは統計的に有意な結果ではありません。
Simons Observatory：Bモード検索のバンドパスおよび偏光角のキャリブレーション要件
| Title |
The_Simons_Observatory:_Bandpass_and_polarization-angle_calibration_requirements_for_B-mode_searches |
| Authors |
Maximilian_H._Abitbol,_David_Alonso,_Sara_M._Simon,_Jack_Lashner,_Kevin_T._Crowley,_Aamir_M._Ali,_Susanna_Azzoni,_Carlo_Baccigalupi,_Darcy_Barron,_Michael_L._Brown,_Erminia_Calabrese,_Julien_Carron,_Yuji_Chinone,_Jens_Chluba,_Gabriele_Coppi,_Kevin_D._Crowley,_Mark_Devlin,_Jo_Dunkley,_Josquin_Errard,_Valentina_Fanfani,_Nicholas_Galitzki,_Martina_Gerbino,_J._Colin_Hill,_Bradley_R._Johnson,_Baptiste_Jost,_Brian_Keating,_Nicoletta_Krachmalnicoff,_Akito_Kusaka,_Adrian_T._Lee,_Thibaut_Louis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Heather_McCarrick,_Jeffrey_McMahon,_P._Daniel_Meerburg,_Federico_Nati,_Haruki_Nishino,_Lyman_A._Page,_Davide_Poletti,_Giuseppe_Puglisi,_Michael_J._Randall,_Aditya_Rotti,_Jacob_Spisak,_Aritoki_Suzuki,_Grant_P._Teply,_Clara_Verg\`es,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Mario_Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02449 |
宇宙マイクロ波背景放射の大角度$B$モード偏光を対象とした、次世代の地上観測所のバンドパスと偏光角に関する体系的な不確実性のキャリブレーション要件を、サイモンズ天文台（SO）に焦点を当てて定量化します。バンドパスゲインキャリブレーション、中心周波数、および偏光角に関する不確実性を調査します。これには、バンドパス全体での後者の周波数変動が含まれます。$\Deltar\sim10^{-3}$のオーダーのテンソル対スカラー比$r$のバイアスを回避するために、バンドパスキャリブレーション係数と中心周波数をパーセントレベル以下で知る必要があることがわかりました。以前の調査結果で。偏光角は、10分の数度のレベルに校正する必要がありますが、帯域のエッジ間の周波数変動は、${\calO}（10）$度である必要があります。これらのキャリブレーション要件の厳しさを考慮して、これらの系統分類学の残りの不確実性が、データモデルに含まれ、取り残された場合に$r$の最終的な制約に影響を与えるレベルを調査します。追加のパラメーターの自由度によって$r$の最終的な制約が大幅に低下することはなく、エラーバーが最大で${\calO}（10\％）$だけ広がることがわかります。これらの結果は、宇宙論的、前景、および体系的なパラメーターの両方をカバーする拡張パラメーター空間内で、BICEP2/KeckArrayコラボレーションから公開されている最新のデータを再分析することによって検証されます。最後に、SO内で実行された機器の設計と校正の研究に照らして、私たちの結果について説明します。
機器のノイズバイアスなしのCMBレンズパワースペクトル推定
| Title |
CMB_lensing_power_spectrum_estimation_without_instrument_noise_bias |
| Authors |
Mathew_S._Madhavacheril,_Kendrick_M._Smith,_Blake_D._Sherwin,_Sigurd_Naess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02475 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズのパワースペクトルは、今後の調査でサブパーセントの精度で測定され、ニュートリノの質量と他の宇宙パラメータの合計に厳しい制約を課すことができます。レンズパワースペクトルの測定には、CMBマップの4点関数の接続されたトリスペクトルの推定が含まれます。これには、大きなガウス切断ノイズバイアスの減算が必要です。この再構成ノイズバイアスは、CMBと前景の変動の両方、および機器のノイズ（地上調査の検出器と大気ノイズの両方）からの寄与を受けます。したがって、バイアス除去手順は、高価または不正確になる可能性のある機器ノイズのシミュレーションの品質に依存します。独立した機器ノイズを伴うCMBマップの少なくとも4つの分割を利用する新しい推定器を提案します。この推定器により、CMBレンズのパワースペクトルは、機器のノイズのモデリングまたはシミュレーションで行われた仮定に完全に鈍感になります。この推定器は、多くの実際的な状況で、信号対雑音比の実質的な損失をもたらさないことを示します。単純な$\mathcal{O}（m^4）$の期待値ではなく、分割数$m$を$\mathcal{O}（m^2）$としてスケーリングする効率的な計算アルゴリズムを提供します。
PyLightcurve-torch：PyTorchの深層学習アプリケーション用のトランジットモデリングパッケージ
| Title |
PyLightcurve-torch:_a_transit_modelling_package_for_deep_learning_applications_in_PyTorch |
| Authors |
Mario_Morvan,_Angelos_Tsiaras,_Nikolaos_Nikolaou_and_Ingo_P._Waldmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02030 |
PyLightcurveとPyTorchに基づいて、太陽系外惑星のトランジットの効率的な計算と自動微分に合わせて調整された、新しいオープンソースのpythonパッケージを紹介します。実装されたクラスと関数は完全にベクトル化されており、ネイティブにGPUと互換性があり、恒星と惑星のパラメーターに関して微分可能です。これにより、PyLightcurve-torchはトランジットの従来の順方向計算に適したものになりますが、物理モデルの勾配へのアクセスを必要とする推論および最適化アルゴリズムを使用して、可能なアプリケーションの範囲を拡張します。この取り組みは、太陽系外惑星の研究における深層学習の使用を促進することを目的としています。これは、増え続ける恒星の光度曲線データと、検出および特性評価技術の改善に対するさまざまなインセンティブに動機付けられています。
SPECULOOS-超低温矮星通過調査：ターゲットリストと戦略
| Title |
SPECULOOS_--_Ultracool_Dwarf_Transit_Survey:_Target_List_and_Strategy |
| Authors |
D._Sebastian,_M._Gillon,_E._Ducrot,_F._J._Pozuelos,_L._J._Garcia,_M._N._G\"unther,_L._Delrez,_D._Queloz,_B._O._Demory,_A._H.M.J._Triaud,_A._Burgasser,_J._de_Wit,_A._Burdanov,_G._Dransfield,_E._Jehin,_J._McCormac,_C._A._Murray,_P._Niraula,_P._P._Pedersen,_B._V._Rackham,_S._Sohy,_S._Thompson,_V._Van_Grootel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02069 |
温帯の地球サイズの太陽系外惑星を詳細に研究するための最も有望な方法の1つは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）または超大型望遠鏡（ELT）。この文脈において、TRAPPIST-1惑星は、大規模な科学コミュニティの関心を集めた独自のベンチマークシステムを形成しています。SPECULOOSサーベイは、太陽系外惑星のトランジットサーベイであり、超低温矮星の体積が制限された（40pc）サンプルを対象としています。SPECULOOSターゲットリストは、最新のタイプのオブジェクト（T_eff<3000K）を組み込んだ3つの重複しないサブプログラムの合計として定義します。プログラム1：「地球」の詳細な大気特性を可能にするほど小さくて近くにある365個の矮星今後のJWSTの惑星のように、プログラム2：M5タイプ以降の171の矮星で、TRAPPIST-1bと同様の惑星の有意な検出は、太陽系外惑星通過調査TESSの範囲内にあるはずです。プログラム3：M6より後の1121の矮星-超低温矮星の周りの短周期惑星の統計的センサスを実行することを目的としたタイプ。私たちの複合ターゲットリストには、1657の測光的に分類された後期型の矮星が含まれています。これらのターゲットのうち260個は、超低温矮星の近くで可能な限り初めて分類されます。私たちの一般的な観測戦略は、Program2とProgram1のターゲットの一部に対して、TESSとの相乗効果を効率的に使用することにより、望遠鏡ネットワークで各ターゲットを100〜200時間監視することです。私たちは、最大数十の温帯の岩石惑星を検出することを期待しています。そのうちのいくつかは、JWSTやその他の将来の巨大望遠鏡による大気の特性評価に適しています。これにより、最新タイプの星の惑星集団の理解が大幅に向上します。
おうし座のディスク流出源のALMA化学調査（ALMA-DOT）。 IV。原始惑星系円盤中のチオホルムアルデヒド（H $ _2 $
CS）：空間分布と結合エネルギー
| Title |
ALMA_chemical_survey_of_disk-outflow_sources_in_Taurus_(ALMA-DOT)._IV._Thioformaldehyde_(H$_2$CS)_in_protoplanetary_disks:_spatial_distributions_and_binding_energies |
| Authors |
C._Codella,_L._Podio,_A._Garufi,_J._Perrero,_P._Ugliengo,_D._Fedele,_C._Favre,_E._Bianchi,_C._Ceccarelli,_S._Mercimek,_F._Bacciotti,_K.L.J._Rygl,_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02305 |
目的：原始惑星系円盤における、S含有化学の主要種であるH2CSの半径方向および垂直方向の空間分布を追跡すること。ガスディスクコンポーネントの濃縮における熱脱離の役割を議論するために、H2CS結合エネルギーに照らして観測された分布を分析すること。方法：おうし座の星形成領域（ALMA-DOT）のディスク流出源のALMA化学調査のコンテキストで、o-H2CS（7_1,6-6_1,5）を使用して5つのクラスIまたは初期のクラスII源を観測しました。）40auスケールの線。量子力学的計算を使用して、H2CSの結合エネルギー（BE）を、拡張された周期的な結晶氷について初めて推定しました。結果：HLタウとIRAS04302+2247ディスクの2つの回転分子リングでH2CSを画像化しました。外半径は約140au（HLタウ）と115au（IRAS04302+2247）です。IRAS04302+2247のエッジオンジオメトリは、赤道面からz=+-50auで、半径60〜115auでH2CS放射がピークに達することを示しています。カラム密度は約10^14cm^-2です。おうし座HL星については、原始惑星状星円盤（約10^-14）の[H2CS]/[H]の存在量を初めて導き出しました。拡張結晶氷とアモルファス氷について計算されたH2CSのBEは、それぞれ4258Kと3000-4600Kであり、ダスト温度が50〜80Kを超える熱蒸発を意味します。結論：H2CSは、いわゆる暖かい分子層をトレースします。以前にCSとH2COを使用してサンプリングされた領域。チオホルムアルデヒドは、H2COやCSよりも原始星の近くでピークに達します。これは、観測された7_1,6-6_1,5線（60K）の励起レベルが比較的高いためと考えられます。H2CSBEは、熱脱離が薄いauサイズの内側および/または上部ディスク層で支配的であることを意味し、100auを超える半径まで放出する観測されたH2CSが非熱プロセスのためにガスに注入される可能性が高いことを示します。
宇宙のバリオンと金属の循環
銀河内の星、ガス、金属の関係を特徴づけることは、宇宙のバリオンサイクルを理解する上で重要な要素です。崩壊した構造のバリオンの現代的な国勢調査、それらの化学的構成、およびダスト含有量をまとめます。宇宙のHI質量密度は、z〜5を赤方偏移するように十分に決定されており、時間とともにわずかな進化を示しています。水素分子の新しい観測は、その進化が世界的な星形成率密度の進化を反映していることを明らかにしています。一定の宇宙分子ガス枯渇タイムスケールは、ガス貯留層と星形成の間の普遍的な関係を示しています。低温ガス（$T<10^4$K）の金属質量密度には、z>2.5の星によって生成された実質的にすべての金属が含まれています。より低い赤方偏移では、金属の総量への貢献者はより多様です。z<1では、観測された金属のほとんどが星に結合しています。全体として、現代の国勢調査における「金属不足の問題」の証拠はほとんどありません。宇宙時間にわたる中性ガスのダスト含有量を特徴づけ、ダスト対ガスおよびダスト対金属の比率が金属量の減少とともに低下することを発見します。z〜5までの中性ガスの宇宙論的ダスト質量密度を計算します。宇宙のダスト含有量の複数のトレーサーの間には良い一致があります。
IllustrisTNGの高温で逆回転する星形成円盤銀河とその実世界の対応物
| Title |
Hot_and_counter-rotating_star-forming_disk_galaxies_in_IllustrisTNG_and_their_real-world_counterparts |
| Authors |
Shengdong_Lu,_Dandan_Xu,_Yunchong_Wang,_Yanmei_Chen,_Ling_Zhu,_Shude_Mao,_Volker_Springel,_Jing_Wang,_Mark_Vogelsberger,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01949 |
低質量の後期型円盤銀河の大集団の重要な特徴は、指数関数的な配光を持つ星形成円盤です。それらは通常、薄くて平らな形態、青色、および同一平面上の薄いガスディスク内の円軌道に沿って移動する動的に冷たい星にも関連しています。ただし、後者の機能は必ずしも前者を意味するわけではなく、実際、さまざまな異なる運動学的構成が存在します。この研究では、宇宙の流体力学的IllustrisTNGシミュレーションを使用して、より低い恒星質量範囲（$5\times10^9\、\mathrmの間）で動的に高温の、時には逆回転する星形成円盤銀河の性質と起源を研究します。{M_{\odot}}$および$2\times10^{10}\、\mathrm{M_{\odot}}$）。動的に高温になることは、ほとんどの場合、星形成円盤銀河の年齢依存の進化段階としてではなく、たとえば銀河の相互作用や合併活動のために、誘発された過渡状態として発生することがわかります。動的に高温であるがまだ活発に星形成をしているディスクは、運動学的に不整合なガスと恒星のディスクをホストし、集中して進行中の星形成を行うという共通の特徴を示しています。前者はしばしば乱れたガス形態を伴いますが、後者は動的に冷たい通常のディスクの対応物と比較して低ガスと恒星のスピンに反映されます。興味深いことに、ガスと星の間に運動学的な不整合があるMaNGAから観測された銀河は、IllustrisTNG銀河と非常に類似した一般的な特性を示し、したがって、もっともらしい現実世界の対応物です。次に、これにより、これらの不整合な銀河の恒星軌道とガス特性を予測することができます。
高赤方偏移円盤銀河進化の準平衡モデル
近年、銀河形成の単純なモデルは、高赤方偏移の光度関数に関する利用可能なデータとかなりよく一致することが示されています。しかし、これらの処方は主に現象論的であり、銀河の進化の物理学との大まかなつながりしかありません。ここでは、単純な物理的フレームワークに基づいているが、フィードバック、星形成、およびその他のプロセスのより洗練されたモデルを組み込んだ銀河モデルのセットを紹介します。これらのモデルを高赤方偏移体制に適用し、最も単純なモデルの一般的な予測のほとんどが引き続き有効であることを示します。特に、恒星の質量とハローの質量の関係は、フィードバックの物理学にほぼ完全に依存し（したがって、小規模な星形成の詳細とは無関係です）、特定の星形成率は、宇宙論的降着率の単純な倍数です。対照的に、銀河のガス質量は星形成の物理学に敏感であることも示していますが、フィードバック駆動の星形成法則を含めると、素朴な期待が大きく変わります。これらのモデルは、銀河形成のすべての側面を説明するのに十分詳細ではありませんが、そのプロセスのいくつかの一般的な側面を示すことによって銀河形成の理解を知らせ、現在のかすかな銀河と高赤方偏移に予測を外挿するための物理的に根拠のある基礎を提供します観測の範囲外。観測がこれらの単純な傾向からの違反を示している場合、それらは銀河の初期世代の内部で起こっている新しい物理学を示しているでしょう。
二重に画像化されたクエーサーの高解像度画像化のフォローアップ
| Title |
High-resolution_imaging_follow-up_of_doubly_imaged_quasars |
| Authors |
Anowar_J._Shajib,_Eden_Molina,_Adriano_Agnello,_Peter_R._Williams,_Simon_Birrer,_Tommaso_Treu,_Christopher_D._Fassnacht,_Takahiro_Morishita,_Louis_Abramson,_Paul_L._Schechter,_Lutz_Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01971 |
W.M.Keck天文台の近赤外線カメラ2（NIRC2）を使用した、2016年から2018年までのイメージングキャンペーンを通じて、二重にイメージングされたクエーサーレンズの3年間のフォローアップと確認について報告します。57のクエーサーレンズ候補のサンプルは、補償光学支援または視界が制限された$K^\prime$バンド観測で画像化されます。これら57の候補のうち、15がレンズとして確認されています。パイロット研究の一環として2013-14年にNIRC2で画像化された、いくつかの既知のレンズを追加した20個のレンズのサンプルを作成します。これらの20個のレンズをモデル化することにより、クエーサー画像とレンズ銀河の$K^\prime$バンドの相対測光と位置天文学を取得します。また、レンズの特性と予測される時間遅延を提供して、さまざまな天体物理学アプリケーションに必要なフォローアップ観測の計画を支援します。たとえば、新しく確認されたシステムのデフレクター赤方偏移を取得するための分光学的フォローアップなどです。二重および四重に画像化されたクエーサーシステム間の滑らかなモデル予測からの観測されたフラックス比の逸脱を比較します。モデリングの不確実性が同等である場合、これら2つのタイプのレンズ間で逸脱が一貫していることがわかります。
赤方偏移が小さいと、ほとんどすべての大きな楕円銀河の中心に、また多くの低質量系にも巨大なブラックホールが見られます。それらの進化は、それらのホスト銀河の進化と密接に絡み合っていると信じられています。一方では、銀河環境は、ブラックホールが降着を介して成長し、活動銀河核として輝くためのガスを提供します。一方、巨大なブラックホールは、ジェットや放射フィードバックを介して周囲にエネルギーを注入することにより、銀河のダイナミクスに逆反応すると予想されます。さらに、銀河と暗黒物質ハローが階層的に形成される場合、高赤方偏移の小さなシステムがより最近の時代に大きなシステムに合体することから、巨大なブラックホールも融合し、現在および将来の実験で検出可能な重力波信号を生成する可能性があります。この章では、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）のmHz周波数帯とパルサータイミングアレイ実験のnHz周波数帯での巨大ブラックホールの併合に関する現在の天体物理モデルの予測について説明します。特に、これらの予測に影響を与える天体物理学的な不確実性に焦点を当てています。これには、数百パーセクの分離での大規模なブラックホールペアのあまり知られていない動的進化が含まれます。パーセク間隔での「ストール」バイナリの形成の可能性（「final-parsecproblem」）。巨大なブラックホールの成長に対するバリオン物理学（SNフィードバックなど）の影響。nHz帯域の予測は、mHz帯域よりもはるかに堅牢であることを示し、この事実がLISAおよびパルサータイミングアレイに与える影響についてコメントします。
CIV輝線の速度分解タイムラグからの$ z = 2.805 $多重画像クエーサーSDSSJ2222 +2745のブラックホール質量
| Title |
The_black_hole_mass_of_the_$z=2.805$_multiply_imaged_quasar_SDSS_J2222+2745_from_velocity-resolved_time_lags_of_the_CIV_emission_line |
| Authors |
Peter_R._Williams,_Tommaso_Treu,_H\r{a}kon_Dahle,_Stefano_Valenti,_Louis_Abramson,_Aaron_J._Barth,_Michael_Gladders,_Keith_Horne,_Keren_Sharon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02007 |
ジェミニノースマルチオブジェクトスペクトログラフ（GMOS-N）と北欧光学望遠鏡（NOT）を使用して、多重画像化された$z=2.805$クエーサーSDSSJ2222+2745の3つの明るい画像の4。5年間のモニタリングキャンペーンの最初の結果を示します。。重力時間の遅延を利用して、6年を超える光度曲線を作成し、季節ごとの8か月の視程で平均10日間の分光学的リズムを実現します。複数の二次キャリブレータと高度な低減技術を使用して、パーセントレベルの分光光度精度を達成し、前例のない残響マッピング分析を実行して、CIVの統合されたタイムラグと速度分解されたタイムラグの両方を測定します。実線は、連続体より$\tau_{\rmcen}=36.5^{+2.9}_{-3.9}$残りのフレーム日遅れています。測定値を公開されたCIVラグと組み合わせて、$r_{\rmBLR}-L$の関係を導き出します$\log_{10}（\tau/{\rmday}）=（1.00\pm0.08）+（0.48\pm0.04）\log_{10}[\lambdaL_\lambda（1350{\r{A}}）/10^{44}〜{\rmerg〜s}^{-1}]$with0.32$\pm$0.06dex固有の散乱。速度分解ラグは、$\tau_{\rmcen}=86.2^{+4.5}_{-5.0}$、$25^{+11}_{-15}$、および$7.5の円形ケプラー軌道と一致しています。^{+4.2}_{-3.5}$コア、ブルーウィング、レッドウィングのそれぞれの休憩日数。$\sigma_{\rmline}$を平均スペクトルとともに使用し、$\log_{10}（f_{{\rmmean}、\sigma}）=0.52\pm0.26$と仮定して、$\log_{10}を導出します。（M_{\rmBH}/M_{\odot}）=8.63\pm0.27$。データの品質を考えると、このシステムは、高赤方偏移での$M_{\rmBH}$推定量のキャリブレーションのための独自のベンチマークを表しています。今後の作業では、ビリアル係数$f$と$M_{\rmBH}$を制約するデータの動的モデリングを紹介します。
冷たい暗い雲のC $ _ {2} $ H $ _ {4} $ O $ _ {2} $異性体とジメチルエーテルのモデリングにおける放射線分解の役割
| Title |
The_Role_of_Radiolysis_in_the_Modelling_of_C$_{2}$H$_{4}$O$_{2}$_Isomers_and_Dimethyl_Ether_in_Cold_Dark_Clouds |
| Authors |
Alec_Paulive_(1),_Christopher_N._Shingledecker_(2_and_3_and_4),_Eric_Herbst_(1_and_5)_((1)_Department_of_Chemistry,_University_of_Virginia,_(2)_Max-Planck-Institute_fuer_Extraterrestrische_Physik,_(3)_Institute_for_Theoretical_Chemistry,_University_of_Stuttgart,_(4)_Department_of_Physics_\&_Astronomy,_Benedictine_College,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02023 |
複雑な有機分子（COM）は、さまざまな星間ソースで検出されています。温暖化源におけるこれらのCOMの存在量は、温度と密度の上昇に関連する合成によって説明でき、気相とダストグレインアイスマントルの両方で観測可能な量のCOMを生成するのに十分な速さで準熱化学反応を起こすことができます。粒子上に生成されたCOMは、温度が十分に上昇して熱脱離できるようになると、ガス状になります。低温源でのガス状COMの最近の観測は、これらの気相およびダスト粒子の生産ルートによって完全には説明されていません。放射線分解化学は、冷たい暗い雲の中でCOMを生成するための可能な非熱的方法です。この新しい方法は、宇宙線の衝撃による励起とイオン化のイベントにより、氷の表面と氷のマントル内で選択されたCOMのモデル化された存在量を大幅に増加させます。3つのC$_{2}$H$_{4}$O$_{2}$異性体（ギ酸メチル（HCOOCH$_3$）、グリコールアルデヒド（HCOCH$_2$OH））に対する放射線分解の影響を調べます。と酢酸（CH$_3$COOH）-そして化学的に類似した分子、ジメチルエーテル（CH$_3$OCH$_3$）、冷たい暗い雲の中。次に、モデル化されたガスの存在量を、TMC-1、L1689B、およびB1-bで観測された存在量と比較します。
天の川の蓄積された核クラスター
| Title |
The_Accreted_Nuclear_Clusters_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Joel_Pfeffer,_Carmela_Lardo,_Nate_Bastian,_Sara_Saracino,_Sebastian_Kamann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02042 |
銀河のハロー、バルジ、円盤にある巨大なクラスターの多くは、本物の球状星団（GC）ではなく、まったく異なる獣です。それらは、天の川銀河によって蓄積されて以来、古代の銀河の残りの核星団（NSC）です。一部のクラスターはNSCとして容易に識別でき、ホスト銀河（M54やいて座矮小銀河など）まで簡単にさかのぼることができますが、他のクラスターはよりわかりにくいことが証明されています。ここでは、内部の存在量と全体的な運動学に焦点を当てて、いくつかの独立した制約を組み合わせて、銀河によって降着したNSCを見つけ、それらの降着イベントまで追跡します。銀河によって蓄積された真のNSCは、射手座矮星のM54、ガイア・エンセラダス/ソーセージの$\omega$Centari、クラーケンのNGC6273、および（潜在的に）ヘルミストリームのNGC6934であることがわかります。これらのNSCは、NSCと中央高地BHの両方をホストする銀河の一般的な発生を考えると、星団内の中間質量ブラックホール（BH）の検索の主要な候補です。セコイアやその他の軽微な降着イベントに関連するNSCはないようです。他の主張されたNSCはそのようなものではないことが示されています。また、クラスターとクラスターの合併のユニークなケースを表す可能性のあるTerzan5の特殊なケースについても説明します。
M31に向かうX線およびSZの明るい拡散源：ローカルホットブリッジ
大規模（$r\約20^\circ$）X線とスニヤエフゼルドビッチ（SZ）-天の川（MW）とM31を結ぶローカルホットブリッジである可能性があるM31への明るい拡散増強を報告します。全天のOVIIおよびOVIII輝線測定調査から銀河系の放出を差し引くと、これら2つのイオンの放出がM31付近の$r\upperx20^\circ$内で増強されることがわかります。平均排出量の増加は$5.6\pm1.3$L.U。と$2.8\pm0.6$L.U。です。それぞれOVIIおよびOVIIIの場合（両方のイオンで$>4\sigma$）。また、M31周辺のSZ信号を抽出します。これは、表面輝度$y$が$2-4\times10^{-7}$であり、拡張$>2.5\sigma$（および最適な$5.9\sigma$）であることを示しています。これらの3つの測定値は、温度$\log〜T（{\rmK}）>6$の高温ガスをトレースし、同様のプラトー形状（$\approx15^\circ$内でフラット、$\approx30^\circを超えるとゼロ）を示します。$）。単相の仮定は、OVII/OVIIIライン比によって決定される$\log〜T（{\rmK}）=6.34\pm0.03$の温度につながります。X線とSZの測定値を組み合わせると、この特徴がM31の周りのホットハロー（大きすぎる）またはMW（高圧が高すぎてX線が明るい）である可能性は低いことが示唆されます。プラトー形状は、MWとM31（ローカルホットブリッジ）を接続するシリンダーによって説明できます。その長さを約400kpc、半径120kpc、密度$\upperx2\times10^{-4}-10^{-3}〜\rmcm^{-3}$、および$0.02-0.1〜Z_\odot$の金属量。バリオンの質量は$\gtrsim10^{11}〜M_\odot$であり、酸素の質量は約$\gtrsim10^8〜M_\odot$であり、これはローカルグループのバリオンまたは金属の収支に寄与します。
ホット分子コアG31.41 + 0.31中のイソシアン酸メチルおよびその他の複雑な有機分子の同定
| Title |
Identification_of_Methyl_Isocyanate_and_Other_Complex_Organic_Molecules_in_a_Hot_Molecular_Core,_G31.41+0.31 |
| Authors |
Prasanta_Gorai,_Ankan_Das,_Takashi_Shimonishi,_Dipen_Sahu,_Suman_Kumar_Mondal,_Bratati_Bhat,_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02226 |
G31.41+0.31は、よく知られている化学的に豊富なホット分子コア（HMC）です。アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）のバンド3観測を使用して、ソースの化学的および物理的特性を分析しました。プレバイオティクス分子の前駆体であるイソシアン酸メチル（CH3NCO）をソースに向けて特定しました。これに加えて、メタノール（CH3OH）、メタンチオール（CH3SH）、ギ酸メチル（CH3OCHO）などの複雑な有機分子（COM）を報告しました。さらに、HCN、HCO+、SiOなどの分子からの遷移を使用して、星形成領域周辺の流入および流出の兆候の存在を追跡しました。COMについては、局所的な熱力学的平衡（LTE）条件下での分子励起を想定して、カラム密度と運動温度を推定しました。特定のCOMの推定動的温度から、HMC環境に複数の温度成分が存在する可能性があることがわかりました。得られた分子カラム密度を他のHMCに対する既存の観測結果と比較すると、COMはホットコア環境（$\sim100$K以上）で良好に生成されているようです。G31.41+0.31に向けたスペクトル放射は完全には解決されていませんが、CH$_3$NCOおよびその他のCOMが粒子/氷相で形成され、SgrB2、Orionなどの他のホットコアと同様にガス環境に存在する可能性があることがわかります。KL、G10.47+0.03など。
銀河中心の恒星軌道によるブラックホール脱毛定理のテスト
理論的調査は、銀河中心近くの恒星またはパルサー軌道の測定が銀河中心のブラックホール、局所物質、さらには重力の理論自体の特性を強く制約する可能性があることを示唆する原理実証計算を提供しました。この作業では、マルコフ連鎖モンテカルロ法とフィッシャー行列の両方を使用して、恒星軌道とブラックホールのどのパラメーターが十分に制約されているか、およびその理由を理解します。両方のツールを使用して、既存の位置天文測定は銀河中心ブラックホールのスピンを制約できないと結論付けます。将来の実験の精度とリズムに外挿すると、ブラックホールのスピンは既知の星S2で測定できると予想されます。私たちの計算は、銀河中心でGRAVITY望遠鏡の最高の解像度を使用して、40年間のS2の軌道の毎週の測定で、無次元のブラックホールスピンを$\sim$0.1の精度と精度で測定できることを示しています。観測戦略、星の軌道パラメータ、および機器の解像度の観点から、フィッシャー行列を使用してブラックホールスピンの測定の不確かさの分析式を導き出します。高度に偏心した軌道はスピンに対してより良い制約を与えることができ、軌道周期が長くても、より高い偏心を持った軌道がより有利であることがわかります。さらに、将来の測定に新しい、よりタイトな恒星軌道の発見が含まれる場合、将来のデータは、ブラックホールの四重極モーメントを直接測定することによって、強い場の重力のテストを可能にする可能性があります。S2と同様の恒星軌道を持ちますが、銀河中心までの距離が5分の1で、銀河中心のGRAVITYの解像度制限により、20年間の毎週の測定でブラックホール脱毛定理のテストを開始できます。
PS1-13arpへの適用を伴う高密度星周物質の衝撃ブレイクアウト
| Title |
Shock_Breakout_in_Dense_Circumstellar_Material_with_Application_to_PS1-13arp |
| Authors |
Annastasia_Haynie_(University_of_Southern_California,_Carnegie_Observatories),_Anthony_L_Piro_(Carnegie_Observatories) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01937 |
超新星（SN）の最初に予想される電磁的特徴であるショックブレイクアウト（SBO）は、これらの爆発の前駆体の重要なプローブとなる可能性があります。残念ながら、SBOはタイムスケールが短いため（$\lesssim1\、$hr）、現在の調査では把握するのが困難です。ただし、高密度の星周円盤（CSM）が存在する場合、SBOが長くなる可能性があります。実際、SNeの最近の測光モデリング研究、および初期の分光法は、そのような高密度CSMが以前に予想されていたよりも頻繁に存在する可能性があることを示唆しています。trueの場合、これはSBOの機能にも影響を与えるはずです。解析的モデリングと数値モデリングの両方を使用して、このようなCSMの相互作用がSBOの幅と光度に与える影響の調査を示します。ここでは、CSMを定常風としてパラメーター化します。次に、このモデリングをPS1-13arpと比較します。これは、高密度CSMでSBOであると主張されている初期のUV過剰を示したSNです。PS1-13arpは、質量$\sim0.08\、M_{\odot}$および半径$\sim1900\、R_{\odot}$の風によく適合していることがわかります。これらのパラメーターは、わずかに少ないとは言えませんが、類似しています。測光モデリングを使用してタイプIISNeについて推測されたものよりも大規模です。この類似性は、SNe〜IIの将来のSBO観測が、以前に認識されていたよりも簡単に取得できる可能性があることを示唆しています。
ヒロトロピック超大質量星における一般相対論的不安定性
直接崩壊による超大質量ブラックホールの形成は、超大質量星（SMS）の存在と、一般相対論的（GR）不安定性による巨大ブラックホールシードへの崩壊を意味します。ただし、SMSの最終的な質量は、直接崩壊シナリオの一貫性においてこの量が重要であるにもかかわらず、既存のモデルによって弱く制約されています。これらのオブジェクトに関連するパラメータ空間全体で、球形SMSの最終的な質量を推定します。急速な降着を伴う完全な恒星進化を説明する既存の数値SMSモデルを模倣する分析的な恒星構造（hylotropes）を構築します。これらの静水圧構造から、GRの不安定性の条件を最初から決定し、その結果を完全な恒星進化の予測と比較します。hylotropicモデルがGR不安定性の開始を高精度で予測することを示します。対流コアの質量が決定的な量として表示されます。低いほど、GRの不安定性に必要な総質量は大きくなります。GRの不安定性の一般的な条件は、総質量>10^5Msun、コア質量>10^4Msunです。コア質量が10^4Msun未満のままである場合、10^6-10^7Msunを超える総質量に達する可能性があります。私たちの結果は、原始的な原子冷却されたハローで形成される球形のSMSが500000Msun未満の質量で崩壊することを確認しています。一方、金属に富むガスでの大規模なブラックホール形成には、1000Msun/年を超える降着率が必要であり、最終的な恒星の質量は10^6Msunを超えます。したがって、直接崩壊の異なるチャネルは、ブラックホールシードの前駆体の明確な最終質量を意味します。
高密度ニュートリノガスのフレーバー進化の新展開
| Title |
New_Developments_in_Flavor_Evolution_of_a_Dense_Neutrino_Gas |
| Authors |
Irene_Tamborra,_Shashank_Shalgar_(Niels_Bohr_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01948 |
ニュートリノ-ニュートリノ屈折は、コア崩壊超新星、中性子星合体、および初期宇宙におけるフレーバー進化を支配します。通常のニュートリノフレーバー変換は、真空振動周波数によって決定されるタイムスケールで発生します。ただし、ニュートリノ密度が十分に大きい場合、ペアワイズニュートリノ散乱のために集合的なフレーバー変換が発生する可能性があります。ペアワイズ変換は、ニュートリノ-ニュートリノ相互作用エネルギー（つまり、ニュートリノ数密度）に依存し、電子ニュートリノと反ニュートリノの角度分布によって制御されるタイムスケールで発生すると予想されるため、高速であると見なされます。高速ペアワイズ変換の謎めいた現象は、長い間見過ごされてきました。ただし、変換速度が速いため、ペアワイズ変換はニュートリノデカップリング領域の近くで発生する可能性があり、天体物理学的ソースの流体力学および重元素の合成に対する影響はまだ理解されていません。この魅力的な現象の物理学とニュートリノ密度の高いソースへの影響を確認します。
独特の変化する外観のAGNにおける磁束の反転
活動銀河核1ES1927+654での外観変化イベントと、それに続くX線光度の3桁の低下は、降着率の変化と磁束の反転によって制御されると主張します。磁気的に停止したディスク（MAD）。外観が変化するイベントの前に、ブラックホールの強い磁束がブランドフォード-ナエヘクプロセスを介してX線放射に電力を供給し、UV放射は放射効率の悪い磁化されたディスクによって生成されます。反対の極性のフラックスをもたらす移流イベントは、内側に伝播し、最初にUV/光学光度の上昇につながり、次にブラックホールに到達したときにX線光度の低下につながります。磁束移流のタイムスケールを推定し、変化する外観のイベントの開始からX線光度の最小値$\upperx200$日までの間に観測されたタイムスケールが、磁気をキャンセルするのに必要な時間と一致していることを確認します。$\upperx180\：r_g$に拡張するMADのフラックス。フラックスと質量の比率が大きいため、フラックス反転イベントはまれかもしれませんが、X線とUVの光度の比率が異常に高いAGNがそのようなイベントの主要な候補であると主張します。また、同様のイベントがラジオの大きな物体のジェットの中断につながる可能性があることもお勧めします。
宇宙線の太陽圏変調の時間と電荷符号依存性
| Title |
Time_and_Charge-Sign_Dependence_of_the_Heliospheric_Modulation_of_Cosmic_Rays |
| Authors |
O.P.M._Aslam,_D._Bisschoff,_M._D._Ngobeni,_M._S._Potgieter,_R._Munini,_M._Boezio,_and_V._V._Mikhailov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02052 |
PAMELAおよびAMS02宇宙実験からの銀河宇宙線電子と陽電子の同時および連続観測は、50GeV未満のこれらの粒子の太陽圏変調の数値モデリング研究に最も適しています。確立された包括的な3次元変調モデルを適用して、以前の長くて異常な深い太陽極小期と最近の最大活動をカバーする期間の観測された陽電子/電子比を再現する目的で、電子と陽電子の完全なスペクトルを計算します。太陽磁場の極性反転を含む位相。この目的のために、これらの粒子の非常に局所的な星間スペクトルが最初に確立されました。私たちの研究は、粒子ドリフトを含む主要な変調プロセス、および3つの主要な拡散係数などの他のパラメーターがどのように進化したか、および対応する電荷符号依存変調がその後どのように発生したかに焦点を当てています。私たちの努力の最終結果は、2006年から2015年までの陽電子/電子の詳細な再現であり、主な観測された特徴との定性的および定量的一致の両方を示しています。特に、太陽活動の各段階、特に明確な磁気極性が見つからなかった極性反転段階で、観測された陽電子/電子が示す時間依存性を説明するために必要な粒子ドリフトの量を決定します。
超新星2018zdの電子捕獲起源
| Title |
The_electron-capture_origin_of_supernova_2018zd |
| Authors |
Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Jared_A._Goldberg,_Keiichi_Maeda,_Takashi_J._Moriya,_Nozomu_Tominaga,_Ken'ichi_Nomoto,_Griffin_Hosseinzadeh,_Iair_Arcavi,_Curtis_McCully,_Jamison_Burke,_K._Azalee_Bostroem,_Stefano_Valenti,_Yize_Dong,_Peter_J._Brown,_Jennifer_E._Andrews,_Christopher_Bilinski,_G._Grant_Williams,_Paul_S._Smith,_Nathan_Smith,_David_J._Sand,_Gagandeep_S._Anand,_Chengyuan_Xu,_Alexei_V._Filippenko,_Melina_C._Bersten,_Gast\'on_Folatelli,_Patrick_L._Kelly,_Toshihide_Noguchi,_Koichi_Itagaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02176 |
移行は40年間未解決のままですが、恒星の死には2つのよく理解されている体制があります。約8個の太陽質量までの星は、それらの外層を失い、退化したコア、つまり白色矮星を残します。より重い星（$\sim$10太陽質量以上）は鉄のコアを生成し、それは崩壊して中性子星またはコア崩壊超新星のブラックホールになります。理論的には、（$\sim$8--10太陽質量）の間にある星は、電子捕獲の結果として超漸近巨星分枝星の縮退したO+Ne+Mgコアが崩壊すると、電子捕獲超新星を生成すると予想されます。NeとMgの核に。しかし、これまでのところ、理論的予測の不確実性もあって、電子捕獲起源から超新星が明確に特定されたことはありません。ここでは、電子捕獲超新星の6つの指標、つまり、前駆体の同定、星周物質、化学組成、爆発エネルギー、光度曲線、および元素合成について説明します。SN2018zdは、6つすべての強力な証拠または一貫性を持つ唯一の超新星です。これらの新しいデータは、SN1054に関する数十年にわたる議論を新しい観点から投げかけています。これは、これらの特徴のいくつかを備えていますが、1000年前の観測と、進化した超新星残骸からの推論の難しさに悩まされています。
中性子星のfモード振動に対するハイペロンの影響
中性子星の内部の密度は地上の核実験の密度を超えているので、それらは極端な条件下で高密度物質の性質を研究するための範囲を提供します。中性子星の内核の組成は非常に不確実であり、ハイペロンなどのエキゾチックな物質がそこに現れるのではないかと推測されています。中性子星の不安定な振動モードによって放出される重力波には、それらの内部組成に関する情報が含まれているため、内部を直接調べることができます。最近、中性子星のfモード振動の体系的な調査により、核飽和パラメータ、特に有効核子質量の不確実性がその周波数に及ぼす役割が明らかになりました。この研究では、ハイペロンの出現がfモードの振動周波数に及ぼす影響、したがって重力波の放出に及ぼす影響を研究します。また、fモード周波数の将来の検出が、中性子星コア内のハイペロンの存在を調査する可能性を提供できるかどうかを推測します。
潮汐破壊現象への応用を伴う高度に偏心した円盤の動的構造
| Title |
Dynamical_structure_of_highly_eccentric_discs_with_applications_to_tidal_disruption_events |
| Authors |
Elliot_M._Lynch_and_Gordon_I._Ogilvie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02219 |
潮汐破壊現象が循環するのか、それとも非常に偏心した円盤として直接蓄積するのかは、現在の研究の主題であり、円盤の熱力学に敏感に依存しているようです。あまり注目されていないこの問題の1つの側面は、非常に偏心したディスクには、各軌道の周りのディスクスケールの高さの強い非静水圧変動がなければならないということです。他のグループによって実行された数値シミュレーションを補完するものとして、偏心降着円盤の非線形理論を使用して、TDE円盤の動的構造を調査します。特に、動的な垂直構造、粘性散逸、放射冷却を考慮して、各楕円軌道の周りの物理量の変化を研究します。ソリューションには、シミュレーションで見られるノズルのような構造に似た構造が含まれています。我々は、放射圧によって支配される高度に偏心したディスクに熱不安定性が存在する証拠を見つけました。熱的に安定したソリューションの場合、モデルの多くは、乱流応力に対する$\alpha-$prescriptionの失敗を示しています。偏心TDEディスクの構造に対する結果の結果について説明します。
それらの源を離れる宇宙線の動的効果
| Title |
Dynamical_effects_of_cosmic_rays_leaving_their_sources |
| Authors |
Benedikt_Schroer,_Oreste_Pezzi,_Damiano_Caprioli,_Colby_Haggerty_and_Pasquale_Blasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02238 |
宇宙線（CR）は、主に線源の周囲の領域に存在する局所磁場に沿って線源を離れ、そうすることで、ストリーミング不安定性を通じて共鳴モードと非共鳴モードの両方を励起します。これらのモードの励起は、散乱の強化につながり、次に大きな圧力勾配につながり、膨張するガスの泡と自己生成磁場の形成を引き起こします。ハイブリッドパーティクルインセルシミュレーションを使用して、この不安定性を励起することにより、CRが拡散係数が強く抑制されているソースの周囲の空洞を掘削することをここで示します。この現象は一般的であり、Galaxy内の十分に強力なCRソースの周囲で発生すると予想されます。私たちの結果は、超新星残骸、星団、パルサー星雲の周りの領域からの放出が、これらの源の周りの拡散係数が$\sim10-100$倍小さいことを推測するために使用された最近の$\gamma$線観測と一致しています。典型的な銀河系のものより。
PSRJ0737-3039Bのタイミングの理解と改善
| Title |
Understanding_and_improving_the_timing_of_PSR_J0737-3039B |
| Authors |
Aristeidis_Noutsos,_G._Desvignes,_M._Kramer,_N._Wex,_P._C._C._Freire,_I._H._Stairs,_M._A._McLaughlin,_R._N._Manchester,_A._Possenti,_M._Burgay,_A._G._Lyne,_R._P._Breton,_B._B._P._Perera,_R._D._Ferdman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02357 |
ダブルパルサー（PSRJ0737-3039A/B）は、一般相対性理論（GR）とその代替案の最も厳しいテストのいくつかを提供します。GRのテストにおけるこのシステムの成功は、主に、そのリサイクルされたパルサーメンバーであるパルサーAの高精度で長期的なタイミングによるものです。一方、パルサーBは、かなりの短期的およびコンパニオンとの電磁風相互作用および地質歳差運動による長期的なタイミング変動。パルサーBのタイミング精度を改善することは、PSRJ0737-3039A/Bを使用した多くのGRテストの精度を改善するための重要なステップです。この論文では、パルサーBのタイミングにおけるレッドノイズの特徴を、2004年から2008年までの約4年間の期間を使用して調査します。それを超えると、パルサーの電波ビームが見えなくなります...パルサーBのタイミングはこの論文は、軌道のタイミング遅延を正確に説明するために、GRから計算されたパルサーの軌道のサイズに依存しています。したがって、私たちのタイミングを直接使用して重力理論をテストすることはできません。ただし、パルサーBのビーム形状と半径方向の風のモデリングは、軌道遅延の上に観測される追加のレッドノイズの一部を制限することにより、このパルサーの時間を計る将来の取り組みを間接的に支援できます。したがって、モデルのパラメータとタイミングモデルのパラメータ間の共分散がゼロの理想的なケースでは、モデルは、質量比R=mA/mBの測定精度を2.6倍向上させることができると結論付けます。2つのパルサー：GRのテストで極めて重要な、理論に依存しないパラメーター。
z> 5での3つのX線明るいクエーサーのチャンドラ検出
| Title |
Chandra_Detection_of_Three_X-ray_Bright_Quasars_at_z>5 |
| Authors |
Jiang-Tao_Li,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Yuchen_Zhang,_Yuming_Fu,_Fuyan_Bian,_Joel_N._Bregman,_Xiaohui_Fan,_Qiong_Li,_Xue-Bing_Wu,_Xiaodi_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02358 |
$z\gtrsim5$で3つのUV明るい電波の静かなクエーサーのチャンドラ検出を報告します。各クエーサーのX線スペクトルを抽出して、X線フラックス、べき乗則の光子指数（$\Gamma$）、光学式などの基本的なX線特性を測定するのに十分な数の光子を収集しました。-X線スペクトル勾配（$\alpha_{\rmOX}$）。$z=5.26$のJ074749+115352は、$z>5$のX線で最も明るい電波の静かなクエーサーです。タイムスケールの変動が短い場合があります（オブザーバーのフレームでは$\sim3800\rm〜s$、残りのフレームでは$\sim600\rm〜s$のタイムスケール）が、統計的ノイズに大きく埋め込まれています。このクエーサーの位相折り畳みスペクトルを抽出します。2つの区別可能な状態があります。「低硬」状態の平均X線束$\sim2.7$倍の「高軟」状態と、大幅に急なX線スペクトル勾配（$\Gamma=2.40_）です。{-0.32}^{+0.33}$vs$1.78_{-0.24}^{+0.25}$）。また、この論文で検出された3つのクエーサーを他のクエーサーサンプルと比較します。J074749+115352、SMBH質量が$M_{\rmSMBH}\upperx1.8\times10^9\rm〜M_\odot$、エディントン比が$\lambda_{\rmEdd}\approx2であることがわかります。3$は、非常に明るいX線です。平均$\alpha_{\rmOX}=-1.46\pm0.02$で、2-10keVの放射補正係数は$L_{\rmbol}/L_{\rm2-10keV}=42.4\pm5です。8$、どちらも明確に定義されたスケーリング関係から大きく逸脱しています。3つのクエーサーの$\Gamma$を異なる赤方偏移の他のサンプルと比較し、X線スペクトル特性の信頼できる測定値を持つ$z>5$クエーサーの限られたサンプルに基づいて、有意な赤方偏移の進化を見つけません。
H $ \ alpha $分光法によるX線過渡MAXIJ1659-152のブラックホール質量の区切り
| Title |
Delimiting_the_black_hole_mass_in_the_X-ray_transient_MAXI_J1659-152_with_H$\alpha$_spectroscopy |
| Authors |
M._A._P._Torres,_P._G._Jonker,_J._Casares,_J._C._A._Miller-Jones,_D._Steeghs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02383 |
MAXIJ1659-152は、2.4時間の軌道周期のX線浸漬過渡ブラックホール候補です。半値全幅（FWHM）が$3200\pm300$kms$^{-1の二重ピークH$\alpha$輝線を検出する$I\upperx23$静止対応物の分光法を示します。}$。H$\alpha$FWHMと、静止X線過渡現象に対するドナー星の視線速度半振幅との相関関係を適用して、$K_2=750\pm80$kms$^{-1}$を導出します。公転周期と$K_2$は、質量関数$f（M）=4.4\pm1.4〜M{_\odot}$（1$\sigma$）につながります。ドナーとコンパクトオブジェクトの質量比およびバイナリ傾斜は、$q={M_2}/{M_1}$=0.02-0.07および$i=70{^\circ}-80{^\circ}の範囲にある可能性が高いことを示します。$。これらの制約は、$3.3\lesssimM_1（M_\odot）\lesssim7.5$のコンパクトオブジェクト質量の$68\％$信頼水準区間を意味し、ブラックホールの性質を確認します。これらの準動的限界は、X線データのモデリングからの質量推定値と比較され、不一致があれば説明されます。新しい情報を武器に、2010年から2011年の爆発の間に収集された光学分光法と時系列測光で観察された特性のレビューを提供します。我々は、高降着活動の開始直後と2011年の再輝イベントの間に発見された見かけの変調を、降着円盤に起因すると解釈します。これらにはスーパーハンプと一致するシグネチャがあり、2011年の変調では分数周期が$<0.6\％$（3$\sigma$）を超えています。中央のX線源によるドナーの直接照射は、椎間板の外側領域による掩蔽のために不可能であったことを提案します。ディスクシールドは、中性子星の超小型X線連星を含む、$q\lesssim0.07$のシステムにおける光学的変動へのドナー星の寄与を大幅に弱めると主張します。
HAWCおよびIceCubeアラートと同時に、Carpet-2で100TeVを超えるガンマ線を検索
| Title |
Carpet-2_search_for_gamma_rays_above_100_TeV_in_coincidence_with_HAWC_and_IceCube_alerts |
| Authors |
D.D._Dzhappuev,_Yu.Z._Afashokov,_I.M._Dzaparova,_E.A._Gorbacheva,_I.S._Karpikov,_M.M._Khadzhiev,_N.F._Klimenko,_A.U._Kudzhaev,_A.N._Kurenya,_A.S._Lidvansky,_O.I._Mikhailova,_V.B._Petkov,_V.S._Romanenko,_G.I._Rubtsov,_S.V._Troitsky,_I.B._Unatlokov,_A.F._Yanin,_Ya.V._Zhezher,_K.V._Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02452 |
HAWC（TeVガンマ線）およびIceCube（〜100TeVを超えるニュートリノ）からの公開アラートと方向的および時間的に一致して到着する、100TeVから数PeVの範囲のエネルギーを持つ天体物理学的ガンマ線の検索について報告します。観測は、バクサンニュートリノ天文台のCarpet-2エアシャワー検出器を使用して行われ、2018年から「フォトンフレンドリー」モードで動作しています。フォトン候補シャワーは、ミューオン含有量が少ないことから選択されています。光子候補の有意な超過は観察されておらず、アラートに関連するガンマ線フルエンスの上限が取得されています。良好な観測条件のイベントの場合、光子のCarpet-2有効領域は、同じエネルギーのニュートリノのIceCube有効領域のオーダーであるため、制約により、銀河源の高速フレアでのニュートリノの生成が調査され始めます。
CNIa0.02の最初のデータリリース-タイプIa超新星光度曲線の完全な近く（赤方偏移<0.02）サンプル
| Title |
The_First_Data_Release_of_CNIa0.02_--_A_Complete_Nearby_(Redshift_<0.02)_Sample_of_Type_Ia_Supernova_Light_Curves |
| Authors |
Ping_Chen,_Subo_Dong,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_R._S._Post,_M._D._Stritzinger,_J._L._Prieto,_Alexei_V._Filippenko,_Juna_A._Kollmeier,_Boaz_Katz,_Lina_Tomasella,_S._Bose,_S._Benetti,_D._Bersier,_Thomas_G._Brink,_David_A._H._Buckley,_Enrico_Cappellaro,_N._Elias-Rosa,_Morgan_Fraser,_Thomas_W.-S._Holoien,_Mariusz_Gromadzki,_Erkki_Kankare,_P._Lundqvist,_S._Mattila,_Nidia_Morrell,_A._Pastorello_B._J._Shappee,_Todd_A._Thompson,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02461 |
CNIa0.02は、Ia型超新星（SNIa）マルチバンド光度曲線の完全な近くのサンプルであり、ホスト銀河の赤方偏移z_host<0.02でボリュームが制限されています。CNIa0.02の科学的目標は、SN爆発の物理学を研究するために、ローカルSNeIaの主要な特性（光度関数など）の分布を完全かつ偏りのない方法で推測することです。全天自動捜索システム（ASAS-SN）で検出された（発見または回収された）SN候補で、ピーク輝度が16.5等未満の場合は分光学的に分類します。ASAS-SNは全天をスキャンし、特定の銀河を対象としないため、サンプルはホスト銀河の特性によって事実上偏りがありません。発見時からマルチバンド測光観測を取得しています。最初のデータリリース（DR1）では、240SNe（マルチバンドデータの182を含む）で得られた光度曲線を示し、ピークフラックスやdm15などのパラメーターを導き出します。
MAXI J1820 +070とNuSTARII。長いソフトラグを伴うハードからソフトへの状態遷移中のフレアリング
| Title |
MAXI_J1820+070_with_NuSTAR_II._Flaring_during_the_hard_to_soft_state_transition_with_a_long_soft_lag |
| Authors |
D._J._K._Buisson,_A._C._Fabian,_P._Gandhi,_E._Kara,_M._L._Parker,_A._W._Shaw,_J._A._Tomsick,_D._J._Walton_and_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02472 |
MAXIJ1820+070（光学的対応物ASASSN-18ey）の最近の発見爆発からのNuSTARデータの分析を継続し、爆発の短い段階であるハードからソフト状態への遷移中の異常なフレア挙動を含む観測に焦点を当てます。比較的まれにしか観察されません。フラックスの2つのプラトーは、約10ks続く可変間隔で分離されています。これは、ディッピングとフレアの段階を示しています。変動性は、高エネルギーで最も強く（$F_{\rmVar}\sim10\％$までの部分的な変動性）、ディスク放出からの寄与が強くなるにつれて減少します。フラックス分解スペクトルは、変動が主にべき乗則フラックスの変化によるものであることを示しています。また、べき乗則の放出の背後にある熱の長いソフトラグが見つかりました。これは、フレアフェーズ中の$20_{-1.2}^{+1.6}$sです。浸漬段階でのラグには、異なるラグエネルギースペクトルがあります。これは、波がディスクを外側に通過することが原因である可能性があります。時間分解スペクトルフィッティングは、フレアリング段階での遅れは、おそらく1日前に発生したジェット放出後のシステムの沈降に関連して、べき乗則フレアを生成するために中断された後のディスクの再充填に起因する可能性があることを示唆しています。これらの現象のタイムスケールは、ディスクの内側領域の低粘度パラメータ$\alpha\sim10^{-3}$を意味します。
Gaia-ESOサーベイの原子データ
| Title |
Atomic_data_for_the_Gaia-ESO_Survey |
| Authors |
Ulrike_Heiter,_Karin_Lind,_Maria_Bergemann,_Martin_Asplund,_\v{S}arunas_Mikolaitis,_Paul_S._Barklem,_Thomas_Masseron,_Patrick_de_Laverny,_Laura_Magrini,_Bengt_Edvardsson,_Henrik_J\"onsson,_Juliet_C._Pickering,_Nils_Ryde,_Amelia_Bayo_Ar\'an,_Thomas_Bensby,_Andrew_R._Casey,_Sofia_Feltzing,_Paula_Jofr\'e,_Andreas_J._Korn,_Elena_Pancino,_Francesco_Damiani,_Alessandro_Lanzafame,_Carmela_Lardo,_Lorenzo_Monaco,_Lorenzo_Morbidelli,_Rodolfo_Smiljanic,_Clare_Worley,_Simone_Zaggia,_Sofia_Randich,_Gerard_F._Gilmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02049 |
Gaia-ESOサーベイで実施されたFGK型星の存在比分析に使用された原子および分子データについて説明します。均一なラインリストを作成するための前例のない取り組みを紹介します。これは、合成スペクトルと相当幅を計算するためにいくつかのアバンダンス分析グループによって使用されました。アトミックデータには、品質指標とソースへの詳細な参照が付属しています。原子および分子データは、電子形式で公開されています。一般に、実験的な遷移確率が好まれましたが、理論値も使用されました。天体物理学のgf値は、そのような手順のモデル依存性のために回避されました。超微細構造または同位体分割によって線が大きく影響を受ける元素については、個々の線成分に必要なデータを照合するために協調した努力が払われています。また、中性水素原子との衝突による線の広がりについて、入手可能なデータの詳細な調査を行いました。太陽とアークトゥルスについて計算された合成スペクトルを使用して、線の混合特性を評価しました。475nmから685nmおよび850nmから895nmの波長範囲の35要素の1300を超えるラインのサブセットの中から、正確なgf値を持ち、スペクトルにブレンドがない24種の約200ラインを特定しました。太陽とアークトゥルス。中性水素との衝突による広がりについては、可能な場合はAnstee-Barklem-O'Mara理論に基づくデータをお勧めし、そうでない場合は中性種の線を避けることをお勧めします。R.L.Kuruczによる理論的な拡大データは、ScII、TiII、およびYIIラインに使用する必要があります。イオン化された希土類種の場合、線幅のエンハンスメントファクターが1.5のUns\"old近似を使用できます。AlI、SI、CrII、NaIを含む多くの種について、原子データの望ましい改善が確認されました。、SiI、CaII、およびNiI。
高コントラストイメージングのための微小電気機械変形可能ミラーの開発、パート1：小型化された飛行可能な制御電子機器
| Title |
Microelectromechanical_deformable_mirror_development_for_high-contrast_imaging,_part_1:_miniaturized,_flight-capable_control_electronics |
| Authors |
Eduardo_Bendek,_Garreth_Ruane,_Camilo_Mejia_Prada,_Christopher_B._Mendillo,_A._J._Eldorado_Riggs,_and_Eugene_Serabyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02098 |
変形可能ミラー（DM）は、現在および計画中の地上望遠鏡と宇宙ベースの望遠鏡を使用した太陽系外惑星のコロナグラフによる直接イメージングを可能にする重要なテクノロジーです。これにより、DMには、アクチュエータ数が多い（>3000）、表面の高さの分解能が高い（<10pm）、質量と体積が小さい耐放射線性の駆動電子機器など、いくつかの要件があります。飛行可能な小型化されたDMコントローラーの設計とテストを紹介します。NASAのジェット推進研究所（JPL）の高コントラストイメージングテストベッド施設の真空中のコロナグラフテストベッドで5x10-9のオーダーのコントラストを達成したことで、電子機器が将来のコロナグラフを備えた宇宙望遠鏡の要件を満たすことができることを実証します。。また、高高度気球実験「回収可能な実験コロナグラフを用いた惑星イメージングコンセプトテストベッド」に搭載された機能テストについても報告します。これは、近くの星の周りの塵円盤や外生動物の塵を直接イメージングすることを目的としています。このコントローラーは、BostonMicromachinesCorporationKilo-DM用に設計されており、より大きなDM形式に容易に拡張できます。システムの3つの主要コンポーネント（DM、駆動電子機器、機械および熱管理）は、コンパクトで低消費電力になるように設計されているため、太陽系外惑星のミッションだけでなく、幅広いアプリケーションで使用できます。直接視線レーザー通信などの精密光学システムを必要とするもの。このコントローラーは、最大ダイナミックレンジ220V、分解能16ビット、精度14ビット、動作周波数1kHzの1024個のアクチュエーターを処理できます。このシステムは、10x10x5cm3の容量に適合し、重量は0.5kg未満、消費量は8W未満です。当社は、将来のミッションのリスクを軽減するターンキーソリューションを開発しました。
DIPol-UF：EM CCDを備えた同時3色（$ BVR $）偏光計
| Title |
DIPol-UF:_simultaneous_three-color_($BVR$)_polarimeter_with_EM_CCDs |
| Authors |
Vilppu_Piirola,_Ilia_A._Kosenkov,_Andrei_V._Berdyugin,_Svetlana_V._Berdyugina,_and_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02129 |
3つの通過帯域（$BVR$）で同時に高精度（$10^{-5}$）の偏光観測が可能な新しい機器について説明します。この機器は、電子増倍EMCCDカメラを利用して、高効率で高速な画像読み出しを実現します。DIPol-UFの主な機能は次のとおりです。（i）高スループットと固有の安定性を備えた光学設計。（ii）機器を明るく暗いターゲットの観察に最適にする優れた汎用性。（iii）旋光計を遠隔で使用できるようにする制御システム。近くの明るい星や静止状態のX線連星などの暗い線源の高い信号対雑音比の観測から得られた最初の結果の例が示されています。
QUBIC I：概要とScienceProgram
| Title |
QUBIC_I:_Overview_and_ScienceProgram |
| Authors |
J.-Ch._Hamilton,_L._Mousset,_E.S._Battistelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_P._Chanial,_R._Charlassier,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_M._De_Petris,_M.M._Gamboa_Lerena,_L._Grandsire,_S._Lau,_S._Marnieros,_S._Masi,_A._Mennella,_C._O'Sullivan,_M._Piat,_G._Riccardi,_C._Sc\'occola,_M._Stolpovskiy,_A._Tartari,_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,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_D._Burke,_D._Buzi,_F._Cavaliere,_C._Chapron,_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,_D._Fracchia,_C._Franceschet,_K.M._Ganga,_B._Garc\'ia,_et_al._(69_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02213 |
QUBICは、観測的宇宙論の主要な課題の1つである、宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏光の測定用に最適化された新しい種類の偏光計です。信号は数十nKのオーダーであると予想され、機器の体系的な影響を受けやすく、多色観測によってのみ制御できるさまざまな天体物理学の前景によって汚染されています。QUBICは、機器の系統的効果の制御に関する干渉法の利点と、広帯域でバックグラウンドが制限された感度の点でのボロメータ検出器の利点を組み合わせる独自の機能により、これらの観測問題に対処するように設計されています。QUBIC合成ビームは周波数に依存する形状をしており、機器の2つの物理帯域（150GHzと220GHz）内の複数のサブ帯域でCMB偏波のマップを作成できます。この独自の機能により、QUBICは他の機器と区別され、銀河系の前景の汚染を特徴づけて除去するのに特に適しています。この記事では、一連の8つのうちの最初の記事で、キャリブレーションキャンペーンの主な結果であるQUBIC機器の設計の概要を示し、原始的なBモードと銀河系の前景の測定を含むQUBICの科学プログラムを紹介します。典型的な観測と測定の予測を示します。3年間の統合により、アルゼンチンのサイトから完全な前景の除去と安定した大気条件を想定して、シミュレーションは、有効なテンソル対スカラー比（を含む）に対する統計的感度を達成できることを示しています。原始および前景のBモード）$\sigma（r）=0.015$。プランク353GHzチャネルなどの他の調査からのデータとともに、220GHzを使用して前景汚染を差し引くと仮定すると、原始テンソルに対する感度は150GHzチャネルのみの感度で与えられ、$\sigma（r）=0.021$です。
迅速な重力波局在化のための閾値下の信号対雑音比の包含の自動化
| Title |
Automating_the_Inclusion_of_Subthreshold_Signal-to-Noise_Ratios_for_Rapid_Gravitational-Wave_Localization |
| Authors |
Cody_Messick,_Surabhi_Sachdev,_Kipp_Cannon,_Sarah_Caudill,_Chiwai_Chan,_Jolien_D._E._Creighton,_Ryan_Everett,_Becca_Ewing,_Heather_Fong,_Patrick_Godwin,_Chad_Hanna,_Rachael_Huxford,_Shasvath_Kapadia,_Alvin_K._Y._Li,_Rico_K._L._Lo,_Ryan_Magee,_Duncan_Meacher,_Siddharth_R._Mohite,_Debnandini_Mukherjee,_Atsushi_Nishizawa,_Hiroaki_Ohta,_Alexander_Pace,_Amit_Reza,_Minori_Shikauchi,_Leo_Singer,_Divya_Singh,_Javed_Rana_SK,_Leo_Tsukada,_Daichi_Tsuna,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno,_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02457 |
低遅延での重力波（GW）イベントの正確なローカリゼーションは、これらの大変動イベントからのさらなるマルチメッセンジャー信号を検索する上で重要な要素です。低遅延でのこれらのイベントのローカリゼーションでは、候補イベントを識別する一致フィルター検索からの信号対雑音比（SNR）時系列を使用します。ここでは、GWイベントの迅速なローカリゼーションでネットワーク内のすべての検出器からのSNRの使用を自動化する、GW170817とGW190425を識別した低遅延パイプラインであるGstLALベースのインスパイラルパイプラインの改善について報告します。この改善は、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器ネットワークの最近の3回目の観測実行の前に、検出パイプラインに組み込まれました。以前は、このパイプラインでは、候補GWイベントがネットワーク内のいずれかの検出器のSNRしきい値を下回った場合、すべての検出器からのSNRを使用するために手動の介入が必要でした。サブスレッショルドイベントからのSNRを使用すると、迅速なローカリゼーションによって推定された90％信頼区間の領域を有意に減少させることができます。これを実証するために、AdvancedLIGOおよびVirgo検出器の2回目の観測実行をミラーリングするネットワークを使用して、$\mathcal{O}（2\times10^4）$バイナリ中性子星のシミュレートされた検出の研究を示します。しきい値以下のSNRを迅速なローカリゼーションに組み込むと、$100〜\mathrm{deg}^2$以下にローカライズできるイベントの割合が1.18倍に増加することがわかります。
| Title |
Differential_Modelling_Systematics_across_the_HR_Diagram_from_Asteroseismic_Surface_Corrections |
| Authors |
J._M._Joel_Ong,_Sarbani_Basu_and_Jean_M._McKeever_(Yale_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01957 |
進化的恒星モデルの表面近くの層の局所的なモデリングエラーにより、それらの通常の振動モードの周波数は、内部構造が一致する実際の星の周波数とは異なります。これらの周波数差は、星震学表面項と呼ばれます。個々のモード周波数の詳細な制約を介して推定されたグローバルな恒星の特性は、この表面項のさまざまなパラメーター化に関してロバストであることが以前に示されています。これは、より広範なクラスのノンパラメトリック処理にも当てはまる可能性があることも示唆されています。主系列星の統計的に大きなサンプルと、そのような特性評価がこれまで行われていなかった赤色巨星のサンプルの両方について、さまざまな表面項処理に関して推定された恒星特性の体系的な違いを調べます。主系列星の場合、質量と半径、したがって年齢は確かに表面項の選択に対してロバストですが、推定される初期ヘリウム存在量$Y_0$は表面補正の選択に敏感であることを示しています。これは、詳細な星震学から返されるヘリウム存在量の推定値が方法論に依存していることを意味します。一方、赤色巨星のサンプルの場合、ノンパラメトリック表面補正は、パラメトリックのものとは劇的に異なる推定恒星特性を返します。これらの違いの性質は、そのようなノンパラメトリック手法が進化した星に好まれるべきであることを示唆しています。これは、より大きなサンプルで検証する必要があります。
彩層太陽オタマジャクシのようなジェットの形成に対する熱伝導の影響
| Title |
Thermal_conduction_effects_on_formation_of_chromospheric_solar_tadpole-like_jets |
| Authors |
Anamar\'ia_Navarro,_F._D._Lora-Clavijo_K._Murawski_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02006 |
1つの流体MHDコードMAGNUSを使用して実行された数値シミュレーションを通じて、太陽彩層ジェットの生成に対する非等方性熱伝導の影響を測定します。Srivastavaらの仕事に続いて。（2018）、現実的な温度モデルで大気状態を考慮し、上部彩層で動作するガス圧ドライバーを介してプラズマの放出を生成します。磁束管を模倣した磁場を考慮し、磁場の強さとドライバーの振幅を変化させることによってパラメトリック研究を実行します。熱伝導の場合、トリガーされたジェットはかなり大きなエネルギーと質量流束を示し、それらの形状は理想的なMHD方程式よりもコリメートされ、より多くの太陽コロナを透過することがわかります。低磁場はこれらのジェットをよりエネルギー的にすることを可能にし、より大きな磁場は熱伝導率を含むために質量とエネルギーの増強を減少させます。
太陽型星のスーパーフレアの統計的性質：すべてのケプラー一次ミッションデータを使用した結果
| Title |
Statistical_Properties_of_Superflares_on_Solar-type_Stars:_Results_Using_All_of_the_Kepler_Primary_Mission_Data |
| Authors |
Soshi_Okamoto,_Yuta_Notsu,_Hiroyuki_Maehara,_Kosuke_Namekata,_Satoshi_Honda,_Kai_Ikuta,_Daisaku_Nogami,_and_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02117 |
すべての$Kepler$プライマリミッションデータと$Gaia$-DR2（データリリース）を使用して、太陽型（G型主系列星;有効温度は5100〜6000K）の星のスーパーフレアの最新の統計分析を報告します。2）カタログ。ハイパスフィルターを使用して恒星黒点によって引き起こされる回転変動を除去することにより、以前の研究からフレア検出方法を更新しました。また、ジャイロクロノロジーとフレア検出の完全性を考慮して、スーパーフレアの頻度に関するサンプルバイアスを調べました。太陽型の星と太陽のような星（有効温度は5600〜6000K、自転周期は太陽型の星では20日以上）のサンプルサイズは、それぞれ$\sim$4倍と$\sim$12倍です。野津ほか（2019、ApJ、876、58）。その結果、以前の研究と比較して、265個の太陽型星で2341個のスーパーフレア、15個の太陽のような星で26個のスーパーフレアが見つかりました。前者は527から2341に、後者は3から26イベントに増加しました。これにより、スーパーフレアの統計的特性についてより確立された見方をすることができました。観測されたフレアエネルギーの上限は、太陽型の星の自転周期が長くなるにつれて減少します。スーパーフレアの頻度は、恒星の自転周期が長くなるにつれて減少します。太陽のような星で私たちが見つけた最大エネルギーは$4\times10^{34}$ergです。太陽のような星の分析は、太陽が$\sim7\times10^{33}$erg（$\sim$X700クラスのフレア）と$\sim1\times10^{のエネルギーでスーパーフレアを引き起こす可能性があることを示唆しています。34}$erg（$\sim$X1000クラスのフレア）は、それぞれ$\sim$3、000年と$\sim$6、000年に1回です。
ソーラーフィラメントとIMFBzの軸方向磁場方向によるコロナ質量放出の分析
| Title |
Analysis_of_the_Coronal_Mass_Ejections_through_Axial_Field_Direction_of_Solar_Filaments_and_IMF_Bz |
| Authors |
Kashvi_Mundra,_V._Aparna,_Petrus_C._H._Martens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02123 |
過去には、地磁気嵐の影響がコロナ質量放出（CME）の磁気雲部分の方向に強く依存すると主張する多くの研究がありました。Aparna＆Martens（2020）は、2007年から2017年までのHalo-CMEデータを使用して、CMEが発生する場所でのフィラメントの磁場配向が地磁気嵐の開始を予測するために効果的に使用できることを示しました。この研究の目的は、1996年から2006年のハローCMEデータを分析することによって調査を拡張することです。フィラメントの軸方向とそれに対応するBzシグネチャの相関関係を使用して、以前にAparna＆Martensによって提示された主張のより広範な推論を形成します。この研究では、SOHOEIT195\r{A}、MDIマグネトグラム画像、KSOおよびBBSOH$\alpha$画像を、惑星間磁場シグネチャのACEデータとともに利用します。これらすべてを相関させると、軸方向の磁場方向とBz方向の間の相関の可能性が高いというAparna＆Martensの研究の傾向は、1996年から2006年までのデータでも持続することがわかりました。
F後期からK初期までの古い星の活動時系列V.高精度位置天文学による太陽系外惑星の検出可能性への影響
| Title |
Activity_time_series_of_old_stars_from_late_F_to_early_K._V._Effect_on_exoplanet_detectability_with_high-precision_astrometry |
| Authors |
N._Meunier,_A.-M._Lagrange,_S._Borgniet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02158 |
恒星の活動は、放射状速度技術を用いた太陽型星のハビタブルゾーンでの地球質量惑星の検出に強く影響し、それを妨げる可能性があります。状況がより好ましいため、位置天文学は原則として恒星の活動に対する感度が低くなります。恒星の位置天文信号は、視線速度と比較して惑星の位置天文信号よりも暗いと予想されます。地球質量の惑星が古い主系列太陽型星の周りのハビタブルゾーンで検索されたときの高精度位置天文学に対する恒星活動の影響を定量化します。非常に大きな磁気活動合成時系列のセットを使用して、恒星の位置天文信号の特性を特徴付けました。次に、さまざまなアプローチに基づいて太陽系外惑星の検出可能性を研究しました。最初は合成時系列から導出された誤検出の理論レベルに基づいており、次に古い主系列F6-K4星のブラインドテストを使用しています。信号の振幅は、活動レベル、スペクトルタイプ、およびスポットコントラストについて行われた仮定に応じて、太陽の値の最大数倍になる可能性があります。1MEarth惑星の検出率は非常に良好ですが、10pcのF6-K4範囲の星のハビタブルゾーンでの誤検出率は非常に低くなっています。時系列で従来のブートストラップを使用した標準の誤警報確率は、誤検知レベルを大幅に過大評価しています。これは検出率に影響します。技術的な課題を克服でき、非常に高い精度に到達した場合、位置天文学は、視線速度よりも近くの太陽型星の周りのハビタブルゾーンにある地球質量惑星を検出するのにはるかに適していると結論付けます。検出率はこの範囲ではるかに高くなります。視線速度技術よりも位置天文学技術が使用される惑星の質量と周期の。
系統的効果を含む球面幾何学の流れに対する日震学的有限周波数感度カーネル
| Title |
Helioseismic_finite-frequency_sensitivity_kernels_for_flows_in_spherical_geometry_including_systematic_effects |
| Authors |
Jishnu_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02180 |
太陽内部の大規模な流れの日震学的推論は、測定で導入された体系的な傾向の解釈と、光球測定を地下の流速に関連付ける感度カーネルの両方で、太陽の曲率を考慮する必要があります。さらに、測定値をモデルパラメータに関連付ける逆問題は、正確な推論を取得するために適切に設定する必要があります。これには、パラメータのスパースセットが必要です。さらに、感度関数は計算上簡単に評価できる必要があります。この作業では、流速の感度カーネルがベクトル球面調和関数に基づいて効率的に計算される可能性があることを示すことにより、これらの問題に対処します。また、ドップラー測定での視線投影、および線形成高さの中心から四肢の違いを考慮することができます。背景モデルの仮定された球対称性を考えると、回転によって関連付けられている観測点のペアのカーネルを同時に計算する方が安価な場合が多いことを示します。したがって、このようなアプローチは、子午面循環など、太陽の大規模な流れの逆問題に特に適しています。
融合した白い矮星と核合成
軌道の減衰メカニズムは、二重白色矮星の合併は避けられないが、非常にまれであると主張しています。いくつかの合併は爆発を引き起こしますが、生存者はヘリウムを再点火し、数万年または数百万年の間明るく燃えます。生存者候補には、極端なヘリウム星、RCrB変数、およびさまざまなクラスのヘリウムに富む亜発光星が含まれます。生存者の表面の核廃棄物は、合併前の星の核の歴史と合併中のそれらの元素合成の証拠を提供します。広範囲で深い分光学的調査は、将来の発見のための豊富な見通しを提供します。
ヒアデス星団、食変光星HD27130、および振動する赤色巨星$ \ epsilon $ Tauの特性
| Title |
Properties_of_the_Hyades,_the_eclipsing_binary_HD27130,_and_the_oscillating_red_giant_$\epsilon$_Tau |
| Authors |
K._Brogaard,_E._Pak\v{s}tien\.e,_F._Grundahl,_\v{S}._Mikolaitis,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_D._Slumstrup,_G._J._J._Talens,_D._A._VandenBerg,_A._Miglio,_T._Arentoft,_H._Kjeldsen,_R._Janulis,_A._Drazdauskas,_A._Marchini,_R._Minkevi\v{c}i\=ut\.e,_E._Stonkut\.e,_V._Bagdonas,_M._Fredslund_Andersen,_J._Jessen-Hansen,_P._L._Pall\'e,_P._Dorval,_I._A._G._Snellen,_G._P._P._L._Otten,_and_T._R._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02274 |
食変光星は、正確で正確な質量と半径の導出を可能にします。それらが星団に存在する場合、追加情報とともに、さらに高い精度の特性を抽出することができます。太陽のような振動の星震学は、単一の星に同様の可能性を提供します。ヒアデス星団の食変光星HD27130の以前に確立された特性を改善し、巨星$\epsilon$Tauの星震特性を再評価します。次に、ヒアデス星団のこれらのメンバーの物理的特性を使用して、クラスターのヘリウム含有量と年齢を制限します。新しいマルチカラー光度曲線をマルチエポック視線速度と組み合わせて、HD27130の質量と半径を生成しました。$T_{\rmeff}$は、分光法と測光法から導き出され、ガイア視差を使用して検証されました。HD27130を使用してヘリウム含有量を制限しながら、$\epsilon$Tauの再評価された星震特性からクラスター年齢を推定します。HD27130の質量と半径および$T_{\rmeff}$は、$M=1.0245\pm0.0024M_{\odot}$、$R=0.9226\pm0.015R_{\odot}$であることがわかりました。、プライマリの場合は$T_{\rmeff}=5650\pm50$K、$M=0.7426\pm0.0016M_{\odot}$、$R=0.7388\pm0.026R_{\odot}$、$二次コンポーネントの場合はT_{\rmeff}=4300\pm100$K。$\epsilon$Tauの再評価は、以前の文献の推定が信頼できること、およびヒッパルコス視差がガイアDR2視差よりも信頼できることを示唆しています。HD27130、したがってヒアデス星団のヘリウム含有量は$Y=0.27$であることがわかりますが、モデルに大きく依存しています。採用された金属量との相関により、$\frac{\DeltaY}{\DeltaZ}$が1.2に近い堅牢なヘリウム濃縮法則が得られます。ヒアデス星団の年齢は0.9$\pm$0.1（stat）$\pm$0.1（sys）Gyrと推定され、クラスター白色矮星に基づく最近の推定年齢とわずかに緊張しています。（要約）
風のある青い星の分光分析のための大気NLTEモデル。 V.完全な共動フレーム転送、およびX線放射の更新されたモデリング
| Title |
Atmospheric_NLTE_models_for_the_spectroscopic_analysis_of_blue_stars_with_winds._V._Complete_comoving_frame_transfer,_and_updated_modeling_of_X-ray_emission |
| Authors |
J._Puls,_F._Najarro,_J._O._Sundqvist,_and_K._Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02310 |
環境。巨大な星の正確な恒星と風の特性と豊富なパターンを取得することは、それらの性質と環境との相互作用を理解し、それらの進化経路と最終生成物を制約するために重要です。目的。完全なUVから光学範囲のより高い汎用性と精度を可能にするために、NLTE雰囲気とスペクトル合成コードFASTWINDを改善します。また、風に埋め込まれた衝撃からのX線放射の高度な説明を取得することを目指しています。メソッド。重要な周波数範囲の詳細な共動フレーム放射伝達が含まれていますが、それでも短いターンアラウンドタイムを可能にする方法を適用しています。結果。ほとんどの場合、私たちの新しい結果は、総放射加速度、戦略的な光線、およびUV範囲の両方に関して、代替コードCMFGENの結果と非常によく一致しています。NIII4634-4640-4642に関する合意は改善されましたが、それでも特定の不一致があり、主に極紫外線でのラインオーバーラップ効果に関連しています。最もクールなモデルのUV範囲では、Ly_alphaの周りで最も顕著である、疑似連続体の予測される落ち込みに違いが見られます。新しいバージョンと以前のバージョンのFASTWINDを比較すると、NV4603-4619を除いてほぼ完全に一致していることがわかります。高温のX線放射材料の充填率について、深さに依存する改善された記述を使用して、以前の解析的スケーリング関係を数値モデルで確認します。結論。直接または間接のラインオーバーラップ効果の影響を強く受ける遷移に無批判に依存することに対して警告します。最もクールなグリッドモデルの予測されたUV連続の低下は、観測と基礎となる原子データの両方に関してチェックする必要があります。OVIなどの「超イオン化」イオンからの風線は、原則として、風に埋め込まれた衝撃の分布を制限するために使用できます。
ラムダと：太陽質量星からの主系列星後の風
| Title |
Lambda_And:_A_post-main_sequence_wind_from_a_solar-mass_star |
| Authors |
D._O_Fionnagain_(1),_A._A._Vidotto_(1),_P._Petit_(2),_C._Neiner_(3),_W._Manchester_(4),_C._Folsom_(2),_G._Hallinan_(5)._((1)_Trinity_College_Dublin,_(2)_Universite_de_Toulouse,_(3)_Paris_Observatory,_(4)_University_of_Michigan,_(5)_Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02406 |
ラムダの風を調べますそして、主系列星から進化して準巨星になった太陽質量星。分光偏光観測を提示し、それらを使用してラムダAndの表面磁場を再構築します。私たちの太陽よりはるかに古いですが、この星はより強い（最大83Gに達する）大規模な磁場を示し、それはポロイダル成分によって支配されています。ラムダの風を調査するために、導出された磁気マップを使用して、2つの恒星風シナリオ、つまりポリトロープ風（熱駆動）と乱流散逸を伴うアルヴェーン波駆動風をシミュレートします。3D電磁流体力学シミュレーションから、風の熱放射を計算し、それを以前に公開された電波観測およびここで紹介する最近のVLA観測と比較します。これらの観測は、約5GHzでの基本的なサブmJyの静止フラックスレベルを示しており、エポックでは、おそらく無線フレアが原因で、はるかに大きなフラックス密度（>37mJy）を示しています。モデルの結果をラムダAndの電波観測と比較することにより、その質量損失率Mdotを制限できます。2つの考えられる結論があります。1）静止電波放射が恒星風に由来すると仮定すると、ラムダAndはMdot〜3e-9Msun/yrであると結論付けます。これは、進化した太陽質量星の進化する質量損失率の傾向と一致します。2）あるいは、静止放出が風に由来しない場合、私たちのモデルは質量損失率に上限を設定することしかできず、Mdot<〜3e-9Msun/年であることを示しています。
i-プロセス元素合成：CEMP星からの観測的証拠
カーボンエンハンスドメタルプア（CEMP）スターの大部分、いわゆるCEMP-r/sスターの表面化学組成は、sプロセス要素とrプロセス要素の両方のエンハンスメントを示すことが知られています。これらの星の場合、s-プロセス要素とr-プロセス要素の生成サイトが非常に異なり、これら2つのプロセスが異なる存在量パターンを生成するため、s-プロセスまたはr-プロセス元素合成だけでは重い元素の存在量を説明できません。したがって、CEMP-r/s星に見られる二重の増強の観測的証拠は、元素の起源に関する限り、パズルのままです。この作業では、文献からの8つのCEMP-r/s星のサンプルで観測された重元素の存在量を批判的に分析し、観測された二重増強の起源を追跡しました。これに向けて、我々はパラメトリックモデルベースの分析を実施して、観察された元素の存在量に対するsおよびrプロセス元素合成の寄与を描写しました。さらに、陽子摂取中に生成される高中性子密度（n$\sim$10$^{15}$cm$^{-3}$）で発生するiプロセス（中間プロセス）元素合成かどうかを調べました。単一の恒星サイトでrプロセス要素とsプロセス要素の両方を生成できる、AGB星のシェル間領域へのHリッチエンベロープは、サンプル星の観測された存在量パターンを説明できます。私たちの分析は、CEMP-r/s星の選択されたサンプルの観測された存在量パターンが、iプロセスモデルの収量を使用してかなりよく再現できることを示しています。
太陽放射状pモードの速度-強度非対称反転
| Title |
Velocity-intensity_asymmetry_reversal_of_solar_radial_p-modes |
| Authors |
J._Philidet,_K._Belkacem,_H.-G._Ludwig,_R._Samadi_and_C._Barban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02439 |
宇宙搭載ミッションの開発により、太陽のような発振器の測定スペクトルの品質が大幅に向上しました。それらの$p$モードのラインプロファイルを解決できるようになり、太陽以外のさまざまな星の非対称性が推測されます。しかし、太陽の$p$モードの非対称性は、速度スペクトルと強度スペクトルの間で逆転することが長い間知られていました。非対称性を地震診断のツールとして使用するには、この逆転の原因を理解する必要があります。太陽以外の星の場合、強度パワースペクトルのみが十分に分解され、モードの非対称性を推定できます。私たちは最近、太陽の速度パワースペクトルにおけるこれらの非対称性をモデル化および予測し、それらを観測的に導出された対応物とうまく比較するように設計されたアプローチを開発しました。この論文では、モデルを拡張し、強度パワースペクトルに特徴的な非対称性を予測します。強度のモードラインプロファイルの形状は、放射フラックスの振動による変動の処理方法に大きく依存し、非対称性の反転を理解するには、それを現実的にモデル化することが重要であることがわかります。太陽校正された灰色の大気モデルを摂動させ、最初のステップとして準断熱フレームワークを採用して、低周波モードの太陽強度スペクトルで観察された非対称性を再現します。以前に考えられていたのとは異なり、非対称性の逆転を説明するために追加のメカニズム（非断熱効果、コヒーレントな非共鳴バックグラウンド信号など）を呼び出す必要はないと結論付けます。ただし、この追加のメカニズムは、高次モードの非対称反転を説明するために必要です。
磁気ブレーキ付きMESAモデル
| Title |
MESA_models_with_magnetic_braking |
| Authors |
Seth_Gossage,_Aaron_Dotter,_Cecilia_Garraffo,_Jeremy_J._Drake,_Stephanie_Douglas,_and_Charlie_Conroy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02470 |
MIST恒星モデルグリッドで使用するために、2つの磁気ブレーキモデルがMESAに実装されています。約1.3$M_{\odot}$未満の星は、磁化された恒星風との相互作用（つまり、磁気ブレーキ）によって時間の経過とともにスピンダウンすることが観察されています。これはジャイロクロノロジーの基礎であり、低質量星の進化の基礎です。1D恒星進化モデルと同様に、磁気ブレーキの背後にある詳細な物理学は不確かです。したがって、モデルを調整し、散開星団のデータと比較します。ここでテストされた各ブレーキモデルは、いくつかの重要な違いはありますが、データを再現することができます。マット等。（2015）処方は、散開星団で観測されたゆっくりと回転する星と一致しますが、急速に回転する星の存在を過大評価する傾向があります。Garraffoetal。（2018）処方はしばしば角運動量の損失が大きすぎて、質量の小さい星で観測された遅いシーケンスに正確に一致しませんが、散開星団で観測されたゆっくりと急速に回転する星のバイモーダルな性質をかなりよく再現します。1Gyrより古いクラスターで観察された自転周期に一致するように、これらのブレーキモデルではある程度の質量依存性が欠落している可能性があるという追加の証拠が見つかりました。
Super-Kデータを使用して、サブGeV暗黒物質（DM）と原子核との相互作用に新しい強い制限を設定します。これは、宇宙線の上方散乱によって必然的に誘発されるDMフラックスに依存します。Hyper-KとDUNEで類似の感度を導き出し、他の感度と比較します。JUNOにて。簡略化されたモデルを使用して、私たちの提案は、理論的一貫性と他の直接検出実験、宇宙論、中間子崩壊、およびモノジェットのリキャストの両方によって許可された、真に新しいパラメーター空間をテストすることがわかります。したがって、私たちの結果は、原子反跳に敏感な大容量検出器の新しい物理ケースを動機付け、形作ります。
| Title |
Absorption_of_Sub-MeV_Fermionic_Dark_Matter_by_Electron_Targets |
| Authors |
Jeff_A._Dror,_Gilly_Elor,_Robert_McGehee,_and_Tien-Tien_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.01940 |
フェルミ粒子暗黒物質が結合した電子ターゲットによって吸収される新しいクラスの信号を研究します。直接検出およびニュートリノ実験におけるフェルミ粒子吸収信号は、サブMeVの質量を持つ暗黒物質に敏感であり、暗黒物質が検出するのが難しいパラメータ空間の領域を調べます。キセノンベースの検出器で速度とエネルギー蓄積スペクトルを計算し、現在および将来の実験の予測を行います。電子によるフェルミ粒子吸収を表示する2つの可能なモデルを提示し、他の制約に照らして検出の見通しを研究します。
パルサータイミングアレイデータにおける重力波バーストのベイズ検索
パルサータイミングアレイによって探索されたナノヘルツ周波数帯域は、重力波信号のためのユニークな発見空間を提供します。超大質量ブラックホール連星からの信号など、予想されるソースからの信号に加えて、以前は想像もできなかったいくつかのソースが、未知の形態の一時的な重力波（別名バースト）を放出する可能性があります。モデル化されていないトランジェントは現在この周波数帯域で検索されておらず、現在採用されているものとは異なる手法が必要です。ナノヘルツ体制におけるそのような重力波バーストの考えられる原因は、超大質量ブラックホール、宇宙ひものカスプとキンク、または他のまだ知られていない現象の放物線状の遭遇です。この論文では、コヒーレントとインコヒーレントの両方のトランジェントをMorlet-Gaborウェーブレットの合計としてモデル化することにより、一般的な重力波バーストを識別することができるベイズ探索アルゴリズムであるBayesHopperBurstを紹介します。トランスディメンショナルリバーシブルジャンプマルコフ連鎖モンテカルロサンプラーを使用して、データを最もよく表すウェーブレットの数を選択します。BayesHopperBurstは、信号とノイズトランジェントのさまざまな組み合わせを含むさまざまなシミュレーションデータセットでテストします。実際のデータで実行するその能力は、NANOGrav9年データセットからのパルサーB1855+09のデータを分析することによって実証されています。NANOGrav12。5年のデータリリースに似たシミュレートされたデータセットに基づいて、最も感度の高い時間周波数位置で、$\sim5\timesよりも高い二乗和平方根振幅の重力波バーストをプローブできると予測します。10^{-11}$Hz$^{-1/2}$、これは100Mpcの基準距離でGWで放出される$\sim40M_{\odot}c^2$に対応します。
| Title |
Shadow,_quasinormal_modes_and_quasiperiodic_oscillations_of_rotating_Kaluza-Klein_black_holes |
| Authors |
M._Ghasemi-Nodehi,_Mustapha_Azreg-A\"inou,_Kimet_Jusufi,_Mubasher_Jamil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02276 |
この論文では、回転するカルツァ・クライン（KK）ブラックホールの影と、影の半径と、固有振動限界における準ノーマルモード（QNM）の実数部との関係を研究します。さらに、回転するKKブラックホールの準周期的振動（QPO）を調べました。
宇宙生物学的応用のための一般化された化学量論と生物地球化学
| Title |
Generalized_Stoichiometry_and_Biogeochemistry_for_Astrobiological_Applications |
| Authors |
Christopher_P._Kempes,_Michael_J._Follows,_Hillary_Smith,_Heather_Graham,_Christopher_H._House,_Simon_A._Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02425 |
宇宙生物学の分野における中心的な必要性は、非生物的および生物的化学システムを区別することを可能にする生命に関する一般化された視点です。多くの過去および将来の宇宙生物学的測定の重要な要素は、さまざまなサンプルの元素比です。地球の海に関する古典的な研究は、生命が元々レッドフィールドによって特徴づけられた元素の比率において驚くべき規則性を示すことを示しました。最初の観察以来の一連の作業は、この比率を基本的な生態学的ダイナミクスおよび細胞生理学と結び付け、同時にさまざまな環境で見られる元素比率の範囲を文書化しています。この知識を宇宙生物学の文脈に最適に適用する方法を検討する上で、いくつかの重要な疑問が残ります。基本的な生物学的生理学と生態学的または環境的ダイナミクスを使用して、観測された元素比の変化をより正式に体系化するにはどうすればよいですか。これらの元素比は、私たちが自分の惑星で観察した生命を超えてどのように一般化できるでしょうか？ここでは、最近開発された一般化された生理学的モデルを拡張して、さまざまな環境で見られる元素比の変動を予測するための単純なフレームワークを作成します。次に、宇宙生物学的応用のために生理学をさらに一般化することについて議論します。私たちの理論的処理の多くは、将来の惑星ミッションに適用可能なその場測定用に設計されています。粒子/セルサイズ、粒子/セル化学量論、および流体または環境化学量論の3つの測定を行うことができるシナリオを想像し、これらの頻繁に展開される測定に関連して理論を開発します。
光円錐の宇宙論的変動
宇宙マイクロ波背景放射の温度変動を研究する際に、ワインバーグは、摂動光子が伝播する摂動光円錐の構造を調べることで、計算と洞察がいくらか容易になることに気づきました。彼のアプローチでは、ワインバーグは特定のゲージで作業し、空間的な3つの曲率が消える標準的なロバートソン-ウォーカー宇宙論モデルの周りの変動に特化しました。この論文では、ゲージの選択が行われないゲージ不変処理を提供し、空間的な3つの曲率が消えない形状を検討することにより、この分析を一般化します。スカラー、ベクトル、テンソル変動の基礎を使用することにより、光円錐の温度変動に現れる関連するゲージ不変の組み合わせは、背景ジオメトリの空間曲率が消えない場合でも、空間曲率に明示的に依存しないことがわかります。ゲージ不変性を強制するためには、それほど重要ではないが、以前は考慮されていなかった観測者の温度変動を含める必要があることがわかりました。共動時間で作業するだけでなく、任意の空間3曲率のバックグラウンドメトリックを時間依存の等角係数（共動時間で記述された共動時間拡張半径）×静的として記述できる共動時間でも処理します。同じ空間3曲率のRobertson-Walkerジオメトリ。光円錐の温度変動の場合、この共形係数は同じように低下します。したがって、光子の温度変動に現れるゲージ不変の組み合わせは、共形因子または空間的な3つの曲率のいずれにも明示的に依存しません。
