強くレンズ化された重力波イベントとの宇宙の距離二重性関係の機械学習予測
| Title |
Machine_learning_forecasts_of_the_cosmic_distance_duality_relation_with_strongly_lensed_gravitational_wave_events |
| Authors |
Rub\'en_Arjona,_Hai-Nan_Lin,_Savvas_Nesseris_and_Li_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02718 |
アインシュタイン望遠鏡からの強くレンズ化された重力波イベントからのシミュレーションデータを使用して、光度と角径距離の距離$d_L（z）$と$d_A（z）$それぞれ。特に、双対性パラメーター$\eta（z）\equiv\frac{d_L（z）}{（1+z）^2d_A（z）}$のロバストなモックを作成する方法を示し、次にGeneticを使用します。$\eta（z）$のモデルに依存しない予測を実行するための、機械学習メソッドの2つの確率的最小化とシンボリック回帰サブクラスであるアルゴリズムとガウス過程。どちらの機械学習アプローチも、基礎となる基準モデルを正しく回復でき、将来のアインシュタイン望遠鏡データに適用すると、中間の赤方偏移でパーセントレベルの制約を提供できることがわかります。
ハッブルテンションとH0診断の実行
ハッブル張力は、局所的に決定されたハッブル定数H_0と、フラットLCDM宇宙論から推測された値との間の不一致として日常的に表されます。本質的に、緊張は2つの数の間の不一致に要約されます。ここで、張力が宇宙論的起源であると仮定すると、フラットLCDM内には、H_0の他の推定値が存在するはずであり、「レッドシフトを伴うH_0の実行」が期待できると予測します。H_0のこれらの追加の決定は、宇宙の有効状態方程式（EoS）と現在の標準モデルとの違いに起因している可能性があります。このようなH_0の実行にフラグを立てる診断を導入します。
$ f（R）$モデルの銀河の速度プロファイルによる光の偏向角
| Title |
Light_deflection_angle_through_velocity_profile_of_galaxies_in_$f(R)$_model |
| Authors |
Vipin_Kumar_Sharma,_Bal_Krishna_Yadav_and_Murli_Manohar_Verma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02878 |
$f（R）\proptoR^{1+\delta}$タイプのべき乗則$f（R）$重力理論における重力レンズ現象を介した銀河スケールダイナミクスの新しい実現を$\delta<で探索します。クラスター化された暗黒物質の影響を解釈するための<1$。弱い磁場の限界の下で得られたポテンシャル（ニュートンポテンシャル+$f（R）$バックグラウンドポテンシャル）のような単一の有効点を利用して、光ディスクサイズを超える銀河の回転曲線と$f（Rのレンズプロファイル）の組み合わせ観測を研究します。）$フレームワーク。モデルパラメータ$\を使用して、典型的な銀河の実効$f（R）$回転速度プロファイルに現れる特徴的な長さスケール（$f（R）$理論のネーター対称性のため）を使用して、光の偏向角の大きさを計算します。デルタ\approxO（10^{-6}）$は前の作業で制約されています。たとえば、近くで物議を醸している2つの銀河NGC5533とNGC4138を使用して、$f（R）$バックグラウンドでのレンズ角度プロファイルを分析することにより、それらの銀河の特徴を調べます。また、$f（R）$レンズ角度プロファイルの大きさとそのような銀河の関連パラメーターを一般化された疑似等温銀河ハローモデルと対比し、一貫性を見つけます。
| Title |
The_Threshold_for_Primordial_Black_Hole_Formation:_a_Simple_Analytic_Prescription |
| Authors |
Ilia_Musco,_Valerio_De_Luca,_Gabriele_Franciolini_and_Antonio_Riotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03014 |
原始ブラックホールは、宇宙がまだ放射線に支配されていたときに、非線形の宇宙論的摂動が宇宙論の地平線に再び入ることから、初期の宇宙に形成された可能性があります。スーパーホライズンスケールでのパワースペクトルの形状から始めて、数値シミュレーションの結果に基づいて、原始ブラックホール形成のしきい値$\delta_c$を計算するための簡単な処方箋を提供します。私たちの手順では、ガウス曲率摂動と密度コントラストの間の非線形性と、文献で初めて、地平線交差で発生する非線形効果の両方を考慮に入れています。これにより、しきい値の値が約2倍に増加します。スーパーホライズンスケールで計算されたものに関して。
前主系列星の進化が惑星形成円盤のミッドプレーン雪線位置とC / Oに与える影響
| Title |
The_impact_of_pre-main_sequence_stellar_evolution_on_midplane_snowline_locations_and_C/O_in_planet_forming_discs |
| Authors |
James_M._Miley,_Olja_Pani\'c,_Richard_A._Booth,_John_D._Ilee,_Shigeru_Ida_and_Masanobu_Kunitomo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02536 |
前主系列星の光度の進化が円盤のミッドプレーンの熱的および化学的性質に与える影響を調査します。さまざまな恒星の質量と年齢の巨大惑星形成の初期条件を例示するテンプレートディスクモデルを作成します。これらのモデルには、ガスの2D物理構造と、ディスクミッドプレーンの1D化学構造が含まれます。ディスクの温度プロファイルは、0.5〜3Msunで、10Myrまでの星の完全に物理的に一貫した放射伝達モデルを使用して計算されます。得られた温度プロファイルは、ミッドプレーンの化学的条件が時間の経過とともにどのように変化するかを決定するために使用されます。したがって、主要な炭素および酸素キャリア種の気相および氷相の存在量を取得します。生成された温度プロファイルは、初期段階（<1Myr）の異なる質量の星で著しく異なるわけではありませんが、2Myrを超えて大幅に発散し始めます。質量が1.5Msunを超える星の周りの円盤は、恒星の光度が増加するにつれて時間とともに暖かくなりますが、低質量の星は光度が減少し、円盤が冷たくなります。これは、CO雪線の位置に観察可能な影響を及ぼします。これは、3Msun星のほとんどのモデルで>200auにありますが、0.5Msun星の場合は常に80au以内です。計算された化学組成は、高C/Oガス巨人が形成される可能性のある明確に定義された恒星の質量と年齢範囲が存在することを示しています。太陽系外惑星HR8799bの場合、私たちのモデルは、星が1Myr古い前に形成されたに違いないことを示しています。
遠方の惑星遭遇時のラブルパイル小惑星の表面感度：小惑星形状の伸びの影響
| Title |
The_surface_sensitivity_of_rubble-pile_asteroids_during_a_distant_planetary_encounter:_Influence_of_asteroid_shape_elongation |
| Authors |
Yaeji_Kim_(1),_Masatoshi_Hirabayashi_(1),_Richard_P_Binzel_(2),_Marina_Brozovi\'c_(3),_Daniel_J_Scheeres_(4),_Derek_C_Richardson_(5)_((1)_Auburn_University,_(2)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(3)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(4)_University_of_Colorado_Boulder,_(5)_University_of_Maryland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02546 |
小惑星の離角が、ロッシュ限界を超えた遠方の惑星との遭遇時に、潮汐効果に対するその表面の感度をどのように制御するかを数値的に調査します。形状の伸び、自転周期、軌道条件を考慮して、表面の傾きとその変化を分析します。より細長い小惑星は、より高い勾配変動を有する傾向がありますが、そのような変動を有する総面積の単調な増加はないかもしれません。
防潮壁によって拘束されたガス巨人の降着
原始惑星が出生の原始星円盤に部分的なギャップを開くのに十分な質量を獲得した後、残留ガスは粘性散逸の影響下で馬蹄形の流線に拡散し続け、惑星のヒル球の内外を蛇行します。ヒル球内では、馬蹄形の流線が周惑星円盤内のガスの流れを遮断します。ホスト星の潮汐摂動は、収束する流線の境界面を横切る障壁を引き起こします。この防潮壁を横切る角運動量の粘性伝達は、馬蹄形流線から周惑星円盤への質量拡散速度を決定し、最終的には原始惑星への降着速度を決定します。この防潮壁が超熱惑星に与える影響をテストするために、一連の数値シミュレーションを実行します。粘性の弱い円盤では、原始惑星の降着率は、質量が熱限界を超えると急激に減少します。それらの成長タイムスケールがガス枯渇タイムスケールを超えると、それらの質量は木星のそれに匹敵する漸近値に達します。比較的厚くて粘性の強い円盤では、原始惑星の漸近質量は木星の数倍を超えます。二次元の数値シミュレーションは、そのような巨大な原始惑星が近くの馬蹄形の流線の離心率を強く励起し、秩序ある流れを不安定にし、防潮壁を横切る拡散速度を大幅に高め、出生円盤がひどく枯渇するまで成長速度を上げることを示しています。対照的に、偏心流線は3次元シミュレーションで安定したままです。既知の太陽系外惑星の観測質量分布の上限の減衰に基づいて、それらの出生ディスクは比較的低粘度のアルファsim0.001、適度な厚さのH/Rsim0.03〜0.05、および最小質量の原始太陽系星雲モデルに匹敵する限られた質量を持っていたと考えられます。
ディスクの断片化と超大質量星への断続的な降着
| Title |
Disk_fragmentation_and_intermittent_accretion_onto_supermassive_stars |
| Authors |
Ryoki_Matsukoba,_Eduard_I._Vorobyov,_Kazuyuki_Sugimura,_Sunmyon_Chon,_Takashi_Hosokawa,_and_Kazuyuki_Omukai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02480 |
$\sim10^{4-5}〜\mathrm{M}_{\odot}$の超大質量星（SMS）は、赤方偏移$z$>6で観測された超大質量ブラックホールの起源の候補オブジェクトです。それらは、中心星に高い降着率でガスを供給する原始ガス雲で形成されると考えられていますが、降着が断続的で静止期間がより長い場合、恒星の電離放射線のためにそれらの成長は途中で終了する可能性があります恒星表面でのケルビン・ヘルムホルツ（KH）タイムスケール。この論文では、詳細な熱および化学モデルを用いた垂直統合2次元流体力学的シミュレーションによる進化に続いて、宇宙シミュレーションから抽出された2つの可能なSMS形成雲における降着履歴に基づく電離放射線フィードバックの役割を調べます。ガスの熱進化の一貫した処理は、降着率の変動が人為的に抑制された順圧状態方程式を使用して追加の実行を実行することによって示すように、現実的な降着履歴を取得するために重要です。重力的に不安定な円盤に渦巻腕や塊が形成されるため降着は断続的になりますが、静止期間は常にKHタイムスケールよりも短く、電離放射線の影響を受けずにSMSを形成できることを意味します。
塊状銀河における重力波の発生と潮汐破壊
中間質量ブラックホール（IMBH）の特性が超大質量ブラックホールの起源と成長に光を当てる可能性があるため、中間質量ブラックホール（IMBH）をよりよく理解することが重要です。$z\sim$1-3の巨大な銀河の大部分に存在する巨大な星形成の塊は、IMBHが存在する可能性のある場所の1つです。一連のフォッカープランクシミュレーションを実行して、大規模な星形成塊内のIMBHに関する潮汐破壊（TD）および重力波（GW）イベントの発生を調査し、後者をその質量（$10^8\、{\rmM}_{\odot}$）と有効半径（$100$pc）は、観測された塊とシミュレートされた塊の両方の特性と一致しています。TDおよびGWイベントレートは$10^{-6}$-$10^{-5}$および$10^{-8}$-$10^{-7}$yr$^{-1の範囲にあることがわかります}$、それぞれ、システムの初期内部密度プロファイル（$\rho\proptor^{-2}$または$\proptor^{-1}$）の仮定と中央部の初期質量に応じてIMBH（$10^5$または$10^3\、{\rmM}_{\odot}$）。$z$=1〜3のGWイベント率を統合することにより、レーザー干渉計宇宙アンテナは、これらの巨大な塊から来る年間$\sim$2GWイベントを検出できると期待しています。これらのシステムからのTDイベントの固有の割合は、代わりに1年あたり数$10^3$になり、その一部は、たとえば、スクエアキロメートルアレイと高エネルギー天体物理学のための高度な望遠鏡。結論として、私たちの結果は、来たるGWと電磁施設がIMBHの潜んでいる人口を明らかにする前例のない機会を持っているかもしれないという考えを支持します。
ガイアDR2を使用して、太陽近傍のサブ領域で銀河円盤を計量する
銀河円盤の重力ポテンシャルは、空間に依存する系統的効果を定量化するために、ガイアの2番目のデータリリース（DR2）を使用して、太陽近傍の40の空間的に分離したサブ領域で120個の恒星サンプルの位相空間密度を分析することによって推測します。このタイプの測定にバイアスをかけます。重力ポテンシャルは、ベイズ階層モデルのフレームワークで、定常状態の仮定の下で推測されます。すべての星の位置天文の不確実性、減光を完全に考慮しながら、恒星トレーサーの3次元速度分布のジョイントフィットを実行し、既知の散開星団の角度領域もマスクします。推論された重力ポテンシャルは、推論後に、観測されたバリオン物質とハロー暗黒物質の密度から来る予想されるポテンシャルと比較されます。空間的に離れた40のサブ領域すべてで、予期しないが明確な傾向が見られます。重力ポテンシャルは、銀河系の中央平面からの距離が遠い場合（〜400pc）で予想される結果とよく一致しますが、高さが低い場合は予想よりも大幅に急勾配になります。（<60個）。数kpcのディスクスケールの長さと一致する銀河の半径への依存が見られます。これとは別に、恒星のサンプル間には不一致があり、空間的に依存する体系的な効果を意味します。これは、少なくとも部分的には、位相空間分布の下部構造によって説明されます。推定された結果は、それ自体が表面密度の余剰を意味するのではなく、銀河系の中央面に高度に集中している総物質密度分布を意味します。これは、観測されたバリオンの分布と一致しません。私たちの解釈では、これらの結果は、すべての恒星サンプルに同じように影響を与えるのに十分な大きさの、時間とともに変化する位相空間構造、おそらく呼吸モードによってバイアスされる必要があります。
SOFIA / FIFI-LSフルディスク[CII]マッピングと近くの渦巻銀河NGC6946全体のCOダーク分子ガス
| Title |
SOFIA/FIFI-LS_Full-disk_[CII]_Mapping_and_CO-dark_Molecular_Gas_across_the_Nearby_Spiral_Galaxy_NGC_6946 |
| Authors |
F._Bigiel,_I._de_Looze,_A._Krabbe,_D._Cormier,_A._T._Barnes,_C._Fischer,_A._D._Bolatto,_A._Bryant,_S._Colditz,_N._Geis,_R._Herrera-Camus,_C._Iserlohe,_R._Klein,_A._K._Leroy,_H._Linz,_L._W._Looney,_S._C._Madden,_A._Poglitsch,_J._Stutzki,_W._D._Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02498 |
近くの渦巻銀河NGC6946を横切る[CII]158${\mu}$m冷却線のSOFIA/FIFI-LS観測を提示します。これらをUV、IR、CO、およびHIデータと組み合わせて、[CII]放射を比較します。ダスト特性、星形成率（SFR）、H$_2$、およびHIを、環境（渦巻腕、腕間、中心）による積み重ね、放射状プロファイル、および個々のビームサイズの測定による560pcスケールで。[CII]の光度の$73\％$を腕に、$19\％$と$8\％$をそれぞれ中央領域と腕間領域に帰属させます。[CII]/TIR、[CII]/CO、および[CII]/PAHの放射状プロファイルはほぼ一定ですが、大きな半径（$\gtrsim$8kpc）で上昇し、中央で低下します（"[CII]不足"）。大きな半径でのこの増加と70${\mu}$m/100${\mu}$mの塵の色で観察された減少は、放射場の硬度によって引き起こされる可能性があります。正確なスケーリングは方法論に依存しますが、ビームサイズの領域に対してほぼ比例する[CII]-SFRスケーリング関係が見つかります。[CII]は、低SFR（アーム間または大半径）でCOに比べてますます明るくなり、COのより効率的な光分解を示し、そのようなレジームでのH$_2$およびSFRトレーサーとしての[CII]の重要性を強調します。最後に、観測された[CII]およびCOの放射状プロファイルとさまざまなモデルに基づいて、観測された金属量勾配に沿って、半径とともに${\alpha}_{CO}$が増加することがわかります。低い${\alpha}_{CO}$（銀河の平均$\lesssim2\、M_{sun}\、pc^{-2}\、（K\、km\、s^{-1}）^{-1}$）と低い[CII]/CO比（平均$\sim$400）は、天の川の推定とは対照的に、NGC6946全体でCOダークガスが少ないことを意味します。
かすかな活動銀河核（AGN）を明るみに出す
| Title |
Bringing_faint_Active_Galactic_Nuclei_(AGN)_to_light |
| Authors |
Adrian_P._Schirra,_Melanie_Habouzit,_Ralf_S._Klessen,_Francesca_Fornasini,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Romeel_Dav\'e,_Francesca_Civano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02501 |
X線施設の感度は、今後のアテナとAXISおよびLynxのコンセプトミッションで向上します。これらの新しい機器は、私たちがより暗い活動銀河核（AGN）を検出することを可能にし、したがって、X線連星によって支配される可能性のある光度レジームにおける超大質量ブラックホール（BH）集団の理解を深めます。Illustris、TNG100、EAGLE、およびSIMBAの大規模宇宙論シミュレーションで、かすかなAGN（L_x（2-10keV）<10^42erg/s）の集団を分析します。かすかなAGNホスト銀河の特性はシミュレーションごとに異なることがわかります。IllustrisとEAGLEでは、L_x（2-10keV）〜10^38erg/sのかすかなAGNは、低質量のBHを動力源としており、通常、低質量の星形成銀河にあります。TNG100とSIMBAでは、それらは主に、急冷された巨大な銀河のより巨大なBHに関連付けられています。経験的なスケーリング関係を使用してシミュレートされた銀河のX線連星集団（XRB）をモデル化することにより、AGNが高赤方偏移（z>2）で硬X線銀河の輝度を支配する一方で、X線連星がしばしば支配することを示します低赤方偏移（z<2）。星形成銀河のX線光度は、多くの場合、AGN放射によって支配され、クエンチされた銀河のX線光度はXRB放射によって支配されます。これらの違いは、将来の高解像度X線観測で銀河形成モデルを区別するために使用できます。道を開くために、シミュレートされたかすかなAGNホスト銀河の総AGN+XRB硬X線光度を、チャンドラからの積み重ねられた銀河の観測と比較します。一般に、私たちの比較は、X線モデリングの仮定で後処理されたシミュレーションがAGN+XRBX線の総光度を過大評価する傾向があることを示しています。AGNの不明瞭化は、AGN+XRBの光度の中央値のほぼ1桁に影響を与える可能性があることがわかりました。いくつかのシミュレーションは、恒星の質量の関数としての明確なAGNの傾向を明らかにしていますが、これは現在の観測ではあまり明白ではありません。
GALAH +調査：3回目のデータリリース
| Title |
The_GALAH+_Survey:_Third_Data_Release |
| Authors |
Sven_Buder,_Sanjib_Sharma,_Janez_Kos,_Anish_M._Amarsi,_Thomas_Nordlander,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Martin_Asplund,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Michael_R._Hayden,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Katharine._J._Schlesinger,_Jeffrey_D._Simpson,_Dennis_Stello,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Kevin_L._Beeson,_Tobias_Buck,_Luca_Casagrande,_Jake_T._Clark,_Klemen_Cotar,_Gary_S._Da_Costa,_Richard_de_Grijs,_Diane_Feuillet,_Jonathan_Horner,_Shourya_Khanna,_Prajwal_R._Kafle,_Fan_Liu,_Benjamin_T._Montet,_Govind_Nandakumar,_David_M._Nataf,_Melissa_K._Ness,_Lorenzo_Spina,_Gregor_Traven,_Thor_Trepper-Garcia,_Yuan-Sen_Ting,_Rok_Vogrincic,_Robert_A._Wittenmyer,_Marusa_Zerjal_and_the_GALAH_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02505 |
分光、天文、測光データの最近の指数関数的な増加は、正確な距離と軌道の測定で星の化学元素の存在量のアンサンブルを取得することによってもたらされる科学的機会を浮き彫りにしました。HERMESによる銀河考古学（GALAH）調査のこの3回目のデータリリースでは、アングロオーストラリアン望遠鏡のHERMES分光器で観測された、ほとんどが近くにある588571個の星（星の81.2％が2kpc以内にある）の678423スペクトルを公開します。このリリース（GALAH+DR3と呼ばれる）には、GALAHフェーズ1（明るい、メイン、および暗い調査、70％）、K2-HERMES（17％）およびTESS-HERMES（5％）調査、および75以上の星団の膨らみと観測を含む追加のGALAH関連プロジェクト（8％）。恒星パラメータ$T_\text{eff}$、$\logg$、[Fe/H]、$v_\text{mic}$、$v_\text{broad}$＆$v_\text{rad}を導出します$SpectroscopyMadeEasy（SME）および1DMARCSモデルの雰囲気を使用。また、Li、C、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Scの5つの核合成経路をカバーする30元素（うち11元素は非LTE計算に基づく）の存在比[X/Fe]を導き出します。、Ti、V、Cr、Mn、Co、Ni、Cu、Zn、Rb、Sr、Y、Zr、Mo、Ru、Ba、La、Ce、Nd、Sm、Eu。精度と精度の検証、特異星のフラグ付け、またはすべてのユーザーがこれらのフラグを考慮に入れる必要がある測定とストレスについて説明します。私たちのカタログは、65％の小人、34％の巨人、1％のその他/未分類の星で構成されています。フラグが立てられていない存在量と年齢に基づいて、62.5％の若い低アルファ星、8.8％の若い高アルファ星、26.9％の古い星、1.8％の[Fe/H]<-1の星が見つかります。運動学に基づいて、4％のハロー星が見つかります。付加価値-恒星の年齢、ダイナミクス、$v_\text{rad}$、およびバイナリシステムのカタログがこのデータリリースに付属しています。いくつかの化学力学的分析で紹介するように、それらは一緒になって、局所的な天の川の化学力学的進化を研究するための高次元データセットを提供します。
赤色巨星集団による小マゼラン雲の運動学的構造の解読
| Title |
Deciphering_the_Kinematic_Structure_of_the_Small_Magellanic_Cloud_through_its_Red_Giant_Population |
| Authors |
Paul_Zivick,_Nitya_Kallivayalil,_Roeland_P._van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02525 |
\gaia\DataRelease2カタログのデータを使用して、小マゼラン雲（SMC）の新しい運動学的モデルを紹介します。SMCに属する、天文学的に行儀の良い赤色巨星（RG）のサンプルを特定し、公開されている視線速度（RV）カタログと交差適合試験を行います。距離分布にRRLyraeを使用して、RGの3D空間モデルを作成し、さまざまな回転特性と新しい潮汐膨張規定を備えた運動モデルを適用して、模擬固有運動（PM）カタログを生成します。この一連の模擬カタログを観測されたRGデータと比較すると、中程度の回転の組み合わせが見つかります（SMC中心から1kpc、傾斜で$\sim10-20$kms$^{-1}$の大きさ）$\sim50-80$度の間、およびノードの主に南北の線の位置角度は$\sim180$度）、潮汐の拡大（$\sim10$kms$^{-1}$のスケーリング）PM署名を説明するには、kpc$^{-1}$）が必要です。正確な最適パラメータは、PMのみを評価するか、定性的チェックとしてRVを含めるかによって多少異なり、PMとRVの結論の間にわずかな緊張が残ります。いずれの場合も、モデルが優先するパラメーター空間は、SMCH{\smallI}ガスやRGRVのみの分析など、以前に推測された回転ジオメトリと、回転を結論付ける新しいSMCPM分析の両方とは異なります。署名は検出できません。まとめると、これは、SMCを異なる運動学を持つ一連の異なる集団として扱う必要性を強調しています。
GALAH調査：散開星団で銀河円盤を追跡する
| Title |
The_GALAH_survey:_tracing_the_Galactic_disk_with_Open_Clusters |
| Authors |
Lorenzo_Spina,_Yuan-Sen_Ting,_Gayandhi_M._De_Silva,_Neige_Frankel,_Sanjib_Sharma,_Tristan_Cantat-Gaudin,_Meridith_Joyce,_Dennis_Stello,_Amanda_I._Karakas,_Martin_B._Asplund,_Thomas_Nordlander,_Luca_Casagrande,_Valentina_D'Orazi,_Andrew_R._Casey,_Peter_Cottrell,_Thor_Tepper-Garc\'ia,_Martina_Baratella,_Janez_Kos,_Klemen_\v{C}otar,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sven_Buder,_Ken_C._Freeman,_Michael_R._Hayden,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Katharine_J._Schlesinger,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_and_Toma\v{z}_Zwitter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02533 |
散開星団は、私たち自身のギャラクシーのディスクの歴史のユニークなトレーサーです。\textit{Gaia}位置天文学に基づくメンバーシップ分析によると、GALAHまたはAPOGEEのフットプリントに含まれる226の潜在的なクラスターのうち、205には少なくとも1つの調査で観察された安全なメンバーがいることがわかります。さらに、134のクラスターのメンバーは、化学組成を決定するために使用する高品質の分光データを持っています。この情報を利用して、CからEuまで、Feを含む21元素の銀河円盤全体の化学分布を研究します。私たちの分析から得られた放射状の金属量勾配は$-$0.076$\pm$0.009dexkpc$^{-1}$であり、これはより小さなサンプルに基づく以前の研究と一致しています。さらに、[Fe/H]-ガイド半径（r$_{\rmguid}$）平面の勾配は$-$0.073$\pm$0.008dexkpc$^{-1}$です。また、[X/Fe]--r$_{\rmguid}$-年齢空間の傾向も明らかにします。これは、空間と時間の関数としてさまざまな要素の生産率を理解するために重要です。最後に、フィールドスターと散開星団が銀河円盤全体の化学元素の分布を追跡する方法について、微妙な、しかし重要な違いを観察します。論文で議論されているように、これらの違いはおそらく私たちの銀河によって課せられた物理的選択効果によるものであり、重力ポテンシャル摂動（例えば、渦巻き、棒、分子雲）から遠く離れて生きているクラスターを保存し、すべてを破壊しますその他。
グリーンピースからのLy $ \ alpha $エスケープに対するバイコニカル流出の影響
| Title |
The_Effect_of_Bi-conical_Outflows_on_Ly$\alpha$_Escape_From_Green_Peas |
| Authors |
Cody_Carr,_Claudia_Scarlata,_Alaina_Henry,_and_Nino_Panagia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02549 |
ヘンリーらによって以前に研究された10ドルのグリーンピー銀河のスペクトルを分析します。（2015）、半分析ライントランスファー（SALT）モデルを使用して、UV銀河スペクトルで観測された発光と吸収の特徴を解釈します。低温（$\sim10^4$K）ガスと高温（$\sim10^5$K）ガスに関連する、シリコンのさまざまなイオン化状態に焦点を当てて分析します。低電離線を分析することにより、流出するHIガスの分布と運動学、および観測されたLy$\alpha$エスケープフラクション、$f_{esc}^{Ly\alpha}$、およびLyとの関係を調べます。$\alpha$放出ピーク分離、$\Delta_{peak}$。視線に沿ってソースの一部をカバーしないままにする流出ジオメトリは、Ly$\alpha$エスケープに最適な条件を作成し、ピーク間隔が狭くなりますが、ソースの観測者のビューをブロックするジオメトリは、Ly$\alpha$はエスケープし、大きなピーク分離があります。流出運動学の影響を分離するために、テストセットを球形の流出を伴う銀河に限定し、$f_{esc}^{Ly\alpha}$とLy$\alpha$の光度の両方が銀河風の範囲とともに増加することを発見しました。。簡単な見積もりは、風の冷たいガス中の自由電子による中性水素の衝突励起が、これらの天体で観測されたLy$\alpha$の光度を説明できることを示唆しています。最後に、流出とCGMからの電離放射線の逃げとの関係について推測します。
特殊天体物理観測所の6m望遠鏡でのレンズ状銀河の観測
| Title |
Observations_of_lenticular_galaxies_at_the_6m_telescope_of_the_Special_Astrophysical_Observatory |
| Authors |
Olga_K._Sil'chenko_(Sternberg_Astronomical_Institute_of_the_Lomonosov_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02564 |
これは、ロシア科学アカデミーの特殊天体物理観測所の6m望遠鏡BTAでのレンズ状銀河の観測研究の過去30年間をカバーする歴史的レビューです。BTAでの分光技術の開発により、80年代後半の原子核の研究から始まり、過去数年間に大規模な最外部で得られた非常に排他的な結果に至るまで、このクラスの恒星系に関する包括的な情報を得ることができました。恒星円盤。
クラウドファクトリーII：銀河系の可能性における分解された分子雲の重力乱流運動学
| Title |
The_Cloud_Factory_II:_Gravoturbulent_Kinematics_of_Resolved_Molecular_Clouds_in_a_Galactic_Potential |
| Authors |
Andres_F._Izquierdo,_Rowan_J._Smith,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Robin_G._Tress,_Mattia_C._Sormani,_Paul_C._Clark,_Ana_Duarte-Cabral,_Catherine_Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02582 |
「クラウドファクトリー」銀河規模のISMシミュレーションスイートから抽出された分子雲複合体の重力乱流速度変動の統計分析を提示します。この目的のために、非LTE$^{12}$COJ=1-0合成観測を生成し、雲の複合体の代表的なサンプルに主成分分析（PCA）削減手法を適用します。速度変動は、銀河スケールの力、ガスの自己重力、超新星のフィードバックなど、シミュレーションで使用されているさまざまな物理メカニズムによって自己無撞着に生成されます。統計分析によると、標準的な観測法則を再現するには純粋な重力効果が必要ですが、ほとんどの場合、それらは十分ではありません。超新星爆発からのエネルギーの追加注入が、グローバルな乱流場と分子雲の局所的なダイナミクスと形態を確立する上で重要な役割を果たすことを示します。さらに、雲の環境条件の結果として構造関数のスケーリングパラメータを特徴付けます。いくつかの複合体は拡散（アーム間）または高密度（スパイラルアーム）環境に浸され、他の複合体は埋め込まれたまたは外部の超新星の影響を受けます。静止領域では、重力崩壊と超音速乱流によって駆動されるスケーリングパラメータの時間発展軌道を取得します。私たちの調査結果は、PCAベースの統計的研究が分子雲の重力乱流特性を駆動する物理的メカニズムを診断するための堅牢な方法であることを示唆しています。また、新しいオープンソースモジュールであるPCAFACTORYを紹介します。これは、PCAをスマートに実行して、ユーザーフレンドリーな方法でISMのシミュレーションデータまたは実際のデータから速度構造関数を抽出します。ソフトウェアDOI：10.5281/zenodo.3822718
| Title |
The_ALFALFA-SDSS_Galaxy_Catalog |
| Authors |
Adriana_Durbala_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Wisconsin_-_Stevens_Point,_USA),_Rose_A._Finn_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_Siena_College,_USA),_Mary_Crone_Odekon_(Department_of_Physics,_Skidmore_College,_USA),_Martha_P._Haynes_(Cornell_Center_for_Astrophysics_and_Planetary_Science,_Cornell_University,_USA),_Rebecca_A._Koopmann_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_Union_College,_USA),_Aileen_A._O'Donoghue_(Department_of_Physics,_St._Lawrence_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02588 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のデータと組み合わせた、100％完全なアレシボレガシー高速アレシボLバンドフィードアレイ（ALFALFA）サーベイに基づいた、約30,000個の銀河のHI光学カタログを提示します。私たちの目標は、SDSSスペクトルを持たない約12,000個の銀河の一致を含め、SDSSの対応物に慎重に決定された一致を提供することにより、完成したALFALFAカタログの一般利用を促進することです。これらのIDは、SDSS測光IDを参照ポイントとして使用する他の調査とのさらなるクロスマッチングの基礎を提供できます。光学色と、活発な星形成を伴う中小質量銀河用に設計された内部赤化補正を組み合わせて、各銀河の絶対等級と恒星質量を導き出します。また、広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）および/またはギャラクシーエボリューションエクスプローラー（GALEX）によって検出された銀河の赤外線および/または紫外線測光に基づいて、恒星の質量と星形成率の測定値を提供します。最後に、ALFALFA-SDSSサンプルの銀河集団を、他のいくつかの公的に入手可能な銀河カタログの集団と比較し、ALFALFA銀河は通常、質量が小さく、色が青いことを確認します。
銀河周辺の媒体の欠如によって引き起こされた緑の谷での銀河の急冷の証拠
| Title |
Evidence_for_galaxy_quenching_in_the_green_valley_caused_by_a_lack_of_a_circumgalactic_medium |
| Authors |
Glenn_G._Kacprzak,_Nikole_M._Nielsen,_Hasti_Nateghi,_Christopher_W._Churchill,_Stephanie_K._Pointon,_Themiya_Nanayakkara,_Sowgat_Muzahid,_Jane_C._Charlton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02589 |
銀河の特性とその銀河周辺媒体（CGM）との関係は、銀河がどのように進化するかについての独自の見方を提供します。興味深いエッジオン（i=86度）円盤銀河（G1547）を紹介します。ここでは、CGMが84kpcの距離で、銀河の主軸から10度以内の背景クエーサーによってプローブされます。G1547には、HI（EW$_r$<0.02A、log（N（HI）/cm$^{-2}$）<12.6）と低および高の範囲をカバーする、厳しい限界まで検出可能なCGM吸収がありません。イオン化吸収線（OI、CII、NII、SiII、CIII、NIII、SiIII、CIV、SiIV、NVおよびOVI）。クエーサーの視線から50-100kpc以内のサブL*銀河のカバー率が$1.00_{-0.04}^{+0.00}$であることを考えると、このシステムはまれです。G1547のSFRは低く（1.1M$_{\odot}$yr$^{-1}$）、SSFR（$1.5\times10^{-10}$yr$^{-1}$）および$\Sigma_{\rmSFR}$（0.06M$_{\odot}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$）であり、AGNまたは星形成による流出はありません。銀河の一般的な人口と比較して、G1547は緑の谷にあり、負の勾配で平均以上の金属量を持っています。他のHI吸収選択銀河と比較すると、log（SSFR/yr$^{-1}）<-11$の静止銀河は、CGMで検出可能なHIを所有する確率が低い（4/12）ことがわかります。log（SSFR/yr$^{-1}）>-11$のすべての銀河（40/40）はHI吸収を持っています。SSFRはHICGMの存在の良い指標であると結論付けます。しかし、興味深いことに、G1547は、log（SSFR/yr$^{-1}）>-11$で、検出可能なCGMがない唯一の銀河です。G1547の特性と、CGMがないことを考えると、G1547は、星形成のための降着燃料が不足しているために急冷されており、推定急冷タイムスケールは$4\pm1$Gyrであると考えられます。G1547は、銀河の緑の谷への移動を説明できる外部メカニズムへの独自の視点を提供します。
$ Gaia $と機械学習でいて座矮小楕円銀河の構造と内部回転を明らかにする
| Title |
Revealing_the_structure_and_internal_rotation_of_the_Sagittarius_dwarf_spheroidal_galaxy_with_$Gaia$_and_machine_learning |
| Authors |
Andr\'es_del_Pino,_Mark_A._Fardal,_Roeland_P._van_der_Marel,_Ewa_L._{\L}okas,_Cecilia_Mateu,_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02627 |
いて座矮小楕円銀河（Sgr）のコアの内部構造と運動学の詳細な研究を提示します。機械学習技術（ML）を使用して、3300のRR-Lyrae星、2000を超える分光学的に観測された星、および$Gaia$の2番目のデータリリース（DR2）によって提供される情報を組み合わせて、完全な位相空間、つまり3D位置と運動学を導き出しました。、銀河の中心にある$1.2\times10^5$以上のメンバーの星。私たちの結果は、Sgrが$\sim2.5$kpcの長さの棒構造を持ち、潮の尾がその先端から現れてSgrストリームとして知られているものを形成することを示しています。銀河の本体は、潮汐力によって強くせん断され、3軸（ほぼ扁長）の楕円体であり、その最長の主慣性軸は、空の平面に対して$43\pm6^\circ$傾斜し、軸の比率は1です。：0.67：0.60。その外部領域は主にその最長の主軸に沿って拡大していますが、銀河は正味の拡大を示さず、$v_{rot}=4.13\pm0.16\{で回転している約500-330-300pcの内部コアを保存しています。\rm{km\s^{-1}}}$。銀河の内部角運動量は、その軌道面に対して角度$\theta=18\pm6^\circ$を形成します。これは、Sgrが天の川（MW）の周りの傾斜した順行軌道にあることを意味します。結果を、球形の圧力支持前駆体を備えた$N$-bodyモデルからの予測、および前駆体が平らな回転ディスクであるモデルと比較しました。Sgrで観測された視線速度勾配を再現することを目的とした既存のシミュレーションに基づく回転モデルのみが、銀河のコアで観測された特性を再現することができました。
第2銀河象限における61個のPGCCの距離
| Title |
The_distances_of_61_PGCCs_in_the_Second_Galactic_Quadrant |
| Authors |
H.-L._Guo,_B.-Q._Chen,_G.-X._Li,_Y._Huang,_Y._Yang,_X.-Y._Li,_W.-X._Sun,_and_X.-W._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02636 |
プランク銀河の冷たい塊（PGCC）までの距離を決定することは、それらの物理的パラメーターの測定とそれらの銀河分布の研究にとって重要です。堅牢な距離と文献からの赤みを帯びた推定値を持つ2つの大きな星表に基づいて、第2銀河象限の61個のPGCCまでの正確な距離を推定しました。この目的のために、サンプルの塊のコアと重なる視線に沿って星を選択し、単純な赤化モデルで赤化プロファイルを適合させました。これらのPGCCの結果として生じる距離の典型的な不確実性は、8パーセント未満です。新しい推定値は、大きな誤差に悩まされることがよく知られている運動学的値とは大幅に異なります。新しい距離で、PGCCのコアの半径、質量、ビリアルパラメータなどの物理的特性を更新しました。
GALAH調査：蓄積された星もスパイト高原に生息しています
| Title |
The_GALAH_Survey:_Accreted_stars_also_inhabit_the_Spite_Plateau |
| Authors |
Jeffrey_D._Simpson,_Sarah_L._Martell,_Sven_Buder,_Sanjib_Sharma,_Martin_Asplund,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Michael_Hayden,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Karin_Lind,_Dennis_Stello,_Daniel_B._Zucker,_Toma\v{z}_Zwitter,_Katharine_J._Schlesinger,_Yuan-Sen_Ting,_Thomas_Nordlander,_Gary_Da_Costa,_Klemen_\v{C}otar,_Jonathan_Horner,_Thor_Tepper-Garc\'ia_and_The_GALAH_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02659 |
ESAガイアの位置天文ミッションは、太陽の近くの星の大部分が単一の落下システム、いわゆるガイア-エンセラダスからの破片であるように見えるという驚くべき発見を可能にしました。この結果のエキサイティングな特徴の1つは、銀河系外の環境で形成された、簡単に観測できる未進化の星の大きなサンプルを天文学者に初めて提供することです。これは、天の川内で形成された星と比較できます。ここでは、これらの星を使用して、「スパイトプラトー」を調査します。これは、広範囲の金属量（-3<[Fe/H]<-1）にわたって金属の少ない矮星で観察されるほぼ一定のリチウム存在量です。特に私たちの目的は、ガイア・エンセラダスで形成された星が、円盤とハローに生息する他の天の川の星とは異なるスパイト高原を示すかどうかをテストすることです。個々の銀河は異なるスパイトプラトーを持っている可能性があります---たとえば、ISMはガスの貯蔵所が小さいため、銀河系の質量が小さいシステムではリチウムがより少なくなる可能性があります。3回目のデータリリースの一環として、GALacticArcheologywithHERMES（GALAH）調査によって観測および分析された、76個のガイア-エンセラダス矮星を特定しました。軌道アクションを使用して、ガイア-エンセラダス星のサンプルを選択し、ハロー星とディスク星のサンプルを比較しました。ガイア・エンセラダス星は、他のおそらく付着した星やその場の天の川星と同じリチウム存在量を示していることがわかり、「リチウム問題」が形成環境の結果ではないことを強く示唆しています。この結果は、スパイト高原、より一般的には「宇宙論的リチウム問題」、つまり銀河系の暖かくて金属量の少ない矮星のリチウム量と予測されるリチウム量との間に観察された不一致というコンセンサスの高まりの範囲内に収まります。ビッグバン元素合成によって生成されました-星内のリチウム枯渇プロセスの結果です。
GALAH調査：APOGEE-GALAHカタログの組み合わせにおける天の川ディスクの金属量とアルファ存在量の傾向
| Title |
The_GALAH_survey:_Milky_Way_disc_metallicity_and_alpha-abundance_trends_in_combined_APOGEE-GALAH_catalogues |
| Authors |
Govind_Nandakumar,_Michael_R._Hayden,_Sanjib_Sharma,_Sven_Buder,_Martin_Asplund,_Joss_Bland-Hawthorn,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Sarah_L._Martell,_Katharine_J._Schlesinger,_Jane_Lin,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Thomas_Nordlander,_Luca_Casagrande,_Karin_Lind,_Klemen_Cotar,_Dennis_Stello,_Robert_A._Wittenmyer_and_Thor_Tepper-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02783 |
GALAHとAPOGEEは、2つの高解像度マルチオブジェクト分光調査であり、天の川の40万ドルを超える星の基本的な恒星パラメータと複数の元素存在量の推定値を提供します。それらは、空の範囲と波長領域の両方で補完的です。したがって、2つの調査を組み合わせると、ディスクの金属量とアルファ量の傾向を調査するための大きなサンプルが得られます。キャノンのデータ駆動型アプローチを使用して、2つの調査に共通する$\sim$20,000の星の中からトレーニングセットを選択し、APOGEEスペクトルからGALAHスケーリングされた恒星パラメータとGALAHスペクトルからAPOGEEスケーリングされた恒星パラメータを予測します。GALAHスケールとAPOGEEスケールの恒星パラメータを組み合わせた2つのカタログを提供し、それぞれが品質カット後に$\sim$500,000の星を持っています。これらのカタログの両方に共通する$\sim$470,000の星を使用して、GALAHスケールとAPOGEEスケールの金属量分布関数（MDF）、半径方向と垂直方向の金属量勾配、および[$\alpha$/Fe]と[Fe/H]は、銀河系の中央面に沿って、または銀河系の中央面から離れる傾向にあります。APOGEEでスケーリングされたサンプルの平均金属量は、GALAHでスケーリングされたサンプルの平均金属量と比較して高いことがわかります。以前の観察研究およびシミュレーションベースの研究と一致する両方のサンプルを使用して、同様の[$\alpha$/Fe]対[Fe/H]の傾向が見つかりました。2つの調査スケーリングされたサンプルを使用して導出された半径方向および垂直方向の金属量勾配は、内側と外側のガラクトセントリック半径ビンを除いて一貫しています。太陽近傍での勾配推定も以前の研究と一致しており、以前の研究と比較してより大きなサンプルサイズに裏打ちされています。
放射状自己相似非相対論的MHD流出モデルの研究：パラメータ空間探査と噴水W43Aへの応用
| Title |
A_study_of_radial_self-similar_non-relativistic_MHD_outflow_models:_parameter_space_exploration_and_application_to_the_water_fountain_W43A |
| Authors |
C._Ceccobello,_M.H.M._Heemskerk,_Y._Cavecchi,_W.H.T._Vlemmings,_D._Tafoya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02898 |
活動銀河の中心にある超大質量ブラックホールから若い恒星状天体まで、さまざまな動的特性と空間的拡張にまたがる流出は、現在、さまざまな降着天体物理学オブジェクトに関連付けられています。そのような流出の役割は、それらを生成するシステムの進化の鍵です。なぜなら、それらは、中心の物体に近い領域から軌道物質と角運動量の一部を抽出し、それらを周囲に放出するからです。発射メカニズムの詳細とそれらが環境に与える影響は、個々のソースの進化と、さまざまなタイプの流出発射システム間の類似性を理解するための基本です。新しい数値スキームを使用して、磁場が通された回転ディスクから放出される流出を記述する非相対論的で理想的な電磁流体力学（MHD）方程式を半解析的に解きます。ここでは、新しいソリューションの大規模なサンプルのパラメータ研究を紹介します。ジェットの打ち上げに成功する力のさまざまな組み合わせを研究し、それらのグローバルな特性について説明します。これらのソリューションを、2つの対称的な水メーザー放出領域の位置での流れの磁場、密度、および速度に観測上の制約がある噴水W43Aの流出にどのように適用できるかを示します。
| Title |
The_complex_multi-component_outflow_of_the_Seyfert_galaxy_NGC_7130 |
| Authors |
S._Comer\'on,_J._H._Knapen,_C._Ramos_Almeida_and_A._E._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02937 |
AGNは、銀河の進化を理解するための重要な要素です。AGN主導の流出は、フィードバックの兆候の1つです。VLTでのMUSEのAOモードでは、光学系の近くのAGNの最も内側の数十パーセクを調べることができます。セイファート銀河と核スターバースト銀河の典型的な複合体であるNGC7130の中央領域におけるイオン化ガスの詳細な分析を提示します。0.17$^{\prime\prime}$（50pc）の角度分解能を達成します。主要なISMラインの多成分分析を実行し、9つの運動学的成分を特定しました。そのうち6つは流出に対応します。流出はバイコニックであり、ディスクに対して数$100\、{\rmkm\、s^{-1}}$の速度を持っています。流出の接近側を、それぞれ$\sim200\、{\rmkm\、s^{-1}}$の上下の典型的な速度分散を持つ広い成分と狭い成分に分解します。青方偏移された狭いコンポーネントは、下部構造、特にラジオジェットと整列したコリメートされたプルームを持っており、ジェット動力である可能性があることを示しています。赤方偏移したローブは、2つの狭いコンポーネントと1つの広いコンポーネントで構成されています。追加の赤方偏移したコンポーネントが、メインの流出軸の外側に見られます。ライン比診断は、主軸の流出ガスがAGNを動力源としているのに対し、軸外コンポーネントはLINER特性を持っていることを示しています。イオン化ガスの質量流出速度は$\dot{M}=1.5\pm0.9\、M_{\odot}\、{\rmyr^{-1}}$であり、運動力は$\dot{E}です。_{\rmkin}=（3.4\pm2.5）\times10^{41}\、{\rmerg\、s^{-1}}$、これは$F_{\rmkin}=0.15\に対応しますボロメータAGNパワーのpm0.11\％$。高角度分解能の面分光法と注意深い多成分分解の組み合わせにより、NGC7130の流出の独自の詳細なビューが可能になり、AGNの運動学が従来より洗練されていないデータや分析から導き出されたものよりも複雑であることを示しています。（要約）
スパイラル不安定性：線形および非線形効果
リングの周りに等間隔に配置された共軌道の摂動質量に対する安定した円盤銀河モデルのスパイラル応答の研究を提示します。応答または伴流の振幅は、摂動の質量に比例し、低質量リングへの応答は、除去されると分散することがわかります。これは、線形理論によって予測される動作です。より高い質量のリングは、主要な共鳴での散乱によって非線形変化を引き起こし、散乱が起こる前には存在しなかった不安定性を引き起こします。異なる周波数で周回する2つのリングからの個別の航跡パターンは、明らかにせん断スパイラルである正味の応答を生成します。リングの質量が小さい場合、シミュレーションの進化は、2つの別々の応答の線形重ね合わせによって定性的および定量的に再現されます。シミュレーションで明らかにせん断する過渡スパイラルは、2つ以上の定常的に回転するパターンの重ね合わせに起因し、それぞれが滑らかでないディスクのノーマルモードとして最もよく説明されていると主張します。
| Title |
Starburst_galaxies_strike_back:_a_multi-messenger_analysis |
| Authors |
Antonio_Ambrosone,_Marco_Chianese,_Damiano_F.G._Fiorillo,_Antonio_Marinelli,_Gennaro_Miele,_Ofelia_Pisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02483 |
高エネルギー宇宙線の「貯留層」として知られているスターバースト銀河は、IceCubeによって観測された拡散ニュートリノフラックスに寄与する重要な高エネルギーニュートリノ「ファクトリー」を表すことができます。この論文では、このクラスの天体物理学的オブジェクトからのニュートリノとガンマ線のハドロ核放出に影響を与える制約を再検討します。特に、単純なべき乗則ニュートリノフラックスにつながる標準的なプロトタイプベースのアプローチを超えて、スペクトルインデックスのデータ駆動型ブレンディングに基づくより現実的なモデルを調査し、それによって個々のエミッターの特性の観察された変化をキャプチャします。次に、Fermi-LATとさまざまなIceCubeデータサンプル（7。5年の高エネルギー開始イベント（HESE）と6年の高エネルギーカスケード）によって測定された銀河系外ガンマ線バックグラウンド（EGB）を考慮してマルチメッセンジャー分析を実行します。データ。スターバースト銀河に加えて、ブレーザーや電波銀河からの寄与、および電磁カスケードからの二次ガンマ線を考慮に入れています。注目すべきことに、高度に制約されたプロトタイプシナリオとは異なり、スペクトルインデックスブレンディングにより、スターバースト銀河は$95.4\％$CLでHESEイベントの最大$40\％$を占めることができ、非blazarEGBコンポーネント。さらに、私たちのシナリオでは、スターバースト内の超新星残骸による加速宇宙線の最大エネルギーの$\mathcal{O}（100〜\mathrm{PeV}）$の値は好ましくありません。大まかに言えば、私たちの分析は、天体物理学のソースのより良いモデリングがニュートリノとガンマ線データの解釈の間の緊張を緩和する可能性があることを指摘しています。
| Title |
Orbital_Foregrounds_for_Ultra-Short_Duration_Transients |
| Authors |
Hank_Corbett,_Nicholas_M._Law,_Alan_Vasquez_Soto,_Ward_S._Howard,_Amy_Glazier,_Ramses_Gonzalez,_Jeffrey_K._Ratzloff,_Nathan_Galliher,_Octavi_Fors,_Robert_Quimby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02495 |
地球軌道上の物体からの反射は、天体物理学の過渡現象に似た、1秒未満の星のような光学的閃光を生成する可能性があります。反射は歴史的に一時的な調査に対して誤った警報を引き起こしましたが、人口は体系的に研究されていません。Evryscopeの低遅延過渡検出パイプラインであるEvryscopeFastTransientEngineを使用して、これらの軌道フラッシュのイベント率を報告します。地球衛星によって引き起こされる可能性のある単一エポック検出を選択し、マグニチュードと空の位置の両方の関数としてイベント率をモデル化します。実際の天体物理学的信号で形態学的に縮退したフラッシュについて、$1800^{+600}_{-280}$sky$^{-1}$hour$^{-1}$でピークになり、$m_g=13.0$でピークに達するレートを測定しますEvryscopesのような調査で。これらのうち、$340^{+150}_{-85}$sky$^{-1}$hour$^{-1}$は、視覚的に制限のある大きさの典型的な郊外の空で肉眼で見えるほど明るいです。$V\upload4$のこれらの測定により、ニュートリノ、重力波、ガンマ線、および電波観測所を含む、すべてのアクティブな全天高速タイムスケールの一時的な検索からの公開アラートの合計レートよりも桁違いに高い軌道フラッシュのイベントレートが配置されます。短時間スケールの軌道フラッシュは、低解像度、広角の調査で高速トランジェントをトリガーせずに検索するための主要な前景を形成します。ただし、分単位のローカリゼーションを伴う高速電波バースト（FRB）のようなイベントは、軌道フラッシュと一致する確率が低く（$\sim10^{-5}$）、光学調査で潜在的な光学的対応物に制約を課すことができます。画像。SpaceXStarlinkのような今後の衛星インターネットコンステレーションは、通常の運用で軌道フラッシュの数に大きく寄与する可能性は低いです。
宇宙線の閉じ込めに対する天体物理学の塵粒の影響
| Title |
The_impact_of_astrophysical_dust_grains_on_the_confinement_of_cosmic_rays |
| Authors |
Jonathan_Squire_and_Philip_F_Hopkins_and_Eliot_Quataert_and_Philipp_Kempski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02497 |
帯電した塵の粒子は、銀河宇宙線の閉じ込めと輸送に大きな影響を与える可能性があると私たちは主張します。サブGeVから〜1000GeVの宇宙線の場合、ジャイロ共鳴相互作用によって宇宙線を等方性化する小規模な平行アルフベン波も、荷電粒子とジャイロ共鳴します。星間物質の大部分のように、塵がほぼ静止している場合、アルヴェーン波は塵によって減衰されます。これにより、ストリーミングの不安定性によって宇宙線によって生成されるアルヴェーン波の振幅が減少し、宇宙線の輸送が強化されます。十分にイオン化された領域では、ダストの減衰率は、〜GeV宇宙線に関連するスケールで平行なアルヴェーン波を減衰させる他のメカニズムよりも約10倍大きく、ダストが宇宙の調整に重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています-光線輸送。塵が超アルヴェーン速度でガス中を移動する天体物理学の状況では、アルヴェーン波は不安定になり、宇宙線を直接散乱させる可能性があります。この相互作用は、放射圧によってガスを介して駆動される塵が宇宙線の閉じ込めを強力に強化し、流出を駆動する能力を高める強力なフィードバックメカニズムを作成する可能性があります。このメカニズムは、星形成銀河と活動銀河核の周りの銀河周辺媒体で作用する可能性があります。
高い奇行と高い質量は、地球ベースの検出器によって見られる銀河核における重力波捕獲を特徴づける
| Title |
High_Eccentricities_and_High_Masses_Characterise_Gravitational-wave_Captures_in_Galactic_Nuclei_as_Seen_by_Earth-based_Detectors |
| Authors |
L\'aszl\'o_Gond\'an,_Bence_Kocsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02507 |
銀河核（GN）での単一-単一の接近遭遇中の重力波（GW）の放出は、高度に偏心した恒星質量ブラックホール（BH）バイナリの形成と急速な融合につながります。物理的パラメータの明確な分布により、このソース母集団を他の母集団から統計的に区別することができます。以前の研究では、単一のGNにおけるこのソース母集団の予想されるバイナリパラメータ分布が決定されました。ここでは、力学的摩擦、ニュートン後の補正、および観測バイアスの影響を考慮して、宇宙のすべてのGNから検出されたソースのパラメーター分布を決定します。検出された合併の全連星質量分布は、より高い質量に向かって強く傾いていることがわかります。初期ピークGW周波数の分布は、1〜30Hzで非常に高く、GWキャプチャソースの45〜60％が10Hzを超えて形成され、e>0.9です。LIGO/Virgo/KAGRAバンドに最初に入るときの離心率は、質量分離と基礎となるBH質量関数のレベルに弱く依存しますが、ソースの92％以上でe>0.1、ソースの55〜70％でe>0.8を満たします。。ペリセンターが10GM/c^2に達した時点で、離心率はソースの75〜95％でe_{10M}>0.1を満たし、GNでの単一の単一GWキャプチャイベントを現在知られている恒星の中で最も偏心したソース集団にします-宇宙の大量のBH合併チャネル。総質量、質量比、線源検出距離、およびe_{10M}の間の相関関係を特定します。最近測定されたGW190521のソースパラメータは理論的分布のピークにあり、このソースをこの天体物理学的合併チャネルの候補にしています。
PSRJ1733-3716のタイミングと放出の変動
| Title |
Timing_and_emission_variation_of_PSR_J1733-3716 |
| Authors |
Yue_Hu,_Lin_li,_J.P_Yuan,_S._J_Dang,_S.Q_Wang,_Z.J_Wang_and_R._Yuen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02641 |
パークス64m電波望遠鏡からのデータと南山25m電波望遠鏡から得られたほぼ15年のタイミングデータを組み合わせたPSRJ1733-3716のタイミングノイズの分析を提示します。スピン周波数と周波数導関数の変動が決定されます。スピン周波数の変動は、1.94（7）*10-9Hzの振幅で明らかです。1369MHzでの統合プロファイルの変動は、適切なプロファイルコンポーネントからの相対ピーク強度の変化で検出されます。1382MHzでの単一パルスデータの分析から、データ全体の63％を占める弱い放出状態を検出し、その持続時間分布はべき法則に適合させることができます。パルサーは強い放出状態も示し、その間に放出は複数のモードを示します。これには、通常モード、左モード、および右モードが含まれ、タイムスケールは1〜17パルス周期に及びます。パルスのそのような短期間の変動は、統合されたプロファイルの変動に寄与する。スピンパラメータと統合プロファイルの間の相関関係を調べると、ランダムな分布の可能性が示されます。これは、スピンダウン率の変動とこのパルサーの放出の変化との間に明らかな関係がないことを示しています。
ブラックホールからのキロノバ放出-中性子星合体。 II。光度関数と重力波トリガーおよびブラインドサーチの機会ターゲット観測への影響
| Title |
Kilonova_Emission_From_Black_Hole-Neutron_Star_Mergers._II._Luminosity_Function_and_Implications_for_Target-of-opportunity_Observations_of_Gravitational-wave_Triggers_and_Blind_Searches |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Shichao_Wu,_Yuan-Pei_Yang,_Bing_Zhang,_He_Gao,_Yun-Wei_Yu,_Zhuo_Li,_Zhoujian_Cao,_Liang-Duan_Liu,_Yan_Huang,_and_Xing-Han_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02717 |
BH-NS合併に起因するキロノバ（KN）とGRB残光放出の詳細なシミュレーションを提示します。KNの光度関数を提示し、GWの検出、GWによってトリガーされるToO観測、および時間領域調査の観測におけるブラインド検索に関連して、KNおよびGRBの残光の検出可能性について説明します。合併後のBH-NS合併KNeの予測絶対等級は$0.5\、{\rmday}$で、$[-10、-15.5]$の範囲にあります。シミュレートされた光度関数には、異方性KN放射の視角分布情報が含まれています。第2世代、第2.5世代、および第3世代のGW検出器の将来のネットワークについて、GW検出率、検出可能な距離、および信号持続時間をシミュレートします。BH-NSの合併は、プライマリBHの整列スピンが高く、NSの質量が小さく、EoSが硬い場合、より明るいKNeと残光を生成します。KN発光の検出可能性は、BHスピンに敏感です。プライマリBHのスピンが通常低い場合、BH-NSのEM対応物を見つけるのは困難です。第2世代のGW検出器ネットワークの場合、BHの高スピンが想定されている場合でも、KNeを検出するには、$m_{\rmlimit}\sim23-24\、{\rmmag}$の制限等級が必要です。これは、O3中にBH-NS候補からのKN検出がないことのもっともらしい説明を提供する可能性があります。つまり、EMの対応物がないか、現在の追跡観測が浅すぎます。これらの観測には、sGRBまたは孤立した残光に関連する軸上のジェット残光を検出する機会がまだある可能性があります。将来のGW検出の時代では、より多くのリモートGW信号を検出できますが、関連するKNeの検出はより困難になります。フォローアップ観測は、どのような場合でも、関連する可能性のあるsGRB残光を検出でき、そこからKNシグネチャを調べることができます。時間領域調査の観測では、より多くのBH-NSKNeと残光を検出するために、より赤いフィルターでの高ケイデンス検索が推奨されます。
RXTEを使用した中性子星低質量X線連星4U1636 $-$ 536におけるマルチピークI型X線バーストの研究
| Title |
The_study_of_multi-peaked_type-I_X-ray_bursts_in_the_neutron-star_low_mass_X-ray_binary_4U_1636$-$536_with_RXTE |
| Authors |
Chen_Li,_Guobao_Zhang,_Mariano_M\'endez,_Jiancheng_Wang,_Ming_Lyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02736 |
ロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）を使用して、中性子星低質量X線連星4U1636$-$53から16個のマルチピークタイプIバーストを見つけて分析しました。バーストの1つは、以前に報告されていないまれな4つのピークのバーストです。16個のバーストはすべて、X線光度曲線だけでなく、ボロメータ光度曲線でもマルチピーク構造を示しています。マルチピークバーストのほとんどは、色-色図のハード状態からソフト状態への移行中の観測に表示されます。2番目のピークフラックスと2つのピーク間の分離時間の間に反相関が見られます。また、ダブルピークバーストでは、ピークフラックス比とバースト前スペクトルの熱成分の温度が相関していることもわかります。これは、バーストの光度曲線の二重ピーク構造が、ディスク内の降着率の向上、または中性子星の温度上昇の影響を受ける可能性があることを示しています。
ラジオとガンマ線の光度曲線の同時フィッティングによるミリ秒パルサーの形状の制約
| Title |
Constraining_the_geometry_of_millisecond_pulsars_through_simultaneous_radio_and_gamma-ray_light-curve_fitting |
| Authors |
O._Benli,_J._Petri_and_Dipanjan_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02825 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡の発売以来、数百のガンマ線パルサーが発見されました。その中には、電波が大きいものと、時間調整された電波とガンマ線の光度曲線を備えた静かなものがあります。$2^\mathrm{nd}$フェルミパルサーカタログ（2PC）では、フェルミ衛星の大面積望遠鏡（LAT）によって収集された3年間のデータを使用して、117個の新しいガンマ線パルサーが報告されています。ガンマ線脈動のピーク分離〜$\Delta$やガンマ線パルスと無線パルス間の無線ラグ〜$\delta$などの情報。周期が2〜6ミリ秒の範囲で、ガンマ線プロファイルに2つのピークを示す、ラジオラウドミリ秒のガンマ線パルサーをいくつか選択しました。それらの磁気圏の形状、すなわちこれらの各システムの磁気軸と視線傾斜角を制約しようとしました。観測されたパルスプロファイルをガンマ線に適合させるために、恒星の表面から光の円柱のかなり外側の縞模様の風の領域まで、力のない双極子磁気圏を適用しました。近似曲線が妥当であるかどうかを判断する際に、最小二乗法を使用して、観測されたガンマ線強度をモデルから検出されたものと比較し、ガンマ線ピークの振幅、それらの分離、および間の位相遅れを強調しました。ラジオとガンマ線のピーク。10ミリ秒パルサーの観測結果と一致して、最適な適合と妥当なパラメーターを取得しました。最終的に、磁気傾斜〜$\alpha$と視線傾斜〜$\zeta$によって記述される各パルサーの形状を制約しました。両方の角度が約$45^{\rmo}$よりも大きいことがわかりました。
二重縮退星のいくつかの特性
冷たい核物質と冷たいフェルミ粒子暗黒物質（DM）で構成される二重縮退星（DDS）の臨界量と円形測地線を調査します。ここでは、DM候補として自己相互作用を伴う非対称ダークフェルミオンを検討します。これらの星はコアエンベロープ構造を持っており、それらのエンベロープの組成に応じて、バリオンエンベロープとDMエンベロープに分類されます。バリオンエンベロープクラスとDMエンベロープクラスには、主にエンベロープ内の主要なコンポーネントによって決定される独自の臨界質量があることがわかります。典型的なパラメータセットの場合、2つの種のバランスの取れた混合により、どちらかの種が優勢である場合よりも質量が小さくなる可能性があることがわかります。また、DMエンベロープが高い場合、真空領域の円軌道は真空中の最内安定円軌道（ISCO）で終了しますが、DMエンベロープでは、ISCOとISCOの間にギャップを形成するより小さな半径の円軌道が可能であることも示します。内側の軌道。
星雲相における超新星の放射伝達モデリング。球対称性における化学混合の新しい処理
| Title |
Radiative-transfer_modeling_of_supernovae_in_the_nebular-phase._A_novel_treatment_of_chemical_mixing_in_spherical_symmetry |
| Authors |
Luc_Dessart_(IAP,_Paris)_and_D._John_Hillier_(Pittsburgh_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02862 |
超新星（SN）の爆発は、それらが放出する金属を介して、宇宙の化学進化と生命の起源において極めて重要な役割を果たします。星雲相分光法は、例えば、OI、CaII、FeII、またはFeIIIに関連する禁止線発光によって、そのような金属の収量を制限します。爆発中の流体の不安定性により、複雑な3D噴出物構造が生成され、かなりの巨視的ですが、微視的な要素の混合はありません。この構造は、詳細な非局所熱力学的平衡放射伝達モデリングに手ごわい課題を設定します。これは通常、グリッドベースのコードでは1Dに制限されます。ここでは、微視的混合なしで巨視的混合を可能にし、それによってSN爆発における混合の本質を捉えることができる新規で簡単な方法を提示します。この新しい技術では、巨視的に混合されたエジェクタは、質量空間、または同等に速度空間で、混合されていない惰行エジェクタからのシェルをシャッフルすることによって構築されます。この方法では、放射伝達を変更する必要はありませんが、このシャッフルシェル構造に固有の深さを持つ組成の急激な変化を解決するには、高い空間分解能が必要です。15Msunの前駆星からのタイプIISN爆発のいくつかの放射伝達シミュレーションの結果を示します。私たちのシミュレーションは、H、He、O、またはSiが豊富なさまざまなシェル間の温度またはイオン化の強い変動をキャプチャします。非局所的なエネルギー蓄積のため、ガンマ線はイジェクタの拡張領域を透過し、シェル配置の詳細は重要ではありません。メソッドのより大きな物理的一貫性は、特に個々の輝線強度に関して、より信頼性の高い星雲時間でのスペクトル特性を提供します。これは、SN収量、およびコア崩壊SNeの場合は前駆体質量を制約するのに役立ちます。この方法は、すべてのSNタイプで機能します。
ガンマ線バーストの即発相の後方散乱が支配的な即発放出モデル
| Title |
A_backscattering_dominated_prompt_emission_model_for_the_prompt_phase_of_Gamma_ray_bursts |
| Authors |
Mukesh_K_Vyas,_Asaf_Pe'er,_David_Eichler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02973 |
ガンマ線バースト（GRB）ジェットが崩壊する星を通り抜けるとき、それはその前にバリオンコルクを閉じ込めます。ここでは、ジェットがコルクを横切らず、流れの奥深くで放出された光子が膨張するコルクの内部に散乱し、後ろから押すと、主に後端から逃げるGRBの即発放出モデルを検討します。。コルクの相対論的運動により、これらの光子は、ジェット軸の近くで観測者が簡単に見ることができ、ピークは$\varepsilon_{peak}\sim数\times100keV$です。このモデルが、次のようないくつかの重要な観測機能を自然に説明することを示します。（1）低エネルギースペクトル勾配$\alpha\sim1$、および高エネルギーべき乗則インデックス$\beta_1-2{\rmto}-5$熱スペクトル領域;（2）$\simt^{-2}$としての即発発光曲線の減衰。（3）ソフトフォトンの遅延。（4）ピークエネルギー-等方性エネルギー（いわゆるアマティ）相関、$\varepsilon_{peak}\sim\varepsilon_{iso}^m$、$m\sim0.45$、さまざまな視野角から生じます。低光度では、モデルは$m\sim0.3$とのアマティ関係で観測可能なターンオフを予測します。（4）スペクトルFWHMと$t^{-1}$としての時間との間の反相関。（5）時間発展$\varepsilon_{peak}\simt^{-1}$、時間とともに高エネルギースペクトル勾配が増加します。（6）観測されたGRB母集団におけるピークエネルギー$\varepsilon_{peak}$の分布。現在および将来の迅速な排出観測を考慮して、モデルの結果について説明します。
| Title |
Towards_a_BRICS_Optical_Transient_Network_(BRICS-OTN) |
| Authors |
David_A.H._Buckley_(1),_Vanessa_A._McBride_(1),_Ulisses_Barres_de_Almeida_(2),_Boris_Shustov_(3),_Alexei_Pozanenko_(4),_Alexander_Lutovinov_(4),_Amitesh_Omar_(5),_Jayant_Murthy_(6),_Margarita_Safonova_(6),_Liu_Jifeng_(7)_and_Roberto_Soria_(7)_((1)_South_African_Astronomical_Observatory,_(2)_Brazilian_Center_for_Physics_Research,_(3)_Institute_of_Astronomy_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_(4)_Space_Research_Institute_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_(5)_Aryabhatta_Research_Institute_of_Observational_Sciences,_(6)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_(7)_National_Astronomical_Observatory_of_the_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02892 |
この論文は、2019年9月29日から10月2日までリオデジャネイロで開催されたBRICS天文学ワーキンググループの2019年会議で発表されたBRICS天文学フラッグシッププログラムに提出された提案に基づいています。検出と研究の将来の展望宇宙における一過性の現象の発見は、時間領域天文学の新時代を告げるものです。この事例は、BRICS全体の専用フラッグシッププログラムであり、全天観測用の地上光学望遠鏡のネットワークを開発して、短命の光トランジェントを検出し、多波長およびマルチメッセンジャーのトランジェントオブジェクトのフォローアップを可能にします。。これにより、BRICS諸国内の既存および計画中の新しい施設が活用され、BRICSグループ内に存在する他の多波長の宇宙および地上ベースの施設によってもたらされる機会も活用されます。提案された光ネットワークは、最初に既存の望遠鏡を使用して新しい過渡現象の追跡観測を実行します。これは後に拡張され、数時間未満のリズムで同時に空全体をカバーする$\sim$70広視野1m望遠鏡の新しいグローバルネットワークが含まれるようになります。この実現は、画期的でユニークなグローバル能力を表しており、すべてのBRICS諸国に多くの科学的機会と関連するスピンオフのメリットをもたらします。
アインシュタイン望遠鏡の干渉計アームにおけるビーム拡大望遠鏡の実現可能性研究
| Title |
Feasibility_study_of_beam-expanding_telescopes_in_the_interferometer_arms_for_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Samuel_Rowlinson_(1),_Artemiy_Dmitriev_(1),_Aaron_Jones_(2),_Teng_Zhang_(1)_and_Andreas_Freise_(1_and_3_and_4)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_and_Institute_of_Gravitational_Wave_Astronomy,_(2)_OzGrav,_University_of_Western_Australia,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_VU_Amsterdam,_(4)_Nikhef) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02983 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）の光学設計は、アームにファブリペロー空洞を備えたデュアルリサイクルマイケルソン干渉計に基づいています。ETは新しいインフラストラクチャで構築されるため、現在の施設の制約を超えたさまざまな技術的実装を検討できます。この論文では、干渉計アームでビームエキスパンダー望遠鏡を使用することの実現可能性を調査します。ETデザインアップデート2020で提示された光学レイアウトに一致する実装例を提供します。さらに、ビームエキスパンダー望遠鏡を調整して、アームキャビティと干渉計の残りの部分との間のモードの不一致を補正できることを示します。
GALAH調査：Orion複合体の化学的均一性
| Title |
The_GALAH_survey:_Chemical_homogeneity_of_the_Orion_complex |
| Authors |
Janez_Kos,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sven_Buder,_Thomas_Nordlander,_Lorenzo_Spina,_Kevin_L._Beeson,_Karin_Lind,_Martin_Asplund,_Ken_Freeman,_Geraint_F._Lewis,_Sarah_L._Martell,_Sanjib_Sharma,_Gayandhi_De_Silva,_Jefferey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Toma\v{z}_Zwitter,_Klemen_\v{C}otar,_Jonti_Horner,_Yuan-Sen_Ting,_Gregor_Traven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02485 |
オリオン座の星形成領域は近接しているため、星形成に関連するプロセスを研究し、生まれた環境で若い星を観察するためのプロキシとしてよく使用されます。ガイアDR2のリリースにより、オリオン座までの距離測定が行われます。これで、複合体の3次元構造を調べることができるようになりました。ここでは、自明ではない構造とダイナミクス、およびOrion複合体の年齢の広がりにより、初期のコア崩壊超新星による最年少の星の化学的濃縮が観察できるという仮説を検証します。GALAHおよびGALAH関連の調査の一環として、アングロオーストラリアン望遠鏡でHERMES分光器を使用してOrion複合体の794個の星のスペクトルを取得しました。$\sim300$星のスペクトルを使用して、オリオン座の15個の星団の25個の元素の正確な大気パラメーターと化学物質の存在量を導き出します。Orion複合体は化学的に均質であり、古いクラスターからのコア崩壊超新星による若いクラスターの自己汚染がなかったことを示しています。SNの幸運な場所とISM混合に適した条件があれば、相対的なアルファ元素の存在量で0.02dex、酸素の存在量で0.06dexの精度で、単一の超新星からの汚染を検出できたはずです。オリオン座の超新星率は非常に低く、観測された集団の最年少の星が形成されるまでに（約21から8ミリ前まで）超新星を生成しなかった可能性があると推定されます。
恒星の傾きを測定するための自動化されたアプローチ：赤色巨星分枝の大規模測定による検証
| Title |
Automated_approach_to_measure_stellar_inclinations:_validation_through_large-scale_measurements_on_the_red_giant_branch |
| Authors |
C._Gehan,_B._Mosser,_E._Michel,_M._S._Cunha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02502 |
星の傾きを測定することは、惑星の形成とダイナミクス、そして星形成中の物理的状態を理解するための基本です。赤色巨星の振動スペクトルは、放射内部からの重力成分と対流層からの圧力成分の両方を持つ混合モードを示します。回転によって分割された重力が支配的な（g-m）混合モードは、周波数スペクトル内で十分に分離されており、恒星の傾きの正確な測定を可能にします。この作業は、振動モードが識別される任意の太陽型パルセータに適用できる恒星の傾きを測定するための自動化された一般的なアプローチを開発し、ケプラーによって観測された赤色巨星分枝を使用して検証することを目的としています。恒星の傾きを測定するために、異なる方位角の双極子混合モードの平均高さ対背景比を使用します。傾斜の基礎となる統計的分布は、恒星の傾斜角の確率密度関数を使用して、偏りのない方法で復元されます。赤色巨星分枝上の1139個の星の恒星傾斜測定値を導き出します。Gehanetal。（2018）双極子g-m混合モードの方位角次数を特定しました。生の測定された傾斜は、空の上のランダムな傾斜に予想される等方性に関して強い偏差を示します。不確実性を考慮に入れると、再構築された傾斜の分布は、実際には、回転軸の予想される等方性分布に従います。この作業は、傾斜測定に影響を与えるバイアスを強調し、それらの基礎となる統計的分布を推測する方法を提供します。星が極上または赤道上で見られる場合、測定は困難であり、偏った分布になります。低傾斜領域と高傾斜領域に現れるバイアスを修正することで、基礎となる傾斜分布を回復することができます。
ガイアシステムにおける赤外線フラックス法による効果的な温度校正
| Title |
Effective_temperature_calibration_from_the_InfraRed_Flux_Method_in_the_Gaia_system |
| Authors |
L._Casagrande,_J._Lin,_A.D._Rains,_F._Liu,_S._Buder,_J._Horner,_M._Asplund,_G.F._Lewis,_S.L._Martell,_T._Nordlander,_D._Stello,_Y.-S._Ting,_R.A._Wittenmyer,_J._Bland-Hawthorn,_A.R._Casey,_G._M._De_Silva,_V._D'Orazi,_K.C._Freeman,_M.R._Hayden,_J._Kos,_K._Lind,_K.J._Schlesinger,_S._Sharma,_J.D._Simpson,_D.B._Zucker,_T._Zwitter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02517 |
恒星の性質を正確に決定するためには、星の有効温度に関する知識が不可欠です。ガイアと2MASS測光を赤外線フラックス法で実装し、GALAHDR3調査のさまざまな進化段階の星に適用します。4000〜8000ケルビンの範囲で、金属量と表面重力の影響を考慮した色有効温度の関係を導き出します。これらのキャリブレーションの内部不確かさは、使用する色の組み合わせに応じて40〜80ケルビン程度です。ソーラーツイン、ガイアベンチマークスター、および最新の干渉測定との比較により、Fから初期のMスペクトルタイプまでのこれらのキャリブレーションの精度と精度が検証されます。さまざまな不確実性の原因の影響を評価し、関係を使用するためのガイドラインを提供します。
VVV調査の近赤外線ウィンドウで研究された100個の新しい食変光星候補
| Title |
A_hundred_new_eclipsing_binary_system_candidates_studied_in_a_near-infrared_window_in_the_VVV_survey |
| Authors |
L._V._Gramajo,_T._Palma,_D._Minniti,_R._K._Saito,_J._J._Clari\'a,_R._Kammers,_F._Surot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02530 |
V\'iaL\'actea（VVV）近膨張（NIR）調査のVISTA変数で最近検出された食変光星（EB）システム候補の広範な研究から得られた最初の結果を提示します。銀河円盤の南部で星間赤化が比較的少ないVVVタイルd040を解析します。これにより、何百もの新しい食変光星候補を検出することができます。ここでは、37の接触、50の分離、13の半分離食変光星を含む、この「NIRウィンドウ」で見つかった最良の候補の光度曲線と幾何学的および物理的パラメーターの決定を示します。研究されたシステムの平均$K_s$振幅は$0.8$magであり、期間の中央値は1。22日であり、一般に、接触連星の期間は短いと推測されます。WilsonとDevinneyのコードに基づく「PhysicsOfEclipsingBinaries」（PHOEBE）インタラクティブインターフェイスを使用すると、調査したシステムの偏心が少ないことがわかります。調査したEBは、$T_1$コンポーネントと$T_2$コンポーネントの平均値がそれぞれ約5700Kと4900Kです。接触EB星の平均質量比（$q$）は$\sim$0.44です。この新しい銀河円盤サンプルは、NIREBシステムの大規模な研究への最初のアプローチです。
フラックス輸送モデルによって生成された磁場による日震パラメータの変動
| Title |
Variations_of_helioseismic_parameters_due_to_magnetic_field_generated_by_a_flux_transport_model |
| Authors |
Shaolan_Bi,_Tanda_Li,_Kang_Liu,_Jie_Jiang,_Yaguang_Li,_Jinghua_Zhang,_Xianfei_Zhang,_Yaqian_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02676 |
音速の変化は、太陽周期中の対流の基部で発見されました。これは、太陽の内部磁場を制限するために使用できます。太陽ダイナモによって生成された磁場が、日震学によって検出された音速の周期的変動につながる可能性があるかどうかを確認することを目的としています。太陽内部の磁場の基本的な構成は、バブコック-レイトン（BL）タイプのフラックス輸送ダイナモを使用して得られました。確立されたダイナモによって生成された磁場を同化することによって一次元太陽モデルを再構築し、それらが構造変数に与える影響を調べました。結果は、ダイナモによって生成された磁場が、太陽周期の間に対流層の基部で音速プロファイルの顕著な変化を引き起こすことができることを示しています。この理論的予測の詳細な特徴は、ダイナモモデルの自由パラメーターを調整することにより、太陽周期23の日震学の結果の特徴にも似ています。
LIN 358：安定した水素核融合限界を超えて降着する共生星
| Title |
LIN_358:_A_symbiotic_binary_accreting_above_the_steady_hydrogen_fusion_limit |
| Authors |
J._Kuuttila,_M._Gilfanov,_T._E._Woods,_I._R._Seitenzahl,_A._J._Ruiter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02864 |
共生星は、恒星風を介してクールに進化した巨星から白色矮星（WD）が降着する物質からなる、長期間相互作用する星です。この論文では、SMCにある共生バイナリLIN358を研究します。LIN358を面分光器WiFeSで観測し、その線発光スペクトルを取得しました。プラズマシミュレーションとスペクトル合成コードCloudyの助けを借りて、LIN358の2D光イオン化モデルを構築しました。観測結果との比較から、LIN358のWDの色温度を19eVと決定しました。ボロメータの光度$L=（1.02\pm0.15）\times10^{38}$ergs$^{-1}$であり、ドナー星からの質量損失率は$1.2\times10^{-6}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$。風力材料の太陽のH対He比を仮定すると、LIN358の付着質量分率の下限は0.31です。風ロッシュローブオーバーフローの高い質量降着効率は、WDが安定した水素核融合の上限を超えて降着しているため、最大速度$\約4\times10^{-7}$Mで質量が増加していることを意味します。$_{\odot}$yr$^{-1}$。これにより、WD光球が膨張し、色温度が低いことが説明されます。私たちの計算によると、LIN358の星周物質は、ドナー星の周りの狭い円錐を除いてほぼ完全にイオン化されており、WD放射はシステムから自由に逃げています。ただし、色温度が低いため、この発光は適度な量の中性ISMでも簡単に減衰できます。他の共生システムも同様の体制で動作している可能性があると推測され、観測されたシステムの不足を説明しています。
噴火後の生活VIII：新星の公転周期
| Title |
Life_after_eruption_VIII:_The_orbital_periods_of_novae |
| Authors |
I._Fuentes-Morales,_C._Tappert,_M._Zorotovic,_N._Vogt,_E._C._Puebla,_M._R._Schreiber,_A._Ederoclite_and_L._Schmidtobreick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02889 |
新星の噴火が激変星（CV）の長期的な進化に与える影響は、この分野で最も理解されておらず、集中的に議論されているトピックの1つです。これを改善するための重要な要素は、最も簡単にアクセスできるものである公転周期から始めて、既知の特性を持つ新星後の大規模なサンプルを確立することです。ここでは、6つのかすかな新星の新しい公転周期を報告します：XCir（3.71h）、ILNor（1.62h）、DYPup（3.35h）、V363Sgr（3.03h）、V2572Sgr（3.75h）、CQVel（2.7h）。さらに、古い新星OYAra、RSCar、V365Car、V849Oph、V728Sco、WYSge、XXTau、RWUMiの期間を改訂します。これらの新しいデータを使用し、文献で報告されている古い新星の公転周期の信頼性を批判的に検討して、更新された周期分布を確立します。バイナリスターエボリューションコードを使用して、結果として生じる角運動量損失の経験的処方と古典的処方の両方を使用して理論的な周期分布を計算します。観測データと比較すると、両方のモデルが特に3〜4時間の範囲でピークを再現できないことがわかり、周期ギャップを超えるCVの角運動量損失が完全には理解されていないことが示唆されます。
GWLeoの最初の光度曲線ソリューションと2つの接触連星システムの期間研究
| Title |
The_First_Light_Curve_Solutions_of_GW_Leo_and_Period_Study_of_Two_Contact_Binary_Systems |
| Authors |
Atila_Poro,_Afshin_Halavati,_Elahe_Lashgari,_Ali_Gardi,_Keyvan_GholizadehSoghar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02903 |
GWLeoの最初の光度曲線分析を実行し、QTBooの新しいエフェメリスを取得しました。2つの接触連星システムの現在の測光研究では、これらのシステムの公転周期は、GWレオではdP/dt=-0。06087日/年、dP/dt=-0。08309日/年の割合で減少していることがわかりました。QTブー。光度曲線の調査により、システムGWLeoは、測光質量比q=0.881+-0.030、フィルアウト係数f=3％、傾斜54.060+-0.066の弱い接触のWUMa食変光星であることがわかります。度光度曲線の最大値の非対称性として知られているオコンネル効果のため、コールドスポットが解とともに使用されます。また、距離係数の式からGWLeoの距離を465.58+-23pcとして計算します。これは、連星システムの視差を使用してGaiaDR2によって測定された量に比較的近い値です。さらに、H-R図上のそれらのコンポーネントの位置が表されます。
こぎつね座CK星の赤外分光法：過去からの非常に強力な爆発を明らかにする
| Title |
Infrared_spectroscopy_of_CK_Vulpeculae:_revealing_a_remarkably_powerful_blast_from_the_past |
| Authors |
D._P._K._Banerjee_(PRL,_India),_T._R._Geballe_(Gemini_Observatory),_A._Evans_(Keele_University),_M._Shahbandeh_(Florida_State_University),_C._E._Woodward,_R._D._Gehrz_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_S._P._S._Eyres_(University_of_South_Wales),_S._Starrfield_(Arizona_State_University),_A._Zijlstra_(University_of_Manchester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02939 |
1670-71年に噴火したこぎつね座CK星は、長い間新星の爆発と見なされていました。ただし、最近の観察では、代替シナリオを検討する必要があります。ここで報告されている禁止された鉄の線の長スリット赤外分光法は、双極葉の先端でのアンサエの高い視線速度（$\sim\pm900$〜km〜s$^{-1}$）を明らかにしました2010年にH$\alpha$で画像化されました。先端の投影された速度は約$\pm2130$〜km〜s$^{-1}$であり、円筒軸に対して以前に導出された傾斜角$65^\circ$を想定しています。双極星雲の対称性。このような高速は、CK〜Vulの膨張速度がはるかに低いという以前の報告とはまったく対照的です。先端の投影された速度と10年間のベースラインで測定された角度膨張に基づいて、CKまでの距離について$3.2^{+0.9}_{-0.6}$〜kpcの推定不確実性を伴う修正された推定値を導き出します。〜Vul。これは、1670年の爆発のピーク時の絶対等級が$M_V=-12.4^{+1.3}_{-2.4}$であったことを意味し、1670年のイベントが以前の推定よりもはるかに明るく、古典的な新星よりも明るいことを示していますまたは銀河系の恒星の合併。CK〜Vulは、新星と超新星の間の光度ギャップを埋めるオブジェクトである中間光度光学過渡現象（ILOT）のクラスに属することを提案します。低光度のILOTの噴火は合併イベントに起因しますが、高光度のILOT爆発の原因は現在不明です。
プロミネンススレッドのねじれと関連する再接続による大規模な渦運動と複数のプラスモイド放出
| Title |
Large-Scale_Vortex_Motion_and_Multiple_Plasmoid_Ejection_Due_to_Twisting_Prominence_Threads_and_Associated_Reconnection |
| Authors |
Sudheer_K._Mishra,_Abhishek_K._Srivastava,_P.F._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02950 |
ソーラーダイナミクス天文台（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）を使用して、静止極プロミネンスの特性を分析します。当初、小規模な棘のような構造が太陽円盤上に見られ、最初は垂直に成長し、その後南西の肢に向かって移動します。その後、背骨がこれらの棘を接続し、隆起の上部で明らかな回転運動を観察します。これらの見かけの回転運動は、冷たいプラズマと磁気ねじれを伝達することにより、フィラメントの進化と成長に重要な役割を果たす可能性があります。大規模な渦運動は、隆起の上部で明らかであり、その中の渦巻き状の構造で構成されています。フットポイントのスローモーションは、磁気シアーによってプロミネンスの脚をねじり、2種類の磁気リコネクションを引き起こします。内部再接続は、抵抗膜引き裂きモードの不安定性によって開始され、細長い電流シートに複数のプラズモイドが形成されます。推定成長率は0.02〜0.05であることがわかりました。磁気リコネクションは、現在のシートを短時間加熱します。ただし、磁気リコネクションによるエネルギー放出のほとんどは、周囲の低温で高密度のプラズマによって吸収され、プラズモイドの放出を加速するために使用されます。複数のプラズモイド放出は、現在のシートを破壊します。したがって、磁気アーケードはXポイントの近くで崩壊します。反対方向の磁気アーケードは、隆起の南のセグメントと再接続する可能性があり、細長い薄い電流シートが形成されます。この外部再接続は、プロミネンスの噴火を引き起こします。
マルチライン観測を用いたCクラス太陽フレアの物理的パラメータの層別化
| Title |
Stratification_of_physical_parameters_in_a_C-class_solar_flare_using_multi-line_observations |
| Authors |
Rahul_Yadav,_C._J._D._Baso,_J._de_la_Cruz_Rodr'iguez,_F._Calvo,_and_R._Morosin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02953 |
2019年5月6日にNOAAAR12740で発生した、C2クラスの太陽フレアの高解像度およびマルチライン観測を提示します。フレアの上昇、ピーク、および減衰フェーズは、CaIIで継続的かつ準同時に記録されました。CHROMIS機器とのKライン、SSTのCRISP機器とのCaII8542およびFeI6173\AAライン。彩層CaII線での観測は、フレアのフットポイントの近くで強い明るさを示しています。これらの場所では、非LTE反転コードを使用して、フレア大気中の温度、磁場、見通し内（LOS）速度、および微視的乱流速度の成層を推測しました。フレアのピーク時間中、LOS速度は、上部彩層と下部彩層のフレアフットポイントの周りにそれぞれ上向きと下向きの両方の流れを示します。さらに、フレアポイントでのLOS磁場の時間分析では、最大600Gの変化が見られます。フレア後、LOS磁場は非フレア値まで減少し、永続的または段階的な変化は見られません。温度、LOS磁場、および速度に対する応答関数の分析は、CaII線がフレア大気のより深い層（すなわち、log_t〜-3）に対して強化された感度を示すのに対し、非フレア大気の場合、それらは主にlog_t〜-4付近で敏感です。フレアフットポイントでのLOS磁場の見かけの増加の一部は、磁場強度が比較的強い、より深い層でのCaII8542\AA線の感度の増加に起因する可能性があることを示唆しています。残りは、フレア中の磁場の再構成が原因である可能性があります。私たちの観測は、それほど強くないCクラスのフレアでさえ、光球に影響を与えることなく、主にフレアの足元で、太陽彩層のより深い層を加熱できることを示しています。
表面張力：加速膨張、一致問題、ハッブル張力
この論文では、宇宙の加速膨張について物理的に説明し、ハッブル定数測定の不一致の間の緊張を緩和します。オイラーコーシー応力原理により、宇宙の膨張の研究で企図されている表面力の考慮の欠如に関する論争を特定します。エネルギー保存の方程式を使用して、時空ファブリックを変更する新しい効果を区別します。提案された仮説から得られた動的方程式は、いくつかのテスト可能な天体物理学的予測とは対照的です。この論文はまた、ダークエネルギーの原因となる粒子や流体が見つからなかった理由を説明し、宇宙論的一致問題を明らかにします。これらの説明は、非物理的な意味のエキゾチック物質の存在を想定したり、アインシュタインの場の方程式を修正したりすることなく達成されます。
ステライルニュートリノ暗黒物質と$ \ Delta N _ {\ rm eff} $の親密な関係
| Title |
Intimate_Relationship_Between_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_and_$\Delta_N_{\rm_eff}$ |
| Authors |
Kevin_J._Kelly,_Manibrata_Sen,_Yue_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02487 |
自己相互作用ニュートリノ仮説は、ステライルニュートリノ暗黒物質の起源と間接的な検出の制約との間の緊張に対処するために十分に動機付けられています。それはまた、実験室から宇宙への多くのテスト可能な信号をもたらす可能性があります。サブMeV質量のマヨロンのようなスカラーによって媒介されるニュートリノ自己相互作用のモデルを調査し、ステライルニュートリノ暗黒物質の遺物密度を説明することは、特に初期宇宙における余分な放射の量の下限を意味することを示しますCMBエポックでの$\DeltaN_{\rmeff}>0.12$。この下限は、アテナ天文台での改良された$X$線検索によってさらに強化されます。このような親密な関係は、今後のCMB-S4プロジェクトによって明確にテストされます。
非最小の四次インフレーションを伴う暗黒物質とマヨラナニュートリノ質量の重力起源
| Title |
Gravitational_origin_of_dark_matter_and_Majorana_neutrino_mass_with_non-minimal_quartic_inflation |
| Authors |
Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Abhijit_Kumar_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02489 |
成功した四次膨張、初期宇宙での暗黒物質（DM）生成、およびプランク抑制演算子によるグローバルレプトン数対称性の明示的な破れによる消えない小さなマヨラナニュートリノ質量の一般的な重力起源を提案します。混沌としたインフレーションの四次バージョンは、重力への非最小結合によって正常に復活しますが、初期の宇宙でのDMの生成は、{\itmisalignment}メカニズムによる純粋な重力効果から行われます。このような古典的なミスアラインメントメカニズムは、スカラー暗黒物質場の重力への非最小結合が原因で発生します。インフラトンの非最小結合に応じて、重力のメートル法とパラティーニ形式の両方を考慮し、関連する結合ボルツマン方程式のセットを解くために、両方の場合の適切な等角係数を考慮します。古典的生成が量子生成よりも支配的である軽いDMレジームに限定して、DMの四次結合と非最小結合に応じて、質量が数keVから数百MeVの範囲のスカラーDMが遺物と一致することを示します。密度要件。また、インフレセクターの関連パラメーターに対するDM現象学の重要な依存関係も得られます。インフレパラメータへの依存性をさらに調査するために、最新のデータと一致する他の2つのインフレモデルに対して同じメカニズムを使用してDM遺物を推定し、これらのモデルの1つが数百TeVまでの異なる範囲のDM質量を予測することを示します。
暗黒物質の依存性-銀河系暗黒物質の速度分布への電子散乱
暗黒物質-電子散乱の速度は、暗黒物質ハローの基礎となる速度分布に依存します。重要なことに、暗黒物質-電子散乱は、さまざまな暗黒物質ハローモデル間で大幅に異なる高速テールに特に敏感です。この作業では、主要なハローモデルを要約し、それらに入力されるさまざまなパラメーターについて説明します。最近の調査と測定に基づいて、これらのパラメーターの値を更新することをお勧めします。さらに、暗黒物質-電子散乱率のハローモデルとパラメーターの選択への依存性を定量化し、これらの選択が予測された断面積の限界にどのように伝播するかを示します。速度は、円速度v0の変化に最も敏感です。シリコンターゲットでは、レート予測の変化は、接触相互作用の場合はO（0.01％）からO（100％）まで、長距離相互作用の場合はO（10％）からO（100％）までの範囲であることがわかります。
アインシュタインとヨルダンのフレームの宇宙定数による一般相対性理論と$ f（R）$修正重力の研究
| Title |
Study_of_General_Relativity_and_$f(R)$_Modified_Gravity_with_Cosmological_Constant_for_Einstein_and_Jordan_Frames |
| Authors |
C._D._Peralta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02524 |
この論文は、メートル法の修正された重力理論のクラスにおけるインフレのおもちゃモデルを調査します。標準的な手順（ジョーダンフレームで非線形ラグランジアン$f（R）$を想定）の代わりに、アインシュタインフレームの単純な{\phi}^2ポテンシャルから開始し、対応する$f（R）を調べます。前の写真の$。このようなアプローチは、多くの新しい情報、つまり線形ラグランジアンを使用した自己終了インフレーションソリューション、そのような理論の安定性の堅牢な基準、Ricciスカラー$R$の動的有効ポテンシャル、アドホックの追加をもたらします。アインシュタインフレームの宇宙定数は、この物理システムの熱力学的解釈につながり、その（メタ）安定性と進化に関するさらなる洞察を可能にします。
AdvancedLIGOからの重力波（GW）データの分析は、GWのソースとしてのブラックホール連星の各コンパニオンの質量を提供します。観測は、ブラックホール連星に対応するイベントの質量が天体物理学のブラックホールの質量よりはるかに大きいことを明らかにしています。この作業では、LIGOイベントのソースとして原始ブラックホール（PBH）を提案します。暗黒物質の$100\％$がPBHでできていると仮定すると、これらのオブジェクトがバイナリを作成し、マージして、赤方偏移の関数としてGWを生成する速度を推定します。PBHによるGWの重力レンズ効果も、ひずみの振幅を高めることができます。バイナリPBHから供給されたGWをシミュレートし、Livingston検出器とHandford検出器の両方の検出しきい値を$S/N>10$にします。PBHの対数正規質量関数の場合、イベントの予想される分布を生成し、結果を観測されたイベントと比較して、質量関数パラメーターの最適な値を見つけます（つまり、$M_c=25M_\odot$および$\sigma=0.6$）対数正規質量関数。予想されるイベント数と観測されたイベント数を比較すると、すべての暗黒物質がPBHでできていると仮定しても、観測されたGWイベントを生成するには不十分であり、天体物理学的ブラックホールが観測されたGWイベントに大きく寄与するはずです。
シングルフィールドモデルからのマルチフィールドインフレ
| Title |
Multi-field_inflation_from_single-field_models |
| Authors |
Martin_Bojowald,_Suddhasattwa_Brahma,_Sean_Crowe,_Ding_Ding,_Joseph_McCracken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02843 |
量子化は、変動、相関、および状態のより高いモーメントによって与えられる、古典的な理論には現れない独立した自由度を意味します。結果として生じる動的システムの体系的な導出は、単一フィールドインフレーションモデルのガウスに近い状態の宇宙論的アプリケーションでここに提示されます。結果として、単一フィールドのヒッグスインフレーションは、インフラトンの期待値と相互作用する変動フィールドの特定の可能性を持つマルチフィールドモデルになることによって、観測的に実行可能になります。重要なことに、半古典的量子ダイナミクスの非断熱法は、スローロールインフレーションの適切な初期条件を設定できる重要なフェーズを明らかにし（不確定性関係と組み合わせて）、観測的に好ましい数のeフォールドの後にインフレーションを終了します。相互作用ポテンシャルの新しいパラメーターは、基礎となるバックグラウンド状態のプロパティから導出され、バックグラウンドの非ガウス性がインフレーションの観測機能にどのように影響するか、または逆に、観測を使用してインフラトンの量子状態を理解する方法を示します。
スケールに依存するSchwarzschild-deSitterブラックホールの準正規スペクトル
| Title |
Quasinormal_spectra_of_scale-dependent_Schwarzschild-de_Sitter_black_holes |
| Authors |
Grigoris_Panotopoulos_and_Angel_Rincon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.02860 |
量子重力への現在のアプローチの1つであるスケール依存重力のフレームワークで、Schwarzschild-deSitterジオメトリのスカラー、ディラック、および電磁摂動の準正規スペクトルを計算します。広く使用されているWKB半古典近似を採用して、角度度のスペクトル、倍音数、および固定ブラックホール質量と宇宙定数のスケール依存パラメーターへの影響を調査します。数値結果を表にまとめ、視覚化を向上させるために、グラフでも表示します。すべてのモードが安定していることがわかります。私たちの調査結果は、周波数の実数部と虚数部の両方が、古典的な幾何学からの偏差を測定するパラメーター$\epsilon$で増加することを示しています。したがって、スケールに依存する重力の枠組みでは、モードは、古典的な対応物と比較して、より速く振動および減衰します。
ガリレイ不変のゼロ温度ギンツブルグ-ランダウモデルを使用して、2つの結合された共存超流動凝縮体（一方は中性、もう一方は帯電）の基底状態特性を研究します。このフレームワークは、荷電成分と中性成分の相互作用する凝縮物質混合物に適用できますが、陽子と中性子凝縮物が非散逸エントレインメントを介して結合される中性子星コアの核物質に焦点を当てます。ギンツブルグ-ランダウエネルギー汎関数をスキルミオン相互作用に接続することにより、中性子星内部の現実的なマイクロスケールの記述を提供し、磁場の存在下での超伝導陽子の基底状態を推定します。核密度を制御パラメーターとして使用して、6つの代表的なスキルミオンモデルの超伝導状態図を作成し、中性子星コア全体の微物理的磁束分布を明らかにします。状態図はかなり複雑で、ほとんどの相転移の位置は数値計算によってのみ決定できます。それにもかかわらず、この研究で検討されたすべての状態方程式について、外核の多くは、一般的に想定されているタイプIIの超伝導ではなく、タイプ1.5の超伝導を示すことがわかります。局所磁場強度$\lesssim10^{14}\、\text{G}$の場合、磁束は不均一に分布し、磁束管の束は磁束のないマイスナー領域によって分離されます。このタイプ1.5相と内核のタイプI領域との間の遷移を決定するための新しい基準を提供します。
重力波源は、重力の強い場、動的、非線形の側面を調べるための独自のテストベッドを提供します。この章では、重力波を用いた一般相対性理論のテストの現状と将来の展望について簡単に説明します。特に、3つの理論にとらわれないテスト（パラメーター化されたテスト、インスパイラル-マージャー-リングダウン整合性テスト、および重力波伝搬テスト）に焦点を当て、そのようなテストを重力の修正理論の例に適用する方法を説明します。重力波による重力のより正確なテストを実行するために解決する必要があるいくつかの未解決の質問を与えることによって結論を下します。
マルチメジャーモデルの特殊なケース-長期のインフレを理解する
リーマンメジャーと非リーマンメジャーの両方を含むようにアクションを変更するマルチメジャーモデル（MMM）は、実行可能な宇宙進化シナリオを生成できることが証明されています。この記事では、マルチメジャーモデルの2つの特殊なケースを検討します。この場合、ラグランジアンの非線形性の一部を削除するか、2つの運動項を完全に分離します。必要な進化段階をまだ得ることができるが、さらに、両方の場合で初期インフレの十分な数のe-foldを得ることができることを数値的に示します。さらに、モデルを超膨張モデルと接続し、2つのスカラー場間の相互作用から異なるエポックがどのように生まれるかを調査します。また、フィールド空間での2つのスカラーの複雑な動きによって延長される、動的に誘発されるスローロールエポックがあることも示しています。最後に、音の断熱速度は想像上のものになる可能性がありますが、音の位相速度は1に等しいことを示します。
| Title |
Archival_searches_for_stellar-mass_binary_black_holes_in_LISA |
| Authors |
Becca_Ewing,_Surabhi_Sachdev,_Ssohrab_Borhanian,_B.S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.03036 |
恒星質量のブラックホール連星は、地上の重力波検出器のオーディオバンドに現れる前に、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の周波数バンドを数か月から数年にわたって掃引します。毎年$500\、\mathrm{Mpc}$の距離まで、これらのイベントが数十回発生すると予想されます。これらの近距離でも、このようなソースのLISA信号対ノイズ比は小さすぎて、ブラインド検索では自信を持って検出できません。ただし、LISAの時点で動作すると予想される次世代の地上重力波検出器は、数千の信号対雑音比でそれらを観測し、それらのパラメーターを非常に正確に測定します。地上の検出器によるこれらのソースのこのような忠実度の高い観測は、毎年LISAデータから数十の信号を掘り起こすアーカイブ検索に役立つことを示しています。
