ETHOS-構造形成の効果的な理論：宇宙の夜明けに対する暗い音響振動の影響
| Title |
ETHOS_--_An_Effective_Theory_of_Structure_Formation:_Impact_of_Dark_Acoustic_Oscillations_on_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Julian_B._Mu\~noz,_Sebastian_Bohr,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Jes\'us_Zavala,_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05333 |
宇宙の夜明けの間の21cmの水素線の今後のデータ（$z\sim10-30$）は、最初の銀河の天体物理学の理解に革命をもたらすでしょう。ここでは、これらの同じ測定値を利用して、小規模で暗黒物質（DM）の性質について学習する方法に関するケーススタディを紹介します。構造形成の効果的な理論（ETHOS）パラダイムに焦点を当て、幅広いDM微物理をカバーする一連のシミュレーションを実行し、$N$-bodyシミュレーションの出力を専用の21cmシミュレーションに接続して、21の進化を予測します。-宇宙の夜明け全体にわたるcm信号。グローバル信号と21cmのパワースペクトルの両方を対象とする天文台は、調査するすべてのETHOSモデルに敏感であり、抑制波数が$k\約300\、h/$Mpc、よりも小さい場合、CDMと区別できることがわかります。現象論的モデルでフィードバックを説明する場合でも。これは、ライマン-$\alpha$フォレストを含む他のデータセットによって現在制約されているものよりも、1桁小さい共動スケールです。さらに、21cmの前向き検出で小規模なパワーの不足が確認された場合、強い暗黒音響振動を伴うETHOSモデルは、ウォームダークマターの純粋な抑制と区別できることを示し、21cmのデータのパワーを理解できることを示しています。最小の物理的スケールでのDMの動作。
宇宙のウェブフィラメントからの積み重ねられたX線放射の最初の検出
ROSATデータで宇宙ウェブフィラメントからのX線放射の最初の統計的検出を報告します。SloanDigitalSkySurvey（SDSS）調査で特定された、長さが30Mpcから100Mpcの範囲の0.2<z<0.6の15,165本のフィラメントを選択しました。ROSATからのX線カウントレートマップをフィラメントの周りに積み重ねました。ただし、質量が約3*10^13Msunを超える分解された銀河団とクラスター、およびROSAT、Chandra、およびから検出されたX線点光源は除外されています。XMM-ニュートン観測。積み重ねられた信号により、0.56〜1.21keVのエネルギー帯域で4.2シグマの有意性で宇宙フィラメントからのX線放射が検出されます。信号は、天体プラズマ放射コード（APEC）モデルを想定して、平均ガス温度が0.9（+1.0-0.6）keV、ガスの過密度が約30のフィラメントコア領域の高温ガスからの放射として解釈されます。フィラメントの中心に。さらに、約2,000フィラメントのSRG/eROSITAデータをスタックすると、平均ガス温度が約0.3keVであっても、X線信号の約5シグマ検出につながることを示します。
流体力学シミュレーションにおけるハローの質量と濃度の宇宙論依存性
$15$を超えるさまざまな宇宙論にまたがる一連のマグネティックス宇宙論的流体力学的シミュレーションを採用し、臨界過密度$\Delta_\texttt{vir}について、$z=0-1$の間のすべての十分に分解されたハローの質量と濃度を抽出します。\Delta_{200c}、\Delta_{500c}、\Delta_{2500c}$および平均過密度$\Delta_{200m}。$最初の質量濃度（Mc）関係と希薄性関係（つまり$M_{\Delta1}-観測研究のツールとして、質量、赤方偏移、および宇宙論的パラメーター$\Omega_m、\Omega_b、\sigma_8、h_0$によってモデル化された流体力学的シミュレーションのM_{\Delta2}$質量変換）。また、Mc関係の散布図とNFW密度プロファイルの仮定が、スパース性関係の不確実性に与える影響を定量化します。Mc関係を使用して質量を変換すると、想定されるNFW密度プロファイルからの偏差に起因する追加の分数散乱（$\約4\％$）が発生することがわかります。このため、赤方偏移と宇宙論的パラメーターに依存する直接的な質量-質量変換関係の適合を提供します。このホワイトペーパーで紹介するあらゆる種類の変換を実行するPythonツールであるhydro\_mcパッケージをリリースします。
初期宇宙のらせん乱流からの重力波の円偏波
直接数値シミュレーションを実行して、駆動（定常）および減衰乱流を含むさまざまな初期条件について、初期宇宙のらせん（キラル）乱流源からの重力波の正味円偏波を計算します。磁気的または速度論的に駆動される場合など、さまざまな乱流発生を想定して、結果として生じる重力波信号を調査します。初期宇宙の現実的な物理的条件下で、重力波の合計（すべての波数にわたって積分された）偏光度を初めて数値的に計算します。スペクトル偏光度は初期条件に強く依存することがわかります。スペクトル偏光度のピークは、予想どおり、ソースの通常の波数の2倍で発生し、完全にらせん状に減衰する乱流の場合、ピークでのみ最大（100％）に達します。乱流源の時間的進化と結果として生じる重力波を決定し、それらのスペクトルエネルギー密度への支配的な寄与が源の活性化の直後に起こることを示します。乱流の人為的に延長された減衰によってのみ、重力波の振幅をさらに増加させることができます。正味の分極の検出の見通しを推定し、その検出には、初期宇宙で発生する可能性のあるパリティ違反の原因に関するクリーンな情報（生成メカニズム、時間、強度など）が含まれていると主張します。
BeyondPlanckI。プランク低周波機器データのグローバルベイズ分析
| Title |
BeyondPlanck_I._Global_Bayesian_analysis_of_the_Planck_Low_Frequency_Instrument_data |
| Authors |
BeyondPlanck_Collaboration:_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_J._R._Eskilt,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_A._Mennella,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_M._San,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05609 |
BeyondPlanckプロジェクトを動機、方法論、主な製品の観点から説明し、各結果をより詳細に説明する一連のコンパニオンペーパーへのガイドを提供します。ESAのプランクミッションの経験に直接基づいて、プランク低周波機器（LFI）観測用の完全なエンドツーエンドのベイズ分析フレームワークを実装します。主な生成物は、結合事後分布P（omega|d）です。ここで、omegaは、すべてのフリーインストルメンタル（ゲイン、相関ノイズ、バンドパスなど）、天体物理学（シンクロトロン、フリーフリー、熱ダスト放出など）のセットを表します。および宇宙論的（CMBマップ、パワースペクトルなど）パラメーター。このアプローチのいくつかの注目すべき利点は、不確実性のシームレスなエンドツーエンドの伝播です。不確実な量ごとに最も自然な基礎での天体物理学的効果と機器効果の両方の正確なモデリング。さまざまな分析ステップ間の中間的な人間の相互作用をほとんどまたはまったく必要とせずに、最適化された計算コスト。1つのフレームワーク内の分析プロセス全体の完全な概要。このフレームワークの実際的なデモンストレーションとして、LFI44GHzチャネルに特に注意を払いながら、特に低lCMB偏波再構成に焦点を当てます。現在の処理ではまだ説明されていないが、将来の作業で対処する必要がある重要な残留系統的影響の証拠を見つけます。これらには、30GHzと44GHzでの1/f相関ノイズモデルの内訳、および44GHzでの南銀河半球のスキャン整列ストライプが含まれます。ただし、北半球では、すべての結果がLCDMモデルと一致していることがわかり、再電離光学的厚さをタウ=0.067+/-0.016に制限し、低解像度のカイ2乗確率が16を超えます。％。限界CMBダイポール振幅は3359.5+/-1.9uKです。（要約）
メートル法による予熱による原始ブラックホール：エクスカーションセットアプローチにおける質量分率
| Title |
Primordial_black_holes_from_metric_preheating:_mass_fraction_in_the_excursion-set_approach |
| Authors |
Pierre_Auclair_and_Vincent_Vennin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05633 |
メートル法の予熱中に生成された原始ブラックホール（PBH）の質量分布を計算します。インフレーション後、その潜在的な底部でのインフラトンの振動は、ブラックホールに崩壊する可能性のある小規模なスカラー摂動のパラメトリック共鳴不安定性を引き起こします。PBHの質量分布を計算するために文献で開発されたさまざまな手法を教育学的な方法で検討した後、エクスカーションセットアプローチに焦点を当てます。時々遭遇する特異点のないヴォルテラ積分方程式を導き出し、それをメートル法の予熱の場合に適用します。不安定性が停止するエネルギー密度$\rho_\Gamma$が、インフレが終了するエネルギー密度$\rho_\mathrm{end}$よりも十分に小さい場合、つまり$\rho_\Gamma^{の場合1/4}/\rho_\mathrm{end}^{1/4}<10^{-5}（\rho_\mathrm{end}^{1/4}/10^{16}\mathrm{GeV}）^{3/2}$の場合、振動フェーズの終了時にPBHがユニバースコンテンツを支配します。これは、arXiv：1907.04236の以前の分析を確認します。「クラウドインクラウド」メカニズムを適切に説明することにより、質量分布は以前に考えられていたよりも低質量で抑制され、インフレーションの終わりにハッブル質量より数桁上にピークに達することがわかります。ピーク質量は$10$gから恒星の質量までの範囲であり、私たちが議論するさまざまな可能な宇宙論的影響を引き起こします。
Horndeskiモデルの準静的近似へのさまざまなアプローチの比較
| Title |
Comparison_of_different_approaches_to_the_quasi-static_approximation_in_Horndeski_models |
| Authors |
Francesco_Pace,_Richard_Battye,_Emilio_Bellini,_Lucas_Lombriser,_Filippo_Vernizzi,_Boris_Bolliet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05713 |
修正重力の準静的近似（QSA）は、さまざまな方法で適用できます。この近似を以下に適用することに基づいて、3つの異なる分析定式化を検討します。（1）場の方程式。（2）2つのメトリックポテンシャルの方程式。（3）状態方程式（EoS）アプローチ内で導出されたアトラクタソリューションの使用。Horndeskiモデルのフレームワーク内で、有効重力定数（$\mu$）とスリップパラメーター（$\eta$）に関するこれらの実装の信憑性を評価します。特に、一連のモデルについて、宇宙論的観測量、つまり、QSAを使用して計算された物質パワースペクトルとCMB温度およびレンズ角パワースペクトルを正確な数値解と比較します。そのために、新しく開発されたCLASSコードのブランチQSA_classを使用します。3つのアプローチはすべて、非常に小規模で正確に一致します。通常、3つのアプローチすべてが同じ結果をもたらす$f（R）$モデルを除いて、準静的近似は大規模な数値計算とは異なることがわかります（$k\lesssim3-4\times10^{-3}\、h\、{\rmMpc}^{-1}$）。宇宙論的観測量は、フィールド方程式とEoSに基づくアプローチでは、数個のオーダーのスケール${\rmK}=k/H_0$まで1％以内で再現され、$\ell>5$です。また、$\mu$と$\eta$のスケール依存式を小さなスケールの値に関して使用しても、感知できるほどの違いは見られません。これは、形式と結論が信頼性が高く、堅牢であることを示しており、形式主義の適用可能性。ポテンシャルの方程式から導出された式の適用性が限られている理由について説明します。私たちの結果は以前の分析的推定と一致しており、QSAが信頼できるツールであり、現在および将来の観測と比較して$\Lambda$CDMを超えてモデルを制約できることを示しています。
ガラスのような分布を参照サンプルとして使用した、改善された2点相関関数の推定
| Title |
Improved_two-point_correlation_function_estimates_using_glass-like_distributions_as_a_reference_sample |
| Authors |
Federico_D\'avila-Kurb\'an,_Ariel_G._Sanchez,_Marcelo_Lares,_Andr\'es_N._Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05747 |
2点相関関数のすべての推定量は、ランダムカタログ、つまり調査の選択関数に続く固有のクラスタリングのない点のセットに基づいています。高精度の推定では、大きなランダムカタログを使用する必要があり、これは高い計算コストを意味します。標準のランダムカタログを、パワースペクトル$P（k）\proptok^4$によって特徴付けられ、同じ数のポアソン分布よりも大幅に少ないパワーを示すガラスのような点分布またはガラスカタログに置き換えることを提案します。平均粒子間分離よりも大きいスケール上の点。これらの分布は、バリオン音響振動（BAO）の研究で一般的に使用されるゼルドビッチ再構成の手法を繰り返し適用することによって取得できることを示します。ガラスカタログの使用に適合した相関関数の広く使用されているLandy-Szalay推定量の修正バージョンを提供し、そのパフォーマンスをランダムサンプルを使用して得られた結果と比較します。私たちの結果は、ガラスのようなサンプルがポアソン分布を使用して得られた結果に関してバイアスを追加しないことを示しています。ガラスカタログの平均粒子間分離よりも大きいスケールでは、修正された推定量により、標準のLandy-Szalay結果に対してLegendre多重極$\xi_\ell（s）$の分散が大幅に減少します。同じ数のポイント。相関関数で所定の精度を達成するために必要なガラスカタログのサイズは、ランダムサンプルを使用する場合よりも大幅に小さくなります。ガラスカタログを作成するためのわずかな追加コストを考慮しても、それらを使用すると、高精度の要件を維持しながら、将来の調査の構成空間クラスタリング分析の計算コストを大幅に削減するのに役立つ可能性があります。
クエーサーマイクロレンズ研究におけるレンズの質量スペクトルの影響。原始ブラックホールと星の混合集団に対する制約
| Title |
The_Impact_of_the_Mass_Spectrum_of_Lenses_in_Quasar_Microlensing_Studies._Constraints_on_a_Mixed_Population_of_Primordial_Black_Holes_and_Stars |
| Authors |
A._Esteban-Guti\'errez_(1,2),_N._Ag\"ues-Paszkowsky_(1,2),_E._Mediavilla_(1,2),_J._Jim\'enez-Vicente_(3,4),_J._A._Mu\~noz_(5,6),_S._Heydenreich_(7) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05751 |
質量スペクトルに従って分布した点マイクロレンズの母集団によって誘発されたクエーサーマイクロレンズ倍率統計は、単一質量の「単色」母集団の統計によって非常によく近似できることを示します。アインシュタイン半径と比較して空間分解能（ソースサイズによって物理的に定義される）が小さい場合、単色集団の質量は、質量スペクトルの幾何平均と一致します。それ以外の場合、最適な質量は大きくなる可能性があります。幾何平均による縮退を考慮に入れて、原始ブラックホールと星の混合集団の仮説の下でのクエーサーマイクロレンズ観測の解釈は、中間質量ブラックホールのかなりの集団の存在を作ります（$\sim$100$M_\odot$）可能性は低いですが、2$\sigma$の信頼区間内で、星下ブラックホール（$\sim$0.01$M_の大規模な集団（総質量の$\gtrsim40\％$）の存在を許可します。\odot$）。
DESIを使用した重力理論のテスト：推定量、予測、およびシミュレーション要件
| Title |
Testing_the_theory_of_gravity_with_DESI:_estimators,_predictions_and_simulation_requirements |
| Authors |
Shadab_Alam,_Alejandro_Aviles,_Rachel_Bean,_Yan-Chuan_Cai,_Marius_Cautun,_Jorge_L._Cervantes-Cota,_Carolina_Cuesta-Lazaro,_N._Chandrachani_Devi,_Alexander_Eggemeier,_Sebastien_Fromenteau,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_Vitali_Halenka,_Jian-hua_He,_Wojciech_A._Hellwing,_Cesar_Hernandez-Aguayo,_Mustapha_Ishak,_Kazuya_Koyama,_Baojiu_Li,_Axel_de_la_Macorra,_Jennifer_Menesses_Rizo,_Christopher_Miller,_Eva-Maria_Mueller,_Gustavo_Niz,_Pierros_Ntelis,_Matias_Rodriguez_Otero,_Cristiano_G._Sabiu,_Zachary_Slepian,_Alejo_Stark,_Octavio_Valenzuela,_Georgios_Valogiannis,_Mariana_Vargas-Magana,_Hans_A._Winther,_Pauline_Zarrouk,_Gong-Bo_Zhao,_Yi_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05771 |
その発見の直後に、一般相対性理論（GR）は、私たちの宇宙の振る舞いを最大のスケールで予測するために適用され、後に現代の宇宙論の基礎となりました。その有効性は、太陽系からブラックホールの併合まで、さまざまな規模と環境で検証されています。しかし、宇宙論的スケールでのGRの実験的確認は、これまでのところ期待される精度に欠けていました。これらのスケールでのアプリケーションは、主に外挿に基づいており、予期しない宇宙の加速の陰でその妥当性が疑問視されることがあります。DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）など、観測可能な宇宙のかなりの部分にわたる銀河の分布と進化を調査する将来の天文機器は、重力の指紋を測定できるようになり、それらの統計力により、GRの代替案に対する強い制約が可能になります。。この論文では、一連の$N$-bodyシミュレーションと模擬銀河カタログに基づいて、2つのよく研究された修正重力モデルであるカメレオン$f（R）で、線形赤方偏移歪みを超えた多くの従来および新規の推定器の予測を研究します。）$重力とブレーンワールドモデル、およびDESIを使用してGRからのこれらの偏差をテストする可能性。これらの推定量は、2点以上の統計、環境依存性、赤方偏移空間の歪み、弱いレンズ効果など、銀河とその下にある暗黒物質場のさまざまな統計特性を採用しています。GRを前例のない精度でテストするための有望な力を持っていることがわかります。将来の主な課題は、GRモデルと代替モデルの両方の現実的なシミュレーションベースの模擬銀河カタログを作成して、DESI調査の統計力を十分に活用し、主要な体系的効果の影響をよりよく理解することです。これらを使用して、DESIを使用した重力テストの将来のシミュレーションと分析のニーズを特定します。
電弱緩和の重力試験
新しい強く相互作用するベクトルのようなフェルミ粒子の閉じ込めによって逆反応ポテンシャルが生成される場合に焦点を当てて、膨張中に緩和メカニズムを介して電弱スケールが安定化されるシナリオを検討します。再加熱温度が十分に高く、新しい強い相互作用の制限が解除されると、逆反応の障壁がなくなり、宇宙は2番目の緩和段階を経ます。この段階は、温度が十分に低下して逆反応が再び形成されると停止します。2番目の緩和フェーズが電弱スケールの安定化の成功を損なうことのないパラメーター空間の領域を特定します。さらに、第2緩和相を終了する逆反応電位の生成は、強力な一次相転移に関連付けることができます。次に、そのような遷移が将来の干渉計実験の検出可能性の範囲で重力波信号を生成できる場合を研究します。
nHZ周波数範囲でのNANOGravコラボレーションによる重力波（GW）信号の最近の発見は、確率的GWの存在への扉を開きました。本研究では、高温の高密度ニュートリノ非対称プラズマでは、ニュートリノ数密度の生成の数密度の有限差分によって引き起こされる不安定性のために、GWが生成される可能性があると主張しました。生成されたGWは、NANOGrav観測の感度範囲の振幅と周波数を持っています。このメカニズムによって生成されたGWは、観測されたNANOGrav信号の考えられる説明の1つである可能性があることを示しました。また、ニュートリノが自由なストリーミング体制に入るときにGWが生成される、不均一な宇宙論的ニュートリノプラズマにおけるGWの他の生成メカニズムについても説明しました。不均一なニュートリノプラズマで生成されたGWは、観測されたNANOGrav信号を説明できないことを示します。
| Title |
Testing_the_equivalence_principle_on_cosmological_scales_using_the_odd_multipoles_of_galaxy_cross-power_spectrum_and_bispectrum |
| Authors |
Obinna_Umeh,_Kazuya_Koyama,_Robert_Crittenden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05876 |
一般相対性理論の基礎の1つは、等価原理です。ただし、等価原理の有効性は、標準的な物質分野の太陽系スケールでのみ確立されています。この結果は、宇宙論的スケールで重力ダイナミクスを支配する非標準物質場に当てはまると仮定することはできません。ここでは、銀河のクロスパワースペクトルとバイスペクトルの奇数多重極を使用して、非標準物質場の宇宙論的スケールで等価原理をテストする方法を示します。このテストは、過去の光円錐のパリティ違反の一般相対論的変形による銀河のクロスパワースペクトルとバイスペクトルの刻印を利用し、銀河がバリオンと冷たい暗黒物質でできているテスト粒子として扱われることを前提としています。等価原理がバリオンと暗黒物質の間で成り立たない場合、この仮定はゼロ以外の銀河-バリオン相対速度につながります。HI強度マッピング/Halpha銀河調査のクロスパワースペクトルとHalpha銀河調査のバイスペクトルを使用して、相対速度を銀河速度の25％未満に制限できることを示します。
2DFFTLOG形式を使用した異方性銀河の3点相関関数多重極の最適計算
| Title |
Optimal_computation_of_anisotropic_galaxy_three_point_correlation_function_multipoles_using_2DFFTLOG_formalism |
| Authors |
Obinna_Umeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05889 |
宇宙論的パラメーターの推論に異方性3点相関関数（3PCF）を使用することを妨げる、2つの重要な問題を研究します。計算による推定の難しさと高次元性です。すべての角度依存性の多重極分解によって、高次元性がどのように大幅に低下するかを示します。これにより、異方性3PCFの多重極モーメントとその共分散行列の完全な式を、平面平行限界の各多重極で次元が9から2に減少することに基づいて導出できます。2DFFTLog形式を使用して、バイスペクトルと2つの高度に振動する球ベッセル関数の積に対する二重運動量積分を持つ多重極モーメントと、3つの銀河パワースペクトルと4つの高度に振動する球の組み合わせに対する二重運動量積分との共分散を示します。ベッセル関数は最適に計算できます。
$ N_ \ mathrm {field} = 2 $を超えるマルチフィールドインフレ：非ガウス性と単一フィールド有効理論
| Title |
Multifield_inflation_beyond_$N_\mathrm{field}=2$:_non-Gaussianities_and_single-field_effective_theory |
| Authors |
Lucas_Pinol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05930 |
この記事では、観測可能な曲率摂動$\zeta$と$N_\mathrm{fieldの観点から、インフレーション中の任意の数の$N_\mathrm{field}$の線形力学と3次相互作用を詳細に研究します。}-1$エントロピー変動、分析作業により適した選択。摂動の線形運動方程式では、フィールド空間のスカラー曲率だけを含む項を超えた豊富な幾何学的効果を明らかにします。これは、フィールド空間の次元が大きい場合のスカラー場の非標準的な運動構造に由来します。2つより。さらに、ローカルエントロピー基底の高速回転により、エントロピー質量行列の固有値が負になり、$N_\mathrm{field}\geqslant3$の場合にバックグラウンドダイナミクスが不安定になる可能性があることを示します。また、断熱変動とエントロピー変動の間の立方相互作用のサイズをマニフェストにレンダリングする方法についても説明し、これまでの作業を任意の数の相互作用フィールドに拡張します。私たちの一般的な形式の最初の分析的応用として、すべてのエントロピー変動が統合されるのに十分重い場合、3次までの摂動に対する効果的な単一場理論を導き出します。ゆっくりと変化する限界では、インフレの有効場の理論から期待される3次作用を回復しますが、マルチフィールドパラメーターの観点から通常のウィルソン係数を予測することで、この一般的な$N_のバイスペクトルの新しい解釈を提案します。\mathrm{field}$コンテキスト。
TESSサイエンスプロセッシングオペレーションセンターFFIターゲットリスト製品
| Title |
TESS_Science_Processing_Operations_Center_FFI_Target_List_Products |
| Authors |
Douglas_A._Caldwell,_Peter_Tenenbaum,_Joseph_D._Twicken,_Jon_M._Jenkins,_Eric_Ting,_Jeffrey_C._Smith,_Christina_L._Hedges,_Michael_M._Fausnaugh,_Mark_Rose,_Christopher_J._Burke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05495 |
TESS北半球観測セクターごとにフルフレーム画像（FFI）から選択された最大160,000個のターゲットのターゲットピクセルおよび光度曲線ファイルのMikulskiArchiveforSpaceTelescopesへの配信を報告します。データには、キャリブレーションされたターゲットピクセル、単純なアパーチャ測光フラックス時系列、および事前検索データ調整補正フラックス時系列が含まれます。これらのデータは、TESSユーザーに、FFIターゲットを選択するための高品質で均一なパイプライン製品を提供します。これがなければ、すぐには利用できません。さらに、ユーザーが独自の系統的エラー修正を実行できるように、FFIターゲットから導出された共トレンド基底ベクトルを提供します。選択されたターゲットには、すべての2分間のターゲットと、TESS入力カタログから選択された追加のターゲットが含まれます。16個のTESSCCDのそれぞれで、セクターごとに最大10,000個のターゲットがあります。データ製品は、TESS2分ターゲットのプロジェクト配信ファイルと同じ形式です。すべてのTESS-SPOCデータ製品は、https：//doi.org/10.17909/t9-wpz1-8s54から高レベルの科学製品としてMASTで入手できます。
通過する地球のような惑星の大気中の紫外線NI線の可観測性
| Title |
Observability_of_ultraviolet_N_I_lines_in_the_atmosphere_of_transiting_Earth-like_planets |
| Authors |
Mitchell_E._Young,_Luca_Fossati,_Colin_Johnstone,_Michael_Salz,_Herbert_Lichtenegger,_Kevin_France,_Helmut_Lammer,_Patricio_E._Cubillos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05613 |
窒素は、非生物的条件下でCO$_2$と地球のような比率で維持できないバイオシグネチャーガスです。また、光および赤外線の波長で検出するのが難しいことでも有名です。幸いなことに、地球型外惑星の探索が最近始まったばかりの紫外線領域は、太陽系外惑星の大気中の窒素を特徴づける新しい機会を提供する可能性があります。この研究では、LUVOIRを使用して太陽のような星のハビタブルゾーンを周回する地球のような惑星の透過スペクトルで原子状窒素吸収線を検出するための将来の展望を探ります。非局所熱力学的平衡スペクトル合成コードCloudyを使用して、地球-太陽のようなシステムの遠紫外線原子透過スペクトルを生成し、NI線とNII線の両方を含むいくつかの窒素の特徴を特定します。LUVOIR用に設計されたLUMOSスペクトログラフのG120Mグレーティングを使用して、惑星N{\sci}$\lambda1200$トリプレット信号の1$\sigma$および3$\sigma$検出に必要なトランジット数を関数として計算します。システムまでの距離と恒星の紫外線放射。原子Nの1$\sigma$および3$\sigma$検出に必要な通過観測の最小数は、太陽紫外線フラックスの100倍の1pcの距離にあるシステムでそれぞれ188および1685です。地球-太陽系の公転周期が1年であることを考えると、これらの系の透過スペクトルで原子番号を検出することは不可能です。したがって、この方向での将来の研究は、M矮星のハビタブルゾーンを周回する地球のような惑星に焦点を当てるべきです。
惑星ペリアストロン付近のHD80606の電波観測：II。 30〜78MHzでのLOFAR低帯域アンテナ観測
| Title |
Radio_Observations_of_HD80606_Near_Planetary_Periastron:_II._LOFAR_Low_Band_Antenna_Observations_at_30-78_MHz |
| Authors |
F._de_Gasperin,_T._J._W._Lazio,_M._Knapp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05696 |
太陽系のすべての巨大惑星は、電子サイクロトロンメーザーの不安定性を介して電波放射を生成し、最も顕著なのは木星のデカメートル放射を引き起こします。太陽風との相互作用は、これらの太陽系の電子サイクロトロンメーザーのすべてに少なくとも部分的に関与しています。HD80606bは、高度に偏心した軌道を持つ巨大惑星であり、その電波放射がペリアストロンの近くで大幅に強化される可能性があるという予測につながります。この論文は、惑星の磁気圏における電子サイクロトロンメーザーの不安定性によって生成された電波放射を検出するために、そのペリアストロンの近くにあるHD80606bの低周波アレイ（LOFAR）での観測を報告します。報告された観測は30MHzから78MHzの間の周波数であり、太陽系外惑星の以前のほとんどの電波観測とは2つの要因で区別されます。（i）木星が放出する周波数にはるかに近い50MHzに近い周波数です（<40MHz）であり、以前に報告された太陽系外惑星の観測値よりも低い。（ii）約数ミリジャンスキーの感度が達成されており、100MHz未満の以前のほぼすべての太陽系外惑星の観測よりも1桁以上低くなっています。HD80606bからの電波放射は検出せず、これらの観測値を使用して、電波の光度に新しい制約を課します。また、太陽系からの経験から、惑星の磁気極で電子サイクロトロンメーザーの放出が持続できる状態であることが示されている、ホスト星の恒星風に対して超アルヴェーン波であったときに観測が行われたかどうかを再検討します。地域。
惑星のギャップの端に形成された微惑星の運命
原始惑星系円盤のリングとギャップの存在は、しばしば惑星とディスクの相互作用に起因します。そこでは、塵と小石が惑星によって引き起こされたガスギャップの端に閉じ込められます。最近の研究は、これらがストリーミング不安定性を介した微惑星形成の可能性が高い場所であることを示しています。ギャップエッジで形成される可能性のある微惑星が大量にあることを考えると、それらの運命と原始惑星系円盤で固体を放射状に輸送する能力の問題に対処します。ガス抗力とアブレーションによる質量損失の影響を考慮して、微惑星軌道の一連のN体シミュレーションを実行します。2つの惑星系を検討します。1つは若い太陽系に似ており、もう1つはHLタウに触発されています。どちらのシステムでも、ギャップを開く惑星に近接すると、大きな軌道励起が発生し、微惑星が誕生場所を離れ、形成後すぐに円盤全体に広がります。最終的に10auの離心率軌道内部に到達する微惑星は、効率的なアブレーションを経験し、最も内側の円盤領域に到達する前にすべての質量を失います。$\dot{M}_0=10^{-7}\、M_{\odot}\、\textrm{yr}^{-1}$、$\alpha=10^{-を使用した公称太陽系シミュレーションでは2}$、最初の微惑星の質量の70％が500kyr後にアブレーションされたことがわかります。おうし座HL星のアブレーション率は低く、1Myr以降は初期微惑星質量の11％しかアブレーションされていません。アブレーションされた材料は、固体粒子と気化した氷の混合物で構成され、気化した氷の大部分が再凝縮して固体の氷を形成します。固体がディスクミッドプレーンで小石に成長すると仮定すると、1auに達する総積分質量は、公称太陽系シミュレーションでは$15\、M_{\oplus}$、公称HLタウでは$25\、M_{\oplus}$です。シミュレーション。私たちの結果は、散乱した微惑星が原始惑星系円盤の惑星によって引き起こされたギャップを越えて固体のかなりのフラックスを運ぶことができることを示しています。
拡張ミッション中に回復されたTESSモノトランジットの期間エイリアスの解決
| Title |
Resolving_period_aliases_for_TESS_monotransits_recovered_during_the_extended_mission |
| Authors |
Benjamin_F._Cooke_(1,2),_Don_Pollacco_(1,2),_David_R._Anderson_(1,2),_Daniel_Bayliss_(1,2),_Fran\c{c}ois_Bouchy_(3),_Samuel_Gill_(1,2),_Nolan_Grieves_(3),_Monika_Lendl_(3),_Louise_D._Nielsen_(3),_St\'ephane_Udry_(3),_and_Peter_J._Wheatley_(1,2)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_Gibbet_Hill_Road,_Coventry,_UK,_(2)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability,_University_of_Warwick,_Gibbet_Hill_Road,_Coventry,_UK,_(3)_Observatoire_de_Gen\`eve,_University_of_Geneva,_Veroix,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05832 |
私たちは、トランジットTESSシステムの期間エイリアスの数を軽減するための最善の方法を模索し始めました。2つの識別されたトランジットは、年のオーダーの大きな期間で区切られています。TESSのプライマリミッションと拡張ミッションの観測戦略に基づいて、二重に通過する惑星の現実的な集団をシミュレートします。次に、測光（NGTS）と分光法（HARPSとCORALIE）を使用して追加の観測をシミュレートし、2つのTESSトランジットを持つシステムの周期エイリアスへの影響を評価します。TESSは、プライマリミッションと拡張ミッションのそれぞれで1つのトランジットを示す約400の太陽系外惑星を検出することがわかりました。時間的カバレッジに基づいて、これらの各システムには平均38の期間エイリアスがあります。50日間にわたる監視キャンペーンでNGTSとCORALIEの組み合わせを想定すると、これらのシステムの最大207の真のエイリアスを見つけて期間を解決でき、監視キャンペーンが延長された場合はさらに解決されることがわかります。CORALIEよりもHARPSにアップグレードします。
火星のエリシウム平原における地質学的に最近の爆発性火山活動の証拠
| Title |
Evidence_for_geologically_recent_explosive_volcanism_in_Elysium_Planitia,_Mars |
| Authors |
David_G._Horvath,_Pranabendu_Moitra,_Christopher_W._Hamilton,_Robert_A._Craddock,_Jeffrey_C._Andrews-Hanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05956 |
火星の火山活動は、ノアキアとヘスペリアンの期間にピークに達しましたが、それ以来、孤立した場所で続いています。エリシウム平原には、約5億年から250万年（Ma）の年齢の、亀裂が発生した若い洪水溶岩が数多くあります。火星でこれまでに記録された中で最も若い火山堆積物である可能性のある証拠を提示します。エリシウム平原のケルベルス地溝帯のセグメントの周りに対称的に分布する低アルベド、高熱慣性、高カルシウム輝石に富む堆積物です。この堆積物は、月と水星の火砕堆積物として解釈される特徴に似ています。ただし、以前に記録されたエリシウム平原の溶岩流とは異なり、この特徴は、割れ目が供給された火砕堆積物と形態学的に一致しており、堆積物の大部分にわたって数十cmのオーダーの厚さで、1.1-の体積で周囲の溶岩流をマントリングします。2.8E7立方メートル。厚さと体積の推定値は、地球上のテフラ落下堆積物と一致しています。層序学的関係は、周囲の火山平野とスニル衝突クレーター（〜0.1-1Ma）よりも若い相対年齢を示しており、クレーターカウントは53から210kaの絶対モデル年齢を示唆しています。この若い年齢は、この堆積物が火山起源である場合、ケルベルス地溝帯は絶滅していない可能性があり、火星は今日でも火山活動を続けている可能性があることを意味します。この解釈は、地震探査、測地学、および熱輸送（InSight）着陸船を使用した内部探査によるこの地域の地震活動の特定と一致しており、宇宙生物学および一時的な大気メタンの発生源に追加の影響を及ぼします。
IllustrisTNGにおける輝線銀河の銀河-ハロー接続
| Title |
The_galaxy-halo_connection_of_emission-line_galaxies_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Sandro_Tacchella,_Sownak_Bose_and_Daniel_J._Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05331 |
流体力学シミュレーションIllustrisTNG-300-1を使用して、$z\sim1$でのハロー占有分布（HOD）と発光星形成輝線銀河（ELG）の環境依存性を調査します。このような銀河は、現在および今後の宇宙論調査の主要なターゲットです。拡張バリオン振動分光調査および暗黒エネルギー分光装置（DESI）調査と直接比較できるように、色空間のカットを通じてモデル銀河を選択し、星形成率（SFR）に基づいて選択された銀河と比較します。恒星の質量。ELG集団は、質量選択された集団と比較して、低密度領域（シート）に存在する可能性が2倍高く、宇宙ウェブの最も密度の高い領域（ノット）を占める可能性が2倍低いことを示します。また、色で選択されたELGとSFRで選択されたELGが非常に類似した職業とクラスタリングの統計を示し、赤方偏移が少ない場合に一致が最適であることを示します。質量選択されたサンプルとは対照的に、中央のELGによるハローの占有は$\sim$20\％でピークに達します。さらに、HODの依存性と環境への自己相関を調べ、固定されたハロー質量では、高密度領域の銀河が低密度領域の銀河よりも約10倍強くクラスター化することに注目します。この結果は、銀河とハローの関係を注意深くモデル化し、アセンブリバイアス効果をモデルに実装する必要があることを示唆しています（$z=0.8$でのDESI色選択サンプルのクラスタリングの$\sim$4\％と推定）。最後に、単純なモックレシピを適用して、HODモデルに環境依存性を追加することにより、大規模なクラスタリング（$r\gtrsim1\{\rmMpc}/h$）を1\％以内に回復します。柔軟な人口モデルの採用。
NGC253の中央星団の超星団からの流出
| Title |
Outflows_from_Super_Star_Clusters_in_the_Central_Starburst_of_NGC253 |
| Authors |
Rebecca_C._Levy,_Alberto_D._Bolatto,_Adam_K._Leroy,_Kimberly_L._Emig,_Mark_Gorski,_Nico_Krieger,_Laura_Lenkic,_David_S._Meier,_Elisabeth_A._C._Mills,_Juergen_Ott,_Erik_Rosolowsky,_Elizabeth_Tarantino,_Sylvain_Veilleux,_Fabian_Walter,_Axel_Weiss,_Martin_A._Zwaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05334 |
若い巨大なクラスターは、それらのホスト銀河の進化において重要な役割を果たしており、これらのクラスター内の高質量星からのフィードバックは、周囲の星間物質に大きな影響を与える可能性があります。3.5Mpcの距離にある近くの銀河NGC253の核スターバーストは、極限環境での星形成を研究するための重要な実験室です。ALMAによる以前の高解像度（1.9pc）の塵の連続体観測では、14個のコンパクトで巨大な超星団（SSC）がまだ形成されていることがわかりました。ここでは、解像度28ミリ秒（0.5pc）の350GHzでのALMAデータを示します。CS7$-$6とH$^{13}$CN4$-$3を含む、これらのSSCの3つに向けた青方偏移吸収と赤方偏移放出（P-Cygniプロファイル）を検出します。これは、これまで観測されなかった流出の直接的な証拠を表しています。。これらの流出に含まれる質量は、クラスターガスの質量のかなりの部分であり、短いが重要なフェーズを目撃していることを示唆しています。これのさらなる証拠は、近赤外波長で見える唯一のSSCの周りの分子シェルの発見です。P-Cygniラインプロファイルをモデル化して流出ジオメトリを制約し、流出がほぼ球形でなければならないことを発見しました。流出特性とシミュレーションからの予測を比較すると、ダストで再処理された放射圧とO型星の恒星風が最も可能性の高い候補ですが、利用可能なメカニズムのいずれも観測を完全に説明していないことがわかります。観測された流出は、クラスターの進化と星形成効率に非常に大きな影響を及ぼします。
バリオン港のCOS吸収調査：多相ベイズイオン化モデリングによる銀河系周辺ガスの物理的条件の解明
| Title |
The_COS_Absorption_Survey_of_Baryon_Harbors:_Unveiling_the_Physical_Conditions_of_Circumgalactic_Gas_through_Multiphase_Bayesian_Ionization_Modeling |
| Authors |
Karl_J._Haislmaier,_Todd_M._Tripp,_Neal_Katz,_J._Xavier_Prochaska,_Joseph_N._Burchett,_John_M._O'Meara,_Jessica_K._Werk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05335 |
クエーサー吸収システムは、銀河間および銀河周辺の媒体の存在量、イオン化構造、および物理的条件に関する豊富な情報をエンコードします。単純な（多くの場合単相）光イオン化モデルは、このようなデータをデコードするために頻繁に使用されます。バリオン港のCOS吸収調査（CASBaH）からの5つの個別の吸収体を使用して、広範囲の検出されたイオン（MgII、SII--SVI、OII--OVI、NeVIIIなど）を示します。単相イオン化モデルが測定されたカラム密度の完全なセットを再現できない例。異種イオンの測定と運動学的整列を自己無撞着に説明できるモデルを探索するために、固有の物理的条件によって離散相を特徴付けるベイジアン多相イオン化モデリングフレームワークを開発し、UVフラックスフィールドの形状、金属量、と相対的な豊富さ。私たちのモデルでは、$T\約10^{4}$Kの光イオン化ガスから$T\lesssim10^{5.8}$Kの温熱相まで、少なくとも2つ（ただし3つを優先）の異なるイオン化相が必要です。一部のイオンの場合、明らかに単一の吸収「成分」には、複数の相からの寄与が含まれ、HIの最大30％は最低のイオン化相からのものではありません。すべての相が光イオン化されていると仮定すると、熱圧力平衡の解を見つけることができません。ただし、より高温の衝突イオン化相を導入することで、バランスの取れた圧力を実現できます。最良のモデルは、中程度の金属量を示し、多くの場合、太陽直下N/$\alpha$を伴い、2つのケースでは、基準となるHaardt＆MadauUVバックグラウンドモデルよりも柔らかく明るい電離フラックスフィールドを示します。
L-GALAXIESによる銀河形成：銀河進化の環境依存性のモデル化と観測との比較
| Title |
Galaxy_formation_with_L-GALAXIES:_Modelling_the_environmental_dependency_of_galaxy_evolution_and_comparing_with_observations |
| Authors |
Mohammadreza_Ayromlou,_Guinevere_Kauffmann,_Robert_M._Yates,_Dylan_Nelson,_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05336 |
最近更新されたミュンヘンの半分析銀河形成モデルであるL-Galaxiesのバリエーションを、新しいガスストリッピング法で紹介します。以前の研究を拡張して、銀河の局所的な環境特性を直接測定し、すべての銀河のラム圧ストリッピングのより正確な処理を策定します。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用して、修正されたL銀河モデルを完全に再較正します。この方法では、恒星の質量関数と、制約として$0\leqz\leq2$の銀河のクエンチされた部分を使用します。この再較正により、恒星の質量関数、クエンチされた部分と銀河の質量、およびHIの質量関数を含むグローバルな銀河集団の関係はすべてほとんど変化せず、観測結果と一致しています。SDSSとHSCの調査からのさまざまな環境での銀河の特性に関するデータと比較することにより、修正されたモデルが、環境、恒星の質量、および赤方偏移の関数として、銀河のクエンチされた割合と星形成率との一致を改善することを示します。全体として、総質量が$10^{12}$から$10^{15}\rmM_{\odot}$の$z=0$のハローの近くでは、新しいモデルはより高いクエンチ率とより強い環境依存性を生成します。いくつかのビリアル半径までのハローセントリック距離で観測された傾向を回復します。私たちのモデルで銀河から除去されたガスの実際の量を分析することにより、巨大なハローの近くにいる人々が衛星になる前にそれらの熱いハローガスの大部分を失うことを示します。これがハロー境界の内側と外側の両方で銀河のクエンチングに影響を与えることを示します。これは、数十メガパーセクまでの銀河間の相関に影響を与える可能性があります。
$ z \ simeq 4.5 $の高速回転および低乱流ディスク：局所的な初期型銀河への進化の動的証拠
| Title |
Fast_rotating_and_low-turbulence_discs_at_$z\simeq_4.5$:_dynamical_evidence_of_their_evolution_into_local_early-type_galaxies |
| Authors |
F._Fraternali_(Kapteyn_Institute),_A._Karim_(Argelander_Institut),_B._Magnelli_(Argelander_Institut),_C._G\'omez-Guijarro_(AIM_CEA,_CNRS),_E._F._Jim\'enez-Andrade_(NRAO),_A._C._Posses_(Universidad_Diego_Portales) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05340 |
初期の宇宙の巨大なスターバースト銀河は、枯渇時間が$\sim100$Myrであると推定されており、したがって、それらのガスを非常に迅速に星に変換することができ、おそらくそれらの星形成の急速な消光につながります。これらの理由から、それらは巨大な初期型銀河（ETG）の前駆体と見なされています。この論文では、${\rm[C}のALMAで観測された、2つの高$z$スターバースト、AzTEC/C159（$z\simeq4.57$）とJ1000+0234（$z\simeq4.54$）を研究します。\、{\rmII}{\rm]}$輝線。これらの観測は、2つの巨大で規則的に回転するガス状ディスクを明らかにしています。これらのディスクの3Dモデリングでは、約$500\、{\rmkm}\、{\rms}^{-1}$の回転速度と、$\約20\、{\rmkm}という低いガス速度分散が返されます。\、{\rms}^{-1}$、少なくともAzTEC/C159では、通常の動きとランダムな動きの比率が非常に高くなります（$V/\sigma\lower.7ex\hbox{$\;\stackrel{\textstyle>}{\sim}\;$}20$）。回転曲線の質量分解は、両方の銀河が非常にバリオンに支配されており、ガスの質量が$\約10^{11}\、{M}_{\odot}$であることを示しています。これは、J1000+0234の場合は大幅に高くなります。以前の見積もりより。これらの高$z$銀河は、ガスが星に変換されると、ETG-Tully-Fisher関係のアナログで$z=0$の巨大なETGと重なることを示します。これは、大規模な高$z$スターバーストとETGの間の接続の動的な証拠を提供しますが、高速回転からほぼ圧力でサポートされるシステムへの変換メカニズムは不明なままです。
EMERGE：近接する銀河ペアのマージ確率とタイムスケールの制約
| Title |
EMERGE:_Constraining_merging_probabilities_and_timescales_of_close_galaxy_pairs |
| Authors |
Joseph_A._O'Leary,_Benjamin_P._Moster,_Eva_Kr\"amer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05341 |
理論モデルは、銀河の進化において重要な役割を果たす銀河の合体プロセスを探索するために不可欠です。モデリングの最近の進歩により、宇宙時間全体にわたる銀河内の恒星物質の蓄積に厳しい制約が課せられています。これらの成功にもかかわらず、観察可能なデータから合併率を抽出することは依然として課題です。限られた観測データと組み合わされたモデリング手法の違いは、近いペアのマージタイムスケールに関して矛盾する結論を導きます。経験的モデルEmergeを使用して、ペアのマージ確率とマージのタイムスケールの依存関係を調査します。この作業では、ペアのマージ確率がロジスティック関数によって最もよく記述され、平均マージのタイムスケールが、観測されたペアの投影された分離と視線速度の差の線形関係によって十分に近似できることを示します。一緒に、私たちのフィッティング式は、さまざまなペア選択基準の下で、銀河ペアから少なくとも$z\sim4$までの合併率を正確に予測できます。さらに、いくつかの一般的に使用されるペア選択基準は、基礎となる合併率を再現するための銀河の適切なサンプルを表していない可能性があることを示しています。最後に、我々の分析から、観測のタイムスケールは主にダイナミクスによって駆動され、構成銀河の星形成特性によって強く影響されないと結論付けます。
分子雲の物理的性質とスケーリング関係：星形成の影響
天の川のような銀河の流体力学的シミュレーションを使用して、4.6pcの解像度に達し、星形成基準の選択が銀河と巨大分子雲（GMC）の両方のスケールにどのように影響するかを研究します。乱流の自己重力星形成基準を使用すると、分子星形成を使用したシミュレーションと比較して、密度が10〜10$^4$cm$^{-3}$のガスの割合が増加することがわかります。ほぼ同一のガス状および恒星の形態を持っているにもかかわらず、方法。さらに、星形成の場所は、前者が非常に高密度（$\gt10$cm$^{-3}$）ガスの領域でのみ星を生成する傾向があるのに対し、後者はその渦巻腕の全長。GMCの特性は、より大きな雲を生成する前者の方法での星形成基準の選択によって影響を受けます。違いにもかかわらず、ラーソン関係などの雲のプロパティ間の関係は影響を受けないままであることがわかります。最後に、GMCの自由落下時間あたりの測定された星形成効率のばらつきは、両方の方法で存在し続けるため、他の要因によって設定されます。
インスパイア：遺物の星の種族の調査-I。調査のプレゼンテーションとパイロットプログラム
| Title |
INSPIRE:_INvestigating_Stellar_Population_In_RElics_--_I._Survey_presentation_and_pilot_program |
| Authors |
C._Spiniello,_C._Tortora,_G._D'Ago,_L._Coccato,_F._La_Barbera,_A._Ferr\'e-Mateu,_N._R._Napolitano,_M._Spavone,_D._Scognamiglio,_M._Arnaboldi,_A._Gallazzi,_L._Hunt,_S._Moehler,_M._Radovich,_and_S._Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05347 |
大規模なETGは、2段階のプロセスを通じて形成されると考えられています。初期には、強烈で速いスターバーストが青くディスクが支配的な銀河を形成します。急冷後、残りの構造は赤く、コンパクトで巨大になります。つまり、「赤いナゲット」です。次に、合併によって支配される時間延長された第2フェーズは、構造の進化とサイズの成長を引き起こします。合併の確率論的性質を考えると、赤いナゲットのごく一部が、相互作用なしで、今日まで巨大でコンパクトに生き残っています：遺物銀河。この割合はサイズの成長を支配するプロセスに依存するため、低zで遺物を数えることは、異なる銀河進化モデル間で解きほぐすための貴重な方法です。この論文では、0.1<z<0.5で多数の遺物を分光的に確認し、完全に特徴づけることを目的とした、遺物中の星の種族の調査（INSPIRE）プロジェクトを紹介します。ここでは、サンプル全体を代表する3つのシステムを対象としたパイロットプログラムに基づく最初の結果に焦点を当てます。これらについては、銀河の光の約30％を構成する開口部で、1D光学スペクトルを抽出し、見通し内で統合された恒星速度と速度分散を取得します。また、ラインインデックス測定から恒星[$\alpha$/Fe]の存在量を推測し、単一の星の種族モデルを使用したフルスペクトルフィッティングから質量加重年齢と金属量を推測します。2つの銀河は、大きな統合された恒星速度分散値を持っており、それらの巨大な性質を確認しています。それらは超太陽の金属量と[$\alpha$/Fe]を持つ星によって占められています。両方の天体は、短い（0.5-1.0Gyrs）の初期の星形成エピソードの中で、それらの恒星質量の>80％を形成しました。3番目の銀河は、より拡張された星形成の歴史とより低い速度分散を持っています。したがって、3人の候補のうち2人を遺物として確認します。
最も明るい銀河団の力学質量II：恒星IMFへの制約
| Title |
Dynamical_masses_of_brightest_cluster_galaxies_II:_constraints_on_the_stellar_IMF |
| Authors |
S._I._Loubser,_H._Hoekstra,_A._Babul,_Y._M._Bah\'e,_M._Donahue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05350 |
赤方偏移0.05$\leqz\leq$0.30の32個の最も明るいクラスター銀河（BCG）の星と動的質量プロファイルを星の種族分析と組み合わせて使用し、それらの星の初期質量関数（IMF）に制約を課します。BCGの空間的に分解された星の種族の特性を測定し、それを使用して、それらの星の質量光度比（$\Upsilon_{\star\rmPOP}$）を導き出します。サンプルの22％の中心に若い星の種族（$<$200Myr）があり、サンプルの60％で15kpc以内に一定の$\Upsilon_{\star\rmPOP}$があります。さらに、多変量正規分布（MGE）とジーンズ異方性法（JAM）を使用してモデル化された、BCGの動的質量プロファイル（$\Upsilon_{\star\rmDYN}$）からの恒星の質量光度比を使用します。、暗黒物質の寄与は弱い重力レンズ効果の測定から明示的に制約されています。2つの独立した方法、$\Upsilon_{\star\rmPOP}$（一部のIMFを想定）から導出された星の質量光度比を、のサブサンプルの$\Upsilon_{\star\rmDYN}$と直接比較します。若い星の種族がなく、$\Upsilon_{\star\rmPOP}$が一定のBCG。これらのBCGの大部分では、星の種族と動的モデリングの結果を調整するために、Salpeter（またはさらに底が重い）IMFが必要ですが、少数のBCGの場合は、Kroupa（またはさらに軽い）IMFが推奨されます。。SalpeterIMFにより適したBCGの場合、速度分散に対する質量過剰係数は、既知の文献相関の外挿（より高い質量に向けて）に該当することがわかります。我々は、最も質量の大きい銀河の間でIMFにかなりのばらつきがあると結論付けています。
| Title |
Stellar_Disruption_of_Axion_Miniclusters_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Bradley_J._Kavanagh,_Thomas_D._P._Edwards,_Luca_Visinelli,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05377 |
アクシオンミニクラスターは、膨張後のペッチェイ・クイン対称性の破れのシナリオで形成されると予測される暗黒物質アクシオンの密な結合構造です。高密度ではありますが、ミニクラスターは、星などのバリオンオブジェクトとの相互作用によって簡単に摂動されたり、束縛されなくなったりする可能性があります。ここでは、生涯を通じてこれらの恒星の相互作用を受けた後、今日の天の川（MW）のミニクラスターの空間分布と特性を特徴づけます。これを行うには、ミニクラスターの構造を追跡する一連のモンテカルロシミュレーションを実行します。特に、連続的な相互作用による部分的な混乱と質量損失を考慮します。形成履歴が不確実であるため、今日のミニクラスター集団の不確実性を囲むために、個々のミニクラスターの2つの密度プロファイル（Navarro-Frenk-White（NFW）とPower-law（PL））を検討します。ソーラー位置での基準分析では、PLプロファイルを持つミニクラスターで99％、NFWプロファイルを持つミニクラスターで46％の生存確率が見つかりました。私たちの仕事は、この局所生存確率の以前の推定をMW全体に拡張します。銀河中心に向かって、生存確率が劇的に低下することがわかります。特定の初期ハロー質量関数の結果を示しますが、提供されたデータとコードを使用して、シミュレーションをさまざまなモデルに簡単に再キャストできます。最後に、結果がレンズ効果、直接検出、間接検出に与える影響についてコメントします。
ELAISN1フィールドでの低周波無線AGN母集団の$ z \ simeq 1.5 $への進化
| Title |
The_Evolution_of_the_Low-Frequency_Radio_AGN_Population_to_$z\simeq_1.5$_in_the_ELAIS_N1_Field |
| Authors |
E._F._Ocran,_A._R._Taylor,_M._Vaccari,_C.H._Ishwara-Chandra,_I._Prandoni,_M._Prescott,_C._Mancuso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05412 |
ELAISN1フィールドの$\sim$1.86deg$^2$を最小/中央値のrmsノイズ7.1/19.5\、$でカバーするGMRT610MHz調査を使用して、$z\simeq1.5$までの電波源の宇宙進化を研究します。\mu$Jy/ビームおよび6\、arcsecの角度分解能。多波長診断の組み合わせを使用して、星形成銀河（SFG）、電波静穏（RQ）、および放射性大声（RL）活動銀河核（AGN）としてソースを分類し、SFGでの電波放射をサポートする証拠を見つけます。AGN関連のプロセスではなく、星形成から生じるRQAGN。ただし、高光度では、SFGとRQAGNの両方で、電波と赤外線の星形成率を比較すると、電波過剰が表示されます。サンプルの大部分は、赤外線星形成率を使用する場合、すべての赤方偏移で$\rm{SFR--M_{\star}}$「主系列星」に沿っています。総AGN母集団の610MHz放射光度関数を導出し、$\rm{\Phi^{\star}\、\propto\、（\、1+を使用した純粋な密度と純粋な光度の進化の連続モデルを介してその進化を制約します。\、z）^{（2.25\pm0.38）-（0.63\pm0.35）z}}$および$\rm{L_{610\、MHz}\、\propto\、（\、1+\、z）^{（3.45\pm0.53）-（0.55\pm0.29）z}}$それぞれ。RQとRLAGNの場合、$\rm{L_{610\、MHz}\、\propto\、（\、1+\、z）^{を使用した純粋な光度の進化に最適な、レッドシフトを伴うかなり穏やかな進化が見つかります。（2.81\pm0.43）-（0.57\pm0.30）z}}$（RQAGNおよび$\rm{L_{610\、MHz}\、\propto\、（\、1+\、z）^の場合）{（3.58\pm0.54）-（0.56\pm0.29）z}}$（RLAGNの場合）。したがって、610MHzの無線AGN集団は、無線放射がそれぞれほとんどSF駆動またはAGN駆動である2つの異なる進化する集団で構成されます。
3Dでの$ z \ sim 1-3 $でのコンパクト星形成銀河のダスト温度-{\ it HST} / CANDELS
| Title |
Dust_Temperature_of_Compact_Star-forming_Galaxies_at_$_z_\sim_1-3$_in_3D-{\it_HST}/CANDELS |
| Authors |
Zuyi_Chen,_Guanwen_Fang_(corr-auth),_Zesen_Lin,_Hong-Xin_Zhang,_Guangwen_Chen,_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05528 |
最近のシミュレーション研究は、高赤方偏移での星形成銀河（SFG）の圧縮が重要なプロセスである可能性があることを示唆しています。その間、中央のバルジが急速に構築され、続いて星形成が抑制されます。コンパクトな形態のSFGのダスト特性を調べるために、$\log（M_{）を持つ大規模なSFGのサンプルを使用して、ダスト温度$T_{\rm{dust}}$のサイズと星形成活動への依存性を調査します。\ast}/M_{\odot}）>10$at$1<z<3$、3D-{\itHST}/CANDELSデータベースから{\itHerschel}の深い観測と組み合わせて抽出。$T_{\rm{dust}}$は、中赤外線から遠赤外線の測光を中赤外線のべき乗則と遠赤外線の修正された黒体に適合させることによって導出されます。拡張SFGとコンパクトSFGはどちらも、一般に主系列銀河と同様の$T_{\rm{dust}}-z$進化軌道をたどることがわかります。コンパクトなSFGは、拡張されたSFGと同様のダスト温度を共有しているようです。コンパクトなSFGでAGNが頻繁に発生するにもかかわらず、圧縮中にこれらの銀河にAGNが存在することによって引き起こされるダストへの影響は観察されません。私たちの結果は、コンパクトSFGと拡張SFGの間の異なるISMプロパティを嫌い、コンパクトSFGの形成に迅速で紫色の圧縮プロセスが必要ない可能性があることを示唆しています。
活動銀河核からのフィードバックによる銀河団のシミュレートされたX線放射
| Title |
Simulated_X-ray_Emission_in_Galaxy_Clusters_with_Feedback_from_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Rudrani_Kar_Chowdhury,_Soumya_Roy,_Suchetana_Chatterjee,_Nishikanta_Khandai,_Craig_L._Sarazin,_Tiziana_Di_Matteo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05580 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックが周囲の媒体に与える影響を調べるために、天体プラズマ放射コード（APEC）とAGNフィードバックを含む宇宙流体力学シミュレーションを組み合わせて、銀河団や銀河団からの拡散X線放射を調べます。合成チャンドラX線フォトンマップの統計サンプルを作成して、周囲の媒体に対するAGNの影響を観察的に特徴付けます。AGNは、グループやクラスターの中心から高温のX線放出ガスを移動させるのに効果的であり、これらの特徴はX線表面の輝度プロファイルの観察でも明らかであることを示しています。
LOFARで見られる多相で磁化された中性水素
| Title |
The_multiphase_and_magnetized_neutral_hydrogen_seen_by_LOFAR |
| Authors |
Andrea_Bracco,_Vibor_Jeli\'c,_Antoine_Marchal,_Luka_Turi\'c,_Ana_Erceg,_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_and_Elena_Bellomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05647 |
低周波での偏光観測のファラデートモグラフィーは、ファラデーの深さに基づいて磁気イオン星間物質（ISM）の構造を研究するためのユニークなツールです。200MHz未満のLOFARデータは、偏波の特徴が多数あることを明らかにしましたが、その起源は不明のままです。以前の研究では、星間塵や原子状水素（HI）など、磁化された中性のISMのトレーサーとそのような特徴の顕著な関連性が強調されていました。しかし、磁気イオン媒体と中性媒体の相関関係の原因となる物理的条件はまだ明らかにされていません。この手紙では、Effelsberg-BonnHIサーベイ（EBHIS）からの21cmでのLOFARデータとHI観測値との相関関係をさらに調査します。HIガスの多相特性に焦点を当てます。LOFAR断層撮影データとコールド（CNM）、ルークウォーム（LNM）、およびウォーム（WNM）HIフェーズ間の形態学的相関に関する最初の統計的研究を個別に提示します。ハイパースペクトル分析の正則化最適化（ROHSA）アプローチを使用して、HIスペクトルのガウス分解に基づいてHI相を分解します。少なくとも2つの視野（フィールド3C196とA）で、4つのうちフィールドBとCで、HistogramsofOrientedGradients（HOG）を使用して、LOFARデータとEBHISデータの間に有意な相関関係があることがわかります。フィールドBとCに相関関係がないのは、偏波の信号対雑音比が低いためです。フィールド3C196およびAで観察されたHOG相関は、すべてのHIフェーズに関連付けられており、CNMフェーズおよびLNMフェーズで驚くほど支配的です。CNM、LNM、およびWNMの間の相関関係を説明する可能性のあるメカニズムについて、ファラデーの深さで最大10radm$^{-2}$の偏光放射を使用して説明します。私たちの結果は、LOFARデータによって見られるイオン媒体の複雑な構造が、HI分光データによって追跡された拡散および磁化された中性ISMの相転移とどのように密接に関連しているかを示しています。
ガイアが語った太陽の近くの星形成の歴史
ガイアDR2カタログは、今日利用可能な恒星の位置天文および測光データの最良の情報源です。このデータセットには、天の川銀河の歴史が石で書かれています。視差と測光は、今日の星がどこにあるのか、いつ形成されたのか、どのような化学物質を含むのか、つまり星形成の歴史（SFH）を教えてくれます。解決された星の種族のSFHを再構築するのに適したベイズ階層モデルを開発します。ガイアDR2で太陽から100pc以内の$G\、=\、15$より明るい星を研究し、以前の決定と一致して太陽近傍のSFHを導き出し、化学物質の濃縮を検出するためそれらを改善します。私たちの結果は、約10Gyr前に最大の星形成活動を示し、太陽の金属量をわずかに下回る（Z=0.014）多数の星を生成し、その後、約8Gyr前に発生する最小レベルまで星形成が減少しました。静かな期間の後、星形成は約5Gyr前に最大に上昇し、太陽の金属量の星を形成します（Z=0.017）。最後に、星形成は現在まで減少しており、残余レベルでZ=0.03の星を形成しています。サンプル内の未解決の連星の存在を無視し、見かけの限界等級を減らし、恒星の初期質量関数を変更することにより、推定されたSFHに導入された効果をテストします。
H \ beta \ Asymmetryを使用したAGNの監視。 II。非対称性が変化するH \ beta
\プロファイルを歴史的に表示している3つのセイファート銀河の残響マッピング：Mrk 79、NGC 3227、およびMrk 841
| Title |
Monitoring_AGNs_with_H\beta\_Asymmetry._II._Reverberation_Mapping_of_Three_Seyfert_Galaxies_Historically_Displaying_H\beta\_Profiles_with_Changing_Asymmetry:_Mrk_79,_NGC_3227,_and_Mrk_841 |
| Authors |
Michael_S._Brotherton,_Pu_Du,_Ming_Xiao,_Dong-Wei_Bao,_Bixuan_Zhao,_Jacob_N._McLane,_Kianna_A._Olson,_Kai_Wang,_Zheng-Peng_Huang,_Chen_Hu,_David_H._Kasper,_William_T._Chick,_My_L._Nguyen,_Jaya_Maithil,_Derek_Hand,_Yan-Rong_Li,_Luis_C._Ho,_Jin-Ming_Bai,_Wei-Hao_Bian,_and_Jian-Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05902 |
2016年12月から2017年5月にワイオミング赤外線天文台（WIRO）2.3メートル望遠鏡で実施されたキャンペーンから、3つの明るいセイファート銀河Mrk79、NGC3227、およびMrk841の残響マッピングの結果を報告します。これらの3つのターゲットはすべて、過去に非対称の広いH$\beta$輝線を示しましたが、観測中はそれらの輝線は比較的対称でした。3つのターゲットすべてのH\beta\タイムラグを測定し、ブラックホールの質量を推定しました。Mrk841の場合は初めてです。Mrk79とNGC3227のデータは、明確なタイムラグを解決するのに十分な品質です。速度の関数として、および2次元の速度遅延マップを計算します。Mrk79は、高速ガスのタイムラグが小さいことを示していますが、分布は対称的ではなく、その複雑な速度遅延マップは、単一の大きな構造の一部である可能性のある流入および流出H\beta\放出ディスクの両方の組み合わせから生じる可能性があります。。NGC3227は、青方偏移したガスの最大のタイムラグを示しており、2次元の速度遅延マップは、ある程度の流入があるディスクを示唆しています。私たちの結果を以前の研究と比較し、同様の光度、および進化する広い線領域構造にもかかわらず、異なるタイムラグの証拠を見つけます。
$ z \ simeq6 $にある47個の分光的に確認された銀河のSED分析により、UV勾配、ダスト減衰、およびエスケープ率の間の考えられる関係を制約します。
| Title |
SED_Analysis_of_47_Spectroscopically_Confirmed_Galaxies_at_$z\simeq6$_to_Constrain_Possible_Relationships_between_UV_Slope,_Dust_attenuation,_and_Escape_Fraction |
| Authors |
Junehyoung_Jeon_(1),_Rogier_Windhorst_(1),_Seth_H._Cohen_(1),_Rolf_A._Jansen_(1),_Brent_M._Smith_(1),_Timothy_Carleton_(1),_Eiichi_Egami_(3),_Kristian_Finlator_(3),_Linhua_Jiang_(4)_((1)_School_of_Earth_&_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_(2)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_(3)_New_Mexico_State_University,_(4)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05918 |
宇宙の再電離は、赤方偏移$z\simeq5.5$によって完了したと考えられています。すばるディープフィールド（SDF）での銀河の観測では、$z\simeq6$に100を超える銀河が見つかり、その多くは追跡観測によって分光的に確認されました。このような67個の銀河のサンプルのうち、7個の銀河が以前に調べられ、6個は$-3.4<\beta<-2.6$の間の急なUV-Continuum勾配（$\beta$）を示し、若い星の種族を示しています。CIGALEパッケージを使用して、大きなモデルパラメータ空間を使用して、以前に調査した7つの銀河のスバルWFCAMKバンドデータを使用して47のSDF銀河のSEDをモデル化します。7つの青い$\beta$銀河は、他の40のSDF銀河と比較され、たとえば、モデルが暗示するSEDの年齢、減光、およびライマン連続体（LyC）の脱出率$f_{esc}$。平均の暗黙の$f_{esc}$値は$\sim42\％$であり、銀河が$z\simeq6$で再電離を完了するための最小値を超えていることがわかりました。さらに、CIGALEUV勾配、$f_{esc}$、およびE（BV）値の間にわずかな傾向が見つかりました。特定のCIGALEE（BV）値に対して、暗黙の$\beta$値は$zよりも急です。=0$。より低い暗黙のCIGALE$f_{esc}$値は、より青い$\beta$およびより低いE（B-V）に関連付けられているように見えますが、パラメーター間の傾向は弱いです。これは、LyCが、超新星や弱いAGNからの流出によって生成された、周囲のISMの穴から逃げることができ、LyCの平均$42\％$が逃げるのに十分な広角であったことを示唆しています。この可能性を制限するには、\emph{ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡}を使用したIR分光観測がさらに必要になります。
ハーシェルによって明らかにされたNGC2264における質量分離と連続的な星形成
| Title |
Mass_segregation_and_sequential_star_formation_in_NGC_2264_revealed_by_Herschel |
| Authors |
T._Nony,_J.-F._Robitaille,_F._Motte,_M._Gonzalez,_I._Joncour,_E._Moraux,_A._Men'shchikov,_P._Didelon,_F._Louvet,_A._S._M._Buckner,_N._Schneider,_S._L._Lumsden,_S._Bontemps,_Y._Pouteau,_N._Cunningham,_E._Fiorellino,_R._Oudmaijer,_P._Andr\'e,_B._Thomasson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05939 |
星団の質量分離は、動的ではなく原始的である可能性があります。星団の質量分離に関する研究は豊富にありますが、星団の研究はまだ不十分であるため、質量分離の起源と進化についての疑問は未解決のままです。私たちの目標は、NGC2264分子雲の構造を特徴づけ、豊富なYSO集団が連続的な星形成の証拠を示している、この地域の塊と若い恒星状天体（YSO）の集団を比較することです。NGC2264のハーシェル列密度マップを3つのサブ領域に分離し、マルチスケールセグメンテーション手法を使用してそれらのクラウドパワースペクトルを比較しました。NGC2264クラウド全体で、典型的なサイズが約0.1pc、質量が0.08Msunから53Msunの範囲の256個の塊の集団を特定しました。クラウド全体で凝集塊が検出されていますが、NGC2264の中央のサブ領域には、結合した塊の大部分が集中しています。局所的な表面密度と質量分離率は、実際、15個の最も質量の大きい凝集塊の質量分離が強いことを示しており、中央値$\Sigma_6$は凝集塊全体の3倍、$\Lambda_{MSR}$は約8です。この巨大な塊のクラスターが高密度の雲の尾根内に形成されており、それ自体が形成されており、おそらく中央のサブ領域でより大規模に観測された高濃度のガスによって供給されていることを示しました。NGC2264の塊とYSO集団の組み合わせ研究から得られた時系列は、星形成が北部の小地域で始まり、現在は中央で活発に発達しており、まもなく南部の小地域で始まることを示唆しています。まとめると、NGC2264の雲の構造と塊およびYSOの集団は、星形成の動的シナリオを主張しています。
| Title |
X-ray_redshifts_for_obscured_AGN:_a_case_study_in_the_J1030_deep_field |
| Authors |
Alessandro_Peca_(1_and_2_and_3),_Cristian_Vignali_(3_and_2),_Roberto_Gilli_(2),_Marco_Mignoli_(2),_Riccardo_Nanni_(4_and_2_and_3),_Stefano_Marchesi_(2_and_5),_Micol_Bolzonella_(2),_Marcella_Brusa_(3_and_2),_Nico_Cappelluti_(1),_Andrea_Comastri_(2),_Giorgio_Lanzuisi_(2),_and_Fabio_Vito_(6)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Miami,_(2)_INAF,_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_(3)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_degli_Studi_di_Bologna,_(4)_Department_of_Physics,_University_of_California,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Clemson_University,_(6)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05983 |
採用可能な低カウント統計X線スペクトルに基づいて、不明瞭な（$N_H>10^{22}$cm$^{-2}$）活動銀河核（AGN）の赤方偏移を制約する手順を示します。測光および/または分光学的赤方偏移が利用できないか、取得が困難な場合。$z周辺のチャンドラ深部フィールド（$\sim$479ks、335arcmin$^2$）で、X線硬度比$HR>-0.1$に基づいて、54個の不明瞭なAGN候補のサンプルを選択しました。=6.3$QSOSDSSJ1030+0524。サンプルの中央値は、0.5〜7keVのエネルギー帯域で正味カウント$\approx80$です。Fe6.4keVK$\mathrm{\alpha}$輝線、7.1keVFe吸収端、光電吸収カットオフなど、不明瞭なAGNスペクトルの主な特徴を利用して、信頼性の高いX線レッドシフトソリューションを推定します。このような特徴の重要性は、スペクトルシミュレーションを通じて調査され、導出されたX線赤方偏移解が測光赤方偏移と比較されます。測光とX線の両方の赤方偏移は33の線源から導き出されます。複数の解が任意の方法で導出される場合、2つの手法の赤方偏移解を組み合わせると、rmsが2倍向上することがわかります。赤方偏移の推定値（$0.1\lesssimz\lesssim4$）を使用して、$\sim10^{22}-10^{24}$cm$^{-2}$の範囲の吸収カラム密度を導き出し、吸収補正を行いました。、$\sim10^{42}$と$10^{45}$ergs$^{-1}$の間の2〜10keVのレストフレームの明るさ、中央値は$N_H=1.7\times10^{23}$cm$^{-2}$と$L_{\mathrm{2-10\、keV}}=8.3\times10^{43}$ergs$^{-1}$。我々の結果は、採用された手順が、X線でのみ検出された、または不確実な測光または単一線分光赤方偏移を有する線源について、現在および将来のX線調査に適用できることを示唆している。
| Title |
Evidence_for_hierarchical_black_hole_mergers_in_the_second_LIGO--Virgo_gravitational-wave_catalog |
| Authors |
Chase_Kimball,_Colm_Talbot,_Christopher_P.L._Berry,_Michael_Zevin,_Eric_Thrane,_Vicky_Kalogera,_Riccardo_Buscicchio,_Matthew_Carney,_Thomas_Dent,_Hannah_Middleton,_Ethan_Payne,_John_Veitch,_Daniel_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05332 |
2番目のLIGO--Virgo重力波過渡カタログでバイナリブラックホールをマージすることの母集団特性を研究します。それらはすべて重力的に束縛されたクラスターで動的に形成されていると仮定します。現象論的人口モデルを使用して、階層的な合併を検索しながら、第1世代のブラックホールの質量とスピン分布を推測します。クラスターの質量の範囲を考慮すると、脱出速度が$\gtrsim100〜\mathrm{km\、s^{-1}}$のクラスターの階層的マージの説得力のある証拠が見られます。最も可能性の高いクラスター質量の場合、少なくとも1つのカタログバイナリに$>99.99\％$の確率で第2世代のブラックホールが含まれていることがわかります。階層モデルは、階層型マージのない代替モデルよりも優先されます（ベイズ因子$\mathcal{B}=25000$）、GW190521はオッズ$\mathcal{O}>700$の2つの第2世代ブラックホールを含むことが好まれ、GW190517、GW190519、GW190602、GW190620、およびGW190706は$の混合世代バイナリです。\mathcal{O}>10$。ただし、結果はクラスターの脱出速度に強く依存し、脱出速度が$\lesssim100〜\mathrm{km\、s^{-1}}$の場合、階層的な合併の証拠はより控えめになります。すべてのブラックホール連星が数十ドルの脱出速度を持つ球状星団で動的に形成されると仮定すると、GW190519は、オッズが$の第2世代ブラックホールを含むことが好まれます。\mathcal{O}>1$。この場合、推定された総人口からのブラックホールの$99\％$は$48M_{\odot}$未満であり、この制約は、最大ブラックホール質量の事前選択の下でロバストであることがわかります。
観測と理論の対立：X線連星の高周波QPO、潮汐破壊現象、活動銀河核
| Title |
Confrontation_of_Observation_and_Theory:_High_Frequency_QPOs_in_X-ray_Binaries,_Tidal_Disruption_Events,_and_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Krista_Lynne_Smith,_Celia_R._Tandon,_Robert_V._Wagoner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05346 |
恒星と超大質量の両方のブラックホールの周りの高周波準周期振動（QPO）の観測をまとめ、ブラックホールの質量、スピン、および振動周波数のパラメーター空間におけるそれらの位置を比較します。超大質量ブラックホールは恒星とは別のパラメータ空間の領域を占めており、さらに、セイファート型AGNではなく潮汐破壊現象の周りに見られるQPOがまったく異なる空間を占めていることがわかります。次に、これらの結果を、高周波QPOの起源に関する軌道共鳴、円盤状地震、ゆがんだ円盤、およびディスクジェット結合の理論モデルと比較します。恒星質量ブラックホールの周りの振動は一般に上記のモデルと一致していますが、超大質量ブラックホールは明らかにそうではないことがわかります。潮汐破壊現象で見られる振動は、最内安定円軌道（ISCO）の周波数付近の振動と一致していますが、AGNのQPOは、考慮されている物理モデルのいずれによっても考慮されていません。これは、QPO周波数とブラックホール質量の間の数十年にわたる相関によって暗示される降着プロセスのスケール不変性にもかかわらず、高周波QPOの理論は、周波数を質量とスピン以上のものに関連付ける必要があることを示しています。
多くのコア崩壊超新星前駆体は、強化された超新星前（SN）質量損失と爆発の兆候を示しており、その一部は、前駆星内の波力エネルギー輸送によって駆動される可能性があります。星の構造によっては、後期の核燃焼によって駆動される対流励起波は、コアからエンベロープにかなりのエネルギーを運ぶことができ、そこで波エネルギーは熱として放散されます。質量が$11-50M_{\odot}$の単一星SNe前駆体における波力エネルギー輸送のプロセスを調べます。MESAの恒星進化シミュレーションを使用して、コアが崩壊するまで星を進化させ、生成されて星のエンベロープに送信される波力を計算します。これらのモデルは、より現実的な波のスペクトルと非線形の減衰効果を組み込むことによって以前の取り組みを改善し、以前の作業と比較して波の加熱の推定値を1桁削減します。酸素/ネオン燃焼中に励起された波は、通常（$M<30M_\odot$）SN前駆体のコア崩壊の0。1〜10年前に$10^{46-47}$エルグのエネルギーを送信することがわかります。高質量の前駆体は、酸素/ネオン燃焼中に$\sim10^{47-48}$エルグのエネルギーを伝達することがよくありますが、これはコアが崩壊する約0。01〜0。1年前に発生する傾向があります。SN前の爆発は、半縮退したネオン点火を受けている低質量SN前駆体（$M\lesssim12M_\odot$）と、高質量前駆体（$M\gtrsim30M_\odot$）で最も顕著である可能性があります。対流シェルの合併。
カニからの軟X線偏光の再検出と可能な時間変化
| Title |
Re-detection_and_a_Possible_Time_Variation_of_Soft_X-ray_Polarisation_from_the_Crab |
| Authors |
Hua_Feng,_Hong_Li,_Xiangyun_Long,_Ronaldo_Bellazzini,_Enrico_Costa,_Qiong_Wu,_Jiahui_Huang,_Weichun_Jiang,_Massimo_Minuti,_Weihua_Wang,_Renxin_Xu,_Dongxin_Yang,_Luca_Baldini,_Saverio_Citraro,_Hikmat_Nasimi,_Paolo_Soffitta,_Fabio_Muleri,_Aera_Jung,_Jiandong_Yu,_Ge_Jin,_Ming_Zeng,_Peng_An,_Alessandro_Brez,_Luca_Latronico,_Carmelo_Sgro,_Gloria_Spandre,_Michele_Pinchera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05487 |
かに星雲は、これまでのところ、軟X線偏光測定で統計的に有意な検出を行った唯一の天体であり、1970年代以降天文学で調査されていないウィンドウです。ただし、軟X線偏光測定は、回転動力パルサーやパルサー風星雲などの高エネルギー天体物理学オブジェクトの磁場の高感度プローブであると予想されます。ここでは、CubeSatに搭載された新しい技術を利用した小型偏光計であるPolarLightを使用して、かに星雲とパルサーから40年後の軟X線偏光の再検出について報告します。2019年7月23日のかにパルサーのグリッチの後、オンパルス相のカニの偏光率は減少することが観察されましたが、純粋な輝線星雲の偏光率は不確実性の範囲内で一定のままでした。この現象は約100日続いた可能性があります。グリッチと分極変化との関連が将来の観測で確認できれば、パルサーの高エネルギー放出とグリッチの物理的メカニズムに強い制約を課すことになります。
パルサーJ1326 $-$ 6700のモード切り替え
| Title |
The_Mode_Switching_in_Pulsar_J1326$-$6700 |
| Authors |
Z._G._Wen,_W._M._Yan,_J._P._Yuan,_H._G._Wang,_J._L._Chen,_M._Mijit,_R._Yuen,_N._Wang,_Z._Y._Tu,_and_S._J._Dang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05526 |
パークスの64m電波望遠鏡から1369MHzで取得したデータを分析することにより、パルサーJ1326$-$6700のモード切り替えの詳細な研究について報告します。異常モードでは、中央と後続のコンポーネントでの放射が非常に弱くなります。一方、主要な放出は、ほぼ2{\deg}だけ早い経度にシフトし、通常1分未満の間この位置に留まります。ノーマルモードの平均磁束密度は、異常モードのほぼ5倍です。私たちのデータは、PSRJ1326$-$6700の場合、時間の85％が通常モードで費やされ、15％が異常モードであったことを示しています。モードタイムスケールの固有の分布は、モード切り替えで一定量のメモリを提供するワイブル分布によって十分に説明できます。さらに、パルサーJ1326$-$6700のモード切り替えで準周期性が確認されています。運動学的効果に基づいて推定された遅延放出高さは、異常モードが通常モードよりも高い高度から発生した可能性があることを示しています。
中性子星表面層における偏極放射伝達
中性子星の高度に磁化された表面領域での偏極放射伝達の研究は、降着するX線パルサー、回転動力パルサー、およびマグネターの理解にとって非常に興味深いものです。この論文では、これらの中性子星クラスに広く適用できる古典的な磁気トムソン領域での散乱輸送について説明します。偏光放射伝達のモンテカルロシミュレーションの開発について詳しく説明します。これは、電界ベクトル形式を採用して、線形、円形、および楕円の偏光を関連付ける際の幅広い有用性を可能にします。シミュレーションは、あらゆる中性子星表面の場所に適用でき、降着柱と磁気圏の問題に適応できます。強度とストークスパラメータの両方を決定するためのコードの検証は、さまざまな方法で示されています。表層からの緊急分極信号の代表的な結果は、極性と赤道の両方の磁気ロケールで提示され、2つの領域間で対照的なシグネチャを示します。これらの特性は、サイクロトロン周波数に対する光子の周波数の比率にも強く依存しています。不透明度の高いドメインの偏光シグネチャが表示され、ストークスパラメータのコンパクトな解析的近似と、拡張された周波数範囲のローカルフィールド方向に対する異方性が強調されます。これらは、シミュレーションスラブジオメトリの奥深くに注入条件を定義するのに非常に役立ち、不透明度の高い恒星大気からの放出信号の生成を促進します。結果は、磁気トムソン微分断面積の分極特性を使用して全体を通して解釈されます。
CenX-3のサイクロトロン線エネルギーの新しい測定
広帯域X線観測所SuzakuとNuSTARで実施された降着バイナリX線パルサーCenX-3の2つの観測からのデータの分析結果を報告します。パルスプロファイルは、広い単一ピークによって支配され、それぞれ15および25keV未満のエネルギーで2つの追加の弱いパルスピークを伴うエネルギー依存性を示します。スザクの0.8〜60.0keVおよびNuSTARの3.0〜60.0keVの広帯域X線スペクトルは、ソフト過剰の複数の鉄輝線およびサイクロトロン吸収とともに、高エネルギーカットオフべき乗則モデルによく適合します。サイクロトロン線のエネルギーは、スザクスペクトルとNuSTARスペクトルでそれぞれ$30.29^{+0.68}_{-0.61}$keVと$29.22^{+0.28}_{-0.27}$keVであることがわかります。これら2つの測定値を、Ginga、BeppoSAX、およびRXTEで取得したCenX-3でのCRSFの以前の4つの測定値と比較します。CRSFが光度に依存しているという証拠は見つかりません。BeppoSAXを使用した1つのCRSF測定を除いて、残りの測定値は、1.1〜5.4$\times10^{37}$ergss$^{-1}の光度範囲で29.5〜30.0keVの範囲のCRSFエネルギーと一致しています。同じ光度範囲でかなりのCRSF変動を示す他のいくつかのソースとは異なります。
ダークマターハロー全体で生成された宇宙反陽子の拡散-線形銀河風モデルの半解析的解
| Title |
Diffusion_of_Cosmic_Antiprotons_Generated_throughout_the_Dark_Matter_Halo_--_A_Semi-Analytical_Solution_for_a_Linear_Galactic_Wind_Model |
| Authors |
Kwei-Chou_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05616 |
公開されているGALPROPコードは、円筒形拡散モデルのフレームワークで銀河面から外側に向けられた線形銀河風を伝搬する宇宙線のスペクトルの完全な数値解を提供します。あるいは、線形銀河風の場合については、ダークマターハロー全体で一次源から生成された宇宙線反陽子のスペクトルを記述する2ゾーン円筒モデルの半解析的ソリューションを提示します。二次反陽子は、たとえばGALPROPWebRunを使用して生成できますが、一次反陽子のこの半分析ソリューションは、適切な暗黒物質（DM）モデルを構築し、データに直面したときに統計分析を実行するのに役立ちます。得られた式を使用して、チャネル$\text{DMDM}\to{\barb}b$を介した可能なDM信号と、AMS-02反陽子対陽子比の測定からのその制約を調べます。DM信号の表示について説明します。
若い電波パルサーの磁場減衰
通常の電波パルサーにおける磁場減衰の役割はまだ議論されています。この論文では、高温の若い中性子星における磁場減衰のエピソードが、12を超える線源について最近測定されたブレーキング指数の異常値を説明できることを示す結果を提示します。観測量を説明するには、全人口にそのようなホットNSの数十パーセントがあれば十分です。比較的急速な減衰は、$\lesssim$〜few〜$\times100$〜kyrsの年齢で動作し、同様の値の特徴的なタイムスケールを持ちます。この崩壊は、中性子星クラストのフォノンからの電子散乱に関連している可能性があると推測されます。このタイプの崩壊は、中性子星が冷えるにつれて飽和します。その後、地殻不純物によるはるかに遅い崩壊が支配的になります。最後に、この結果が私たちの初期の研究と一致していることを示しています。
超大光度X線源のソフト過剰を超臨界降着によって駆動される光学的に厚い風と結びつける
コンパクトな物体への超臨界降着は、ほぼ球形で光学的に厚く、エディントンが制限された大風を引き起こす可能性があります。光球からの黒体放射は、風の直接的な観測の特徴です。ここでは、超大光度X線源（ULX）のエネルギースペクトルに見られる軟発光成分を説明できるかどうかを調査します。15個のULXの高品質XMM-Newtonスペクトルに基づいて、ソフトコンポーネントはほぼ一定の光度の黒体放射としてモデル化でき、サンプル内の5つの既知の脈動ULX（PULX）は、最も低い黒体光度を示します。。これらは、ソフトエミッションが光学的に厚い風の光球から発生するというシナリオと一致しています。ただし、PULXの導出された黒体光度は、中性子星のエディントン限界を大幅に上回っています。考えられる説明は、内部降着流の光学的に厚い風の根のかなりの部分であり、散乱断面積の減少または磁気浮力による放射伝達の強化により、放射フラックスがエディントン限界を超える可能性があります。風モデルに基づくと、これらの標準ULXで推定される質量降着率は重複していますが、超臨界降着の候補でもある発光および非常に軟X線源のそれよりも平均して低くなっています。あるいは、弱い相関がそれらの間に存在する可能性があるため、ソフトエミッション成分が、例えば、低温媒体中での下方散乱を介したハード成分の結果であることを排除することはできない。
変形したコンパクトオブジェクトの背景にある磁化されたトーラス
本論文では、四重極モーメントまで変形したコンパクト物体によって発生した相対論的降着厚板モデルを研究した。この研究の目標は、この時空における磁化された非自己重力ディスクのこれらの平衡シーケンスの特性を研究することにより、時空と四重極モーメントの影響を研究することです。さまざまな角運動量分布を採用し、以前に文献で検討されたアプローチの組み合わせに基づいて、このトロイダルディスクモデルを構築する手順について説明しました。この相対論的降着円盤モデルの特性と初期パラメータへの依存性を示しました。さらに、この理論モデルは、数値シミュレーションの初期データとして使用できます。
| Title |
CWITools:_A_Python3_Data_Analysis_Pipeline_for_the_Cosmic_Web_Imager_Instruments |
| Authors |
Donal_O'Sullivan_and_Yuguang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05444 |
PalomarCosmicWebImager（PCWI）とKeckCosmicWebImager（KCWI）は、それぞれPalomarObservatoryのHale5m望遠鏡とW.M.KeckObservatoryのKeck-210m望遠鏡の面分光器です。近年、これらの機器は調査作業を行うためにますます使用されています。特に、高赤方偏移の銀河周辺および銀河間メディアに焦点を当てました。3次元IFUデータから微弱な信号を抽出することは複雑な作業であり、適切なツールがないと大きなサンプルでは非常に困難になる可能性があります。PCWIおよびKCWIデータの分析用にPython3で記述されたパッケージであるCWIToolsを紹介します。CWIToolsは、標準の機器データ削減パイプラインの出力と、表面輝度マップ、スペクトル、速度マップなどの科学製品、および関連するさまざまなモデルと測定値の間のパイプラインを提供するように設計されています。パッケージはPCWIおよびKCWIデータ用に特別に設計されていますが、パッケージはオープンソースであり、任意の3次元面分光データに対応するように適合させることができます。ここでは、このパイプライン、個々のステップの背後にある方法論について説明し、サンプルアプリケーションを提供します。
宇宙で運ばれる重力波観測のためのバックリンクされたファブリペロー干渉計
10Hz未満の周波数での重力波の直接観測は、重力波天文学の可能性を十分に活用するために重要な役割を果たします。この方向性を追求するための1つのアプローチは、宇宙にファブリペロー光共振器を備えたレーザー干渉計を利用することです。ただし、実際には、このパスには多くの課題があります。特に、キャビティ長の精密制御の実装とレーザー位相ノイズの抑制は、実用的な検出器の設計を妨げる可能性があります。このような問題を回避するために、バックリンクファブリペロー干渉計と呼ばれる新しい干渉計トポロジーを提案します。このトポロジーでは、正確な長さ制御は不要であり、レーザー位相ノイズのオフライン減算方式を簡単に適用できます。この記事では、基本的な考え方と関連する感度分析について説明します。追加のノイズにもかかわらず、$7\times10^{-23}$Hz$^{-1/2}$のひずみ感度がdeci-Hertz帯域で達成できる場合があります。実装への道を開くために、いくつかの技術開発と研究を実施する必要があります。
RFSoCベースの電波天文学受信機用の高速データ変換器の性能の特性評価
| Title |
Characterising_the_Performance_of_High-Speed_Data_Converters_for_RFSoC-based_Radio_Astronomy_Receivers |
| Authors |
Chao_Liu,_Michael_E._Jones,_Angela_C._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05691 |
RFシステムオンチップ（RFSoC）デバイスは、完全な電波天文学受信機を単一のボードに実装する可能性を提供しますが、統合されたアナログ-デジタルコンバーターのパフォーマンスは重要です。ザイリンクスZU28DRRFSoCのデータコンバーターのパフォーマンスを評価しました。これは、最大サンプル速度が4.096ギガサンプル/秒（GSPS）の12ビット8倍インターリーブコンバーターです。スプリアスフリーダイナミックレンジ（SFDR）、信号対ノイズおよび歪み（SINAD）、有効ビット数（ENOB）、相互変調歪み（IMD）、および2.048GHzの帯域幅にわたる隣接チャネル間のクロストークを測定しました。浮動小数点演算を使用したオフライン分析用のデータをキャプチャし、RFSoCにリアルタイム整数演算分光計を実装しました。ADCのパフォーマンスは、電波天文学アプリケーションには十分であり、ほとんどのシナリオでベンダーの仕様に近いものです。最大100秒のスペクトル積分と数十時間にわたる安定性テストを実行し、これらのタイムスケールで熱雑音が制限されたパフォーマンスを見つけました。
Tianlai Dish Pathfinder Array：プロトタイプのトランジット無線干渉計の設計、操作、および性能
| Title |
The_Tianlai_Dish_Pathfinder_Array:_design,_operation_and_performance_of_a_prototype_transit_radio_interferometer |
| Authors |
Fengquan_Wu,_Jixia_Li,_Shifan_Zuo,_Xuelei_Chen,_Santanu_Das,_John_P._Marriner,_Trevor_M._Oxholm,_Anh_Phan,_Albert_Stebbins,_Peter_T._Timbie,_Reza_Ansari,_Jean-Eric_Campagne,_Zhiping_Chen,_Yanping_Cong,_Qizhi_Huang,_Yichao_Li,_Tao_Liu,_Yingfeng_Liu,_Chenhui_Niu,_Calvin_Osinga,_Olivier_Perdereau,_Jeffrey_B._Peterson,_Huli_Shi,_Gage_Siebert,_Shijie_Sun,_Haijun_Tian,_Gregory_S._Tucker,_Qunxiong_Wang,_Rongli_Wang,_Yougang_Wang,_Yanlin_Wu,_Yidong_Xu,_Kaifeng_Yu,_Zijie_Yu,_Jiao_Zhang,_Juyong_Zhang,_Jialu_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05946 |
TianlaiDishPathfinderArrayは、大規模な宇宙構造を測定する手段として、再電離後の宇宙で21cmの強度マッピングの手法をテストするために設計された無線干渉計です。一定の赤緯で空のドリフトスキャンを実行します。2019年10月までの6,200時間の空中観測に基づいて、この機器の設計、キャリブレーション、ノイズレベル、および安定性について説明します。すべてのベースラインを組み合わせて、明るい光源の周りにマップを作成し、アレイが期待どおりに動作することを示します。北天極での長い積分の分析により、振幅が20〜30mKの視程が得られました。これは、1MHzX1分のビニングで精度が10mK未満のNCP電波空からの予想信号と一致しています。スペクトルをハイパスフィルタリングして滑らかなスペクトル信号を除去すると、0.5mKレベルでゼロ信号と一致する残差が得られます。
黒点グループ番号のいくつかの集団-難問の解決
サンスポット番号の記録とHoytandSchatten（1998、H＆S）グループのサンスポット番号シリーズとの間の長年の不一致は、最初にCletteetalによって解決されました。（2014）サンスポット番号とグループ番号シリーズの改訂。改訂されたサンスポット番号シリーズが一般的に受け入れられた一方で、改訂は反対のグループ番号シリーズの急増をもたらしました。したがって、太陽活動データセットの選択は引き続き自由パラメーターであり、格差は持続し、混乱が支配しました。コミュニティによる多くのワークショップとフォローアップの共同作業は、まだ明確にされていません。ここでは、Cletteらによって提案された元の改訂を検証するいくつかの証拠を確認します。（2014）そして、認識された難問は、改訂されたシリーズの受け入れと一般的な使用を遅らせる必要がなくなったことを示唆しています。太陽観測は、一連のさまざまな不連続性を説明するさまざまな特性を持ついくつかの異なる母集団を構成すると主張します。これは、いくつかのプロキシによってサポートされています：地磁気の日変化、地磁気の強さの地磁気の特徴、および放射性核種の変化。Waldmeier効果は、サンスポット数のスケールが過去270年間変化していないことを示しており、観測者のWolfとWolferの間の誤ったスケール係数は、サンスポット数とグループ番号のH＆S再構築の間の1882年に始まった格差を説明しています。18世紀の望遠鏡のレプリカ（同様の光学的欠陥がある）での観測は、初期のサンスポット数のスケールを検証します。一方、月ごとの解像度（より多くの自由度）でグループ番号を再構築すると、反対のシリーズが満たすことができない改訂シリーズによって与えられた太陽周期11のサイズが検証されます。
| Title |
Amplitude_Modulation_of_Short-Timescale_Hot_Spot_Variability |
| Authors |
Lauren_I._Biddle,_Joe_Llama,_Andrew_Collier_Cameron,_Lisa_A._Prato,_Moira_M._Jardine,_Christopher_M._Johns-Krull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05388 |
古典的なTタウリシステム（CTTS）の変動は、広範囲のタイムスケールで発生します。特にCTTSは、数日間のタイムスケールで確率的、周期的、または準周期的に発生する可能性のある降着ショックによって引き起こされる変動の影響を受けます。これらのシステム内の若い惑星の検出可能性は、活動によって妨げられる可能性があります。したがって、惑星起源の特徴から恒星の活動を解きほぐすのを助けるために、タイムスケールの範囲にわたる若い星の変動の起源を理解することが不可欠です。$\lesssim$1dのタイムスケールで発生するCIタウのK2光度曲線における確率的小振幅測光変動の分析を提示します。この変動の振幅は、大振幅の変動で検出されたものと同じ周期的特徴を示すことがわかります。これは、これらの明るさの特徴を変調する物理的メカニズムが同じであることを示しています。検出された周期は、星の自転周期（$\sim$6.6d）、およびパルス状の付着を星に駆動することが知られている惑星の公転周期（$\sim$9.0d）とも一致しています。
星周塵殻中の非化学量論的アモルファスマグネシウム-鉄ケイ酸塩。超巨星からの流出における粉塵の成長
| Title |
Non-stoichiometric_amorphous_magnesium-iron_silicates_in_circumstellar_dust_shells._Dust_growth_in_outflows_from_supergiants |
| Authors |
Hans-Peter_Gail,_Akemi_Tamanai,_Annemarie_Pucci_and_Ralf_Dohmen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05903 |
光学的に薄い塵の殻を持つ9つのよく観察された巨大な超巨星のセットについて、酸素が豊富な恒星の流出における塵の成長を調査します。それらの星周塵殻からの赤外線放射のモデルは、それらの観測された赤外線スペクトルと比較されて、これらの星の拡張されたエンベロープにおける塵の形成を支配する本質的なパラメータを導き出します。比較研究から得られた結果は、実験室のデータと基本的な恒星の特性のみに基づいたケイ酸塩ダスト凝縮のモデルの予測とも比較されます。6〜25muの波長範囲の赤外線放射は、9つのオブジェクトすべてに対して、非化学量論的な鉄含有ケイ酸塩、アルミナ、および金属鉄粉粒子の混合物によってかなりよく再現できます。muCep、RWCyg、RSPerの3つのオブジェクトから得られた観測スペクトルは、静止した（本質的に）球対称の流出によって再現でき、理論的なダスト成長モデルからの予測と直接比較できます。大量のケイ酸塩ダストの成長の開始時の温度は920Kのオーダーであり、これらのオブジェクトの音速のオーダーの対応する流出速度です。凝縮温度は、ケイ酸塩ダストが、はるかに高い温度でケイ酸塩ダストシェルの内部によく形成されているコランダムダスト粒子上で成長することを示唆している。我々の結果は、恒星の流出におけるダスト形成の2つの主要な問題に関して次のことを提案している。（i）種子核の形成。（ii）巨視的なダスト粒子への成長により、2番目の項目の定量的理解に徐々に近づいています。
重力若い星状天体調査IV。サブauスケールでの51OphのCO倍音放出
| Title |
The_GRAVITY_Young_Stellar_Object_survey_IV._The_CO_overtone_emission_in_51_Oph_at_sub-au_scales |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_M._Koutoulaki,_R._Garcia_Lopez,_A._Natta,_R._Fedriani,_A._Caratti_oGaratti,_T._P._Ray,_D._Coffey,_W._Brandner,_C._Dougados,_P.J.V_Garcia,_L._Klarmann,_L._Labadie,_K.Perraut,_J._Sanchez-Bermudez,_C._-C._Lin,_A._Amorim,_M._Baub\"ock,_M._Benisty,_J.P._Berger,_A._Buron,_P._Caselli,_Y._Cl\'enet,_V._Coud\'e_du_Foresto,_P.T._de_Zeeuw,_G._Duvert,_W._de_Wit,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_M._Filho,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_R._Grellmann,_M._Habibi,_X._Haubois,_F._Haussmann,_T._Henning,_S._Hippler,_Z._Hubert,_M._Horrobin,_A._Jimenez_Rosales,_L._Jocou,_P._Kervella,_J._Kolb,_S._Lacour,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_H._Linz,_T._Ott,_T._Paumard,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_M._C._Ram\'irez-Tannus,_C._Rau,_G._Rousset,_S._Scheithauer,_J._Shangguan,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05955 |
へびつかい座51星は、2.3ミクロンの強い近赤外線CO回転振動放射を示すハービッグAe/Be星であり、星周円盤の最も内側の領域で発生している可能性があります。内側のガス状円盤の星周環境を空間的に分解することにより、システムの物理的および幾何学的特性を取得することを目指しています。第2世代のVLTI/GRAVITYを使用して、連続体とCO倍音放出を空間的に分解しました。補助望遠鏡を使用して12のベースラインにわたるデータを取得し、可視性、および波長の関数としての微分位相と閉鎖位相を導き出しました。CO放射の単純なLTEリングモデルを使用して、スペクトルとCOライン変位を再現しました。私たちの干渉計データは、星が私たちの空間分解能でわずかに分解され、半径が10.58+-2.65Rsunであることを示しています。ディスクからのKバンド連続放射は、位置角116+で63+-1度傾いています。-1度、および4+-0.8mas（0.5+-0.1au）。視程はCO線放出内で増加し、COがダスト昇華半径内で放出されることを示します。COバンドヘッドスペクトルをモデル化することにより、COは高温（T=1900-2800K）および高密度（T=1900-2800K）から放出されることがわかります。NCO=（0.9-9）x10^21cm^-2）ガス。連続体に関するCO線変位の分析により、COは、ダスト昇華半径内で、0.10+-0.02auの領域から放出されていると推測できます。CO線放出領域の傾斜と位置角は、ほこりっぽいディスクのそれと一致しています。私たちの空間的に分解された干渉観測は、内側のディスクのほこりのない領域内のCOの回転振動放出を確認します。従来のディスクモデルでは、ハービッグAeBe星のダストが枯渇した領域にCOが存在することはありません。したがって、ほこりのない内側のディスクの特性を計算できる、最も内側のディスク領域のアドホックモデルが必要です。
化学による一時的な降着の調査：IRAM 04191 +1522のCALYPSO観測。 CALYPSOIRAM-PdBI調査の結果
| Title |
Probing_episodic_accretion_with_chemistry:_CALYPSO_observations_of_IRAM_04191+1522._Results_from_the_CALYPSO_IRAM-PdBI_survey |
| Authors |
S._Anderl,_S._Maret,_S._Cabrit,_A._Belloche,_A._J._Maury,_Ph._Andr\'e,_C._Codella,_A._Bacmann,_S._Bontemps,_L._Podio,_F._Gueth,_E._Bergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05979 |
環境。星形成の初期段階での大量降着のプロセスはまだ完全には理解されていません。原始星の年齢とともに降着率はスムーズに低下しますか、それとも短い断続的な降着バーストがありますか？目的。VeLLOIRAM04191+1522に向けて観測されたC$^{18}$OおよびN$_2$H$^+$の放出パターンが、放出が化学的に行われるシナリオの枠組みで理解できるかどうかを調査することを目的としています。過去の付加バーストを追跡します。方法：CALYPSOIRAMの一部として取得されたIRAM04191+1522に対するC$^{18}$OおよびN$_2$H$^+$の高角度分解能プラトードブレ干渉計（PdBI）観測を使用しました大規模なプログラム。これらの観測は、放射伝達モジュールと組み合わせた時間依存の物理構造を持つ化学コードを使用してモデル化します。ここでは、光源の光度の変化を考慮に入れています。結果。N$_2$H$^+$線放射は中央の穴を示していますが、C$^{18}$O放射はコンパクトであることがわかります。これらの2つの線の形態は、現在の内部光度（0.08L$_{sun}$）に基づく一定の光度モデルでは再現できません。ただし、N$_2$H$^+$のピークは、12L$_{sun}$の一定光度モデルと一致しています。時間依存の温度および密度プロファイルを持つモデルを使用して、観測されたN$_2$H$^+$ピーク放出が実際に過去の降着バーストによって引き起こされた可能性があることを示します。このようなバーストは、数百年前に発生したはずです。結論。最近、IRAM04191+1522で降着バーストが発生したことをお勧めします。そのようなバーストが一般的であり、VeLLOで十分に長い場合、それらは、それらの光度が示唆するよりも、中央のオブジェクトへのより高い降着につながる可能性があります。特にIRAM04191の場合、私たちの結果は、クラス0フェーズの終わりまでに0.2〜0.25M$_{sun}$の推定最終質量をもたらします。これにより、このオブジェクトは褐色矮星ではなく低質量の星になります。
2019/2020年の大減光中のベテルギウスの光球温度：新しい塵は必要ありません
| Title |
The_Photospheric_Temperatures_of_Betelgeuse_during_the_Great_Dimming_of_2019/2020:_No_New_Dust_Required |
| Authors |
Graham_M_Harper_(1),_Edward_F_Guinan_(2)_Richard_Wasatonic_(2),_Nils_Ryde_(3)_((1)_University_of_Colorado_Boulder,_(2)_Villanova_University,_(3)_Lund_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05982 |
赤色超巨星（RSG）の拡張された大気を形成し、彩層を加熱し、分子リザーバーを作成し、質量損失を促進し、塵を作成するプロセスは、よくわかっていません。2019年9月/2020年2月のベテルギウスのVバンド「グレートディミング」イベントとその後の急速な明るさは、これらの現象を研究するまれな機会を提供します。調光を説明するために、2つの異なる説明が出てきました。光球の光を減衰させる新しい塵が視線に現れたか、光球の大部分が冷却されていました。ここでは、ワサトニック天文台で得られた5年間のウィング3フィルター（A、B、Cバンド）TiOと近赤外測光を紹介します。これらは、光球の一部の平均有効温度$（T_{\rmeff}$）が（Levesque＆Massey2020）によって検出された温度よりも大幅に低いことを示しています。MARCSモデルの光球とスペクトルからの合成測光により、VLT-SPHEREで示唆されているように、複数の光球成分がある場合、Vバンド、TiOインデックス、Cバンド測光、および以前に報告された4000〜6800オングストロームスペクトルを定量的に再現できることが明らかになりました。画像（Montargesetal.2020）。クーラーコンポーネントの$\DeltaT_{\rmeff}\ge250$Kが3650Kよりも低い場合、利用可能な経験的制約を説明するために新しいダストは必要ありません。支配的な短周期（$\sim430$日）と長周期（$\sim5.8$yr）のVバンド変動の一致は、深い最小値の時間の近くで発生しました（Guinanetal.2019）。これは、最近Dupreeetalによって報告されたVmagと光球の視線速度の強い相関関係と並行しています。（2020b）。これらは、目に見える星の大部分の冷却が、おそらく脈動または大規模な対流運動から生じる、光球運動に関連する動的な起源を持っていることを示唆しています。
| Title |
Transient_Radio_Signatures_from_Neutron_Star_Encounters_with_QCD_Axion_Miniclusters |
| Authors |
Thomas_D._P._Edwards,_Bradley_J._Kavanagh,_Luca_Visinelli,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05378 |
膨張後にペッチェイ・クイン対称性が破られた場合、QCDアクシオンはアクシオンミニクラスターとして知られる高密度構造を形成すると予想されます。今日まで生き残ったミニクラスターは、天の川の中性子星（NS）の集団と相互作用して、NS磁気圏のアクシオン-光子変換から一時的な無線信号を生成します。ここでは、2つの異なるミニクラスター内部密度プロファイルについて、これらの相互作用の速度、持続時間、空の位置、および明るさを定量化します。両方の密度プロファイルについて、次の相互作用が頻繁に発生することがわかります（$\mathcal{O}（1-100）\、\mathrm{day}^{-1}$）;1日から数ヶ月続きます。銀河中心に向かって空間的にクラスター化されています。観測可能なフラックスに達する可能性があります。したがって、現世代の望遠鏡の手の届く範囲にあるこれらの一時的なシグネチャを検索することは、QCDアクシオン暗黒物質を発見するための有望な経路を提供します。
初期宇宙におけるデカップリング時代のニュートリノ屈折効果
超新星のハローにおけるニュートリノフレーバー密度行列の計算には受け入れられているアプローチがあり、頻繁に散乱する領域の上の領域では、断面ではなくニュートリノの振幅を注意深く追跡する必要があります。ニュートリノデカップリングの時代の初期宇宙におけるニュートリノフレーバーとエネルギー分布の進化に同じ推論と技術を適用します。宇宙論で使用されてきた古典的な数への結果としての変化は、この地域の理論の最近の更新で発見されたものよりも大幅に大きくなる可能性があります。後者では、ニュートリノとニュートリノの相互作用は、本質的に断面積として方程式に入ります。密接に関連する問題については、軽いステライルニュートリノの生成の主題が存在する場合、それらが完全に逆さまになると私たちは信じています。それがどこに向かっているのかを正確に知るのは時期尚早ですが、従来の計算よりも桁違いに大きい生産率の強力な例があります。
カイラル有効場の理論相互作用に基づく有限温度での中性子物質
| Title |
Neutron_matter_at_finite_temperature_based_on_chiral_effective_field_theory_interactions |
| Authors |
J._Keller,_C._Wellenhofer,_K._Hebeler,_A._Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05855 |
カイラル有効場の理論の中で導出された2核子と3核子の相互作用に基づいて、有限温度での中性子物質の状態方程式を研究します。自由エネルギー、圧力、エントロピー、および内部エネルギーは、自己無撞着なハートリーフォック解の周りの3次までの項を含む多体摂動理論を使用して計算されます。正規順序近似を使用せずに3核子相互作用からの寄与を含め、キラル展開の次数ごとの分析に基づいた理論的な不確実性の推定値を提供します。私たちの結果は、熱効果が熱指数と密度依存の有効質量を介して非常によく捕捉できることを示しています。提示されたフレームワークは、一般的な温度での高密度物質の状態方程式と、コア崩壊超新星と中性子星合体に関連する陽子分率を研究するための基礎を提供します。
相対論的重力における準測地線
巨大粒子の軌道に平行な4つの力は、アフィンパラメーター化を行うことで常に排除できますが、アフィンパラメーターは適切な時間とは異なります。主な用途は宇宙論です。宇宙論では、宇宙流体の要素が4元速度に平行な圧力勾配にさらされます。並列4力の自然な実装は、粒子の質量が変化したとき、およびスカラーテンソル宇宙論で発生します。
非線形完全流体のある宇宙におけるスカラーとベクトルの摂動
離散的な不均一性（銀河など）の形の塵のような物質と、線形および非線形の状態方程式を特徴とする完全流体で満たされた3成分宇宙を研究します。宇宙スクリーニングアプローチの中で、スカラーとベクトルの摂動の理論を開発します。個別のコンポーネントに関連付けられているエネルギー密度のコントラストは、いずれも小さいものとして扱われません。その結果、導出された方程式はサブホライズンスケールとスーパーホライズンスケールの両方で有効であり、さまざまな宇宙論モデルのシミュレーションを可能にします。
原始ブラックホール（PBH）のごく一部を伴う、$SU（2）_L$トリプレットフェルミオン「winos」のケースを強調して、支配的な熱WIMPで構成される動機のある混合暗黒物質（DM）シナリオを研究します。ウィノキネティックデカップリングの後、DM粒子はPBHによって捕捉され、今日の天の川に暗いミニハロを持つPBHが存在します。ワインDMの最も強い制約は、銀河中心でのワイン消滅からの細い線のガンマ線の生成から来ています。混合ワインDMシナリオの実行可能性を詳細に分析し、天の川のコアハロープロファイルを想定したPBHのDMの割合に対する制約を決定します。$M_{\text{PBH}}\simM_{\odotの場合、現在の間接検索の感度で、近くの単一の服を着たPBHでのwino消滅に特徴的なガンマ線信号を検出する可能性が高いことを示します。}$、これを「輝くブラックホール」と呼びます。大きな過密度の周りのDMの降着とDMの消滅はどちらも非常に一般的なプロセスであるため、同様の結果は、超小型ミニハロまたは他のDMモデルを使用したより一般的なセットアップにも当てはまります。
異方性確率的重力波背景のための統一された地図作成
| Title |
Unified_Mapmaking_for_Anisotropic_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Jishnu_Suresh,_Anirban_Ain,_Sanjit_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.05969 |
未解決の天体物理学的ソースからの信号の重ね合わせによって作成された確率的重力波バックグラウンド（SGWB）は、今後数年で検出される可能性があります。バックグラウンドでの異方性の考えられる性質について、いくつかの理論的予測が行われています。したがって、空全体の強度を推定してマッピングすることは、天体物理学モデルの理解を向上させる上で重要な役割を果たすことができます。スカイマップは、高度な地上ベースの干渉検出器のすべてのデータ取得実行について、ピクセルおよび球面調和関数ベースで作成されています。これらのマップは同様のアルゴリズムで作成されていますが、基礎となる代数と数値の実装は異なります。そのため、両方の拠点で結果を出す必要がありました。これらの明らかに冗長な方法は、実際には単一の分析に統合できることを示しています。最初に代数を開発して、2つの異なるベースの結果、マップ、およびノイズ共分散行列が簡単に変換できることを示します。次に、異方性SGWBの現在の標準分析パイプラインであるPyStochに、両方のスキームを組み込みます。次に、ピクセルと球面調和関数ベースの変換結果が非常によく一致することを示します。したがって、確率的背景の異方性を説明するには、単一のスカイマップで十分であると結論付けます。PyStochの複数の機能は、異方性の背景を特徴付けるさまざまな測定値を推定するのに役立ちます。
