BeyondPlanckVI。ノイズの特性評価とモデリング
| Title |
BeyondPlanck_VI._Noise_characterization_and_modelling |
| Authors |
H._T._Ihle,_M._Bersanelli,_C._Franceschet,_E._Gjerl{\o}w,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_J._R._Eskilt,_M._K._Foss,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_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/2011.06650 |
グローバルなBeyondPlanckギブスサンプリングフレームワーク内で機器のノイズパラメータを推定し、ノイズの不確実性を伝播するためのベイズ法を提示し、これをPlanckLFIの時系列データに適用します。以前の文献に従って、ノイズパワースペクトル密度（PSD）に単純な$1/f$モデルを採用し、マスクされたデータを説明するために最適なウィーナーフィルター（または制約付き実現）ギャップ充填手順を実装します。次に、この手順を使用して、時間領域のギャップのない相関ノイズ$n_\mathrm{corr}$を推定し、ノイズPSDスペクトルパラメーター$\xi^n=\{\sigma_0、f_\mathrmをサンプリングします。{膝}、\alpha\}$。以前のプランク分析とは対照的に、ミッション全体ではなく、各ポインティング期間（PID）内の区分的定常ノイズのみを想定していますが、$\alpha$および$f_\mathrm{knee}$の事前確率としてLFIDPCの結果を採用しています。。平均して、いくつかの注目すべき例外を除いて、以前の結果とほぼ一致する最適な相関ノイズパラメータが見つかります。ただし、時間依存の結果を詳細に調べると、多くの重要な発見が明らかになります。何よりもまず、すべてのノイズPSDパラメーターに統計的に有意な時間的変動があるという強力な証拠が見つかります。その多くは衛星ハウスキーピングデータと直接相関しています。第2に、単純な$1/f$モデルはLFI70GHzチャネルに最適であるように見えますが、30GHzおよび44GHzチャネル内を含む$1/f$モデルでは説明されていない追加の相関ノイズの証拠があります。0.1〜1Hzの主要な科学周波数範囲。一般に、ほとんどの30GHzおよび44GHzチャネルは、1時間のポインティング期間ごとに2〜3ドルのシグマレベルで過剰なノイズを示します。一定期間、焦点面全体にわたる強いコモンモードノイズ変動の証拠も見つかります。（要約）
宇宙の距離と二重性の関係をテストするための距離偏差の一貫性とモデルに依存しない方法
| Title |
A_Distance-Deviation_Consistency_and_Model-Independent_Method_to_Test_the_Cosmic_Distance-Duality_Relation |
| Authors |
C.C._Zhou,_J._Hu,_M.C._LI,_X.Zhang_and_G.W._Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06881 |
宇宙の距離双対関係（CDDR）をテストするための、距離偏差の一貫性とモデルに依存しない方法が提供されます。この方法は、2つの側面で注意を払う価値があります。まず、距離偏差整合性メソッドを使用してサブサンプルをペアリングします。\textbf{value}より小さい赤方偏移偏差を持つサブサンプルをペアリングする代わりに、たとえば$\left\vert\Deltaz\right\vert<0.005$。サブサンプル間の赤方偏移の偏差は、距離の偏差が同じに保たれるように、赤方偏移とともに減少します。このメソッドは、高赤方偏移で最大$z=2.16$のサブサンプルをさらに選択し、120のサブサンプルペアを提供します。次に、モデルに依存しない方法には、1048ドルのIa型超新星（SNeIa）と205ドルの強い重力レンズシステム（SGLS）の最新データセットが含まれます。これらは、光度距離$D_L$と角径距離の比率を取得するために使用されます。それぞれ距離$D_A$。モデルに依存しない方法では、CDDR、SNeIa光度曲線、およびSGLSのパラメーターが同時に適合されます。\textbf{結果は、$\eta=0.047^{+0.190}_{-0.151}$であり、CDDRは$\frac{{{D_L}}}{の形式で1$\sigma$信頼水準で検証されることを示しています。{{D_A}}}{（1+z）^{-2}}=1+\etaz$。
固有のアラインメントトレーサーとしての銀河団：現在と未来
宇宙の大規模構造に埋め込まれた銀河や銀河団は、優先的な方向に整列しているのが観察されます。銀河アラインメントは宇宙論的情報の潜在的なプローブとして確立されていますが、これらの目的のためのクラスターアラインメントの適用は未踏のままです。クラスターは銀河よりも高い整列振幅を持っていることが観察されていますが、銀河ははるかに多いため、2つの信号間の検出可能性のトレードオフは不明なままです。現在利用可能な低赤方偏移調査（SDSS）と今後の高赤方偏移調査（LSST）の2つの銀河系外調査設定のクラスターと銀河の配置を比較する予測を提示します。SDSSの場合、クラスターサンプルの説明は公開されているredMaPPerカタログに依存しています。LSSTの場合、SDSSからアライメント測定値を推定しながら、予想される数のカウントの推定を実行します。SDSSのクラスターは、通常、銀河よりも信号対雑音比が高くなっています。LSSTの場合、クラスターアラインメント信号は、数カウントが比較的少なく、アラインメント振幅が減少するため、レッドシフトですぐに洗い流されます。それにもかかわらず、クラスターの潜在的な強力なスーツは、弱いレンズ効果との相互作用にあります。固有の配列は、銀河よりもクラスターの方が簡単に分離できます。クラスターアラインメントの信号対雑音比は、一般に、視線に沿って近接ペアを分離することで改善できます。
LISA-Taijiネットワークを使用した確率的重力波バックグラウンドでのパリティ違反の測定
| Title |
Measuring_Parity_Violation_in_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_with_the_LISA-Taiji_network |
| Authors |
Giorgio_Orlando,_Mauro_Pieroni,_Angelo_Ricciardone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07059 |
パリティ違反は、重力波（GW）の宇宙論的背景と天体物理学的背景を区別するための強力な観測量です。地上と宇宙の両方での平面単一GW干渉計は、等方性確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の正味の円偏波を測定できません。この論文では、2034年頃に打ち上げられる予定の2つの宇宙ベースの検出器であるLISAとTaijiを相互相関させることにより、等方性SGWBの円偏光を検出する可能性を探ります。キラリティーに対するこのようなネットワークの応答を計算し、SGWBの$I$および$V$ストークスパラメーターに対してフィッシャー予測分析を実行します。$h^2\、\Omega_{\rmGW}\simeq10^{-12}$を使用すると、最大カイラル信号に対してキラリティーの明確な測定値を要求できることがわかります。
惑星表面降着衝撃波のスペクトル的外観：全球スペクトルと水素線プロファイルとフラックス
| Title |
Spectral_appearance_of_the_planetary_surface_accretion_shock:_Global_spectra_and_hydrogen_line_profiles_and_fluxes |
| Authors |
Yuhiko_Aoyama,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Christoph_Mordasini,_and_Masahiro_Ikoma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06608 |
降着衝撃から来ると考えられている水素線放出は、惑星の質量の物体で観察されており、現在または今後の専用機器は、より多くの原因を明らかにするはずです。以前の研究では、周惑星円盤に衝撃が発生した場合の衝撃スペクトルが予測されていました。しかし、惑星表面の衝撃についての広範な調査は行われていません。私たちの主な目標は、モデルの発光スペクトルを光球SEDと組み合わせて、降着する惑星のグローバルスペクトルエネルギー分布（SED）を計算し、Ha（Halpha）に焦点を当てて、さまざまな水素線の線積分フラックスを予測することです。Hb、Paa、Pab、Pag、Bra、およびBrg。非平衡計算を、降着率Mdotと質量M_pの関連する大きなパラメーター空間の表面降着衝撃に適用します。以前のモデルとは対照的に、地層計算への適合は半径と有効温度を提供します。ここでは、プレショック材料による消滅は考慮していません。Ha線の光度は、MdotとM_pとともに単調に増加し、1e-8から1e-4Lsunの範囲で、主に降着率に依存し、関連するパラメーター範囲の質量に弱く依存することがわかります。その結果をPDS70の周りで観測された惑星に適用し、推定された降着率が以前の研究と一致していることを示します。ライマン、バルマー、およびパッシェンの連続体は、光球の上に表示されます。Hbフラックスは0.1からHaフラックスの約1倍の範囲ですが、他の線はより弱いです（〜0.001-0.1）。分光観測に基づいて、惑星表面とCPD表面の衝撃は非常に高いスペクトル分解能で区別することができます。ただし、両方が存在する場合、惑星表面の衝撃が全体の強度を支配する可能性があります。Haや他の線の光度のこれらの予測は、ベースライン予測として、または降着する惑星の観測を解釈するためのツールとして機能します。
TW Hya Rosetta StoneプロジェクトI：DCNおよびDCO +の放射状および垂直方向の分布
| Title |
The_TW_Hya_Rosetta_Stone_Project_I:_Radial_and_vertical_distributions_of_DCN_and_DCO+ |
| Authors |
Karin_I._Oberg,_L._Ilsedore_Cleeves,_Jennifer_B._Bergner,_Joseph_Cavanaro,_Richard_Teague,_Jane_Huang,_Ryan_A._Loomis,_Edwin_A._Bergin,_Geoffrey_A._Blake,_Jenny_Calahan,_Paolo_Cazzoletti,_Viviana_Veloso_Guzman,_Michiel_R._Hogerheijde,_Mihkel_Kama,_Jeroen_Terwisscha_van_Scheltinga,_Chunhua_Qi,_Ewine_van_Dishoeck,_Catherine_Walsh,_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06774 |
分子のD/H比は、太陽系の揮発性物質の過去の化学的調査によく使用されます。しかし、原始太陽系星雲のどの部分が活発な重水素分別化学をホストしていたかは不明です。この質問に対処するために、TWHyaRosettaの一部として取得されたTWHya周辺の近くの原始惑星系円盤に向けたDCO+およびDCN2-1、3-2、および4-3の0".2-0".4ALMA観測を提示します。アーカイブデータで補強されたStoneプロジェクト。DCO+は、半径70auの小石ディスク全体で約40Kの励起温度を特徴とし、暖かく上昇した分子層からの発光を示します。暫定的に、DCNはさらに高い温度で存在します。DCO+とDCNはどちらも、内側のディスクにかなりの放出空洞を示しますが、外側のディスクでは、DCO+とDCNの形態が異なります。ほとんどのDCN放出は、30au付近でピークに達する狭いリングから発生し、いくつかの追加の拡散DCN放出がより大きな半径で存在します。一方、DCO+は、小石の円盤を越えて伸びる幅広い構造のリングに存在します。パラメトリックディスクアバンダンスモデルに基づいて、これらの放出パターンは、キャビティの外部でほぼ一定のDCNアバンダンス、および半径とともに増加するDCO+アバンダンスによって説明できます。TWHyaの周りの複数の円盤領域に活発な重水素分別化学が存在するように見えますが、冷たい微惑星形成ミッドプレーンと内側の円盤には存在しません。これらの後者の地域で重水素の分別が実際に存在しないかどうか、そしてその欠如が一般的な特徴であるか、または古いTWHyaディスクに特有のものであるかどうかを調査するには、さらに多くの観察が必要です。
FRIPON流星に基づく発光効率
| Title |
Luminous_efficiency_based_on_FRIPON_meteors |
| Authors |
Esther_Drolshagen,_Theresa_Ott,_Detlef_Koschny,_Gerhard_Drolshagen,_Jeremie_Vaubaillon,_Francois_Colas,_Josep_Maria_Trigo-Rodriguez,_Brigitte_Zanda,_Sylvain_Bouley,_Simon_Jeanne,_Adrien_Malgoyre,_Mirel_Birlan,_Pierre_Vernazza,_Daniele_Gardiol,_Dan_Alin_Nedelcu,_Jim_Rowe,_Mathieu_Forcier,_Eloy_Pe\~na_Asensio,_Herve_Lamy,_Ludovic_Ferri\`ere,_Dario_Barghini,_Albino_Carbognani,_Mario_Di_Martino,_Stefania_Rasetti,_Giovanni_Battista_Valsecchi,_Cosimo_Antonio_Volpicelli,_Matteo_Di_Carlo,_Cristina_Knapic,_Giovanni_Pratesi,_Walter_Riva,_Giovanna_M._Stirpe,_Sonia_Zorba,_Olivier_Hernandez,_Emmanuel_Jehin,_Marc_Jobin,_Ashley_King,_Agustin_Sanchez-Lavega,_Andrea_Toni,_Bj\"orn_Poppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06805 |
流星物理学では、発光効率${\tau}$を使用して、流星の大きさを対応する流星物質の質量に変換します。ただし、十分に正確な検証方法や適切な臨床検査がないため、このパラメータについては議論の余地があります。この研究では、火球回復および惑星間観測ネットワーク（FRIPON）によって取得された流星/火球データを使用して、大気前の流星物質の質量を計算し、流星の明るさと比較してそれらの発光効率を評価しました。そのために、質量計算のための減速ベースの式が使用されました。$10^{-6}$kg〜$100$kgの範囲で質量が決定された294個の火の玉の${\tau}$値と形状変化係数が見つかりました。導出された${\tau}$-値の中央値は、${\tau}_{median}$=2.17％です。それらのほとんどは0.1％-10％のオーダーです。値がどのように取得されたかを示し、文献で報告されているデータと比較し、いくつかの方法について説明します。${\tau}$の流星の大気前速度$v_e$への依存性は、${\tau}=0.0023\cdotv_e^{2.3}$の関係で顕著です。高速流星のより高い発光効率は、放出されるより高いエネルギーによって説明することができます。高速流星物質は、高温のいわゆる第2成分の出現により、特定の波長でより効率的に放射する追加の輝線を生成します。さらに、${\tau}$の初期流星物質$M_e$への依存性が見つかり、両対数空間で負の線形動作が見られました：${\tau}=0.48\cdotM_e^{-0.47}$。これは、より小さな流星物質の放射がより効率的であることを意味します。
彗星C2013US10（カタリナ）のコマダスト太陽系の炭素への窓
| Title |
The_Coma_Dust_of_Comet_C2013_US10_(Catalina)_A_Window_into_Carbon_in_the_Solar_System |
| Authors |
Charles_E._Woodward,_Diane_H._Wooden,_David_E._Harker,_Michael_S._P._Kelley,_Ray_W._Russell,_Daryl_L._Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06943 |
コメットC/2013US10（カタリナ）は動的に新しいオールトの雲彗星であり、その出現は、揮発性物質の日射と昇華が最大の活動を促進するときに、地動説の距離〜2auで地球に近いアプローチ（〜0.93au）付近の観測に適した形状を示しました。ここでは、NASAの成層圏赤外線天文台とNASA赤外線望遠鏡施設からの2つの時間的エポックでの中赤外分光光度観測を紹介します。粒子組成は、ケイ酸塩と炭素の比率が約0.9、結晶化学量論がほとんどない（Mgに富む結晶かんらん石に起因する明確な11.2umの特徴がない）、サブミクロンの粒子サイズ分布を持つダークダスト粒子（アモルファスカーボンとしてモデル化）によって支配されています。〜0.6umでピークになります。10umのケイ酸塩の特徴は弱く、局所的な連続体よりも約12.8％高く、ボロメータ粒子のアルベドは低かった（〜14％）。カタリナ彗星は炭素が豊富な天体です。アモルファスカーボンの光学定数によってよく表されるこの材料は、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星の表面を暗くして赤くする材料に似ています。この物質は彗星の核に固有のものであり、スターダストサンプルの研究、惑星間塵粒子の調査、および微気象分析からの結果を統合していると私たちは主張します。カタリナ彗星と他の彗星の原子状炭素とケイ酸塩の比率は、原始太陽系にC/Si勾配が存在することを示唆する証拠の増加に加わっています。
重力で崩壊する小石雲からのバイナリ微惑星形成
| Title |
Binary_Planetesimal_Formation_from_Gravitationally_Collapsing_Pebble_Clouds |
| Authors |
David_Nesvorny,_Rixin_Li,_Jacob_B._Simon,_Andrew_N._Youdin,_Derek_C._Richardson,_Raphael_Marschall,_William_M._Grundy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07042 |
微惑星は、およそ1〜1000kmのサイズのコンパクトな天体物理学的オブジェクトであり、重力によって一緒に保持されるのに十分な大きさです。それらは物質を降着させることによって成長し、実物大の惑星になることができます。微惑星自体は、原始惑星状星の小さな粒子からの複雑な物理的プロセスによって形成されると考えられています。ストリーミング不安定性（SI）モデルは、mm/cmサイズの粒子（小石）が空気力学的に自己重力雲に集められ、微惑星に直接崩壊することを示しています。ここでは、SIのATHENAシミュレーションを分析して、小石の雲の初期特性（回転など）を特徴付けます。それらの重力崩壊の後には、小石の衝突を現実的に説明するように変更されたPKDGRAVN-bodyコードが続きます。小石の雲が急速に崩壊して、微惑星が形成される短命の円盤構造になることがわかります。微惑星の特性は、雲のスケーリングされた角運動量、l=L/（MR_H^2オメガ、ここでLとMは角運動量と質量、R_Hはヒル半径、オメガは軌道周波数に依存します。低l小石雲はタイトな（または接触する）微惑星と単一の微惑星を生成します。コンパクトな高l雲は、カイパーベルトに見られる同じサイズのバイナリに非常に似た属性を持つバイナリ微惑星を生み出します。重要なことに、SIによって引き起こされる重力崩壊は角運動量を説明できます。既知の等しいサイズのバイナリの運動量分布-解像度が向上した研究からの検証が保留されている結果。崩壊シミュレーションの約10％は、2つ以上の大きな月を持つ階層システムを生成します。これらのシステムは、観測がしきい値に達したときにカイパーベルトで見つかるはずです。感度。
| Title |
Black_hole_spin_evolution_in_warped_accretion_discs |
| Authors |
Elia_Cenci,_Luca_Sala,_Alessandro_Lupi,_Pedro_R._Capelo,_Massimo_Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06596 |
銀河核に生息する巨大なブラックホール（BH）は、降着と合併のイベントに応じて宇宙時間を通じて変化する2つのパラメーター、つまり質量とスピンによってのみ記述できます。ほとんどの数値シミュレーションはBH質量を正確に追跡しますが、スピンの進化が考慮されることはめったにありません。この作業では、流体力学コードGIZMOのガス降着を介したBH質量とスピンの進化について、自己無撞着なサブグリッドモデルを実装および検証します。モデルは、解決されたスケールからの降着が瞬時に発生しないことを前提としていますが、幾何学的に薄い$\alpha$-ディスクのサブグリッドによって媒介されます。モデルを半解析的に検証した後、降着円盤へのガスの降着がGIZMOによって一貫して決定される、核周囲円盤で構成される理想的な環境でモデルをテストします。降着関連のフィードバックがない場合、スピンの進化は半解析モデルで観察されたものを厳密に追跡し、初期BHスピン、降着円盤の角運動量、半径など、実装の自由パラメーターに依存します。ガス流入が循環する場所。GIZMOでは、モデルをコンパニオンペーパーに示されているバイコニカル流出モデルと結合します。このモデルでは、フィードバック軸は常にBHスピンと整列しています。この最後のケースでは、フィードバックプロセスがガスのダイナミクスとその流入速度を分解されたスケールから変更するため、中央のBHの進化は前のケースとは大幅に異なります。このような相互作用は、単純な半分析モデルではモデル化できないため、完全な$N$体の流体力学シミュレーションを使用して処理する必要があります。
クールランプI.Redshift5.04の非常に明るいレンズ付き銀河
| Title |
COOL-LAMPS_I._An_Extraordinarily_Bright_Lensed_Galaxy_at_Redshift_5.04 |
| Authors |
Gourav_Khullar,_Katya_Gozman,_Jason_J._Lin,_Michael_N._Martinez,_Owen_S._Matthews_Acu\~na,_Elisabeth_Medina,_Kaiya_Merz,_Jorge_A._Sanchez,_Emily_E._Sisco,_Daniel_J._Kavin_Stein,_Ezra_O._Sukay,_Kiyan_Tavangar,_Matthew_B._Bayliss,_Lindsey_E._Bleem,_Sasha_Brownsberger,_H{\aa}kon_Dahle,_Michael_K._Florian,_Michael_D._Gladders,_Guillaume_Mahler,_Jane_R._Rigby,_Keren_Sharon,_Antony_A._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06601 |
赤方偏移$z$=5.043$\pm$0.002で観測されたマグニチュード$z_{AB}=20.47$で、中程度の質量の銀河団が$z$でレンズを付けた、COOLJ1241+2219の発見を報告します。=1.001$\pm$0.001。COOLJ1241+2219は、現在$z$$\gtrsim$5の光学および近赤外線波長で知られている最も明るいレンズ銀河です。これは、以前の記録保持者のレンズ付き銀河よりも$\sim$5倍明るく、これらの赤方偏移で知られている最も明るいレンズなしの銀河よりも数桁明るいです。これは、最近の公共の光学イメージングデータで強力なレンズシステムを見つけるために開始されたコラボレーションであるCOOL-LAMPSの一部として発見されました。地上ベースの$griz$JHイメージングと光学分光法を使用して、レンズ付き銀河とレンズクラスターの中央銀河を特徴付けます。モデルベースの光度を報告し、星の種族合成モデリングを介して、星の質量、ダスト含有量、金属量、星形成率を導き出します。地上ベースのイメージングに基づくレンズ質量モデリングは、ソース倍率の中央値が$\sim$30であることを意味します。これにより、恒星の質量と星形成率（最も若い年齢層で、観測の時代に最も近い）がlogM$_になります。{*}$=$10.11^{+0.21}_{-0.26}$およびSFR=$27^{+13}_{-9}$M$_{\odot}$/年。COOLJ1241+2219の星形成履歴を制約し、$\sim$1Gyrの宇宙時間にわたる一定の星形成と一致させます。これにより、この銀河は星形成主系列の高質量端に配置されます。COOLJ1241+2219は、銀河の2〜4倍の明るさで、これらの赤方偏移で特徴的なUV光度を示します。UV連続体の傾き$\beta$=-2.2$\pm$0.2は、この銀河を$z$=5で観測された銀河の分布の青い側に配置しますが、Ly$\alpha$の放出がないことは、抑制に十分な塵を示していますこの放出。
MagneticumPathfinderでのスターバースト後の銀河の上昇と下降
| Title |
Rise_and_fall_of_post-starburst_galaxies_in_Magneticum_Pathfinder |
| Authors |
Marcel_Lotz,_Klaus_Dolag,_Rhea-Silvia_Remus,_Andreas_Burkert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06602 |
スターバースト後の銀河（PSB）は、星形成銀河と静止銀河の間の短命の遷移集団に属し、すべての環境とすべての赤方偏移で見られます。彼らの深く議論された進化の経路を解読することは、一般的に銀河の進化を推進するプロセスを理解するために最も重要です。私たちは、フィールドと銀河団の両方でPSB銀河の進化を支配する支配的なメカニズムを決定することを目指しています。PSB銀河の進化に関与するさまざまな物理的プロセスを理解するために、宇宙論的流体力学シミュレーションスイートMagneticumPathfinderを分析します。$z\sim0$で、静止状態および星形成のコントロールサンプルと比較して、恒星の質量が$M_*\geq4.97\cdot10^{10}$の647個のPSBのセットを特定して調査します。PSBの銀河の進化、合併の歴史、ブラックホールを追跡し、3.6Gyrの期間にわたってサンプルを制御します。さらに、さまざまな赤方偏移とクラスター質量で識別されたクラスターPSBを調査します。環境や赤方偏移とは関係なく、星形成対照サンプルと同様に、PSBは頻繁に合併していることがわかります。$z=0$では、PSBの89％が少なくとも1回の合併を経験しており、65％が過去2.5Gyr以内に大規模な合併イベントを経験しており、強い星形成のエピソードにつながっています。実際、$z=0$PSBの23％は、スターバースト中に若返りました。合併後、フィールドPSBは通常、AGNフィードバックの大幅な増加によってシャットダウンされます。さらに、銀河団PSBの恒星質量関数と$z=0.9$の見通し内位相空間分布の両方の観測結果と一致しています。最後に、$z\lesssim0.5$クラスターPSBは、特に高質量クラスターで主に落下しており、AGN活動の強化の兆候を示していないことがわかります。したがって、クラスターPSBの大部分は、ラム圧力ストリッピングなどの環境消光メカニズムを介してシャットダウンされていると結論付けます。
回転するブラックホールの降着からの非等方性フィードバック
| Title |
Non-isotropic_feedback_from_accreting_spinning_black_holes |
| Authors |
Luca_Sala,_Elia_Cenci,_Pedro_R._Capelo,_Alessandro_Lupi,_Massimo_Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06606 |
活動銀河核（AGN）は、ホスト銀河の中心にガスを降着させる行為で捕らえられた巨大なブラックホール（BH）です。降着する質量の一部は、大まかにAGNフィードバックと呼ばれるプロセスで、エネルギーに変換され、周囲の媒体に放出されます。ほとんどの数値シミュレーションには、サブグリッドモデルとしてAGNフィードバックが含まれており、エネルギーまたは運動量（またはその両方）が近くのガスに結合されます。この作業では、流体力学コードGIZMOに新しい運動量駆動モデルを実装します。このモデルでは、大規模からの降着がサブグリッド降着円盤モデルによって媒介され、ガス粒子が確率的に双円錐領域上でキックされて模倣されます。観測された動的風。フィードバックコーンの軸は、BHを取り巻くガスの角運動量、または降着円盤モデル内で自己無撞着に進化するBHスピン方向のいずれかに平行に設定できます。テストベッドとして核周囲ディスク（CND）を使用すると、（i）流出の円錐形が常に表示され、発射方向と開口に弱く依存し、同等の質量の流入と流出が発生することがわかります。（ii）コーンの向きもテスト間で類似しており、流出の形成に重要な役割を果たすCNDとの相互作用のため、常に初期値と同じであるとは限りません。（iii）代わりに、流出の速度は異なり、CNDとの相互作用に強く依存します。
VANDELS調査：z〜3の星形成銀河におけるUV連続体の傾きと恒星の金属量との関係
| Title |
The_VANDELS_survey:_the_relation_between_UV_continuum_slope_and_stellar_metallicity_in_star-forming_galaxies_at_z~3 |
| Authors |
A._Calabr\`o,_M._Castellano,_L._Pentericci,_F.Fontanot,_N.Menci,_F.Cullen,_R.McLure,_M.Bolzonella,_A.Cimatti,_F.Marchi,_M.Talia,_R.Amor\'in,_G.Cresci,_G.De_Lucia,_J.Fynbo,_A.Fontana,_M.Franco,_N.P.Hathi,_P.Hibon,_M.Hirschmann,_F.Mannucci,_P.Santini,_A.Saxena,_D.Schaerer,_L.Xie,_G.Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06615 |
高z銀河の星の金属量（Z*）の推定は、塵の影響の複雑さと、星の質量、塵の減衰、星の年齢、金属量の間の相互関係を理解するために最も重要です。VANDELS調査から抽出され、恒星の質量（M*）とUV連続体の傾斜（ベータ）のビンに積み重ねられた、赤方偏移2<z<5の>500個の星形成銀河の独自の深いFUVスペクトルの恩恵を受けて、それらの恒星の金属量Zを推定します。*1501および1719オングストロームでの恒星の光球吸収機能から。これらはStarburst99モデルで校正されており、恒星の年齢、塵、IMF、星雲の連続体、または星間の吸収の影響をほとんど受けません。それらを1250〜1750オングストロームの範囲の測光ベースのスペクトル勾配と比較すると、恒星の金属量がベータ〜-2からベータ〜-1（1<A（1600）<3.2）に約0.5dex増加し、依存性があることがわかります。ベータは、固定されたUV絶対光度M（UV）および最大10^（9.65）Msunの恒星質量で保持されます。その結果、金属量は、M（UV）とM*に基づいてダスト補正を適切に再スケーリングするための基本的な要素です。同じ吸収特性を使用して、質量-金属量関係（MZR）を分析し、FUVスペクトルのグローバルフィットに基づく以前のVANDELS推定と一致していることを確認します。同様に、z=2とz=3.5の間に有意な変化は見られません。最後に、私たちのMZRとZ*-ベータの関係の傾きは、銀河形成（SAM）のよく研究された半解析的モデルの予測と一致していますが、絶対的な金属量の正規化に関しては、観測による緊張が残っています。UV傾斜と恒星の金属量との関係は、次世代望遠鏡による大量の調査の活用と、宇宙の最初の10億年における銀河の物理的特性評価の基本です。
高zディスクの巨大な塊の性質：シミュレーションと観測の深層学習比較
| Title |
The_nature_of_giant_clumps_in_high-z_discs:_a_deep-learning_comparison_of_simulations_and_observations |
| Authors |
Omri_Ginzburg,_Marc_Huertas-Company,_Avishai_Dekel,_Nir_Mandelker,_Gregory_Snyder,_Daniel_Ceverino,_Joel_Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06616 |
深層学習を使用して、宇宙論的シミュレーションでの識別と分類に基づいて、高赤方偏移の円盤銀河で観測された巨大な塊の性質を調査します。シミュレートされた塊は、VELAズームイン宇宙論シミュレーションスイートの3Dガス密度と恒星密度を使用して、$\sim\！\！で検出されます。25\\！\rm{pc}$最大解像度、$1\！<\！z\！<\！3$の主系列銀河をターゲットにします。凝集塊は、シミュレーションでの寿命に基づいて、寿命の長い凝集塊（LLC）または寿命の短い凝集塊（SLC）に分類されます。次に、ニューラルネットワークをトレーニングして、模擬、マルチカラー、ほこりっぽい、ノイズの多いHSTのような画像でシミュレートされた塊を検出して分類します。凝集塊は、エンコーダーデコーダー畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して検出され、バニラCNNを使用して寿命に従って分類されます。シミュレーションを使用したテストでは、検出器と分類器が$\sim80\％$完全であり、$\sim10^{7.5}\rm{M_\odot}$よりも大きな塊に対して$\sim80\％$純粋であることが示されています。CANDELS/GOODSS+Nフィールドで観測された銀河に適用すると、シミュレーションと観測で両方のタイプの凝集塊が同様の量で現れることがわかります。LLCは、平均して、SLCよりも$\sim0.5\\rm{dex}$だけ大きく、$M_{\rmc}\gtrsim10^{7.6}\\rm{M_\を超える集団集団を支配します。odot}$。LLCは銀河中心の近くで見つかる傾向があり、中心への塊の移動またはより小さな半径での優先的な形成を示しています。LLCは高質量銀河に存在することがわかっており、これらの銀河では凝集塊がより質量が大きいため、超新星フィードバックの下での凝集塊の生存性が優れていることを示しています。シミュレーションと観測のクランププロパティは、$\sim\の係数内で一致することがわかります。2ドル。
JCMT BISTRO調査：高密度コア/クランプにおける流出と磁場の調整
| Title |
The_JCMT_BISTRO_survey:_alignment_between_outflows_and_magnetic_fields_in_dense_cores/clumps |
| Authors |
Hsi-Wei_Yen,_Patrick_M._Koch,_Charles_L._H._Hull,_Derek_Ward-Thompson,_Pierre_Bastien,_Tetsuo_Hasegawa,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_Tao-Chung_Ching,_Eun_Jung_Chung,_Simon_Coude,_James_Di_Francesco,_Pham_Ngoc_Diep,_Yasuo_Doi,_Chakali_Eswaraiah,_Sam_Falle,_Gary_Fuller,_Ray_S._Furuya,_Ilseung_Han,_Jennifer_Hatchell,_Martin_Houde,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Doug_Johnstone,_Ji-hyun_Kang,_Miju_Kang,_Kee-Tae_Kim,_Florian_Kirchschlager,_Jungmi_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Chin-Fei_Lee,_Hong-Li_Liu,_Tie_Liu,_A-Ran_Lyo,_Nagayoshi_Ohashi,_Takashi_Onaka,_Kate_Pattle,_Sarah_Sadavoy,_Hiro_Saito,_Hiroko_Shinnaga,_Archana_Soam,_Mehrnoosh_Tahani,_Motohide_Tamura,_Ya-Wen_Tang,_Xindi_Tang_and_Chuan-Peng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06731 |
近くの（<450pc）星形成領域における62個の低質量クラス0およびI原始星の分子流出の方向を、それらが存在する高密度のコア/塊における0.05〜0.5pcスケールの磁場の平均配向と比較します。埋め込まれています。磁場の向きは、BISTRO-1調査とアーカイブから取得したJCMTPOL-2データを使用して測定しました。流出方向は、文献の干渉計で観察されました。流出と磁場の間の角度の観測された分布は、15度から35度の間にピークに達します。投影効果を考慮した後、我々の結果は、流出が3次元空間で磁場と50+/-15度ずれている傾向があり、磁場に対してランダムに配向する可能性が低い（ただし除外されない）ことを示唆している可能性があります。。サンプルのミスアライメントとボロメータ温度の間に相関関係はありません。いくつかの情報源では、小規模（1000-3000au）の磁場は、大規模な磁場よりも流出に対して不整合であり、小規模な磁場がダイナミクスによってねじれていることを示唆しています。コア形成の乱流MHDシミュレーションと比較して、我々の観測結果は、磁場中のエネルギー密度とガスの乱流が同等であるモデルとより一致しています。我々の結果はまた、ミスアラインメントだけでは磁気ブレーキの効率を十分に低下させて、30-50auより大きいサイズの大きなケプラー円盤の観測された数の形成を可能にできないことを示唆している。
Kpcスケールの速風を伴う超大光度IR銀河におけるかすかな活動銀河核のNuSTAR非検出
| Title |
NuSTAR_Non-detection_of_a_Faint_Active_Galactic_Nucleus_in_an_Ultraluminous_IR_Galaxy_with_Kpc-scale_Fast_Wind |
| Authors |
Xiaoyang_Chen,_Kohei_Ichikawa,_Hirofumi_Noda,_Taiki_Kawamuro,_Toshihiro_Kawaguchi,_Yoshiki_Toba,_and_Masayuki_Akiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06914 |
大規模な流出は、活動銀河核（AGN）がそれらのホスト銀河に深刻な影響を与える可能性があるという可能性のある証拠として一般的に考えられています。最近、$z=0.49$の超高輝度IR銀河（ULIRG）、AKARIJ0916248+073034は、銀河スケール[OIII]$\lambda$5007の流出があり、$z<1.6で最も高いエネルギー放出率の1つであることがわかりました。$。ただし、トーラス中赤外（MIR）放射から推定された中心AGN活動は、発光[OIII]放射に比べて弱いです。この作業では、現在のAGNの光度を制限するために、このULIRGの最初のNuSTAR硬X線フォローアップを報告します。固有の2〜10keVの光度は、コンプトンの厚さの不明瞭化（$N_{\rmH}=1.5\times10^）を想定すると、90％の上限$3.0\times10^{43}$ergs$^{-1}$を示します。{24}$cm$^{-2}$）、これは、消光補正された[OIII]光度から予想される光度のわずか3.6％です。NuSTARの観測により、このULIRGがローカルULIRGの中で最も極端なX線欠損のケースを持っていることを特定することに成功しました。コロナ（X線）とトーラス（MIR）の両方の急激な減少を説明するための考えられるシナリオは、AGN降着円盤からの一次放射が、銀河スケールでのその強力なイオン化された流出。
かみのけ座銀河団と野外における銀河の系統発生分析：銀河進化への新しいアプローチ
| Title |
A_phylogenetic_analysis_of_galaxies_in_the_Coma_Cluster_and_the_field:_a_new_approach_to_galaxy_evolution |
| Authors |
M._Mart\'inez-Mar\'in,_R._Demarco,_G._Cabrera-Vives,_P._Cerulo,_N._W._C._Leigh_and_R._Herrera-Camus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06950 |
それらの化学組成に基づいて銀河集団（GP）を検出するための新規で堅牢なツールとして、系統発生的アプローチ（PA）を提案します。ツリーのブランチは異なるGPとして解釈され、ノード間の長さはブランチに沿った内部の化学的変化として解釈されます。スローンデジタルスカイサーベイの30個のアバンダンスインデックスを使用して、かみのけ座銀河団の475個の銀河と、フィールドの438個の銀河にPAを適用します。コマのような密集した環境はいくつかのGPを示しており、これはその環境が銀河の進化を促進していることを示しています。各母集団は、赤いシーケンス内の小さな構造に加えて、色の等級空間で識別できる共通のプロパティを共有しています。フィールドはより均一で、1つのメインGPを示します。また、両方のサンプルに主成分分析（PCA）を適用し、PCAがGPを識別する際に同じ能力を持っていないことを確認します。
ポンプ座クラスターのS0銀河NGC3269に対してシルエットが描かれたほこりっぽい物体のALMA検出
| Title |
ALMA_detection_of_the_dusty_object_silhouetted_against_the_S0_galaxy_NGC_3269_in_the_Antlia_cluster |
| Authors |
L._K._Haikala_(1),_R._Salinas_(2),_T._Richtler_(3),_M._G\'omez_(4),_G._F._Gahm_(5),_and_K._Mattila_(6)_((1)_Instituto_de_Astronomia_y_Ciencias_Planetarias_de_Atacama,_Universidad_de_Atacama,_Copiapo,_Chile,_(2)_Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab,_La_Serena,_Chile,(3)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Concepci\'on,_Concepci\'on,_Chile,_(4)_Departamento_de_Ciencias_F\'isicas,_Facultad_de_Ciencias_Exactas,_Universidad_Andres_Bello,_Las_Condes,_Chile,_(5)_Stockholm_Observatory,_AlbaNova_University_Centre,_Stockholm_University,_Stockholm,_Sweden,_(6)_Department_of_Physics,_University_of_Helsinki,_Helsinki,_Finland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06988 |
光学画像では、ポンプ座クラスターのS0銀河NGC3269の円盤に対して小さなダストパッチの興味深いシルエットを見ることができます。これらの画像は、パッチが木星の局所的な大規模な雲であるのか、銀河系外の大きな塵の複合体であるのかについての手がかりを提供していません。私たちはこの天体の性質を解決することを目指しています：それは小さな銀河系の雲、それとも銀河系外の塵の複合体ですか？ALMAおよびAPEX分光法とGeminiGMOSロングスリット分光法を使用して、パッチの速度とNGC3269ディスクの視線速度曲線を測定しました。オブジェクトに関連付けられた2.0"x2.12"ビームの弱い16$\pm$2.5km/s幅$^{12}$CO（2-1）T$_{MB}$19$\pm$2.5mKラインはALMAで検出されました。観測された地動説の速度V$_r$、hel=3878$\pm$5.0km/sは、天体の銀河系外の性質を即座に確立します。パッチ速度はNGC3269の核の速度と一致しますが、その位置にある銀河のNGC3269円盤の視線速度とは一致しません。パッチの$\sim$4"の角度サイズは、銀河のハッブル距離（d/50.7Mpc）$^2$Msunでの$\sim$1kpcの線形サイズに対応しますが、光スペクトルから得られる減衰は、$\sim$2.6x10$^4$（d/50.7Mpc）$^2$Msunのダスト質量。導出された減衰比A'$_B$/（A'$_B$-A'$_R$）1.6$\pm$0.11は、ポイントソースの平均ミルキーウェイ消光曲線の対応する値（2.3）よりも大幅に低くなっています。パッチの銀河系外の性質を確立しましたが、その起源はわかりにくいままです。1つの可能性は、ダストパッチがその隣人であるNGC3268との相互作用によるNGC3269の星間物質の除去。
分子雲における水氷の堆積と成長
星間雲では、水氷の粒子への沈着は、あるしきい値A_thを超える視覚的絶滅でのみ発生します。A_thより大きい絶滅では、水氷の推定カラム密度とA_Vの間に（ほぼ線形の）相関関係があります。おうし座、へび座、へびつかい座ロー星などの個々の雲の複合体の場合、A_thと相関の勾配は、すべての視線に沿って非常に似ています。この現象の原因を調査し、関与する可能性のあるさまざまなメカニズムを慎重に検討し、完全な化学モデルを適用して、静止分子雲の挙動と感度を分析しました。私たちの主な結果は次のとおりです。（i）現象の遍在性は共通の原因を示しているため、視線は同様の高度な化学的および動的進化を伴う領域をプローブします。（ii）おうし座とへび座の場合。A_thと相関の傾きは、酸素原子の凍結とH2O分子の光脱離のバランスの結果として説明できます。他のメカニズムではこの現象を十分に説明できません。（iii）A_thは局所密度に依存し、局所体積密度とカラム密度の間に相関関係があることを示唆しています。（iv）トーラスとへび座のA_thの値の違いは、おそらく変動によるものです。局所平均放射場強度では、（v）ほとんどの氷は最初は非常に小さい（<0.01ミクロン）粒子に付着し、（vi）へびつかい座ロー星で観測されたA_thの非常に高い値は同じ方法で説明できません、複雑な微細構造および/または消光特性の変更がない限り。
PAH放出の励起：星光スペクトル、強度、PAHサイズ分布、およびPAHイオン化への依存性
| Title |
Excitation_of_PAH_Emission:_Dependence_on_Starlight_Spectrum,_Intensity,_PAH_Size_Distribution,_and_PAH_Ionization |
| Authors |
B._T._Draine,_Aigen_Li,_Brandon_S._Hensley,_L._K._Hunt,_K._Sandstrom,_J.-D._T._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07046 |
物理モデルを使用して、多環芳香族炭化水素（PAH）の発光スペクトルの、照明する星の光の特性、PAHのサイズ分布、およびPAHの電荷分布に対する感度を調べます。考慮されるスターライトモデルは、遠紫外線（FUV）放射が豊富な、3ミリ年前のスターバーストからの放射から、M31バルジの非常に古い集団のFUVに乏しいスペクトルまでの範囲です。広範囲の星の光の強度が考慮されます。ほこりっぽい雲の赤みの影響は、さまざまな星の光のスペクトルについて調査されます。固定PAHアバンダンスパラメータ$q_{\rmpah}$の場合、スターライトスペクトルがFUV-poor（M31バルジ）からFUV-に変化するため、PAH放出機能に現れるIRパワーの割合は2倍変化する可能性があります。リッチ（若いスターバースト）
マグネター1E1547.0-5408からのX線および電波バースト
| Title |
X-ray_and_Radio_Bursts_from_the_Magnetar_1E1547.0-5408 |
| Authors |
G.L._Israel,_M._Burgay,_N._Rea,_P._Esposito,_A._Possenti,_S._Dall'Osso,_L._Stella,_M._Pilia,_A._Tiengo,_A._Ridnaia,_A.Y._Lien,_D.D._Frederiks,_and_F._Bernardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06607 |
2009年1月25日と2月3日の電波放射マグネター1E1547.0-5408の64mパークス電波望遠鏡とチャンドラおよびXMM-ニュートンX線観測所による同時無線およびX線観測について報告します。マグネターは、激しいX線バースト活動と強化されたX線放射の期間に観察されました。ここでは、高速電波バースト（FRB）を彷彿とさせる1E1547.0-5408からの2つの電波バーストの検出について報告します。ラジオバーストの1つは、明るいSGRのようなX線バーストによって約1秒（パルサーの約半分の回転周期）で予測され、F_radio/F_X〜10^-9になりました。電波脈動は、FRBのような電波バーストを示す観測では検出されませんでしたが、前回の電波観測では検出されました。また、2つの電波バーストは、後者の電波脈動にも、X線パルスプロファイルのピーク（約0.2の位相シフト）とも整列していないこともわかりました。これらのFRBのようなバーストの光度とSGR1935+2154から報告されたものを比較すると、銀河系の電波効率および/またはマグネターバーストの光度の広い範囲が「通常の」パルサー電波バーストと銀河系外のギャップを埋める可能性があることがわかります。FRB現象。
3D流体力学における共通外層放出と二元中性子星形成の成功
| Title |
Successful_Common_Envelope_Ejection_and_Binary_Neutron_Star_Formation_in_3D_Hydrodynamics |
| Authors |
Jamie_A._P._Law-Smith,_Rosa_Wallace_Everson,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Selma_E._de_Mink,_Lieke_A._C._van_Son,_Ylva_G\"otberg,_Stefan_Zellmann,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_Mathieu_Renzo,_Samantha_Wu,_Sophie_L._Schr{\o}der,_Ryan_J._Foley,_Tenley_Hutchinson-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06630 |
最近、重力波（GW）と電磁（EM）放射のマルチメッセンジャー検出で、2つの中性子星の合体が観測されました。ハッブル時間内に融合するバイナリ中性子星、および他の多くのコンパクトなバイナリは、共通外層の進化によって形成されると予想されます。しかし、共通外層の進化に関する50年間の研究では、コンパクトなバイナリにつながるシステムの多空間マルチタイムスケールの進化について十分な理解が得られていません。この論文では、3D流体力学における二元中性子星形成につながる共通外層放出の最初の成功したシミュレーションについて報告します。さまざまな初期分離と初期条件について、12$M_\odot$赤色超巨星と1.4$M_\odot$中性子星の間の相互作用の動的インスピレーションフェーズをシミュレートします。すべてのシミュレーションで、完全なエンベロープ放出と$\approx1.1$-$2.8R_\odot$の最終的な軌道分離が見つかり、0.01-1Gyr以内で融合するバイナリ中性子星になります。調査したモデルでは、$\alpha_{\rmCE}$相当の効率$\upperx0.1$-$0.4$が見つかりましたが、これはこれらの拡張された前駆体に固有である可能性があります。星のコアを$\lesssim0.005R_\odot$に完全に解決し、3D流体力学シミュレーションは、これらのシステムをシミュレートするための法外な計算コストを克服するために、調整された1D分析エネルギー形式と2D運動学研究によって通知されます。この論文で開発したフレームワークは、恒星の合併からGWソースにつながる共通外層のエピソードまで、星間のさまざまな相互作用をシミュレートするために使用できます。
歪んだ裸の特異点と歪んだ静的ブラックホールの背景にある薄いディスクの構造
| Title |
Structure_of_the_thin_disk_in_the_background_of_a_distorted_naked_singularity_versus_a_distorted_static_black_hole |
| Authors |
Shokoufe_Faraji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06634 |
歪んだ静的ブラックホールと歪んだ裸の特異点の周りの標準的な相対論的幾何学的に薄く光学的に厚い降着円盤を検討します。歪みは、四重極モーメントの行使による物質の静的な軸対称外部分布の存在の結果です。この作業の主な目的は、裸の特異点モデルに独自の観測フィンガープリントが存在するかどうかを調査することです。実際、裸の特異点の天体物理学的振る舞いを理解することは、今日の一般相対性理論とブラックホール物理学の理解の観点から非常に重要であるように思われます。
短いガンマ線バーストジェットの構造を決定するものは何ですか？
| Title |
What_determines_the_structure_of_short_gamma-ray_burst_jets? |
| Authors |
Gerardo_Urrutia,_Fabio_De_Colle,_Ariadna_Murguia-Berthier_and_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06729 |
中性子星合体から生じる最初の明確な軸外短ガンマ線バーストであるGRB170817Aの発見は、相対論的ジェットの角度構造の理解に挑戦しました。GRB170817Aの遅い残光は、わずかに軸から外れて見られる構造化されたジェットによって説明されています（観測者の角度は$\約20^\circ$-$30^\circ$）。ジェットのダイナミクスと伝搬の研究では、通常、ジェットがシルクハット構造で中央エンジンから放出され、観測された光度曲線とスペクトルを決定する最終構造は、主に近くの環境との相互作用によって制御されると想定しています。しかし、相対論的ジェットは、グローバル降着シミュレーションによって示されるように、単純なシルクハットよりも複雑な構造で生成されることが期待されています。この作業では、初期構造、持続時間、光度、および駆出時間履歴の広い範囲で起動された短いGRBの数値シミュレーションの結果を提示します。ジェットと崩壊前の合併残風との相互作用を追跡し、中央エンジンから$\gtrsim10^{11}$〜cmの距離でその最終構造を計算します。最終的なジェット構造、および結果として生じる残光放出（はるかに長い距離で）は、ジェットの初期構造、その光度、および持続時間に強く依存することを示します。ジェットの初期構造は、長持ちするSGRBのために保存されていますが、風をかろうじて通過するジェットのために強く変更されていることがわかります。これは、中性子星合体から予想される残光の兆候をより正確に予測するために、グローバルシミュレーションの結果を伝搬研究と組み合わせることが重要であることを示しています。構造化ジェットは、軸外角度$\theta_{\rmobs}\約22.5^\circ$でのGRB170817A残光放射の合理的な説明を提供しますが、トップハットジェットは提供しません。
破裂する中性子星の外殻における熱拡散のモデル
| Title |
Model_of_heat_diffusion_in_the_outer_crust_of_bursting_neutron_stars |
| Authors |
D._G._Yakovlev,_A._D._Kaminker,_A._Y._Potekhin_and_P._Haensel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06826 |
外側の中性子星クラストの深い球形層（10^7<\rho<4x10^{11}g/cm^3）でのエネルギー放出後の熱拡散を研究します。この層が特定の熱蓄積特性を持ち、熱を吸収し、それを主に星の内部に向けることを示します。熱容量が大きいため、温度がT〜3x10^9Kを超えて急速なニュートリノ冷却を引き起こすまで、最大約10^{43}-10^{44}ergを吸収できます。T〜10^8-3x10^9Kの暖かい層は、数か月間、内部の地殻と恒星の核から熱的に分離された優れた熱源として機能します。蓄熱層内の熱拡散を調べるためのおもちゃモデルを提示し、数値シミュレーションを使用してこのモデルをテストします。たとえば、中性子星の降着におけるスーパーバーストの解釈に役立つ可能性のある、熱伝播のいくつかの一般的な特徴を定式化します。このようなスーパーバースト後の晩期残光の自己相似分析を提示します。これは、破裂する星の特性を推定するのに役立ちます。
| Title |
INTEGRAL_discovery_of_a_high-energy_tail_in_the_microquasar_Cygnus_X-3 |
| Authors |
F._Cangemi,_J._Rodriguez,_V._Grinberg,_R._Belmont,_P._Laurent_and_J._Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06863 |
X線連星のX線スペクトルは、軟X線または硬X線の放出によって支配され、軟X線と硬X線のスペクトル状態を定義します。CygnusX-3は、さまざまな異なるスペクトル状態を持つ非常に複雑な動作を示すX線連星のリストの1つです。その柔らかさと通常50keVを超える固有の低フラックスのため、CygnusX-3の硬X/軟ガンマ線（100-1000keV）の放出についてはほとんど知られていません。INTEGRALデータベース全体を使用して、CygnusX-3の3〜1000keVのスペクトルを調査することを目指しています。これにより、これまでで最高の感度でこの領域をプローブし、他のソースで時々見られるような高エネルギーの非熱成分の潜在的な特徴を探すことができます。私たちの仕事は、ロッシX線タイミングエクスプローラーからのデータを使用して以前の研究で実行された状態分類に基づいています。この分類をINTEGRALデータセット全体に拡張し、長期的な状態分解スペクトル分析を実行します。JEM-X、ISGRI、およびSPIからの16年間のデータを使用して、6つのスタックスペクトルが取得されました。3つの異なるエネルギーバンドでスタック画像を抽出し、最大200keVのソースを検出します。最も困難な状態では、私たちの現象論的アプローチは、通常熱コンプトン化として解釈される成分に加えて、50keVを超える成分の存在を明らかにします。ハイブリッド熱/非熱コロナのより物理的なモデルを適用して、このコンポーネントを特徴付け、以前の研究の結果と比較します。私たちのモデリングは、主要な放出が観察される状態での電子のより効率的な加速を示しています。べき乗則の光子指数の依存性を、フレアリング中間中間体（FIM）状態のソースの強い軌道変調の関数として見つけます。この依存性は、CygnusX-3がコンパニオンの後ろにあるときの吸収が高いことが原因である可能性があります。ただし、密度列の不確実性により、結論を出すことはできません。
WIMPの角度運動エネルギー分布の太陽銀河軌道速度への依存性
この記事では、ハローの弱く相互作用する質量粒子（WIMP）の角度運動エネルギー分布をもう少し詳しく調べ、3次元WIMP速度のモンテカルロシミュレーションで太陽銀河軌道速度を使用した2つの簡単な変更を検討します。指向性直接検出データを使用して暗黒物質粒子の銀河構造のモデルを区別することに関する将来の調査の最初の試み。
| Title |
Anihelium_flux_from_antimatter_globular_cluster |
| Authors |
M.Yu._Khlopov_(1,_2_and_3),_A.O._Kirichenko_(2),_A.G._Mayorov_(2)_((1)_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov_on_Don,_Russia,_(2)_National_Research_Nuclear_University_MEPhI_(Moscow_Engineering_Physics_Institute),_Moscow,_Russia,_(3)_Universit\'e_de_Paris,_CNRS,_Astroparticule_et_Cosmologie,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06973 |
巨視的な宇宙反物質オブジェクトは、強く不均一なバリオシンセシスのモデルのバリオナシンメトリー宇宙で予測されます。銀河宇宙線中のヘリウム反核のフラックスを評価することにより、銀河ハローに古い球形の反星のクラスターが存在するという仮説を検証します。物質と反物質の対称性のために、反物質クラスターは物質クラスターと同じように進化すると仮定します。反物質球状クラスターからの銀河宇宙線における抗原のエネルギー密度が推定されます。銀河系の球状星団から銀河系磁場中の反核のフラックスを伝播する方法を提案します。
超軽量ベクトルボソンからの確率的重力波背景のモデリングと検索
| Title |
Modeling_and_searching_for_a_stochastic_gravitational-wave_background_from_ultralight_vector_bosons |
| Authors |
Leo_Tsukada,_Richard_Brito,_William_E._East,_and_Nils_Siemonsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06995 |
暗黒物質の候補として標準模型を超えるさまざまなシナリオで予測される超軽量ボソンは、回転するブラックホールの周りで超放射の不安定性を引き起こす可能性があります。この不安定性は、振動するボソン凝縮を引き起こし、それはその後、ほぼ単色の重力波の放出を通して散逸します。このようなシステムは、現在および将来の重力波検出器の有望なソースです。この作業では、スカラーの場合と比較して大幅に強い重力波信号を生成できる、最小結合の大規模なベクトルボソンについて検討します。最近得られた重力波フラックスの数値結果、および孤立したブラックホールとバイナリマージレムナントの両方を含むブラックホール集団の天体物理モデルを採用して、これらのソースから放出される確率的重力波バックグラウンドを詳細に計算および調査します。ベイジアンフレームワークを使用して、AdvancedLIGOの1回目と2回目の観測実行からのデータを使用して放出されたそのようなバックグラウンド信号を検索します。そのような信号の証拠は見つかりません。したがって、結果により、$0.8\times10^{-13}\mathrm{eV}\leqm_b\leq6.0\times10^{-13}\mathrm{eV}$の範囲の質量を持つ最小結合ベクトル場を制約できます。孤立したブラックホール集団の無次元スピン分布が$[0,1]$の範囲で均一であると楽観的に仮定すると、95％の信頼性。より悲観的な仮定では、無次元ブラックホールスピンの一様分布の上限が$\gtrsim0.2$である限り、$m_b\approx10^{-13}\mathrm{eV}$の周りのより狭い範囲を除外できます。。
若い大質量で開いた恒星団の恒星質量ブラックホールV：LIGO-Virgo合併率密度との比較
| Title |
Stellar-mass_black_holes_in_young_massive_and_open_stellar_clusters_V:_comparisons_with_LIGO-Virgo_merger_rate_densities |
| Authors |
Sambaran_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07000 |
私は、動的に組み立てられたブラックホール連星（BBH）の現在の固有の合併率密度に対する若い大質量星団（YMC）と散開星団（OC）の寄与を研究しています。BBHの合併イベント率は、Banerjee（2020b）に示されているように、星団の65の最先端の進化モデルのセットに基づいて推定されています。これらの相対論的直接多体計算モデルは、最新の恒星の質量損失と残骸形成成分を組み込んでいます。合併イベント率は、観測によると、クラスターの質量分布と宇宙の星形成と濃縮の履歴を考慮に入れて、モデルから宇宙のクラスター集団を構築することによって得られます。モデルBBHの合併率密度は、悲観的なものから参照値の$0.5{\rm〜yr}^{-1}{\rmGpc}^{-3}-37.9{\rm〜yr}^{-1}までの範囲です。{\rmGpc}^{-3}$、LIGO-Virgoのような検出器の地平線。参照レートは、GWTC-1およびGWTC-2の合併イベントカタログから推定されたBBH合併レート密度に十分に対応しています。計算されたモデルはまた、GWTC-1からのものと合理的に一致し、同様に、GWTC-2からのはるかに制約されたものと合理的に一致する差分BBH合併率密度をもたらします。これらの結果は、YMCとOCの動的相互作用が、原則として、BBHの合併率密度と、現在の重力波（GW）イベントから推測される合併バイナリ特性への依存性を説明できることを示唆しています。計算されたモデルからの合併率密度の宇宙進化も研究されています。モデルは、YMCとOCからのエキセントリックなLIGO-Virgoの合併について、$\approx5{\rm〜yr}^{-1}{\rmGpc}^{-3}$の割合を予測します。GWイベントの増加に伴うBBH合併率密度の制約の改善は、宇宙時間にわたる星団形成のシナリオの制約、およびさまざまなコンパクトなバイナリ合併チャネルの相対的な寄与に役立ちます。
O型超巨星とも座ゼータ星の相関X線と光学的変動
| Title |
Correlated_X-ray_and_optical_variability_in_the_O-type_supergiant_zeta_Puppis |
| Authors |
Joy_S._Nichols,_Yael_Naze,_David_P._Huenemoerder,_Anthony_F._J._Moffat,_Nathan_Miller,_Jennifer_Lauer,_Richard_Ignace,_Ken_Gayley,_Tahina_Ramiaramanantsoa,_Lidia_Oskinova,_Wolf-Rainer_Hamann,_Noel_D._Richardson,_Wayne_L._Waldron,_and_Matthew_Dahmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07066 |
初期型O型星ゼータパップの最近の長時間露光チャンドラX線観測の分析は、光学測光研究で以前に報告された期間との明確な変動を示しています。約1年の期間にわたって取得されたこれらの813ksのHETG観測には、周期的変動の2つの信号があります。1.7820+/-0。0008日の有意性の高い期間と、5日または6日の期間に近い周期的動作の限界検出です。チャンドラデータのほぼ同時期の観測を使用したBRITE-コンステレーション超小型衛星光学測光モニタリングは、この星の1.78060+/-0。00088日の期間を確認します。光学周期は、誤差範囲内で新しいチャンドラ周期と一致し、これら2つの波長帯間のリンクを示し、この星の光球/風の接続を調べるための強力なレバーを提供します。光学的最大値に対するX線最大値の位相遅れは約phi=0.45ですが、両方のデータセットの2次最大値を考慮すると、X線位相遅れがそれぞれphi=0.1である星上の2つのホットスポットが示される可能性があります。X線のこの周期的変動の詳細は、位相および追跡されたX線スペクトルを表示し、輝線のグループを含む帯域に至るまで、HETGスペクトルカバレッジ内の波長帯域の位相光度曲線を作成することによって調べられます。1。78日の期間が恒星の自転期間であることを提案し、恒星の輝点と関連する共回転相互作用領域またはCIRが、この星の光学およびX線出力の変調とそれらの位相差をどのように説明できるかを探ります。
CZTIを使用した高速トランジェントの検索
| Title |
The_Search_for_Fast_Transients_with_CZTI |
| Authors |
Y._Sharma_(1_and_2),_A._Marathe_(2_and_3),_V._Bhalerao_(2),_V._Shenoy_(2),_G._Waratkar_(2),_D._Nadella_(3),_P._Page_(2),_P._Hebbar_(2_and_4),_A._Vibhute_(5),_D._Bhattacharya_(5),_A.R._Rao_(6),_S._Vadawale_(7)_((1)_Division_of_Physics_Mathematics_and_Astronomy_California_Institute_of_Technology,_(2)_Indian_Institute_of_Technology_Bombay,_(3)_National_Institute_of_Technology_Karnataka,_(4)_University_of_Alberta_Edmonton,_(5)_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics_India,_(6)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_India,_(7)_Physical_Research_Laboratory_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07067 |
AstroSatのCadmiumZincTellurideImagerは、硬X線領域で非常に効果的な全天モニターであり、300を超えるGRBを検出し、重力波源と高速電波バーストからのX線放射に非常に競争力のある上限を設定することが証明されています。。CZTIデータでこのような一時的なソースを検索し、検出されなかった場合の上限を計算するために使用されるアルゴリズムを示します。これらのプロセスを合理化するために使用されるフレームワークであるCIFT：FastTransientsのCZTIインターフェイスを紹介します。以前はCZTIで検出されなかった、このフレームワークによって検出された88の新しいGRBの詳細を示します。
ピエールオージェ天文台のAMIGA検出器用のシリコン光電子増倍管フロントエンドの設計、アップグレード、および特性評価
| Title |
Design,_upgrade_and_characterization_of_the_silicon_photomultiplier_front-end_for_the_AMIGA_detector_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_G._Cataldi,_L._Cazon,_M._Cerda,_J.A._Chinellato,_K._Choi,_et_al._(301_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06633 |
AMIGA（AugerMuonsandInfillfortheGroundArray）は、ピエールオージェ天文台をアップグレードしたもので、大規模な空気シャワー（EAS）のミューオン含有量を測定することにより、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の研究を補完します。これは、ミューオン密度測定に使用される地下シンチレーション検出器と組み合わせて、より密な間隔で配置された61個の水チェレンコフ検出器のアレイで構成されています。各検出器は3つのシンチレーションモジュールで構成され、モジュールごとに10m$^2$の検出領域があり、深さ2.3mに埋め込まれているため、合計の検出領域は30m$^2$になります。シリコン光電子増倍管センサー（SiPM）は、モジュールを通過する荷電粒子によって生成されるシンチレーション光の量を測定します。この論文では、これらのSiPMの信号を処理するためのフロントエンド電子機器の設計と、実験室およびピエールオージェ天文台からのテスト結果について説明します。以前のプロトタイプと比較して、新しい電子機器は、より高いパフォーマンス、より高い効率、より低い消費電力を示し、シャワーコアに近い測定を可能にするダイナミックレンジが拡大された新しい取得システムを備えています。新しい取得システムは、宇宙線シャワーのミュー粒子成分が検出器で生成する総電荷信号の測定に基づいています。
天王星型惑星で捕獲された太陽系小天体
| Title |
Captured_Small_Solar_System_Bodies_in_the_Ice_Giant_Region |
| Authors |
Timothy_R._Holt,_Bonnie_Buratti,_Julie_Castillo-Rogez,_Bjorn_J._R._Davidsson,_Tilmann_Denk,_Jonti_Horner,_Bryan_J_Holler,_Devanshu_Jha,_Alice_Lucchetti,_David_Nesvorny,_Maurizio_Pajola,_Simon_Porter,_Alyssa_Rhoden,_Steven_Rappolee,_Rebecca_Schindhelm,_Linda_Spilker,_Anne_Verbiscer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06647 |
このホワイトペーパーは、次の10年間の調査で、天王星型惑星で見つかった、捕獲された小さな太陽系の天体を含めることを提唱しています。これらのオブジェクトには、トロイの木馬と天王星と海王星の不規則衛星集団が含まれます。捕獲された小天体は、私たちの太陽系の形成に関する重要な手がかりを提供します。それらは独特の動的な状況を持っており、太陽系形成のどのモデルでも説明する必要があります。主な問題は、これらのオブジェクトがほとんど発見されておらず、それらに関する情報がほとんど知られていないことです。このドキュメントの目的は、これらのオブジェクトのさらなる発見と特性評価に優先順位を付けることです。これには、分析の追加サポートを含め、2023年から2032年までのNASAおよびNSF施設の使用が必要になります。これは、今後数十年の潜在的な将来の現場ミッションに備えています。
大判フォトンカウンティングマイクロ波キネティックコンダクタンス検出器の第2世代読み出し
| Title |
Second_Generation_Readout_For_Large_Format_Photon_Counting_Microwave_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Neelay_Fruitwala_and_Paschal_Strader_and_Gustavo_Cancelo_and_Ted_Zmuda_and_Ken_Treptow_and_Neal_Wilcer_and_Chris_Stoughton_and_Alex_B._Walter_and_Nicholas_Zobrist_and_Giulia_Collura_and_Isabel_Lipartito_and_John_I._Bailey_III_and_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06685 |
光学および近赤外波長帯域で動作するフォトンカウンティングマイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）アレイ用の第2世代デジタル読み出しシステムの開発を紹介します。私たちのシステムは、第1世代システムのコア信号処理アーキテクチャの多くを保持していますが、帯域幅が大幅に高いため、キロピクセルMKIDアレイの読み出しが可能です。読み出しボードの各セットは、2GHzの帯域幅で多重化された1024MKIDピクセルを読み取ることができます。このような2つのユニットを並列に配置して、4〜8GHz帯域で2048ピクセルのマイクロ波給電線全体を読み取ることができます。第1世代の読み出しと同様に、当社のシステムは、数マイクロ秒程度の時間分解能で、光子検出イベントをリアルタイムで識別、分析、および記録することができます。ここでは、ハードウェアとファームウェアについて説明し、システムのノイズ特性の分析を示します。また、IQミキサーの側波帯を-30dBc未満に効率的に抑制するための新しいアルゴリズムを紹介します。
ノーザンラッキーイメージング用の高精度キャリブレーションペア
| Title |
High_Precision_Calibration_Pairs_for_Northern_Lucky_Imaging |
| Authors |
Matthew_B._James,_Graeme_L._White,_Roderick_R._Letchford,_Stephen_G._Bosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06732 |
ここに示されているのは、北天上で準等間隔に配置され、ミリ秒角およびミリ度レベルで正確な分離と位置角を持つ50ペアのリストです。これらのペアは、ラッキーイメージング観察のキャリブレーションペアとして提案されています。この論文は、南天のキャリブレーションペアに関する以前の論文のフォローアップです。
大気トモグラフィー用の拡張ウェーブレット再構成器
大気トモグラフィー、つまり大気中の乱流プロファイルの再構築は、次世代の超大型望遠鏡の補償光学（AO）システムにとって困難な作業です。AOのコミュニティ内で、最初に選択されるソルバーは、いわゆる行列ベクトル乗算（MVM）です。これは、システム演算子の（正則化された）一般逆行列をデータに直接適用します。小型望遠鏡の場合、このアプローチは実行可能ですが、欧州超大型望遠鏡（ELT）などの大型システムの場合、大気トモグラフィーの問題はかなり複雑であり、計算効率が問題になります。有限要素ウェーブレットハイブリッドアルゴリズム（FEWHA）などの反復法は、有望な代替手段です。FEWHAは、よく知られている反復前処理共役勾配（PCG）法をソルバーとして使用するウェーブレットベースの再構成子です。フォワード演算子の行列のない表現を使用することにより、浮動小数点演算の数とメモリ使用量が大幅に削減されます。リアルタイムパフォーマンスの重要な指標は、PCGの反復回数です。この論文では、FEWHAの拡張バージョンを提案します。このバージョンでは、クリロフ部分空間リサイクル手法を使用して、反復回数が$50\％$減少します。拡張FEWHAの並列実装により、ELTのリアルタイム要件を満たすことができることを示します。
Uネットで天文画像のノイズを除去する方法を学ぶ
| Title |
Learning_to_Denoise_Astronomical_Images_with_U-nets |
| Authors |
Antonia_Vojtekova,_Maggie_Lieu,_Ivan_Valtchanov,_Bruno_Altieri,_Lyndsay_Old,_Qifeng_Chen,_Filip_Hroch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07002 |
天文画像は、宇宙を探索して理解するために不可欠です。ハッブル宇宙望遠鏡などの深部観測が可能な光学望遠鏡は、天文コミュニティで大幅にオーバーサブスクライブされています。また、画像には加法性ノイズが含まれていることが多いため、データをさらに分析する前に、データの後処理でノイズ除去を必須のステップにします。天文イメージングの後処理の効率と情報獲得を最大化するために、機械学習に目を向けます。画像のノイズ除去と強調のための畳み込みニューラルネットワークであるAstroU-netを提案します。概念実証のために、F555WおよびF606Wフィルターを備えたWFC3機器UVISからのハッブル宇宙望遠鏡画像を使用します。私たちのネットワークは、2倍の露光時間で得られたかのようなノイズ特性を持ち、バイアスや情報の損失を最小限に抑えた画像を生成できます。これらの画像から、平均フラックス誤差2.26％で95.9％の星を回収することができます。さらに、画像の信号対雑音比は、入力ノイズ画像の平均1.63倍であり、少なくとも3つの入力画像を積み重ねることに相当します。これは、将来の天文画像キャンペーンに必要な望遠鏡の時間を大幅に短縮することを意味します。
脈動する連星の逆潮汐
近い連星では、脈動の潮汐励起は通常、エネルギーを散逸させ、システムを、整列して同期した恒星のスピンを伴う円軌道に向かって進化させます。ただし、自励脈動のある星の場合、不安定な脈動モードとの潮汐相互作用がエネルギーを反対方向に伝達し、星のスピンをシンクロニシティから遠ざけ、離心率とスピン軌道相互作用の角度を押し上げる可能性があることを示します。この「逆」潮汐プロセスは、潮汐によって強制されたモード振幅がモードの飽和振幅に匹敵する場合にのみ発生します。したがって、軌道周期が数日の主系列重力モードパルセータで発生する可能性が最も高くなります。逆潮汐作用の長期的な進化を調べ、大きなスピン軌道相互作用角を維持しながら、恒星の自転速度を非常に大きな値または非常に小さな値に駆動できる可能性があることを発見しました。近いバイナリの脈動星の最近のいくつかの星震学的分析は、非常に遅いコア自転周期を明らかにしました。これは、逆潮汐の作用に起因すると考えられます。
$ \ epsilon $ Chaアソシエーションのガイアベースの等時性、運動学的、および空間分析
| Title |
Gaia-based_Isochronal,_Kinematic,_and_Spatial_Analysis_of_the_$\epsilon$_Cha_Association |
| Authors |
D._Annie_Dickson-Vandervelde,_Emily_C._Wilson,_Joel_H._Kastner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06621 |
ガイアデータリリース2（DR2）に含まれる正確な視差、固有運動、および測光測定は、近くの若い移動グループ（NYMG）のメンバーシップと年齢、つまり、年齢$\lesssim100の星の緩いグループを再調査する機会を提供します。$太陽の近くのMyr。ここでは、$\sim$3--5Myrの推定年齢で以前に特定された$\epsilon$ChaAssociation（$\epsilon$CA）のメンバーと候補メンバーの利用可能なDR2データを分析します。最年少のNYMG。$\epsilon$CAの数十の確認されたメンバーには、原始惑星系円盤をホストすることが知られているほぼ太陽質量の最も近い2つの星であるMPMusとTCha、およびHerbigAe/Be星HD104237Aが含まれます。GaiaDR2データを使用して、$\epsilon$CAのメンバーと候補者の銀河系の位置と運動学、および色と大きさの図の位置を確認し、メンバーシップのステータスを再評価して、距離、年齢、多重度、ディスクの推定値を改善しました。グループの一部。私たちの分析では、36の\textit{bonafide}$\epsilon$CAメンバーと、以前に知られている$\epsilon$CAスターの共動仲間としてここで特定された3つの新しいメンバーを含む20の暫定メンバーが得られます。$\epsilon$CAまでの平均距離を101.0$\pm$4.6pcと決定し、$5^{+3}_{-2}$Myrの年齢で、$\epsilon$CAが最年少の恒星グループを表すことを確認します。地球から$\sim$100pc以内。いくつかの新しい測光バイナリ候補を特定し、$\epsilon$CAの全体的な多重度（MF）を40\％にします。これは、若いTアソシエーションのMFとフィールドの中間です。
11個のソーラーマイクロフレアにおけるエネルギー放出のNuSTAR観測
| Title |
NuSTAR_Observation_of_Energy_Release_in_Eleven_Solar_Microflares |
| Authors |
Jessie_Duncan,_Lindsay_Glesener,_Brian_W._Grefenstette,_Juliana_Vievering,_Iain_G._Hannah,_David_M._Smith,_S\"am_Krucker,_Stephen_M._White,_Hugh_Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06651 |
太陽フレアは、磁気エネルギーの爆発的な放出です。硬X線（HXR）フレア放出は、高温（数百万ケルビン）プラズマと非熱加速粒子の両方から発生し、フレアエネルギー放出への洞察を与えます。核分光望遠鏡ARray（NuSTAR）は、直接集束光学系を利用して、以前の間接イメージャーよりもHXR範囲ではるかに高い感度を実現しています。このペーパーでは、2つのアクティブ領域（2017年8月21日のAR12671、2018年5月29日のAR12712）からの11個のNuSTARマイクロフレアを紹介します。それぞれの時間的、空間的、およびエネルギー的特性は、以前に公開されたHXRブライトニングとの関連で説明されています。それらは、衝動的な時間プロファイルや高エネルギーHXRの初期のピーク時間など、いくつかの「大フレア」特性を示すように見えます。アクティブ領域のバックグラウンドを除去できる2つのイベントの場合、マイクロフレア放射は空間的な複雑さを示しませんでした。異なるNuSTARエネルギー範囲では、同等の放射重心がありました。最後に、スペクトルフィッティングは、すべてのイベントで単一の熱モデルよりも高いエネルギー過剰を示しました。この過剰は、10/11マイクロフレアでの追加の高温プラズマ量と一致し、最後の加速された粒子分布とのみ一致していました。以前のNuSTARの研究は、一度に1つまたはいくつかのマイクロフレアに焦点を合わせていたため、これはかなりの数のイベントをまとめて調べる最初のものになりました。さらに、この論文では、超低寿命（<1％）レジームに特有のNuSTARゲインの観測された変動を紹介し、将来のNuSTAR太陽スペクトル分析で使用される補正方法を確立します。
ガイアデータベースにおける銀河のこと座RR星の理論的シナリオ：視差オフセットの制約
| Title |
A_theoretical_scenario_for_Galactic_RR_Lyrae_in_the_Gaia_database:_constraints_on_the_parallax_offset |
| Authors |
Marcella_Marconi,_Roberto_Molinaro,_Vincenzo_Ripepi,_Silvio_Leccia,_Ilaria_Musella,_Giulia_De_Somma,_Massimiliano_Gatto_and_Maria_Ida_Moretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06675 |
非線形対流RRLyrae脈動モデルの拡張セットに基づいて、ガイアバンドの最初の理論的光度曲線と、対応する強度加重平均の大きさと脈動振幅を導き出します。ガイアフィルターで導出されたベイリー図に対する化学組成の影響について、基本モードと第1倍音モードの両方のパルセータについて説明します。推定された平均の大きさと色は、ガイアフィルターのRRLyraeの最初の理論的なPeriod-Wesenheit関係を導出するために使用されます。ガイアデータリリース2データベースの銀河RRLyraeへの基本モードとFirstOvertoneモードの両方の理論的なPeriod-Wesenheit関係と、個々の金属の存在量に関する補足情報の適用により、個々の視差の理論的推定値を導き出すことができます。これらの結果を位置天文ソリューションと比較して、予測距離をガイアの結果と一致させるには、ゼロと一致する非常に小さなオフセットが必要であると結論付けます。
太陽系外惑星からの電波放射を求めて：バイナリシステムHD〜41004のGMRT観測
| Title |
In_search_of_radio_emission_from_exoplanets:_GMRT_observations_of_the_binary_system_HD~41004 |
| Authors |
Mayank_Narang_(1),_Manoj_P_(1),_C._H._Ishwara_Chandra_(2),_Joseph_Lazio_(3),_Thomas_Henning_(4),_Motohide_Tamura_(5,6,7),_Blesson_Mathew_(8),_Nitish_Ujwal_(9),_Pritha_Mandal_(8)_((1)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research_(2)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics_(3)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology_(4)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_(5)_The_University_of_Tokyo,_(6)_Astrobiology_Center,_2-21-1,_Osawa,_(7)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(8)_Department_of_Physics_and_Electronics,_CHRIST_University,_(9)_Indian_Institute_of_Technology_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06843 |
この論文は、太陽系外惑星からの電波放射を求めて150MHzと400MHzでこれまでに得られた最も深い画像の1つであるバイナリシステムHD41004の巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）観測を報告します。HD41004バイナリシステムは、K1VプライマリスターとM2Vセカンダリで構成されています。両方の星は巨大な惑星または褐色矮星のホストです。強い磁場のために電波波長で放射する太陽系の惑星と同様に、HD41004バイナリシステムの惑星または褐色矮星の一方または両方も電波放射源であると考えられています。さまざまなモデルが、HD〜41004Bbが150MHzで予想される最大の磁束密度の1つであると予測しています。150MHzでの観測は、HD41004Bbのほぼ全軌道周期をカバーし、軌道の約$20\％$は400MHzでカバーされます。無線放射は検出されず、150MHzで1.8mJy、400MHzで0.12mJyの3$\sigma$制限が設定されています。また、HD41004バイナリシステムから無線放射が検出されなかった理由のいくつかについても説明します。
リモートセンシングデータからCME密度を導き出し、その場測定と比較する
| Title |
Deriving_CME_density_from_remote_sensing_data_and_comparison_to_in-situ_measurements |
| Authors |
M._Temmer,_L._Holzknecht,_M._Dumbovic,_B._Vrsnak,_N._Sachdeva,_S.G._Heinemann,_K._Dissauer,_C._Scolini,_E._Asvestari,_A._M._Veronig,_S._J._Hofmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06880 |
組み合わせたSTEREO-SOHO白色光データを使用して、29個のよく観測されたコロナ質量放出（CME）とそれらの惑星間対応物（ICME）の3Dジオメトリと投影されていない質量を決定します。ジオメトリパラメータから、磁気エジェクタ（磁束ロープタイプのジオメトリ）とシース構造（（I）CMEの前面リムに似たシェルのようなジオメトリ）のCMEの体積を計算します。CMEの質量が特定のボリューム内でほぼ均等に分布しているという仮定の下で、CMEを自己類似的に拡張し、太陽に近い距離（15〜30Rs）および1AUでのCME密度を計算します。特定の傾向は、1AUで計算されたプロトン密度とその場で測定されたプロトン密度を比較して導き出されますが、未知の質量と形状の進化のために大きな不確実性が明らかになります。i）質量がかなり一定（〜0.56-0.59）、およびii）シース領域が余分な質量であると仮定することによるシース密度の弱い相関（〜0.26）-マスパイルアッププロセスで予想されるように-初期のCMEデプロジェクション質量に匹敵する量です。擾乱の到着の24時間前に測定された、その場で測定されたシース密度と太陽風密度（〜-0.73）および太陽風速度（〜0.56）の間には高い相関関係が導き出されます。これにより、シースプラズマが実際に積み上げられた太陽風物質に由来することがさらに確認されます。CMEの惑星間伝搬速度はシース密度とは関係ありませんが、CMEのサイズは、積み上げることができる材料の量に何らかの役割を果たす可能性があります。
DAV星R808の星震学
DAVスターR808は、2008年4月にWETランXCOV26で、13の異なる望遠鏡によって170時間以上観測されました。このデータセットにより、25の独立した脈動周波数が特定されました。19$m$=0モードと仮定し、それらの19モードで星震学研究を実施しました。\texttt{WDEC}は、純粋でスクリーニングされたクーロンポテンシャル効果を持つ元素拡散スキームを採用することにより、DAVスターモデルのグリッドを進化させます。コア組成は、\texttt{MESA}によって進化した白色矮星モデルからのものであり、これは熱核燃焼の結果です。最適なモデルは、log（$M_{\rmHe}/M_{\rm*}$）=-2.4、log（$M_{\rmH}/M_{のパラメーターを持つ、スクリーニングされたCoulombポテンシャルシナリオからのものです。\rm*}$）=-5.2、$T_{\rmeff}$=11100\、K、$M_{\rm*}$=0.710\、$M_{\odot}$、log$g$=8.194、および$\sigma_{RMS}$=2.86\、s。$\sigma_{RMS}$の値は、4つの既存の星震学研究の中で最小です。平均期間間隔は、$l$=1モードの場合は46.299\、s、$l$=2モードの場合は25.647\、sです。他の6つの観測されたモードは、最適なモデルのいくつかのモードの$m$$\neq$0コンポーネントによって適合させることができます。観測された25のモードをフィッティングすると、$\sigma_{RMS}$の値は2.59\、sになります。周期間隔を考慮して、少なくとも1つのケースで、$l$=2トラップモードを検出すると仮定します。
疑似ストリーマージェットからCMEへ：ブレイクアウト連続体の観測
| Title |
From_Pseudostreamer_Jets_to_CMEs:_Observations_of_the_Breakout_Continuum |
| Authors |
Pankaj_Kumar,_Judith_T._Karpen,_Spiro_K._Antiochos,_Peter_F._Wyper,_C._Richard_DeVore,_and_Benjamin_J._Lynch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07029 |
コロナの再結合がフィラメントチャネルの不安定化につながる磁気ブレイクアウトモデルは、小規模なジェットから地球規模のコロナ質量放出（CME）まで、噴火する太陽イベントの多くの特徴を説明します。多くの観測された高速CME/噴火フレアの基礎となる多極トポロジー、噴火前の活動、および磁気リコネクションの開始のシーケンス（最初のブレイクアウト、次にフレア）は、モデルと完全に一致しています。最近、ファン/スパイントポロジで観測されたコロナホールジェットのほとんどが、フィラメントチャネルの上のヌルポイント（フィラメントの有無にかかわらず）でのブレークアウト再接続によっても誘導されることを示しました。同様のトポロジで発生するこれら2種類の噴火の場合、重要な問題は、なぜ一部のイベントがジェットを生成し、他のイベントがCMEを形成するのかということです。コロナホールに位置し、ヌルポイント（ファン/スパイン）トポロジを明確に示した大きな輝点/小さなアクティブ領域での噴火の開始に焦点を当てました。このような構成は疑似ストリーマーと呼ばれます。3つのイベントのSDO/AIA、SOHO/LASCO、およびRHESSIの観測を分析して比較しました。イベントの分析により、爆発的なジェット/CMEの流出とフレアの開始の前に、ブレイクアウトの再接続の2つの新しい観測可能な兆候が明らかになりました。ほとんどの重要な特性は、選択された噴火構造間で類似していたため、ジェットとCMEを区別する要因として、領域サイズ、光球場の強さ、磁気構成、および噴火前の進化が排除されました。さまざまなタイプの動的挙動に寄与する要因を検討し、主な決定要因は、疑似ストリーマードームの内側と外側にある上にあるフラックスに関連するエネルギーと比較したフィラメントチャネルに関連する磁気自由エネルギーの比率であると結論付けます。
惑星間磁力線のランダムウォークとトラッピング：グローバルシミュレーション、磁気接続性、および太陽エネルギー粒子への影響
| Title |
Random_Walk_and_Trapping_of_Interplanetary_Magnetic_Field_Lines:_Global_Simulation,_Magnetic_Connectivity,_and_Implications_for_Solar_Energetic_Particles |
| Authors |
Rohit_Chhiber,_David_Ruffolo,_William_H._Matthaeus,_Arcadi_V._Usmanov,_Paisan_Tooprakai,_Piyanate_Chuychai,_and_Melvyn_L._Goldstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06620 |
磁力線のランダムウォークは、磁場の接続性が荷電粒子の空間輸送と拡散にどのように影響するかを理解する上で重要な要素です。太陽エネルギー粒子（SEP）が太陽に近い源から離れて伝播するとき、それらは変動する磁場と相互作用し、それがそれらの分布を変更します。力線のランダムウォークを記述する微分方程式が、局所的な磁気変位による影響と大規模な膨張による非確率的寄与の両方を含む形式を開発します。この形式を、乱流輸送モデルを含む太陽圏内部の太陽風のグローバル電磁流体力学シミュレーションと一緒に使用して、太陽大気のさまざまな領域で発生する磁力線の拡散拡散を推定します。最初にこのモデルを使用して、局所的な太陽源領域から開始して1auでの力線の広がりを定量化し、約20{\deg}〜60{\deg}のrms角度広がりを見つけます。2番目の例では、モデルを使用して、1auで観測された力線が発生した可能性のあるソース領域のサイズを推定し、磁気接続の計算における不確実性を定量化します。角度の不確実性は約20{\deg}と推定されます。最後に、フィラメント化距離、つまり、磁気島に由来する磁力線がフィラメント状構造に強く閉じ込められたままになるまでの地動説距離を推定します。より大きな地動説距離でのフィラメント状輸送からより拡散的な輸送への移行におけるスラブのような変動の重要な役割を強調します。
1AU付近のSTEREOinsitu観測による衝撃の有無にかかわらずコロナ質量放出のシース領域の特性
| Title |
Properties_of_the_Sheath_Regions_of_Coronal_Mass_Ejections_with_or_without_Shocks_from_STEREO_in_situ_Observations_near_1_AU |
| Authors |
T._M._Salman,_N._Lugaz,_C._J._Farrugia,_R._M._Winslow,_L._K._Jian,_A._B._Galvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06632 |
2007年から2016年にツインSTEREO宇宙船によって測定された188個のコロナ質量放出（CME）を調べて、CMEシースと磁気エジェクタ（ME）の一般的な特徴、およびシースの平均物理パラメータのMEへの依存性を調査します。MEを3つのカテゴリに分類し、MEがショックとシースの両方を駆動するか、シースのみを駆動するか、または1AU付近で駆動しないかに焦点を当てます。また、自動化されたアルゴリズムと目視検査により、最初の分類を再評価します。最先端の速度が500km/sを超えている場合でも、4つのMEのうち1つは1AU付近で衝撃を与えないことがわかります。衝撃とシースの両方を駆動するMEは最も速く、高磁気音速太陽風で伝播しますが、シースのみを駆動するMEは最も遅く、低磁気音速太陽風で伝播します。私たちの統計的および重ね合わせたエポック分析は、すべての物理的パラメータが、衝撃のない鞘よりも衝撃後の鞘領域でより強化されることを示しています。ただし、シース内の違いは、同様の駆動MEでは統計的に有意ではなくなります。また、ME駆動シースの半径方向の厚さは、ドライバーの速度プロファイルおよび関連するマッハ数と明確な線形相関がないこともわかりました。
この記事は、CurrentScienceの招待により、今年のノーベル物理学賞の背後にある歴史と科学を説明するために書かれました。この記事は一般の読者を対象としており、ブラックホールの主題に関する人気のある説明と展望を提供します。
超伝導体Mo $ _ {80} $ Si $ _ {20} $ナノワイヤーを備えた中赤外線単一光子検出器
| Title |
Mid-infrared_single_photon_detector_with_superconductor_Mo$_{80}$Si$_{20}$_nanowire |
| Authors |
Qi_Chen,_Rui_Ge,_Labao_Zhang,_Feiyan_Li,_Biao_Zhang,_Yue_Dai,_Yue_Fei,_Xiaohan_Wang,_Xiaoqing_Jia,_Qingyuan_Zhao,_Xuecou_Tu,_Lin_Kang,_Jian_Chen_and_Peiheng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06699 |
この研究では、30nm幅の超伝導体ケイ化モリブデンナノワイヤーに基づいた中赤外単一光子検出器（MIR-SNSPD）が報告されました。飽和量子効率（QE）は、実験で1.55〜5.07マイクロメートルの範囲の波長で達成されました。同時に、固有のダークカウントレート（DCR）は100cps未満でした。したがって、このデバイスは4.5*10-19W/sqrt（Hz）のノイズ等価電力（NEP）を生成しました。結果は、赤外線天文学観測のアプリケーションのための10マイクロメートル-SNSPDを開発する基礎を提供します。
ガモフ窓近くの$ ^ {12} $ C（$ \ alpha、\ gamma $）$ ^ {16} $ O断面積の計算可能な微視的理論
| Title |
Calculable_microscopic_theory_for_$^{12}$C($\alpha,_\gamma$)$^{16}$O_cross_section_near_Gamow_window |
| Authors |
Y._Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06701 |
$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O放射捕獲プロセスは、星に酸素の元素を生成するための重要な反応です。ガモフ窓の近くの断面は小さすぎるため、測定は非常に困難です。長年の問題の解決に向けて理論的に貢献するために、断面積の計算に必要なすべての材料を提供することを目的とした微視的な定式化を提示します。反応に関連する$^{12}$Cと$^{16}$Oの状態は、それぞれ完全に微視的な3$\alpha$-粒子と4$\alpha$-粒子の構成で記述されます。$\alpha$粒子の中で、相関ガウス基底関数の観点から展開されます。構成空間には、$^{16}$Oの状態の減少した$\alpha$幅の振幅を適切に記述できるという利点があります。電気双極子遷移と電気四重極遷移の両方が、放射捕捉プロセスに関与します。$\alpha$粒子は、少量のアイソスピン$T=1$不純物成分と混合された$（0s）^4$構成で記述されます。これは、アイソベクトル電気双極子遷移を説明するために非常に重要です。アイソスカラー電気双極子演算子も、長波長近似を超えて1次まで考慮されます。紙を自己完結型にして数値計算の準備をするために必要なすべての材料が提供されています。
カーブラックホール近くのヌル電磁場によって駆動される粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_driven_by_null_electromagnetic_fields_near_a_Kerr_black_hole |
| Authors |
Yasufumi_Kojima_and_Yuto_Kimura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.06799 |
短いタイムスケールの変動は、ブラックホールシステムに関連していることがよくあります。カーブラックホールの近くで突然生成された電磁流出の結果は、それがヌル電流を伴う無力場の解によって記述されると仮定して考慮されます。バースト場によって引き起こされる荷電粒子加速を計算します。粒子と場の間の相互作用は、無次元数が大きいという特徴があります。粒子が非常に大きな振幅の場によって相対論的領域に瞬間的に加速されることを示します。超大質量ブラックホールの近くのイベントで陽子によって達成される典型的な最大エネルギーは$E_{\rmmax}\sim100$TeVであり、これは十分に観測された高エネルギーフレアです。
Psaltisらによる最近の分析のフォローアップ。[物理学。レット牧師125、141104（2020）]、観測されたM87$^*$の影のサイズを使用して、円形光子軌道の近くのブラックホールの形状を明確かつ確実に制約できることを示します。ブラックホールのメトリックのポストニュートン弱場展開に対する制約は、シャドウサイズ測定と適切な理論的事前条件の組み合わせに依存しているため、代わりに取得および解釈するのがより微妙です。シャドウサイズの測定に起因するポストニュートン制約は、細心の注意を払って処理する必要があることを示す例を示します。また、EHTシャドウ測定とブラックホール重力準ノーマルモードの類似性と相補性についても説明します。
40ktonの基準質量地下液体アルゴンタイムプロジェクションチェンバー実験である深部地下ニュートリノ実験（DUNE）は、次の銀河系コア崩壊超新星から予想されるニュートリノのバーストの電子ニュートリノフレーバー成分に敏感です。このような観測は、ニュートリノの特性だけでなく、コア崩壊の天体物理学にも独自の洞察をもたらします。光検出システムの貢献を含む、DUNEにおける超新星バーストニュートリノの検出と再構築に関する最近の進歩が提示されています。
$ \ varphi $ enics：有限要素法によるVainshteinスクリーニング
| Title |
$\varphi$enics:_Vainshtein_screening_with_the_finite_element_method |
| Authors |
Jonathan_Braden,_Clare_Burrage,_Benjamin_Elder,_Daniela_Saadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07037 |
修正された重力理論の風景の中で、スクリーニングメカニズムの動作の理解とテストの開発の進歩は、本質的に非線形であり、スケールの大きな階層によって特徴付けられる、関連する場の方程式の複雑さによって妨げられてきました。これは、Vainshteinスクリーニングに特に当てはまります。この場合、Vainshtein半径として知られる、ソースのサイズよりもはるかに大きい半径内で支配的な高階微分項によって5番目の力が抑制されます。この作業では、FEniCSライブラリに基づいて数値コード$\varphi$enicsを提示し、スクリーニングの対象となる2つの理論から完全な運動方程式を解きます。運動方程式に高階微分演算子を含むモデルと1つは、2つの結合スカラー場における非線形自己相互作用を特徴としています。後処理でスカラー場の高階演算子を計算することもできます。これらの2つの例は、そのような理論を数値的にシミュレートしようとしたときに発生するさまざまな課題を示しており、このコード内でこれらがどのように対処されるかを示しています。したがって、この記事では、有限要素法を使用して、スクリーニングされた運動方程式を解く方法の実例も提供します。$\varphi$enicsは公開されており、他のスクリーニング理論を解決するために適合させることができます。
動的なニュートン定数またはプランク定数を見つけるためのトレースの喪失
| Title |
Losing_the_trace_to_find_dynamical_Newton_or_Planck_constants |
| Authors |
Pavel_Jirou\v{s}ek,_Keigo_Shimada,_Alexander_Vikman,_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07055 |
アインシュタイン方程式のトレース部分を自明な同一性に昇格させると、ニュートン定数が積分定数になることを示します。したがって、この定式化では、ニュートン定数はグローバルな動的自由度であり、量子化と量子ゆらぎの影響も受けます。これは、アインシュタイン方程式の痕跡部分が異なる方法で失われるユニモジュラ重力の宇宙定数に起こることと似ています。これらの修正されたアインシュタイン方程式の制約付き変分定式化を紹介します。次に、ユニモジュラ重力に対するHenneaux-Teitelboimアクションとの類似性を利用して、これらのダイナミクスをもたらすさまざまな一般共変アクションを構築します。動的ニュートン定数の逆数は、時空にわたって積分されたRicciスカラーに正規に共役されます。驚くべきことに、動的ニュートン定数の代わりに、動的プランク定数を使用して同等の理論を定式化することができます。最後に、アクシオンのような場がニュートン定数またはプランク定数の役割を果たすことができることを示します。
