LOFAR周波数でのかみのけ座銀河団I：無線橋における粒子加速メカニズムへの洞察
| Title |
The_Coma_cluster_at_LOFAR_frequencies_I:_insights_into_particle_acceleration_mechanisms_in_the_radio_bridge |
| Authors |
A._Bonafede,_G._Brunetti,_F._Vazza,_A._Simionescu,_G._Giovannini,_E._Bonnassieux,_T._W._Shimwell,_M._Br\"uggen,_R._J._van_Weeren,_A._Botteon,_M._Brienza,_R._Cassano,_A._Drabent,_L._Feretti,_F._de_Gasperin,_F._Gastaldello,_G._di_Gennaro,_M._Rossetti,_H._J._A._Rottgering,_C._Stuardi,_T._Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08856 |
銀河団と銀河団をつなぐ低密度ガスの橋からの放射光放射光は、粒子加速プロセスの課題です。この作業では、144MHzでの新しいLOwFrequencyARray（LOFAR）観測を使用して、Coma無線ブリッジを分析します。LOFARは、これまでにない感度と解像度で橋とその下部構造を検出します。電波放射はNGC4839グループでピークに達することがわかります。ハローに向かって、NGC4839グループの前で、電波の明るさが減少し、電波放射のストリームがNGC4839グループを電波遺物に接続します。X線観測を使用して、熱プラズマと非熱プラズマが劣線形スケーリングと適度に相関していることがわかります。326MHzのアーカイブ無線データを使用して、ブリッジのスペクトルインデックスを制約し、さまざまな周波数での粒子と磁場の分布を定量化します。スペクトルは$-1.4\pm0.2$よりも急勾配であり、放出は144MHzよりも326MHzでより塊になる可能性があることがわかります。宇宙論的シミュレーションと粒子加速を計算するための単純化されたアプローチを使用して、穏やかに相対論的な電子の乱流加速が橋で電波放射を生成できる条件を導き出します。シード電子の初期エネルギー比が熱ガスに対して$3\cdot10^{-4}$であると仮定すると、観測された光度を再現することができます。我々の結果は、橋の電波銀河によって放出されたシード電子と、ガスと銀河の運動によって生成された乱流が、電波放射を生成するために不可欠であることを示唆しています。
ハローモデルに線形を超えたハローバイアスを含める
標準の分析ハローモデルパワースペクトル計算に線形を超えたハローバイアスを含めるための簡単な処方箋を導き出します。これにより、通常の2つのハロ項に追加される修正項が生成されます。$N$-bodyシミュレーションからのデータを使用してこの補正を測定し、スケール$k\sim0.7\、hMpc^{-1で$\sim2$の係数で2ハロ項のパワーをブーストできることを示します。}$、ブーストの正確な大きさは、2点関数の特定のフィールドのペアによって決定されます。これがフルパワースペクトルにどのように変換されるかは、1ハロ項の相対強度に依存します。これも、フィールドに応じて、この補正の重要性を多かれ少なかれ覆い隠す可能性があります。一般に、質量の小さいハローから発生する信号の場合、補正がより重要であることがわかります。計算をシミュレーションデータと比較すると、完全な非線形ハローを含めると、通常はハローモデルの計算を悩ます、2ハロー項と1ハロー項の間の遷移領域でのパワーの過小予測がほぼ完全に排除されることがわかります。バイアス。銀河、ハロー、物質のオートスペクトルとクロススペクトルの改善された結果を示します。物質-物質または物質-ハローパワーの特定のケースでは、改善の大部分が低質量ハローと高質量ハローの間の非線形バイアスに起因することに注意してください。このモデルは、相互相関信号の分析モデリングに役立つと考えています。非線形バイアスハローモデルコードは、https：//github.com/alexander-mead/BNLで入手できます。
天の川の伴銀河を使ったウォームダークマターの性質に対する制約
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Constraints_on_the_properties_of_warm_dark_matter_using_the_satellite_galaxies_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Oliver_Newton_(1,2),_Matteo_Leo_(1,3),_Marius_Cautun_(1,4),_Adrian_Jenkins_(1),_Carlos_S._Frenk_(1),_Mark_R._Lovell_(1,5),_John_C._Helly_(1)_and_Andrew_J._Benson_(6)_((1)_Institute_for_Computational_Cosmology,_Durham_University,_UK,_(2)_University_of_Lyon,_UCB_Lyon_1,_Villeurbanne,_France,_(3)_Institute_for_Particle_Physics_Phenomenology,_Durham_University,_UK,_(4)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_the_Netherlands,_(5)_Center_for_Astrophysics_and_Cosmology,_University_of_Iceland,_Iceland,_(6)_Carnegie_Observatories,_Pasadena,_California,_U.S.A.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08865 |
天の川銀河（MW）の伴銀河は、DM粒子の性質に敏感な、下にある暗黒物質（DM）下部構造の効果的なプローブです。特に、あるクラスのDMモデルは、矮小銀河の質量スケールでパワースペクトルのカットオフを持っているため、カットオフ質量より下の少数の下部構造のみを予測します。これにより、MW衛星システムはDM特性を制約する魅力的なものになります。実行可能なモデルは、観測された銀河衛星の数をホストするのに十分な下部構造を生成する必要があります。ここでは、熱遺物暖かいDM（WDM）モデルのDM下部構造の存在量の理論的予測を、MWの総衛星人口の推定値と比較します。これにより、熱遺物WDM粒子の許容質量$m_\mathrm{th}$に控えめで堅牢な下限が生成されます。伴銀河の存在量はMWハローの質量に依存するため、対応する不確実性を無視し、銀河に関する仮定とは関係なく、95％の信頼度で$m_\mathrm{th}\leq2.02\、\mathrm{keV}$を除外します。形成プロセス。これらのいくつかをモデル化すると（特に、矮小銀河の形成を抑制する再電離の効果）、DMプロパティに対する制約が強化され、$m_\mathrm{th}\leq3.99\、\mathrm{keV}$のモデルが除外されます。私たちの基準モデルで。また、MWハロー質量が$M_{200}\leq0.6\times10^{12}\、\mathrm{M_\odot}$の場合、熱遺物モデルでは十分な衛星を生成できないことがわかります。これにより、CDMのMWハロー質量。いくつかの観測的および理論的不確実性に対処し、これらの改善がDM質量制約をどのように強化するかについて説明します。
三百プロジェクト：多波長合成地図からの銀河団の動的状態と形態
| Title |
The_Three_Hundred_Project:_Dynamical_state_of_galaxy_clusters_and_morphology_from_multi-wavelength_synthetic_maps |
| Authors |
Federico_De_Luca,_Marco_De_Petris,_Gustavo_Yepes,_Alexander_Knebe,_Elena_Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09002 |
THREEHUNDREDProjectクラスターサンプルの$z\in[0,1.031]$で、シミュレートされたクラスターの形態と動的状態の関係を調べます。動的パラメータの組み合わせを使用して動的状態を評価します-理論的測定からの$\chi$と、観察測定から得られる他の2つの緩和基準（模擬X線の形態とスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果）と結果を比較します。銀河団の画像-7つの形態学的パラメーターの組み合わせである$M$インジケーター、およびX線およびSZマップのピークまたはセントロイドとから推定された最も明るい中央銀河（BCG）位置との間のオフセット$\Delta$光学マップ。形態学的指標の効率と、単一のパラメーターよりもクラスター構造のさまざまな側面を証明および収集するという利点を持つ、$M$パラメーターと動的$\chi$パラメーターの組み合わせの動的状態との相関関係を研究します。動的状態の赤方偏移を伴う進化が存在しますが、異なる半径が使用されると、動的状態クラスの母集団は異なります。形態学的パラメータから推測される緩和画分の主な汚染源は、ハイブリッドクラスターで構成されています。$M$の組み合わせパラメーターは、X線マップとSZマップの形態を同じ効率で記述し、相関係数は$\rho=0.81$です。$M$と$\chi$の間には適度に強い相関関係があり、係数は$\rho=-0.66$です。重心に基づくオフセットパラメータは、ピーク位置のオフセットよりも動的状態に敏感です。セントロイドの$\chi$との相関は、$M$と同じオーダーであり、SZまたはX線セントロイドがそれぞれ使用されている場合は$\rho=-（0.63$-$0.67）$です。
暖かい典型的なインフレと遺物重力波の生成のパラダイム
| Title |
A_paradigm_of_warm_quintessential_inflation_and_production_of_relic_gravity_waves |
| Authors |
Mayukh_R._Gangopadhyay,_Shynaray_Myrzakulov,_Mohammad_Sami,_and_Mohit_K._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09155 |
スカラー場のエネルギー密度が相対論的な自由度に散逸することによって引き起こされる、暖かい背景における典型的なインフレーションの枠組みを検討します。散逸過程は、バックグラウンドと摂動の両方のレベルでの進化に重要な結果をもたらし、観測の制約を簡単に満たすことができます。〜私たちの数値解析は、フィールド-放射結合強度が弱い。暖かい背景の中で、我々は、振幅がビッグバン元素合成の制約によって制約されているインフレーション中に生成された遺物重力波のインフレ後の進化を調査します。さらに、重力波の振幅に対する結合の影響を調査し、モデルパラメータ間の許容位相空間を取得します。典型的なインフレーションのメカニズムは、高周波で重力波バックグラウンドの青いスペクトルを生じさせます。将来提案されるミッションによる遺物重力波の信号の検出の展望について議論します。将来的には、高周波領域での感度の改善により、基礎となるインフレの枠組みに動的領域が存在することによって引き起こされるスペクトルの青い傾きを調査できるようになる可能性があります。
新しい結合された一般化された3形式のダークエネルギーモデルで$ H_0 $の緊張を和らげます
| Title |
Relieve_the_$H_0$_tension_with_a_new_coupled_generalized_three-form_dark_energy_model |
| Authors |
Yanhong_Yao,_Xinhe_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09160 |
この作業では、ダークエネルギーが3フォームフィールドで表され、他のコンポーネントが理想的な流体で表される、新しい結合された一般化された3フォームダークエネルギーモデルを提案します。最初に新しいモデルで動的解析を実行し、放射が支配的な宇宙を表す鞍点、物質が支配する宇宙を表す鞍点、および2つの暗黒エネルギーが支配する宇宙を表す2つのアトラクターを含む4つの固定点を取得します。次に、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データ、バリオン音響振動（BAO）データ、Ia型超新星（SNIa）データなどの観測データを使用して、結合された一般化された3形式の暗黒エネルギーモデルのモデルパラメーターを制約します。比較のために、結合された3形式の暗黒エネルギーモデル、一般化された3形式の暗黒エネルギーモデル、および$\Lambda$CDMモデルも検討します。結合された、一般化された3形式の暗黒エネルギーモデルが唯一のモデルであることがわかります。$H_0$張力を、$H_0=70.1_{-1.5}^{+1.4}$km/s/Mpcで、より許容可能なレベルに下げます。これは、$2.0\sigma$信頼水準でのR19と一致しています。また、結合された一般化された3形式の暗黒エネルギーモデルの最適な動的動作を調査し、私たちのモデルが、初期のエポックで暗黒エネルギーが何らかの形の初期の暗闇のように動作する5つの暗黒エネルギーモデルと同等であることを示します。小さな正の状態方程式を持つエネルギー。
重力波信号から抽出された情報に対する赤方偏移縮退の影響と粘性媒体の減衰効果
| Title |
The_effect_of_redshift_degeneracy_and_the_damping_effect_of_viscous_medium_on_the_informations_extracted_fromgravitational_wave_signals |
| Authors |
Shou-Li_Ning_and_LiXin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09169 |
宇宙論的赤方偏移$z_c$を考慮すると、GW信号から抽出されたGWソースの質量はその固有値の$1+z_c$倍であり、検出器とGWソース間の距離は光度距離と見なす必要があります。ただし、GWデータの分析では、宇宙論的赤方偏移以外にも、ドップラー赤方偏移や重力赤方偏移など、実際には無視される他の種類の赤方偏移を考慮する必要があるため、GWから抽出されたパラメーターは本来の値から逸脱する可能性があります。GWに影響を与える可能性のある別の要因は、GWの伝搬経路内の粘性媒体です。これは$16{\pi}G{\eta}$の減衰率でGWを減衰させる可能性があります。いくつかの研究は、暗黒物質が互いに相互作用する可能性があることを示しています。したがって、暗黒物質は宇宙媒体の粘性の原因である可能性があります。次に、GWは、中間質量ブラックホールの周りの暗黒物質「ミニスパイク」などの暗黒物質でできている粘性媒体によって急速に減衰する可能性があります。この記事では、主に、ドップラーと重力赤方偏移が、粘性媒体の減衰効果とともに、GW信号から抽出されたGWソースの質量や赤方偏移などの情報にどのように影響するかについて説明します。
最小限に拡張された光速変動（meVSL）
さまざまな光速変動（VSL）宇宙論モデルがありますが、基本的な物理学に組み込まれている物理法則に違反している可能性があるため、主流にはなりません。実行可能な理論としてVSLになるためには、少なくともマクスウェル方程式や熱力学を含む特殊相対性理論の成功を継承する必要があります。したがって、光速$\tildec$は、現地時間ではなく宇宙時間で変化することを採用します。{\iti.e。}、$\tildec[z]$ここで、$z$は宇宙論的赤方偏移です。背景のFLRW宇宙を説明する場合、温度、密度、$\tildec$などの物理量を使用して、一定時間の超曲面を定義できます。それはそれらが時間とともに進化し、宇宙の均質性がそれらが等しい宇宙時間で等しくなければならないことを要求するからです。$\tildec$の変動は、ローレンツ不変性、熱力学、およびビアンキの同一性を満たすために、関連するすべての物理定数の共同変動を伴います。このVSLモデルを「最小拡張VSL（meVSL）」と呼びます。meVSLの宇宙論的観測量を導き出し、現在の観測を使用して$\tildec$の変動に対する制約を取得します。興味深いことに、$z$と、meVSLの光度距離を除くすべての幾何学的距離は、一般相対性理論のものと同じです。ただし、meVSLのハッブルパラメーターは$H=（1+z）^{-b/4}H^{（\rmGR）}$として再スケーリングされ、ハッブルパラメーター測定の張力の解として使用される可能性があります。。この原稿では、BBN、CMB、SZE、BAO、SNe、GW、H、SL、$\Delta\alpha$などのさまざまな宇宙観測に対するmeVSLの主な効果を提供します。
原始的な非ガウス性を制約するための基本的な制限
| Title |
Fundamental_limits_on_constraining_primordial_non-Gaussianity |
| Authors |
Alba_Kalaja,_P._Daniel_Meerburg,_Guilherme_L._Pimentel,_William_R._Coulton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09461 |
理論に動機付けられたさまざまな形状について、原始的な非ガウス性を制約する際の宇宙分散の限界を研究します。特にCMBに重点を置いて、2Dおよび3D調査の一般的な議論を検討します。スケール不変の$N$ポイント相関器は、観測されたモードの数の平方根で素朴にスケーリングする信号対雑音比で測定できます。この直感は一般的に2つの理由で失敗します。まず、短い距離で最後の散乱面がぼやけるため、信号対雑音比のスケーリングが減少します。このぼやけは、投影と減衰の組み合わせによって引き起こされますが、信号とノイズの両方が等しく減衰されるため、信号の損失は指数関数的減衰によるものではありません。第二に、（$N>3$の場合）絞られて折りたたまれた制限での$N$ポイント相関器の動作は、これらをプローブする運動量の範囲が狭くても、解像度による信号対雑音比のスケーリングを強化できます。制限。すべての$N$ポイント相関関係子の分析推定値を提供します。ぼかしは、絞ったものよりも正三角形のような形状にはるかに影響を与えることを示します。折りたたまれた制限の楽観的なスケーリングを利用できる条件について説明します。最後に、ローカル、直交、正三角形のバイスペクトル、およびローカルのトリスペクトルの信号対雑音比の数値計算を使用して、分析推定値を確認します。また、強度データに偏光を追加すると、正三角形のようなスペクトルのスケーリングが向上することも示しています。
リック・カーネギー太陽系外惑星調査からの小さな惑星のコラージュ：スーパーアースとサブネプチューンの質量体制の調査
| Title |
A_collage_of_small_planets_from_the_Lick_Carnegie_Exoplanet_Survey_:_Exploring_the_super-Earth_and_sub-Neptune_mass_regime |
| Authors |
Jennifer_A._Burt,_Fabo_Feng,_Bradford_Holden,_Eric_E._Mamajek,_Chelsea_X._Huang,_Mickey_M._Rosenthal,_Songhu_Wang,_R._Paul_Butler,_Steven_S._Vogt,_Gregory_Laughlin,_Gregory_W._Henry,_Johanna_K._Teske,_Sharon_W._Wang,_Jeffrey_D._Crane,_Steve_A._Shectman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08867 |
LickAutomatedPlanetFinder（APF）とKeckHIRESからの新しい精密視線速度（RV）測定の分析により、これまでコンパニオンがいると報告されていない2つの近くのK型矮星を周回する3つの新しい太陽系外惑星候補が発見されました（HD190007およびHD216520）。また、以前に報告された惑星ホストスターGJ686およびHD180617のAPFとPlanetFinderSpectrograph（PFS）の両方からの新しい速度を報告し、対応する太陽系外惑星の軌道モデルを更新します。新しく発見された惑星のうち、HD190007bの周期は11。72日、RVの半振幅はK=5.64$\pm$0.55ms$^{-1}$、最小質量は16.46$\pm$1.66$\rmM_{\oplus}$で、わずかに金属が豊富でアクティブなK4矮星HD190007（d=12.7pc）を周回します。HD216520bの公転周期は35。45日、RV半振幅はK=2.28$\pm$0.20ms$^{-1}$、最小質量は10.26$\pm$0.99$\rmM_{\oplus}$、HD216520cの公転周期はP=154。43日、RVの半振幅はK=1.29$\pm0.22$ms$^{-1}$、最小質量は9.44$\pm$1.63$\rmM_{\oplus}$。これらの惑星は両方とも、わずかに金属が少なく、不活性なK0矮星HD216520（d=19.6pc）を周回しています。HD180617bおよびGJ686bの更新された最適モデルは、以前に公開された結果とよく一致していることがわかります。HD180617bの場合、105。91日の公転周期、K=2.696$\pm$0.22ms$^{-1}$のRV半振幅、および2.214$\pm$1.05$\rmM_{の最小質量が得られます。\oplus}$。GJ686bの場合、公転周期は15。53日、RV半振幅はK=3.00$\pm$0.18ms$^{-1}$、最小質量は6.624$\pm$0.432$\であることがわかります。rmM_{\oplus}$。注入回復演習を使用すると、HD190007bとHD216520bには、この質量の惑星の$\sim$85\％とは著しく対照的に、質量と公転周期が2倍以内の惑星が追加される可能性は低いことがわかります。Keplerで見つかった期間範囲。
ロッキープラネットの構成がそのホストスターを反映している確率
| Title |
The_Probability_that_a_Rocky_Planet's_Composition_Reflects_its_Host_Star |
| Authors |
J.G._Schulze,_Ji_Wang,_J.A._Johnson,_C.T._Unterborn,_W.R._Panero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08893 |
質量と半径で測定される惑星のかさ密度は、惑星の構造と組成の結果です。鉄心、岩石マントル、およびガス状エンベロープの相対的な比率は、特定の密度に対して縮退しています。この縮退は、構造が分化した鉄のコアと岩石のマントルであると想定される場合、重要なガスエンベロープのない岩石の惑星では減少します。コアの質量分率（CMF）は、惑星のバルク組成の1次記述です。岩石惑星のCMFは、かさ密度と、惑星がホスト星の主要な岩石形成元素の存在量（Fe、Mg、およびSi）を反映していると仮定することの両方から導き出すことができます。したがって、対照的なCMF対策は、マントルストリッピング、ガス放出、および/または後期揮発性物質の供給を含むプロセスからの惑星形成の結果の多様性に光を当てます。惑星の質量と半径、およびホスト星の化学物質の存在量の観測の不確実性を説明する、これら2つのCMF測定値の一貫性の統計的に厳密な分析を提示します。かさ密度CMFがホストスターから推測されるCMFより少なくとも40％大きいか50％小さい場合を除いて、これら2つの測定値が統計的に異なるために解決できる可能性は低いことがわかります。ケプラー107cは、11個の可能性のある岩石系外惑星に適用され、かさ密度から推定されるCMFを持ち、ホスト星から推定されるCMF（2$\sigma$）よりも大幅に大きいため、鉄分が豊富なスーパーマーキュリーである可能性があります。ただし、以前はスーパーマーキュリーとして説明されていたK2-229bは、1ドルまたは2ドルの$\sigma$レベルでスーパーマーキュリーのしきい値を満たしていません。
火星気候サウンダーデータからの南半球春分点中の火星熱帯におけるエアロゾルと潮汐
| Title |
Aerosols_and_tides_in_the_martian_tropics_during_southern_hemisphere_spring_equinox_from_Mars_Climate_Sounder_data |
| Authors |
Liam_Steele_and_Armin_Kleinboehl_and_David_Kass_and_Richard_Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08996 |
熱帯の火星気候サウンダーの温度とエアロゾルのデータを分析して、大気潮汐とそれらの塵と水氷の分布との関係を研究します。火星年（MY）29-35をカバーするデータからの我々の結果は、MY29が南半球の春分点の間に、他の年の同じ現地時間では観測されない大振幅の非移動熱潮汐を持っていることを明らかにします。他の年と比較して最も摂動されるのは夜間の気温であり、高度35〜55kmで強い逆転層があります。異なる現地時間でのデータの分析は、MY29の午前3時45分の気温と水氷雲が他の年の午前5時のものに非常に似ていることを明らかにし、日中の潮の位相が以前にシフトしたことを示唆しています現地時間。この位相シフト、および大振幅の非移動性の熱潮汐は、初期のダスト活動に関連しているように見えます。MY29では、ハドレー循環に関連して熱帯地方に隆起があった頃に2つの初期のダストストームが発生し、ダストをより高い高度に輸送して放射の影響を大きくすることができました。ほこりだけでなく、水氷雲も潮汐構造に影響を与えることがわかっています。移動しない潮汐の相互作用により、水氷雲は夜に2つの別々の縦方向の領域で発生します。放射冷却の増加は、雲の上のダウンウェルの増加をもたらし、断熱的な温暖化の増加と温度逆転の強化につながります。
Kepler-1649システムにおける偏心による気候の影響
| Title |
Eccentricity_Driven_Climate_Effects_in_the_Kepler-1649_System |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Zhexing_Li,_Eric_T._Wolf,_Colby_Ostberg,_Michelle_L._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09074 |
地球型外惑星の発見は、ますます多様化するアーキテクチャを明らかにしています。特に興味深いのは、さまざまな星と惑星の分離で太陽系外惑星を含み、太陽系外惑星の進化を直接比較できるシステムです（比較惑星学）。Kepler-1649システムには、サイズと日射フラックスの両方が金星と地球に似ている2つの地球型惑星が含まれていますが、それらの離心率はほとんど制約されていません。ここでは、システムの動的研究の結果と気候への潜在的な影響を示します。Kepler-1649システムの偏心は十分に制約されておらず、限られた範囲の偏心に対して、2つの既知の惑星の間にさらに地上の惑星のための動的に実行可能な領域があることを示します。両方の惑星のダイナミクスに対する外惑星の離心率の影響を調査し、これが長期的に安定した構成で高周波（1000-3000年）の離心率振動をもたらすことを示します。これらの離心率の変動が日射フラックスに及ぼす影響を計算し、ハビタブルゾーン惑星の3D気候シミュレーションの結果を示します。私たちのシミュレーションは、大きな偏心の変動にもかかわらず、惑星は、さまざまな初期気候構成に対して、星下半球の温度変動が比較的小さい安定した気候を維持できることを示しています。したがって、そのようなシステムは、代替の金星/地球気候進化シナリオを探索するための重要な機会を提供します。
小石の降着シナリオにおける巨大惑星の形成に対するさまざまな移動とガスの降着率の影響の調査
| Title |
Probing_the_impact_of_varied_migration_and_gas_accretion_rates_for_the_formation_of_giant_planets_in_the_pebble_accretion_scenario |
| Authors |
Nelson_Ndugu,_Bertram_Bitsch,_Alessandro_Morbidelli,_Aur\'elien_Crida,_Edward_Jurua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09146 |
成長する惑星の最終的な軌道位置は、それらの移動速度によって決定されます。これは、基本的に惑星の質量によって設定されます。小さな質量の惑星はタイプIの移動で移動しますが、より大きな質量の惑星はタイプIIの移動で移動します。これは、主に円盤の粘性進化速度に依存すると考えられています。惑星は、タイプIIの移動に到達する前に、内向きの移動に対して最も脆弱であり、この段階でその準主軸のかなりの部分を失う可能性があります。惑星移動を遅くするメカニズムとして、馬蹄形領域内からのさまざまなディスク粘度、動的トルク、およびガス降着の影響を調査しました。私たちの研究は、低粘度環境で成長している惑星は、より早いギャップ開口とより遅いタイプII移動速度のために、移動が少ないことを確認しています。馬蹄形の領域からのガスの降着を考慮に入れると、より早いギャップの開放が可能になり、これにより、成長する惑星の内向きの移動が少なくなることがわかります。さらに、この効果は、馬蹄形領域からのガス降着の効果をとらないシミュレーションと比較して、惑星の質量を増加させます。さらに、動的トルクの効果と馬蹄形領域からのガス降着の効果を組み合わせると、内側への移動が大幅に遅くなります。これらの影響を考慮に入れると、これらの影響を考慮しなかった以前のシミュレーションと比較して、水氷線領域に近い冷たい木星（a>1au）の形成が可能になる可能性があります。したがって、馬蹄形領域内からのガス降着と動的トルクが惑星系の形成に重要な役割を果たしていると結論付けます。
原始惑星状星円盤内の粒子の壊れやすい衝突による小石の成長と捕捉
[要約]最近の実験室での実験では、氷の塵の粒子の破壊的な衝突が、以前に考えられていたよりもはるかに遅い速度で発生することが示されています。ダスト進化モデルの実験室実験からこれらの新しい速度を考慮すると、原始惑星系円盤（PPD）で小石のサイズに成長することは困難であり、（サブ）ミリメートルの観測と矛盾し、微惑星や惑星の形成に挑戦する可能性があります。フラグメンテーション速度が1ms$^{-1}$の場合に、PPDで小石を成長させてトラップするために、ダスト進化モデルで必要な条件を調査します。粒子がガスよりも速く（半径方向または垂直方向に）拡散できないと常に仮定して、乱流速度、垂直攪拌、半径方向拡散、およびガス粘性発生の影響を制御するパラメーターを解きほぐします。小石を形成し、効果的な粒子トラップを行うには、粒子の乱流速度を制御するパラメーターを低くする必要があります（$\lesssim10^{-4}$）。これらの場合、垂直方向の沈降により小石の形成が制限され、粒子のトラップも防止されます。したがって、穀物の垂直沈降と攪拌を設定するパラメータは$<10^{-3}$でなければなりません。我々の結果は、粒子とガスの拡散パラメータのさまざまな組み合わせが、ミリメートルフラックスとダストディスク半径の大きな多様性につながる可能性があることを示唆しています。小石の形成が起こり、トラッピングが効率的である場合、ギャップとリングは、近赤外線よりもミリメートル放射で高いコントラストを示します。非効率的なトラッピングの場合、構造は2つの波長でも形成され、近赤外線でより深く、より広いギャップを生成します。私たちの結果は、PPDの基本的な特徴とこれらのオブジェクトに見られる構造の起源をよりよく理解するために、ガスと粒子の拡散パラメータの観測制約と短波長と長波長のギャップの特性を取得することの重要性を強調しています。
私たちの最も近い地球型惑星金星の明るさの変調は、表面の特徴ではなく大気スーパーローテーションを明らかにします
| Title |
Brightness_modulations_of_our_nearest_terrestrial_planet_Venus_reveal_atmospheric_super-rotation_rather_than_surface_features |
| Authors |
Y._J._Lee,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_T._Imamura,_M._Yamada,_T._Satoh,_A._Yamazaki,_S._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09271 |
ホスト星のハビタブルゾーン内またはその近くを周回する地球型外惑星は、潜在的に生命に適しています。そのような惑星から反射された星の光の時系列測定は、それらの自転周期、主表面の特徴、およびいくつかの大気情報を明らかにすることが提案されています。赤月宇宙船で得られた画像から、ここでは、283、365、および2020nmでの金星の明るさが3。7日と4。6日の2つの期間の一方または両方によって変調され、通常の振幅は10％未満ですが、時折20-40％。変調は、ソリッドボディの回転とは無関係です。それらは、超回転する風に重ね合わされた惑星規模の波によって引き起こされます。ここでは、大小の値の比率が整数ではない2つの変調周期は、太陽系外惑星で検出された場合、大気の存在を意味しますが、大気が光学的に薄いか厚いかは、地球や地球のようにあいまいなままであることを提案します。それぞれ金星。これらのシナリオを決定するには、多波長および長い時間ベースライン観測が必要になる場合があります。最終的に、金星は、表面の特徴の観点から、地球型外惑星の明るさの変調の解釈の誤検知を表しています。
可視および近赤外分光法による小惑星ベンヌの位相赤化
| Title |
Phase_reddening_on_asteroid_Bennu_from_visible_and_near-infrared_spectroscopy |
| Authors |
S._Fornasier,_P._H._Hasselmann,_J._D._P_Deshapriya,_M._A._Barucci,_B._E._Clark,_A._Praet,_V._E._Hamilton,_A._Simon,_J-Y._Li,_E._A._Cloutis,_F._Merlin,_X-D._Zou,_D._S._Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09339 |
NASAのミッションOSIRIS-RExは、2018年12月以来、地球近傍小惑星（101955）のベンヌを近接して観測しています。この作業では、ベンヌのスペクトル位相の赤化、つまり位相角によるスペクトル勾配の変化を調査します。OSIRIS-RExVisibleandInfraRedSpectrometer（OVIRS）によって取得された、8〜130$^{o}$の位相角範囲をカバーするスペクトルを使用します。このプロセスを世界規模で、巨礫、クレーター、OSIRIS-RExミッションの指定されたサンプル収集サイトなどの一部の局所的な関心領域（ROI）について調査します。ベンヌは、B型小惑星に典型的な、全体的に負のスペクトル勾配を持っています。スペクトルスロープは、90$^{\circ}$の位相角まで直線的に緩やかに増加し、ゼロに近づきます。スペクトル位相の赤化は単調で波長に依存し、可視範囲で最も高い値を示します。その係数は、0.55〜2.5$\mu$mの範囲で0.00044$\mu$m$^{-1}〜deg^{-1}$です。高位相角（130$^{\circ}$）で取得されたベンヌの観測では、位相の赤化は指数関数的に増加します。同様の挙動が、極端な形状で取得されたスペクトルの炭素質コンドライトMukundpuraに関する文献で報告されました。サンプル収集サイトであるナイチンゲールを含む一部のROIは、世界平均よりも急勾配の相赤化係数を持っており、微小粗さが高い微細な材料で覆われた表面を示している可能性があります。ベンヌに対する穏やかなスペクトル位相赤化効果は、他のB型小惑星の地上測定で観察されたものと似ていますが、セレスや67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星などの他の低アルベド体で観察された効果よりもはるかに低いです。単調な赤化は、ミクロンスケールの微粒子および/またはベンヌの表面全体にマイクロおよびサブマイクロの粗さを導入するフラクタル構造を持つ粒子の存在に関連している可能性があります。
V字型小惑星族検出法の効率特性
親体の崩壊に続いて、ヤルコフスキー効果により、小惑星族のメンバーは、しばしばそれらの直径に反比例する速度で軌道の半主軸に広がります。このサイズに依存する半主軸のドリフトにより、家族は半主軸と逆直径の平面で文字Vの形状を持つ構造を形成します。V字型の方法は、中心と開口部が不明なV字型の境界を見つけることです。内側の主小惑星帯でいくつかの非常に古い家族を見つけるためにうまく採用されましたが、V字型の検索方法は多くのパラメーターに非常に敏感です。この作業では、最初に数十億年にわたって合成小惑星族を作成し、進化させました。次に、進化した合成ファミリーコンポーネントの半主軸と直径に不確実性を追加することにより、99個の類似しているが、完全ではないV字型のファミリークローンをランダムに生成しました。私たちの家族には、20m/sというかなり低い初速度分散を選択しました。したがって、準主軸の広がりを家族の年齢（進化するVの傾き）とより簡単に関連付けることができます。最初はランダムに分散されたコンポーネントを持つ合成背景も作成され、100Myrで進化しました。したがって、合成ファミリーとバックグラウンド小惑星の比率の異なるレベルを設定することにより、V字型メソッドの検出効率マップを導き出し、信号対ノイズレベルに基づいて結果の感度を決定しました。また、メソッドの効率に最適なパラメータ値を決定しました。3Gyrより古い家族は50％以下のメソッド効率で検出されない可能性が高いのに対し、若い家族（0.5〜2.5Gyr）は80％を超える効率でメソッドによってより簡単に検出されることがわかりました。
$ XMM $-$ Newton $と$ Chandra $のX線でのヘルクレス座超銀河団
二峰性構造を示すA2151Cとして識別された近くの（$z$$\sim$0.0368）ヘルクレス座超銀河団（Abell2151）の中央サブクラスターの詳細なX線研究を提示します。X線放射が半径$r$$\sim$304kpcおよび$L_X=3.03_{-0.04}^{+0.02}\times10^{43}$ergs$^{-に及ぶ明るいガスの塊0.4$-$7.0keVのエネルギー範囲の1}$は、西に向かってかなり規則的なサブクランプとして見られます（A2151C（B））。半径$r$$\sim$364kpcの不規則で暗くて涼しいサブクランプが東に向かって見られ（A2151C（F））、$L_X=1.13\pm{0.02}\times10^{43}$ergs$^0.4$-$7.0keVのエネルギー帯域で{-1}$。A2151C（B）の平均温度と元素存在比はそれぞれ$2.01\pm{0.05}$keVと$0.43\pm{0.05}$Z$_{\odot}$ですが、これらの値は$1.17\pm{0.04}$keVです。A2151C（F）の場合は$0.13\pm{0.02}$Z$_{\odot}$。中央の15秒角領域内の低温（${1.55}\pm{0.07}$keV）と短い冷却時間（$\sim$0.81Gyr）は、A2151C（B）にクールコアが存在することを確認します。A2151C（F）内の銀河のいくつかのコンパクトグループを識別します。A2151C（F）は形成過程にある別個の銀河群であり、ヘラクレス（A2151E）の東部サブクラスターのラム圧力が除去された部分ではない可能性が高いことがわかります。A2151CからのX線放射は、A2151C（B）とA2151C（F）の間の重複領域を示していますが、2次元（2D）投影熱力学マップでは、温度やエントロピーの向上は見られません。2つのサブクランプ。
遺物-DP7：z〜7での二色性原始銀河の分光学的確認
| Title |
RELICS-DP7:_Spectroscopic_Confirmation_of_a_Dichromatic_Primeval_Galaxy_at_z_~_7 |
| Authors |
Debora_Pelliccia,_Victoria_Strait,_Brian_Lemaux,_Marusa_Bradac,_Dan_Coe,_Patricia_Bolan,_Larry_Bradley,_Brenda_Frye,_Pratik_Gandhi,_Ramesh_Mainali,_Charlotte_Mason,_Masami_Ouchi,_Keren_Sharon,_Michele_Trenti,_and_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08857 |
宇宙の再電離クラスターレンズ調査（RELICS）の一部として観測された、分光的に確認された強力なライマン-$\alpha$エミッターの$z=7.0281\pm0.0003$での発見を報告します。$z\sim7$（DP7）にある「二色覚原銀河」と呼ばれるこの銀河は、2つの異なる成分を示しています。紫外線（UV）の光度（$\sim0.3L^{\ast}_{UV}$、ここで$L^{\ast}_{UV}$は特徴的な光度）に関してはかなり目立たないものですが、DP7にはライマンの中で最も高い観測値の1つ-$\alpha$相当幅（EW）-$z>6$（残りのフレームでは$>200$オングストローム）の$\alpha$エミッター。強いライマン-$\alpha$放出は、一般に、若い金属の少ない、低ダスト銀河を示唆しています。しかし、銀河全体のUV勾配$\beta$は非常に赤く、$-1.13\pm0.84$であり、平均してかなりの量の塵の覆い隠し、またはより古い星の種族を示している可能性があります。ただし、2つのコンポーネントの$\beta$を別々に測定すると、UVの色が異なるという証拠が見つかり、2つの別々の星の種族が示唆されます。また、ライマン-$\alpha$は空間的に拡張されており、銀河のサイズよりも大きい可能性があり、ライマン-$\alpha$ハローが存在する可能性を示唆しています。若返りまたはマージイベントは、これらの結果を説明する可能性があります。どちらのシナリオでも、おそらく集団IIIの星の成分を含む、極端な星の種族、または不明瞭な活動銀河核が必要です。紫外線の光度が低く、ライマン-$\alpha$EWが高いDP7は、宇宙の再電離に大きく貢献していると考えられている典型的な銀河を表しています。このため、DP7はフォローアップの優れたターゲットです。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡。
VST-COSMOSフィールドでの光学的に可変なAGNのランダムフォレストベースの選択
| Title |
A_random_forest-based_selection_of_optically_variable_AGN_in_the_VST-COSMOS_field |
| Authors |
D._De_Cicco,_F._E._Bauer,_M._Paolillo,_S._Cavuoti,_P._S\'anchez-S\'aez,_W._N._Brandt,_G._Pignata,_M._Vaccari,_M._Radovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08860 |
VLTサーベイ望遠鏡によるCOSMOSフィールドの調査は、活動銀河核（AGN）の変動性研究のための魅力的な試験場です。3。3年間で54回のrバンド訪問があり、1回の訪問深度が24.6rバンドマグであるため、このデータセットは、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）のパフォーマンス予測のコンテキストでも特に興味深いものです。。この作業は、将来のLSSTデータに展開することを目的とした、光学的に可変なAGNを識別するための自動化された堅牢で効率的な方法論の開発に特化したシリーズの5番目です。光学的に可変なAGN候補を選択する際のランダムフォレスト（RF）アルゴリズムのパフォーマンスをテストし、さまざまなAGNラベル付きセット（LS）と機能セットの使用がこのパフォーマンスにどのように影響するかを調査します。異種AGNLSを定義し、LSSTデータから抽出できるものに基づいて、変動機能と光学および近赤外色のセットを選択します。タイプIのソースのみを含むAGNLSは、AGN候補の高純度（91％）サンプルの選択を可能にし、分光的に確認されたAGNに関して69％（以前の作業では59％）の完全性を取得できることがわかりました。）。変動性機能に色を追加すると、RF分類器のパフォーマンスがわずかに向上しますが、色だけでは、汚染された候補のサンプルが返され、ほとんどのホストが支配的なAGNを識別できないため、AGNの選択における変動性よりも効果が低くなります。明るい（r<21等）AGNLSは、マグニチュードカットの影響を受けない候補サンプルを取得できることがわかります。これは、LSST関連の研究用のかすかなAGNLSを見つけるのが難しく、不均衡になる可能性があるため、非常に重要です。LSSTの主な調査では、現在のマグニチュードの限界まで、620万AGNの空の密度を推定しています。
シンバにおけるバリオンタリーフィッシャー関係の赤方偏移の進化
バリオンのタリーフィッシャー関係（BTFR）は、銀河の進化モデルを制約するための重要なツールです。21cmHI放射の研究は主に低赤方偏移に制限されているため、BTFRの赤方偏移の進化はまだ完全には研究されていません。今後のLADUMA調査（MeerKATアレイで遠方の宇宙を見る）はこれに対処します。LADUMAの準備として、Simba-hires（25h$^{-1}$Mpc）$^{3}$実行からのSimba流体力学的銀河形成シミュレーションを使用して、銀河の回転曲線（$V_{\rmflat}$）および3つの異なる赤方偏移（$z$=0、0.5、および1）でのHIスペクトル線プロファイル幅（$W50$および$W20$）。これらの測定値を暗黒物質の速度分散とともに使用して、シンバ銀河のBTFRの赤方偏移の進化を検討します。LADUMAは、補助データを使用して円盤状の形態を持つ銀河を区別することを条件として、BTFRの赤方偏移の進化を検出することに成功することがわかりました。$W20$のスペクトル線幅は、$W50$と比較して、散乱が少なく、赤方偏移の変化が顕著です。また、これらの回転速度の測定値を、赤方偏移と銀河の形態全体にわたる暗黒物質の速度分散と比較します。回転速度と暗黒物質ハロー質量の間の弱い赤方偏移の進展を見つけ、HIスペクトル線幅から銀河の暗黒物質ハロー質量を推定するための適合を提供します。Simbaを使用したこの研究は、LADUMAなどの今後の深いSKAパスファインダー調査の重要性を示し、BTFRのレッドシフト進化およびHI回転速度測定からの銀河暗黒物質含有量と比較するための予測を提供します。
全天NOIRLabソースカタログの2回目のデータリリース
| Title |
Second_Data_Release_of_the_All-sky_NOIRLab_Source_Catalog |
| Authors |
David_L._Nidever,_Arjun_Dey,_Katie_Fasbender,_Stephanie_Juneau,_Aaron_M._Meisner,_Joseph_Wishart,_Adam_Scott,_Kyle_Matt,_Robert_Nikutta,_and_Ragadeepika_Pucha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08868 |
CTIO-4m+DECam、KPNO-4m+Mosaic3、およびBok-2.3m+90Primeからの412,116の公開画像を使用して、NOIRLabソースカタログ（NSC）の2番目のデータリリース（DR2）を発表します。NSCDR2には、39億を超える固有のオブジェクト、680億の個別のソース測定値が含まれ、空の約35,000平方度をカバーし、ほとんどのブロードバンドフィルターで約23ドルの深さを持ち、測光精度は約1〜2％です。と$\約$7masの位置天文精度。空の約$\約$30,000平方度内にある約19億個のオブジェクトは、3つ以上のバンドで測光されます。NSCDR1にはいくつかの改善点があります。DR2には、DR1よりも2年以上続く156,662（61％）のエクスポージャーが含まれています。$griz$の南の測光ゼロ点は、SkymapperDR1およびATLAS-Ref2カタログを使用することでより正確になり、高消光領域には改良された消光補正が使用されました。さらに、個々の画像のWCSを校正するときに、GaiaDR2の固有運動を利用することで、位置天文の精度が向上します。これにより、NSCの固有運動が$\sim$2.5mas/yr（精度）および$\sim$0.2mas/yr（精度）に向上します。一意のオブジェクトへのソースの組み合わせは、DBSCANアルゴリズムを使用して実行され、オブジェクトごとの平均パラメーター（平均の大きさ、固有運動など）は、外れ値の拒否により、より堅牢に計算されます。最後に、8つのマルチバンド測光変動指数が各オブジェクトに対して計算され、可変オブジェクトにフラグが付けられます（2300万オブジェクト）。NSCDR2は、太陽系の天体、恒星の流れ、矮星の伴銀河、QSO、変光星、固有運動星、および過渡現象の探索に役立ちます。これらの科学のユースケースのいくつかの例が示されています。NSCDR2カタログは、NOIRLabのAstroDataLabサイエンスプラットフォームを介して公開されています。
GASPXXXII。ラム圧力ストリッピング銀河における拡散イオン化ガス分率の測定
| Title |
GASP_XXXII._Measuring_the_diffuse_ionized_gas_fraction_in_ram-pressure_stripped_galaxies |
| Authors |
Neven_Tomicic,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Matilde_Mingozzi,_Ariel_Werle,_Daniela_Bettoni,_Andrea_Franchetto,_Marco_Gullieuszik,_Alessia_Moretti,_Jacopo_Fritz,_Callum_Bellhouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08869 |
拡散イオン化ガス（DIG）は星間物質の重要な成分であり、銀河の多くの物理的プロセスの影響を受ける可能性があります。その分布と放出への寄与を測定することで、銀河におけるそのイオン化と星形成の両方を適切に研究することができます。ここでは、MUSEサーベイ（GASP）を使用して、銀河のGAストリッピング現象から抽出されたローカルクラスター内の38個のガスストリッピング銀河のDIG放出を初めて測定します。これらの銀河は、ストリッピングのさまざまな段階にあります。また、DIGの特性を、同じ調査の33個の通常の銀河の特性と比較します。DIGの割合（C$_{DIG}$）を推定し、そのマップを導出するために、減衰補正されたH$\alpha$の表面輝度を$\rm[SII]/H\alpha$の線比と組み合わせます。私たちの結果は、単一のH$\alpha$または$\rm[SII]/H\alpha$値も、H$\alpha$輝線の相当幅のしきい値も、DIGと非DIGエミッション。銀河全体でDIGの表面輝度が一定であると仮定すると、C$_{DIG}$は過小評価されます。剥ぎ取られた銀河と剥ぎ取られていない銀河を対比すると、C$_{DIG}$に明確な違いは見られません。DIG放出は、全積分フラックスの20\％から90\％に寄与し、銀河系の恒星の質量と星形成率（SFR）とは相関していません。C$_{DIG}$は、特定のSFRと反相関します。これは、DIGの電離源としてより古い（$>10^8$年）星の種族を示している可能性があります。DIGの割合は、SFRの面密度との反相関を示しています。これは、銀河の統合されたC$_{DIG}$のロバスト推定に使用できます。
VLASSとFIRSTによって明らかにされた10年のタイムスケールでラジオクエーサーからラジオラウドに移行したクエーサー
| Title |
Quasars_That_Have_Transitioned_from_Radio-quiet_to_Radio-loud_on_Decadal_Timescales_Revealed_by_VLASS_and_FIRST |
| Authors |
Kristina_Nyland,_Dillon_Z._Dong,_Pallavi_Patil,_Mark_Lacy,_Sjoert_van_Velzen,_Amy_E._Kimball,_Sumit_Sarbadhicary,_Gregg_Hallinan,_Vivienne_Baldassare,_Tracy_Clarke,_Andy_D._Goulding,_Jenny_E._Greene,_Andrew_Hughes,_Namir_Kassim,_Magdalena_Kunert-Bajraszewska,_Thomas_J._Maccarone,_Kunal_Mooley,_Dipanjan_Mukherjee,_Wendy_Peters,_Leonid_Petrov,_Emil_Polisensky,_Wiphu_Rujopakarn,_Mark_Whittle,_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08872 |
超大型干渉電波望遠鏡のエポック1（2017-2019）の3440度$^2$を超える検索を実行して、光学（$0.2<z<3.2$）および不明瞭な活動銀河核（AGN）内の不明瞭でないクエーサーを特定しました。過去10年から20年の間にラジオで劇的に明るくなった赤外線で。これらのソースは、以前は20センチメートルの電波空のかすかな画像の調査（1993-2011）の上限に基づいて「電波が静かな」クエーサーとして分類されていましたが、現在は「電波が大きい」クエーサーと一致しています（$L_{\rm3\、GHz}=10^{40-42}\、\、{\rmerg}\、{\rms}^{-1}$）。VLAを使用した14のソースの準同時マルチバンド（$\sim1-18$GHz）追跡調査により、ピークのあるコンパクトなソース（$<0.1^{\prime\prime}$または$<1$kpc）が明らかになりました。ラジオスペクトル形状。1.5GHz（100％から$>$2500％）での10年間のタイムスケールでの高振幅変動、ただし3GHzでの数か月にわたるほぼ安定したフラックスは、伝搬効果による外因性変動と一致しないため、内因性起源に有利に働きます。私たちの情報源は、コンパクト/若いジェットをホストする強力なクエーサーであると結論付けています。これは、「ラジオラウドネス」がクエーサー/AGN集団の特性であり、人間のタイムスケールに固定されたままであるという一般的に受け入れられている考えに異議を唱えます。私たちの研究は、必ずしも大規模に成長するわけではない短命のAGNジェットの頻繁なエピソードが、高赤方偏移で一般的である可能性があることを示唆しています。銀河系下のスケールで断続的であるが強力なジェットが星間物質と相互作用し、銀河の進化に影響を与える可能性のあるフィードバックを駆動する可能性があると推測しています。
おうし座分子雲の星のないコアと星の前のコアに向けたCH2DOHの調査
| Title |
A_Survey_of_CH2DOH_Towards_Starless_and_Prestellar_Cores_in_the_Taurus_Molecular_Cloud |
| Authors |
Hannah_E._Ambrose_(1),_Yancy_L._Shirley_(1),_Samantha_Scibelli_(1)_((1)_The_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08957 |
最近の観測は、有機分子が星のない星のないコアに向かって普及していることを示しています。これらの分子の重水素化は、星のない段階では十分に研究されていません。単一重メタノールであるCH$_2$DOHの公開された観測は、十分に研究され、密度が高く、進化した星前コアの2つでのみ観測されています（例：L1544、L183）。この寒冷期の気相メタノールの形成は、氷粒表面からの脱離によって起こると考えられているため、CH$_2$DOHの観測は、ダスト粒の氷マントル中の重水素画分のプローブとして役立つ可能性があります。おうし座分子雲のB10領域にある12個の星のない星前のコアに向けたCH$_2$DOHの体系的な調査を提示します。12個のコアのうち9個は、[CH$_2$DOH]/[CH$_3$OH]の範囲が$<0.04$から$0.23^{+0.12}_{-0.06}$で、中央値は$0.11$で検出されます。検出されないソースは、検出されたソースよりもビリアルパラメータとメタノール線幅が大きくなる傾向があります。この調査の結果は、スターレス相でのメタノールなどの有機分子の重水素分別が、これまで考えられていたよりも簡単に検出できる可能性があることを示しています。
新しい原子データセットを使用したAGNの改良されたFeII輝線モデル
| Title |
Improved_Fe_II_emission_line_models_for_AGN_using_new_atomic_datasets |
| Authors |
A._Sarkar,_G._J._Ferland,_M._Chatzikos,_F._Guzm\'an,_P._A._M._van_Hoof,_R._T._Smyth,_C._A._Ramsbottom,_F._P._Keenan,_and_C._P._Ballance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09007 |
活動銀河核（AGN）からのFeII放出を理解することは、何十年にもわたって大きな課題でした。AGNスペクトルを理解することによる見返りは、「固有ベクトル1」などのクエーサー分類スキームと、宇宙の化学進化の追跡の両方を含む、計り知れないものになるでしょう。最近、放射および電子衝突率を持つ3つの大きなFeII原子データセットが利用可能になりました。これらをスペクトル合成コードCloudyに組み込み、新世代のAGNスペクトルエネルギー分布（SED）を使用して予測を調べます。これは、使用するデータセットによってUV放射が大きく異なる可能性があることを示しています。Smythetalのデータセットは、UVおよび光学領域で観測されたIZW1セイファート銀河のFeIIテンプレートをよりよく再現しており、これらのデータを採用しています。熱雲と微視的乱流雲の両方を考慮し、$\約$100km/sの微視的乱流が、いわゆるFeII「UVバンプ」の観測された形状と強度を再現することを示します。予測を観測されたFeIIテンプレートと比較すると、典型的な雲の密度は$10^{11}$cm$^{-3}$であり、光子フラックスは$10^{20}$cm$^{-2}$です。$^{-1}$であり、これらがUVおよび光学で観測されたFeII発光を大部分再現していることを示しています。最適なモデルを使用して$I$（FeII）/$I$（MgII）輝線強度比を計算し、log（$I$（FeII）/$I$（MgII））$を取得します。\sim$0.7は、多くのAGNがほぼ太陽のFe/Mg存在比を持っていることを示唆しています。最後に、固有ベクトル1の相関関係を理解するためのステップとして、エディントン比とSED形状を変更します。
宇宙望遠鏡と光残響マッピングプロジェクト。 XIII。 NGC5548のディスク風のUVおよびX線分光署名のアトラス
| Title |
Space_Telescope_and_Optical_Reverberation_Mapping_Project._XIII._An_Atlas_of_UV_and_X-ray_Spectroscopic_Signatures_of_theDisk_Wind_in_NGC_5548 |
| Authors |
M.Dehghanian,_G._J._Ferland,_B._M._Peterson,_G._A._Kriss,_K._T._Korista,_M._R._Goad,_M._Chatzikos,_M._C._Bentz,_F._Guzman,_M._Mehdipour,_G._De_Rosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09056 |
STORMキャンペーン中のNGC5548のスペクトル線の異常な振る舞いは、AGNの構造に欠けている部分を示しました。キャンペーンの途中の2か月間、スペクトル線はフラックスの不足とUV連続体の変動に対する応答の低下を示しました。この振る舞いがAGNで明確に観察されたのはこれが初めてでした。以前の論文では、これはシールドとして機能し、SEDを変更する可変ディスク風によるものであると説明しました。ここでは、Cloudyを使用して、さまざまなディスク風の光イオン化モデルのアトラスを作成し、SEDへの影響を調査します。風には3つの異なるケースがあることを示します。ケース1の風は透明で、完全にイオン化されており、固有のSEDへの影響は最小限ですが、特にHeIIorFeK{\alpha}などの線放射を生成する可能性があります。これがほとんどのAGNの状況であることを提案します。ケース2の風には、He++-He+イオン化フロントがあり、XUV連続体の一部をブロックしますが、ライマン連続体の多くを透過します。それらは観察された異常な行動につながります。ケース3の風は、H+イオン化フロントを持ち、ライマン連続体の多くをブロックします。結果は、風の存在がAGNのスペクトル線に重要な影響を与えることを示しています。したがって、それらはブラックホールの質量の測定とAGNの形状に影響を及ぼします。このスペクトルシミュレーションのアトラスは、将来の残響キャンペーンのガイドとして役立ちます。
NGC1808におけるブラックホール摂食の煙を吐く銃の証拠
| Title |
Smoking-gun_evidence_of_black_hole_feeding_in_NGC1808 |
| Authors |
A._Audibert,_F._Combes,_S._Garc\'ia-Burillo,_L._Hunt,_A._Eckart,_S._Aalto,_V._Casasola,_F._Boone,_M._Krips,_S._Viti,_S._Muller,_K._Dasyra,_P._van_der_Werf_and_S._Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09133 |
Seyfert2/スターバースト銀河NGC1808におけるCO（3-2）放出のALMA観測を、4pcの空間分解能で報告します。私たちの目的は、中央の0.5kpc内のガスの形態とダイナミクスを調査し、核の供給とフィードバックの現象を調査することです。半径1"=45pcの核スパイラルと、その内部で分離された核周囲ディスク、または半径0.13"=6pcの分子トーラスを発見しました。HCN（4-3）とHCO$\rm^+$（4-3）およびCS（7-6）の高密度ガスライントレーサーは、核スパイラルで同時にマッピングおよび検出され、分子トーラスで同じミスアライメントを示します。核では、HCN/HCO$^+$とHCN/CSの比率はAGNの存在を示しています。分子ガスは、核の渦巻腕の内側のずれた円盤を除いて、半径400pc以内で規則的な回転を示します。禁止された恒星ポテンシャルによってガスに加えられるトルクの計算は、半径50pc内のガスが$\sim$60Myrの時間スケールで原子核に供給していることを明らかにしています。核の渦巻腕に対応して、中心に向かっていくつかの非円運動が観察されます。小さな余分な運動学的摂動が、AGNフィードバックによる弱い流出として解釈される可能性があることを排除することはできません。NE方向の$\geqslant$250pcで検出された分子の流出は、超新星のフィードバックが原因である可能性が高く、kpcスケールの超風に関連しています。
KiDSのz> 1にある巨大なポスト-青いナゲット銀河からの2つのアインシュタインの十字架の発見
| Title |
Discovery_of_two_Einstein_crosses_from_massive_post--blue_nugget_galaxies_at_z>1_in_KiDS |
| Authors |
N.R._Napolitano,_R._Li,_C._Spiniello,_C._Tortora,_A._Sergeyev,_G._D'Ago,_X._Guo,_L._Xie,_M._Radovich,_N._Roy,_L._V._E._Koopmans,_K._Kuijken,_M._Bilicki,_T._Erben,_F._Getman,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_C._Moya,_H.Y._Shan,_G._Vernardos,_and_A.H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09150 |
Kilo-DegreeSurvey（KiDS）のフットプリントで2つのアインシュタインの十字架（EC）が発見されたことを報告します：KIDSJ232940-340922とKIDSJ122456+005048。MUSE@VLTの面分光法を使用して、それらの重力レンズの性質を確認します。どちらの場合も、ソースの4つのスペクトルは、吸収特性の卓越性を明確に示しているため、星形成がほとんどない進化した星の種族が明らかになっています。2つのシステムのレンズモデルは、外部せん断を伴う特異な等温楕円体（SIE）を想定して、次のことを示しています。1）赤方偏移$z=0.38$および0.24にある2つの十字は、アインシュタイン半径$R_{\rmE}=5.2$kpcおよび5.4kpc、それぞれ;2）有効半径の半分の内側に投影された暗黒物質の割合は0.60と0.56（ChabrierIMF）です。3）ソースは超小型銀河、$R_{\rme}\sim0.9$kpc（赤方偏移$z_{\rms}=1.59$）および$R_{\rme}\sim0.5$です。それぞれkpc（$z_{\rms}=1.10$）。{これらの結果は、基礎となる質量密度の仮定の影響を受けません。}サイズ、青色、および吸収が支配的なスペクトルにより、光学NIR\chiara{スペクトルエネルギー分布}フィッティングから導出された低い特定の星形成率によって裏付けられ、次のように主張します。これらのECの2つのレンズ付き光源は、消光段階に向かって移動する青いナゲットです。
ダブルダブル電波銀河の多周波研究J0028 + 0035
| Title |
Multi-frequency_study_of_a_double-double_radio_galaxy_J0028+0035 |
| Authors |
A._Marecki,_M._Jamrozy,_J._Machalski,_U._Pajdosz-Smierciak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09293 |
ダブルダブル電波源（DDRS）J0028+0035の発見を報告します。LOFAR、GMRT、VLAで観測しました。観測データを文献のデータと組み合わせることにより、74MHz〜14GHzの範囲をカバーするかなりの数の電波束密度測定値を収集しました。これにより、ソースの物理的特性とその動的進化分析の広範なレビューを実行することができました。特に、大規模な外葉の年代は約245Myrであるのに対し、ダブルダブル構造の直接の原因であるジェット活動の更新は、約11年後の約3.6Myr前にのみ行われたことがわかった。私の長い休止期間。DDRSに典型的で、ここにも存在するもう1つの重要な特性は、ローブの内側と外側のペアの注入スペクトルインデックスが類似していることです。J0028+0035のジェットパワーも同様です。これらの状況は両方とも、J0028+0035の中心が明らかにトリプルであるように、内側のダブルの近くに一致するコンパクトオブジェクトが存在するため、実際にはこれまで認識されなかったDDRSであるという推論をサポートします。
NCG1313で不明瞭な若い星団を探しています
| Title |
Looking_for_obscured_young_star_clusters_in_NCG_1313 |
| Authors |
M._Messa,_D._Calzetti,_A._Adamo,_K._Grasha,_K.E._Johnson,_E._Sabbi,_L.J._Smith,_V._Bajaj,_M.K._Finn,_Z._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09392 |
近くの銀河NGC1313の最近取得されたHSTNIR観測（J、Pa$\beta$およびHバンド）を使用して、若い星団がその出生雲から出現するのに必要なタイムスケールを調査します。絶滅した星団を検索します。これらの星団は、次のいずれかの方法で出生雲に埋め込まれている可能性があります。1。H$\alpha$/Pa$\beta$の絶滅率が高い地域のコンパクトなソース。2.Pa$\beta$放出マップに点状のソースとして表示されるコンパクトなHII領域。候補クラスターのNUV-光学-NIR測光を使用して、最小$-\chi^2$SEDの広帯域および狭帯域フィッティングプロセスを介して、それらの年齢、質量、および絶滅を導き出します。最終サンプルの100個のクラスターの質量は、$\rm\log_{10}（M/M_\odot）=2.5-3.5$の範囲で、中程度の絶滅、$\rmE（B-V）\lesssim1.0$magです。若いクラスター（$0-6$Myr）に焦点を当てると、絶滅とクラスターの年齢との間に弱い相関関係が導き出されます。銀河団のほぼ半数は、すでに非常に若い年齢（$\le3$Myr）で、絶滅が少なく、$\rmE（B-V）<0.25$magであり、塵が銀河団からすぐに除去されることを示唆しています。輝線星雲の形態（H$\alpha$とPa$\beta$の両方で、コンパクト、部分的、または不在）とクラスターの年齢との間に強い相関関係が見られます。特定の星雲の形態に関連するクラスターの相対的な割合を使用して、出生ガス雲をクリアするための典型的なタイムスケールを推定します。その結果、NUV（光学ベースのクラスター研究から推定されたものよりも3〜5Myr、$\sim1$Myr古い）になります。。この違いは、JWSTが今後数年間で取り組む光学的のみに基づく研究へのバイアスを示唆しています。
H3調査でのマゼラン星の破片の発見
| Title |
Discovery_of_Magellanic_Stellar_Debris_in_the_H3_Survey |
| Authors |
Dennis_Zaritsky,_Charlie_Conroy,_Rohan_P._Naidu,_Phillip_A._Cargile,_Mary_Putman,_Gurtina_Besla,_Ana_Bonaca,_Nelson_Caldwell,_Jiwon_Jesse_Han,_Benjamin_D._Johnson,_Joshua_S._Speagle,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09395 |
H3調査で、後続のガス状マゼラニックストリーム（MS）の先端近くにある15個の星の発見を報告します。星のガラクトセントリック速度は$<-155$kms$^{-1}$、ガラクトセントリック距離は$\約40$から80kpc（MSに沿って増加）、[Fe/H]は小マゼラン雲。これらの15個の星は、これまでに観測されたH3星の94％（15/16）を構成し、$R_{GAL}>37.5$kpc、$-$350kms$^{-1}<V_{GSR}<-155$kms$^{-1}$であり、射手座ストリームには関連付けられていません。それらは天の川の外側のハロー位相空間分布関数のユニークな部分を表しており、H3が数百の星しか含まない半径でも緩和されていない構造が検出可能であることを確認しています。それらの統計的過剰、位置と速度空間の両方で同じ領域のMSおよびHIコンパクト雲との密接な関連、および公開されたシミュレーションでの潮汐破片とのもっともらしい対応のために、これらの星を過去のマゼラン雲の破片として識別します出会い。これらの星は、雲自体から遠く離れた潮汐破片フィールドの恒星成分の証拠であり、相互作用に独自の制約を提供します。
星間減光と元素の存在量
星間物質（ISM）の元素は、ガスや塵の形で存在します。星間減光と元素の存在量は、星間塵の組成、サイズ、量に重大な制約を与えます。絶滅モデリングの取り組みのほとんどは、「星間存在量」、「星間参照存在量」、または「宇宙存在量」として知られる、塵形成元素の総存在量（ガスと塵の両方）を想定しています。-太陽であり、気相の存在量が星間環境から独立していること。しかし、太陽の存在量が星間存在量の適切な表現であるかどうかは不明なままです。一方、気相の存在量は、局所恒星間環境によってかなりの変動を示すことが知られています。この作業では、10の絶滅と元素の存在量を定量的に調べることにより、星間存在量の適切な表現として、B星の存在量、太陽とプロトソーラーの存在量、および銀河化学濃縮（GCE）によって増強されたプロトソーラーの存在量の実行可能性を調査します。すべての主要なダスト形成元素（すなわち、C、O、Mg、Si、Fe）の消滅曲線と気相存在量の両方が観測的に決定された星間視線。特定のダストモデルを想定して観測された吸光曲線をフィッティングする代わりに、各視線に対して、波長積分された吸光をダストの総量に関連付けるモデルに依存しないクラマース・クローニッヒの関係を適用して、ダストに下限を設定します。枯渇。これは、観測から導き出された気相の存在量とともに、星間参照標準としてのB星、太陽、および原始太陽系の存在量を除外することを可能にします。GCEで増強された原始太陽系星雲の存在量は、星間存在量の実行可能な表現であると結論付けます。
MIGHTEE-HI：MeerKATMIGHTEE調査のHI排出プロジェクト
| Title |
MIGHTEE-HI:_The_HI_emission_project_of_the_MeerKAT_MIGHTEE_survey |
| Authors |
Natasha_Maddox,_Bradley_S._Frank,_A._A._Ponomareva,_M._J._Jarvis,_E._A._K._Adams,_R._Dav\'e,_T._A._Oosterloo,_M._G._Santos,_S._L._Blyth,_M._Glowacki,_R._C._Kraan-Korteweg,_W._Mulaudzi,_B._Namumba,_I._Prandoni,_S._H._A._Rajohnson,_K._Spekkens,_N._J._Adams,_R._A._A._Bowler,_J._D._Collier,_I._Heywood,_S._Sekhar,_A._R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09470 |
新たに委託されたMeerKAT電波望遠鏡で現在実施されているMIGHTEE調査の中でHI放射プロジェクトを紹介します。これは、これまでに実施された中性水素（HI）の最初の深部、ブラインド、中幅の干渉計調査の1つであり、HI放出に関する知識をz=0.6に拡張します。この中深度、中規模の調査の科学的目標は、過去50億年にわたる銀河の中性ガス含有量の進化を含め、広範囲に及んでいます。シミュレーションでは、0<z<0.4を超える3000近くの銀河が、HIで直接検出され、統計的検出はz=0.6にまで及ぶと予測されています。この調査により、調査ボリューム内に大規模なグループと銀河団が存在する銀河環境の関数としてHIを調査することができます。さらに、この領域は、HI質量が$<10^8$Msunの50もの局所銀河を含むのに十分な大きさであるため、低質量銀河の集団を研究することができます。20度$^2$の主な測量エリアは、複数の分光キャンペーンで補足された、光学から遠赤外線までの範囲の測光を備えた、並外れた多波長補助データのあるフィールドを中心としています。ここでは、調査の設計と主要な科学目標について説明します。また、個々のソースの運動学的モデリングを含む初期科学観測からの最初の結果を、これまでのサンプルの赤方偏移、HI、および恒星の質量範囲とともに示します。
| Title |
Black_hole-neutron_star_coalescence:_effects_of_the_neutron_star_spin_on_jet_launching_and_dynamical_ejecta_mass |
| Authors |
Milton_Ruiz,_Vasileios_Paschalidis,_Antonios_Tsokaros,_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08863 |
ブラックホールと中性子星（BHNS）の合併は、対応する電磁（EM）と一致する重力波（GW）の発生源であると考えられています。これらのシステムが短いガンマ線バースト（sGRB）とキロノバの実行可能な前駆体であるかどうか、およびLIGO/Virgo候補BHNSGWイベントに関連するEM対応物をどのように使用してパラメーター推定を鋭くするかをさらに調査するために、BHNS合併における中性子星スピンの影響。最初は準円形軌道上にあるBHNSの動的時空磁気流体力学シミュレーションを使用して、BHスピン（$a_{\rmBH}/M_{\rmBH}=0$および$0.75$）、NSスピン（$a_{\rmNS}/M_{\rmNS}=-0.17、\、0、\、0.23$および$0.33$）、およびバイナリ質量比（$q\equivM_{\rmBH}：M_{\rmNS}=3：1$および$5：1$）。私たちが見つけた一般的な傾向は、NS順行スピンを増やすと、降着円盤の残りのブラックホールへの残りの質量と動的に放出された物質の残りの質量の両方が増えるということです。時間までに〜$\Deltat\sim3500-5500M\sim88-138（M_{\rmNS}/1.4M_\odot)\,\rmms$重力波のピーク振幅の後、磁気駆動ジェット最初のNSスピンに関係なく、$q=3：1$でのみ起動されます。ジェットの寿命[$\Deltat\sim0.5-0.8（M_{\rmNS}/1.4M_\odot）\、\rms$]とそれらの出力ポインティング光度[$L_{\rmPoyn}\sim10^{51.5\pm0.5}\、\rmerg/s$]は、典型的なsGRBの光度およびブランドフォード-ナエヘクメカニズムからの期待と一致しています。シミュレーションを終了するまでに、検討した他のシステムの流出や大規模な磁場コリメーションは観察されません。動的に放出される物質の質量範囲は$10^{-4.5}-10^{-2}〜（M_{\rmNS}/1.4M_\odot)M_\odot$で、ピークボロメータ光度$L_でキロノバに電力を供給することができます。{\rmknova}\sim10^{40}-10^{41.4}$erg/s、立ち上がり時間$\lesssim6.5\、\rmh$で、LSSTによって検出される可能性があります。
NGC7090の新しい過渡超大光度X線源
| Title |
A_New_Transient_Ultraluminous_X-ray_Source_in_NGC_7090 |
| Authors |
D._J._Walton,_M._Heida,_M._Bachetti,_F._Furst,_M._Brightman,_H._Earnshaw,_P._A._Evans,_A._C._Fabian,_B._W._Grefenstette,_F._A._Harrison,_G._L._Israel,_G._B._Lansbury,_M._J._Middleton,_S._Pike,_V._Rana,_T._P._Roberts,_G._A._Rodriguez_Castillo,_R._Salvaterra,_X._Song,_D._Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08870 |
銀河NGC7090での新しい一時的な超大光度X線源（ULX）の発見について報告します。この新しいULXは、NGC7090ULX3と呼ばれ、2019-20年に$Swift$で監視して発見されました。現在までに、$L_{\rm{X}}\sim6\times10^{39}$ergs$^{-1}$のピーク光度を示しています。アーカイブ検索によると、ULX体制への最近の移行前は、ULX3は$L_{\rm{X}}\sim10^{38}$ergs$^{-1}$のかなり安定した光度を示しているように見えました。。$XMM$-$Newton$と$NuSTAR$による詳細な追跡観測では、堅牢なX線脈動信号は明らかにされていませんが、このような強力な長期変動は、既知のULXパルサーの少数の集団を彷彿とさせる可能性があります。既知のULXパルサーから見られるものと同様の脈動を完全に排除することはできませんが、これらのデータで検出されないままの信号のパルス部分の制限は$\lesssim$20\％です。これらの観測からの広帯域スペクトルは、サブエディントン降着と一致する単純な薄いディスクモデルでうまくモデル化されています。これは、代わりに適度に大きなブラックホール降着を意味する可能性があります（$M_{\rm{BH}}\sim40〜M_{\odot}$）。同様に、他のULX（および既知のULXパルサー）で見られるスーパーエディントンスペクトルと一致するより複雑なモデルは、利用可能なブロードバンドデータの信号対雑音比が限られているため除外できません。したがって、この新しいULXに電力を供給するアキュレーターの性質は不確かなままです。
AGNディスクにおける相対論的爆発の電磁的特徴
| Title |
Electromagnetic_Signatures_of_Relativistic_Explosions_in_AGN_Disks |
| Authors |
Rosalba_Perna,_Davide_Lazzati,_Matteo_Cantiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08873 |
活動銀河核（AGN）の円盤は、その中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）のフィーダーとして伝統的に研究されており、最近、大質量星、したがってそれらの中性子星（NS）と黒のホストとしても多くの関心を呼んでいます。穴（BH）の残骸。これらのディスクの移行トラップとガストルクは、バイナリ形成に有利に働き、コンパクトオブジェクトのマージの速度を高めます。これらの環境では、大質量星の死による長いガンマ線バースト（GRB）と、NS-NSとNS-BHの合併による短いGRBの両方が予想されます。ただし、AGNディスクの固有の環境でのそれらの特性はこれまで研究されていません。ここでは、AGNディスクのバースト進化とトムソン光球を特徴付ける衝撃の異常な相対位置のために、AGNのGRBが独特の特徴を表示できることを示します。たとえば、密集した環境では、外部衝撃は内部衝撃の前に発生し、相対論的逆衝撃を動力源とする迅速な放出につながります。トランジェントの時間発展も圧縮され、星間物質のGRBよりもはるかに明るくピークに達する残光放射を生成します。さらに、十分に密度が高く伸びているディスクの領域では、火の玉がディスクの光球の内部に閉じ込められているため、光度曲線は拡散によって支配されます。これらの拡散が支配的なトランジェントは、$\sim10^6M_\odot$のSMBHの周りのディスクで、$\sim10^8M_\odot$のSMBHの場合は数年のタイムスケールで現れます。最後に、特にSMBH$\lesssim10^7M_\odot$を使用するAGNでは、イベントの大部分がX線帯域で時変吸収を示します。
いて座A *における非熱フレアリングの一般相対論的MHDシミュレーション
| Title |
General_relativistic_MHD_simulations_of_non-thermal_flaring_in_Sagittarius_A* |
| Authors |
Koushik_Chatterjee,_Sera_Markoff,_Joseph_Neilsen,_Ziri_Younsi,_Gunther_Witzel,_Alexander_Tchekhovskoy,_Doosoo_Yoon,_Adam_Ingram,_Michiel_van_der_Klis,_Hope_Boyce,_Tuan_Do,_Daryl_Haggard_and_Michael_Nowak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08904 |
SgrA*は、毎日のX線フレアやほぼ連続的な近赤外線（NIR）のちらつきなど、多波長放射に規則的な変動を示します。逆コンプトン放射とシンクロトロン放射の両方が可能な放射メカニズムであるため、この変動の原因はまだあいまいです。基礎となる粒子分布も、特に非熱的寄与など、十分に制約されていません。この作業では、GPU加速コードH-AMRを使用してブラックホールを降着させる3D一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを使用したフレアフラックス分布の以前の研究を、SgrA*で以前に試みられたよりも高い解像度に拡張します。一般相対論的光線追跡（GRRT）コードBHOSSを使用して、ハイブリッドの熱+非熱電子エネルギー分布を想定して放射伝達を実行します。サブミリ波、NIR、X線の波長帯で約60時間の光度曲線を抽出し、初めて、光度曲線のパワースペクトルと累積フラックス分布をSgrA*フレアの統計的記述と比較します。私たちの結果は、弱く磁化された降着流における乱流駆動の再結合から生じる電子の非熱的集団が中程度のNIRおよびX線フレアにつながり、多波長フラックス制約を満たしながらX線フラックス分布を合理的に説明することを示しています。これらのモデルは、SgrA*の観測結果と一致して、230GHzのフラックス変動を駆動する降着率の変化とともに、NIRとX線の両方で>〜150％の高いrms％振幅を示します。
LIGO / Virgoカタログからのブラックホール合併に対する反動キックの意味
LIGO/Virgoコラボレーションによる最初と2番目の重力波過渡カタログには、3回目の観測実行の前半、後半、前半からの50ドルの確認済み合併イベントが含まれています。LIGO/Virgoのブラックホール連星を仮定して、合併の残骸に与えられた反動キックの分布を計算し、さまざまな天体物理環境内での保持確率を最大前駆体スピン（$\chi_{\rmmax}$）の関数として推定します。（BBH）合併は、密集した星団の動的集合によって触媒されました。平均リコイルキックの分布は、約$150$kms$^{-1}$、$250$kms$^{-1}$、$350$kms$^{-1}$、$600でピークに達することがわかります。$kms$^{-1}$、最大前駆体スピンがそれぞれ$0.1$、$0.3$、$0.5$、$0.8$の場合。脱出速度が$\gtrsim100$kms$^{-1}$の環境だけが、銀河系の核星団だけでなく、最も大規模な球状星団や超星団にも見られ、LIGOの合併の残骸を効率的に保持できました。/VirgoBBHの母集団は、低前駆星団でも（$\chi_{\rmmax}=0.1$）。高い前駆体スピン（$\chi_{\rmmax}\gtrsim0.5$）の場合、最も大規模な核星団だけが合併生成物を保持できます。また、GW170729、GW190412、GW190519、およびGW190620の有効スピンと残りのスピンの推定値は、それらの前駆体が適度に回転している場合（$\chi_{\rmmax}\gtrsim0.3$）に再現できることも示しています。GW190517の場合、前駆体が急速に回転している場合（$\chi_{\rmmax}\gtrsim0.8$）。あるいは、これらのイベントのいくつかは、前駆体の少なくとも1つが、以前の合併に由来する第2世代のBHである場合に説明できます。
ブラックホールのスピンは研究する重要な量であり、ブラックホールが生まれ成長する過程への窓を提供します。さらに、スピンは、相対論的ジェットとエネルギー粒子加速に電力を供給するための強力なエネルギー源になり得ます。このレビューでは、ブラックホールのスピンを検出および測定するために現在使用されている手法について説明します。（1）2つのよく理解されている手法、X線反射分光法と熱連続体フィッティングを使用して、適度な速度で降着しているブラックホールのスピンを測定できます。スピン測定を拡張して降着率を下げることを可能にする他の電磁技術の豊富なセットがあります。（2）最近の構造形成から予想されるように、よりゆっくりと回転するブラックホールの集団が$M>3\times10^7\、M_\odot$を超える質量で出現するものの、多くの降着する超大質量ブラックホールが急速に回転していることがわかります。モデル。（3）X線連星系に降着する恒星質量ブラックホールの多くは急速に回転しており、この状態で生まれたに違いありません。（4）重力波天文学の出現により、ブラックホール連星の併合におけるスピン効果の検出が可能になりました。合併前のブラックホールのほとんどはゆっくりと回転していることがわかりますが、注目すべき例外は、それ自体が合併製品である可能性のあるオブジェクトです。（5）ブラックホールX線連星とブラックホール連星の集団間のスピンの著しい違いは、形成メカニズムの多様性があることを示しています。現在計画されている一連の新しい電磁波および重力波機能を考えると、ブラックホールスピン研究の将来は明るいです。
重力波で回転する巨大な恒星の核の構造を決定する
| Title |
Determining_the_Structure_of_Rotating_Massive_Stellar_Cores_with_Gravitational_Waves |
| Authors |
Michael_A._Pajkos,_MacKenzie_L._Warren,_Sean_M._Couch,_Evan_P._O'Connor,_Kuo-Chuan_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09000 |
恒星の核崩壊から生じる重力波（GW）信号は、前駆星の物理的パラメーターと結果として生じる核崩壊超新星（CCSN）に関する豊富な情報をエンコードします。GW信号の最も検出可能な2つの部分、コアバウンス信号と陽子中性子星からの優勢周波数モードの進化を使用して、崩壊時にCCSN前駆体の特性を制約する新しいアプローチを提示します。コアバウンス後、爆発前の期間に焦点を当て、CCSNeの回転によるGWの予測力を調査して、前駆星の特性を制約します。さまざまな初期質量と回転速度の前駆体における恒星の核崩壊の342Dおよび4つの3Dニュートリノ放射-流体力学シミュレーションを分析します。以前の作業を拡張して、崩壊時の前駆体のコンパクトさを検証し、初期のランプアップ勾配と相関し、回転する場合はコアの角運動量とも相関します。この情報をバウンス信号と組み合わせて、前駆体の崩壊前のコアのコンパクトさを制約する新しい分析方法を提示します。これらのGW機能は、コアバウンス後1秒以内に発生するため、この分析により、天文学者は、衝撃が発生する前であっても、結果として生じるCCSNの電磁特性を予測できます。
HESS $ \、$ J1804 $-$ 216に向けた星間ガスのアーク分スケールの研究：まだ未確認のTeV $ \ gamma $線源
| Title |
Arc-minute-scale_studies_of_the_interstellar_gas_towards_HESS$\,$J1804$-$216:_Still_an_unidentified_TeV_$\gamma$-ray_source |
| Authors |
K._Feijen,_G._Rowell,_S._Einecke,_C._Braiding,_M._G._Burton,_N._Maxted,_F._Voisin,_G._F._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09021 |
銀河系TeV$\gamma$線源HESS$\、$J1804$-$216は現在未確認の線源です。その起源を明らかにするために、ここでは、モプラ南銀河面CO調査、7および12$\、$mm波長モプラ調査、およびHIの南銀河面調査からのデータを使用した星間ガスの最も詳細な研究を紹介します。原子ガスと分子ガスのいくつかの成分は、視線に沿ったさまざまな速度でHESS$\、$J1804$-$216と重なっていることがわかります。CS（1-0）放出塊は、高密度ガスの存在を確認します。ガスとTeV$\gamma$線放出の間の相関と反相関の両方が、さまざまなガストレーサーで識別されており、HESS$\、$J1804$-$216からのTeV$\gamma$線放出のいくつかの起源シナリオが可能になっています。。ハドロンシナリオの場合、SNR$\、$G8.7$-$0.1およびPSR$\、$J1803$-$2137の前駆体SNRには、$\mathord{\sim}の50$倍の宇宙線（CR）増強係数が必要です。TeV$\gamma$線放射を生成するためのソーラーネイバーCRフラックス値。等方性拡散モデルを想定すると、これら両方のSNRからのCRは、隣接するISMガスに関連する他のTeVSNRで見られるように、遅い拡散係数を必要とします。3.8$\、$kpc（PSR$\、$J1803$-$2137までの分散測定距離）にあるガスの形態は、HESS$\、$J1804$-$216からのTeV放出の特徴と反相関する傾向があります。レプトンシナリオを可能にします。したがって、純粋なハドロンと純粋なレプトンの両方のシナリオがもっともらしいままです。
レンス・ティリング歳差運動は超音速降着流でQPOを生成できますか？
X線連星のタイミング特性、特にX線パワースペクトルに準周期的振動（QPO）が存在することはまだ理解されていません。Lense-Thirring歳差運動のソリッドボディレジームは、最も一般的なタイプのQPO、タイプCを説明するために呼び出される1つの顕著なモデルです。ただし、ソリッドボディ歳差運動には、降着流の制約された特性に照らして検討されていない特定の構造が必要です。。この論文では、固体歳差運動が必要とするように、遷移半径$r_t$で2つの流れに分離されたディスク、つまり冷たい外側の流れと熱い内側の流れ（コロナの役割を果たす）を想定しています。降着パラメータのモデルに依存しない推定値を使用して、両方のフローの物理的構造を調査します。明るい硬い状態で観測されたX線スペクトルを再現するために、熱流は音速から超音速で蓄積する必要があり、通常の粘性トルクでは到達できないことを示します。この極端な降着速度（または高い$\alpha$パラメーター）の結果として、これらの状態の間のディスクのどの領域も、固体の歳差運動に必要な「波のような」体制にありません。さらに、半径$r_{\rmbreak}>r_t$内で、バーディーン-ペターソン効果を介して、流れがブラックホールのスピン軸と整列すると予想されます。結果として、高温の内部流は、現在文献に示されているように、明るい硬い状態の間、固体の歳差運動を示すことができません。タイプCのQPOはこれらの状態で普及しているため、このメカニズムが恒星質量ブラックホールの周りにタイプCのQPOを生成する原因となる可能性は低いと結論付けます。
既存のMHDモードでの宇宙線散乱の理論はデータを満たしています
| Title |
The_theory_of_cosmic-ray_scattering_on_pre-existing_MHD_modes_meets_data |
| Authors |
Ottavio_Fornieri,_Daniele_Gaggero,_Silvio_Sergio_Cerri,_Pedro_De_la_Torre_Luque,_Stefano_Gabici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09197 |
$\mathrm{GeV}-\mathrm{PeV}$ドメインの磁気音速およびAlfv\'enic変動への銀河宇宙線散乱を説明する理論の現象論的意味についての包括的な研究を提示します。銀河ハローと拡張ディスクの両方に関連するAlfv\'enicマッハ数とその他の関連パラメーターのさまざまな値について、第一原理から拡散係数のセットを計算します。これらの中で作用する乱流変動のさまざまな減衰メカニズムを考慮に入れます。環境。カスケードの異方性を考慮に入れると、Alfv\'enic乱流に関連する散乱率が大幅に抑制されることを確認します。一方、磁気音速モードは、$\mathrm{PeV}$エネルギーまでの宇宙線の銀河系閉じ込めにおいて支配的な役割を果たすことを強調します。{\ttDRAGON}コードの数値フレームワークに拡散係数を実装し、さまざまな一次および二次宇宙線種の平衡スペクトルをシミュレートします。検討中のパラメーターを合理的に選択するために、高エネルギー（$\simeq200\、\mathrm{GV}$の剛性を超える）でのすべての一次および二次フラックスが、正規化と正規化の両方で、フレームワーク内で正しく再現されることを示します。スロープ。
| Title |
High-energy_neutrino_astronomy_and_the_Baikal-GVD_neutrino_telescope |
| Authors |
Dmitry_Zaborov_(for_the_Baikal-GVD_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09209 |
ニュートリノ天文学は、非熱宇宙の斬新な見方を提供し、他の天文学の分野を補完します。この分野は、IceCubeによるTeV-PeVエネルギー範囲での天体物理ニュートリノの最初の検出や、最初に特定された銀河系外ニュートリノ源（TXS0506+056）など、近年急速な進歩を遂げています。北半球の新しい立方キロメートル望遠鏡であるバイカル湖のバイカルGVDと地中海のKM3NeT-ARCAでさらなる発見が目指しられています。Baikal-GVDの建設は計画通りに進んでいます。検出器には現在、56本の弦に配置された2000を超える光学モジュールが含まれており、0.35km$^3$の有効体積を提供します。Baikal-GVDの科学的事例、建設計画、および部分的に構築されたアレイからの最初の結果を確認します。
SEDモデリングにおけるX線フラックス：XMM-XXLフィールドでのX-CIGALEの適用
| Title |
X-ray_flux_in_the_SED_modelling:_An_application_of_X-CIGALE_in_the_XMM-XXL_field |
| Authors |
G._Mountrichas,_V._Buat,_G._Yang,_M._Boquien,_D._Burgarella,_L._Ciesla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09220 |
X-CIGALEは、CIGALEのスペクトルエネルギー分布（SED）コードに基づいて構築されており、重要な新機能を実装しています。このコードは、AGNの極にある不明瞭な物質を考慮し、X線フラックスを適合させる機能を備えています。この作業では、XMM-XXL-Northフィールドからの約2500の分光X線AGNを使用し、新しい機能がSEDモデリング分析にもたらす改善を調べます。私たちの結果に基づいて、X-CIGALEは、X線をサンプルがまたがる全範囲のUV光度と正常に接続します（logLx（2-10keV）=（42-46）erg/s）。新しい機能の追加により、AGNコンポーネントの推定と特性評価におけるX-CIGALEの効率がグローバルに向上します。特に赤方偏移が1未満の場合、傾斜角に基づくタイプ1とタイプ2の分類が改善されます。特に発光X線源（logLX>45）の場合、AGNフラクションfracAGN測定の統計的有意性が高まります。erg/s）。これらの結論は、（中間）IR測光がSEDフィッティングプロセスで利用可能であるという条件下で成り立ちます。極性ダストを追加すると、AGNの割合が増加し、SED分解の効率が向上してX線で選択された線源の中からAGNが検出されます。X-CIGALEは、赤外線で選択されたAGNの90％以上、およびIRカラー基準で選択されていないX線で検出されたAGNの75％で強いAGN（fracAGN>0.3）を推定します。極性ダストが含まれていない場合、後者は約50％に低下します。X線情報をSEDフィッティングプロセスに含めるX-CIGALEの機能は、現在（eROSITA）および将来（ATHENA）のミッションが提供する豊富なデータを最適に活用するのに役立ちます。
長期INTEGRALデータベースに基づくブラックホール候補1E1740.7-2942のコロナの振る舞いについて
| Title |
On_the_behavior_of_the_black_hole_candidate_1E_1740.7-2942's_corona_based_on_long-term_INTEGRAL_database |
| Authors |
Paulo_Eduardo_Stecchini,_Jurandi_Le\~ao,_Manuel_Castro,_Flavio_D'Amico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09305 |
X線連星で観測された硬X線スペクトルを説明する最も簡単な方法の1つは、降着円盤からの軟光子のコンプトン化が起こっていると仮定することです。コロナと呼ばれるこのプロセスが行われる領域は、熱エネルギー$kT$と光学的厚さ$\tau$の2つのパラメーターのみによって特徴付けられます。したがって、硬X線スペクトル分析は、これらのパラメータの動作を診断する上で不可欠なツールです。ただし、長期データベースの取得/分析における一貫性の欠如が、この種の特性評価の達成を妨げている可能性があります。ブラックホール候補1E1740.7-2942のコロナの振る舞いをよりよく理解することを目的として、INTEGRAL衛星に搭載されたISGRI望遠鏡からの大きな硬X線データセットに対して均一分析を実行しました。スペクトルのモデリングの結果は、ほとんどのサンプルで、不飽和熱コンプトン化が1E1740.7-2942で観察された硬X線スペクトルの主なメカニズムであることを示しています。さらに、このような大規模なデータベースにより、1E1740.7-2942のおそらく最長の硬X線光度曲線を作成することができ、その単位は、システムの動的量に関する最近の調査結果により、エディントンの光度の％で表すことができます。。
静止状態で降着する中性子星（NS）から観測された熱放射は、恒星の地殻を加熱する非平衡核反応（深部地殻加熱パラダイム）によって推進されていると考えられています。NSに完全に付着した地殻があると仮定して、加熱効率の簡単な普遍的な公式を導き出します。さらに、最近提案された、付着した地殻への熱力学的に一貫したアプローチの範囲内で、熱放出は、唯一のパラメータ、つまり、外側と内側の地殻界面での圧力$P_{\rmoi}$によってパラメータ化できることを示します。この圧力は必ずしも陽子ドリップ圧力と一致する必要はないと主張します）。シェル効果を説明する核モデルの選択について$P_{\rmoi}$の可能な値について説明し、$P_{\rmoi}$の関数として地殻内の正味の熱放出とその分布を決定します。以前の研究と比較して、熱放出を数分の1に減らす必要があると結論付けています。
潮汐破壊現象を引き起こす、束縛された軌道と束縛されていない軌道上の星の起源を探る
| Title |
Exploring_the_origin_of_stars_on_bound_and_unbound_orbits_causing_tidal_disruption_events |
| Authors |
Shiyan_Zhong,_Kimitake_Hayasaki,_Shuo_Li,_Peter_Berczik,_Rainer_Spurzem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09400 |
潮汐破壊現象（TDE）は、超大質量ブラックホール（SMBH）、それらの降着円盤、および周囲の核星団の特性を調べます。TDEの光度曲線は、SMBHに落下する星の軌道特性に関連しています。軌道離心率$e$とエネルギー$E$の関数としてTDEを引き起こしている、核星団内の束縛星と非束縛星の起源、密度、速度分布を調べます。これらの量は、SMBHの近くで、軌道の周辺中心と潮汐破壊半径の比率を決定します（浸透係数$\beta$として示されます）。クラスター内のそのような星の密度と速度分布の分析モデルを開発します。これは、N体の実験とよく一致しています。私たちのモデルは、損失円錐における角運動量拡散の古典的なモデルを拡張します。また、損失円錐の3つの特徴的な離心率の分析モデルを導出します。それぞれ与えられた$\beta$の最小値と最大値、および空と空の境界を定義する軌道離心率を表す$e_{\rmlcb}$です。フルロスコーンレジーム。N体の実験では、TDEを引き起こす星が、$e-\beta$平面上のこれらの離心率の限界の間に分布していることを示しています。さらに、$e_{\rmlcb}$と$e=1$の間のほとんどの結合星（つまり、完全な損失円錐領域）が見つかりますが、残りの結合星は空の損失円錐領域から発生しています。これは、ロスコーン理論と一致しています。星団または銀河核内の星の$e-\beta$分布は、星がTDEを引き起こす可能性があるかどうかを診断するための優れたツールになる可能性があることを提案します。
バイキング級のエウロパランダーは、高リスク、高コストのベンチャーです。その代わりに、ヨーロッパは一連の低コストのスカウトによって探検されるべきです。これらは着陸船と小さなフライバイクラフトになります。これらのミッションは、メートルからセンチメートルのスケールでエウロパの表面の性質を確認します。有機分子の存在を探す人もいます。それらのすべては、大きなエウロパランダーに先行します。
シリウス：線形モードでアバランシェフォトダイオードを使用したプロトタイプの天文強度干渉計
| Title |
Sirius:_A_Prototype_Astronomical_Intensity_Interferometer_Using_Avalanche_Photodiodes_in_Linear_Mode |
| Authors |
Junghwan_Oh,_Jan_Wagner,_Sascha_Trippe,_Taeseok_Lee,_Bangwon_Lee,_Chang_Hee_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09203 |
1950年代に開発された光強度干渉法は、マイクロ秒単位の角度分解能を達成するためのシンプルで安価な方法です。その低感度は、これまでのところ、明るい星への強度干渉観測を制限しています。光検出器としてアバランシェフォトダイオード（APD）を使用することにより、大幅な改善が可能です。最近のいくつかの実験では、APDを単一光子検出モードで使用しました。ただし、これらは低い電子帯域幅（数MHz）を提供するか、非常に狭い光帯域幅を必要とします。ここでは、100〜MHzの電子帯域幅で連続（「線形」）検出モードで人工星を観測する2つのAPDを使用したプロトタイプの天文強度干渉計による実験室測定の結果を示します。光源と検出器のコヒーレンス時間の比率から予想されるように、約$10^{-6}$の光子-光子相関が見つかります。両方の検出器が光軸上にある（ベースラインがゼロ）構成では、10分間の積分後に$\sim$2700の信号対雑音比を達成します。ベースラインの関数として相関を測定すると、メーカーの見積もりと一致して、人工星の半値全幅$0.55''$に対応する標準偏差を持つガウス相関プロファイルが見つかります。私たちの結果は、線形モードAPDを使用して大きな天文強度干渉計を構築する可能性を示しています。
都市の発光に対するCOVID-19封鎖の影響：地上と衛星の比較
| Title |
Effects_of_the_COVID-19_lockdown_on_urban_light_emissions:_ground_and_satellite_comparison |
| Authors |
M\'aximo_Bustamante-Calabria,_Alejandro_S\'anchez_de_Miguel,_Susana_Mart\'in-Ruiz,_Jose-Luis_Ortiz,_J.M._V\'ilchez,_Alicia_Pelegrina,_Antonio_Garc\'ia,_Jaime_Zamorano,_Jonathan_Bennie,_Kevin_J._Gaston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09252 |
COVID-19に対応する「封鎖」期間は、環境汚染（NO$_2$、エアロゾル、騒音、光など）に対する経済活動の影響を研究するユニークな機会を提供しました。NO$_2$とエアロゾルへの影響は非常に顕著で、すぐに実証されていますが、光害への影響を判断するのは難しいことが証明されています。この困難の主な理由は、地球の夜間衛星画像の主なソースがSNPP-VIIRS/DNB機器であるためです。これは、ほとんどの人間の夜行性活動がすでに発生し、関連する多くの照明がオフにされた後、深夜にデータを取得します。ここでは、都市の光放出に対する封鎖の影響を分析するために、2020年3月14日から5月31日までのCOVID-19による都市人口の閉じ込め期間中のスペイン、グラナダの地上および衛星データを使用します。都市からの発光の減少と大気中の人為的エアロゾル含有量の減少の両方による光汚染により、散乱する光が少なくなりました。PM10粒子の存在量と空の明るさの間には明確な相関関係が見られ、大気が汚染されればされるほど、都会の夜空は明るくなります。3つの異なる波長帯でのPM10粒子の存在量と空の明るさを関連付ける経験的表現が決定されます。
INFRA-ICE：実験室の天体化学のための超高真空実験ステーション
| Title |
INFRA-ICE:_an_ultra-high_vacuum_experimental_station_for_laboratory_astrochemistry |
| Authors |
Gonzalo_Santoro,_Jes\'us._M._Sobrado,_Guillermo_Tajuelo-Castilla,_Mario_Accolla,_Lidia_Mart\'inez,_Jon_Azpeitia,_Koen_Lauwaet,_Jos\'e_Cernicharo,_Gary_J._Ellis,_Jos\'e_\'Angel_Mart\'in-Gago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09297 |
実験室の天体化学は、宇宙のさまざまな地域で動作する化学的および物理的プロセスのいくつかを実験室でシミュレートすることを目的としています。実験室で取り組むことができる多様な天体化学的問題の中で、星間物質（ISM）のさまざまな領域での宇宙塵粒子の進化と、触媒プロセスによる新しい化学種の形成におけるその役割は、大きな関心を集めています。特に、ISMの暗い雲の中で、塵の粒子は氷のマントルで覆われており、氷と塵の相互作用は、宇宙で観察される化学的複雑さの発達に重要な役割を果たしていると考えられています。ここでは、ISMの最も寒い地域の複雑な条件をシミュレートするための新しい超高真空実験ステーションを紹介します。INFRA-ICEマシンは、スタンドアロンセットアップとして操作することも、進化した星の宇宙塵の形成をシミュレートするための専用のスターダストと呼ばれるより大きな実験ステーションに組み込むこともできます。このように、INFRA-ICEはスターダストの機能を拡張し、漸近巨星分枝星（AGB）での形成から、分子雲内の氷のマントルとの処理および相互作用まで、宇宙での宇宙塵の完全な旅のシミュレーションを可能にします。INFRA-ICEの機能のいくつかを実証するために、14Kでのウンデカン（C$_{11}$H$_{24}$）のUV光化学に関する選択された結果を示します。脂肪族は炭素質宇宙塵の一部であり、、最近、脂肪族化合物と短いn-アルカンが67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星でその場で検出されました。
MICADOの位置天文性能を評価するためのフーリエ光学アプローチ
| Title |
A_Fourier_optics_approach_to_evaluate_the_astrometric_performance_of_MICADO |
| Authors |
J.A._van_den_Born,_W._Jellema,_R._Navarro,_E._Tolstoy,_B._Jayawardhana,_A.W._Janssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09358 |
フーリエ光学を使用した高精度位置天文学に対する波面誤差の影響に関する調査を紹介します。超大型望遠鏡用の近赤外線イメージング機器であるMICADOは、50マイクロ秒角（{\mu}as）の精度で相対位置天文学の機能を提供します。位置天文要件と比較して点像分布関数（PSF）のサイズが大きいため、検出器上のPSFの詳細な形状と位置を十分に理解する必要があります。さらに、MICADOの大気分散補正器は、他の点ではほとんど静的な機器内の可動コンポーネントであるため、単純な観測前のキャリブレーションを実行するだけでは不十分な場合があります。したがって、フーリエ光学フレームワークを構築し、波面誤差の関数としてPSFの重心位置の小さな変化を評価できるようにしました。完全な評価のために、ゼルニケ多項式を使用して低次の表面形状エラーと、パワースペクトル密度分析を使用して中空間周波数と高空間周波数の両方をモデル化します。説明された作業により、完全な回折ビーム伝搬を実行して、MICADOの期待される位置天文性能を評価することが可能になります。
SCExAO / CHARIS直接イメージングによる20auの分離、低質量比の褐色矮星の加速する太陽のような星の発見
| Title |
SCExAO/CHARIS_Direct_Imaging_Discovery_of_a_20_au_Separation,_Low-Mass_Ratio_Brown_Dwarf_Companion_to_an_Accelerating_Sun-like_Star |
| Authors |
Thayne_Currie,_Timothy_D._Brandt,_Masayuki_Kuzuhara,_Jeffery_Chilcote,_Olivier_Guyon,_Christian_Marois,_Tyler_Groff,_Julien_Lozi,_Sebastien_Vievard,_Ananya_Sahoo,_Vincent_Deo,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Kevin_Wagner,_Trent_J._Dupuy,_Matthew_Wahl,_Michael_Letawsky,_Yiting_Li,_Yunlin_Zeng,_G._Mirek_Brandt,_Daniel_Michalik,_Carol_Grady,_Markus_Janson,_Gillian_R._Knapp,_Jungmi_Kwon,_Kellen_D._Lawson,_Michael_McElwain,_Taichi_Uyama,_John_P._Wisniewski,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08855 |
Keck/NIRC2熱赤外線イメージングによって補完されたSCExAO/CHARIS面分光法で得られた、$\sim$20auの投影分離で、近くの太陽のような星、HD33632Aaの星下コンパニオンの直接イメージング発見を提示します。。コンパニオンのHD33632Abは、$Gaia$衛星と$Hipparcos$衛星で検出されたように、星に10.5$\sigma$の位置天文加速度を誘導します。SCExAO/CHARIS$JHK$（1.1--2.4$\mu$m）スペクトルとKeck/NIRC2$L_{\rmp}$（3.78$\mu$m）測光は、フィールドL/T遷移オブジェクトと最もよく一致します：HR8799cdeに相当する、古く、重力が高く、ほこりの少ないもの。位置天文学を$Gaia/Hipparcos$データおよびアーカイブのリック天文台の視線速度と組み合わせて、46.4$\pm$8$M_{\rmJ}$の動的質量と95で$e$$<$0.46の離心率を測定します。\％信頼度。HD33632Abの質量と質量比（4.0\％$\pm$0.7\％）は、低質量の褐色矮星GJ758Bに匹敵し、より質量の大きい褐色矮星HD19467Bと（ほぼ）惑星の質量の中間にあります。HR2562およびGJ504のコンパニオン。$Gaia$を使用して、最新の極端な適応光学システムを使用した直接イメージング観測を選択すると、ブラインド調査と比較して高い頻度で、太陽系のようなスケールで星下または惑星質量のコンパニオンを明らかにできます。
ステラ爆発における波動駆動衝撃波：ダイナミクス、エンベロープ加熱、および発生期の爆風波
| Title |
Wave-Driven_Shocks_in_Stellar_Outbursts:_Dynamics,_Envelope_Heating,_and_Nascent_Blastwaves |
| Authors |
Christopher_D._Matzner,_Stephen_Ro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08861 |
巨大な星のスーパーエディントン爆発への応用に重点を置いて、一般的な一次元の流れにおける音響パルスと波列からの衝撃に対処します。近似断熱不変量を使用して、古典的な等面積手法を積分形式と微分形式で一般化します。最初は正弦波であるが有限の波列の場合の衝撃波の進展を予測し、内部衝撃波と頭または尾部の衝撃波を別々に解き、数値シミュレーションとの詳細な一致を示します。当社の内部衝撃ソリューションは、衝撃加熱率の表現を改善する動機を与えます。頭と尾の衝撃に対する私たちの解決策は、これらが大きな半径に対して劇的により多くの波エネルギーを保存し、物質の直接放出の可能性がより高いことを示しています。この違いは、ショックダイナミクスの波形の重要性を浮き彫りにします。私たちの弱い衝撃分析は、衝撃がいつ強くなるかを予測し、この移行に対処するための基礎を提供します。これを使用して、突然の音のパルスと弱い中央爆発によって放出される質量を推定します。
銀河系の高緯度にある暴走する青い主系列星。ガイアと分光学的同定によるターゲットの選択
| Title |
Runaway_blue_main-sequence_stars_at_high_Galactic_latitudes._Target_selection_with_Gaia_and_spectroscopic_identification |
| Authors |
Roberto_Raddi_(1,_2),_Andreas_Irrgang_(2),_Ulrich_Heber_(2),_David_Schneider_(2),_Simon_Kreuzer_(2)_((1)_Universitat_Politecnica_de_Catalunya,_(2)_Dr._Karl_Remeis-Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08862 |
銀河系の高緯度での初期スペクトル型の暴走主系列（MS）星の歴史的識別に動機付けられて、新しいそのような星を識別する際のガイアの能力をテストします。ガイアの大きさがGBP-GRP<0.05で、ミッドAスペクトル型よりも早い低消光MS星の色と互換性のある、約2300の光源を選択し、48個のそのような星の低解像度光学分光法を取得しました。詳細な測光および分光分析を実行することにより、それらの大気および物理パラメータ（有効温度、表面重力、視線速度、星間赤化、分光光度距離、質量、半径、光度、および年齢）を導き出します。分光光度法と視差ベースの距離を比較することで、MS候補を古い青い水平分枝（BHB）候補から解きほぐすことができます。質量が2〜6Msunの12個の暴走MS候補を特定します。それらの軌道は銀河円盤までさかのぼって、最新の銀河面の交差と対応する飛行時間を特定します。12人の候補者全員が銀河中心から2〜16.5kpc以内に銀河円盤から放出され、暴走仮説と互換性のある進化年齢よりも短い飛行時間を持っています。3つのMS候補は、450km/sを超える放出速度を持っているため、後期B型星の標準的な放出シナリオに挑戦しているように見えます。私たちのサンプルの最速の星は、そのMSの性質が確認できれば、無視できない銀河系の脱出確率も持っています。27個のBHB候補を特定し、サンプルで最もホットな2つの星は、白色矮星の冷却シーケンスに向かって進化する低質量のまれな後期O型と初期B型の星です。
| Title |
A_wide_planetary-mass_companion_to_a_young_low-mass_brown_dwarf_in_Ophiuchus |
| Authors |
Clemence_Fontanive,_Katelyn_N._Allers,_Blake_Pantoja,_Beth_Biller,_Sophie_Dubber,_Zhoujian_Zhang,_Trent_Dupuy,_Michael_C._Liu_and_Loic_Albert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08871 |
へびつかい座の若い星形成領域の低質量褐色矮星であるCFHTWIR-Oph98の惑星質量コンパニオンの発見を、200auの広い間隔（1.46秒角）で提示します。コンパニオンはハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用して識別され、アーカイブと新しい地上観測を使用して、プライマリと共通の固有運動を共有することが確認されました。コンポーネントが無関係のへびつかい座のメンバーである可能性が非常に低いことに基づいて、Oph98ABはバイナリシステムを形成すると結論付けます。マルチバンド測光から、プライマリをM9-L1ドワーフに制限し、かすかなコンパニオンをL2-L6スペクトルタイプに制限します。へびつかい座の年齢の中央値が3Myrの場合、進化モデルを測定された光度に適合させると、Oph98Aでは$15.4\pm0.8$M$_\mathrm{Jup}$、$7.8\pm0.8$M$_\の質量が得られます。Oph98Bのmathrm{Jup}$、それぞれの有効温度は$2320\pm40$Kおよび$1800\pm40$Kです。1〜7Myrの可能なシステム年齢の場合、質量は9.6〜18.4M$_\mathrm{の範囲になります。プライマリの場合はJup}$、セカンダリの場合は4.1〜11.6M$_\mathrm{Jup}$。成分の質量が小さく、分離が非常に大きいため、このバイナリはこれまでに画像化された結合エネルギーシステムの中で最も低く、低質量の星形成の結果がそのような極端で弱い結合システムをもたらす可能性があることを示しています。このような若い年齢で、Oph98ABは、成長する若い自由浮遊惑星質量オブジェクトの人口を拡大し、最小質量での形成理論を洗練するための新しいベンチマークを提供します。
オーム散逸と両極性拡散を伴う磁気回転ディスクの線形安定性解析
| Title |
Linear_Stability_Analysis_of_a_Magnetic_Rotating_Disk_with_Ohmic_Dissipation_and_Ambipolar_Diffusion |
| Authors |
Indrani_Das,_Shantanu_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08876 |
弱イオン化された等温、回転、磁性、自己重力シートの安定性の線形解析を実行します。磁場と回転軸はシートに垂直です。熱圧力、重力、回転、および磁気（圧力と張力）力の自己無撞着な処理と、重力の特性への影響について一緒に処理される2つの非理想的な電磁流体力学（MHD）効果（オーム散逸と両極性拡散）が含まれます。回転するシート状の雲や円盤の不安定性。私たちの結果は、重力の不安定性には常に好ましい長さスケールとそれに関連する最小タイムスケールがあることを示しています。問題の重要な無次元の自由パラメーターへの依存性を調査します。初期の正規化された質量対フラックス比$\mu_0$、回転トゥームパラメーター$Q$、無次元の両極性拡散係数$\tilde{\eta}_{\rmOD、0}$、および両極性拡散係数の尺度である無次元の中性イオン衝突時間$\tilde{\tau}_{\rm{ni、0}}$。$\tilde{\eta}_{\rmOD、0}$の結果の1つは、超臨界（$\mu_0\gtrsim1$）レジームで発生する不安定性の最大の好ましい長さスケールがあり、その効果と質的に類似していることです。$\tilde{\tau}_{\rm{ni、0}}$ですが、量的な違いがあります。回転を追加すると、一般化されたToomre基準（磁気依存性を含む）と、崩壊の長さスケールと時間スケールが変更されます。非理想的なMHD効果も含まれている場合、Toomre基準は流体力学的値に戻ります。我々の結果を初期の埋め込み段階の原始星ディスクの特性に適用し、不安定性の好ましいスケールが熱（ジーンズ）スケールを大幅に超える可能性があることを発見しました。
収縮する恒星放射層における差動回転の軸対称調査
| Title |
Axisymmetric_investigation_of_differential_rotation_in_contracting_stellar_radiative_zones |
| Authors |
B._Gouhier,_F._Ligni\`eres_and_L._Jouve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08884 |
環境。星は、進化のさまざまな段階で急速な収縮または膨張を経験します。これらの段階で発生する角運動量と化学元素の輸送をモデル化することは、未解決の問題のままです。目的。我々は、放射状の収縮を受けている恒星の放射層を研究し、誘発された差動回転と子午線循環を調査します。メソッド。収縮を模倣し、ブシネスク近似と非弾性近似の両方で軸対称流体力学方程式を数値的に解く、課せられた視線速度場が交差する回転球層を検討します。星に関連する収縮、回転、安定成層、密度成層のレジームをカバーするために、広範なパラメトリック研究が実施されています。結果。回転差と子午面循環は、$P_r\left（N_0/\Omega_0\right）^2$パラメータ。ここで、$P_r$はプラントル数、$N_0$はブラント-V\"ais\"ail\"周波数、$\Omega_0$は回転速度です。より現実的な半径方向の収縮場を研究するために重要ですが、結果として生じる流れは境界条件の望ましくない影響による影響が少ないためです。これらの異なるレジームおよび弱い差動回転の場合、差動回転の振幅に関連するスケーリング則を導き出します収縮のタイムスケールに。
ZZ Piscis Austrinus（ZZ PsA）：真っ赤な新星前駆細胞と接触連星の不安定質量比
| Title |
ZZ_Piscis_Austrinus_(ZZ_PsA):_A_bright_red_nova_progenitor_and_the_instability_mass_ratio_of_contact_binary_stars |
| Authors |
Surjit_S._Wadhwa,_Ain_De_Horta,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_N._F._H._Tothill,_Bojan_Arbutina,_Jelena_Petrovi\'c_and_Gojko_Djura\v{s}evi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09090 |
ZZPsAは、最大Vマグニチュード9.26の無視された明るい南接触連星システムです。最初のマルチバンド測光分析を提示し、システムが0.078という非常に低い質量比で深く接触している（>95％）ことを発見しました。プライマリの質量は1.213Mですか？報告されているF6のスペクトルクラスに合わせて。ZZPsAが合併候補であるかどうかを判断するために、不安定質量比に関する現在の状況を概説し、プライマリの質量をシステムの不安定質量比および接触の程度にリンクする新しい関係を開発します。ZZPsAは、文献からの他の2つの例とともに合併候補であり、さらに3つは、潜在的な合併候補として確認するためにさらなる観察が必要であることがわかります。
KIC 10975348：ダブルモードまたはトリプルモードの高振幅$ \ delta $ Scutiスター？
| Title |
KIC_10975348:_A_double-mode_or_triple-mode_high-amplitude_$\delta$_Scuti_star? |
| Authors |
Tao-Zhi_Yang_(School_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong_University),_Xiao-Ya_Sun_(School_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong_University),_Zhao-Yu_Zuo_(School_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong_University)_and_Hai-Wen_Liu_(School_of_Information_and_Communications_Engineering,_Xi'an_Jiaotong_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09091 |
この論文では、$Kepler$ミッションから配信された測光データを使用して、KIC10975348の光の変化を分析します。この星は、最もよく研究されている$\delta$Scuti星と比較して、非常に暗い（$K_{p}$=18.6等）。短いケイデンスデータ（つまり、220日間にわたるQ14、Q15、およびQ16）のフーリエ解析により、変動は、互換性のある周波数F0=10.231899$\rm{d^{-1}}$の最頻モードによって支配されていることがわかります。$RATS-Kepler$から取得したもので。F1（=13.4988$\rm{d^{-1}}$）とF2（=19.0002$\rm{d^{-1}}$）を持つ他の2つの独立したモードが新たに検出され、振幅は2桁です。F0よりも小さい大きさ。この星は、初めて、振幅が約0.7等の高振幅の$\delta$Sct（HADS）星であると識別され、F0/F1=0.758の低い比率は、それが金属が豊富な変光星。周波数F2は3番目の倍音モードである可能性があり、このターゲットが新しいラジアルトリプルモードHADSスターである可能性を示唆しています。新しく決定された最大光の1018回を使用して$O-C$分析を実行し、エフェメリス式を導出します：$T_{max}$=2456170.241912（0）+0.097734（1）$\times$$E$。$O-C$ダイアグラムは、KIC10975348の脈動周期が明らかな変化を示さないように見えることを示しています。これは、大多数のHADS星の脈動周期とは対照的です。その考えられる原因は、現在の短い観測期間が原因である可能性があります。その可能性のある周期変動を検証するために、将来、より長い期間の宇宙からの定期的な観測が必要です。
極紫外線と赤外線で同時に測定された太陽コロナの電子密度
| Title |
Electron_Densities_in_the_Solar_Corona_Measured_Simultaneously_in_the_Extreme-Ultraviolet_and_Infra-Red |
| Authors |
Jaroslav_Dud\'ik,_Giulio_Del_Zanna,_J\'an_Ryb\'ak,_Juraj_L\"orin\v{c}\'ik,_Elena_Dzif\v{c}\'akov\'a,_Helen_E._Mason,_Steven_Tomczyk,_Michael_Galloy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09175 |
電子密度の正確な測定は、太陽コロナのプラズマ特性を決定するために重要です。ヒノデミッションに搭載された極紫外線イメージング分光計（EIS）によって観測されたFeXIII線から診断された電子密度を、地上ベースのコロナルマルチチャネル偏光計（COMP）によって提供される近赤外線（NIR）測定と比較します。そのために、FeXIIIの利用可能なすべての観測線に基づく放射率比法が、EISとCoMPの両方に使用されます。EIS診断は、FeXIIラインの結果によってさらに補足されます。EUVラインとNIRラインの両方から測定された電子密度の間に10％以内の優れた一致が見られます。詳細な分析のために選択された5つの領域で、log（Ne[cm-3]）=8.2-8.6の電子密度が得られます。利用可能な場合、バックグラウンド減算は診断、特にNIRラインに大きな影響を与えます。この場合、ループは視線に沿って測定された強度の4分の1未満に寄与します。NIRラインの場合、ラインの中心強度は機器内の迷光の影響を受けないことがわかり、密度診断にこれらを使用することをお勧めします。FeXIIINIRラインの測定は、地上の機器を使用した密度診断のための実行可能な方法を表しています。
VXサジタリーの性質について：それはTZO、RSG、または高質量AGBスターですか？
| Title |
On_the_nature_of_VX_Sagitarii:_Is_it_a_TZO,_a_RSG_or_a_high-mass_AGB_star? |
| Authors |
H._M._Tabernero,_R._Dorda,_I._Negueruela,_E._Marfil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09184 |
目的。AAVSO光度曲線データと組み合わせた高解像度観測に基づいた非常に明るい赤い星VXSgrの分光分析を提示します。VXSgrの不可解な特性を考慮して、その性質について3つのシナリオを検討します。巨大な赤色超巨星（RSG）または極超巨星（RHG）、ソーン-ジトコウ天体（TZO）、および極端な漸近巨星分枝（AGB）星です。メソッド。測光変動の複数のサイクル全体をサンプリングし、最先端のPHOENIX大気モデルを使用して恒星の大気パラメーターを導出します。それらを光学および近赤外スペクトルタイプと比較します。LiI、CaI、RbIなどの中性元素原子種によるいくつかの重要な特徴について報告します。結果。その光度、進化段階、および脈動期間に関する新しい洞察を提供します。すべてのデータに基づいて、VXSgrがある種の極端なAGBスターであると信じる2つの強い理由があります。まず、アクティブフェーズ中のミラのような動作。VXSgrは、既知のRSGよりもはるかに大きく、すべてのRHGよりも明らかに大きい振幅の光の変化を示します。さらに、バルマー線放射と、ここで初めて示されているように、最大光での金属スペクトルの線倍増を表示します。どちらもミラの典型的な特性です。第二に、既知のRSGやRHGとは異なり、VXSgrは強いRbI線を表示します。時々見られる光球線に加えて、それは常に、膨張速度がエンベロープ内のOHメーザーの膨張速度と互換性のある星周成分を示し、s過程要素による外気の継続的な濃縮を示しています。熱パルス段階での3回目の浚渫によって説明されます。
ヘリウムに富むバイナリESCetiの分光法は、ディスクを介した降着と日食の証拠を明らかにします
| Title |
Spectroscopy_of_the_helium-rich_binary_ES_Ceti_reveals_accretion_via_a_disc_and_evidence_for_eclipse |
| Authors |
K._Bakowska,_T._R._Marsh,_D._Steeghs,_G._Nelemans_and_P._J._Groot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09213 |
「AM〜CVn星」として知られている水素不足降着バイナリの中には、公転周期が最も短い3つのシステム、HMCnc（321秒）、V407Vul（569秒）、ESCet（620秒）があります。これらのコンパクトなバイナリは、持続的な重力波放射の強力な発生源であると予測されています。HMCncとV407Vulは直接衝撃降着を受けており、ドナーから転送された物質が降着する白色矮星に直接衝突します。ESCetは、3つの中で最も長い周期であり、最も明るいAMCVn星のひとつですが、ディスクを介して降着するのか、直接衝突を介して降着するのかは不明です。ESCetは、強力なHeII4686線放射を示します。これは、磁気的に制御された降着の兆候である場合があります。特異なことに、水素を降着させる白色矮星の約3分の1は磁性の証拠を示していますが、ヘリウムの降着者の間では何も発見されていません。ESCetの降着構造を理解することを目的として、マゼランとVLTの分光および分光偏光観測キャンペーンの結果を示します。620秒周期のスペクトルに強い変動が見られます。線は、降着円盤に特徴的な二重ピーク放射の証拠を示しており、ガス流/円盤衝撃からの「S」波放射とほぼ一致する、直接衝撃ではなく、最も外側の円盤に関連する追加コンポーネントがあります。領域。これは、620\、sがESCetの公転周期であることを疑いの余地なく確認しています。有意な円偏光は見られません（0.1％未満）。追跡されたスペクトルは、ESCetの外側の円盤が質量ドナーによって食されていることを示しており、同時に、測光の最小値がこれまで認識されていなかった食と一致していることを示しています。ESCetは、円盤を介した降着と一致する分光学的挙動を示し、既知のAMCVn星を食する最短の公転周期です。
信頼できる誤差推定を伴う日食最小タイミングのための修正されたKwee-vanWoerden法
| Title |
A_modified_Kwee_-_van_Woerden_method_for_eclipse_minimum_timing_with_reliable_error_estimates |
| Authors |
Hans_J._Deeg_(Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_and_Universidad_de_La_Laguna,_Tenerife,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09231 |
食の最小時間を決定するためのKwee-vanWoerden（KvW）法は、その単純さと外部入力パラメーターの独立性のために、何十年もの間食変光星研究の定番であり、太陽系外惑星の通過のタイミングを取得するのにも適しています。ただし、タイミングエラーの推定値は信頼性が低いことが知られています。TESS宇宙ミッションデータからのCMドラコニス日食の非常に正確な測光の分析中に、タイミングエラー推定のためのKvWの元の方程式は数値エラーを生成しました。これはこの方程式の根本的な問題を証明しました。この貢献により、KvWメソッドを使用してタイミングエラーを計算するための改善された方法が導入されます。この改善されたメソッドを実装するコードと、元のメソッドに対するいくつかの更新も示されています。TESSのCMDraconis光度曲線のアプリケーション例を示します。ここでは、約1秒のタイミング誤差が、他の方法で得られた誤差推定値と非常によく一致していることを示しています。
初期組成$Y_0=0.25$、$Z_0=10^{-3}$、初期恒星質量$M_0=0.82M_\odot$の種族II星の恒星進化計算は、主系列星から白色矮星まで実行されました。ステージ。12個のAGBおよびAGB後の進化シーケンスは、ブロッカーの質量損失率の式（$0.01\le\eta_B\le0.12$）のパラメーターの異なる値を使用して計算されました。質量$M=0.536M_\odot$、$0.530M_\odot$、および$0.526M_\odot$の進化シーケンスの選択されたモデルは、最後のヘリウムフラッシュによるヘルツシュプルング-ラッセル図のループを経験します。放射状の恒星振動を記述する流体力学の方程式の解。半径方向の基本モードの脈動に対する不安定な領域は、漸近巨星分枝から$T_\mathrm{eff}\約6\times10^3$Kまでの有効温度まで広がることが示されています。流体力学モデルの脈動期間は15日から50日の範囲で、W〜Virの脈動星の周期と一致します。周期が$\Pi>50$日の中間スペクトル型基本モードパルセータのモデルは、半規則的な脈動変数の領域のヘルツシュプルング-ラッセル図の上部にあります。W〜Virの脈動変光星は、最終的なヘリウムフラッシュを経験する低質量のポストAGB星であると結論付けます。
オリオン星雲クラスターの電波星のVLBA調査：I。非熱電波集団
| Title |
A_VLBA_Survey_of_radio_stars_in_the_Orion_Nebula_Cluster:_I._The_nonthermal_radio_population |
| Authors |
Jan_Forbrich,_Sergio_A._Dzib,_Mark_J._Reid,_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09329 |
オリオン星雲クラスター（ONC）の深いVLA調査で以前に特定された、556個のコンパクトな電波源すべてに対する非熱放射に関する4エポックVLBA調査の最初の結果を示します。前例のない123のソースに向けてVLBAの対応物を特定します。これらのうち、41はX線の対応物を持っておらず、そのうち34も近赤外線の対応物を表示していません。これらは銀河系外の背景源では説明できないため、これは、X線でさえ検出できないほど深く埋め込まれている若い恒星状天体のONC集団の構成要素を示唆しています。広範囲にわたる変動性を発見し、4つのエポックのうち1つだけで、S/Nが最も高いソースのほとんどを検出します。負のスペクトル指数もVLAデータの極端な変動も、VLBA検出の優れた予測因子ではありません。
オリオン大星雲クラスターの電波星のVLBA調査：II。位置天文学
| Title |
A_VLBA_Survey_of_radio_stars_in_the_Orion_Nebula_Cluster:_II._Astrometry |
| Authors |
Sergio_A._Dzib,_Jan_Forbrich,_Mark_J._Reid_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09331 |
ベリーロングベースラインアレイ（VLBA）の観測から、オリオン大星雲クラスター（ONC）のコアに向かって非熱放射を発する123個の若い恒星系の集団を以前に特定しました。GaiaDR2カタログには、電波位置から0.2インチ以内にある34個の光源があります。ほとんどの電波源は、ガイア検出のコンパニオンである可能性があります。ただし、VLBAの位置がガイアと$<1.6$異なる11個の星があります。mas、およびこれらの電波源のいくつかは、おそらく光学星の直接の対応物です。23個の星の電波の適切な動きを取得できます。VLBAとガイアのデータから導出された恒星の適切な動きを組み合わせると、グローバルな動きと速度の分散がわかります。ONCの（$\mu_\alpha*、\mu_\delta$）=（$1.20\pm0.09,0.18\pm0.09$）masyr$^{-1}$および（$\sigma_{\mu_\alpha*}、\sigma_{\mu_\delta}$）=（$0.84\pm0.09,1.30\pm0.09$）masyr$^{-1}$。最後に、推定によって順序付けられたモーションを探しましたスカラーおよびベクトル積の平均。結果は$\mathbf{\overline{v\cdot\hat{r}}}=-0.61\pm1.00$kms$^{-1}$および$\mathbf{になります。\overline{v\times\hat{r}}}=0.57\pm0.95$kms$^{-1}$。これらは、若い恒星クラスターiの兆候を示していません。■拡張、収縮、または回転。
15パーセク以内の質量0.1 <= M / M_sol <= 0.3のM矮星の体積完全サンプル
| Title |
The_Volume-Complete_Sample_of_M_Dwarfs_with_Masses_0.1_<=_M/M_sol_<=_0.3_within_15_Parsecs |
| Authors |
Jennifer_G._Winters,_David_Charbonneau,_Todd_J._Henry,_Jonathan_M._Irwin,_Wei-Chun_Jao,_Adric_R._Riedel,_and_Kenneth_Slatten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09409 |
質量0.1<=M/M_sol<=0.3のM矮星は、これらの完全な対流星がそれらの磁気活動と角運動量の歴史に関して興味深い天体物理学的問題を提起するため、ますます精査されています。それらはまた、地球型惑星の大気を研究するための最もアクセスしやすい近い将来の機会を提供します。それらは本質的に光度が低いので、これらのM矮星の最も近い例の特定は進歩のために不可欠です。質量0.1<=M/M_sol<=0.3で、三角関数の距離が15pc（視差>=66.67mas）以内にある、512Mの矮星のボリュームが完全な全天のリストを示し、そこからサンプルを作成しました。分光学的研究のための413M矮星。これらの512M矮星の質量関数を示します。これは、線形質量空間では恒星の質量が減少するにつれて増加しますが、対数質量空間では平坦です。このサンプルの一部として、CTIO/SMARTS0.9m望遠鏡でのRECONSグループの長期的な作業の結果として測定された、17個のターゲットの新しいVRI測光を紹介します。また、複数のシステムのメンバーであることがわかっているターゲットの詳細に注意し、サンプルのプライマリM矮星について、既知の恒星と褐色矮星のコンパニオンを考慮した場合、21+/-2％の予備多重度を見つけます。彼らの予備選挙。さらに、質量0.1<=M/M_sol<=0.3のすべてのM矮星の43+/-2％が、15pc以内のすべての質量の主星を持つ複数のシステムで見つかっていることがわかります。
層状の可変領域ダクトと大気における線形および非線形音響学、およびライトヒルの提案について
| Title |
On_Linear_and_Nonlinear_Acoustics_in_Stratified,_Variable-Area_Ducts_and_Atmospheres,_and_Lighthill's_Proposition |
| Authors |
Christopher_D._Matzner,_Stephen_Ro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.07180 |
一次元の流れの制限の下で、可変領域のチャネル内の層状静水圧流体内の線形波と非線形波を検討します。波の光度に関連するリーマン不変量の修正版を導出します。この量は線形理論の単純な動的方程式に従い、そこから波の反射の規則を簡単に識別できます。そしてそれは高周波限界で断熱的に保存されます。Lighthillの提案に従い、線形断熱不変量を適用して、穏やかな非線形波を予測します。これには中程度のエラーのみが発生します。衝撃波の形成に関するライトヒルの基準は、主要な衝撃波、および高周波内の衝撃波に対して本質的に正確であることがわかります。近似不変量を使用して、恒星エンベロープなどの複雑な環境で、低振幅の音響パルスの自己歪みや弱い衝撃の散逸パターンを正確に予測できると結論付けています。また、制限されたクラスの問題に対する完全な非線形ソリューションを特定します。
ファントムユニバースのサウンドパラメータの変化するダークエネルギー有効速度
3つのファントムDEモデルの宇宙論的摂動に対する、さまざまなダークエネルギー（DE）の有効音速パラメーター$c^{2}_{\textrm{sd}}$の現象論的影響を分析します。これらの各モデルは、ビッグリップ（BR）、リトルリップ（LR）、およびビッグリップのリトルシブリング（LSBR）として知られる特定の突然の将来のイベントを誘発します。このクラスの突然の出来事では、宇宙のすべての束縛された構造は、有限の宇宙時間で引き裂かれます。摂動の進化、$f\sigma_{8}$成長率を計算し、現在の物質のパワースペクトルを予測します。$c^{2}_{\textrm{sd}}$パラメーターを$[0,1]$の間隔で変化させ、$c^{2}_{\textrm{sd}}に関する相対偏差を計算します。=1$。さらに、現在のものと比較して非常に大規模な要因で発生する重力ポテンシャルサインフリップの影響を分析します。
超微弱矮小銀河における暗黒物質消滅からのガンマ線とシンクロトロン放射
| Title |
Gamma_Ray_and_Synchrotron_Radiation_from_Dark_Matter_annihilations_in_Ultra-faint_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Pooja_Bhattacharjee,_Debajyoti_Choudhury,_Kasinath_Das,_Dilip_Kumar_Ghosh,_Pratik_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08917 |
超微弱な矮小銀河（UFD）に適用できる非常に大きな（100-1000）質量光度比は、暗黒物質の濃度が高いことを意味し、暗黒物質の間接的な署名に理想的な劇場になります。この論文では、最近発見された14のUFDを検討し、ガンマ線から無線周波数までの広い範囲にわたってそれらから放出される電磁放射を研究します。GMRTとVLAでの高エネルギーガンマ線と電波束に関するFermi-LATデータを分析して、モデルに依存しない方法で消滅断面積$\langle\sigmav\rangle$の上限を取得します。さらに、前述のUFDからのシンクロトロン放射をプローブする際のSquareKilometerArray電波望遠鏡の感度について説明します。また、さまざまな天体物理学的パラメータの決定における不確実性に対する上記の上限の依存性を調査します。
非相対論的暗黒物質の電子反跳からのXenon1T過剰
| Title |
Xenon1T_excess_from_electron_recoils_of_non-relativistic_Dark_Matter |
| Authors |
Dario_Buttazzo,_Paolo_Panci,_Daniele_Teresi,_Robert_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.08919 |
非相対論的暗黒物質相互作用によって誘発された電子反跳は、MeV範囲の軽い擬スカラーによって媒介される場合、最近報告されたXenon1T過剰にうまく適合することができることを示します。これは、結果として生じる散乱率の好ましい運動量依存性によるものであり、keV電子の反跳を強く抑制する傾向がある好ましくない運動学を部分的に補償します。メディエーターの現象論を研究し、すべての実験限界と互換性のあるXenon1T過剰の許容パラメーター空間を特定します。また、ミューオンと電子の異常磁気モーメントは、このシナリオでは、数パーセント程度の結合の微調整を優先して、同時に説明できることもわかりました。
（ほぼ）プランクスケールの崩壊定数を持つアクシオン星のグローバルビュー
| Title |
Global_View_of_Axion_Stars_with_(Nearly)_Planck-Scale_Decay_Constants |
| Authors |
Joshua_Eby,_Lauren_Street,_Peter_Suranyi,_and_L.C.R._Wijewardhana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09087 |
プランクスケールに近い崩壊定数$f$を持つアクシオンから形成されたアクシオン星は、崩壊するのが不安定であり、現象論的な結果をもたらす可能性が低いことを示しています。より一般的には、従来の常識に反して、重力と特殊相対性理論の両方が同じ体制で関連する可能性があるため、小さい$f$での結果を$f=\mathcal{O}（M_P）$に単純に外挿できないことを示します。オシロンとアクシオン星に関する以前の研究をレビューして拡張することにより、崩壊率を明らかにします。これは、大きな$f$のいわゆる希薄状態でも速い崩壊率を意味します。
暗黒物質への2HDMシングレットポータル
ヒッグスポータルモデルは、宇宙の熱的残存粒子を説明するための最小限の方法です。それらは、暗黒物質の遺物の存在量と直接検出断面積の両方を制御する単一のパラメーターを介してヒッグスにのみ結合する一重項を追加します。残念ながら、このシナリオは、スカラーまたはフェルミオン暗黒物質のいずれかで、後者によってほとんど除外されています。この論文では、2HDMの文脈でフェルミオン暗黒物質を用いたヒッグスポータルのアイデアを分析します。正しい遺物密度の原因となる結合を直接検出断面積を制御する結合から解きほぐすことにより、パラメーター空間を開き、観測された遺物密度とすべての現在の境界の両方と一致する広い領域を見つけることができます。
MSSによるおよび以前の正確なデータからの結合等圧共鳴CIR
弾性散乱{12}^C（p、p{o}_）励起関数（EF）は、革新的なアプローチ-MSS-の方法により、エネルギー範囲Ep=16-19.5MeV、分解能約10keVで測定されました。ウズベキスタン科学アカデミーのINPUlugbek（タシケント）のU-150サイクロトロンからの約200keVのエネルギー拡散を伴うビームでの14角磁気スペクトログラフ（アペルシン）でのスペクトル重ね合わせ[1-9]。得られたEFは、しきい値とレベルのデータと正確に一致する異常のリーチ構造を持っています[2,10-12]。測定は、厚さ13mg/cm2、アペルシンの中心の面積1cm2の{12}^C自立型ターゲットで行われました。20ステップのエネルギーモデレーターが陽子エネルギーを制御し、サイクロトロンと長さ41メートルのビームパイプ上のすべてのイオン光学系を再調整することなく、3.5MeVの広いEp間隔を提供しました。陽子に対するアペルシンのエネルギー分解能は5keVよりも優れています。分光器の磁場は、NMRモニターシステムによって3ppmに安定化されました[1,9]。{12}^C（p、p{o}_）散乱のEFには、g.sに正確に対応する多くの共鳴があります。よく知られている製品核のレベル。しかし、異常の80％はデコードされませんでした。これらの異常を特定するために提案された結合等圧共振（CIR）の新しい概念。提案されたCIRの概念は非常に有望でした（図4）。CIRの有効性を証明するために、{12}^C（p、p{o}_）、{12}^C（d、d{o}_）、および{7}^Li（p、p{o}_）、組み合わせ等圧共鳴を検索するために分析されました。この研究は、CIRの存在を完全に証明しています。
回転する球の熱対流によって駆動される三和音共鳴
回転対流系における三和音共鳴について初めて報告します。直接数値シミュレーションを使用して、回転する球形流体の対流モードが、周波数と波数が3項共振条件に一致する1対の慣性モードを励起できることを発見しました。対流モードの構造に応じて、トライアド共鳴は、周波数と波数が低いモードのペア、または周波数と波数が高いモードのペアのいずれかの成長につながる可能性があり、双方向のエネルギーカスケードの可能なメカニズムを提供します。熱強制の増加は、完全に発達した乱流につながり、これも波のような動きを示し、慣性波乱流のエネルギースペクトルを彷彿とさせます。我々の結果は、慣性波の相互作用が回転対流において重要な役割を果たしていることを示唆しており、これは惑星と恒星の内部のダイナミクスを理解する上で非常に重要です。
CDMSliteからの軽度イオン化粒子に対する制約
| Title |
Constraints_on_Lightly_Ionizing_Particles_from_CDMSlite |
| Authors |
SuperCDMS_Collaboration:_I._Alkhatib,_D.W.P._Amaral,_T._Aralis,_T._Aramaki,_I.J._Arnquist,_I._Ataee_Langroudy,_E._Azadbakht,_S._Banik,_D._Barker,_C._Bathurst,_D.A._Bauer,_L.V.S._Bezerra,_R._Bhattacharyya,_M.A._Bowles,_P.L._Brink,_R._Bunker,_B._Cabrera,_R._Calkins,_R.A._Cameron,_C._Cartaro,_D.G._Cerde\~no,_Y.-Y._Chang,_M._Chaudhuri,_R._Chen,_N._Chott,_J._Cooley,_H._Coombes,_J._Corbett,_P._Cushman,_F._De_Brienne,_M.L._di_Vacri,_M.D._Diamond,_E._Fascione,_E._Figueroa-Feliciano,_C.W._Fink,_K._Fouts,_M._Fritts,_G._Gerbier,_R._Germond,_M._Ghaith,_S.R._Golwala,_H.R._Harris,_B.A._Hines,_M.I._Hollister,_Z._Hong,_E.W._Hoppe,_L._Hsu,_M.E._Huber,_V._Iyer,_D._Jardin,_A._Jastram,_V.K.S._Kashyap,_M.H._Kelsey,_A._Kubik,_N.A._Kurinsky,_R.E._Lawrence,_A._Li,_B._Loer,_E._Lopez_Asamar,_P._Lukens,_D.B._MacFarlane,_R._Mahapatra,_V._Mandic,_N._Mast,_A.J._Mayer,_H._Meyer_zu_Theenhausen,_\'E.M._Michaud,_E._Michielin,_N._Mirabolfathi,_B._Mohanty,_J.D._Morales_Mendoza,_S._Nagorny,_J._Nelson,_H._Neog,_V._Novati,_J.L._Orrell,_S.M._Oser,_W.A._Page,_R._Partridge,_R._Podviianiuk,_F._Ponce,_S._Poudel,_A._Pradeep,_M._Pyle,_W._Rau,_E._Reid,_R._Ren,_T._Reynolds,_A._Roberts,_A.E._Robinson,_T._Saab,_B._Sadoulet,_J._Sander,_A._Sattari,_R.W._Schnee,_S._Scorza,_B._Serfass,_D.J._Sincavage,_C._Stanford,_J._Street,_D._Toback,_R._Underwood,_S._Verma,_A.N._Villano,_B._von_Krosigk,_S.L._Watkins,_J.S._Wilson,_M.J._Wilson,_J._Winchell,_D.H._Wright,_S._Yellin,_B.A._Young,_T.C._Yu,_E._Zhang,_H.G._Zhang,_X._Zhao,_L._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09183 |
CryogenicDarkMatterSearch低イオン化しきい値実験（CDMSlite）は、ゲルマニウムターゲット内の非常に小さな反跳エネルギーの効率的な検出を実現し、これまで探索されていなかった電荷、質量、および速度パラメーター空間の軽イオン化粒子（LIP）に対する感度をもたらしました。$e/（3\times10^5）$未満の電荷を持つ宇宙線生成LIPの垂直強度の最初の直接検出限界と、電荷$\leqe/160$の最も強い限界を報告します。最小垂直強度は$1.36\times10^{-7}$cm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$で$e/160$の料金がかかります。これらの結果は、広範囲のLIP質量（5MeV/$c^2$から100TeV/$c^2$）に適用され、広範囲の$\beta\gamma$値（0.1-$10^6$）をカバーします。）、したがって、$\beta\gamma$が0.1と小さい非相対論的LIPを初めて除外します。
| Title |
Einstein,_Planck_and_Vera_Rubin:_relevant_encounters_between_the_Cosmological_and_the_Quantum_Worlds |
| Authors |
Paolo_Salucci,_Giampiero_Esposito,_Gaetano_Lambiase,_Emmanuele_Battista,_Micol_Benetti,_Donato_Bini,_Lumen_Boco,_Gauri_Sharma,_Valerio_Bozza,_Luca_Buoninfante,_Antonio_Capolupo,_Salvatore_Capozziello,_Giovanni_Covone,_Rocco_D'Agostino,_Mariafelicia_DeLaurentis,_Ivan_De_Martino,_Giulia_De_Somma,_Elisabetta_Di_Grezia,_Chiara_Di_Paolo,_Lorenzo_Fatibene,_Viviana_Gammaldi,_Andrea_Geralico,_Lorenzo_Ingoglia,_Andrea_Lapi,_Giuseppe_G._Luciano,_Leonardo_Mastrototaro,_Adele_Naddeo,_Lara_Pantoni,_Luciano_Petruzziello,_Ester_Piedipalumbo,_Silvia_Pietroni,_Aniello_Quaranta,_Paolo_Rota,_Giuseppe_Sarracino,_Francesco_Sorge,_Antonio_Stabile,_Cosimo_Stornaiolo,_Antonio_Tedesco,_Riccardo_Valdarnini,_Stefano_Viaggiu,_Andy_A._V._Yunge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09278 |
宇宙論と基礎物理学では、次のような重要な質問があります：私たちがダークマターと呼ぶとらえどころのない物質が宇宙のどこに隠されているのか、そしてそれは何でできているのですか？適切な答え。実際、私たちが調査すればするほど、この問題は、確立された量子物理学、素粒子の標準模型、一般相対性理論を超え、膨張、宇宙の加速膨張などのプロセスに関連する側面と強く絡み合っています。コンパクトな物体の周りの高エネルギー現象。量子重力と非常にエキゾチックなDM粒子の候補でさえ、新しい未知の物理学の共犯者であると思われる暗黒物質の謎を組み立てる役割を果たしている可能性があります。観察と実験は、上記の現象が何十年も期待されているように、すでに理論的に組み立てられていると見なすことはできないことを明確に示しています。このレビューが属する特別トピックは、明らかに無関係な物理学のさまざまな分野の汚染を含む、この新たに実現された謎をさまざまな角度から浸透させたいと考えています。このSTの作業で、この汚染が必要な新しい物理学に私たちを導くことができることを示します。このレビューでは、上記の3つの世界を超えて、またはその中で、これらの「経路または汚染」を多数提供したいと考えています。ほとんどの場合、ここに提示された結果は、マルチスケールの暗黒物質現象との直接的なつながりを開き、その重要な側面のいくつかを啓発します。残りのケースでも、興味深い連絡先の可能性があります。
不均一なアクシオン場における光のスピンホール効果
平坦なロバートソン-ウォーカー宇宙の弱く不均一なアクシオン場における光のスピン輸送を研究し、円偏光のスピンホール効果を導き出します。不均一性の起源としてのデシッター相におけるアクシオン場の原始量子ゆらぎに関して、我々は、相関器の共形不変性が円偏光宇宙線の経路の二乗平均平方根（r.m.s）ゆらぎを決定することを示します。r.m.sの変動を実験的に決定する方法を説明します。
標準的なタイプIシーソーモデルに基づいた新しいレプトジェネシスメカニズムを紹介します。このモデルは、わずか100TeVの右巻きニュートリノ質量で正常に動作します。私たちが「ウォッシュインレプトジェネシス」と名付けたこのメカニズムは、ニュートリノセクターでのCP対称性の破れを必要とせず、強力なウォッシュアウトの体制でも実装できます。ウォッシュインレプトジェネシスの背後にある重要なアイデアは、レプトジェネシスの温度で化学平衡にないすべての粒子の化学ポテンシャルが任意の値を取ることができる非最小の宇宙論的背景に標準的なフリーズアウトレプトジェネシスを一般化することです。これは、高温で生成された化学ポテンシャルが再処理されて、低温で消えないB-L非対称性を生成する、多数の新しいバリオン数生成モデルを構築するための段階を設定します。具体的な例として、アクシオンインフレーション後の大統一の文脈でのウォッシュインレプトジェネシスについて説明します。
