ガスの形状：解釈可能な機械学習によるダークマターハローのガス形状の理解
| Title |
SHAPing_the_Gas:_Understanding_Gas_Shapes_in_Dark_Matter_Haloes_with_Interpretable_Machine_Learning |
| Authors |
Luis_Fernando_Machado_Poletti_Valle,_Camille_Avestruz,_David_J._Barnes,_Arya_Farahi,_Erwin_T._Lau,_Daisuke_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12987 |
暗黒物質とガス分布の非球形は、銀河団と銀河団の観測可能な質量関係と選択関数に影響を与える体系的な不確実性をもたらします。ただし、3軸ガス分布は、正確なモデル化が難しいハロー形成履歴とバリオン物理学の非線形物理プロセスに依存します。この研究では、暗黒物質とバリオン特性へのガス形状の依存性をモデル化するための機械学習アプローチを探求します。Illustris-TNG流体力学的宇宙論シミュレーションからのデータを使用して、勾配ブースト決定木の実装であるXGBoostを適用する機械学習パイプラインを開発し、ハロー特性からガス形状の放射状プロファイルを予測します。XGBoostモデルが暗黒物質ハローのガス形状プロファイルを正確に予測できることを示します。また、さまざまなハロー半径で最も予測可能なプロパティを識別する方法であるSHAPを使用してモデルの解釈可能性を調査します。バリオン特性がハローコアのガス形状を最もよく予測するのに対し、暗黒物質の形状はハロー周辺の主な予測因子であることがわかります。この作品は、多波長宇宙論調査の時代に暗黒物質ハローの観測可能な特性をモデル化する際の解釈可能な機械学習の力を示しています。
暗黒物質崩壊下での矮性ハロー密度プロファイルの変態
崩壊する暗黒物質（DDM）宇宙論における矮星ハローの密度プロファイルを、ハロー密度プロファイルを最も内側の$700$pcまで高効率でロバストに解決する新しいアルゴリズムを使用して研究します。Schwarzschildの軌道ベースの方法に従って、DDMハロー密度プロファイルを計算するための簡略化されたモデルも開発しました。これはN体シミュレーションのプロファイルと非常によく一致します。ズームインシミュレーションと簡略化されたモデルの両方が、暗黒物質の崩壊が中心密度の平坦化と矮星ハローの密度の全体的な減少につながることを明らかにし、基礎となる物理メカニズムは簡略化されたモデルによってよく示されています。DDM矮小銀河のゆっくりと上昇するスケーリングされた回転曲線は、局所的な矮小銀河の観測と一致しています。私たちの結果は、DDMがコールドダークマター（CDM）モデルが直面する小規模な問題を解決するための大きな可能性を秘めていることを示唆しています。
流れを渡らないでください：ファジーダークマターからのコースティクス
球状星団からの潮流を使用して、「ファジー」暗黒物質（FDM）と呼ばれる超軽量暗黒物質粒子の質量を制限する方法を研究します。FDMモデルの一般的な特徴は、進化する暗黒物質分布における波の干渉から生じる、ドブロイ波長のスケールでの、束縛された、ガラス化された暗黒物質構造における遍在する密度変動の存在です。これらの時変変動は、星の動きを乱す可能性があり、私たち自身の銀河の冷たい薄い潮流で潜在的に観測可能な兆候につながる可能性があります。この効果の研究は、天の川サイズのシステムでFDM波動関数をシミュレートすることの難しさによって妨げられてきました。この造粒効果の正確な推定を提供するはずの、ほぼ静的なポテンシャルで現実的な波動関数を進化させる簡単な方法を提示します。FDM摂動が潮流に与える影響を定量化し、最初は、流れの摂動の振幅は小さいものの、それらのパワースペクトルはFDMポテンシャル変動のドブロイ波長に対応する鋭いカットオフを示すことを示しています。最終的に、ストリームの摂動が非線形になると、一般的にフォールドコースティクスが発生し、普遍的な動作で密度の変動が発生します。これにより、ストリーム密度パワースペクトルのドブロイ波長の特徴が消去されますが、角運動量や作用などの量の変動を考慮することで、この領域のFDM質量を決定できることを示しています。
ハローを超えた暗黒物質分布を使用して、最小限のパラメーターでHIパワースペクトルを再構築する
| Title |
Reconstructing_HI_power_spectrum_with_minimal_parameters_using_the_dark_matter_distribution_beyond_halos |
| Authors |
Rika_Ando,_Atsushi_J_Nishizawa,_Shimizu_Ikkoh,_Kentaro_Nagamine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13165 |
いくつかの電波望遠鏡実験による21cm線の強度マッピングは、宇宙の再電離後の時代における宇宙の大規模構造を精査します。バリオン音響振動（BAO）分析用のHIパワースペクトルのモデリングなど、中性水素（HI）クラスタリングの理論的フレームワークが必要です。N体シミュレーションを用いて暗黒物質分布からHIマップを再構築するための新しい方法を提案します。いくつかの研究は、ハローとHIの質量の関係を仮定して、暗黒物質のハローの中心にHIガスを貼り付けることにより、N体シミュレーションでHIパワースペクトルを計算しようとしています。一方、この論文で提案された方法は、ハロー中心から特定のスケールで切り捨てられたシミュレートされた暗黒物質分布からHIパワースペクトルを再現します。この方法では、HIパワースペクトルの傾きがBAOスケール$k<1h/{\rmMpc}$でよく再現されます。さらに、スピン温度の変動は、再電離後のエポックでは無視されることが多く、輝度温度のパワースペクトルをパワースペクトルで最大8％変化させることがわかります。最後に、暗黒物質ハロー周辺のHIと暗黒物質の密度プロファイルを比較することにより、この方法がどのように機能するかについて説明します。
宇宙密度場の歪度と尖度の進化
| Title |
Evolution_of_skewness_and_kurtosis_of_cosmic_density_fields |
| Authors |
Jaan_Einasto_and_Gert_H\"utsi_and_L.J.Liivam\"agi_and_Maret_Einasto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13292 |
ボックスサイズ$L_0=256、〜512、〜1024$〜\Mpcで従来の$\Lambda$CDMモデルの宇宙ウェブの進化の数値シミュレーションを実行します。現在のエポック$z=0$と、赤方偏移$z=1、〜3、〜5、〜10、〜30$に対応するモデルを計算します。密度フィールドの平滑化への依存性を見つけるために、さまざまな平滑化レベルで密度フィールドを計算します。PDFとそのモーメント（分散、歪度、尖度）を計算します。無次元歪度$S$と無次元尖度$K$は、宇宙ウェブの1点PDFの対称性と平坦性の特性を特徴づけます。関係$S=S_3\sigma$、および$K=S_4\sigma^2$は、標準偏差$\sigma$範囲、$0.015\le\sigma\le10$、および赤方偏移$z$範囲$0\でテストされるようになりました。lez\le30$。両対数形式で記述された歪度$S_3$の減少と尖度$S_4$の減少。データは、これらの関係が以前の赤方偏移$z$に、そしてより小さな$\sigma$に外挿できることを示しています。平滑化の長さを小さくしたり大きくしたりする$R$。削減されたパラメーターは、モデルの基本パラメーターに依存します。歪度の減少：$S_3=f_3（R）+g_3（z）\、\sigma^2$、尖度の減少：$S_4=f_4（R）+g_4（z）\、\sigma^2$、ここで$f_3（R）$と$f_4（R）$は、平滑化の長さに応じたパラメーター$R$であり、$g_3（z）$と$g_4（z）$は、進化のエポック$zに応じたパラメーターです。$。振幅パラメーターの下限は、歪度を減らすための$f_3（R）\approx3.5$、尖度を減らすための$f_4（R）\upperx16$、大きな平滑化長さの場合、$R\upperx32$〜\Mpc。平滑化の長さ$R$を小さくすると、与えられた赤方偏移$z$の歪度と尖度の値が上向きになります。
インフレーション後のインフラトンハローの形成
初期の宇宙は、インフレーションの後、そして放射線支配の開始前に、物質が支配する拡張の長期間を通過したかもしれません。サブホライズン密度の摂動は、そのようなエポックの間に重力的に成長し、それが十分に長く続く場合、束縛された構造に崩壊します。この段階と現在の宇宙における構造形成との強い類似性により、N体シミュレーションとインフラトン形成の近似法を使用して、インフラトン凝縮物のインフラトンハローへの断片化をモデル化できます。単純なモデルの場合、これらのハローの質量は最大$20\、\mathrm{kg}$で、半径は$10^{-20}\、\mathrm{m}$、およそ$10^{-24}であることがわかります。ビッグバンから$秒後。N体ハロー質量関数は、予想されるスケール範囲内で、質量ピークパッチ法とPress-Schechter形式の予測と一致することがわかります。物質が支配的な長い段階は、密度の大きな変動がある宇宙で再加熱と熱化が起こり、このプロセスのダイナミクスを変更する可能性があることを意味します。さらに、大きな過密度は重力波を発生させる可能性があり、原始ブラックホールの形成につながる可能性があります。
B\'ezier多項式に基づく新しいモデルに依存しない手法を使用して、ガンマ線バーストが完全な距離指標ではないという真円度の問題を軽減します。そのために、\textit{Amati}と\textit{Combo}の相関関係を適切に統合します。差分ハッブルレートポイントからのモックデータの改善されたキャリブレーション済みカタログを検討します。模擬データを取得するために、ガンマ線バーストにうまく適応する機械学習シナリオを使用して、機械学習手法からの少量のデータをどのように処理するかについて詳しく説明します。特に、\emph{線形回帰}、\emph{ニューラルネットワーク}、\emph{ランダムフォレスト}の3つの機械学習処理のみを調査し、これらの選択の背後にある定量的な統計的動機を強調します。私たちのキャリブレーション戦略は、ハッブルのデータを取得し、機械学習を使用して模擬コンパイルを作成し、最初に標準のカイ2乗分析を使用して、次に階層ベイズ回帰手順を使用して、B\'ezier多項式を介して前述の相関をキャリブレーションすることで構成されます。2つの相関関係から構築された対応するカタログは、ダークエネルギーシナリオを制約するために使用されています。したがって、最新のパンテオン超新星データ、バリオン音響振動、およびガンマ線バーストデータに基づくマルコフ連鎖モンテカルロ数値解析を採用しています。標準の$\Lambda$CDMモデルとChevallier-Polarski-Linderパラメーター化をテストします。結果を考慮して、最近の$H_0$の緊張について説明します。さらに、$\Omega_m$を超えるさらに深刻な緊張を強調し、わずかに進化するダークエネルギーモデルが可能であると結論付けています。
高赤方偏移での原始ブラックホール（PBH）バイナリからの重力波信号を検出できることを示します。PBHバイナリの検出可能性は、赤方偏移バイアスと高赤方偏移でのより多くのPBHバイナリによって強化されます。PBHの初期クラスタリングも含まれており、高赤方偏移で効果的に検出可能なPBHの質量範囲を強化します。LISAやSKAなどの宇宙ベースの検出器による高赤方偏移での重力波に関する将来の観測は、暗黒物質中のPBHの割合とPBHの初期分布を制約する可能性があります。
相対論的銀河バイスペクトルにおける局所的な原始的な非ガウス性
| Title |
Local_primordial_non-Gaussianity_in_the_relativistic_galaxy_bispectrum |
| Authors |
Roy_Maartens,_Sheean_Jolicoeur,_Obinna_Umeh,_Eline_M._De_Weerd,_Chris_Clarkson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13660 |
次世代の銀河と21cmの強度マッピング調査は、原始的な非ガウス性の高精度測定のために、パワースペクトルとバイスペクトルの組み合わせに依存します。次に、これらの測定により、インフレのさまざまなモデルを区別することができます。ただし、精密観測には、少なくとも同じレベルの理論的精度が必要です。局所的な原始的な非ガウス性の存在下で、2次の銀河バイアスの一貫した一般相対論的モデルを組み込むことにより、銀河バイスペクトルの理論的理解を拡張します。赤方偏移空間の影響により、バイスペクトルに対する原始的な非ガウス性の影響は、銀河のバイアスと暗黒物質の密度を超えて広がります。一次および二次の標準的な赤方偏移空間の歪みは、バイスペクトルによく知られている原始的な非ガウスインプリントを生成します。赤方偏移歪みに対する相対論的補正は、この原始的な非ガウス信号への新しい寄与を生成します。これは、（1）〜1次のスケール依存バイアスと1次の相対論的観測効果の結合、および（2）〜線形に進化したものです。相対論的観測効果に現れる2次速度および計量ポテンシャルの非ガウス性。私たちの分析では、誤った理論モデルを使用して測定にバイアスをかけることを回避するために、相対論的な「汚染」を原始信号から一貫して分離することができます。スクイーズされたバイスペクトルのニュートン分析を使用することによるバイアスは、ステージIVH$\alpha$調査で$\Delta\fnl\sim5$になる可能性があることを示します。
MeerKATを使用したHI強度マッピング：マルチディッシュ自己相関観測用のキャリブレーションパイプライン
| Title |
HI_intensity_mapping_with_MeerKAT:_Calibration_pipeline_for_multi-dish_autocorrelation_observations |
| Authors |
Jingying_Wang,_Mario_G._Santos,_Philip_Bull,_Keith_Grainge,_Steven_Cunnington,_Jose_Fonseca,_Melis_O._Irfan,_Yichao_Li,_Alkistis_Pourtsidou,_Paula_S._Soares,_Marta_Spinelli,_Gianni_Bernardi,_Brandon_Engelbrecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13789 |
ほとんどの専用の21cm強度マッピング実験は最密干渉計アレイですが、汎用ディッシュアレイは宇宙論的な21cm信号も測定できる必要があります。これは、アレイが干渉計としてではなく、走査型自己相関ディッシュのコレクションとして使用される場合に最も効率的に達成できます。この観測戦略の実現可能性を実証するための最初のステップとして、Lバンド（856-1712MHz、4096チャネル）の64個のMeerKATディッシュからの二重偏波自己相関データを10.5時間で正常に較正できることを示します。6泊の観測から保持されたデータ。マルチレベルRFIフラグ付け、ゲインドリフトを安定させるための定期的なノイズダイオード注入、およびマルチコンポーネントスカイモデルに基づく絶対キャリブレーションに基づくキャリブレーションパイプラインについて説明します。WiggleZ11hrフィールドと重なる空の10度x30度のパッチ上で拡散天体放射と点光源のマップを復元することは十分に正確であることを示します。再構築されたマップは、皿ごとのマップと外部データセットの間で良好なレベルの一貫性があり、推定熱雑音は理論上の雑音レベルの1.4倍（約2mK）に制限されています。残差マップのrms振幅は0.1K未満であり、モデル温度の1％未満に相当します。再構築された銀河HI強度マップは、Effelsberg-BonnHIサーベイとの優れた一致を示しており、電波銀河4C+03.18のフラックスは3.6％以内に回復しています。MeerKAT干渉計データのイメージングに役立つ可能性があります。私たちの結果は、ミーアキャットと将来のSKAを使用して、HI強度マッピング信号とプローブ宇宙論を次数スケール以上で測定することの実現可能性に向けた前向きな兆候を示しています。
等角不変の修正重力はハッブル張力を解くことができますか？
ハッブル張力として知られるハッブル定数の初期宇宙測定と直接測定の間の不一致は、最近、高精度宇宙論の差し迫った主題になりました。その結果、この緊張を和らげるために多種多様な理論モデルが提案されてきました。この作業では、スカラー場とRicciスカラーの結合により、進化する重力定数の等角不変修正重力（CIMG）モデルを分析します。これは、自由パラメーターが1つだけで、その影響が周囲に集中しているため、理論的には有利です。再結合時の音の地平線の増加に基づくハッブル張力の解決に必要な物質-放射の等式。いわゆる初期暗黒エネルギーモデルの同様の最近の分析に触発されて、私たちは初期と後期宇宙の宇宙論的データセットの組み合わせを使用してCIMGモデルを制約します。Planck2018宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性と弱いレンズ効果の測定、バリオン音響振動、および状態方程式データセットのSupernovaH0に加えて、ダークエネルギーサーベイイヤーなどの大規模構造（LSS）データセットも使用します。1と、有効場理論を使用した最近の分析を含む、バリオン振動分光調査からのフルシェイプパワースペクトルの可能性。CMBとLSSの間の（穏やかな）S8張力に対するCIMGモデルの影響を確認します。CIMGモデルは、S8張力にほとんど影響を与えずに、H0=69.6±1.6km/s/Mpc、95％CLでハッブル張力をわずかに緩和できることがわかります。ただし、現在のデータは、標準的な宇宙論モデルよりもCIMGを強く好むことを示していません。最後に、計画されたCMB-S4実験には、CIMGモデルと進化する重力定数を含むより一般的なクラスのモデルを区別するために必要な感度があることを示します。
新しいd（p、\ gamma）He3レートがビッグバン元素合成に与える影響
LUNAコラボレーションによる$d（p、\gamma）{}^3$He断面積の新しい測定値がビッグバン元素合成（BBN）に与える影響を検討します。これらは、BBN時のバリオン密度にも敏感なD/Hの原始的な存在量に重要な影響を及ぼします。モデルに依存しない多項式で記述した断面データの世界平均を使用して、この反応の熱速度を再評価しました。私たちの結果は、LUNAによる同様の分析とよく一致しています。次に、以前の測定値と組み合わせた新しいレートを使用して、BBNとプランク宇宙マイクロ波背景放射（CMB）尤度チェーンを組み合わせた完全な尤度分析を実行し、以前のレートを使用した結果と比較します。古いレートを使用した異方性スペクトルのBBN測定とCMB測定の間の一致は優れていました。バリオン密度のプランク値で予測された重水素存在量は$（{\rmD/H}）_{\rmBBN+CMB}^{\rmold}=（2.57\pm0.13）\times10^{-5}$は、クエーサー吸収システム$（{\rmD/H}）_{\rmobs}=（2.55\pm0.03）\times10^{-5}$から決定された値と比較できます。新しいレートを使用すると、$（{\rmD/H}）_{\rmBBN+CMB}=（2.51\pm0.11）\times10^{-5}$が見つかります。したがって、データ駆動型アプローチに適合する反応速度を使用すると、BBN理論、重水素、${}^4$Heの観測値、およびCMBの間に一貫性があることがわかります。また、新しい反応データは、BBN中の相対論的自由度の数に対する制約を厳しくし、素粒子物理学の標準モデルとよく一致する軽いニュートリノ種の有効数$N_\nu=2.880\pm0.144$を与えることもわかりました。。最後に、観測された重水素の存在量は、BBN+CMB予測よりも引き続き正確であり、そのエラーバジェットは現在$d（d、n）{}^3$Heと$d（d、p）{によって支配されていることに注意してください。}^{3}{\rmH}$。
$ f_ {NL} $パラメータからの実行可能な曲線モデル
宇宙論的摂動のスケール依存の非ガウス性によって動機付けられたカーブトンインフレーションモデルを構築する方法を示します。特に、$f_{NL}$パラメータの符号の変化を地平線交差点でのカーブトンフィールド値の関数として研究し、宇宙マイクロ波背景放射スケールで識別します。目的の$f_{NL}$パラメータを提供するcurvatonモデルを回復する手順を考案します。次に、$f_{NL}$の具体例を示し、その親モデルを構築します。$f_{NL}$で行われた考慮事項に基づいて、このモデルに適用される制約を調査します。半球型非対称性を使用して、$f_{NL}$とモデルパラメーターのスケール依存性を制約できることを示します。
CMBレンズ再構成における機器分類学バイアス：シミュレーションベースの評価
| Title |
Instrumental_systematics_biases_in_CMB_lensing_reconstruction:_a_simulation-based_assessment |
| Authors |
Mark_Mirmelstein,_Giulio_Fabbian,_Antony_Lewis,_Julien_Peloton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13910 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の弱い重力レンズ効果は、宇宙の構造、構成、進化について学ぶことを可能にする重要な宇宙論的ツールです。SimonsObservatory（SO）などの今後のCMB実験では、高解像度で低ノイズのCMB測定が提供されます。対応する高精度レンズ再構成パワースペクトル測定に対する機器分類学の影響を検討します。SOのような機器と潜在的なスキャン戦略のCMB温度と偏光マップをシミュレートし、ビームの非対称性とオフセット、ボアサイトポインティング、ゲインドリフト、ゲインキャリブレーション、電気クロストークに関連する体系を調査します。私たちの分析は、私たちがモデル化した分類学によって引き起こされたバイアスが、検出レベルの〜0.6$\sigma$を下回っていることを示しています。より重要な系統分類学の潜在的な緩和手法について説明し、将来のレンズ関連の系統分類学分析への道を開きます。
拡張された物体の軌道運動と回転運動の非潮汐結合
拡張された物体の軌道運動とスピン軸の回転は、伝統的に、潮汐メカニズムによってのみ結合されると考えられています。軌道-スピン結合仮説は、追加のメカニズムを提供します。回転する拡張ボディの逆転トルクが識別されます。トルクは、軌道運動と回転運動のリザーバー間の角運動量の交換に影響を与えます。トルクの軸は、対象の体の赤道面内にあるように拘束されています。これまでの仮説検定は、火星大気の推定トルクへの応答に焦点を合わせてきました。大気全球循環モデルのシミュレーションは、子午線の転覆循環の一時的な強化と弱化が観察可能であり、火星の惑星を取り巻く砂嵐の誘発に関連して診断的であることを明らかにしています。2018年の火星の地球規模の砂嵐の初期に得られた宇宙船の観測は、この仮説の下で予測されたように、大気の子午線運動の強力な強化を記録しています。大気物理学、回転エネルギー散逸を伴う惑星軌道進化の調査、および重力理論への影響をレビューします。
Taurid Complex Smoking Gun：彗星活動の検出
世俗的な光度曲線（SLC）形式（Ferr\'in、2010）を使用して、おうし座流星群（TC）の88人の可能性のあるメンバーをカタログ化しました。それらの51は有用なSLCを持っており、これらのうち34（67％）は彗星活動を示しています。この高い割合のメインベルト彗星は、カイパーベルトから太陽系の内側に到着した大規模な短周期彗星が経験した後期旧石器時代（ClubeandNapier、1984）の間に起こった大災害の仮説を支持します。2万年前から始まって、現在の2P/エンケ彗星を生み出した一連の断片化は、TCの他の多数のメンバーと一緒になりました。前駆体の断片化は、その不均一な構造（瓦礫の山に非常に似ている）によって促進されました。これは、異なる組成と起源の断片の複合体における現在の共存も説明しています。（2212）Hephaistosと169P/NEATがアクティブであり、独自のサブグループを持つTCのメンバーであることがわかりました。複合体の他の構成要素は流星群であり、それらが地上大気に入るとしばしば流星群を引き起こし、おそらく1908年と2013年にそれぞれツングースカとチェリャビンスクの地上大気で爆発した2つの小さな小惑星もあります。今日私たちがTCで目にしているのは、地球との衝突の激しい過去を特徴とする、非常に多様で多数のオブジェクトの複合体の残骸であり、これは私たちの惑星にとって危険を表し続ける可能性があります。
惑星ビルディングブロックの可変耐火性親油性元素組成
| Title |
Variable_refractory_lithophile_element_compositions_of_planetary_building_blocks |
| Authors |
Takashi_Yoshizaki_(1),_Richard_D._Ash_(2),_Marc_D._Lipella_(2),_Tetsuya_Yokoyama_(3),_and_William_F._McDonough_(1,2,4)_((1)_Department_of_Earth_Science,_Graduate_School_of_Science,_Tohoku_University_(2)_Department_of_Geology,_University_of_Maryland,_College_Park_(3)_Department_of_Earth_and_Planetary_Sciences,_Tokyo_Institute_of_Technology_(4)_Research_Center_of_Neutrino_Sciences,_Tohoku_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13134 |
コンドライトは、太陽系の歴史の初期段階から残された未分化の物質の堆積物であり、地球型惑星の未処理の構成要素を表すと広く考えられています。惑星の組成モデルは、一般に、コンドライト隕石と太陽光球の間のRLE比の限られた変動に基づいて、バルク惑星内の耐火性親油性元素（RLE）のコンドライト相対存在量を見つけます（「一定のRLE比規則」）。ここでは、Nb/Ta、Zr/Hf、Sm/Nd、Al/TiなどのRLEの比率が、エンスタタイトコンドリュート（EC）からのコンドリュールで分別され、一定のRLE比率ルールの使用に制限があることを示します。惑星の組成モデリングで。ECコンドリュールの分別されたRLE組成は、コンドリュール形成前および/または形成中のRLE含有硫化物の分離、および高度に還元された環境下でのRLEの異なるカルコフィル親和性を記録しています。複数の同位体分類学によってサポートされているように、地球の付着が高度に還元されたECのような材料によって支配されている場合、還元されたケイ酸塩の分別されたRLE比は、バルクケイ酸塩のCIのようなRLE比を生成するために、地球のその後の分化中に変更されるべきでした。地球。バルクケイ酸塩地球におけるTi枯渇の欠如、および還元条件下でのTiとNbの同様の好塩性挙動は、アクセス可能な地球のNb枯渇の原因としてのコア形成硫化物へのNbの取り込みを除外します。
| Title |
Planetesimal_formation_around_the_snow_line:_I._Monte_Carlo_simulations_of_silicate_dust_pile-up_in_a_turbulent_disk |
| Authors |
Shigeru_Ida,_Tristan_Guillot,_Ryuki_Hyodo,_Satoshi_Okuzumi,_and_Andrew_N._Youdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13164 |
文脈：岩石微惑星の形成は、惑星形成理論における長年の問題です。可能性の1つは、雪線を通過する昇華した氷の小石から放出された小さなケイ酸塩ダスト粒子の堆積の結果としての重力の不安定性に起因することです。目的：私たちは、岩が豊富で氷が豊富な微惑星の形成における水雪線の役割を理解し、定量化したいと考えています。この論文では、岩石に富む微惑星の形成に焦点を当てます。コンパニオンペーパーは、岩石が豊富な微惑星と氷が豊富な微惑星の両方の複合形成を調べています。方法：新しいモンテカルロコードを開発して、乱流降着円盤内のケイ酸塩粒子の半径方向の進化を計算し、粒子の半径方向のドリフト速度と拡散に対する粒子の逆反応（つまり慣性）を考慮します。結果は、特に粒子注入幅（氷の小石の半径方向の昇華幅から決定）、小石のスケールの高さ、およびディスクを通る小石の質量流束に依存します。暴走パイルアップの最も重要な要因であるケイ酸塩粒子のスケールハイトの変化は、このラグランジュ法で自動的に計算されます。結果：数値結果から、小石対ガスの質量流束比と$の関数として、ケイ酸塩ダスト粒子のスケールハイトとミッドプレーンでの粒子対ガス密度比の半解析的関係を導き出します。ディスクガスの付着と垂直/半径方向の拡散の\alpha$パラメータ。小石とガスの質量流束比が$>[（\alpha_{Dz}/\alpha_{acc}）/3\timesの場合、ケイ酸塩粒子の暴走パイルアップ（岩石微惑星の形成）が発生することがわかります。10^{-2}]^{1/2}$ここで、$\alpha_{Dz}$と$\alpha_{acc}$は、垂直方向の乱流拡散とディスクガス降着の$\alpha$パラメーターです。
HD172555の偏光および放射伝達モデリング
| Title |
Polarimetric_and_radiative_transfer_modelling_of_HD_172555 |
| Authors |
Jonathan_P._Marshall,_Daniel_V._Cotton,_Peter_Scicluna,_Jeremy_Bailey,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Kimberly_Bott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13168 |
HD172555の周りの塵円盤は、最近、超大型望遠鏡の分光偏光高コントラスト太陽系外惑星研究機器によって、近赤外偏光散乱光で画像化されました。ここでは、HIghPrecisionPolarimetricInstrument（HIPPI）によるHD172555の光学開口偏光測定と、その後継であるアングロオーストラリアン望遠鏡でのHIPPI-2を紹介します。偏光測定と利用可能な赤外線およびミリメートル測光を組み合わせて、ディスクからの散乱光と連続発光をモデル化することにより、ディスクの構成ダスト粒子に対する制約を改善しようとしています。SPHERE観測から得られたディスクの向きと範囲を想定して、3D放射伝達コードHyperionを使用してディスクをモデル化します。星間媒体の寄与を補正した後、私たちの多波長HIPPI/-2観測（大きさと方向の両方）は、722.3nmで分数偏光$p=62.4\pm5.2$〜ppmを使用した最近のSPHERE偏光測定と一致しています。位置角$\theta=67\pm3^{\circ}$。多波長偏光は、天文学的なケイ酸塩組成を仮定すると、サイズが約1.2$\mu$m、またはディスクの放射伝達モデリング。したがって、単一の粒子組成モデルとサイズ分布を使用して、空間的に分解されたディスク放出と偏光の両方を再現することができました。
3つの太陽系外惑星システムの安定性分析
| Title |
Stability_analysis_of_three_exoplanet_systems |
| Authors |
J._P._Marshall,_J._Horner,_R._A._Wittenmyer,_J._T._Clark,_M._W._Mengel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13197 |
公開されている多惑星系の軌道解は、システム全体の寿命に匹敵するタイムスケールで必ずしも動的に安定しているとは限りません。このため、提案された太陽系外惑星系のアーキテクチャの動的テストは、候補となる惑星系の安定性と実現可能性を調査するための重要なツールであり、それらの惑星の洗練された軌道パラメータへの道を示す可能性があります。そのような研究は、そのようなシステムの追加の仲間の特定にも役立ちます。ここでは、HD67087、HD110014、およびHD133131Aを周回する3つの惑星系の動的安定性を調べます。公開されているターゲット星の視線速度測定値を使用して、システミックコンソールを使用してこれらの惑星系に最適な軌道解を決定します。次に、n体積分器Mercuryを使用して、100Myrの期間、公称最適値の3$\sigma$以内にある一連の軌道解の安定性をテストします。n体統合の結果から、ベイジアンパッケージAstroemperorを使用して最適な軌道パラメータを推測します。HD110014とHD133131Aの両方に、以前に決定された軌道ソリューションへの名目上の最適性の1-$\sigma$の不確実性の範囲内にある長期的に安定したアーキテクチャがあることがわかります。ただし、HD67087システムは、短いタイムスケールで不安定になる傾向が強くなります。これらの結果を角運動量不足基準を考慮して行われた予測と比較し、その予測が私たちの発見と一致していることを発見します。
NOLupのクラスIII星周円盤からの急速なCOガス分散
| Title |
Rapid_CO_gas_dispersal_from_NO_Lup's_class_III_circumstellar_disc |
| Authors |
J._B._Lovell,_G._M._Kennedy,_S._Marino,_M._C._Wyatt,_M._Ansdell,_M._Kama,_C._F._Manara,_L._Matr\`a,_G._Rosotti,_M._Tazzari,_L._Testi,_J._P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13229 |
1〜3MyrLupus協会のALMA調査で、K7クラスIIIの星NOLupを観測し、星周塵とCOガスを検出しました。ここでは、J=3-2CO放出がスペクトル的および空間的に分解され、分解されたサイズ${\sim}1'に対して広い速度幅${\sim}19$kms$^{-1}$があることを示します。'$（${\sim}130$au）。ガス放出をケプラー円盤としてモデル化し、一貫性を見つけますが、中心質量が${\sim}11M_{\odot}$である場合に限ります。これは、そのスペクトル型とX-Shooterスペクトルを考えると信じられないことです。CO放出を、視線速度${\sim}22$kms$^{-1}$の流出ガスとしてモデル化することによっても、データへの適切な適合を見つけることができます。NOLupのCO放出は、ガスが流出する最初の画像化されたクラスIII星周円盤として解釈されます。COは継続的に補充されていると結論付けていますが、これが氷の微惑星の崩壊によるものなのか、原始惑星系円盤の最後の残骸によるものなのかはわかりません。このCOの起源、および光蒸発モデルと比較して予想よりも速い速度を調査するためのさらなる作業を提案します。
広帯域測光によるメインベルトとその周辺地域の選択されたアクティブオブジェクトの物理的特性の研究
| Title |
Study_of_the_physical_properties_of_selected_active_objects_in_the_main_belt_and_surrounding_regions_by_broadband_photometry |
| Authors |
Serhii_Borysenko,_Alexander_Baransky,_Ekkehard_Kuehrt,_Stephan_Hellmich,_Stefano_Mottola,_Karen_Meech |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13247 |
動的に異なる彗星とメインベルト彗星のグループで、軌道は2〜5aです。u。さまざまな程度と形態でダスト活動を示します。測光研究と物理的パラメータの比較は、そのようなオブジェクトの活動のメカニズムと性質を分類するのに役立ちます。2012年から2016年の間に得られた主小惑星帯とその周辺地域の15個のアクティブオブジェクトの広帯域測光を使用した新しい観測を提示します。この研究は、主帯彗星（MBC）、準ヒルダ彗星（QHC）の物理的特性を比較することを目的としています。およびアクティブベルト彗星（AA）。観測は、ウクライナのキエフ彗星ステーションの0.7m望遠鏡と、スペインのカラルアルト天文台の1.23m望遠鏡で、BVRブロードバンドフィルターを使用して行われました。核半径、Afrhoパラメータ、およびカラーインデックスの上限が測定されました。2012年から2016年の観測結果は、MBCとQHCの物理的パラメーターに体系的な違いがあることを示唆しています。
階層的トリプルシステムのダイナミクスにおける高次効果。四重極二乗項
| Title |
Higher-order_effects_in_the_dynamics_of_hierarchical_triple_systems._Quadrupole-squared_terms |
| Authors |
Clifford_M._Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13286 |
遠方の第三体によって内側のバイナリに誘発された四重極摂動における二次への階層的三項系の経年進化を分析します。ニュートンの3体運動方程式は、半主軸の比$a/A$の累乗で展開され、四重極$Oで表される一連の多極摂動によって摂動される有効な1体ケプラー運動方程式のペアになります。[（a/A）^3]$、八重極、$O[（a/A）^4]$など。瞬間軌道要素の進化に関するラグランジュ惑星方程式では、2次効果は、一定の（またはゆっくりと変化する）ピースと振動する摂動ピースで構成される各要素の1次解を取得し、それを再挿入することで発生します。二次解を得るために方程式に。長期的な進化を得るための2つの軌道タイムスケールの平均の後、これらの2次四重極（$Q^2$）項は、次数$（a/A）^6$の効果を生み出すと予想されます。ただし、軌道平均は実際には、外側と内側の軌道周期の比率$\sim（A/a）^{3/2}$の係数で2次項を強化することがわかります。質量の小さい第3体を持つシステムの場合、$Q^2$の効果は小さいですが、太陽質量の星を周回するSun-Jupiterシステムなど、質量が同等または非常に重い第3の体を持つシステムの場合、$100\、M_\odot$バイナリシステムが$10^6\、M_\odot$の巨大なブラックホールを周回している場合、$Q^2$効果は、最初に発生する順行から逆行への内部軌道の反転を完全に抑制できます。-ソリューションを注文します。これらの結果は、「修正された二重平均」法を使用して導出されたLuo、Katz、およびDongの結果と完全に一致しています。
VestaでのDawnミッションからのVIR可視データセットの修正
| Title |
Correction_of_the_VIR-visible_data_set_from_the_Dawn_mission_at_Vesta |
| Authors |
B._Rousseau,_M.C_De_Sanctis,_A._Raponi,_M._Ciarniello,_E._Ammannito,_P._Scarica,_S._Fonte,_A._Frigeri,_F.G_Carrozzo,_F._Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13338 |
この作品は、小惑星（4）ベスタで可視および赤外線マッピング分光計の可視チャネルによって取得されたデータセットに適用される補正方法について説明します。可視波長でのデータ取得中に検出器の温度が上昇すると、スペクトル範囲全体にわたってスペクトル勾配が増加します。これは、この波長範囲でのベスタ表面の研究の精度を制限します。ここでは、Vestaデータセットの特異性を考慮しながら、可視検出器の温度依存性を補正するための経験的方法について詳しく説明します。
TESSの20-320Myrの年齢のフィールドスターの周りの2つの若い惑星系
| Title |
Two_young_planetary_systems_around_field_stars_with_ages_between_20-320_Myr_from_TESS |
| Authors |
George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_Jonathan_Irwin,_Chelsea_X._Huang,_Karen_A._Collins,_Luke_G._Bouma,_Lamisha_Khan,_Anaka_Landrigan,_Andrew_M._Vanderburg,_Joseph_E._Rodriguez,_David_W._Latham,_Guillermo_Torres,_Stephanie_T._Douglas,_Allyson_Bieryla,_Gilbert_A._Esquerdo,_Perry_Berlind,_Michael_L._Calkins,_Lars_A._Buchhave,_David_Charbonneau,_Kevin_I._Collins,_John_F._Kielkopf,_Eric_L._N._Jensen,_Thiam-Guan_Tan,_Rhodes_Hart,_Brad_Carter,_Christopher_Stockdale,_Carl_Ziegler,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Steve_B._Howell,_Rachel_A._Matson,_Nicholas_J._Scott,_Elise_Furlan,_Russel_J._White,_Coel_Hellier,_David_R._Anderson,_Richard_G._West,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Jon_M._Jenkins,_Joshua_N._Winn,_Ismael_Mireles,_Pamela_Rowden,_Daniel_A._Yahalomi,_Bill_Wohler,_Clara._E._Brasseur,_Tansu_Daylan,_and_Knicole_D._Colo\'n |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13349 |
若い星の周りの惑星は、惑星系の初期の進化をたどります。トランジット系外惑星探査衛星による観測から、年齢$\lesssim300$Myrの2つの惑星系の発見と検証を報告します。TOI-251は、2.74+0.18/-0.18REarthミニネプチューンを4。94日の周期でホストする40-320Myrの古いGスターです。TOI-942は、海王星サイズの膨張した惑星のシステムをホストする20-160MyroldKスターで、TOI-942bは4。32日の周期で周回し、半径は4.81+0.20/-0.20REarth、TOI-942cです。半径5.79+0.19/-0.18REarthで10。16日の期間を周回します。ホスト星を既知のアソシエーションまたはクラスターに配置することはできませんが、測光および分光特性を介してそれらの年齢を推定することはできます。両方の星は、スポット変調による有意な測光変動を示し、測定された自転周期は$\sim3.5$日です。これらの星はまた、彩層カルシウム輝線からの年齢推定とジャイロクロノロジーから推定されたものと一致するX線フラックスで、有意な彩層活動を示します。両方の星はまた、よく特徴付けられた若いクラスターメンバーと同等の幅で同様に、有意なリチウム吸収を示します。TESSは、惑星を持っている若いフィールドスターの集団を提供する可能性があり、年齢の関数として惑星の特性を追跡することに大きく貢献します。
SPIRouによる若いAU〜Micシステムの調査：大規模な恒星磁場と近接した惑星の質量
| Title |
Investigating_the_young_AU~Mic_system_with_SPIRou:_large-scale_stellar_magnetic_field_and_close-in_planet_mass |
| Authors |
Baptiste_Klein,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Claire_Moutou,_Xavier_Delfosse,_Xavier_Bonfils,_Eder_Martioli,_Pascal_Fouqu\'e,_Ryan_Cloutier,_\'Etienne_Artigau,_Ren\'e_Doyon,_Guillaume_H\'ebrard,_Julien_Morin,_Julien_Rameau,_Peter_Plavchan,_and_Eric_Gaidos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13357 |
2019年9月18日から11月までの高解像度$YJHK$（0.98-2.35$\mu$m）分光偏光計SPIRouで収集された22-MyrM1星AUMicroscopii（AuMic）の27個の観測の速度測定および分光偏光分析を提示します。14.視線速度（RV）の時系列は、ガウスプロセス回帰を使用してフィルタリングした、光学領域で測定されたものの約3分の1である45m/sRMSの活動誘発変動を示します。最近発見された8.46-d通過惑星AUMicbの3.9$\sigma$検出を報告します。推定質量は、$17.1^{+4.7}_{-4.5}$M$_{\odot}$です。かさ密度$1.3\pm0.4$g/cm$^{-3}$、半振幅$K=8.5^{+2.3}_{-2.2}$m/sのRVシグネチャを誘導そのホストスター。恒星表面の不均一性を同時に画像化し、Zeeman-DopplerImaging（ZDI）を使用して惑星パラメーターを推定すると、一貫した検出が独立して得られます。ZDIを使用して、非偏光および円偏光スペクトルの時系列を表面輝度と大規模磁気マップに反転します。主に、475Gのポロイダルで軸対称のフィールドがあり、特に、回転軸に対して19{\deg}で傾斜した450Gの双極子が特徴です。さらに、d$\Omega=0.167\pm0.009$rad/dの強い差動回転を検出します。これは、輝度分布をせん断する場合の約2倍であり、両方の観測量が対流層の異なる層をプローブすることを示唆しています。。惑星の質量を正確に特定するには、より多くのRV測定が必要であると警告していますが、AUMicbは、惑星形成モデルを制約し、周囲の塵円盤との相互作用を研究し、次の宇宙でその大気を特徴づけるための主要なターゲットとしてすでに表示されています-地上でのミッション。
周連星軌道特性の推定について
数値シミュレーションで中央のバイナリの周りの衛星の軌道を特徴づけるための高速で近似的な方法について説明します。目標は、自由離心率（動的に冷たい軌道に対する衛星のランダムな動き）を、中央のバイナリの時間変化する重力ポテンシャルによって駆動される振動モードと区別することです。Kepler-16、Kepler-47、およびPluto-Charonシステムを使用してメソッドのパフォーマンスを評価します。次に、この方法を周連星環境での軌道減衰のシミュレーションに適用し、合併と成長を促進するのに十分遅い小天体間の相対速度を解決します。これらの結果は、動的冷却がどのように星のバイナリの周りのタトゥイーンのような惑星と冥王星-カロンのバイナリ惑星の周りの小さな衛星の形成の段階を設定できるかを示しています。
| Title |
WASP-107b's_density_is_even_lower:_a_case_study_for_the_physics_of_planetary_gas_envelope_accretion_and_orbital_migration |
| Authors |
Caroline_Piaulet,_Bj\"orn_Benneke,_Ryan_A._Rubenzahl,_Andrew_W._Howard,_Eve_J._Lee,_Daniel_Thorngren,_Ruth_Angus,_Merrin_Peterson,_Joshua_E._Schlieder,_Michael_Werner,_Laura_Kreidberg,_Tareq_Jaouni,_Ian_J._M._Crossfield,_David_R._Ciardi,_Erik_A._Petigura,_John_Livingston,_Courtney_D._Dressing,_Benjamin_J._Fulton,_Charles_Beichman,_Jessie_L._Christiansen,_Varoujan_Gorjian,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Jessica_Krick_and_Evan_Sinukoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13444 |
海王星体制の質量と木星の半径を持つWASP-107bは、惑星形成理論への挑戦を提示します。一方、惑星の表面重力が低く、星の明るさも、大気の特性評価にとって最も好ましいターゲットの1つになっています。ここでは、WASP-107システムの広範な4年間のKeck/HIRES視線速度（RV）追跡プログラムの結果を示し、そのガスエンベロープの降着を支配する物理学の詳細な研究を提供します。WASP-107bの質量はわずか1.8ネプチューンの質量（$M_b=30.5\pm1.7$$M_\oplus$）であることを明らかにします。結果として生じる非常に低い密度は、WASP-107bが実質的に膨張していない限り、H/Heエンベロープの質量分率が$>85$％であることを示しています。3$\sigma$での$<4.6$$M_\oplus$の対応するコア質量は、大量のガスエンベロープ降着を引き起こすために必要であると伝統的に想定されているものよりも大幅に低くなっています。この大きなガス対コアの質量比は、$\gtrsim1$AUでの低不透明度、無塵大気への降着の開始と、その後の現在の$a_b=0.0566\への移行に起因する可能性が最も高いことを示しています。午後0.0017$AU。WASP-107bを超えて、広い離心率（$e_c=0.28\pm0.07$）で2番目に大きな惑星（$M_c\sini=0.36\pm0.04$$M_{J}$）も検出します。WASP-107bの軌道移動とスピン軌道相互作用に影響を与えました。全体として、私たちの新しいRV観測とエンベロープ降着モデリングは、WASP-107bの興味深い性質とシステムの形成履歴に対する重要な洞察を提供します。将来的には、WASP-107bはガスエンベロープ降着の物理学を理解するための重要な惑星になるでしょう。
偶然性および認識論的不確実性の下での影響確率
| Title |
Impact_Probability_Under_Aleatory_And_Epistemic_Uncertainties |
| Authors |
C._Tardioli,_D._Farnocchia,_M._Vasile_and_S._R._Chesley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13632 |
力モデルの一部が統計的分布を仮定する必要がある未知のパラメータに依存している場合に、潜在的に危険な小惑星の衝突確率の上限を推定するアプローチを提示します。ケーススタディとして、2013年の時点で入手可能な情報に基づいて、2036年と2068年の鍵穴に対するアポフィスのリスク評価を検討します。ヤルコフスキーの摂動を定義し、次に小惑星の将来の軌道進化を定義するアポフィス。2036の鍵穴には${\rmIP}\leq5\times10^{-5}$が、2068の鍵穴には${\rmIP}\leq1.6\times10^{-5}$が見つかります。これらの上限は、調査した統計分布の範囲がかなり広いため、主に保守的な選択です。
月の後期降着の歴史を再構築する
| Title |
Reconstructing_the_late_accretion_history_of_the_Moon |
| Authors |
Meng-Hua_Zhu,_Natalia_Artemieva,_Alessandro_Morbidelli,_Qing-Zhu_Yin,_Harry_Becker,_Kai_Wunnemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13682 |
惑星の後期降着を追跡するための高度に親鉄性の元素（HSE）の重要性は長い間認識されてきました。しかし、月の降着の歴史の正確な性質は謎のままです。地球と月の間にはHSE予算の重大なミスマッチが存在し、地球は月よりもはるかに多くのHSEを不均衡に蓄積しています。この難問を説明するために、いくつかの大きなインパクターによる地球へのHSEの配信、地球の重力集束係数を強化する動的に冷たい軌道への小石サイズのオブジェクトの降着、および多くの「鋸歯モデル」を含むいくつかのシナリオが提案されています。〜4.10Gyrの前に衝撃フラックスが減少しました。ただし、これらのモデルのほとんどは、月のインパクター保持率f（ターゲットに保持されるインパクター質量の割合）が高いことを前提としています。ここでは、一連の衝撃シミュレーションを実行してf値を定量化し、続いて単調に減衰する衝撃フラックスを実行するモンテカルロ手順を実行して、それらの履歴にわたって月の地殻とマントルに降着した質量を計算しました。月の全衝撃履歴の平均f値は、以前の推定値の約3分の1であることがわかりました。私たちの結果は、月の地殻とマントルのHSE予算に合わせるために、HSEの保持は、月のマグマ海洋の大部分が固化した約4.35Gyr前に開始されるべきであったことを示しています。4.35Gyrより前に降着した質量は、おそらく月のマントルの結晶化の間に、月のコアにHSEを失ったに違いありません。低いインパクター保持率と月のマントルにおけるHSEの遅い保持の組み合わせは、地球に対する月の遅い降着質量の明らかな不足の現実的な説明を提供します。
月の手前と手前の非対称性は、巨大な衝撃の結果ですか？
| Title |
Are_the_Moon's_nearside-farside_asymmetries_the_result_of_a_giant_impact? |
| Authors |
Meng-Hua_Zhu,_Kai_Wunnemann,_Ross_W._K._Potter,_Thorsten_Kleine,_Alessandro_Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13686 |
月は、その近くと反対側の間で、標高、地殻の厚さ、および組成において顕著な地質学的非対称性を示します。これらの非対称性を説明するためにいくつかのシナリオが提案されていますが、それらの起源については議論が続いています。最近のリモートセンシング観測によると、（1）向こう側の高地の地殻は2つの層で構成されています。厚さ約30〜50kmの主要な斜長岩層と、その上に厚さ約10kmの苦鉄質に富む層です。（2）手前側は、衝撃起源であると解釈されている低Ca輝石の広い領域を示しています。これらの観測は、月の手前と手前の非対称性が巨大な衝撃の結果である可能性があるという考えを支持しています。ここでは、定量的な数値モデリングを使用して、初期の月への巨大な影響が、月の手前と月の裏側の間の標高、地殻の厚さ、および組成の著しい違いを説明できるという仮説をテストします。現在の手前側に低速で衝突する大きなインパクターがメガベイスンを形成し、手前側の低地や向こう側の苦鉄質など、現在の月で観察されたものに匹敵する地殻の非対称性と構造の特徴を再現できることがわかりました。原始的な斜長岩の地殻の上にある豊富な層。私たちのモデルは、掘削された深部のKREEP（カリウム、希土類元素、およびリン）材料が、盆地の縁の近くに堆積し、盆地に戻ってスランプし、盆地の床全体を覆っていることを示しています。その後の大きな衝撃により、浅いKREEP材料が表面に輸送され、その結果、分布が観察されます。さらに、私たちのモデルは、月が原始地球との巨大な衝突によって作成された場合に予測されるように、非対称性を形成する衝撃の前に、月が巨大な衝撃の直後の地球のマントルと比較して182Wの異常を持っていた可能性があることを示唆しています。
TNGXXVIIIでのGAPSプログラム-若い星TOI-942を周回するホットネプチューンのペア
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_XXVIII_--_A_pair_of_hot-Neptunes_orbiting_the_young_star_TOI-942 |
| Authors |
Ilaria_Carleo,_Silvano_Desidera,_Domenico_Nardiello,_Luca_Malavolta,_Antonino_F._Lanza,_John_Livingston,_Daniele_Locci,_Francesco_Marzari,_Sergio_Messina,_Diego_Turrini,_Martina_Baratella,_Francesco_Borsa,_Valentina_D'Orazi,_Valerio_Nascimbeni,_Matteo_Pinamonti,_Monica_Rainer,_Eleonora_Alei,_Andrea_Bignamini,_Raffaele_Gratton,_Giuseppina_Micela,_Marco_Montalto,_Alessandro_Sozzetti,_Vito_Squicciarini,_Laura_Affer,_Serena_Benatti,_Katia_Biazzo,_Aldo_S._Bonomo,_Riccardo_Claudi,_Rosario_Cosentino,_Elvira_Covino,_Mario_Damasso,_Massimiliano_Esposito,_Aldo_Fiorenzano,_Giuseppe_Frustagli,_Paolo_Giacobbe,_Avet_Harutyunyan,_Giuseppe_Leto,_Antonio_Magazz\'u,_Antonio_Maggio,_Giovanni_Mainella,_Jesus_Maldonado,_Matthias_Mallonn,_Luigi_Mancini,_Emilio_Molinari,_Marco_Molinaro,_Isabella_Pagano,_Marco_Pedani,_Giampaolo_Piotto,_Ennio_Poretti,_Seth_Redfield_and_Gaetano_Scandariato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13795 |
若い星と多惑星系の両方は、私たちが惑星の形成と進化の理論を研究し、理解し、制約することを可能にする主要なオブジェクトです。セクター5のTESS宇宙ミッションで観測された、これまで認識されていなかった若い星（50+30-20Myr）であるTOI-942（TYC5909-319-1）を通過する2つの海王星型惑星の物理的性質を検証します。包括的な恒星の特性評価、TESS光曲線モデリング、および正確な半径方向速度測定により、TESS候補の惑星の性質を検証し、より大きな軌道上のシステム内の追加の通過惑星を検出しました。測光および分光観測から、徹底的な恒星の特性評価を実行し、主要な恒星パラメータを導き出しました。TOI-942は、比較的活発なK2.5V星（logR'hk=-4.17+-0.01）で、自転周期Prot=3.39+-0。01日、予測回転速度vsini=13.8+-0.5km/s、半径〜0.9ルスン。内惑星TOI-942bは、公転周期Pb=4.3263+-0。0011日、半径Rb=4.242-0.313+0.376地球、1シグマ信頼水準での質量上限16Mearthを持っていることがわかりました。外惑星TOI-942cは、公転周期Pc=10.1605-0.0053+0。0056日、半径Rc=4.793-0.351+0.410地球、1シグマ信頼水準での質量上限37Mearthを持っています。
MASCOTが見たリュウグウ岩の分光光度分析：炭素質コンドライト類似体の探索
| Title |
Spectrophotometric_analysis_of_the_Ryugu_rock_seen_by_MASCOT:_Searching_for_a_carbonaceous_chondrite_analog |
| Authors |
Stefan_Schr\"oder,_Katharina_Otto,_Hannah_Scharf,_Klaus-Dieter_Matz,_Nicole_Schmitz,_Frank_Scholten,_Stefano_Mottola,_Frank_Trauthan,_Alexander_Koncz,_Harald_Michaelis,_Ralf_Jaumann,_Tra-Mi_Ho,_Hikaru_Yabuta,_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13810 |
MASCOT着陸船のカメラであるMASCamがその場で取得したリュウグウの岩石の画像を分析し、炭素質コンドライト（CC）類似体の可能性を特定します。岩の反射率（$r_{\rmF}=0.034\pm0.003$、位相角$4.5^\circ\pm0.1^\circ$）はリュウグウの平均反射率と一致しており、岩がこの小惑星に典型的であることを示唆しています。岩石の含有物の分光光度分析は、CCグループのメンバーシップへの手がかりを提供します。封入体は一般的にマトリックスよりも明るいです。それらの色の主な変化は、可視スペクトルの傾きの変化であり、多くの含有物は赤または青のいずれかです。赤チャネルのスペクトル変動は、水和したフィロケイ酸塩に結合した0.7〜$\mu$mの吸収帯の存在を示唆しています。CCの場合、包含は異常に大きくなります。それらのサイズ分布は、レナッツォ（CR2）およびレオビル（CV3）隕石のサイズ分布と最もよく一致する可能性があることがわかります。リュウグウの岩石はどのCCグループにも簡単には適合しません。これは、典型的なリュウグウ型の隕石は壊れやすく、大気圏突入に耐えられないという考えと一致しています。
SPICY：内部銀河ミッドプレーンのスピッツァー/ IRAC候補YSOカタログ
| Title |
SPICY:_The_Spitzer/IRAC_Candidate_YSO_Catalog_for_the_Inner_Galactic_Midplane |
| Authors |
Michael_A._Kuhn_(1),_Rafael_S._de_Souza_(2),_Alberto_Krone-Martins_(3),_Alfred_Castro-Ginard_(4),_Emille_E._O._Ishida_(5),_Matthew_S._Povich_(6,1),_Lynne_A._Hillenbrand_(1)_(for_the_COIN_Collaboration,_(1)_Caltech,_(2)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(3)_UC_Irvine,_(4)_University_of_Barcelona,_(5)_CNRS,_(6)_Cal_Poly_Pomona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12961 |
GLIMPSEI、II、および3D、Vela-Carina、CygnusX、およびSMOG調査を含む、1〜255度から110度の間の銀河中面の調査に基づいて、約120,000個のスピッツァー/IRAC候補の若い恒星状天体（YSO）を提示します。（613平方度）、近赤外線カタログによって補強されています。調整された統計学習方法の柔軟性と厳選されたYSOデータセットを使用する分類スキームを採用して、中赤外線の約3〜9ミクロンの範囲でIRACの空間分解能と感度を最大限に活用しました。多波長の色/大きさの分布は、分類器がYSOを他の赤いIRACソースから分離する方法についての直感を提供し、サンプルがディスク/エンベロープを持つ前主系列星の期待と一致していることを検証します。また、強いケイ酸塩吸収または多環芳香族炭化水素放出を伴うオブジェクトに関連するIRAC色空間の領域を特定します。空間分布と変動特性は、サンプルの若々しい性質を裏付けるのに役立ちます。候補のほとんどは、星形成雲に関連する中赤外線星雲のある地域にいますが、他の候補はフィールドに分布しているように見えます。ガイアDR2距離推定を使用して、ローカルアーム、サジタリウス-カリーナアーム、およびたて座-ケンタウルスアームに関連付けられたYSO候補のグループを見つけます。ZwickyTransientFacilityに表示される候補YSOは、同じ大きさのランダムに選択されたフィールドスターよりも高い変動振幅を示す傾向があり、多くの高振幅変数はYSOに特徴的な光度曲線の形態を持っています。現在または計画中の機器がIRACの空間分解能を大幅に超えず、その広域マッピング機能を備えていることを考えると、私たちのようなスピッツァーベースのカタログは、近い将来、銀河系ミッドプレーンの中赤外線YSOの主要なリソースであり続けるでしょう。
GD-1ステラストリームの速度分散
潮汐的に溶解した球状星団は、過去の進化の歴史的記録を保存する薄い恒星の流れを形成します。43の分光的に確認されたメンバーのサンプルを使用して、GD-1恒星ストリームにおける$2.3\pm0.3\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}$の視線速度分散を報告します。GD-1の速度分散は、調査対象のストリームの$\upperx15^\circ$スパン全体で一定です。また、GD-1のメインストリームに隣接するスパーの速度分散を測定したところ、スパーの先端でも同様の値が見つかりました。驚いたことに、ストリームに近いスプリアスの領域は、メインストリームよりも動的に冷たく見えます。GD-1ストリームの摂動されていないモデルの速度分散は$\approx0.6\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}$であり、GD-1が動的に加熱されたことを示しています。球状星団から発生する恒星の流れは、天の川に到着する前に、コア密度プロファイルで矮小銀河を周回しており、GD-1で観測された速度分散に一致するために必要な加熱量を経験したと予想されます。これは、GD-1が付着しており、暗黒物質のハローの内側の傾斜を含む、元のホスト銀河の痕跡が今日も小川で観測可能であることを示唆しています。
銀河円盤の安定性と進化におけるガス分率とフィードバックの役割：宇宙論的銀河形成モデルへの影響
| Title |
The_role_of_gas_fraction_and_feedback_in_the_stability_and_evolution_of_galactic_discs:_implications_for_cosmological_galaxy_formation_models |
| Authors |
Fensch_J\'er\'emy_and_Bournaud_Fr\'ed\'eric |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12966 |
高赤方偏移の星形成銀河は、多くの場合、{\it巨大な塊}が最大$10^{8-9}$の太陽質量のガスと星を含む不規則な形態をしています。巨大な塊の起源と進化は、理論的にも観察的にも議論されています。ほとんどの宇宙論的シミュレーションでは、多くの理想化された高赤方偏移ディスクモデルとは対照的に、高赤方偏移銀河は規則的ならせん構造または短命の塊を持っています。ここでは、この不一致が宇宙論的シミュレーションにおける銀河の低ガス分率によって説明できるかどうかをテストします。ほとんどの宇宙論的シミュレーションで銀河に典型的な25\％から1.5<z<3で観測された銀河に典型的な50\％まで、さまざまなガスの割合で一連のシミュレーションを提示します。ガスの少ないモデルは短い-星のフィードバックが弱い場合でも、束縛されておらず、銀河のせん断によってほとんど破壊されている生きた塊。対照的に、ガスが豊富なモデルは、ブーストされた恒星のフィードバックがあっても、長寿命の塊を形成します。これは、ガスの質量分率が激しいディスクの不安定性を引き起こす主要な物理的パラメータであり、恒星のフィードバックキャリブレーションのキャリブレーションよりも重要であることを示しています。銀河形成の多くの宇宙論的シミュレーションは、観測されたよりも強いガス流出を生み出し、比較的ガスの少ない銀河円盤をもたらします。これは、そのようなモデルに巨大な塊が存在しないか、短命である理由を説明できます。同様のバリオンと暗黒物質の質量分布は、ガスの割合が観測とよりよく一致していれば、$z\sim2$に長寿命の塊を持つ塊状の銀河を生成する可能性があります。
宇宙論的シミュレーションは、観測された天の川の類似体の多様な衛星集団を捉えることができますか？
| Title |
Can_cosmological_simulations_capture_the_diverse_satellite_populations_of_observed_Milky_Way_analogues? |
| Authors |
Andreea_S._Font,_Ian_G._McCarthy,_Vasily_Belokurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12974 |
地元の天の川の「アナログ」とその衛星集団の深い観測調査の最近の出現により、私たちは天の川をより広い宇宙論的文脈に置き、銀河形成のモデルを小規模でテストすることができます。本研究では、45個の天の川銀河アナログホストハローを含む宇宙論的流体力学シミュレーションのLCDMベースのARTEMISスイートを使用して、観測された衛星の光度関数、放射状分布関数、および最近のローカルボリュームとSAGA観測からの存在量スケーリング関係と比較します。天の川とM31に加えて、調査。以前の主張とは異なり、LCDMベースのシミュレーションでは、重要な観測選択基準を考慮に入れると、天の川の類似体の観測された光度と動径分布関数の両方の平均傾向と多様性を正常かつ同時にキャプチャできることがわかりました。固定ハロー質量では、シミュレートされた衛星の動径分布の濃度は、基礎となる滑らかな暗黒物質ハローの濃度によって部分的に設定されますが、衛星の動径分布の散乱の主な要因は、有限数の衛星による確率です。固定ハロー質量で。
クラスター内光の測光分析とそのホストクラスター特性との相関
| Title |
Photometric_dissection_of_Intracluster_Light_and_its_correlations_with_host_cluster_properties |
| Authors |
M._Kluge,_R._Bender,_A._Riffeser,_C._Goessl,_U._Hopp,_M._Schmidt,_C._Ries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12992 |
表面輝度カット、光度カット、deVaucouleursプロファイルより上の過剰光、または二重S\'ersic分解を使用して、最も明るいクラスター銀河（BCG）とその周囲のクラスター内光（ICL）を分析するいくつかの方法を探ります。$M<-21.85〜g'〜\rm{mag}$を超えるすべての光がICLに起因すると仮定すると、$f^{\rmMT}_{\rmICL}=71\の平均ICL割合がわかります。BCGを中心とするすべての拡散光のpm22\％$は、ICLに属します。同様に、$\rm{SB}>27$$g'$magarcsec$^{-2}$よりもすべての光が暗いと仮定すると、ICLの平均割合は$f^{\rmSB27}になります。_{\rmICL}=34\pm19\％$。deVaucouleursプロファイルをSBプロファイルの内部に適合させた後、$f^{\rmDV}_{\rmICL}=48\pm20\％の平均ICL割合に対応する、大きな半径で過剰な光を検出します。$。最後に、SBプロファイルを2つのS\'ersic関数に分解することにより、外側のSに関連付けられた$f^{\rmS\times}_{\rmICL}=52\pm21\％$の平均ICL分数を見つけます。\'ersicコンポーネント。私たちが測定したICLとBCG+ICLの光度は、外側のS\'ersicコンポーネントが緩和されていない、付着した恒星物質をトレースする高解像度シミュレーションからの予測とよく一致しています。このように定義されたBCGおよびICLプロパティは、BCG、ICL、およびそれらのホストクラスターの共進化を研究するためにクラスターパラメーターと相関されます。BCG+ICLの明るさとクラスターの質量、クラスターの速度分散、クラスターの半径、統合された衛星の明るさの間に正の相関が見られ、BCG/ICLの成長が実際にクラスターの成長と結びついていることが確認されました。平均して、ICLは、位置角、楕円率、およびセンタリングの点で、BCGよりもホストクラスターとの整合性が優れています。それはそれを潜在的な暗黒物質トレーサーにします。
スプラッシュブリッジの星形成
スプラッシュブリッジは、2つのガスが豊富な円盤銀河の直接衝突から作成されます。これらの直接衝突は、各銀河の恒星円盤から剥ぎ取られた\SI{e10}Msunのオーダーのガス塊を放出する可能性があります。タフィーギャラクシーシステム（UGC1294/5）は、スプラッシュブリッジシステムの典型的な例です。タフィーのCO観測は、そのスプラッシュブリッジが天の川のH_2質量と等しいH_2の質量を含んでいることを明らかにしました。しかし、橋の中で発生するほとんど目に見えない星形成は、直接的なガスが豊富なディスク衝突のモデルの必要性を浮き彫りにします。Arp194システムは、2つの円盤銀河間の衝突から生じる別のスプラッシュブリッジである可能性があるものを表示します。2つの恒星円盤の間の領域には、活発な星形成の明るい塊が含まれています。ジーンズの基準を使用して、ガスが豊富なディスク衝突の衝撃を受けた冷却ガスのどこで重力不安定性が発生するかを判断することにより、スプラッシュブリッジでの星形成の条件をよりよく理解することを目指しています。スプラッシュブリッジの結果は、スティッキーパーティクルコードを使用して前の作業から取得され、後処理されます。ガスディスク間の傾きとガスが衝突する衝突速度は、重力的に不安定になるガスの割合に強く影響することがわかります。ガスディスク間の傾斜が小さいとスターバーストが発生し、傾斜が大きいと一定速度の星形成が発生します。衝突時のガスディスクのオフセットは、直接衝突するガス要素の数を決定しますが、結果として生じる星形成には強く影響しません。
4重画像化されたクエーサー：いくつかの一般的な機能
| Title |
Quadruply-imaged_quasars:_some_general_features |
| Authors |
P._Tuan-Anh,_T.T._Thai,_N.A._Tuan,_P._Darriulat,_P.N._Diep,_D.T._Hoai,_N.B._Ngoc,_P.T._Nhung,_N.T._Phuong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13142 |
レンズコースティックスの内側にある点光源の重力レンズは、光源の位置に密接に関連する構成で4つの画像を生成することが知られています。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）によって観測された4重画像のクエーサーのサンプルの特定のケースでこの関係を研究します。画像構成を定義するパラメータ間の強い相関関係が明らかになります。画像構成とソース位置の関係を調べます。選択したデータサンプルのいくつかの単純な機能が公開され、コメントが付けられています。特に、選択されたサンプルが大倍率システムを支持してバイアスされているという証拠が見つかりました。特定のシステムの実際の分析に直接的な影響はありませんが、その結果は教育学的価値があり、重力レンズのメカニズムについての理解を深めています。
ALMAで観測された$ z \約7.7 $銀河からの[OIII]と[CII]の不可解な非検出
| Title |
A_puzzling_non-detection_of_[O_III]_and_[C_II]_from_a_$z_\approx_7.7$_galaxy_observed_with_ALMA |
| Authors |
C._Binggeli,_A._K._Inoue,_T._Hashimoto,_M._C._Toribio,_E._Zackrisson,_S._Ramstedt,_K._Mawatari,_Y._Harikane,_H._Matsuo,_T._Okamoto,_K._Ota,_I._Shimizu,_Y._Tamura,_Y._Taniguchi_and_H._Umehata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13319 |
初期の宇宙の銀河集団を特徴づけることは、これらの天体の進化とそれらが宇宙の再電離で果たした役割を理解するための鍵を握っています。ただし、これまでのところ、非常に高い赤方偏移での観測数はほとんどありません。高赤方偏移宇宙の銀河とその星間物質の特性に光を当てるために、ライマン-$\alpha$を放出する銀河z7\_GSD\_3811を$z=7.664$で観測し、バンド6と8をアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）。ALMAを使用して、星形成銀河z7\_GSD\_3811の遠赤外線[OIII]88$\mum$、[CII]158$\mum$輝線とダスト連続体をターゲットにします。これらの測定値を静止フレーム紫外線（UV）での以前の観測と組み合わせて、オブジェクトの特性を明らかにし、結果を高赤方偏移銀河での[OIII]および[CII]放射を観測した以前の研究の結果と比較します。[OIII]88$\mum$および[CII]158$\mum$輝線は、z7\_GSD\_381の位置で検出されず、$3\sigma$の上限は$1.6\\times\10^{8}\L_{\odot}$と$4.0\\times\10^{7}\L_{\odot}$、それぞれ。バンド6とバンド8のダスト連続体は検出されません。バンド8とバンド6の連続体で測定されたrmsは、それぞれ26と9.9$\muJy\beam^{-1}$です。他のいくつかの高赤方偏移銀河と同様に、z7\_GSD\_3811は、局所銀河と比較して、その星形成率に対して低い[CII]放出を示します。さらに、[OIII]線の光度の上限は、同様の紫外線光度を持つ高赤方偏移銀河で以前に観測されたすべての[OIII]線よりも低くなっています。ALMAバンド6および8のダスト連続体の観測は、z7\_GSD\_3811のダスト含有量が低い可能性が高いことを示しており、[OIII]および[CII]線が検出されなかった場合は、z7\_GSD\_3811のダスト含有量が低金属量（$Z\lesssim0.1\Z_{\odot}$）。
3Dオリオン大星雲IIの解読：Theta1OriCの南西にある複数の速度成分の低イオン化領域は、温度、密度、および存在量の低速分解能研究の解釈を混乱させます
| Title |
Deciphering_the_3-D_Orion_Nebula-II:_A_low-ionization_region_of_multiple_velocity_components_southwest_of_Theta1OriC_confounds_interpretation_of_low_velocity_resolution_studies_of_temperature,_density,_and_abundance |
| Authors |
C._R._O'Dell,_N._P._Abel,_and_G._J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13424 |
オリオン大星雲の最も明るい部分の輝線スペクトルに寄与する視線に沿って2つの速度システムがあることを確立します。これらは、優勢な電離星（Theta1OriC）の南西にあるOrion-Sに埋め込まれた分子雲の上にあります。この領域の高スペクトル分解能輝線スペクトルの10x10"サンプルを調べると、イオン化が低く、速度とイオン化が星雲の中央部とは異なることがわかります。これらの特性は、存在量と物理的条件の以前の決定を危険にさらします。この領域は、以前の分光研究の分析で想定されていたよりもはるかに複雑であり、将来の研究で非常に高いスペクトル分解能または既知の単純な領域を使用することを主張しています。
遠赤外線輝線Iによる銀河の星間物質の診断。[CII] z〜0の158ミクロン線
| Title |
Diagnosing_the_interstellar_medium_of_galaxies_with_far-infrared_emission_lines_I._The_[C_II]_158_microns_line_at_z~0 |
| Authors |
Andr\'es_Felipe_Ramos_Padilla,_Lingyu_Wang,_Sylvia_Ploeckinger,_F._F._S._van_der_Tak_and_Scott_Trager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13441 |
原子の微細構造線は、過去数十年にわたって地元の宇宙と高い赤方偏移で検出されています。158$\mu$mの[CII]輝線は、星間物質（ISM）の冷却プロセスに制約を与えるため、重要な観測量です。私たちは、宇宙論的な文脈で銀河からの遠赤外線線放射の生成をシミュレートするために、物理的に動機付けられたフレームワークを開発します。この最初の論文は、私たちの方法論を説明し、その最初のアプリケーションについて説明し、ローカル宇宙での[CII]158$\mu$m線放射をシミュレートします。EAGLE宇宙論的流体力学シミュレーションからの出力をISMの混相流モデルと組み合わせます。ガス粒子は、高密度分子ガス、中性原子ガス、拡散イオン化ガス（DIG）の3つのフェーズに分けられます。一連の曇り冷却テーブルを使用して、3つのフェーズからの[CII]ライン放射を推定します。私たちの結果は、[CII]放出に対するこれらの3つのISMフェーズの寄与に関する以前の発見と一致しています。私たちのモデルは、0.4dexの散乱内で、ローカル宇宙で観測された${\rmL_{[CII]}}$-星形成率（SFR）の関係とよく一致しています。異なるISMフェーズからの[CII]ラインへの部分的な寄与は、合計SFRと金属量に依存します。中性気相は、$\rm{SFR}\sim0.01$-$1\、\rm{M_{\odot}}\、\rm{yr^{-1}}の銀河における[CII]放出を支配します。$ですが、イオン化相は低いSFRで支配的です。太陽の金属量を超える銀河は、中性相の${\rmL_{[CII]}}$/SFR比が低くなります。比較すると、DIGの${\rmL_{[CII]}}$/SFR比は、金属量が変化しても安定しています。SFRの増加によって引き起こされる中性雲のサイズの減少が、高赤外線光度での${\rmL_{[CII]}}$不足の原因である可能性が高いことをお勧めしますが、EAGLEシミュレーションはこれらの光度に到達しません$z=0$。
局部銀河群の$ \ Lambda $ CDM宇宙論的流体力学的シミュレーションにおけるマゼラン衛星
| Title |
Magellanic_satellites_in_$\Lambda$CDM_cosmological_hydrodynamical_simulations_of_the_Local_Group |
| Authors |
Isabel_M.E._Santos-Santos,_Azadeh_Fattahi,_Laura_V._Sales,_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13500 |
局部銀河群のAPOSTLELCDM宇宙論的水力シミュレーションを使用して、天の川サイズの銀河のハローへの巨大な衛星の最近の降着を研究します。これらのシステムは、天の川（MW）の中で最も巨大な衛星である大マゼラン雲（LMC）に類似するものとして選択されています。シミュレーションにより、宇宙論の文脈で、MW衛星人口へのマゼラン衛星の寄与や、次の運動によって銀河ポテンシャルに課せられた制約など、MWに対する雲の影響に関する多くの質問に対処することができます。LMC。私たちの結果は、LMCのような衛星は、同様の質量の孤立したハローの周りよりも、局部銀河群のような原色の周りで2倍一般的であることを示しています。これらの衛星はかなり大きなターンアラウンド半径（〜400kpc）から来ており、最初の近地点での速度が一次脱出速度に匹敵する非常に偏心した軌道上にあります。これは、V_esc^MW（50kpc）〜365km/sを意味し、銀河ポテンシャルモデルに対する強い制約です。LMCアナログは、M*>10^5Msunの2+-1衛星のみに寄与し、したがって、ホストの発光衛星集団にわずかな影響しか与えません。SMCと同じくらい明るいLMC衛星は珍しいようで、シミュレーションでは見つかりませんでした。最初の近地点では、LMCに関連する衛星は、位置と速度がLMCに近く、LMCの軌道面に沿って分布しています。それらの軌道角運動量はLMCとほぼ平行ですが、興味深いことに、場合によってはMWを「逆回転」しているように見えることがあります。これらの基準は、MW衛星のLMC関連の以前の推定を洗練します。既知の距離と全速度データを持つすべてのMW衛星のうち、SMC、Hydrus1、Car3、Hor1、Tuc4、Ret2、およびPhx2のみがすべての基準と明らかに互換性があります。Carina、Grus2、Hor2、Fornaxも関連する可能性がありますが、LMCの相対速度が大きいとケースが弱まります。
半数値シミュレーションのための種族III星のモデリング
ポピュレーションIIIの星（ポップIIIの星）によって引き起こされる21cmの信号を理論的にモデル化することは、現在および今後の21cmの観測からポップIIIの星に関する有益な情報を抽出するための鍵です。この作業では、電離光子とライマン-ウェルナー（LW）光子の脱出率、UV放射による光加熱、およびLWフィードバックが一貫して組み込まれているPopIII星の新しいモジュールを開発します。モジュールを公開されている21cmの半数値シミュレーションコード21CMFASTに実装することにより、21cmの信号計算を示し、PopIIIスターモデリングの重要性を調査します。私たちが見つけたのは、宇宙の再電離へのポップIII星からの寄与は、脱出部分の処理に大きく依存しているということです。私たちの脱出率モデルでは、脱出率が高い質量の小さいハローはLWフィードバックのためにポップIII星をホストできないため、ポップIII星は再電離にほとんど寄与しません。一方、ポップIIIの星は、従来の一定の脱出率で再電離によく貢献します。また、宇宙のイオン化率が約1％を超える場合、UV光加熱が21cmのグローバル信号と21cmのパワースペクトルに無視できない影響を与えることもわかりました。この場合、21cmのグローバル信号の強度は、光加熱効率に依存し、したがってPopIIIの星の質量に依存します。将来の観測のために21cmの観測量を正確に予測するには、ポップIII星の詳細なモデリングが不可欠であると結論付けています。
MAGPI調査-科学の目標、設計、観察戦略、および初期の結果
| Title |
The_MAGPI_Survey_--_science_goals,_design,_observing_strategy_and_early_results |
| Authors |
C._Foster,_J._T._Mendel,_C._D._P._Lagos,_E._Wisnioski,_T._Yuan,_F._D'Eugenio,_T._M._Barone,_K._E._Harborne,_S._P._Vaughan,_F._Schulze,_R.-S._Remus,_A._Gupta,_F._Collacchioni,_D._J._Khim,_P._Taylor,_R._Bassett,_S._M._Croom,_R._M._McDermid,_A._Poci,_A._J._Battisti,_J._Bland-Hawthorn,_S._Bellstedt,_M._Colless,_L._J._M._Davies,_S._Driver,_A._Ferr\'e-Mateu,_D._B._Fisher,_E._Gjergo,_E._J._Johnston,_A._Khalid,_C._Kobayashi,_S._Oh,_Y._Peng,_A._S._G._Robotham,_S._M._Sweet,_E._N._Taylor,_K.-V._H._Tran,_J._W._Trayford,_J._van_de_Sande,_S._K._Yi_and_L._Zanisi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13567 |
ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡に関する大規模プログラムである面分光法（MAGPI）調査による中世の銀河特性の概要を紹介します。MAGPIは、3〜4Gyrのルックバック時間で銀河変換の物理的要因を研究するように設計されており、その間に銀河の動的、形態学的、および化学的特性が大幅に進化すると予測されています。この調査では、新しい中深度補償光学支援マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）観測と、GalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査から公開されている紫外線から赤外線へのイメージングを組み合わせて使用します。これらのデータを使用して、MAGPIは、星とイオン化ガスの運動学的および化学的特性を、$0.25<z<0.35$の60個の巨大な（$>7\times10^{10}M_\odot$）中心銀河のサンプルについてマッピングします。環境の代表的な範囲。地上層補償光学（GLAO、$0.6-0.8$arcsecFWHM）を備えたMUSEによって提供される空間分解能は、SAMIやMaNGAなどの近くの宇宙の面分光器調査との直接比較、および補償光学を使用したより高い赤方偏移を容易にします。一次（中央）銀河サンプルに加えて、MAGPIは$0.25<z<0.35$で150もの衛星銀河、および$z<6$で数百の輝線源の分解および未分解スペクトルを提供します。この論文では、MAGPIの科学目標、調査設計、および観測戦略について概説します。また、MAGPIデータの最初の外観と、EAGLE、Magneticum、HORIZON-AGN、Illustris-TNGなどの現世代の宇宙論的流体力学シミュレーションを使用してMAGPIデータを比較する理論的フレームワークについても説明します。
後処理されたIllustrisTNGシミュレーションにおける天の川のような銀河の粒度分布の進化
| Title |
Evolution_of_the_grain_size_distribution_in_Milky_Way-like_galaxies_in_post-processed_IllustrisTNG_simulations |
| Authors |
Yu-Hsiu_Huang,_Hiroyuki_Hirashita,_Yun-Hsin_Hsu,_Yen-Ting_Lin,_Dylan_Nelson,_Andrew_P._Cooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13568 |
ダスト対ガス比と粒子サイズ分布を予測するために、IllustrisTNG宇宙論的流体力学シミュレーションを後処理することにより、天の川銀河のダスト進化をモデル化します。各銀河を空間的に分解することなく、64ビンの離散粒子サイズ進化モデルを使用して、粒子サイズに依存するダストの成長と破壊のプロセスを処理します。私たちのモデルは、近くの銀河で観測されたダストと金属量のスケーリング関係を広く再現しています。粒度分布は$z\gtrsim3$の大きな粒子によって支配され、小さな粒子の存在量は$z\lesssim2$の粉砕と付着（ダスト成長）によって急速に増加します。粒度分布は、$z\sim1$でいわゆるMRN分布に近づきますが、大粒の存在量の抑制は$z<1$で発生します。計算された粒子サイズ分布と粒子組成に基づいて、各天の川アナログの吸光曲線の変化も計算します。減光曲線は最初は$z>2$で平坦であり、$1/\lambda<6〜\rm\mum^{-1}$での$z\lesssim1$での天の川の減光曲線と一致します。しかし、私たちのモデルによって予測された典型的な消光曲線は、天の川で観察されるよりも短い波長でより急な勾配を持っています。これは、気相金属量の低赤方偏移の低下と、凝固による大きな粒子の形成を抑制するTNG天の川類似体の高密度ガス分率によるものです。
銀河系外の可視レガシー調査（DEVILS）：D10-COSMOSフィールドでのSEDフィッティングと恒星質量関数とSFR- $ M_ \
star $関係の進化
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_SED_Fitting_in_the_D10-COSMOS_Field_and_the_Evolution_of_the_Stellar_Mass_Function_and_SFR-$M_\star$_relation |
| Authors |
Jessica_E._Thorne,_Aaron._S._G._Robotham,_Luke_J._M._Davies,_Sabine_Bellstedt,_Simon_P._Driver,_Matias_Bravo,_Malcolm_N._Bremer,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins,_Claudia_del_P._Lagos,_Steven_Phillipps,_Malgorzata_Siudek,_Edward_N._Taylor,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13605 |
DeepExtragalacticVIsibleLegacySurvey（DEVILS）から、$0<z<9$に及ぶ銀河の星の質量、星形成率、および補助的な星の種族パラメーターのカタログを提示します。DEVILSは、COSMOS（D10）を含むいくつかの主要な深層フィールドをカバーする、非常に完全性の高い深部分光赤方偏移調査です。私たちの恒星の質量と星形成率の推定値は、スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングコードProSpectを使用して、塵の減衰、星形成の履歴、および金属量の進化のための動機付けられたパラメーター化を使用して、自己無撞着に導き出されます。これらの改善、特に金属量の進化に関する物理的な動機付けの仮定が、$\sim$0.2dexのレベルで、推定される恒星の質量にかなりの体系的な影響を与える方法を示します。これらのデータの科学的価値を説明するために、進化する銀河の恒星質量関数（SMF）を$0<z<5$に、SFR-$M_\star$の関係を$0<z<9$にマッピングします。過去の研究と一致して、SMFの進化のほとんどは、特徴的な質量と低質量の勾配の変化がほとんどなく、特徴的な密度パラメーターによって駆動されることがわかりました。SFR-$M_\star$関係が$z>2.6$のべき乗則と区別できない場合、低赤方偏移（$z<0.45$）で関係に曲がりの証拠が見られます。これは、宇宙の正午以降、SFR-$M_\star$関係の正規化と形状の両方が進化したことを示唆しています。新しいDEVILS測定値を、GalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査から一貫して導出された低赤方偏移銀河の値と組み合わせた場合にのみ、この曲がりがはっきりとわかることは重要です。これは、すべての赤方偏移で銀河を一貫して処理する力を示しています。
ダストの進化：経験を超えて
天体物理学的環境でダストをモデル化する際の重要な要素は、ダスト材料の特性（サイズ分布、化学組成、構造）が局所的な放射場の強度と硬度に反応し、それに適応するときの進化の自己無撞着な処理です。ガス密度とダイナミクス。この目標を達成するための最良の方法は、可能な限り多くのモデルパラメータを実験データに固定することです。この論文では、実験室の天体物理学の最近の進歩によってダストモデリングの未解決の質問がどのように前進してきたか、そしてダスト進化モデルをさらに前進させるためにどの実験データがまだ必要かを説明するために2つの例を示します。
z = 3.7の巨大な銀河の中心にある低い[CII] / [NII]比：高赤方偏移で静止状態への移行を目撃していますか？
| Title |
A_low_[CII]/[NII]_ratio_in_the_center_of_a_massive_galaxy_at_z=3.7:_witnessing_the_transition_to_quiescence_at_high-redshift? |
| Authors |
C._Schreiber,_K._Glazebrook,_C._Papovich,_T._Diaz-Santos,_A._Verma,_D._Elbaz,_G._G._Kacprzak,_T._Nanayakkara,_P._Oesch,_M._Pannella,_L._Spitler,_C._Straatman,_K.-V._Tran,_T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13700 |
消光のプロセスを理解することは、銀河の進化における主要な未解決の質問の1つであり、宇宙と銀河が若くてモデル化が簡単だった時代に、高赤方偏移で消光された銀河を研究することによって重要な洞察を得ることができます。ただし、高赤方偏移銀河の静止度を確立することは困難な作業です。注目すべき例の1つは、最近発見されたz=3.709の銀河であるハイドです。急冷された隣のジキルと同じくらいコンパクト（r〜0.5kpc）で巨大（M*〜1e11Msun）であるため、非常に不明瞭ですが、サブミリメートルでは適度に明るいだけです。パンクロマティックモデリングは、それがz>3での消光への移行で見つかった最初の銀河である可能性を示唆しましたが、データはまた、銀河の主系列星の下部散乱における中程度のSFRを含む、広範囲の星形成活動と一致していました（MS）。ここでは、[CII]157umおよび[NII]205um遠赤外線輝線のALMA観測について説明します。半光半径内の[CII]放出はイオン化ガスによって支配され、周辺はPDRまたは中性ガスによって支配されます。これは、中心のイオン化が主に進行中の星形成によって動かされておらず、代わりに、より古いバーストで形成された残りの星の種族、または中程度のAGNから来る可能性があることを示唆しています。多波長モデリングでこの情報を考慮すると、SFR=$50^{+24}_{-18}$Msun/年の星形成率に対するより厳しい制約が提供されます。これは完全にクエンチされた解を除外し、MS上の銀河で予想されるよりも2倍以上低いSFRを支持し、遷移銀河としてのハイドの性質を確認します。これらの結果は、消光が裏返しに起こり、銀河がそのすべてのガス貯留層を追い出すか消費する前に始まることを示唆しています。より大きなサンプルの同様の観察は、これが孤立したケースであるか、高赤方偏移での消光の標準であるかを決定します。[abriged]
GALAH調査：化学時計
| Title |
The_GALAH_Survey:_Chemical_Clocks |
| Authors |
Michael_R._Hayden,_Sanjib_Sharma,_Joss_Bland-Hawthorn,_Lorenzo_Spina,_Sven_Buder,_Martin_Asplund,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Katharine_J._Schlesinger,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Boquan_Chen,_Klemen_Cotar,_Diane_Feuillet,_Jonti_Horner,_Meridith_Joyce,_Thomas_Nordlander,_Dennis_Stello,_Thorsten_Tepper-Garcia,_Yuan-sen_Ting,_Purmortal_Wang,_Rob_Wittenmyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13745 |
以前の研究では、星の元素の存在量は、その年齢と金属量と直接相関していることがわかっています。この知識を使用して、GALAHDR3から取得した25万個の星のサンプルの年齢を、それらの全体的な金属量と化学的存在量のみを使用して導き出します。恒星の年齢は、機械学習アルゴリズム$XGBoost$を介して推定され、入力トレーニングセットとして正確な年齢の主系列のターンオフ星が使用されます。GALAHDR3サンプルの大部分の恒星年齢は、この方法を使用して1〜2Gyrまで正確であることがわかります。これらの年齢で、太陽近傍の年齢-速度分散関係や$Gaia$とGALAHを使用して見つかったディスクのより大きなグローバル速度分散関係など、近くのディスクの年齢運動学的傾向に関する多くの最近の結果を再現します。化学物質の存在量だけを使用して星の信頼できる年齢を決定できるという事実は、銀河の将来の研究や今後の分光学的調査に大きな影響を及ぼします。これらの結果は、特定の出生半径での化学的存在量の変動が非常に小さいことを示しており、現在の元素存在量の精度では、星を出生クラスターに直接強力に化学的タグ付けすることが難しい場合があることを意味します。私たちの結果は、化学物質の存在量から直接星の信頼できる年齢を推定するために、できるだけ多くの元素合成生産サイトに正確な存在量を提供するための分光学的調査の必要性を強調しています。この論文で概説されている方法を適用することで、ディスクの運動学的構造と進化の研究への新しい扉が開かれます。既存の分光学的調査では、星の大部分の年齢が推定される可能性があるからです。これにより、信頼できる年齢決定を備えた数百万の星のサンプルが得られ、放射状移動の効率やタイムスケールなど、ディスク内のさまざまな運動学的プロセスに正確な制約を課すことができます。
局所宇宙における巨大な赤い渦巻銀河の星形成の歴史
| Title |
Star_formation_histories_of_massive_red_spiral_galaxies_in_the_local_universe |
| Authors |
Shuang_Zhou,_Cheng_Li,_Cai-Na_Hao,_Rui_Guo,_Houjun_Mo,_and_Xiaoyang_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13749 |
恒星の質量が$M_\ast>10^{10.5}M_\odot$の巨大な赤い渦巻銀河の星形成履歴（SFH）を調査し、同様の質量の青い渦巻銀河と赤い楕円銀河と比較します。SDSS-IV/DR15MaNGAサンプルの面分光法を利用し、ベイズスペクトルフィッティングコードをMaNGAスペクトルに適用することにより、空間的に分解されたSFHと各銀河の星の種族特性を推定します。巨大な赤いらせんは、SFHと現在の星の種族の両方で赤い楕円に似ていることがわかります。どちらのタイプの銀河も、初期には1つの主要な星形成エピソードしか経験しておらず、その結果は採用されたSFHモデルとは無関係です。平均して、現在の恒星の質量の半分以上が$>$10Gyrs前に形成され、質量の90\％以上が$>6$Gyrs前に形成されました。2種類の銀河は、さまざまな星の種族パラメーターで同様に平坦なプロファイルを示します。$D4000$（約4000\AAでのスペクトルブレーク）で示される古い星の年齢、高い星の金属量、速い形成を示す大きなMgb/Fe比、星の塵の減衰はほとんどありません。対照的に、青いらせんのSFHは、星形成の1つのエピソードでモデル化することはできません。彼らはまた$>$10Gyrs前にそれらの中央領域で星の大部分を形成しましたが、中央と外側の両方の円盤は長い時間スケールにわたって継続的に星を形成してきました。私たちの結果は、両方のタイプが速い形成プロセスを通じて$z>2$で形成され、巨大な赤いスパイラルは進化的ではないという意味で、巨大な赤いスパイラルが巨大な赤い楕円と共通の形成プロセス（およびおそらくクエンチング）を共有することを強く示唆していますそれらの青い対応物の残骸。巨大な赤いらせんの形成と消光の可能なメカニズムについて説明します。
HD100546周辺の原始惑星系円盤における芳香族および脂肪族炭素質ナノ粒子の特徴の空間分布
| Title |
Spatial_distribution_of_the_aromatic_and_aliphatic_carbonaceous_nano-grain_features_in_the_protoplanetary_disk_around_HD_100546 |
| Authors |
Emilie_Habart,_Thomas_Bout\'eraon,_Robert_Brauer,_Nathalie_Ysard,_Eric_Pantin,_Antoine_Marchal,_Anthony_P._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13773 |
炭素質ナノ粒子は、ハービッグAe/Be星の周りの原始惑星系円盤の表面に存在し、中央の星のUVエネルギーのほとんどが放散されます。ガスに効率的に結合されたナノグレインは、ディスクの外側のフレア部分、およびおそらく大きなグレインが欠落しているギャップを追跡することができます。環状ギャップ、リング、スパイラルを示し、広い空間で豊富なカーボンナノダスト分光学的特徴（芳香族、脂肪族）を明らかにする（プレ）遷移ディスクHD100546のナノダスト放出の空間分布と進化を調べます範囲（〜20-200au）。補償光学の分光観測を3から4umまで、イメージングと分光観測を8から12umまで分析します。THEMISモデルと放射伝達コードPOLARISを使用して、データをモデル予測と比較し、特定のディスク構造のマイクロおよびナノメートルのダスト粒子の加熱を計算します。3.3、8.6、11.3umの芳香族の特徴、および3.4から3.5umの脂肪族の特徴は、局所的な物理的条件に応じてバンドの形態によって空間的に拡張されます。脂肪族と芳香族のバンド比3.4/3.3は、星からの距離とともに増加し、UV処理を示唆しています。観測された8〜12umのスペクトルでは、芳香族粒子と結晶性ケイ酸塩に特徴的な特徴が検出され、それらの相対的な寄与は星までの距離とともに変化します。モデルは、特徴と隣接する連続体が、UVフィールド強度に依存して、粒子サブポピュレーションのさまざまな組み合わせによるものであると予測します。より短い波長の特徴は、ディスク全体の最小の粒子（<0.7nm）によって支配されますが、より長い波長では、星に近い発光を支配するのはいくつかの粒子集団の混合であり、星から遠く離れたところに最大のナノ粒子があります人口。
銀河塵の中のガイアDR2巨人-II。赤くなるマップとモデルの適用
| Title |
Gaia_DR2_giants_in_the_Galactic_dust_--_II._Application_of_the_reddening_maps_and_models |
| Authors |
George_Gontcharov_and_Aleksandr_Mosenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13811 |
太陽の周りの半径700pc、高さ$|Z|=1800$pcの宇宙シリンダーで、ペーパーIで選択された101\、810{\itGaia}DR2巨人の完全なサンプルを使用します。{\itGaia}DR2視差、$G_\mathrm{BP}$および$G_\mathrm{RP}$測光、および{\itWISE}$W3$測光。観測量$G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}$および$G_\mathrm{RP}-W3$のモードの空間的変動を、GM203Dで説明されている対応する赤化の空間的変動によって説明します。ダスト分布モデル。この論文で紹介するGM20は、2009年にゴンチャロフによって導入されたモデルの高度なバージョンです。GM20は、銀河の中央平面に沿って、グールドベルトに、ダストの空間密度の指数関数的な垂直方向および正弦波状の縦方向の変化を伴う2つの交差するダスト層を提案します。各レイヤーで。ベルト層は楕円であり、銀河のほぼ中心と反中心の間に向けられており、それぞれ600と146〜pcの準主軸と準副軸を持っています。$G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}$と$G_\mathrm{RP}-W3$は同様のソリューションを提供しますが、赤道層のスケールの高さはそれぞれ$150\pm15$と$180\pm15$〜pcです。、および$（G_\mathrm{BP}-G_\mathrm{RP}）_0=（1.14\pm0.01）-（0.022\pm0.010）\、|Z|$、$（G_\mathrm{RP}-W3）_0=（1.44\pm0.01）-（0.015\pm0.010）\、|Z|$、ここで$Z$はkpc単位です。GM20を、観察されたカラーモードを予測する能力において、いくつかの3D赤化モデルおよびマップと比較します。GM20とゴンチャロフによる3Dマップは、それぞれモデルとマップの中で最高のようです。ただし、最も信頼性の高いモデルとマップは、ダスト層全体の赤みを含む、赤みの少ない推定値にのみ主に同意しません。
GALAH調査：銀河円盤内の星の年齢と金属量に対する元素の存在量の依存性
| Title |
The_GALAH_Survey:_Dependence_of_elemental_abundances_on_age_and_metallicity_for_stars_in_the_Galactic_disc |
| Authors |
Sanjib_Sharma,_Michael_R._Hayden,_Joss_Bland-Hawthorn,_Dennis_Stello,_Sven_Buder,_Joel_C._Zinn,_Lorenzo_Spina,_Thomas_Kallinger,_Martin_Asplund,_Gayandhi_M._De_Silva,_Valentina_D'Orazi,_Ken_C._Freeman,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Jane_Lin,_Karin_Lind,_Sarah_L._Martell,_Katharine_J._Schlesinger,_Jeffrey_D._Simpson,_Daniel_B._Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Klemen_Cotar,_Boquan_Chen,_Prajwal_R._Kafle,_Shourya_Khanna,_Purmortal_Wang,_Rob_A._Wittenmyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13818 |
GALAH調査のデータを使用して、銀河円盤の星の星の年齢と金属量に対する元素の存在量の依存性を調査します。ほとんどの元素の存在量は、年齢と[Fe/H]から予測でき、固有のばらつきは約0.03dexであることがわかります。存在量-年齢-金属量の関係が存在する考えられる原因について説明します。超新星残骸のサイズに基づく確率的化学濃縮スキームを使用して、ISMに追加の混合がある場合、固有散乱は小さく、約0.05dexまたはさらに小さいと予想されることを示します。元素の存在比は、年齢と金属量の両方で傾向を示し、その関係は、存在比（[X/Fe]）の年齢と[Fe/H]への依存性が相加的に分離可能である単純なモデルによってよく説明されます。元素は、（年齢、[Fe/H]）平面での存在比勾配の方向に基づいてグループ化でき、さまざまなグループを3つの異なる元素合成生成サイト、爆発する大質量星、爆発する白色矮星、およびAGBに大まかに関連付けることができます。出演者。ただし、Co、La、Liなどの一部の元素の存在量は、特定の年齢と金属量に対して大きなばらつきを示しており、単純な銀河の化学進化以外のプロセスが働いていることを示唆しています。また、主系列のターンオフ星の存在比の傾向を、K2ミッションからの星震学情報を使用して年齢が推定された巨人のそれと比較します。ほとんどの元素について、主系列のターンオフ星の傾向は巨人の傾向と似ています。豊富な関係の存在は、銀河の動的および化学的進化を研究するために重要な、円盤状の星の年齢と誕生半径を推定できることを意味します。
星間物質における弱い磁気音速乱流の熱減衰
| Title |
Thermal_damping_of_Weak_Magnetosonic_Turbulence_in_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
Kedron_Silsbee,_Alexei_V._Ivlev,_Munan_Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13879 |
放射冷却によって発生する星間物質（ISM）の圧縮波の熱減衰の一般的なメカニズムを示します。密度と温度に依存する加熱および冷却メカニズムが存在する2流体（イオン中性）システムにおける磁気音波の分散関係を解きます。非線形乱流カスケードの解析的近似に加えて、この分散関係を使用して、弱い磁気音速乱流の散逸をモデル化します。典型的なISM条件下で、熱減衰が通常のイオン中性減衰に追加されると、磁気音波乱流のカットオフ波長が数十倍から数百倍大きくなることを示します。また、この効果が圧縮波モードのカスケードに劇的な影響を与えることを確認する数値シミュレーションを実行します。
ARGOSと$ Gaia $ DR2を使用した天の川バルジ速度楕円体の傾きのマッピング
| Title |
Mapping_the_tilt_of_the_Milky_Way_bulge_velocity_ellipsoids_with_ARGOS_and_$Gaia$_DR2 |
| Authors |
Iulia_T._Simion,_Juntai_Shen,_Sergey_E._Koposov,_Melissa_Ness,_Kenneth_Freeman,_Jonathan_Bland-Hawthorn_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13905 |
最近の$Gaia$データリリース2（DR2）と深部多目的分光法の出現まで、特に銀河中心に向かって、4kpcを超える多数の星の6次元位相空間情報を取得することは困難でした。ほこりや混雑の影響は重要です。この研究では、存在量と視線速度銀河起源調査（ARGOS）分光調査からの視線速度を、$Gaia$DR2からの固有運動と組み合わせて、$\sim$7,000の赤い塊の星のサンプルを取得します。D速度。天の川（MW）バルジの大規模な運動学研究を実行して、バルジ速度楕円体を特徴付けます。バルジを横切る20のフィールドで、半径方向-縦方向の速度平面における速度楕円体の長軸の傾き$l_{v}$を測定します。傾斜または頂点の偏差は、非軸対称システムの特徴であり、大幅な傾斜は、非軸対称またはバーの存在の強力な指標です。観測結果を、動的不安定性から形成されたN体の箱型バルジモデルの予測された運動学と比較します。モデルでは、$l_{v}$値は、バルジの主軸と太陽銀河中心の視線の間の角度（$\alpha$）と強く相関しています。最尤法を使用して、バルジ星団の運動学のみから$\alpha$の独立した測定値を取得します。モデルでの$\alpha$の最も可能性の高い値は、$\alpha=（29\pm3）^{\circ}$です。バーデの窓では、金属が豊富な星は、金属が少ない星（$l_{v}=10^{\circ}）よりも大きな頂点偏差（$l_{v}=-40^{\circ}$）を表示します。$）しかし、他の分野では重要な$l_{v}-$金属量の傾向は検出されません。
部分的な恒星爆発-放出された質量と最小エネルギー
多くの巨大な星は、進化の後期に質量損失が増大しているように見えます。場合によっては、放出された質量は、連続的な風ではなく、非終端の爆発的な爆発に起因する可能性があります。ここでは、解析的議論と数値流体力学シミュレーションの両方を使用して、星の深部での爆発のエネルギー収支$E$に対する噴出物の質量$m_{\rmej}$の依存性を研究します。ポリトロープ恒星モデルに焦点を当てると、恒星の結合エネルギーよりも小さい爆発エネルギーの場合、放出される質量は$m_{\rmej}\proptoE^{\varepsilon_{m}}$としてスケーリングされます。ここで、$\varepsilon_m=2.4-ポリトロープ指数に応じて3.0$。恒星の端の近くでの衝撃ブレイクアウト放出によるエネルギーの損失は、最小の噴出物の質量に対応する最小の質量放出爆発エネルギーの存在につながります。ウォルフ・ライエ星から赤色超巨星まで、幅広い前駆体について、同様の制限エネルギー$E_{\rmmin}\approx10^{46}-10^{47}\rm\、erg$、恒星の半径とはほとんど関係ありません。対応する最小の噴出物の質量は、$\sim\！の範囲で、さまざまな前駆体間で大幅に異なります。10^{-8}\、\rmM_\odot$コンパクト星、最大$\sim\！赤色超巨星の10^{-2}\、\rmM_\odot$。波の加熱によって引き起こされる超新星前の爆発に対する結果の影響、および現実的な星の非一定の不透明度と断熱指数によって引き起こされる合併症について説明します。
超新星残骸G350.1-0.3の膨張と年代：コア崩壊イベントからの高速鉄噴出物
| Title |
Expansion_and_Age_of_the_Supernova_Remnant_G350.1-0.3:_High-Velocity_Iron_Ejecta_from_a_Core-Collapse_Event |
| Authors |
K.J._Borkowski,_W._Miltich,_S.P._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12977 |
高度に非対称なコア崩壊超新星残骸G350.1-0.3のチャンドラ観測を報告します。ほぼ静止している中央のコンパクトなオブジェクトから9年間の拡張を記録し、空の平面の速度は最大$5000d_{4.5}$kms$^{-1}$、赤方偏移は900kms$^{-1}の範囲です$から2600kms$^{-1}$、および6000kms$^{-1}$に近づく3次元空間速度。明るい放射のほとんどは、特に鉄に強い重元素の噴出物から来ています。鉄で強化された噴出物は4000-6000kms$^{-1}$で見られ、超新星が一般的なタイプIIPイベントではなかったことを強く示唆しています。いくつかの暗い地域はおおよそ太陽の豊富さを持っていますが、明確な爆風の特徴を特定することはできません。私たちの拡張固有運動は、G350.1-0.3が距離に関係なく約600年前のものであることを示しています。これは、銀河系で3番目に若い既知のコア崩壊超新星であり、最も非対称なものの1つです。
10年間のフェルミ-LATデータにおけるブレーザー活動の研究とTeVニュートリノ期待への影響
| Title |
Study_of_Blazar_activity_in_10_year_Fermi-LAT_data_and_implications_for_TeV_neutrino_expectations |
| Authors |
J._R._Sacahui,_A._V._Penacchioni,_A._Marinelli,_A._Sharma,_M._Castro,_J._M._Osorio_and_M._A._Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13043 |
ブレーザーは最も活発な銀河系外ガンマ線源です。それらは、数時間から数ヶ月続く散発的な活動のバーストを示します。フェルミ-LAT（100MeV-300GeV）によって検出された明るい光源のサンプルの10年間の分析を提示します。2週間のビン化された光度曲線を使用して、デューティサイクル（DC）を推定しました。これは、ソースがアクティブ状態で費やす時間の割合です。オブジェクトは異なるDC値を示し、銀河外背景光（EBL）を考慮した場合と考慮しない場合の平均は$\sim$27\％です。さらに、10年間のデータで選択されたブレーザーのサンプルのいわゆる「ブレーザーシーケンス」の傾向を調査します。この分析は、静止状態でのサブPeVニュートリノ放出の可能な対応物を制約し、フレア状態で観測されたIceCube信号を説明する可能性を残します。
非同期極V1432Aqlの降着形状
唯一の食の非同期極（AP）として、V1432Aqlは、降着物質と磁場の間の相互作用を研究するための優れた実験室を提供します。ただし、その複雑な放出のために、その降着形状のより物理的な理解は依然として優れています。ここでは、\nustar\と\swiftからの同時観測を使用したX線スペクトル研究を報告します。有意なコンプトン反射を検出し、軟X線温度が高い$\sim52$keVの以前の報告を確認します。マルチ温度放出は、降着領域全体の特定の降着率の分布によるものであり、これは加熱領域全体の連続的な温度分布につながり、軟X線の高温を説明することを示唆します。これらの特性は、APでの非効率的な降着の結果として解釈されます。したがって、降着流は磁気圏に深く突き刺さり、赤道近くのはるかに狭い降着領域に白色矮星（WD）を供給することができます。さらに、広帯域X線は降着の詳細を提供します。$\sim1\times10^{-10}〜M_{\odot}〜yr^{-1}$の低い総降着率は、V1432Aqlが最近の新星であるという推測と矛盾しますが、高い比降着率は$\sim5.6〜g〜cm^{-2}〜s^{-1}$は、WDの表面からの大きな反射を説明しています。
IGRJ17091-3624およびGRS1915 + 105のAstroSatビュー：「ハートビート状態」での「パルス」のデコード
| Title |
AstroSat_view_of_IGR_J17091-3624_and_GRS_1915+105:_decoding_the_'pulse'_in_the_'Heartbeat_State' |
| Authors |
Tilak_Katoch,_Blessy_E._Baby,_Anuj_Nandi,_V._K._Agrawal,_H._M._Antia_and_Kallol_Mukerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13282 |
IGRJ17091--3624は、GRS1915+105で観測されたものと同様に、「ハートビート」として知られる明確な準周期的変動性を持つ一時的な銀河系ブラックホールです。この論文では、2016年の爆発の間にこのソースの$\sim125$ks\textit{AstroSat}観測の結果を報告します。このソースのいくつかの時間セグメントで、2つのピーク間で$\deltaf〜\sim12$mHzの差があるダブルピークQPO（DPQ）が初めて検出されました。DPQの性質は、硬度比に基づいて、静的および動的パワースペクトルを使用して研究されました。さらに、低周波（25〜48mHz）の「ハートビート」シングルピークQPO（SPQ）が、高調波（$50〜95$mHz）とともにさまざまな時間間隔で観察されました。\textit{SXT}と\textit{LAXPC}で得られた$0.7-23$keVの範囲のブロードバンドスペクトルは、熱コンプトン化とマルチカラーディスクコンポーネントモデルの組み合わせにうまく適合できます。\textit{AstroSat}の観測中、ソースは\textit{Swift/XRT}で観測されたようにSoft-IntermediateState（SIMS）にありました。IGRJ17091--3624とGRS1915+105の「心拍」状態の変動性の比較研究を紹介します。広いエネルギー帯域のスペクトルパラメータ（$\Gamma\sim2.1-2.4$と$T_\mathrm{max}\sim0.6-0.8$keV）は同じままですが、タイミング特性に大きな違いが見られます。SPQとDPQを示すセグメントのスペクトル特性は、有意差を示さない単純な位相分解分光法を使用してさらに研究されます。モデルパラメータに基づいて、GRS1915+105とIGRJ17091--3624の質量降着率の最大比を$\sim25：1$として取得します。調査結果の意味について説明し、これらのエキゾチックな変動の物理的起源についてコメントします。
SVOM / ECLAIRを使用したローカルユニバースでの短い高エネルギートランジェントの検出
| Title |
Detection_of_short_high-energy_transients_in_the_localuniverse_with_SVOM/ECLAIRs |
| Authors |
B._Arcier_and_JL._Atteia_and_O._Godet_and_S._Mate_and_S._Guillot_and_N._Dagoneau_and_J._Rodriguez_and_D._Gotz_and_S._Schanne_and_M._G._Bernardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13293 |
重力波イベントGW170817とそれに関連するガンマ線バーストGRB170817Aの同時検出は、マルチメッセンジャー天文学の到来を示し、GRBの研究における画期的な出来事でした。これに関連して、2022年半ばに2つの広視野高エネルギー機器ECLAIRとGRMを備えたSVOMが発売されると、重力波とガンマ線イベントによる同時過渡検出の可能性が促進されます。この論文の目的は、SVOM/ECLAIRがローカル宇宙（z<0.3）の高エネルギー過渡現象を検出して迅速に特性評価する能力を評価し、マルチメッセンジャー天文学とガンマ線バーストへのこの機器の貢献について議論することです。2020年代の光線バースト（GRB）天体物理学。ローカルHEトランジェントのリストは、それらの主な特徴とともに、広範な文献調査を通じて作成されます。ECLAIRを使用したこれらのトランジェントの検出可能性は、エネルギー応答のGEANT4シミュレーションやオンボードトリガーアルゴリズムを表すシミュレートされたトリガーアルゴリズムなど、SVOMミッション用に開発されたツールを使用した詳細なシミュレーションで評価されます。ほとんどすべての検出のSNRは、オンボードECLAIRトリガーアルゴリズムがトランジェントのローカリゼーションを検出して導出し、それをSVOM衛星および地上機器に送信できるようにするのに十分な高さです。SVOMの反太陽ポインティング戦略と相まって、これはイベントの最適なフォローアップを可能にし、それらの残光、超新星/キロノバの対応物、およびホスト銀河の観測を可能にします。最後に、SVOMから期待される独自の貢献と、サンプル内の各タイプのトランジェントの同時GW検出の可能性について説明します。
光学分光法を使用した低質量X線連星の照射降着円盤の形状と構造のマッピング：MAXI J0637 $-$ 430のパイロット研究
| Title |
Using_Optical_Spectroscopy_to_Map_the_Geometry_and_Structure_of_the_Irradiated_Accretion_Discs_in_Low-mass_X-ray_Binaries:_The_Pilot-Study_of_MAXI_J0637$-$430 |
| Authors |
B.E._Tetarenko,_A.W._Shaw,_E.R._Manrow,_P.A._Charles,_J.M._Miller,_T.D._Russell,_and_A.J._Tetarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13414 |
低質量X線連星（LMXB）で繰り返される一時的な爆発は、よく理解されていない降着プロセスを制約するための強力なテストベッドを提供します。直接画像化することは不可能ですが、位相分解分光法は、非常に複雑で時間依存の降着円盤を研究するための強力な診断を提供できます。{\emNeilGehrelsSwiftObservatory}を使用して、2019/2020年の爆発を通じて、新しい候補ブラックホールLMXBMAXIJ0637$-$430の8か月間の多波長（UV、光学、X線）モニタリングキャンペーンを紹介します。、およびGemini/GMOS光学分光法の3つの準同時エポック。降着円盤を加熱するX線照射と光学スペクトルで検出されたHe{\scii}4686\AA輝線プロファイルの進化との間に相関関係が存在する証拠を見つけました。我々の結果は、LMXBのバーストサイクル中にディスクを加熱するX線照射の線放出領域と物理的特性との関係を示しています。さらに、爆発時にディスクを加熱する照射の物理的特性の変化が、これらのシステムのH/He輝線プロファイル自体に刻印できることを示すことができます。
初期宇宙における超大質量ブラックホールの形成、降着、成長が調査されています。降着率${\dotM}$は、ブラックホールへのボンディ降着率を使用して計算されます。質量$M_{\rmBH}\sim10^2-10^3M_{\odot}$の初期シードブラックホールから始めて、ボンディ降着率は質量$M_{\rmBH}の超大質量ブラックホールに進化する可能性があります。\sim10^9-10^{10}M_{\odot}$そして若いクエーサー寿命を持つ$\sim10^5-10^6$年超大質量降着による。
| Title |
Modelling_Neutron_Star-Black_Hole_Binaries:_Future_Pulsar_Surveys_and_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Debatri_Chattopadhyay,_Simon_Stevenson,_Jarrod_R._Hurley,_Matthew_Bailes,_Floor_Broekgaarden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13503 |
中性子星（NS）とブラックホール（BH）で構成されるバイナリーは、これまでパルサーや重力波（GW）としての観測を避けてきました。バイナリ母集団合成コードCOMPASを使用して、パルサー進化を含むこれらのNS+BHバイナリの形成と進化をモデル化します。銀河系のフィールドには、パルサーとBH（PSR+BH）を含む合計50〜1300個のバイナリが存在すると予測しています。SKAとMeerKAT、現在（LIGO/Virgo）および将来（LISA）のGW検出器に代表される、次世代の電波望遠鏡で観測可能な人口を見つけます。SKAは1〜60個のPSR+BHを観測し、0〜4個のバイナリにはミリ秒パルサーが含まれていると結論付けます。MeerKATは、0〜30のPSR+BHシステムを監視することが期待されています。NS+BHの将来の無線検出は、BHの出生キックなどの不確実なバイナリ進化プロセスを制約します。NSが最初に形成されたシステム（NSBH）と、BHが最初に形成されたシステム（BHNS）は、パルサーとバイナリの特性によって区別できることを示します。天の川のようなフィールド集団からのLIGO/Virgoで観測されたNS+BHの40％は、チャープ質量$\geq3.0$M$_\odot$を持っていることがわかります。NS+BHのスピン分布を、BHのスピンの2つのモデルで推定します。BHNS合併の残党は、$\sim$0.4のスピンを持ちますが、NSBH合併の残党は、BHスピンのモデルに応じて、$\sim$0.6または$\sim$0.9のスピンを持つことができます。LISA周波数帯でGWを放射している間、約25〜930のPSR+BHが無線で生きていると推定され、SKAとLISAによる共同観測の可能性が高まります。
X線連星のラジオ/ X線相関と変動性LSI +61 {\ deg} 303
| Title |
Radio/X-ray_correlations_and_variability_in_the_X-ray_binary_LS_I_+61{\deg}303 |
| Authors |
R._Sharma,_M._Massi,_M._Chernyakova,_D._Malyshev,_Y._C._Perrott,_A._Kraus,_S._A._Dzib,_F._Jaron,_T._M._Cantwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13530 |
高質量X線連星LSI+61{\deg}303は、分から時間の時間スケールの範囲で、電波とX線の放射にばらつきがあります。このような短い時間スケールでは、この発生源からのこれら2つの排出量の間の可能な相関関係についてはあまり知られておらず、それらの起源へのヒントを提供する可能性があります。ここでは、X線と無線の同時モニタリングを使用してこれらの放出の関係を研究します。ArcminuteMicrokelvinImagerLargeArray望遠鏡を使用して、13〜15.5GHzと15.5〜18GHzの2つの周波数帯域で新しい電波観測を行います。また、XMM-Newton望遠鏡を使用して実行された新しいX線観測についても説明します。これらのX線とラジオの観測は5時間重なりました。ラジオとX線の放射が最大81％相関し、それらの数パーセントの変動が最大40％相関していることが初めてわかりました。LSI+61{\deg}303の電波およびX線放射で観測された相関と変動を生み出す可能性のある物理的シナリオについて説明します。
赤方偏移z = 6.18での超X線発光クエーサーCFHQSJ142952 + 544717 = SRGE J142952.1
- 544716のXMM-Newton観測
| Title |
XMM-Newton_observations_of_the_extremely_X-ray_luminous_quasar_CFHQS_J142952+544717=SRGE_J142952.1+544716_at_redshift_z=6.18 |
| Authors |
P._Medvedev,_M._Gilfanov,_S._Sazonov,_N._Schartel,_R._Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13724 |
z=6.18での電波負荷クエーサーCFHQSJ142952+544717の20ksXMM-NewtonDDT観測の結果を示します。この極端なX線光度は、SRG/eROSITA望遠鏡によって最初のすべての過程で最近明らかになりました。空の調査。クエーサーは、0.2〜10keVのエネルギー帯域（オブジェクトの静止フレームで1.4〜72keV）で合計$\sim1400$の正味カウントで自信を持って検出されました。その測定されたスペクトルは非常に柔らかく、$\Gamma=2.5\pm0.2$の光子指数を持つ吸収されるべき乗則モデルで説明できます。高エネルギーカットオフまたは反射成分の兆候はなく、蛍光鉄のK$\alpha$相当幅の上限は$\約290$eVで、対応する上限は鉄のKエッジ吸収です。0.6の深さ。$>95\％$の信頼水準で、銀河の値を超える過剰な吸収が検出されました。これは、列密度$N_H=3\pm2\times10^{22}$cm$^{-3}$に対応します。z=6.18にある材料の。1.4〜72keVのエネルギーバンドにおけるCFHQSJ142952+544717の固有の光度は、$5.5_{-0.6}^{+0.8}\times10^{46}$ergs$^{-1}$であることがわかります。2回のSRGスキャンとXMM-Newton観測の間で、$\sim7.5$か月に及ぶ統計的に有意なフラックス変化は検出されませんでした。これは、クエーサーが静止フレームで少なくとも1か月間この非常に高い光度レベルに留まったことを意味します。CFHQSJ142952+544717の極端なX線特性は、相対論的ジェットにおける宇宙マイクロ波背景放射（z=6.18）の逆コンプトン散乱に関連しているという仮説を提唱します。
LOFARを使用した150MHzでの36ミリ秒パルサーの分散測定の変動
| Title |
Dispersion_measure_variability_for_36_millisecond_pulsars_at_150MHz_with_LOFAR |
| Authors |
J._Y._Donner,_J._P._W._Verbiest,_C._Tiburzi,_S._Os{\l}owski,_J._K\"unsem\"oller,_A.-S._Bak_Nielsen,_J.-M._Grie{\ss}meier,_M._Serylak,_M._Kramer,_J._M._Anderson,_O._Wucknitz,_E._Keane,_V._Kondratiev,_C._Sobey,_J._W._McKee,_A._V._Bilous,_R._P._Breton,_M._Br\"uggen,_B._Ciardi,_M._Hoeft,_J._van_Leeuwen,_and_C._Vocks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13742 |
パルサーからの無線パルスはプラズマ分散の影響を受け、周波数に依存した伝搬遅延が発生します。この効果の大きさの変動は、ナノヘルツ重力波を検出することを目的としたパルサータイミングアレイを含む、パルサータイミング実験における追加のレッドノイズの原因につながります。精度を大幅に向上させて時変分散を定量化し、これらの変動のスペクトルを特徴づけることを目指しています。パルサータイミング技術を使用して、高精度の分散測定（DM）時系列を取得します。私たちのデータセットは、36ミリ秒のパルサーの観測で構成されています。これらのパルサーは、中心周波数約150MHzのLOFAR望遠鏡で最大7。1年間観測されました。これらのソースのうち17は毎週のリズムで観察され、残りは毎月のリズムで観察されました。ソースのかなりの部分で、DM精度の中央値が10^-5cm^-3pcのオーダーになります。DMの不確実性の中央値が2x10^-4cm^-3pc未満のすべてのパルサーで、DMの有意な変動を検出します。より高い周波数でのパルサータイミング実験へのノイズの寄与は、数年の期間にわたって1.4GHzで0.1〜10usのレベルであると計算されます。これは、多くの場合、1us以上の通常のタイミング精度よりも大きくなります。PTAは目指しています。サンプル内のどのソースについても、DMが無線周波数に依存しているという証拠は見つかりませんでした。LOFARを使用して取得したDM時系列は、原則として、分散遅延の変動について高周波データを修正するために使用できます。ただし、現在、パルサーは、スペクトル特性のために、1.4GHzで非常に正確な到着時間（ToA）または低周波数で高いDM精度のいずれかを提供する傾向があるという実際的な制限がありますが、両方ではありません。高周波のToAとLOFARのToAを組み合わせて、無限周波数のToAとDMを測定すると、結果が向上します。
相対論的流出における放射冷却の数値的アプローチ
ブレーザー、GRB、PWNeなどの高エネルギー天文学のシナリオでは、超相対論的粒子が散乱を通じて環境内の光子と相互作用する可能性が高くなります。粒子のエネルギーが相互作用する光子のエネルギーよりも大きい限り、（古典的な）散乱はトムソン領域にあることが知られています。そうでなければ、量子効果は散乱断面積に影響を及ぼし、いわゆるクライン・仁科の領域に入ります。トムソン領域での放射冷却が非常に効率的であり、ソフトな高エネルギースペクトルが得られることはよく知られています。しかし、観測によれば、多くの場合、一部の物体の高エネルギースペクトルはかなり難しいことが示されています。これにより、粒子が効率的に冷却されていない可能性があると考えられています。クライン・仁科レジームの漸近近似は、観測された高エネルギー源のスペクトルの原因となる粒子の分布におけるこれらの補正を説明するために、過去数十年で定式化されてきました。この作業では、放射冷却に対するクライン・仁科補正の数値的アプローチを紹介します。これは、逆コンプトン散乱を介して周囲の光子と相互作用する粒子の分布の進化をシミュレートするために開発されました。
ブレーザーシーケンスが改訂されました
私たちは、ブレーザーシーケンスを説明できる非常に単純なアイデアを提案してテストします。すべてのジェットは、そのパワーに関係なく、バリオンごとに同様のエネルギーで発射されます。たとえば、最も強力なジェットであるフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）は、ラジオで観測されているように、高バルクのローレンツ因子まで加速することができます。結果として、放出領域は、その中に急な粒子スペクトルとガンマ線のかなり急な放出スペクトルを誘発するかなり穏やかな磁化を有するであろう。特に\textit{Fermi}-LATバンドで。弱いジェット、つまりBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）の場合、反対のことが当てはまります。つまり、ジェットは非常に高いバルクローレンツ因子を達成せず、非熱粒子加速とより硬い発光スペクトルに利用できるより多くの磁気エネルギーにつながります。さらに、このモデルにはほんの一握りのパラメーターが必要です。数値シミュレーションにより、前述のモデルに従って基準源からのスペクトルエネルギー分布と光度曲線を再現することを達成しました。ブロードバンドスペクトルが完全に進化したことで、特定の周波数帯域の特定の段階でのスペクトルの特徴を詳細に調べることができました。最後に、数値結果が観察結果と比較および対比されます。
| Title |
Supernova_Explosions_in_Accretion_Disks_in_Active_Galactic_Nuclei:_Three-Dimensional_Models |
| Authors |
A._Moranchel-Basurto,_F._J._S\'anchez-salcedo,_Ra\'ul_O._Chametla,_P._F._Vel\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13877 |
超新星（SN）の爆発は、活動銀河核（AGN）の核周囲ディスクの構造と進化に影響を与える可能性があります。以前のいくつかの研究では、SN爆発の割合が比較的低いと、1個のスケール内のAGN降着円盤で0.1〜1のアルファ粘度の有効値が得られることが示唆されています。この可能性をテストするために、差動回転する滑らかなディスクに埋め込まれたSNレムナントの進化の分析スケーリングを提供します。ガスがインデックス$\gamma$で断熱としてモデル化される、3次元流体力学シミュレーションを使用して推定値を較正します。私たちのシミュレーションは、SNによって注入された運動量の一部がディスクからコロナに逃げるという事実を含めるのに適しています。これらの結果に基づいて、モデルAGN降着円盤で、$\alpha_{SNe}$で表される有効アルファ粘度へのSN爆発の寄与を計算します。ここで、降着は局所粘度$\alpha$によって駆動されます。中央のブラックホールが$〜10^8M_{\cdot}$のAGN銀河と、粘度が$\alpha=0.1$の円盤の場合、SN爆発の寄与は$\alpha_{SNe}と同じくらい大きい可能性があることがわかります。\simeq0.02$、ただし$\alpha\gtrsim1.1$。一方、SNレムナントの内圧によるプッシュが無視できる場合に有効な運動量保存限界では、$\alpha_SNe\lesssim6\times10^{-4}$が見つかります。
dart_boardを使用したGW150914のバイナリブラックホールソースのターゲットモデリング
| Title |
Targeted_modeling_of_GW150914's_binary_black_hole_source_with_dart_board |
| Authors |
Jeff_J._Andrews,_Julianne_Cronin,_Vicky_Kalogera,_Christopher_Berry,_and_Andreas_Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13918 |
個々の重力波源の前駆細胞特性と形成チャネルに関する統計的制約を抽出するための新しい方法を提示します。LIGOScientificandVirgoCollaboration（LVC）によって検出されたバイナリブラックホールの形成を説明するために多くの異なるモデルが提案されていますが、孤立したバイナリ進化による形成は依然として最良のシナリオです。これらのバイナリシステムがバイナリ進化によって形成されたという仮定の下で、統計ラッパーdart_boardを高速バイナリ進化コードCOSMICと組み合わせて使用して、LVCによって検出された最初の重力波信号であるGW150914をモデル化します。私たちの手順は、重力波信号から生成された尤度関数を、恒星のバイナリの母集団と宇宙の星形成と金属量の進化を説明する事前分布と組み合わせたベイズ法です。この例の場合、GW150914の主要な進化チャネルには共通外層フェーズが含まれていませんでしたが、代わりに、システムはおそらく安定した物質移動によって形成された可能性があります。この結果は、さまざまなモデルパラメータの変動に対してロバストであり、共通外層を優先する厳密な条件が採用された場合に、バイナリの動的不安定性が発生する可能性が高くなる場合にのみ逆転します。私たちの分析はさらに、各チャネルに関連する前駆細胞の定量的説明を提供します。
Askaryan無線検出器の改善されたトリガー
数10^16eVを超えるエネルギーを持つ高エネルギーニュートリノは、より高いエネルギーでIceCubeなどの光学検出器を補完する氷内無線検出器で効率的に測定できます。いくつかのパイロットアレイが南極での無線技術の調査に成功しています。ニュートリノのフラックスと相互作用断面積が低いため、無線検出器の感度を可能な限り高めることが重要です。この原稿では、高エネルギーニュートリノをトリガーするさまざまなアプローチが体系的に研究され、最適化されています。トリガーの帯域幅を現在使用されている80MHzから〜200MHzの周波数ではなく、80〜200MHzの周波数に制限するだけで、感度を大幅に向上させることができます（10^17eVと10^18eVの間で50％以上）。1GHzの帯域幅。また、現在使用されているさまざまなトリガースキームを比較し、最高のパフォーマンスを発揮するスキームは検出器の応答に依存することを確認します。これらの発見は、将来のAskaryan検出器の検出器設計に情報を提供し、追加コストなしで高エネルギーニュートリノに対する感度を大幅に高めるために使用できます。
計装の試運転と、アントラ公園の地域天文台であるOARPAFの科学的利用の開始
| Title |
Commissioning_of_the_instrumentation_and_launch_of_the_scientific_exploitation_of_OARPAF,_the_Regional_Astronomical_Observatory_of_the_Antola_Park |
| Authors |
Davide_Ricci,_Silvano_Tosi,_Lorenzo_Cabona,_Chiara_Righi,_Andrea_La_Camera,_Anna_Marini,_Alba_Domi,_Matteo_Santostefano,_Evandro_Balbi,_Massimo_Ancona,_Patrizia_Boccacci,_Gianangelo_Bracco,_Roberta_Cardinale,_Andrea_Dellacasa,_Marco_Landoni,_Marco_Pallavicini,_Alessandro_Petrolini,_Carlo_Schiavi,_Sandro_Zappatore,_Filippo_Maria_Zerbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13262 |
OARPAF望遠鏡は、イタリア北部のリグーリアアペニン山脈にあるアントラマウント地域保護区に設置された直径80cmの光学望遠鏡です。発足以来実施されてきた改善と介入を紹介します。サイトの特性評価により、典型的な背景の明るさは22.40mAB（Bフィルター）-21.14mAB（Iフィルター）/秒の2乗、および1.5〜3.0秒の明るさになりました。測光のマグニチュードゼロポイントの推定値も報告されます。試運転中の材料は、直線性の範囲、ゲイン、および暗電流を与える3つのCCD検出器を予測しています。R8500-15000の31次のエシェル分光器。分散はn=1.39x10^6ラムダ+1.45x10^-4で、最大15.8km/sの視線速度測定が可能です。現在試運転中のロングスリットスペクトログラフ。施設の科学的およびアウトリーチの可能性は、太陽系外惑星の通過やAGNの変動性など、さまざまな科学的事例で証明されています。重力レンズクエーサーの時間遅延の決定、および小惑星の追跡と研究も、将来の科学事例として議論されています。
電波銀河のデータ効率の良い分類
電波銀河からの連続放射は、一般にFRI、FRII、Bent、Compactなどのさまざまなクラスに分類できます。この論文では、小規模データセット（〜2000サンプル）の使用に焦点を当てた深層学習法を使用して、形態に基づく電波銀河分類のタスクを調査します。シャムネットワークに基づく数ショット学習手法を適用し、事前にトレーニングされたDenseNetモデルを使用して、循環学習率、識別学習などの高度な手法を使用して学習手法を転送し、モデルを迅速にトレーニングします。ベント型銀河とFRII型銀河の間で最大の混乱の原因となる最高のパフォーマンスのモデルを使用して、92％を超える分類精度を達成しています。私たちの結果は、ニューラルネットワークをトレーニングするためのベストプラクティスの使用とともに、小さいが精選されたデータセットに焦点を当てることが、良い結果につながる可能性があることを示しています。自動分類技術は、将来何千もの新しい電波銀河を検出することが期待される次世代電波望遠鏡を使った今後の調査にとって非常に重要です。
ケルベロス：OARPAF望遠鏡用の3頭の計器
| Title |
Cerberus:_A_three-headed_instrument_for_the_OARPAF_telescope |
| Authors |
Lorenzo_Cabona,_Davide_Ricci,_Anna_Marini,_Matteo_Santostefano,_Matteo_Aliverti,_Andrea_La_Camera,_Chiara_Righi,_Silvano_Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13362 |
イタリア、ジェノヴァのリグーリア山脈にある経緯台80cmOARPAF望遠鏡の新しい科学機器であるケルベロスの予備設計を紹介します。Cerberusは、ナスミス焦点に3つの焦点ステーションを提供し、次のことを可能にします。標準のJohnson-CousinsUBVRI+Ha+Freeフィルター、軸上ガイドカメラ、および最大10Hzの画像安定化のためのチップチルトレンズによるイメージングと測光。1200l/mmのグリズムを備えたLHIRESIIIスペクトログラフのおかげで、R5900でのロングスリット分光法。光ファイバを備えたFLECHAS分光器を使用したR9300でのエシェル分光法。
部分補償光学補正の存在下での大気乱流を介した少数モードファイバーおよびフォトニックランタンへのスターライト結合
| Title |
Starlight_coupling_through_atmospheric_turbulence_into_few-mode_fibers_and_photonic_lanterns_in_the_presence_of_partial_adaptive_optics_correction |
| Authors |
Momen_Diab,_Aline_N._Dinkelaker,_John_Davenport,_Kalaga_Madhav_and_Martin_M._Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13423 |
大気の乱れによって破壊された星の光は、シングルモード導波路に結合するために高い空間コヒーレンスの光を必要とするため、統合光学に基づく天文機器に効率的に結合することはできません。フォトニックランタンと組み合わせた低次補償光学は、多重化されたアストロフォトニックデバイスへの効率的な結合を実現するための実用的なアプローチを提供します。シミュレーションと実験的なテストベッドの助けを借りて、補償光学システムの自由度と統合光学コンポーネントの入力導波路の自由度との間のトレードオフを調査し、信号対比を実現する費用効果の高いハイブリッドシステムを実現します。-シングルモードファイバで給電されるスタンドアロンデバイスよりも高いノイズ比。
FAST：その科学的成果と展望
| Title |
FAST:_Its_Scientific_Achievements_and_Prospects |
| Authors |
Lei_Qian,_Rui_Yao,_Jinghai_Sun,_Jinlong_Xu,_Zhichen_Pan,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13542 |
FASTは、世界最大のパラボラアンテナです。FASTの特性は、FASTの科学的成果がどのように影響を受けるかを示すために、パラメーター空間のコンテキストで提示および分析されます。FASTの科学的成果を要約し、FASTで探索できるパラメーター空間の新しい部分に基づいてその将来の科学について説明します。
ML-MOC：オープンクラスターの機械学習ベースのメンバーシップ決定
| Title |
ML-MOC:_Machine_Learning_based_Membership_Determination_for_Open_Clusters |
| Authors |
Manan_Agarwal,_Khushboo_K._Rao,_Kaushar_Vaidya,_and_Souradeep_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13622 |
既存の散開星団メンバーシップ決定アルゴリズムは、クラスターのいくつかの既知のパラメーターに事前に依存しているか、クラスターの大規模なサンプルに対して自動化できません。このホワイトペーパーでは、MaiaDR2データを使用して、散開星団の可能性のあるメンバーを特定するための新しい機械学習ベースのアプローチであるML-MOCを紹介しますが、クラスターに関する事前情報はありません。k最近傍アルゴリズムとガウス混合モデルを使用して、ガイアDR2データからの高精度の固有運動と視差測定を行い、G〜20等までの個々のソースのメンバーシップ確率を決定します。開発された方法を検証するために、13の散開星団に適用します：M67、NGC2099、NGC2141、NGC2243、NGC2539、NGC6253、NGC6405、NGC6791、NGC7044、NGC7142、NGC752、バークレー18、およびIC4651。これらのクラスターは、年齢、距離、金属性、絶滅の点で異なり、フィールド母集団に関して適切な動きと視差で広いパラメーター空間をカバーします。抽出されたメンバーは、きれいな色と大きさの図を作成し、クラスターの位置天文パラメーターは、以前の作業で得られた値とよく一致しています。抽出されたメンバーの汚染度は2％から12％の範囲です。結果は、ML-MOCが散開星団のメンバーをフィールドスターから分離するための信頼性が高くスケーラブルなアプローチであることを示しています。
| Title |
Deep_learning_for_multimessenger_core-collapse_supernova_detection |
| Authors |
M._Lopez_Portilla,_I._Di_Palma,_M._Drago,_P._Cerda-Duran,_F._Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13733 |
コア崩壊超新星（CCSN）爆発からの重力波の検出は、ニュートリノや電磁信号を含む複数のメッセンジャー間の接続の鍵となる、まだ達成されていない困難な作業です。この作業では、機械学習技術に基づいてこの種の信号を検出する方法を紹介します。2回目の観測実行であるO2中に、AdvancedLIGO-Virgoネットワークによって取得された実際のノイズデータに信号を注入することにより、その堅牢性をテストしました。CCSNeの3D数値シミュレーションで得られた波形を模倣する、シミュレートされた現象論的信号の注入に対応する時間周波数画像を使用して、新しく開発されたMini-InceptionResnetニューラルネットワークをトレーニングしました。このアルゴリズムを使用して、現象論的テンプレートバンクとCCSNeの実際の数値3Dシミュレーションの両方から信号を特定することができました。検出効率とソース距離を計算したところ、信号対雑音比が15を超える場合、誤警報率が5％未満の場合、検出効率は70％であることがわかりました。また、O2実行の場合、1kpcの距離で放出された信号を検出でき、効率を60％に下げると、イベント距離は最大14kpcの値に達することにも注意してください。
MEGARA-GTCステラスペクトルライブラリ（II）。 MEGASTARファーストリリース
| Title |
MEGARA-GTC_Stellar_Spectral_Library_(II)._MEGASTAR_First_Release |
| Authors |
E._Carrasco,_M._Moll\'a,_M.L._Garc\'ia-Vargas,_A._Gil_de_Paz,_N._Cardiel,_P._G\'omez-Alvarez_and_S._R._Berlanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13001 |
MEGARAは、10.4mGranTelescopioCANARIAS用の光学面分光器および多目的ファイバーベースの分光器であり、R$\simeq$6000、12000、20000の中高スペクトル分解能（FWHM）を提供します。2018年に一般ユーザー機器として。MEGARAデータの正しい解釈に不可欠なMEGARA-GTC星観測、MEGASTARから機器指向の経験的スペクトルライブラリを作成しています。この作品は、6420から6790$\r{A}$および8370から8885$のスペクトル間隔でR$\simeq$20000で観測された414個の星のスペクトルによって形成されたMEGASTARの最初のリリースの内容を説明しています。\r{A}$であり、約260の連続平均信号対雑音比で取得されます。リリースサンプル、観測、データ削減手順、およびMEGASTARデータベースについて説明します。さらに、付録Aには、MEGASTARカタログのこの最初のリリースの838スペクトルの完全なセットを含むアトラスが含まれています。
ヘリウムノバV445とも座の電波光度曲線と画像化により、7年間の放射光が明らかになりました
| Title |
Radio_light_curves_and_imaging_of_the_helium_nova_V445_Puppis_reveal_seven_years_of_synchrotron_emission |
| Authors |
M._M._Nyamai,_L._Chomiuk,_V._A._R._M._Ribeiro,_P._A._Woudt,_J._Strader,_and_K._V._Sokolovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13019 |
V445とも座は、これまでに観測された唯一のヘリウム新星です。2000年後半の噴火は、最大8500km/sの高速と、赤道のダストディスクによって締め付けられた顕著な双極形態を示しました。ここでは、1.5〜43.3GHzの超大型アレイ（VLA）で、2001年1月から2008年3月（噴火後89日から2700日）に取得されたV445Pupの多周波無線観測を示します。電波の光度曲線は、この7年間の放射光によって支配されており、4つの異なる電波フレアを示しています。VLAA構成で得られた分解電波画像は、放射光が赤道円盤を抱きしめていることを示しており、新星の近赤外画像との比較は、シンクロトロンのサイトであるのが最速の噴出物ではなく、最も密度の高い噴出物であることを明確に示しています。V445子犬の放射。データは、白色矮星からの風が高密度の赤道円盤に衝突して放射光が生成され、衝撃と粒子加速が発生するモデルと一致しています。個々のシンクロトロンフレアは、赤道円盤の密度の向上および/または白色矮星からの風の速度変動に関連している可能性があります。この全体的なシナリオは、水素が豊富な古典的な新星での衝撃波の生成の一般的な図に似ていますが、V445Pupは、これらの衝撃波がほぼ10年間持続するという点で注目に値します。。
非同期極の周期を識別するためのスポットモデル
| Title |
Spot_Model_for_Identifications_of_Periods_in_Asynchronous_Polars |
| Authors |
Qishan_Wang_and_Shengbang_Qian_and_Zhongtao_Han_and_Xiaohui_Fang_and_Lei_Zang_and_Wei_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13123 |
白色矮星のスピンによるアスペクトの変化と非同期性による摂食強度の変化の影響を考慮して、Wynn\＆Kingのディスクレス降着モデルを改善し、異なるものに敏感ではない、より一般的なスポットモデルを設定しました。これらの効果の形であり、光学およびX線光度曲線の周期分析に適用できます。スポットモデルは、観測と互換性のあるパワースペクトルを生成でき、そのシミュレーションは、白色矮星スピンでのパワーと強いバイナリ軌道周波数との間の比率$P_{spin}/P_{orb}<2$を制限します。期間を特定するための基準。次に、CDInd、BYCam、および1RXSJ083842.1-282723の期間を認識します。スポットモデルは、非同期極の複雑な降着形状を明らかにします。これは、複雑な磁場がそれらの非同期性を引き起こしていることを示している可能性があります。1RXSJ083842.1-282723は、最高の非同期性と安定した光度曲線のため、前極であると考えています。非同期極での不安定な降着過程を与えると、長期光度曲線の周期分析は軌道信号を目立たせるでしょう。
AOPsc時間管理
中間ポーラーAOPscの測光モニタリングの2004年から2014年までの11シーズンが提示され、以前の観測と比較されます。白色矮星のスピンアップが遅くなっていることがわかります。明るさの変調された成分と変調されていない成分の振幅は、2007年に大きな変化を遂げたことがわかりました。
t-distributed Stochastic NeighborEmbeddingを使用した高解像度ソーラーH {\ alpha}スペクトルの分類
| Title |
Classification_of_High-resolution_Solar_H{\alpha}_Spectra_using_t-distributed_Stochastic_Neighbor_Embedding |
| Authors |
Meetu_Verma,_Gal_Matijevi\v{c},_Carsten_Denker,_Andrea_Diercke,_Ekaterina_Dineva,_Horst_Balthasar,_Robert_Kamlah,_Ioannis_Kontogiannis,_Christoph_Kuckein,_Partha_S._Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13214 |
H{\alpha}スペクトル線は、高度に構造化された動的な太陽彩層の特性を明らかにする、よく研究された吸収線です。H{\alpha}に明確なスペクトルシグネチャを持つ典型的な特徴には、フィラメントとプロミネンス、明るいアクティブ領域のプラージュ、黒点の周りの超半影、サージ、フレア、エラマン爆弾、フィリグリー、まだらとロゼットなどがあります。この研究は、スペインのテネリフェ島にあるObservatoriodelTeide（ODT）にあるVacuumTowerTelescope（VTT）のエシェル分光器で得られた高スペクトル分解能のH{\alpha}スペクトルに基づいています。t-distributedStochasticNeighborEmbedding（t-SNE）は、非線形次元削減に使用される機械学習アルゴリズムです。このアプリケーションでは、H{\alpha}スペクトルを2次元マップに投影します。ここで、クラウドモデル（CM）の反転の結果に従ってスペクトルを分類することが可能になります。CMパラメータの光学的厚さ、ドップラー幅、視線速度、およびソース関数は、雲のマテリアルのプロパティを記述します。t-SNEの初期の結果は、静かな太陽とプラージュのプロファイルをCM反転に適したプロファイルから分離する強力な識別力を示しています。さらに、さまざまなt-SNEパラメータの詳細な調査が行われ、分類に対する観察条件の影響が評価され、さまざまなタイプの入力データの結果が比較され、識別されたクラスターが彩層の特徴にリンクされます。t-SNEは高次元データのクラスタリングに効率的であることが証明されていますが、結果を解釈するには、各ステップで人間の推論が必要です。この探索的研究は、特定のスペクトルデータと科学の質問に向けて分類スキームを調整する方法に関するフレームワークとアイデアを提供します。
M31とM33の赤色超巨星の内容
| Title |
The_Red_Supergiant_Content_of_M31_and_M33 |
| Authors |
Philip_Massey,_Kathryn_F._Neugent,_Emily_M._Levesque,_Maria_R._Drout,_Stephane_Courteau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13279 |
logL/Lo=4.0の光度限界まで完全な近赤外（NIR）測光を使用して、スパイラルネイバーM31およびM33の赤色超巨星（RSG）を識別します。私たちのアーカイブ調査データは、M31の5deg^2、M33の3deg^2をカバーしており、これらの巨大な星については空間的に完全である可能性があります。ガイアは前景の星を取り除くために使用されます。その後、RSGは、色と大きさの図で漸近巨星分枝（AGB）の星から分離できます。測光は、MARCS恒星大気モデルを介して有効温度とボロメータ光度を導出するために使用されます。結果として得られたH-Rダイアグラムは、ジュネーブ進化グループの進化トラックとの見事な一致を示しています。私たちの国勢調査には、ホルムバーグ半径内にM31の6400RSGとM33の2850RSGが含まれています。対照的に、天の川ではこれまでに数百のRSGしか知られていません。私たちのカタログは、個別に公開されているRSGバイナリ周波数の研究、および大質量星の進化に関連する将来の研究の基礎として機能します。ここでは、NIRで選択されたRSGとそれらの光学的対応物との一致を使用して、M31とM33のOB星の赤化の見かけの類似性がマルムクイストバイアスの結果であることを示します。M31の平均絶滅はM33のそれよりも高い可能性があります。予想通り、RSGの分布は渦巻銀河の分布に従いますが、はるかに古いAGBの集団は、各銀河の円盤全体により均一に広がっています。
ヘンリー・ドレイパーのバイナリ軌道について（HD 1）
後期型分光連星HD1の最終軌道を提示します。ロボットSTELLA施設とその高解像度エシェル分光グラフSESでの13年間の観測からの553スペクトルを採用しています。その長期的な視線速度の安定性は$\約$50m/sです。HD1の単一の視線速度は、期待される精度に近い63m/sのrms残差に達しました。HD1のスペクトル線は、9.1$\pm$0.1km/sの$v\sini$で回転方向に広がります。全体的なスペクトルは単線で表示され、離心率0.5056$\pm$0.0005および半振幅4.44km/sの軌道を生成しました。DAOとCambridge/Coravelによって公開された古いデータセットを含めると、2317.8$\pm$1.1dと比較して、SESデータのみに基づいて軌道周期を2318.70$\pm$0.32dに制約および改良します。SESデータの精度が高いため、ソリューションを劣化させないために、STELLA/SES速度のみに基づいて軌道計算を行います。スペクトル合成からHD1の天体物理学的パラメーターを再決定し、新しい{\itGaia}DR-2視差とともに、以前に公開されたものよりも高い光度を提案します。HD1は、太陽の217倍の明るさのわずかに金属が不足しているK0III-IIの巨人であると結論付けています。二次側は、光の波長では見えないままです。3番目のコンポーネントの存在の証拠を提示します。
極端な解像度での浮揚-凝縮によるプロミネンス形成
太陽大気の隆起は、進化する磁気トポロジーにおける力と熱力学の興味深く繊細なバランスを表しています。この比較的涼しい物質がどのようにして冠状の高さに存在するようになるのか、そしてその出現前、出現中、出現後の進化を推進するものは、未解決の問題に満ちた領域のままです。冠状フラックスロープが形成され、最終的にその場での凝縮を示し、6km程度のスケールまでの極端な解像度で再検討する、浮上-凝縮シナリオに意図的に焦点を当てます。2.5Dの並進不変のセットアップでグリッド適応数値シミュレーションを実行します。ここでは、ネストされたフラックスロープ平衡の高度な電磁流体力学的安定性理論に関係するすべてのメトリックの分布を調べることができます。特に、対流連続不安定性（CCI）、熱不安定性（TI）、傾圧、および質量滑りのメトリックを、浮揚凝縮によって形成されたプロミネンスの一連の数値シミュレーション内で定量化します。全体として、プロミネンス凝縮の形成と進化は、解像度や3〜10ガウスのバックグラウンド電界強度に関係なく、明確に定義された順序で発生することがわかります。CCIは、TIによって駆動されることがわかった明確な凝縮が形成される前に、プラズマのゆっくりとした進化を支配します。磁束ロープのトポロジカルディップに向けた結露の進展は、これらの結露が周囲との圧力バランスの外側で最初に形成された結果です。傾圧分布から、凝縮の形成と進化の中で、より小規模な回転運動が推測されます。隆起した「モノリス」が完全に凝縮すると、このプラズマがより低い高さに向かってゆっくりと降下することは、局所的な電流拡散と磁気リコネクションの両方のエピソードによって引き起こされる質量滑りメカニズムと一致しているように見えます。
大規模な接触連星の詳細な進化モデル：I。マゼラン雲のモデルグリッドと合成集団
| Title |
Detailed_evolutionary_models_of_massive_contact_binaries:_I._Model_grids_and_synthetic_populations_for_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Athira_Menon,_Selma_E._de_Mink,_Norbert_Langer,_Stephen_Justham,_Dorottya_Sz\'ecsi,_Koushik_Sen,_Alex_de_Koter,_Michael_Abdul-Masih,_Hugues_Sana,_Laurent_Mahy,_Pablo_Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13459 |
巨大な星の大部分は、密接な連星システムで生まれます。多くの場合、両方の星が同時にロッシュローブを満たし、システムが接触します。ここでは、そのような大規模な接触連星の観測可能な特性とその運命の包括的な予測を目指しています。保守的な物質移動を想定して、大規模な接触連星の詳細なバイナリ進化モデルの最初のセットを提示します。大小のマゼラン雲の金属量について、それぞれ2790モデルの2つのグリッドを計算します。初期パラメーターは、合計質量が20M$_{\odot}$から80M$_{\odot}$で、軌道周期（P）は0。6日から2日、質量比（q）は0.6から1.0。私たちの結果は、核タイムスケールの接触進化を受ける大規模なバイナリのごく一部のみが、このパラメータ範囲外から発生すると予想されることを示しています。私たちの核タイムスケール接触連星モデルは、等しい質量に向かって進化し、最終的に主系列星に融合します。私たちの合成母集団から、大マゼラン雲と小マゼラン雲にそれぞれ約48個と12個のO型接触連星が見込まれます。接触連星も含めると、これらの数は増加します。マゼラン雲で観測された7つの接触連星のP-q分布は、質量比が予想よりも小さいものの、ほぼ予測された分布に従います。また、私たちの結果を天の川の大規模な接触連星と比較すると、総質量が40M$_{\odot}$を超えるシステムの中には、金属量の少ない集団の予測から予想されるよりも長い期間があることがわかります。
クールな老化星の進化と大量損失：Daedalean Story
宇宙の化学的濃縮;惑星状星雲、白色矮星、重力波前駆体の質量スペクトル。タイプIおよびIIの超新星の度数分布。太陽系外惑星の運命...星が強力な風を通して放出する質量の量によって高度に規制されている多数の現象。半世紀以上の間、これらの涼しい老化星の風は、1次元（1D）モデルの一般的な解釈の枠組みの中で解釈されてきました。ここでは、そのフレームワークが現在非常に問題があるように見える方法について説明します。*現在の1D質量損失率の公式は桁違いに異なり、現代の恒星進化の予測は非常に不確実になっています。これらの恒星風は、ナノメートルから数千の天文単位まで、23桁の規模で橋渡しをする3Dの複雑さを抱えています。質量損失を定量化し、恒星進化への影響を評価することを目的とする場合、これらの3D空間の現実を受け入れて理解する必要があります。したがって、分子と固体凝集体の3D寿命を測定する必要があります*。最初のダストシードを形成する気相クラスターはまだ特定されていません。これにより、自己矛盾のないアプローチを使用して質量損失率を予測する能力が制限されます。*3D凝集塊の出現：それらは、風の駆動メカニズムにとって重要性が限られているように見えますが、無視できない方法で質量損失に寄与しています。*（隠された）コンパニオンの3D持続的影響：認識されないバイナリ相互作用により、以前の質量損失率の推定値が大きすぎる値に偏っています。そうして初めて、あらゆる星の4D（古典的）時空における進化経路の予測力を劇的に改善することが可能になります。
測光変動の振幅による若い星団の年齢の制約
天体物理学の研究では、恒星の年齢を決定することが重要なタスクです。今日では、モデルに依存するか、較正された経験的関係に基づいて、さまざまな方法が使用されています。最も信頼できる結果は、一般に、さまざまな方法を補完的に使用した場合に得られます。若い星のアソシエーションと散開星団（年齢<125Myr）の年齢決定のための新しい方法を提案します。これにより、他の方法と一緒に使用した場合に年齢をさらに制限することができます。1〜3Myrから625Myr（Taurus、rhoOphiuchi、UpperScorpius、Pleiades、およびPraesepe）の年齢間隔にまたがる、5つの若い関連およびクラスターの色のビンと回転周期の測光変動の振幅を調査します。すべてに、KeplerK2キャンペーンからの高品質の時系列測光があります。低質量領域では、色と自転周期は似ているが年齢が異なる星は、測光変動の振幅が異なり、若い星は古い星よりも測光変動が大きいことがわかります。同様の色と自転周期を持つ星の年齢に対する測光変動振幅の低下は、時系列測光が利用可能であれば、原則として較正され、若い協会と散開星団の年齢を制約するための追加の経験的関係として採用できます低質量のメンバー。
超新星環境のより良い理解に向けて：HSTとMUSEを使用したNGC5806でのSNe2004dgと2012Pの研究
| Title |
Toward_better_understanding_supernova_environments:_a_study_of_SNe_2004dg_and_2012P_in_NGC_5806_with_HST_and_MUSE |
| Authors |
Ning-Chen_Sun,_Justyn_R._Maund,_Paul_A._Crowther,_Xuan_Fang_and_Emmanouil_Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13667 |
コア崩壊超新星（SNe）は、最も巨大な星の必然的な運命です。ほとんどの星はグループで形成されるので、SN前駆体はそれらの環境の情報で制約される可能性があります。環境内のさまざまなコンポーネントを正確に分析し、SN前駆体との関係を正しく特定することは依然として困難です。VLT/MUSE空間分解能積分フィールドユニット（IFU）分光法とHST/ACS+WFC3高空間分解能イメージングの組み合わせデータセットを使用して、タイプII-PSN2004dgおよびタイプの環境の詳細な調査を提示します。IIbSN2012P。2つのSNeは、NGC5806のスパイラルアームで発生しました。ここでは、星形成複合体が巨大なHII領域とともに見られます。イオン化されたガス、コンパクト星団、および分解された星をモデル化することにより、SNe付近の星の種族の年齢と絶滅を導き出します。さまざまな成分は、らせん状の密度波がそれらの位置を掃引するときに引き起こされる一連の星形成と一致しています。SNe2004dgおよび2012Pの場合、それらのホスト星の種族を特定し、$10.0^{+0.3}_{-0.2}〜M_\odot$および$15.2^{+2.0}_{-1.0}〜M_\odot$の初期質量を導き出します。それぞれの前駆細胞のために。両方の結果は、爆発前の画像または星雲相分光法からの結果と一致しています。SN2012Pは空間的に一致していますが、星形成複合体と同時代になる可能性は低くなっています。この場合のように、小さなスケールでの星形成バーストは、大きなスケールでの物理的プロセスによって制御されている場合、相関しているように見えることがあります。これは、より古いSN前駆体とより若い星の種族の間の偶然の一致の高い確率につながるかもしれません。
太陽コロナにおける電波バースト源のサイズと散乱のLOFAR観測
| Title |
LOFAR_observations_of_radio_burst_source_sizes_and_scattering_in_the_solar_corona |
| Authors |
Pearse_C._Murphy,_Eoin_P._Carley,_Aoife_Maria_Ryan,_Pietro_Zucca,_Peter_T._Gallagher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13735 |
低周波電波の散乱と屈折は、太陽コロナで観測される電波源のサイズと位置に劇的な影響を与える可能性があります。散乱と屈折は、乱流によって引き起こされる電子密度の変動によるものと考えられています。したがって、真の電波源のサイズを決定することで、冠状プラズマの乱流に関する情報を得ることができます。ただし、低周波数ARray（LOFAR）などの低周波数での高空間分解能の電波干渉観測がないため、真の電波源のサイズと電波散乱のレベルを判断することは困難です。ここでは、タイプIIIb電波バーストのLOFAR観測の可視性を楕円ガウス分布で直接適合させて、そのソースのサイズと位置を決定します。これにより、ソースを画像化してからLOFARの点広がり関数をデコンボリューションする必要がなくなり、ソースのサイズと形状に疑似効果が生じる可能性があります。34.76MHzのバーストの場合、長軸と短軸に沿った半値全幅（FWHM）の高さは$18.8^\prime$$\pm〜0.1^\prime$と$10.2^\prime$$\pm〜であることがわかります。それぞれ、空の地動説の距離が1.75R$_\odot$の平面で0.1^\prime$。私たちの結果は、太陽コロナの密度変動のレベルが電波の散乱の主な原因であり、大きなソースサイズをもたらすことを示唆しています。ただし、$\varepsilon$の大きさは、タイアレイ画像での電波散乱の観測で以前に導出されたものよりも小さい場合があります。
GG Carinae：位相分解分光法と測光からの軌道パラメータと付着指標
| Title |
GG_Carinae:_orbital_parameters_and_accretion_indicators_from_phase-resolved_spectroscopy_and_photometry |
| Authors |
Augustus_Porter,_David_Grant,_Katherine_Blundell,_Steven_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13858 |
B[\、e\、]超巨星は、不透明な星周エンベロープを特徴とする、まれで珍しいクラスの巨大で明るい星です。GGCarinaeは、主成分がB[\、e\、]超巨星であり、その変動性が十分に説明されていないバイナリです。ASAS、OMC、およびASAS-SNからの測光データ、およびGlobalJetWatchとFEROSからの分光データを使用して、可視輝線を研究し、$\sim$31日の軌道周期でのシステムの変動性に焦点を当て、プライマリの恒星パラメータ。公転周期ごとに1つの測光最小値があり、輝線分光法では、視線速度変動の振幅と線種の初期エネルギーとの間に相関関係があります。スペクトルの振る舞いは、一次風で形成される輝線と一致しており、線種間の変動する振幅は、平均してより大きな半径で形成されるエネルギーの少ない線によって引き起こされます。一次大気をモデル化することにより、バイナリの軌道を制約するために、風の線の視線速度の変化をモデル化することができます。バイナリは以前に信じられていたよりもさらに風変わりであることがわかります（$e=0.5\pm0.03$）。この軌道解を使用すると、システムはペリアストロンで最も明るく、アパストロンで最も暗くなり、軌道周期での測光変動の形状は、一次風の二次降着による変動する降着によって十分に説明できます。GGCarinaeの進化の歴史は、バイナリのコンテキストで再評価する必要があるかもしれないことをお勧めします。
HSTのYドワーフ集団：最もクールな隣人の秘密を解き明かす-I。概要と最初の位置天文結果
| Title |
The_Y_dwarf_population_with_HST:_unlocking_the_secrets_of_our_coolest_neighbours_--_I._Overview_&_First_astrometric_results |
| Authors |
Clemence_Fontanive,_Luigi_R._Bedin_and_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13873 |
この論文では、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して、Y褐色矮星集団の正確な距離と固有運動を決定することを目的としたプロジェクトを紹介します。Y0pecドワーフWISEJ163940.83$-$684738.6の観測の単一の新しいエポックを使用して、最初の結果でプログラムを検証します。これらの新しいデータにより、固有運動を改善し、視差の精度を以前の決定と比較して3倍改善することができました。現在は、$\varpi=211.11\pm0.56$masに制限されています。この新しく導出された絶対視差は、$4.737\pm0.013$pcの距離に対応します。これは、かすかな超低温Y矮星の絶妙で前例のない精度です。
分光連星の軌道パラメータを決定するためのPythonコード
分光連星系の軌道要素を解くオープンソースのPythonコードBinaryStarSolverを紹介します。視線速度測定の時系列が与えられると、6つの軌道パラメータが決定されます：長期平均、または全身の視線速度、速度振幅、近地点引数、偏心、近地点引数、および参照される公転周期それぞれ$\{{\gamma、K、\omega、e、T_0、P}\}$で。また、半主軸の投影長$a_{1}\sin（i）$と質量関数$f（M）$もユーザーに返されます。分光学的軌道と質量の決定は、かつてはプロの天文学者の領域であった天体物理学の別の重要な領域の例であり、アマチュアは現在、大きな貢献をすることができます。GitHubから入手できるこのコードは、その作業をサポートするために提供されており、アマチュアおよびプロの天文学コミュニティに一般的に使用されるはずです。
mHz帯域の複数の三角検出器を相関させることによる重力波バックグラウンド検索
天琴と大地の最近の力強い発展により、LISAと一緒に操作することにより、mHz帯域で相関分析を行う機会が増えています。一般的な幾何学的構成で2つのLISAのような三角形の検出器を想定して、等方性重力波バックグラウンドに対するネットワーク感度を評価するための簡単な定式化を開発します。私たちの定式化では、各三角検出器内のデータチャネルの対称性を完全に使用し、面倒な検出器テンソルを直接使用せずに扱いやすい表現を提供します。LISA-TianQinペアを含む、さまざまな潜在的な検出器の組み合わせに対して予想されるネットワーク感度を具体的に評価します。
インフレーション後のオシロン形成からの重力波スペクトル
| Title |
Gravitational_wave_spectra_from_oscillon_formation_after_inflation |
| Authors |
Takashi_Hiramatsu,_Evangelos_I._Sfakianakis,_Masahide_Yamaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12201 |
オシロンをサポートする可能性のあるシングルフィールドインフレーションの予熱挙動を体系的に調査します。放出された重力波（GW）の特性と、生成されたオシロンの数密度と特性を計算します。さまざまな電位タイプの数値シミュレーションを実行することにより、分析された電位を2つのファミリに分割します。各ファミリには、大電界または小電界の依存性が変化する電位が含まれています。放出されたGWスペクトルの形状と振幅には普遍的な特徴があり、正確な潜在的な形状に関係なく、インフラトン振動周期で物理波数$k/a\simm$の周りにピークがあります。これは、激しい予熱段階の存在と膨張後のオシロン形成の可能性を推測するための煙を吐く銃として使用できます。この明らかな普遍性にもかかわらず、2つの潜在的なファミリ間で放出されたGWスペクトルの形状に違いがあり、それらの間の特徴を区別することにつながります。特に、すべてのポテンシャルは、オシロン形成時に発生する、GWスペクトルの2つのピーク構造の出現を示しています。ただし、効率的なパラメトリック共鳴を示す電位は、この構造を塗りつぶす傾向があり、シミュレーションの終わりまでに、GWスペクトルは単一の広いピークを示します。さらに、各ポテンシャルに対して生成されたオシロンの特性を計算し、安定したオシロンと一時的な過密度の数密度とサイズ分布の違いを見つけます。線形変動解析を実行し、フロケチャートを使用してシミュレーションの結果をパラメトリック共振の構造に関連付けます。スカラー摂動の成長率と関連するオシロン形成時間は、小磁場ポテンシャル形状に敏感であるのに対し、オシロンの巨視的物理的特性（例えば、総数）は大磁場ポテンシャル形状に依存することがわかります。
直接検出実験での電子反跳イベントにおけるハローの不確実性
| Title |
Halo_uncertainties_in_electron_recoil_events_at_direct_detection_experiments |
| Authors |
Tarak_Nath_Maity,_Tirtha_Sankar_Ray,_Sambo_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12896 |
暗黒物質の直接検出率は、銀河系周辺の暗黒物質粒子の位相空間分布と高い相関があります。この論文では、キセノンと半導体検出器を用いた直接検出実験で、天体物理学的不確実性が電子反跳イベントに与える影響を体系的に研究します。標準ハローモデル内では、これらの不確実性の除外範囲で基準選択から最大$\sim35\％$の偏差が存在する可能性があることがわかります。N体シミュレーションによって動機付けられた非標準のハローモデルについて、基礎となるシミュレーションのダイナミクスと相関する標準の除外境界の保守的な変更を報告します。
チェーンインフレーションにおける密度摂動のパワースペクトル
チェーンインフレーションは、宇宙が異なる真空の間で一連の遷移を経るスローロールインフレーションの代替手段です。密度摂動（この論文で研究）は、インフラトンの量子ゆらぎではなく、トンネリングの確率的性質によってシードされています。チェーンインフレーションのスカラーパワースペクトルを見つけ、それが$\Lambda$CDM宇宙論と完全に一致していることを示します。以前の文献のいくつかと一致して（そして他の文献との不一致）、観測されたスケール範囲内の宇宙マイクロ波背景放射の振幅と一致するために、e-foldあたり$10^4$の相転移が必要であることを示します。興味深いことに、摂動の振幅は、チェーンのインフレーションを非常に不安定なド・ジッター空間の領域に制約します。これは、トランスプランキアン検閲に関するスワンプランド推測が自動的に満たされるため、量子重力の観点から有利な場合があります。高速トンネリングの領域での薄壁近似に代わる、周期的ポテンシャルのバウンスアクションとトンネリング速度の新しい分析的推定値を提供します。最後に、モデルの意味を研究し、アクシオンを伴う実行可能なチェーンインフレーションにおけるアクシオン崩壊定数の$\sim10^{10}$GeVの上限を導き出します。
ディラックニュートリノと$ N _ {{\ rm eff}} $ II：フリーズインの場合
右巻き成分$\nu_R$が新しい相互作用を持ち、相対論的ニュートリノ種$N_{\rmeff}$の有効数に測定可能な寄与をもたらす可能性のあるディラックニュートリノについて説明します。さまざまな可能性について、モデルに依存しない包括的な研究を目指しています。スピン0、スピン1/2、またはスピン1の初期状態または最終状態での、熱種の崩壊または散乱からの$\nu_R$生成のプロセスがすべてカバーされています。フリーズアウトレジームは以前に研究されているため、主にフリーズインレジームでの$\nu_R$の$N_{\rmeff}$への寄与を数値的および分析的に計算します。おおよその分析結果はフリーズインにのみ適用されますが、数値計算は2つのレジーム間の移行を含めてフリーズアウトにも機能します。$N_{\rmeff}$の現在および将来の制約を使用して、新しい相互作用の質量と結合に関するCMB実験の限界と感度を取得します。副産物として、ニュートリノの質量が0.1eVであると仮定して、ヒッグス-ニュートリノ相互作用の寄与$\DeltaN_{\rmeff}^{\rmSM}\approx7.5\times10^{-12}$を取得します。標準のヒッグスメカニズムによって生成されます。
この作業では、IRカットオフのさまざまな処方、つまりハッブル地平線カットオフ、粒子の地平線カットオフ、グランダとオリベロスの地平線カットオフ、およびリッチホライズンカットオフがTsallisホログラフィックダークエネルギーのクラスタリングの成長率に及ぼす影響を分析しました（THDE）ダークユニバース間の相互作用がないFRWユニバースのモデル。さらに、配置エントロピーの概念を使用して、配置エントロピーの変化率が特定のスケールファクター$a_{で最小値に達するという事実から、各IRカットオフ処方のTHDEモデルのモデルパラメーターに対する制約を（定性的に）導き出しました。DE}$は、モデルパラメータの関数として、関連する宇宙モデルによって予測されたダークエネルギー支配の時代を正確に示します。減速宇宙から加速宇宙への遷移の赤方偏移に関する現在の観測制約を使用することにより、各IRカットオフ定義に表示されるモデルパラメーターと、THDEモデルを特徴付ける非加法パラメーター$\delta$に対する制約を導き出し、各IRカットオフ設定での$\delta$と$a_{DE}$の間に単純な線形依存関係が存在します。
$ ^ {18} $ F（p、$ \ alpha $）$ ^ {15} $ Oに関連する$ ^ {19} $ Neのサブしきい値状態
| Title |
Sub-threshold_states_in_$^{19}$Ne_relevant_to_$^{18}$F(p,$\alpha$)$^{15}$O |
| Authors |
J._E._Riley,_A._M._Laird,_N._de_S\'er\'eville,_A._Parikh,_S._P._Fox,_F._Hammache,_I._Stefan,_P._Adsley,_M._Assi\'e,_B._Bastin,_F._Boulay,_A._Coc,_S._Franchoo,_R._Garg,_S._A._Gillespie,_V._Guimaraes,_C._Hamadache,_N._Hubbard,_J._Kiener,_A._Lefebvre-Schuhl,_F._de_Oliveira_Santos,_A._Remadi,_L._Perrot,_D._Suzuki,_G._Verde,_V._Tatischeff,_and_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13222 |
古典的な新星は、MeV範囲で観測する衛星の主要なターゲットであるいくつかの$\gamma$線エミッターを生成する熱核爆発から生じます。初期の511keVガンマ線放出は、$^{18}$F（p、$\alpha$）$^{15}$Oの反応速度に大きく依存しますが、多くの実験的および理論的努力にもかかわらず、依然として不確実です。$^{18}$F（p、$\alpha$）$^{15}$O反応速度の主な不確実性の1つは、サブスレッショルド$^{19}$間の干渉のガモフウィンドウでの寄与です。Ne状態およびより高いエネルギーでの既知の広い状態。したがって、この作業の目標は、これらのサブスレッショルド状態の存在と性質を明らかにすることです。$^{19}$Ne複合核の状態は、$^{19}$F（$^3$He、t）$^{19}$Ne電荷交換反応を使用してTandem-ALTO施設で研究されました。トリトンは、EngeSplit-pole分光計で検出され、崩壊する陽子または非結合$^{19}$Ne状態からの$\alpha$粒子は、同時に、両面シリコンストリップ検出器アレイで収集されました。角度相関が抽出され、崩壊状態のスピンとパリティに対する制約が確立されました。$E_x$=6.29MeVでの同時収率は高スピンであることが観察され、これは実際に高スピン成分と低スピン成分からなるダブレットであるという結論を裏付けています。広くて低いスピン状態の証拠が約6MeVで観察されました。プロトン閾値を超えるいくつかの状態について分岐比が抽出され、文献と一致していることがわかりました。R行列の計算は、陽子しきい値を超える天体物理的に重要なエネルギー領域に対するしきい値以下の状態の相対的な寄与を示しています。$^{19}$Neと$^{19}$Fのレベルスキームはまだ十分に知られていないため、アナログ割り当てのさらなる研究が必要です。6MeVでの暫定的な広い状態は、減少した陽子幅が大きい場合にのみ役割を果たす可能性があります。
山火事によって生成された成層圏の煙で満たされた渦と両方の半球でのそれらの挙動：オーストラリア2020とカナダ2017の比較
| Title |
Smoke-charged_vortices_in_the_stratosphere_generated_by_wildfires_and_their_behaviour_in_both_hemispheres_:_comparing_Australia_2020_to_Canada_2017 |
| Authors |
Hugo_Lestrelin_and_Bernard_Legras_and_Aur\'elien_Podglajen_and_Mikail_Salihoglu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13239 |
2017年にカナダで、2019年から2020年にオーストラリアで発生した過去10年間で最も激しい山火事の後に、熱対流により成層圏に大量の煙が注入されました。それはKhaykin等によって発見されました。（2020、doi：10.1038/s43247-020-00022-5）およびKablicketal。（2020、doi：10.1029/2020GL088101）オーストラリアのイベントの後、この煙の一部は、35kmまでの中緯度成層圏で上昇した高気圧性の閉じ込められた渦として自己組織化されました。CALIOPの観測とERA5の再分析に基づいて、この新しい研究はカナダの事例を分析し、同様に、大きなプルームが2017年8月12日までに成層圏に侵入し、大西洋を横切って移動した中規模の高気圧構造内に閉じ込められたことを発見しました。その後、3つの子孫に分かれ、10月中旬まで3回の世界旅行を行い、23kmまで上昇しました。これらの2つの山火事によって生成された渦の動的構造を分析し、温度とオゾン場の渦の特徴を測定する機器からのデータの同化によってそれらがどのように維持されるかを示します。これらの渦は、ブリューワー・ドブソン循環の下降流に対して、内部加熱によって中層成層圏内の対流圏から成層圏を垂直に横切って運ばれる、絶対渦位の低い気泡と煙として見ることができると提案します。
高圧での安定したH-C-N-O化合物について
外側の惑星とその衛星の多くの構成は、水素と惑星の氷H$_2$O、CH$_4$、およびNHの混合物に由来すると一般に考えられているHCNO化学空間からの物質によって支配されています。$_3$。これらの氷は、その内部で、海王星のマントルとコアの境界で約5Mbarの極圧条件を経験し、相転移を経て分解し、まったく新しい化合物を形成すると予想されます。次に、これは惑星の内部構造、熱履歴、磁場生成などを決定します。その重要性にもかかわらず、H-C-N-O空間は体系的に調査されていません。簡単に尋ねると、高圧条件では、この空間内にどのような化合物が出現し、それらの安定性を左右するのは何ですか？ここでは、この質問に答えるために、5MbarでのH-C-N-O化合物間の偏りのない結晶構造検索の結果について報告します。
EinsteinToolkitは、高レベルの計算能力やシミュレーション自体の背後にある数学の知識を必要とせずに、学生が数値相対論の世界を探索するためのユニークな機会を表しています。このドキュメントは、LIGOなどの重力波検出器で測定されるサンプルの重力波形を生成するために、特にバイナリブラックホールマージのモデリングに焦点を当てて、数値相対論について学び、関与することを目指す学生のためのリソースとして機能することを目的としています。アマゾンのウェブサービス（AWS）でEinsteinToolkitを使用することの実現可能性も初めて調査され、学生や市民科学者が遊んだり、遊んだりするのに十分な高レベルのコンピューティング能力にアクセスするための潜在的でありながら高価な方法が確認されました。独自の数値相対論シミュレーションを実行します。
パルサータイミングアレイによる重力波探索のための重なり低減関数の解析的級数展開
| Title |
Analytic_series_expansion_of_the_overlap_reduction_function_for_gravitational_wave_search_with_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Adrian_Bo\^itier,_Shubhanshu_Tiwari_and_Philippe_Jetzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13405 |
以前の論文\cite{PTA1}では、一般相対性理論（GR）の変更によって引き起こされるすべての可能な偏波の重力波を検出するためのパルサータイミングアレイ（PTA）実験で観測可能な主なパルス赤方偏移の一般式を導き出しました。この作業では、テンソル偏光の短波長近似を使用せずに、PTAの重なり低減関数の一般的な表現を提供します。被積分関数の指数項を削除すると、$x、y$、$l$の偏光の極と、$+の不連続性が生じるため、短波長近似はPTAの重なり積分関数には適用できないと確信しています。$および$\times$。この作業では、積分を正確に計算し、解析級数の数値評価を介して短波長値に対する級数の動作を調査するための級数展開を提供します。Hellings\＆Downs曲線と同じ場所に配置されたパルサーの限界について意見の相違があります。
非熱的遺物はどれくらい暖かいですか？ライマン-$ \ alpha $は非平衡暗黒物質の限界
| Title |
How_warm_are_non-thermal_relics?_Lyman-$\alpha$_bounds_on_out-of-equilibrium_dark_matter |
| Authors |
Guillermo_Ballesteros,_Marcos_A._G._Garcia,_Mathias_Pierre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13458 |
熱平衡から外れた状態で生成された非コールドダークマター（NCDM）のパワースペクトルを調査します。スカラー凝縮体（インフラトン、弾性率）の崩壊、熱化および非熱化粒子の崩壊、および熱的および非熱的凍結からの暗黒物質の生成を検討します。いずれの場合も、NCDM位相空間分布と線形物質パワースペクトルを計算します。これは、ウォームダークマター（WDM）のカットオフに類似したカットオフを特徴としています。このスケールは、NCDMの状態方程式によってのみ決定されます。NCDMシナリオにバインドされたWDMライマン-$\alpha$質量を変換するマッピング手順を提案します。この手順では、非線形物質のパワースペクトルの高価なアドホック数値計算は必要ありません。それを適用することにより、低い再加熱温度でのインフラトン崩壊からのDM生成の$m_{\rmDM}\gtrsim{\rmEeV}$から、非熱のサブkeV値まで、いくつかのNCDMの可能性の限界を取得します。フリーズイン。強く安定化および非安定化された超対称係数、インフラトン崩壊からのグラビティーノ生成、$Z'$およびスピン2を介した凍結、および非超対称スピン-3/を含む特定の例について、これらの結果の現象論的意味について説明します。2DM。
重力成層等温媒体における音波伝搬の2流体モデリング
| Title |
Two-fluid_Modelling_of_Acoustic_Wave_Propagation_in_Gravitationally_Stratified_Isothermal_Media |
| Authors |
Fan_Zhang_and_Stefaan_Poedts_and_Andrea_Lani_and_B{\l}a\.zej_KU\'ZMA_and_Kris_Murawski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13469 |
部分的にイオン化されたプラズマにおける音波伝搬と対応するエネルギー蓄積を研究するために、中性粒子と荷電粒子（電子とイオン）を2つの別々の流体として扱う2流体計算モデルを使用します。この2流体モデルは、イオン中性衝突、イオン化、および再結合を考慮に入れており、プラズマ内の非結合イオンと中性物質の間の衝突相互作用と反応性相互作用の両方を調査できます。現在の数値シミュレーションでは、初期密度は静水圧平衡に達するように指定されており、比較として、化学平衡も考慮されて、典型的な静水圧平衡プロファイルとは異なる密度プロファイルが提供されます。次に、外部速度ドライバーが課されて、単色の音波が生成されます。よく知られているように、上向きに伝播する音波は、密度が指数関数的に減少するため、重力成層プラズマ内で急勾配になり、衝撃波と衝突相互作用によって運動エネルギーが散逸する非線形領域でプラズマを加熱します。特に、現在の初期化学平衡から生じるより低いイオン化率は、加熱効率を著しく向上させる。さらに、イオン化プロセスはかなりの量のエネルギーを吸収し、イオン化と再結合を考慮しながら、イオンとニュートラルの間のデカップリングも強化されます。したがって、イオン化と再結合を考慮しないシミュレーションでは、全体的な加熱効果を過大評価するだけでなく、エネルギー散逸も過小評価する可能性があります。結果はまた、より正確なイオン化および再結合モデルが、部分的にイオン化されたプラズマのモデリングを改善するために不可欠である可能性があることを示唆している。
Parkes Pulsar TimingArrayを使用して宇宙ひもカスプから重力波バーストを検索する
| Title |
Searching_for_gravitational_wave_bursts_from_cosmic_string_cusps_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
N._Yonemaru,_S._Kuroyanagi,_G._Hobbs,_K._Takahashi,_X.-J._Zhu,_W._A._Coles,_S._Dai,_E._Howard,_R._Manchester,_D._Reardon,_C._Russell,_R._Shannon,_N._Thyagarajan,_R._Spiewak,_J.-B._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13490 |
宇宙ひもは、パルサータイミングアレイ（PTA）で調べることができる潜在的な重力波（GW）源です。この作業では、宇宙ひもの尖点からのGWバーストの検出アルゴリズムを開発し、それをParkesPTAデータに適用します。誤警報の確率が1％未満のイベントが4つ見つかりました。ただし、さらに調査すると、これらすべてが偽物である可能性が高いことが示されています。説得力のある検出がないため、さまざまなイベント期間のGW振幅に上限を設定します。これらの境界から、Gmu〜10^{-5}の宇宙ひもの張力に制限を設け、この境界が他の手法を使用して得られた境界から独立していることを強調します。スクエア・キロメートル・アレイ（SKA）の時代における、私たちの結果の物理的意味と宇宙ひもを探査する可能性について議論します。
| Title |
Quark-hadron_crossover_equations_of_state_for_neutron_stars:_constraining_the_chiral_invariant_mass_in_a_parity_doublet_model |
| Authors |
Takuya_Minamikawa,_Toru_Kojo_and_Masayasu_Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13684 |
低密度のハドロンEOSと高密度のクォークEOSを補間することにより、中性子星の状態方程式（EOS）を構築します。パリティダブレット構造に基づくハドロンモデルがハドロン物質に使用され、南部-ジョナ-ラシニオ型のクォークモデルがクォーク物質に使用されます。カラーフレーバーロック段階では、ハドロン物質とクォーク物質のクロスオーバーを想定しています。パリティダブレットモデルの核子質量には、カイラル対称性の破れに関連する質量と、カイラル凝縮に鈍感なカイラル不変質量$m_0$があります。$m_0$の値は、低密度の核EOSに影響を与え、中性子星の半径と強い相関関係があります。LIGO-VirgoとNICERによって取得された半径への制約を使用すると、$m_0$は$700\、\mathrm{MeV}\lesssimm_0\lesssim900\、\mathrm{MeV}$として制限されていることがわかります。
フレーバー固有のニュートリノ自己相互作用：$ H_0 $張力とIceCube
| Title |
Flavour_specific_neutrino_self-interaction:_$H_0$_tension_and_IceCube |
| Authors |
Arindam_Mazumdar,_Subhendra_Mohanty,_Priyank_Parashari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13685 |
$H_0$の緊張を緩和するために、アクティブなニュートリノの自己相互作用が文献で研究されています。同様の自己相互作用は、IceCube検出器で、遠くの天体物理源から来るニュートリノのフラックスの観測された低下を説明することもできます。素粒子物理学実験から除外された$H_0$張力を解くために考慮されたフレーバーの普遍的なニュートリノ相互作用とは対照的に、CMBおよびIceCubeデータではフレーバー固有のニュートリノ相互作用を考慮します。IceCubeのディップを説明するために必要な自己相互作用結合定数とメディエーター質量の値が、HSTとPlanckデータの組み合わせによって好まれる強いニュートリノ自己相互作用と矛盾していることを示します。ただし、$\nu_\tau$間の自己相互作用の量が少ないと、IceCubeデータの共振吸収機能を説明し、$H_0$の張力を解決するのに役立ちます。
うなずきとシャッフル技術を使用したシフト励起ラマン差分分光法による広視野スペクトルイメージング
| Title |
Wide_Field_Spectral_Imaging_with_Shifted_Excitation_Raman_Difference_Spectroscopy_Using_the_Nod_and_Shuffle_Technique |
| Authors |
Florian_Korinth,_Elmar_Schm\"alzlin,_Clara_Stiebing,_Tanya_Urrutia,_Genoveva_Micheva,_Christer_Sandin,_Andr\'e_M\"uller,_Martin_Maiwald,_Bernd_Sumpf,_Christoph_Krafft,_G\"unther_Tr\"ankle,_Martin_M._Roth,_J\"urgen_Popp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.13736 |
面分光法を使用した広視野ラマンイメージングは、ラマン画像を構成するすべてのスペクトルを同時に収集するための高速なワンショットイメージング法として使用されました。自家蛍光および室内光などのバックグラウンド信号を抑制するために、シフト励起ラマン差分分光法（SERDS）を適用して、ラマンスペクトルのバックグラウンドアーチファクトを除去しました。広視野SERDSイメージングでの取得時間を短縮するために、天体物理学からのうなずきとシャッフル技術を採用し、広視野SERDSイメージングセットアップに実装しました。私たちの適応バージョンでは、うなずきは励起波長の変化に対応し、シャッフルは励起波長の変化に同期した電荷結合素子（CCD）チップ上の電荷の上下のシフトに対応します。この改善された広視野SERDSイメージングセットアップを784.4/785.5および457.7/458.9nm励起のダイオードレーザーに結合し、パラセタモールおよびアスピリン錠剤、ポリスチレンおよびポリメチルメタクリレートビーズなどのサンプル、および取得を伴う複数の蓄積を使用した豚肉に適用しました。50〜200ミリ秒の範囲の時間。結果は、SERDSイメージングの2つの主要な課題に取り組んでいます。段階的な光退色は自家蛍光のバックグラウンドを変化させ、CCD検出器の複数の読み出しは取得時間を延長します。
AdvancedLIGOの最初の観測実行におけるパラメーター推定の信頼性について
正確なパラメータ推定は、重力波天文学の科学的影響を最大化するための鍵です。バイナリ合併のパラメータは、通常、ベイズ推定を使用して推定されます。その際、いくつかの仮定を行う必要があります。その1つは、検出器が定常ガウスノイズを出力することです。AdvancedLIGO（O1）の最初の観測実行で、シミュレートされたガウスノイズと実際の検出器データの両方でパーセンタイル-パーセンタイルテストを実行することにより、これらの仮定の妥当性をテストします。O1で検出された3つのイベント（GW150914、GW151012、およびGW151226）のそれぞれを中心とする512のデータにシミュレートされた信号を追加し、復元された信頼区間が統計的期待値と一致することを確認します。実際の検出器データで不偏パラメーター推定値を復元できることがわかりました。これは、ガウスノイズの仮定がパラメーター推定値に悪影響を与えないことを示しています。ただし、並列テンパリングされたemceeサンプラーemcee_ptとネストされたサンプラー王朝の両方が、シミュレートされたガウスノイズであっても、GW151226のような信号の不偏パラメーター推定値を生成するのに苦労していることもわかります。emcee_ptサンプラーは、GW150914のような信号の不偏推定を生成します。これは、パラメーター空間のさまざまなターゲット領域でパーセンタイル-パーセンタイルテストを実行することの重要性を強調しています。
ポアソン分布イベントの一致ヌルテスト
複数のセンサーで一時的なイベントが観察される場合、同時発生するイベントの重要性を確立する必要があることがよくあります。LIGOやVirgoなどの重力波検出器での独立したポアソン分布イベントの原型検出問題によって動機付けられた任意の数のセンサーのユニバーサルヌルテストを導出します。これらの検出器では、干渉信号と周囲の物理的環境を記録する無数のチャネルによって一時的なイベントが発生する可能性があります。ヌルテストをシミュレートされた重力波イベントの幅広いセットと実際の重力波検出に適用して、実際の重力波を監視する補助チャネルと監視しない補助チャネルを決定します。したがって、拒否権を構築するときに安全に使用できます。また、検出器のアーチファクトとその起源を研究するため、および補助チャネルで観察されるノイズアーチファクトからの候補GW信号の統計的独立性を定量化するために、このアプローチをどのように使用できるかについても説明します。
小惑星からの重力勾配ノイズ
重力波（GW）検出器で質量をテストするための近くの質量体の重力結合はシールドできず、検出器で「重力勾配ノイズ」（GGN）を引き起こします。この論文では、内部太陽系のローカルテストマスを使用するGW検出器の場合、$\sim10^5$内部太陽系小惑星のフィールドの動きからのGGNが、GWを検出するための既約ノイズフロアを提示することを示します。それは低周波数で指数関数的に上昇します。これにより、周波数$f_{\text{GW}}\lesssim（\text{few}）\times10^{-7}$Hzのローカルテストマスを使用したGW検出の見通しが大幅に制限されます。より高い周波数では、小惑星GGNが急速に低下するため、検出が可能になる可能性があります。ただし、小天体に関する既存の小惑星カタログの不完全性により、これは$f_{\text{GW}}\sim\mu$Hzに関する未解決の質問であり、さらなる研究が必要です。太陽系外に配置された検出器ネットワークが$\sim10$nHzを超えるこのノイズに圧倒されないことを示し、局所的なテスト質量の制限を克服するために遠方の星のフィールドの位置天文測定を使用する可能性についても説明します。$\sim10$nHz-$\mu$Hz帯域でのGW検出用。
