非ガウス推論のためのフローベースの尤度
データ駆動型の尤度を使用して、多くの科学的分析で行われた主要な仮定をバイパスすることを調査します。つまり、データの真の尤度はガウスであるということです。特に、フローベースの生成モデルの最適化ターゲットを使用することをお勧めします。これは、非線形性のレイヤーを通じて単純な基本分布を変換することによって複雑な分布をキャプチャできるモデルのクラスです。これらをフローベースの尤度（FBL）と呼びます。模擬ガウスデータの再構成された尤度の精度と精度を分析し、トレーニングされたモデルから抽出されたサンプルの品質を測定するだけでは、真の尤度が学習されたことを示す十分な指標ではないことを示します。それでも、サンプルサイズが有限であるため、尤度はサンプリングエラーと同じ精度に再構築できることを示しています。次に、FBLを弱いレンズ効果の収束パワースペクトルのモックに適用します。これは、大幅に非ガウス（NG）である宇宙観測です。FBLはデータのNGシグネチャを非常によくキャプチャしていますが、ガウス混合モデルや独立成分分析など、他の一般的に使用されているデータ駆動型の尤度はキャプチャに失敗しています。これは、これらのようなデータ駆動型の可能性を持つNGデータの小さな事後シフトを検出した作業が、パラメーター制約の非ガウス性の影響を過小評価している可能性があることを示唆しています。データ内のさまざまなレベルのNGをキャプチャできる一連のテストを導入することで、従来のデータ駆動型の可能性の成功または失敗を、データ内のNGの構造に結び付けることができることを示しています。他の方法とは異なり、FBLの柔軟性により、さまざまなタイプのNGに同時に取り組むことができます。このため、データセットとドメイン全体で適用される可能性が高いため、トレーニングに十分なモックデータが利用できる場合は、推論に使用することをお勧めします。
XENON1Tウィンドウのアクシオンの新しい宇宙論的境界
XENON1T実験で最近検出された過剰なイベントに対する可能な$\sim$eV質量の太陽アキシオンの説明に動機付けられて、私はこの質量範囲のアキシオンに対する宇宙論的制約を再検討して更新します。許可されたXENON1Tマスウィンドウ（DFZZアキシオンでは0.1-4.1eV、KSVZアキシオンでは46-56eV）のうち、現在の宇宙論的プローブを考慮した場合、95％の信頼性では0.1-0.35eVのみが実行可能です。0.35eVDFSZアキシオンが存在する場合、次世代のCMB-S4実験で2つの独立した物理的効果を介して${\sim}7\sigma$で検出できます。逆に、CMB-S4と将来のDESI測定の組み合わせでも、0.1eVの質量のアキシオンを検出または除外できる保証はありません。$\DeltaN_{\rmeff}<0.027$の将来の制限は、再加熱温度が低すぎない限り、または質量の将来の宇宙論的検出ではない限り、広範囲の質量にわたる一般的なアキシオンのような粒子を除外する可能性がありますそのようなアキシオン様粒子は、再加熱温度の既存の最も厳しい観測下限になる可能性があります。
宇宙の曲率に関するモデルに依存しない測定
インフレは、宇宙が空間的に平坦であると予測しています。宇宙マイクロ波背景異方性のPlanck2018測定は、2$\sigma$以上の信頼レベルで空間的に閉じた宇宙を支持します。モデルに依存しない方法を使用して、宇宙の曲率の問題を研究します。この方法では、ガウシアンプロセス法を使用して、宇宙クロノメーターデータからハッブルパラメーター$H（z）$を再構築します。次に、距離係数が再構築された関数$H（z）$で計算され、Ia型超新星データによって近似されます。宇宙クロノメーターとタイプIa超新星データを組み合わせて、$\Omega_{k0}h^2=0.102\pm0.066$を取得します。これは、1$\sigma$以上の信頼レベルで空間的に開いた宇宙を示しています。タイプIaの超新星データに赤方偏移空間歪みデータを追加すると、$\Omega_{k0}h^2=0.117^{+0.058}_{-0.045}$が得られ、$\Lambda$CDMモデルからの興味深い偏差はありません。見つかりました。空間的に開かれた宇宙のほぼ$2\sigma$の証拠は、宇宙論モデルや重力理論とは無関係です。
結合宇宙プローブ用の高速ライトコーン
さまざまな宇宙論的プローブの組み合わせにより、$\Lambda$CDMモデルの厳密なテストと体系化の制御の強化が実現します。この目的のために、Sgierらで最初に導入されたライトコーンジェネレーターUFalconの拡張機能を紹介します。2019（arXiv：1801.05745）、さまざまな宇宙論的プローブの自己矛盾のないマップのセットのシミュレーションを可能にします。各実現は、同じ基礎となるシミュレートされた密度フィールドから生成され、さまざまなプローブの全天マップ、つまり弱いレンズ効果シア、RSD、CMBレンズ効果、およびISW効果からのCMB温度異方性を含む銀河の密度が含まれます。UFalconによって実行されるlightconeの生成は並列化され、GPUで加速された$N$-BodyコードPkdGrav3でシミュレートされた大規模な周期的ボリュームの複製に基づいています。lightconesを構築するための後処理は、約100CPU時間に対応する約1実時間時間のランタイムのみを必要とします。ランダム化手順を使用して、準独立の全天UFalconマップ実現の数を増やします。これにより、正確なマルチプローブ共分散行列を計算できます。このフレームワークを使用して、シミュレートされた将来のステージIVのような調査の組み合わせに対してマルチプローブ尤度分析を実行することにより、宇宙論的パラメーターの制約を予測します。プローブ間の相互相関を含めると、パラメータ制約の情報ゲインが大幅に増加することがわかります。より多くのプローブと相互相関パワースペクトルが含まれているため、非ガウスの共分散行列の使用がますます重要になることもわかりました。現在、弱い重力レンズ効果を含むUFalconパッケージのバージョンが公開されています。
シミュレートされた宇宙の複雑さと情報内容}
宇宙物質の複雑で大規模な組織がCosmicWebに出現したことは、単純な初期条件と単純な物理法則によって複雑さを生み出す方法の美しい例です。天体物理学におけるビッグデータの時代において、驚くほど多様なマルチメッセンジャー観測を基本的な物理プロセスの複雑な相互作用に接続することは、未解決の課題です。この寄稿では、現代の宇宙の数値シミュレーションの複雑さを客観的に測定するタスクへの情報理論のいくつかの関連アプリケーションについて説明します。宇宙論シミュレーションに適用すると、複雑さの分析により、宇宙ウェブのモデリングに必要な情報全体を測定することが可能になります。また、宇宙の時代や環境にまたがる複雑な動的な振る舞いの出現の主な原因となっている物理プロセスを監視し、将来的にはメッシュ細分割戦略を改善することもできます。
テンプレートベースとウィーナーフィルターのCMB双極子推定量のモンテカルロ比較
| Title |
A_Monte_Carlo_comparison_between_template-based_and_Wiener-filter_CMB_dipole_estimators |
| Authors |
H._Thommesen,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Brilenkov,_H._K._Eriksen,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_L._M._Mocanu,_T._L._Svalheim,_I._K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06250 |
文献で説明されている2つの異なるCMB双極子推定量を確認および比較し、モンテカルロシミュレーションを通じてそれらの性能を評価します。最初の方法は、部分的な空のデータを使用した単純なテンプレート回帰です。2番目の方法は、最適なウィーナーフィルター（またはギブスサンプリング）の実装です。2つの方法の主な違いは、後者のアプローチでは、不完全な空の非直交球面調和関数から発生する高次CMB温度変動との相関が考慮されることです。これは、最近のCMBデータセット（Planckなど）が支配的です不確実性の原因。81％の許容される空の割合と、最適なPlanck2018$\Lambda$CDMモデルに対応する角度CMBパワースペクトルの場合、ウィーナーフィルターアプローチでは、回復した双極子振幅の不確実性が約6倍小さいことがわかりますテンプレートアプローチの場合、それぞれ0.5および3$〜\mu$Kに対応します。同様の相対的な違いは、対応する方向パラメータと他の空の割合で見られます。ウィーナーフィルターアルゴリズムは、マスクされていない高次の変動に対して統計的および計算上扱いやすいモデルが利用可能である限り、不完全な空の双極子推定問題に一般的に適用できることに注意してください。このホワイトペーパーで説明する方法論は、arXiv：2007.04997に要約されているように、PlanckからのCMB太陽双極子の最新の決定の数値的基礎を形成します。
組換え前の時代のエネルギー注入とEDGES検出
組換え前のエネルギー注入による最近のEDGES検出を説明する可能性を研究します。私たちの目的は、このエネルギー注入の残留により、周波数$x_e\equivh\nu/（kT）\simeq10^{-3}$でエネルギー密度が増加する可能性があることを示すことです。これは、EDGES結果。エネルギー注入の2つのモデルを検討します。注入の赤方偏移が固定されたガウスプロファイルと非相対論的粒子の放射減衰です。自由注入プロセスが注入されたエネルギーを熱化しないようにするには、エネルギー注入が赤方偏移の範囲$z\lesssim4\times10^3$で発生する必要があることを示しています。注入されたエネルギーは、必要な残余を得るために、$x_e\simeq10^{-3}$でCMBエネルギーのほぼ200--1000倍でなければなりません。注入されたエネルギーの大部分は熱化されるため、CMBスペクトルを歪めます。両方のモデルのCMBスペクトル歪みを計算し、CMBエネルギー密度の分数変化$\Delta\rho_{\rm\scriptscriptstyleCMB}/\rho_{\rm\scriptscriptstyleCMB}\simeq10^{-7}\hbox{-}10^{-8}$、提案された実験PIXIEで検出可能かもしれません。また、CMBの異方性に関する提案シナリオの影響についても概説します。
立方ガリレオン宇宙論の一貫性：パンテオンデータからのモデルに依存しない境界
| Title |
Consistency_of_cubic_Galileon_cosmology:_Model-independent_bounds_from_Pantheon_data |
| Authors |
Suddhasattwa_Brahma,_Md._Wali_Hossain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06425 |
最近提案されたパンテオン超新星データのモデルに依存しない分析に照らして、立方ガリレオンモデルの宇宙力学を再考します。バックグラウンドレベルでは、データと互換性があり、標準的な典型モデルよりも好ましいことが示されています。さらに、モデルはトランスプランクの検閲予想（および他のスワンプランド予想）と一致することが示されています。線形摂動のレベルでは、大きな赤方偏移での成長指数の動作から、モデルの改ざん可能性が確立されます。
GW190425およびGW190814：QCDエポックからの原始ブラックホールの2つの候補合併
| Title |
GW190425_and_GW190814:_Two_candidate_mergers_of_primordial_black_holes_from_the_QCD_epoch |
| Authors |
Sebastien_Clesse_and_Juan_Garcia-Bellido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06481 |
LIGO/Virgoの3回目の観測からの2つの最近の重力波イベントGW190425とGW190814には、中性子星または恒星のブラックホールが質量$[1.6-2.5]〜M_\odotで発生した場合、予期しないコンパニオンが両方あります。$および$[2.5-2.7]〜M_\odot$およびマージ率$460^{+1050}_{-360}$および$7^{+16}_{-6}$イベント/年/Gpc$^これらのオブジェクトが原始ブラックホール（PBH）である可能性が調査されます。宇宙の既知の熱履歴は、PBH形成がQCD遷移時にブーストされ、この特定の質量スケールでの分布のピーク、および約$30-50〜M_\odot$のバンプを誘発することを予測しています。GW190425とGW190814から推測されたマージ率は、高密度のハローでの捕獲によって、または物質と放射が同等になる前に形成されたPBHバイナリと一致していることがわかります。同時に、約$30〜M_\odot$のブラックホールマージャーの比率とサブソーラーPBHマージャーの比率は、LIGO/Virgoの制限を超えません。このようなPBHは、ダークマターのかなりの部分または全体を説明することもできますが、現在の天体物理学の限界と一致するためには、十分に強くクラスター化されている必要があります。
大規模なニュートリノを含む宇宙論における冷たい暗黒物質（CDM）のクラスター化を研究するために、ラグランジュ摂動論（LPT）フレームワークを開発します。摂動理論では、3次までのラグランジュ変位場を持つCDM粒子の軌跡を追跡します。ニュートリノが非相対論的になると、それらの密度変動は、CDM密度変動に比例するものとしてモデル化され、スケール依存の比例係数が付きます。これにより、線形成長関数に追加のスケールを導入する重力の逆反応が生じます。これは、高次のLPTカーネルで説明されています。オイラーフレームからラグランジュフレームへの非線形マッピングにより、ニュートリノとCDMの密度が同じように扱われない場合に一般的である不要なUV発散のない、適切に動作する大規模な動作と、明らかにガリレイ不変性を破る。理論を使用して、基礎となる物質フィールドと、Convolution-LPTを使用したバイアストレーサーの両方の相関関数を構築します。赤方偏移空間の歪み効果は、ガウスストリーミングモデルを使用してモデル化されます。分析結果をQuijoteシミュレーションスイートのシミュレーションデータと比較すると、赤方偏移$z=0.5$で$r=20\、\text{Mpc}\、h^{-1}$の精度が見られます。自由パラメーターのない実空間および赤方偏移空間の単極粒子相関関数。ペアワイズ速度分散をシフトする有効フィールド理論パラメーターをさらに考慮すると、赤方偏移空間四重極でも同じ精度に達します。トレーサーの相関関数をモデル化するために、密度と曲率の演算子のみを使用した単純なラグランジュバイアススキームを採用します。シミュレートされたハローと比較。
弱いレンズ効果のための深層学習モデルの解釈
| Title |
Interpreting_deep_learning_models_for_weak_lensing |
| Authors |
Jos\'e_Manuel_Zorrilla_Matilla,_Manasi_Sharma,_Daniel_Hsu,_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06529 |
ディープニューラルネットワーク（DNN）は、弱いレンズ（WL）データセットから非ガウス情報を抽出できることが証明されている強力なアルゴリズムです。データのどの特徴がこれらのネストされた非線形アルゴリズムの出力を決定するかを理解することは、重要ですが困難な作業です。WL収束のシミュレーションマップ（$\kappa$）の宇宙論的パラメーターを正確に回復するために、以前の作業で見つかったDNNを分析します。宇宙線パラメーターペア$（\Omega_m、\sigma_8）$の制約を、レイトレースされたシミュレートされた$\kappa$マップを使用して、一般的に使用される3つのWL統計（パワースペクトル、レンズピーク、ミンコフスキー関数）の組み合わせから導き出します。現実的なレベルの形状ノイズが存在する場合でも、ネットワークがこの組み合わせに関連して推定パラメーター制約を$20\％$改善できることを示しています。一連の十分に確立された顕著性メソッドを適用してDNNを解釈し、最も関連性の高いピクセルが極端な$\kappa$値を持つピクセルであることを見つけます。ノイズのないマップの場合、負の$\kappa$を持つ領域は、DNN出力の属性の$86-69\％$を占め、入力空間の顕著性の2乗として定義されます。形状ノーズが存在する場合、属性は高収束領域に集中し、$\kappa>3\sigma_{\kappa}$の領域では属性の$36-68\％$になります。
HAT-P-58b-HAT-P-64b：明るい星を通過する7つの惑星
| Title |
HAT-P-58b_--_HAT-P-64b:_Seven_Planets_Transiting_Bright_Stars |
| Authors |
G._\'A._Bakos_(1),_J._D._Hartman,_W._Bhatti,_Z._Csubry,_K._Penev,_A._Bieryla,_D._W._Latham,_S._Quinn,_L._A._Buchhave,_G._Kov\'acs,_G._Torres,_R._W._Noyes,_E._Falco,_B._B\'eky,_T._Szklen\'ar,_G._A._Esquerdo,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_G._Marcy,_B._Sato,_I._Boisse,_A._Santerne,_G._H\'ebrard,_M._Rabus,_D._Harbeck,_C._McCully,_M._E._Everett,_E._P._Horch,_L._Hirsch,_S._B._Howell,_C._X._Huang,_J._L\'az\'ar,_I._Papp,_and_P._S\'ari_(1:_Department_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05528 |
HATNet調査から、7つの通過する太陽系外惑星の発見と特徴付けを報告します。高温の太陽のような星を通過する高温の木星と土星である惑星には、HAT-P-58b（質量Mp=0.37MJ、半径Rp=1.33RJ、軌道周期P=4.0138日）、HAT-P-が含まれます。59b（Mp=1.54MJ、Rp=1.12RJ、P=4.1420日）、HAT-P-60b（Mp=0.57MJ、Rp=1.63RJ、P=4.7948日）、HAT-P-61b（Mp=1.06MJ、Rp=0.90RJ、P=1.9023日）、HAT-P-62b（Mp=0.76MJ、Rp=1.07RJ、P=2.6453日）、HAT-P-63b（Mp=0.61MJ、Rp=1.12RJ、P=3.3777日）、およびHAT-P-64b（Mp=0.58MJ、Rp=1.70RJ、P=4.0072日）。これらの量の典型的な誤差は、それぞれ0.06MJ、0.03RJ、0.2秒です。また、ホストスターごとに正確な恒星パラメーターを提供します。V=9.710+/-0.050magのHAT-P-60は、特に明るい通過惑星ホストであり、追加の追跡観測の優れたターゲットです。Rp=1.703+/-0.070RJのHAT-P-64bは、主系列の寿命の終わりに近づく星の周りの非常に膨張した熱い木星であり、知られている最大の惑星の1つです。7つのシステムのうち5つには、TESSによる長期の観測があり、分析に含まれています。特に注目すべきは、TESSミッションの北部連続観測ゾーン内にあるHAT-P-59（TOI-1826.01）、およびTESS候補TOI-1580.01であるHAT-P-60です。
新世代の惑星集団合成（NGPPS）。 I.惑星の形成と進化のベルンのグローバルモデル、モデルテスト、および新興の惑星系
| Title |
The_New_Generation_Planetary_Population_Synthesis_(NGPPS)._I._Bern_global_model_of_planet_formation_and_evolution,_model_tests,_and_emerging_planetary_systems |
| Authors |
Alexandre_Emsenhuber,_Christoph_Mordasini,_Remo_Burn,_Yann_Alibert,_Willy_Benz,_Erik_Asphaug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05561 |
ねらい。太陽系外惑星形成の理論モデルと観測値を比較することで、惑星系の理解に向けて重要な一歩を踏み出すことができます。ただし、（i）必要なすべての観測可能な量（質量と軌道だけでなく、半径、光度、大きさ、または蒸発率も）を予測し、（ii）関連する惑星の質量（火星から）の広い範囲に対処できるモデルが必要です。質量から超ジュピターまで）および距離（恒星からの放牧から広い軌道まで）。メソッド。私たちは、ガスディスクの構造と進化の基礎となる微分方程式、微惑星の動的状態、ガス降着率を生み出す惑星の内部構造と内部構造、微惑星の降着率、円盤駆動の軌道移動、および完全なN体計算を介して同時に形成されている惑星の重力相互作用。重要なことに、このモデルは現在、形成後のギガ年のタイムスケールでの惑星の長期的な進化にも従います。これには、冷却と収縮、大気からの逃避、膨満、恒星の潮汐の影響が含まれます。結果。モデルをテストするために、太陽系形成の古典的なシナリオと比較しました。地球型惑星の場合、十分な数の胚（〜100）が最初に円板に配置されれば、巨大な衝撃段階が得られます。巨大惑星の場合、木星の質量の惑星は、円盤の内側の端にそれらをもたらす強い内向きの移動を防ぐために、ガス円盤の分散の少し前にそれらのコアを増やさなければならないことがわかります。結論。彼のモデルは、幅広い特性を持つ惑星系を形成することができます。巨大惑星のベアリングシステムは、地球型惑星だけのシステムよりも多様であることがわかります。
新世代の惑星集団合成（NGPPS）。 II。太陽のような星の惑星の人口と統計結果の概要
| Title |
The_New_Generation_Planetary_Population_Synthesis_(NGPPS)._II._Planetary_population_of_solar-like_stars_and_overview_of_statistical_results |
| Authors |
Alexandre_Emsenhuber,_Christoph_Mordasini,_Remo_Burn,_Yann_Alibert,_Willy_Benz,_Erik_Asphaug |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05562 |
惑星の人口の人口統計上のさまざまな物理的プロセスと初期のシステムプロパティの全体的な観測可能な結果を理解したいと思います。既知の原始惑星系円盤を代表する初期条件の分布を選択し、ベルンモデルを使用して、1つの太陽質量星の周りに5つの惑星集団を合成します。各母集団には、収束をテストするために、ディスクあたりの月質量胚の異なる初期数があります。1、10、20、50、および100。最後の母集団は、名目上の惑星母集団です。巨大惑星の特性は、システムあたり10個の胚から始まって、あまり変化しません。1au以内の地球型惑星の場合、巨大な影響を受けるステージに到達できるのは100人の胚だけです。その人口では、各システムには平均で1$M_\oplus$より大きい8つの惑星が含まれています。すべての軌道距離に巨大惑星を持つシステムの割合は18％ですが、10auを超えるのは1.6％だけです。巨人を持つシステムは、平均してそのような惑星を1.6個含んでいます。1auの中で、発生率と多重度が最も高い惑星タイプは超地球（2.4および3.7）で、次に地球惑星（1.6および2.8）が続きます。それらの周波数は、恒星[Fe/H]がそれぞれ0.0と-0.2でピークになります。より大規模な惑星タイプ（海王星、巨人）の頻度は、[Fe/H]とともに単調に増加します。ハビタブルゾーンにある低質量の惑星は、星の約44％に存在し、多重度は1.3、平均[Fe/H]は-0.11です。これは、これまでの惑星系の形成と進化の最も包括的なシミュレーションの1つです。観察のために、合成は、それらがどのように形成されたかを示す比較合成システムを検索するための大きなデータセットを提供します。理論的には、特定の物理プロセスの結果を観察的にテストするためのフレームワークを提供します。これは、惑星の形成と進化の標準モデルの開発に向けた重要な要素です。
新世代の惑星集団合成（NGPPS）。 III。暖かい超大地と冷たい木星：発生の相関は弱いが、建築と組成のリンクは強い
| Title |
The_New_Generation_Planetary_Population_Synthesis_(NGPPS)._III._Warm_super-Earths_and_cold_Jupiters:_a_weak_occurrence_correlation,_but_a_strong_architecture-composition_link |
| Authors |
M._Schlecker,_C._Mordasini,_A._Emsenhuber,_H._Klahr,_Th._Henning,_R._Burn,_Y._Alibert,_W._Benz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05563 |
最近の観測結果では、内部超地球と外部巨大惑星の発生率の間に正の相関があることが示唆されています。これらの結果は、傾向が惑星形成理論によって再現および説明できるかどうかという疑問を提起します。ここでは、コア降着画像に従って形成される内側の超地球と外側の巨大惑星の特性を調査します。この研究の目的は、合成惑星集団におけるこれらの惑星種間の相互関係を研究し、それらを観測された太陽系外惑星集団と比較することでした。惑星の形成と進化の第3世代ベルンモデルを呼び出して、1000の多惑星システムをシミュレーションします。次に、観測された人口統計を歪める検出バイアスを考慮して、これらの合成システムを観測されたサンプルに直面させます。同じシステムでの暖かい超地球と冷たい木星の形成は、観察によって提案されたものよりも弱いですが、個々の外観と比較して強化されています。この不一致は、動的に活動する巨大惑星が原因であると考えられます。これは、合成個体群の内部超地球システムを頻繁に破壊します。この結果は、巨大惑星の移動理論によって予測された移動速度の過大評価と解釈できます。さらに、さまざまなシステムアーキテクチャでの惑星の揮発性コンテンツの違いを見つけ、高密度の超地球が外部の巨人をホストする可能性が高いと予測しています。この相関は、観察的にテストできます。最後に、超地球の発生は、巨大なホスティングシステムの金属性と負の相関を示します。この理由は、高金属性の星の周りの巨大な惑星が頻繁に動的に活発であり、それが内部の惑星系に脅威をもたらすためです。
空間と時間のルビン天文台のレガシー調査からのデータを使用した小惑星サイズ推定の精度の予測
| Title |
Predicting_the_Accuracy_of_Asteroid_Size_Estimation_with_Data_from_the_Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Vedrana_Ivezi\'c_and_\v{Z}eljko_Ivezi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05600 |
最近の研究では、SDSSの色と光学アルベドの相関を使用して、光学データのみから小惑星のサイズを推定できることが示されています。小惑星のSDSS色と光学アルベドの相関関係を再考し、WISEベースのサイズ推定を使用してアルベドを導出します。Moeyens、Myhrvold\＆Ivezi\'{c}（2020）は、この相関関係を使用して、光学データのみで小惑星のサイズを推定できることを示しました。WISEベースのサイズ推定と比較して、精度は約17\％です。ここでは、色による光学的アルベドの変化に関するいくつかのより洗練されたデータ駆動型モデルを示し、SDSS測光エラーのアルベドおよびサイズ推定の不確実性への寄与を推定します。分析の結果を使用して、LSSTデータにより、WISEベースのサイズ推定に比べて約15\％の小惑星サイズ精度が可能になると予測します。15-20\％のWISEベースのサイズ推定の精度と比較すると、光学サイズ推定の暗黙の精度は、1.3から1.4倍悪いだけです。このサイズ推定の精度は、光学データで一般的に想定されているよりもはるかに優れており、最新のデジタルスカイサーベイによって提供される正確で均一なマルチバンド測光によるものです。
MWC 758原始惑星系円盤の渦状腕は、空洞内の伴侶によって駆動されていますか？
| Title |
Are_the_spiral_arms_in_the_MWC_758_protoplanetary_disc_driven_by_a_companion_inside_the_cavity? |
| Authors |
Josh_Calcino,_Valentin_Christiaens,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte,_Tamara_M._Davis,_Nienke_van_der_Marel,_and_Nicolas_Cuello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06155 |
原始惑星系円盤の渦状腕は、伴侶の存在と関連していると考えられています。遷移ディスクMWC758で観察された二重スパイラルアームの形態は、スパイラルアーム内部の偏心軌道上の$\約10$M$_{\rmJup}$コンパニオンによって生成できるという仮説をテストします。MWC758に関するこれまでの研究では、外部の仲間が想定されていました。ディスク-コンパニオン相互作用の3次元流体力学シミュレーションからのシミュレーション観測を、観測バイアスを考慮して、散乱光、赤外線、CO分子線観測と比較します。内部コンパニオン仮説は、二重スパイラルアーム、およびMWC758に見られるいくつかの追加機能-北西部の弧、スパイラルアーム内の下部構造、COアイソトポログのキャビティ、および運動学のねじれを説明していることがわかります。テスト可能な予測には、暗い渦巻き構造の検出、プライマリの南南東の点光源の検出、および渦巻き腕の適切な動きが含まれます。
エンケラドスの極から赤道にかけての海の逆転循環
エンケラドスは、平均深さが30〜kmの海水地球海を持ち、海とコアの境界面で下から加熱され、上部で冷却され、海は上の氷河リソスフェアに熱を失います。このシナリオは、エンケラドスの海の内部特性と循環に影響を与える垂直対流の重要な役割を示唆しています。さらに、海を取り巻く氷の殻には、子午線方向の厚みに劇的な変化があり、定常状態では、これらの氷の厚みの異常を取り除くために作用するプロセスに対して維持する必要があります。氷の殻の厚さの変動を維持するメカニズムの1つは、海と氷の境界面で空間的に分離された氷結と融解の領域を含みます。ここでは、海洋と氷の境界で観測に基づく密度強制によって強制される理想化された動的な海洋モデルを使用して、エンケラドスの内部海洋が子午線の転覆循環をサポートする必要があることを主張します。この循環は、極域の浅い淡水レンズを含む対流のみに焦点を当てた研究よりも複雑な内部密度構造を確立します。氷の形成とメルトの空間的に離れた場所は、エンケラドスが内部の熱輸送に影響を与える重要な垂直および水平の成層を維持できるようにし、地球の海洋と惑星のエネルギー収支の関係を理解するために重要です。極海と氷の境界付近の低塩分層の存在も、プルームから測定されたサンプルが地球規模の海洋を代表するものであるかどうかに影響を与えます。
グループ化されていない炭素質コンドライトの反射率と2P / Enckeのような短周期彗星の反射率の比較
| Title |
Comparing_the_reflectivity_of_ungrouped_carbonaceous_chondrites_with_that_of_short_period_comets_like_2P/Encke |
| Authors |
Safoura_Tanbakouei,_Josep_M._Trigo-Rodriguez,_Jurgen_blum,_Iwan_Williams,_Jordi_Llorca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06212 |
ねらい。これらの彗星の崩壊によって生成された小惑星複合体の存在は、進化した彗星が隕石として生き残ることができる高強度の物質も生成できることを示唆しています。例として、いわゆるTaurid複合体の最大のオブジェクトの1つである2P/Encke彗星を選択しました。これらの隕石のいくつかが進化した彗星と関連付けられるかどうかを調査するために、この彗星の反射スペクトルをいくつかの南極のグループ化されていない炭素質コンドライトの実験室スペクトルと比較します。メソッド。2P/Enckeのスペクトル挙動を炭素質コンドライトの実験室スペクトルと比較しました。一般的な炭素質コンドライトのグループの異なる標本は、彗星2P/Enckeの全体的な特徴と勾配と一致しません。異常な炭素質コンドライトを試してみたところ、隕石ヒルズ01017とグロブナーマウンテンズ95551の2つの隕石が見つかりました。これら2つの隕石は、Taurid複合体または組成的に類似した別の体からの、現存するまれなサンプルである可能性があると仮定します。いずれにせよ、これらの南極の発見での地球の風化の影響を取り除くことは困難であり、さらなる研究が必要です。いわゆる休止状態の彗星からの将来のサンプルの返還も、進化した短周期彗星を形成している物質の地上の真実を確立するのに役立つかもしれません。結果。自然な結果として、私たちは2P/Encke形成材料の適切なプロキシを特定することは、進化した、潜在的に休止または絶滅した彗星への将来のサンプル帰還ミッションに興味深い影響を与える可能性があると考えています。進化した彗星の組成的性質を理解することは、これらの暗くて危険な発射体による衝撃の危険性の将来の緩和の文脈において特に関連があります。
ジェミニ/フェニックスを使用して、高温の木星WASP-127 bの高層大気中のヘリウムを検索する
| Title |
Search_for_helium_in_the_upper_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_WASP-127_b_using_Gemini/Phoenix |
| Authors |
Leonardo_A._dos_Santos,_David_Ehrenreich,_Vincent_Bourrier,_Romain_Allart,_George_King,_Monika_Lendl,_Christophe_Lovis,_Steve_Margheim,_Jorge_Mel\'endez,_Julia_V._Seidel,_S\'ergio_G._Sousa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06216 |
大規模な太陽系外惑星探査調査は、大気の脱出が惑星の進化と人口統計を形作るユビキタスプロセスであることの証拠を示しています。ただし、これまでに発見された太陽系外惑星のほとんどが大気中の脱出の痕跡を探ることができるため、このプロセスの詳細な理解はありません。最近、1.083$\mu$mの準安定ヘリウム三重項は、短周期太陽系外惑星の周りにHeに富む脱出エンベロープが存在するための実行可能なウィンドウであることが示されています。私たちの目的は、初めて、フェニックスのスペクトログラフを使用して、膨張した高温のジュピターWASP-127bの上層大気中のヘリウムを検索することです。利用可能なパイプラインがないため、1つのトランジットを観察し、データを手動で削減しました。WASP-127b付近のヘリウムの存在を示す重要な輸送中の吸収信号は見つかりませんでした。また、Heトリプレットをカバーする0.075nmの通過帯域で過剰吸収の90％信頼上限を0.87％に設定しました。この惑星の大規模な高さを考えると、検出可能な機能の欠如は、準安定Heトリプレットを配置するための不利な光イオン化条件が原因である可能性があります。この結論は、惑星の周りの比較的穏やかな高エネルギー環境をもたらす、ホストスターの推定された低コロナおよび彩層活動とシステムの古い時代によってサポートされています。
$ \ pi $ Men惑星系の正確なアーキテクチャ特性
| Title |
A_precise_architecture_characterization_of_the_$\pi$_Men_planetary_system |
| Authors |
M._Damasso,_A._Sozzetti,_C._Lovis,_S._C._C._Barros,_S._G._Sousa,_O._D._S._Demangeon,_J._P._Faria,_J._Lillo-Box,_S._Cristiani,_F._Pepe,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_M._R._Zapatero_Osorio,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_M._Amate,_L._Pasquini,_F._M._Zerbi,_V._Adibekyan,_M._Abreu,_M._Affolter,_Y._Alibert,_M._Aliverti,_R._Allart,_C._Allende_Prieto,_D._\'Alvarez,_D._Alves,_G._Avila,_V._Baldini,_T._Bandy,_W._Benz,_A._Bianco,_F._Borsa,_D._Bossini,_V._Bourrier,_F._Bouchy,_C._Broeg,_A._Cabral,_G._Calderone,_R._Cirami,_J._Coelho,_P._Conconi,_I._Coretti,_C._Cumani,_G._Cupani,_V._D'Odorico,_S._Deiries,_H._Dekker,_B._Delabre,_P._Di_Marcantonio,_X._Dumusque,_D._Ehrenreich,_P._Figueira,_A._Fragoso,_L._Genolet,_M._Genoni,_R._G\'enova_Santos,_I._Hughes,_O._Iwert,_F._Kerber,_J._Knudstrup,_M._Landoni,_B._Lavie,_J.-L._Lizon,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06410 |
明るい星$\pi$Menが、ESOの超大型望遠鏡（VLT）の新しい高解像度分光器であるESPRESSOのパフォーマンスをテストするための、ラジアル速度フォローアップの最初のターゲットとして選択されました。星は多惑星システム（$\sim$0.07auで通過する4M$_\oplus$惑星、および$\sim$2100日間の偏心軌道上の準星の伴星）をホストします。マルチテクニックの特性評価。200日間の期間をカバーする新しいESPRESSO観測を使用して、惑星パラメーターの精度と精度を向上させ、追加の低質量コンパニオンを検索することを目指しています。また、ESPRESSOフォローアップキャンペーンと重複する期間にわたってTESSによって観測された$\pi$Mencの新しい測光トランジットを利用します。拡大された分光および測光データセットを分析し、その結果を文献の結果と比較します。さらに、ヒッパルコスとガイアを使用した絶対天文測定法によってシステムを特徴付けます。ESPRESSOのスペクトルを使用して、恒星の基本パラメーターを独立して決定しました。$\pi$男性周辺の惑星系の正確な特性を示します。ESPRESSOの放射速度のみ（通常10cm/sの不確実性）により、$\pi$Mencによって誘発されたドップラー信号を正確に取得できます。残差は1.2m/sのRMSを示し、$\pi$Menc）の軌道内の最小質量が$\sim$2M$_\oplus$未満のコンパニオンを除外できます。18の追加のTESSトランジットを使用して$\pi$Mencのエフェメリスを改善し、天文測定と組み合わせて、$\pi$Menbの軌道面の傾斜を高精度で決定します（$i_{b}=45.8^{+1.4}_{-1.1}$度）。これは、その絶対質量$m_{b}=14.1^{+0.5}_{-0.4}$M$_{Jup}$の正確な測定につながり、惑星の軌道面が高度にずれていることを示しています。
提案されたマイアミインパクトクレーターは、油性石灰岩の溶解ドラインとして識別されます
| Title |
Proposed_Miami_Impact_Crater_Identified_as_a_Solutional_Doline_of_Oolictic_Limestone |
| Authors |
Antonio_Paris,_Ryan_Robinson,_Sky_Schwartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06420 |
この調査は、フロリダ州マイアミの沖合、北大西洋の下に位置するインパクトクレーターの発見を取り上げています。NationalOceanicandAtmosphericAdministrationから取得した水深データの予備分析は、地球外起源の超高速衝突イベントによって生成された複雑なクレーターと一致する形態を暗示していました。提案されているインパクト機能には、中央ピーク、同心リング、北西への噴出場があります。米国地質調査所の地質データの分析では、海象同位体ステージ5e中に累積された更新世のマイアミ石灰岩として、提案された影響サイトの上に地層を配置し、提案された影響クレーターの最大年齢を80ka〜130kaに設定します。構造の形成に関する3つの他の競合する仮説、すなわち制御された海上爆発、火山からの放射状溶岩流、または陥没したバイオヘルム、ドーリン、またはカルスト（溶存鬱病）は、調査全体で調査されました。提案された構造をインパクトクレーターとして確認するために、In-situ水中探査がPlanetarySciences、Inc.によって組織され、特に平面形成、シャッターコーン、および衝撃変成および/または他の隕石の特性が存在するかどうかを確認しました。提案されたインパクトクレーターで収集された地質サンプルを分析し、類似の地質構造の形態を調べ、競合する仮説を評価した後、その構造はマイアミ石灰岩の不均一な溶解によって形成された溶解ドラインであると結論しました。EarthImpactデータベースで構造にインデックスを付けることをお勧めします
コンパクトな多惑星システムの長期安定性の予測
| Title |
Predicting_the_long-term_stability_of_compact_multiplanet_systems |
| Authors |
Daniel_Tamayo,_Miles_Cranmer,_Samuel_Hadden,_Hanno_Rein,_Peter_Battaglia,_Alysa_Obertas,_Philip_J._Armitage,_Shirley_Ho,_David_Spergel,_Christian_Gilbertson,_Naireen_Hussain,_Ari_Silburt,_Daniel_Jontof-Hutter,_Kristen_Menou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06521 |
2惑星システムの共振ダイナミクスの分析的理解と機械学習手法を組み合わせて、$10^9$軌道の長いタイムスケールでコンパクトな多惑星システムの安定性を確実に分類できるモデルをトレーニングします。惑星軌道構成の安定性Klassifier（SPOCK）は、最初の$10^4$軌道の積分で測定された物理的動機付けの要約統計を使用して安定性を予測し、シミュレーション全体で最大$10^5$の高速化を実現します。これにより、多惑星システムの安定性に制約のある特性評価が計算的に開かれます。離散共振でサンプリングされた約\100,000$の3惑星システムで訓練された私たちのモデルは、連続する周期比範囲にわたるサンプルと、訓練データセットに対して質的に異なる構成を持つ大きな5惑星サンプルの両方に一般化します。私たちのアプローチは、システムの角運動量不足、カオス指標、および数値積分へのパラメーター化された適合に基づく以前の方法を大幅に上回っています。SPOCKを使用して、3つのほぼ地球サイズの惑星のケプラー431システムの惑星の内側と外側のペア間の自由離心率を両方とも0.05未満に制限します。私たちの安定性分析は、小さな惑星の半径方向速度または通過時間測定のいずれかにより、通過タイミング変動（TTV）を示すいくつかのシステムの係数内で現在達成可能なものよりもはるかに強い偏心制約を提供します。現在の太陽系外惑星検出戦略では、強力なTTV制約がほとんど許容されないため（Haddenetal。、2019）、SPOCKは、コンパクトな多惑星システムを正確に特徴付ける強力な補完的な方法を可能にします。コミュニティ用のSPOCKを公開しています。
照射された太陽系外惑星の透過スペクトルにおけるメタンと水の支配の枯渇に対する雲の役割
| Title |
The_role_of_clouds_on_the_depletion_of_methane_and_water_dominance_in_the_transmission_spectra_of_irradiated_exoplanets |
| Authors |
Karan_Molaverdikhani,_Thomas_Henning,_Paul_Molli\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06562 |
観測結果は、観測された太陽系外の大気の大部分に豊富な水とメタンの不足を示唆しています。考えられる原因を調査するために、大気プロセスの影響を分離します。以前は、雲のない熱化学平衡および不平衡化学を仮定して、有効温度、表面重力、金属性、炭素対酸素比、および恒星タイプの影響を調査しました。ただし、これらの仮定の下では、メタンは、特定のパラメーター空間であるメタンバレー上の太陽系外惑星の透過スペクトルの永続的なスペクトル特性のままです。この研究では、この領域での雲の役割を調査し、雲が2つの直接的な方法でメタンのスペクトルの外観を変化させることを発見しました。雲の存在は間接的にメタンの特徴にも影響を及ぼします。1）雲の加熱により凝縮液の蒸発量が増加し、追加の酸素が放出され、より冷たい炭素の少ない太陽系外惑星の水が支配するスペクトルが発生します。2）HCN/COの生成により枯渇が抑制されます。これらの分子によるメタンの特徴。HCN/COの存在とメタンの欠如は、高温の太陽系外惑星での雲の形成を示している可能性があります。雲の加熱もアンモニアを枯渇させる可能性があります。したがって、メタンとアンモニアの同時枯渇は、光化学プロセスに特有のものではありません。メタン検出の最良のターゲットは、1450Kあたりの温度がより低い恒星を周回する大規模で小さい惑星である可能性が高いことを提案します。また、Spitzer合成カラーマップを作成し、雲がIRACのチャネル1および2によるハイコントラスト観察の一部を説明できることもわかりました。
サブパーセク分解能のALMA観測により、矮小銀河NGC 404の中心にある中間質量のブラックホールを明らかにする
| Title |
Revealing_the_intermediate-mass_black_hole_at_the_heart_of_the_dwarf_galaxy_NGC_404_with_sub-parsec_resolution_ALMA_observations |
| Authors |
Timothy_A._Davis,_Dieu_D._Nguyen,_Anil_C._Seth,_Jenny_E._Greene,_Kristina_Nyland,_Aaron_J._Barth,_Martin_Bureau,_Michele_Cappellari,_Mark_den_Brok,_Satoru_Iguchi,_Federico_Lelli,_Lijie_Liu,_Nadine_Neumayer,_Eve_V._North,_Kyoko_Onishi,_Marc_Sarzi,_Mark_D._Smith_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05536 |
準星間媒質のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の観測により、前例のない線形分解能〜0.5pcの線形分解能で、以下と組み合わせて、矮小楕円銀河NGC404の中心にある中間質量ブラックホールの質量を推定します。既存の恒星の運動学情報。これらのアルマ望遠鏡の観測は、ブラックホールの周りを明確に回転している分子ガスの中央の円盤/トーラスを明らかにします。この円盤は、分子雲の形態学的および運動学的に複雑な綿状の分布に囲まれています。連続体の放出はNGC404の中央部分から検出されます。これは、核の周りのダストからの放出のレイリージーンズテールから、およびディスク内の個別の場所にあるほこりっぽい大量の星を形成する塊から発生する可能性があります。このシステムのブラックホール質量のいくつかの動的測定が過去に行われましたが、それらは一致しません。ここでは、分子ガスのポテンシャルへの寄与を含めると、観測された分子ガスと恒星の運動学の両方が独立して〜5x10$^5$Msunブラックホールを必要とすることを示します。私たちの最良の推定は、高解像度の分子ガスの運動学から得られ、このシステムのブラックホールの質量は5.5$^{+4.1}_{-3.8}\times$10$^5$Msun（99％信頼レベル）であることを示唆しています。、修正された恒星の運動学的測定値とよく一致し、ブラックホールの質量-速度分散とブラックホールの質量-バルジ質量の関係からの外挿とほぼ一致します。これは、質量を推定しようとするときに、中間質量のブラックホール周辺の動的に重要な各コンポーネントの質量と分布を正確に決定する必要性を浮き彫りにします。
APSSEEデータおよびSDSSデータリリース16からのスペクトル分析：APOGEE-Southからの最初の結果を含む7年間の観測
| Title |
APOGEE_Data_and_Spectral_Analysis_from_SDSS_Data_Release_16:_Seven_Years_of_Observations_Including_First_Results_from_APOGEE-South |
| Authors |
Henrik_J\"onsson,_Jon_A._Holtzman,_Carlos_Allende_Prieto,_Katia_Cunha,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Sten_Hasselquist,_Thomas_Masseron,_Yeisson_Osorio,_Matthew_Shetrone,_Verne_Smith,_Guy_S._Stringfellow,_Dmitry_Bizyaev,_Bengt_Edvardsson,_Steven_R._Majewski,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Diogo_Souto,_Olga_Zamora,_Rachael_L._Beaton,_Jo_Bovy,_John_Donor,_Marc_H._Pinsonneault,_Vijith_Jacob_Poovelil,_Jennifer_Sobeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05537 |
高解像度近赤外線APOGEE-2/SDSS-IV調査のデータリリース16（DR16;2019年12月）のスペクトル分析とデータプロダクトについて説明します。以前のAPOGEEデータリリース（DR14、2017年7月）と比較すると、APOGEEDR16には約200000個の新しい恒星スペクトルが含まれており、そのうち100000個は、チリのラスカンパーナス天文台にある2.5mデュポン望遠鏡に取り付けられた新しい南部APOGEE装置からのものです。DR16には、以前のデータリリースでリリースされたデータを含む、2018年8月までに取得されたすべてのデータが含まれています。すべてのデータは最新のパイプラインを使用して再削減および再分析されており、合計437307のスペクトルで437445の星が得られています。このリリースの分析方法の変更には、分析で使用される合成スペクトルのメイングリッド全体の計算にMARCSモデルの雰囲気を使用すること、これによりグリッドの「穴」を埋める新しい方法が含まれますが、これらに限定されません。収束されていないモデル大気、および連続体正規化の新しいスキーム。中性子捕獲元素Ceの豊富さが初めて含まれる。複数の観測値を持つ星を使用して導出された量の不確実性を推定するための新しいスキームが適用され、矮小星の表面重力の較正された値が提供されます。DR14と比較して、このリリースで導出された動径速度は、GaiaDR2データベースの速度とより密接に一致し、最もクールな巨人のスペクトル分析の明らかな改善が見られます。低減されたスペクトルと分析の結果は、SDSSDR16Webページで提供されるリンクを使用してダウンロードできます。
パーツの合計より少ない：MaNGAとMUSEで異なる空間解像度で探査された星形成銀河のダスト補正H $ \ alpha $光度
| Title |
Less_than_the_sum_of_its_parts:_the_dust-corrected_H$\alpha$_luminosity_of_star-forming_galaxies_explored_at_different_spatial_resolutions_with_MaNGA_and_MUSE |
| Authors |
N._Vale_Asari,_V._Wild,_A._L._de_Amorim,_A._Werle,_Y._Zheng,_R._Kennicutt,_B._D._Johnson,_M._Galametz,_E._W._Pellegrini,_R._S._Klessen,_S._Reissl,_S._C._O._Glover,_D._Rahner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05544 |
単一の統合スペクトルで測定されたH$\alpha$およびH$\beta$輝線の光度は、銀河のダスト減衰のポイントツーポイントの変動によって、重要な影響を受けます。この作業では、グローバルバルマーデクリメントによってダストの存在を補正したグローバルH$\alpha$明度を推定するときに、この変動の影響を調査します。分析の引数は、ダストの減衰を補正するためにグローバルH$\alpha$/H$\beta$フラックス比を使用すると、ダスト補正されたH$\alpha$光度が常に過小評価されることを示しています。APO（MaNGA）調査で近くの銀河をマッピングすることにより、156個の正面星形成銀河に対するこの影響を測定します。1-2kpcの空間解像度では、影響は小さいですが系統的であり、統合されたダスト補正H$\alpha$明度は$2$-$4$パーセント（通常は$10$パーセント以下）で過小評価されています。銀河の特定の星形成率に依存します。MaNGAの空間解像度を考えると、これらは効果の下限です。36の解像度でNGC628のMultiUnitSpectroscopicExplorer（MUSE）の観測から、グローバルとポイントごとのダスト補正H$\alpha$明度の不一致は$14\pm1$パーセントであることがわかります、これはまだ本当の効果を過小評価しているかもしれません。おもちゃのモデルとシミュレーションを使用して、真の違いがH$\alpha$/H$\beta$フラックス比の空間分散と、H$\alpha$の明度とダスト間の関係の勾配に強く依存することを示します銀河内の減衰。銀河の特性の関数としてこの効果の依存性を定量化するには、より高い空間分解能の観測のより大きなサンプルが必要です。
Galaxy Assembly Biasの分析とモデリング
銀河ハロー接続を理解することは、銀河クラスタリングの現代的なモデルの基本です。ハローの組み立て履歴と環境が銀河のクラスタリング（別名、銀河の組み立てバイアス;GAB）に影響を与える程度は、依然として複雑で挑戦的な問題です。半解析的銀河形成モデルを使用して、GAB信号に対するさまざまなセカンダリハロープロパティの個々の寄与を調べます。これらは、星の質量で選択されたサンプルのクラスタリングを、銀河がランダムに固定された質量のハロと再指定された二次ハロプロパティに再割り当てされたシャッフルされたサンプルのクラスタリングと比較することによって得られます。内部ハロープロパティと環境対策の広い範囲を探索します。ハローエイジや濃度などの一般的に使用されるプロパティは信号の20-30％にすぎませんが、平滑化された物質密度または潮汐異方性はGABの完全なレベルを説明できることがわかります（ただし、特定の定義に注意する必要があります））。「成功した」測度については、占有率の変動と、ハロー占有率関数パラメーターの関連する変化を調べます。これらは、GABの全レベルを再現する模擬カタログを作成するために使用されます。最後に、標準的なハロー占有分布モデルの実用的な修正を提案します。これは、アセンブリバイアスの任意のレベルに調整できます。パラメータを半分析モデルに適合させて、対応するモックカタログがGABの目標レベルと占有率の変動を回復することを示します。私たちの結果は、現実的な模擬カタログの作成を可能にし、アセンブリバイアスの理論的モデリングに直接通知し、宇宙でそれを検出しようとします。
Hyper Suprime-Cam Subaru Strategic Programによって明らかになった、近接した2つの超大質量ブラックホール
| Title |
Dual_supermassive_black_holes_at_close_separation_revealed_by_the_Hyper_Suprime-Cam_Subaru_Strategic_Program |
| Authors |
John_D._Silverman,_Shenli_Tang,_Khee-Gan_Lee,_Tilman_Hartwig,_Andy_Goulding,_Michael_A._Strauss,_Malte_Schramm,_Xuheng_Ding,_Rogemar_Riffel,_Seiji_Fujimoto,_Chiaki_Hikage,_Masatoshi_Imanishi,_Kazushi_Iwasawa,_Knud_Jahnke,_Issha_Kayo,_Nobunari_Kashikawa,_Toshihiro_Kawaguchi,_Kotaro_Kohno,_Wentao_Luo,_Yoshiki_Matsuoka,_Yuichi_Matsuda,_Tohru_Nagao,_Masamune_Oguri,_Yoshiaki_Ono,_Masafusa_Onoue,_Masami_Ouchi,_Kazuhiro_Shimasaku,_Hyewon_Suh,_Nao_Suzuki,_Yoshiaki_Taniguchi,_Yoshiki_Toba,_Yoshihiro_Ueda,_Naoki_Yasuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05581 |
HyperSuprime-Cam（HSC）SubaruStrategicProgramの優れた空間解像度、広域カバレッジ、および光学イメージングの深い深度のユニークな組み合わせを使用して、デュアルクエーサー候補を検索します。34,476の既知のSDSSクエーサーで自動画像解析ルーチンを使用して、796度^2をカバーするHSC画像で2つ（またはそれ以上）の異なる光学的点光源を持つものを特定します。汚染された星を除外した後、赤方偏移が4.5になる421の候補が見つかります。0.6-4.0"の角度分離は、3-30kpcの予測分離に対応します。これは、明るいデュアルクエーサーの人口調査では比較的未踏の範囲です。Keck-I/LRISおよびGemini-N/NIFSを使用して、3つのデュアルクエーサーシステムを分光的に確認しますz<1。ペアの1つにある1つのオブジェクトの連続体が赤くなっていることを強調しながら、各コンポーネントの特徴的な幅広い輝線の存在に基づいて、観測された8つのうち2つは以前は不明でした。すべての場合、[OIII]5007輝線は穏やかな速度オフセットを持っているため、ジョイント[OIII]ラインプロファイルは二重ピークではありません。0.26+/-0.18％のデュアルクエーサー分率があり、進化の証拠はありません。Horizon-AGNとの比較シミュレーションは、クエーサー選択とおおまかに一致する場合、デュアルクエーサー画分に進化がない場合をサポートしているようです。これらの結果は、発光クエーサーの同時トリガーの頻度が予想ほど感度が高くないシナリオを示している可能性があります銀河の合併率やガス含有量の宇宙進化へ。
ドワーフセイファートUGC 06728のホスト銀河
ドワーフSeyfertUGC06728のホスト銀河のマルチカラー高解像度イメージングを提示します。直接質量制約とスピン制約の両方で記述される最低質量のブラックホールとして、UGC06728は、ブラックホールの進化モデルですが、ホスト銀河についてはほとんど知られていません。光学および近赤外線でハッブル宇宙望遠鏡のイメージングを使用すると、UGC06728は棒の端に突出したansaeをもつ棒状のレンチキュラー（SB0）銀河であることがわかります。2次元の画像分解を使用して、AGNを解決された銀河からきれいに分離したため、銀河の外縁から核に至るまで、すべてのフィルターで正確な表面輝度プロファイルを導出できます。画像で識別された51個の球状星団候補のサンプルに基づいて、球状星団の光度関数は、UCG06728までの距離を$32.5\pm3.5$\、Mpcと予測します。銀河測光と距離推定を組み合わせて、スターライト補正されたAGN明度、銀河の絶対等級、および$\logM_{\star}/M_{\odot}=9.9の銀河恒星質量に対する制約を導き出します\pm0.2$。
Antliaクラスターの初期型銀河：グローバルプロパティ
| Title |
Early-type_galaxies_in_the_Antlia_Cluster:_global_properties |
| Authors |
J._P._Calder\'on_(1,_2_and_3),_L._P._Bassino_(1,_2_and_3),_S._A._Cellone_(1,_3_and_4),_Mat\'ias_G\'omez_(5),_J._P._Caso_(1,_2_and_3)_((1)_Consejo_Nacional_de_Investigaciones_Cient\'ificas_y_T\'ecnicas,_Ciudad_Aut\'onoma_de_Buenos_Aires,_Argentina,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata_(CCT_La_Plata_--_CONICET_-_UNLP),_La_Plata,_Argentina,_(3)_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'isicas_de_la_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_La_Plata,_Argentina,_(4)_Complejo_Astron\'omico_El_Leoncito_(CONICET_-_UNLP_-_UNC_-_UNSJ),_San_Juan,_Argentina,_(5)_Departamento_de_Ciencias_F\'isicas,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05598 |
Antliaクラスターの初期型の銀河集団（d〜35Mpc）に関する以前の研究の拡張を提示し、〜2.6degxdegの合計カバレッジを達成し、130が新しい銀河である〜300銀河の表面測光を実行しますカタログに掲載されていないもの。そのような新しい銀河は主に低表面輝度（LSB）領域に分類されますが、スケーリング関係で明るい銀河と矮小銀河を接続するユニークな関数の存在をサポートするレンチキュラー（S0）もあります。採用された中心であるNGC3268から最大800kpcの距離までの銀河の投影空間分布、および放射速度分布と、銀河の色と投影半径との有効半径との相関関係を分析します。また、T1バンドの大きさと採用された質量-光度比を使用して、初期型銀河の光度関数と恒星の質量の分布を取得します。さらに、中央の銀河分布を文献のX線放出マップと相関させます。半径方向の速度と銀河の色分布の分析に基づいて、色とマグニチュードの関係（CMR）より赤い銀河は、支配的な銀河の値に向かって強く集中し、クラスター全体に均一に分布していることがわかります。CMRよりも青いものは、半径方向の速度分布がはるかに広く、クラスターの中心に向かって集中しています。また、2つのファミリーに分割されているように見える超拡散銀河（UDG）の12の候補を特定し、クラスター構造のコンテキストでその起源について推測します。
| Title |
Geometric_Support_for_Dark_Matter_by_an_Unaligned_Einstein_Ring_in_Abell_3827 |
| Authors |
Mandy_C._Chen,_Tom_Broadhurst,_Jeremy_Lim,_Sandor_M._Molnar,_Jose_M._Diego,_Masamune_Oguri,_and_Lilian_L._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05603 |
ますます厳しくなる研究室の調査で暗黒物質（DM）粒子が検出されないことで、重力が可視物質のみから供給される代替重力理論が促進されました。ここでは、そのような理論が重力レンズ効果によって提起された2次元テストに合格できるかどうかを検討します-銀河団のエイベル3827のコアにある特に詳細なアインシュタインリングを再現します。クラスターメンバー銀河、クラスター内星、およびX線放出クラスター内媒体の光分布の形状（楕円率と位置角）では、これらの可視成分の質量対光比を許可しても、アインシュタインリングを再現できません。代替重力理論を模倣するために半径で自由に変化します。また、アインシュタインリングの詳細な機能は、レンズモデルでスムーズに自由に方向付けられたDMハローを許可することで正確に再現され、観測された輝度と一致するレベルで可視コンポーネントからの寄与が比較的小さいことを示します。この支配的なDMコンポーネントは、クラスター内の星からの光と同じ方向を持つように制約されており、クラスター内の星がこのコンポーネントの重力ポテンシャルをトレースしていることを示しています。したがって、エイベル3827のアインシュタインリングは、代替重力理論に新たな課題を提示します。そのような理論は、総レンズ質量と可視質量の一致を見つけるだけでなく、レンズ質量の投影された空の分布と目に見える問題、これまでデータをレンズ化することによって提起されてきたものよりも厳しいテスト。
コア崩壊型超新星における初期ダスト形成の抑制
| Title |
Constraining_early-time_dust_formation_in_core-collapse_supernovae |
| Authors |
F._D._Priestley,_A._Bevan,_M._J._Barlow,_I._De_Looze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05640 |
現在、コア崩壊超新星（CCSNe）でのダスト形成の理論モデルは、$\sim1000$日以内に形成される噴出ダストの$\gtrsim0.01$M$_\odot$と、これらの観測値との間に深刻な不一致がありますエポック、はるかに低い質量を推測します。光学的に薄いケースでは、これらの低ダスト質量は、観測とモデルの重要な不確実性にもかかわらず、堅牢であることを示しています。11のよく観察されたCCSNeのサンプルでは、$10^{-4}$M$_\odot$を超える炭素塵の質量、または$\sim10^{-3}$M$_\を超える珪酸塩の質量に到達するもっともらしいモデルはありませんodot$。光学的に厚いモデルは、より大きなダストの質量に対応できますが、光学波長でのデータとの競合を避けるために、ダストは凝集し、カバー率が低い（$<0.1$）必要があります。これらの値は、観測された赤外線フラックスを再現するには不十分であり、必要なカバー率は、SNe間だけでなく、同じオブジェクトのエポック間でも異なります。CCSNeの初期の観測値と超新星残骸中の比較的大きなダスト質量の確立された検出を組み合わせることで、大きなダスト質量を調整することの難しさは、遅い時間のダスト形成のメカニズムが必要であることを示唆しています。
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）を使用した、0.4
| Title |
A_successful_search_for_intervening_21_cm_HI_absorption_in_galaxies_at_0.4_ |
| Authors |
Elaine_M._Sadler,_Vanessa_A._Moss,_James_R._Allison,_Elizabeth_K._Mahony,_Matthew_T._Whiting,_Helen_M._Johnston,_Sara_L._Ellison,_Claudia_del_P._Lagos,_B\"arbel_S._Koribalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05648 |
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）電波望遠鏡を使用して、53の明るい電波連続体ソースへの見通し線に沿って介在する21cm中性水素（HI）吸収を検索しました。私たちの観察結果は、HIスピン温度が約300〜500K未満の冷たいガス中の、DampedLymanAlphaアブソーバー（DLA）に典型的なHIカラム密度に敏感です。（ASKAP-12）は、HIラインの赤方偏移$0.4<z<1.0$および$0.37<z<0.77$にそれぞれ対応する周波数範囲をカバーしました。観測された53個の無線ソースのうち50個は、信頼性の高い光赤方偏移を持ち、合計赤方偏移パス$\Deltaz$=21.37を与えます。これは分光学的に対象外の調査であり、赤方偏移空間での線の位置について事前の仮定はありませんでした。4つの間にあるHIラインが検出され、そのうち2つは新しいものでした。いずれの場合も、推定HIカラム密度は、50〜80Kを超えるHIスピン温度のDLA制限を上回っており、$n（z）=0.19\substackの赤方偏移$z\sim0.6$でのDLA数密度を推定します{+0.15
Sunyaev-Zel'dovich効果およびX線データからの銀河系周囲のメディアに対する制約
質量および$10を超える暗黒物質ハローに対して、銀河群に関連する軟X線放出だけでなく、熱的および速度論的なスニヤエフゼルドビッチ効果の観測測定を使用して、銀河系周囲の媒体（CGM）のガス密度と温度を抑制します^{12.5}M_{\odot}$。多くの一般的なモデルは、モデルの推論を行うためにベイジアンスキームと一緒に使用されます。単一の温度成分を持つガスは、観測データと一致する一貫したモデルを提供できないことがわかります。熱い成分と電離した暖かい成分を想定した単純な2相モデルは、3つの観測すべてに対応できます。個々のハロー内のガスの総量は、ハローの質量に対応する普遍的なバリオンの割合に匹敵すると推測されます。高温コンポーネントの推定温度は、ハロビリアル温度に相当します。ホットコンポーネントの割合は$10^{12.5}{M}_\odot$ハローの$（15-40）\％$から$10^{14.5}{M}の$（40-60）\％$に増加します_\odot$ハロー。範囲は、想定されるガス密度プロファイルの不確実性を反映しています。我々の結果は、ハローガスのかなりの部分がビリアル温度よりもはるかに低い温度の非熱化成分であることを示唆しています。
OGLE RR Lyraeスターの測光金属に基づく天の川の古い集団の特性
| Title |
Properties_of_the_Milky_Way's_Old_Populations_Based_on_Photometric_Metallicities_of_the_OGLE_RR_Lyrae_Stars |
| Authors |
P._Pietrukowicz,_A._Udalski,_I._Soszynski,_D.M._Skowron,_M._Wrona,_M.K._Szymanski,_R._Poleski,_K._Ulaczyk,_S._Kozlowski,_J._Skowron,_P._Mroz,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05849 |
OGLE調査で検出された約91000個の基本モードRRLyrae星（RRabタイプ）の測光データを使用して、天の川の古い集団の特性を調査しました。それらの金属性分布に基づいて、ギャラクシーが3つの異なる古いコンポーネントであるハロー、バルジ、ディスクから構築されていることを示します。分布は、それぞれ最大の[Fe/H]_J95=-1.2、-1.0、および-0.6dexで最大に達します。おそらく、ハロー全体が落下する矮小銀河から形成されていることがわかります。ハロースターが銀河のふくらみの内部領域を貫通していることは明らかです。バルジエリア内のすべてのRRLyrスターの約3分の1は、実際にはハローの集団に属していると推定します。古いバルジ全体が2つの母集団AとBで占められており、周期-振幅（ベイリー）ダイアグラムで二重シーケンスによって表されます。ハローとディスクポピュレーションの間の鉄存在量の境界は、約[Fe/H]_J95=-0.8dexです。円盤領域のRRab星にGaiaDR2を使用すると、[Fe/H]_J95=-1.0dexの周りのバンプを除いて、金属含有量の増加に伴って観測された銀河緯度に沿った適切な運動の分散が滑らかに減少することがわかります。
Illustris-TNGシミュレーションにおけるサブハロのセル内カウント：バリオン物理学の役割
| Title |
Counts-in-Cells_of_subhalos_in_the_Illustris-TNG_simulations:_the_role_of_baryonic_physics |
| Authors |
Christine_C._Dantas_(Astrophysics_Division,_INPE,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05982 |
$z=0$から$z=5$。CiC統計を2つのモデルに当てはめます。重力準平衡分布（GQED）と負の二項分布（NBD）です。GQEDとNBDの観点から、またガウスカーネル密度推定を使用して、「フル」実行とそれに関連する「ダークのみ」対応の違いを分析しました。赤方偏移と移動の観点から、最適なパラメーター$\bar{N}$（セルあたりのサブハロの平均数）、およびクラスターパラメーター$b$（GQED）と$g$（NBD）の動作について説明しますセルサイズ。「フル」および「ダークのみ」のTNG実行は、同様のCiC分布に従うことがわかりました。ただし、これらの一連の実行には、最適なパラメーターの進化とスケーリングにおける定量化可能な違いがあります。結果を以前の数値、観測、および「模擬」カタログと比較し、すべてのサンプルで、パラメーター値の振幅の要因まで、同様のスケーリングと進化の傾向を発見しました。おそらく観測サンプルの異なる大きさのカットオフによって規制されています。私たちの結果は、拡張された多成分重力系の大規模統計を記述し、複雑なバリオン物理学の対象となるGQEDおよびNBDモデルの全体的な妥当性を示唆しています。私たちの分析は、重力熱力学は一般にバリオン物理学の存在下での重力クラスタリングを記述するのに適していることを示しており、適切な改良により、バイアスのモデリングのための追加の理論的ガイダンスを提供します。
近くの銀河のチャンドラ調査：拡張カタログ
彼女ら。（論文I）は、NASAの銀河系外データベース（NED）の銀河を50Mpcとチャンドラアーカイブ内で相互照合することにより、チャンドラX線観測所で観測された近くの銀河のカタログをまとめました。このサンプルにより、後期型のふくらみのない銀河に関連する低質量ブラックホールの検索と、低光度活動銀河核（LLAGN）に関連する降着物理の研究が可能になりました。同様のアプローチを使用して、ここでは150Mpcまでの拡張カタログを作成し、近くの銀河グループのカタログと相互相関を作成します。新しいカタログは1,964個の銀河で構成されており、そのうち1,692個が赤方偏移に依存しない距離を持ち、1,557個が銀河グループのカタログにリストされており、グループプロパティが利用可能で、782個はX線AGN候補として識別されています。PaperIのAGNサンプルと比較すると、新しいサンプルのサイズは2.5倍（782対314）であり、新しいメンバーの約80％は、エディントン比が10^-4未満です。前のサンプルに基づく結論が残っていることを確認します。新しいサンプルを使用して、初期型銀河と後期型銀河の間、および中央銀河と衛星銀河の間のAGN比率をグループで比較し、有意差はありません。これは、永遠のプロセスが局所宇宙のAGNを供給する主要なメカニズムであることを示唆しています。
SDSS-IV MaNGA：初期型銀河の[$ \ alpha $ / Fe]
銀河の平均恒星アルファ対鉄存在比（[$\alpha$/Fe]）は、銀河の星形成タイムスケールの指標です。初期型銀河（ETG）の星形成過程は基本的に停止しているため、星形成の歴史を理解することは重要です。Vazdekisらによって作成されたモデルテンプレートを使用して、pPXFベースのスペクトルフィッティング法を適用し、MaNGA調査から196の高信号対雑音比ETGの[$\alpha$/Fe]を推定します。1R$_e$（$\sigma_{e}$）内の速度分散は、27〜270km/sの範囲です。1R$_e^{maj}$楕円内の平均[$\alpha$/Fe]とlog（$\sigma_{e}$）の間にフラットな関係があることがわかります。\sigma_{e}$/kms$^{-1}$）$>$1.9。ただし、Mg$_1$特徴を近似から除外すると、関係は正になります。これは、散布が比較的大きいにもかかわらず、他の恒星個体群モデルを使用した以前の作業の結果と一致します。これは、Vazdekisモデルに自己矛盾があり、Mg$_1$での観測を実際にはカバーしていないことを示しています。参考までに、1R$_e^{maj}$楕円内の星の人口放射状勾配も測定します。古いオブジェクトの年齢推定の解像度が低く、Mg$_1$の問題があるため、これらの勾配の不確実性は無視できません。
勾配法を用いた銀河団の磁場形態の探査
| Title |
Probing_Magnetic_Field_Morphology_in_Galaxy_Clusters_with_the_Gradient_Technique |
| Authors |
Yue_Hu,_A._Lazarian,_Yuan_Li,_Irina_Zhuravleva,_Marie-Lou_Gendron-Marsolais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06219 |
クラスター内媒体（ICM）の磁場は、銀河クラスターの構造と進化に影響を与えます。ただし、それらの特性はほとんど不明であり、銀河団の磁場を測定することは、特に個々の電波源の外部の大規模な場合には困難です。この作業では、強度勾配を使用して、クラスター内の磁場の天空方向を調べます。この手法は、乱流ガスからの放出強度マップを使用するグラデーション手法（GT）の分岐です。ペルセウス、M87、コマ、およびA2597銀河団のチャンドラX線画像と、ペルセウスからのシンクロトロン放射のVLA電波観測を利用しています。数値シミュレーションと一致する、フィールドは主にペルセウス座のスパイラルアームをたどることがわかります。GT予測磁場は、クールコアクラスターの中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）フィードバックによって駆動される上昇気泡の周りの磁気ドレーピングの兆候と、コマクラスターと合流する下部構造の周りのドレーピングを示します。これらのクラスターの半径方向に関する平均フィールドの方向を計算します。配向は、クラスタークールコアでの熱流束による浮力不安定性（HBI）の予測と一致しており、クラスター周辺での磁気熱不安定性（MTI）の予測と一致しています。X線を使用して予測されたペルセウスの磁場と無線データの間には、幅広い合意があります。さらなる数値研究と、より高い解像度とより大きな有効面積を備えたより良い将来の観測は、この方法の不確実性を減らすのに役立ちます。
多波長測光データからのM 51-NGC 5195システムの空間的に解決された恒星の人口特性
| Title |
Spatially-resolved_Stellar_Population_Properties_of_the_M_51-NGC_5195_System_from_Multi-wavelength_Photometric_Data |
| Authors |
Peng_Wei,_Hu_Zou,_Lin_Lin,_Xu_Zhou,_Xiang_Liu,_Xu_Kong,_Lu_Ma,_Shu-Guo_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06231 |
M51とそのコンパニオンNGC5195のマルチバンドフォトメトリック画像を使用して、紫外から光学および赤外まで、この相互作用システムの空間的に解決された恒星個体群特性を恒星個体群合成モデルで調査します。観測されたIRXは、ダストの消滅を抑制するために使用されます。恒星の質量もモデルのフィッティングから推測されます。観測されたスペクトルエネルギー分布（SED）を合成のものとフィッティングすることにより、恒星の年齢、金属性、ダストの消滅、恒星の質量の2次元分布を導き出します。M51では、バルジから伸びる2つのグランドデザインのスパイラルアームが、若い時代、豊かな金属性、豊富なダストを示しています。アーム間の領域は、古く、金属が少なく、ほこりの少ない恒星の集団で満たされています。M51からNGC5195に伸びるらせん状の腕を除いて、NGC5195の恒星個体群特性はまったく特徴がありません。NGC5195はM51よりはるかに古く、そのコアは非常に埃っぽく、$A_V$が最大1.67等で、恒星の質量表面密度が高密度です。接近して遭遇すると、M51のスパイラルアームのほこりがNGC5195の中心に移動する可能性があります。
活動銀河核における複数の変化する外観現象の可能なメカニズム
| Title |
A_possible_mechanism_for_multiple_changing_look_phenomenon_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
M._Sniegowska,_B._Czerny,_E._Bon,_N._Bon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06441 |
活発な銀河の増加で現在観察されている見た目の変化現象は、ブラックホールに近い降着過程の理解に挑戦しています。複数の半周期的バーストが観測され、エディントン限界の数パーセントでソースが動作しているソースの簡単な説明を提案します。バーストは、標準のガスが支配する外部ディスクと高温の光学的に薄い内部の移流が支配する降着流の間の狭いリングで動作する放射圧の不安定性によって引き起こされます。対応するリミットサイクルは定期的なバーストの原因であり、タイムスケールは不安定なラジアルゾーンが狭いため、標準の粘性タイムスケールよりもはるかに短くなります。私たちのおもちゃのモデルは定量的な予測を提供し、NGC1566、NGC4151、NGC5548、GSN069で観測されたような複数のバーストに対して適切に機能しますが、バーストの形状はまだ十分にモデル化されておらず、モデルのさらなる開発が必要です。
Athena Wide Field Imagerを使用した高速過渡検出の調査
| Title |
Exploring_rapid_transient_detection_with_the_Athena_Wide_Field_Imager |
| Authors |
Pragati_Pradhan,_Abraham_D._Falcone,_Jamie_A._Kennea,_David_N._Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05548 |
X線トランジェントは、宇宙の空の中で最も謎めいたオブジェクトの1つです。それらの一時的な振る舞いの予測不能性と根本的な性質は、近年多くの研究を促しました。この分野では大幅な進歩が見られましたが、そのようなイベントのより完全な理解は、一時的なイベントの迅速なフォローアップの遅れによって妨げられることがよくあります。この制約を緩和する効率的な方法は、そのような過渡現象をほぼリアルタイムで検出する方法を考案することです。Athena/WideFieldImager（WFI）は、$40'\times40'$の視野と大きな有効面積を備えており、毎日多数のX線変数または一時的なオブジェクトを検出します。この作業では、WFIによるX線トランジェントのオンボードまたは地上ベースの迅速な検出アルゴリズムについて説明します。シミュレートされたAthena/WFIデータを使用したアルゴリズムの実現可能性テストを提示し、かなり単純なアルゴリズムが典型的なAthena/WFI観測で一時的および可変ソースを効果的に検出できることを示します。
電波観測データを用いた銀河中心での原始ブラックホール分数の制約
| Title |
Constraining_Primordial_Black_Hole_Fraction_at_the_Galactic_Centre_using_radio_observational_data |
| Authors |
Man_Ho_Chan,_Chak_Man_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05677 |
最近のガンマ線と宇宙線の観測により、宇宙の原始ブラックホール（PBH）の量に強い制約が課されました。この記事では、内部銀河中心のアーカイブラジオデータを使用して、単色、対数正規、べき法則を含む3つの異なるPBH質量分布のPBHと暗黒物質の比率を制約します。PBHの量は、大きなパラメーター空間の銀河中心で暗黒物質のごくわずかな成分を構成するだけであることを示します。
| Title |
Synchronized_neutrino_communications_over_intergalactic_distances |
| Authors |
A._D._Santos,_E._Fischbach,_and_J._T._Gruenwald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05736 |
電磁信号に加えて、または電磁信号の代わりに、どのようにして高エネルギーニュートリノ通信を大規模な天体物理学イベントに同期させることができるかについて説明します。
色-色-強度図を使用したX線バイナリクラスの分離におけるX線色選択の比較
| Title |
Comparing_X-ray_color_selection_in_separating_X-ray_binary_classes_using_Color-Color-Intensity_diagrams |
| Authors |
Nazma_Islam,_S.D._Vrtilek,_Bram_Boroson,_D.-W._Kim,_E._O'Sullivan,_M._L._McCollough,_G._Fabbiano,_C._Anderson,_D._J._Burke,_R._D'Abrusco,_A._Fruscione,_J._L._Lauer,_D._Morgan,_A._Mossman,_A._Paggi,_G._Trinchieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05810 |
X線バイナリは幅広いプロパティを示しますが、コンパクトオブジェクトの性質を決定するために受け入れられている方法はほとんどありません。ブラックホールを含むシステムと中性子星を含むシステムを区別する手段として、カラー-カラー-強度図が提案されています。ただし、この手法は、所定のエネルギーバンドでのみ利用可能なデータを使用して定義された1組のX線色を持つ1つの機器（RXTE/ASM）のみからのデータで検証されています。この方法の信頼性を判断するために、より敏感な機器でX線の色の選択をテストします。ユーザーがエネルギーバンドを指定できるMAXIGasSlitCameraのデータを使用します。以前に文献で定義されたX線の色と、このペーパーで具体的に定義したX線の色をテストします。代表的なシステムのセットを使用して、各色のセットで色-色-強度図を作成し、異なるクラスを分離するのに最適なものを決定します。個々のソースを調べる場合、特定のバンドが他のバンドよりも効果的です。特定のエネルギー範囲では、ブラックホールバイナリのソフト状態の分離は、ソフトカラーとハードカラーの両方に最低エネルギーバンドからの情報が含まれる場合にのみ可能でした。テストしたすべてのX線色で、ブラックホールまたは中性子星を含むシステムをカラー-カラー-強度図で区別できることを確認しました。これは、これらの異なるクラスを管理する降着プロセスの普遍性を示唆しています。色-色-強度図のさまざまな場所にさまざまなクラスのX線バイナリを駆動する可能な物理プロセスを提案します。
この作業では、中性子星（NS）山からの重力波（GW）が現在の第2世代および将来の第3世代GW検出器で検出できるかどうかを探ります。特に、NSグリッチの直後に一時的な山が形成されるシナリオに焦点を当てます。グリッチでは、NSのスピン周波数が急激に増加し、その後グリッチの前のスピン周波数に指数関数的に回復しますが、完全に到達することはありません。回復が一時的な山による追加のトルクによるものである場合、その山からのGWは設計感度でAdvancedLIGOでわずかに検出可能であり、アインシュタイン望遠鏡などの第3世代検出器で検出できる可能性が非常に高いことがわかります。このモデルを使用して、オブザーバブルに関するGWの振幅とその持続時間の分析式を見つけることができます。
LMC X-2のAstroSatビュー：完全なZトラックに沿った広帯域X線スペクトルプロパティの進化
この論文では、{\it大面積X線比例計数管（LAXPC）}と{\itSoftXで$\sim$140ksの観測を使用して得られた銀河系外Z光源LMCX-2の最初の結果を報告します。-rayTelescope（SXT）}オンボード{\itAstroSat}。{\itLAXPC}データで作成されたHIDは、3つのブランチすべてを示すソースの完全なZパターンを明らかにしました。私たちは、この線源に関する最初のそのような研究である、Zトラックに沿った$0.5-20.0$keVのエネルギー範囲での広帯域X線スペクトルの進化を研究しました。Zパターンのさまざまな部分のX線スペクトルは、吸収されたコンプトン化コンポーネントによってよく説明されていました。降着円盤コンポーネントがないことは、円盤がComptonized領域によっておそらく隠されていることを示唆しています。最適な電子温度（$kT_e$）は$1.7-2.1$keVの範囲であり、光学的深さ（$\tau$）は$13.2-17.5$の範囲であることがわかりました。光源が標準/フレアブランチ（NB/FB）頂点からFBの上部に移動するにつれて、光学深度（$\tau$）が増加しました。これは、強い放射圧によってトリガーされる流出の可能性を示唆しています。HBとNBのパワー密度スペクトル（PDS）は、それぞれインデックス$\alpha$$\sim$1.68と0.83の純粋なべき乗則で近似できます。また、FBにQPOの弱い証拠（2.8〜$\sigma$）が見つかりました。光源の固有の光度は$（1.03-1.79）$$\times$10$^{38}$エルグ/秒の間で変動しました。他のZ線源および以前のLMCX-2の観測と比較することにより、結果を説明します。
GW190814の性質と核上物質の理解への影響について
| Title |
On_the_nature_of_GW190814_and_its_impact_on_the_understanding_of_supranuclear_matter |
| Authors |
Ingo_Tews,_Peter_T._H._Pang,_Tim_Dietrich,_Michael_W._Coughlin,_Sarah_Antier,_Mattia_Bulla,_Jack_Heinzel,_and_Lina_Issa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06057 |
LIGOScientificとVirgoのコラボレーション（LVC）による、2019年8月14日に$2.50-2.67M_{\odot}$の質量をもつコンパクトオブジェクトの観察は、核上状態方程式の理解を深める可能性があります。LVCの重力波分析は、GW190814がおそらくバイナリーブラックホールシステムであったことを示唆していますが、二次成分はこれまでに観測された中で最も重い中性子星であった可能性もあります。以前に派生した核物理学-マルチメッセンジャー宇宙物理学フレームワークを使用して、このオブジェクトの性質に対処します。私たちの調査結果に基づいて、GW190814が$>99.9\％$の確率でバイナリブラックホールの合併であると判断しました。以前に採用された中性子星の最大質量に対する制約を弱めたとしても、バイナリーブラックホールの起源の確率は$\sim86\％$のままです。さらに、バイナリブラックホールまたは中性子星-ブラックホールシナリオの両方について、中性子星の質量半径図の許容領域を分析することにより、この観測が核の状態方程式の理解に与える影響を調べます。二次オブジェクトが中性子星であるというありそうもないシナリオでは、バイナリのブラックホールシナリオでは、音速の最大速度$c_s\geq\sqrt{0.6}$倍の音速のかなり硬い状態方程式が必要です。新しい洞察を提供しない。
コア崩壊超新星Iの爆発エネルギー：解析的、球対称のソリューション
| Title |
Explosion_Energies_for_Core-collapse_Supernovae_I:_Analytic,_Spherically_Symmetric_Solutions |
| Authors |
Mariam_Gogilashvili,_Jeremiah_W._Murphy,_Quintin_Mabanta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06087 |
コア崩壊超新星の最近の多次元シミュレーションは、成功した爆発と爆発エネルギー予測を生み出しています。一般に、爆発エネルギーの進化は単調で比較的スムーズであり、分析的な解決策が考えられます。球面対称、1ゾーンシェル、ニュートリノと$\alpha$粒子の再結合によって駆動されるという仮定の下で、ゲイン領域の拡張に対する解析解を導き出します。2つの仮説を検討します。I）爆発エネルギーはニュートリノと$\alpha$再結合によって駆動されます。II）爆発エネルギーはニュートリノのみによって駆動されます。これらの仮定の下で、基本的な無次元パラメーターと分析スケーリングを導出します。ニュートリノのみの仮説（II）の場合、漸近爆発エネルギーは$E_{\infty}\約1.5M_gv_0^2\eta^{2/3}$としてスケールします。ここで、$M_g$はゲイン質量、$v_0です。$は衝撃時の自由落下速度、$\eta$は加熱と動的時間スケールの比率です。ニュートリノと再結合の両方（仮説I）を含め、漸近爆発エネルギーは$E_{\infty}\approxM_gv_0^2（1.5\eta^{2/3}+\betaf（\rho_0））$で、$\beta$は無次元の再結合パラメーターです。ベイズ推論を使用して、これらの分析モデルをシミュレーションに適合させます。両方の仮説は、球形に爆発する傾向がある最も低い前駆細胞の質量のシミュレーションに適合します。適合は仮説IまたはIIを優先しません。ただし、以前の調査では、$\alpha$組換えが重要であることが示唆されています。予想通り、どちらの仮説も非球面爆発を示す高質量シミュレーションには適合しません。要約すると、この爆発エネルギー理論は、前駆細胞の質量が小さい球状爆発と一致しています。より高い前駆質量シミュレーションとの不一致は、それらの理論が非球面力学を含まなければならないことを示唆しています。
反射格子分光計でディープXMMニュートン観測を使用した超新星残骸N132Dのプラズマ診断
| Title |
Plasma_Diagnostics_of_the_Supernova_Remnant_N132D_Using_Deep_XMM-Newton_Observations_with_the_Reflection_Grating_Spectrometer |
| Authors |
Hitomi_Suzuki,_Hiroya_Yamaguchi,_Manabu_Ishida,_Hiroyuki_Uchida,_Paul_P._Plucinsky,_Adam_R._Foster,_Eric_D._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06158 |
軟X線バンドで高解像度分光を可能にする反射格子分光計（RGS）を使用して、大マゼラン雲（LMC）のX線で最も明るい超新星残骸（SNR）であるN132DのXMM-Newton観測を提示します。中間充電状態でのさまざまな要素のLシェル遷移からのダースの輝線が、軸上での約200kの観測を統合したRGSデータで新たに検出されました。0.3-2.0-keVスペクトルには、電子温度が異なる熱プラズマの少なくとも3つのコンポーネントが必要であり、非平衡電離（NEI）の明確な証拠を示しています。さらに詳細なスペクトル診断により、OVIIとNeIXの禁制線と共鳴線の比率が両方とも、典型的なNEIプラズマの予想よりも高いことが明らかになりました。この拡張は、複数の温度成分の重ね合わせからの寄与に加えて、電荷交換によって引き起こされる共鳴散乱または放出のいずれかに起因する可能性があります。
ペア不安定性超新星からのブラックホールの質量ギャップに対する恒星回転の影響
ペア不安定超新星（PISNe）のモデルは、ブラックホール（BH）質量の$\sim45M_\odot-120M_\odot$間のギャップを予測します。これは、上部BH質量ギャップと呼ばれます。重力波天体物理学の出現により、この予測をテストすることが可能になり、どのような理論的不確実性がこのギャップの境界を修正するかを理解するための重要な関連する取り組みがあります。この作業では、コンパクトな残骸を残さないPISNeの流体力学に対する回転の影響と、コンパクトなオブジェクトを形成する前に熱核爆発を起こす脈動-PISNe（PPISNe）の進化を研究します。上部質量ギャップの下端を解決するために、金属の乏しい環境$（Z_\odot/50）$で非回転および高速回転の剥がれたヘリウム星のシミュレーションを実行します。シミュレーションの結果は、角運動量輸送の効率に依存することがわかります。モデルには、質量ギャップの下端を$\sim4\％$だけ上方にシフトするスプルイトテイラーダイナモによる効率的な結合が含まれます。この効果を含まないシミュレーションは、$\sim15\％$だけ上方にシフトします。このことから、上部質量ギャップの下端はBHスピンに依存していると予想されます。これは、観測されたBHマージの数が増えるにつれてテストできます。さらに、私たちはPPISNeを受けている星が、鉄芯の崩壊時にエンベロープ（$R\sim10-1000〜R_\odot$）を拡張していることを示しており、超長ガンマ線バーストの前駆細胞として有望です。
脈動対不安定性により拡張された水素を含まない前駆体からの超長ガンマ線バーストに関連する明るい超新星
| Title |
Luminous_supernovae_associated_with_ultra-long_gamma-ray_bursts_from_hydrogen-free_progenitors_extended_by_pulsational_pair-instability |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Pablo_Marchant,_Sergei_I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06221 |
超長いガンマ線バーストに関連付けられている明るい超新星は、脈動のペアの不安定性によって拡張された水素を含まない前駆体の遅い断熱冷却によって引き起こされる可能性があることを示します。付随する論文（Marchant＆Moriya2020）で、脈動対不安定性を経験するいくつかの急速に回転する水素フリーガンマ線バースト前駆細胞は、コア崩壊まで脈動対不安定性によって引き起こされる拡張構造を維持できることを示しました。このような前駆細胞は10Rsunを超える大きな半径を持ち、コアの崩壊時に1000Rsunを超えることがあります。したがって、それらは超長ガンマ線バーストの有望な前駆細胞です。ここでは、半径1962Rsunの1つの拡張水素フリー前駆体の爆発の光曲線モデリングを実行します。先祖半径が大きいため、噴出物はゆっくりとした断熱冷却を経験し、56Ni核崩壊からのエネルギー入力がなくても、急速に進化する（<〜10日）明るい（>〜1e43erg/s）超新星になります。また、ピーク光度付近では、10,000km/sを超える高速の光球速度と10,000Kを超える高温の光球温度があります。超長ガンマ線バーストGRB111209Aに関連付けられているSN2011klは、拡張された前駆細胞の断熱冷却フェーズによって説明できることがわかります。Marchant＆Moriya2020で提案された超長ガンマ線バースト前駆細胞は、超長ガンマ線バースト期間と付随する超新星の性質の両方を説明できます。ガンマ線バーストジェットが軸外れまたはチョークである場合、発光超新星は、ガンマ線バーストを伴わずに、高速の青色光過渡現象として観測できます。
MAGICガンマ線バーストGRB 190114Cのブロードバンド初期残光放出による粒子加速の調査
主要な大気ガンマイメージングチェレンコフ望遠鏡（MAGIC）は、GRB190114Cのガンマ線残光を検出しました。これは、非熱放射を放出する衝撃加熱プラズマの微視的パラメーターを制約する可能性があります。このイベントの初期の残光に焦点を当てて、時間依存コードを使用して、一定の風のような星状媒質でスペクトルと多波長光曲線を数値的にシミュレーションします。私たちの結果は、{\itFermi}によって報告されたGeVガンマ線束とそのスペクトルインデックスを再現するために、最高エネルギーでの電子加速タイムスケールがジャイロピリオドの20倍より短い可能性が高いことを示しています。これは、ワイベルが媒介する衝撃の加速効率に興味深い制約を与えます。非熱電子の数分率$f_{\rme}$と熱電子の温度も制約します。初期の発光は、$f_{\rme}\lesssim0.01$による熱シンクロトロン放射によって説明できます。一方、X線光度曲線は陽子から熱電子への効率的なエネルギー移動を制限し、熱電子のエネルギー分率が$\sim10$より大きい場合は$f_{\rme}\sim1$が必要です\％。この研究で得られたパラメーターの制約は、相対論的衝撃でプラズマ物理学を調べるための重要な手がかりを与えます。
サイクロトロン自動共鳴に基づく宇宙ゼバトロン
ゼバトロンは、粒子をZeVエネルギー（1ZeV=$10^{21}$eV）に加速することを想定した加速器スキームです。スキーム、特に内部衝撃モデルは、1962年以来散発的に地球に到達することが検出されている超高エネルギー宇宙線（UHECR）粒子の加速を説明するために提案されています。ここでは、サイクロトロン自動共鳴加速（CARA）メカニズムは、バイナリシステムの統合や超新星爆発などの激しい天体物理学的プロセスの結果として放出される粒子の可能な加速を実証するために調整され、使用されています。そのようなイベントは、高エネルギー粒子と超強力なビーム放射の放出をもたらします。超強磁場が同時に存在する場合は、サイクロトロン自動共鳴の条件が満たされる場合があります。したがって、CARAは、おそらく他の方法の中でもとりわけ、衝撃波によって前駆細胞の内部で事前加速された粒子に対して{\itブースター}のように機能することができます。例として、水素、ヘリウム、鉄56の核がCARAによってZeVエネルギーに到達する可能性があることを示しています。この条件下では、粒子は、超強磁場の線の周りを旋回しながら、超強力な放射線場。放射反応を考慮に入れると、粒子によって得られたZeVエネルギーは、共鳴条件が約20\％未満で見逃された場合、1桁未満で減衰する可能性があることが示されています。
食のX線バイナリシステムのセルフレンズ
このプロジェクトでは、重力レンズを使用して、X線バイナリ（XRB）システムの日食でコンパクトな物体の質量を測定することの実現可能性を調べます。増幅曲線をモデル化し、XRBシステムの機能がそのような信号の観測を潜在的に妨げるかどうかを判断することにより、効果を表示するのに最も役立つXRBの種類を調査します。降着円盤と恒星風の影響、およびコンパクトオブジェクトの質量、バイナリ分離、コンパニオンスペクトルタイプを調べます。一般的に言えば、レンズ信号は、伴星の範囲にある角度サイズが小さいときに最も強く、比較的コンパクトな伴星（LMXB）を支持しますが、進化した重い星（特定のWR星など）は、適度に検出可能な信号を持っています。興味深いことに、セルフレンズ信号は、分離が大きいバイナリの方が強く、他のすべての手法の場合とは正反対です。したがって、コンパクトなオブジェクトを発見するためのパラメータ空間を拡張することにより、専用のセルフレンズサーベイはX線および放射速度技術を補完します。同時に、セルフレンズサーベイは、銀河系のバイナリシステムにおける非降着コンパクトオブジェクトの多数を明らかにする可能性を提供します。
最近研究された中間出力光過渡現象（ILOT）とジェット出力の説明
| Title |
Explaining_recently_studied_intermediate_luminosity_optical_transients_(ILOTs)_with_jet_powering |
| Authors |
Noam_Soker,_Noa_Kaplan_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06472 |
ジェット駆動のILOTシナリオを最近研究された2つの中間光度過渡光（ILOT）に適用し、これらのILOTの爆発を説明する可能性のある関連するシェルの質量とジェットのエネルギーを見つけます。ジェット駆動のILOTシナリオでは、バイナリシステムの星の1つの周りの降着円盤がジェットを発射します。ジェットと以前に放出された低速シェルとの相互作用により、運動エネルギーが熱エネルギーに変換され、その一部が放射されます。ジェット駆動のILOTシナリオの2つのモデルを適用します。球殻モデルではジェットが球殻を加速し、繭模型ではジェットが殻を貫通して熱い泡である繭を膨張させます。一貫した結果が得られます。ILOT（中間光度赤過渡）SNhunt120の場合、シェルの質量とジェットのエネルギーはそれぞれMs=0.5-1MoとE（2j）=5e47ergであることがわかります。ジェットの半分の開き角度はalpha=30から60度です。ILOT（明るい赤の新星）AT2014ejの2番目のピークでは、これらの量はMs=1-2MoおよびE（2j）=1.5e48ergであり、alpha=20から30度です。モデルは、これらのILOTが1つの星を残す恒星の合併によるものなのか、それとも両方の星が生き残った物質移動によるものなのかはわかりません。どちらの場合も、シェルの質量とジェットのエネルギーは、2元系がM1+M2>10Moの質量を組み合わせた巨大なものであることを示唆しています。
準平行衝撃波における電子エネルギー化：プロトン駆動乱流中の試験粒子電子
| Title |
Electron_Energization_in_Quasi-Parallel_Shocks:_Test-Particle-Electrons_in_a_Proton_Driven_Turbulence |
| Authors |
Adrian_Hanusch,_Tatyana_Liseykina_and_Mikhail_Malkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06478 |
衛星ミッションによって達成可能な地球の船首衝撃波でのエネルギー粒子のその場観察は、電子が準垂直衝撃波形状で最も効率的に加速されるという見解を長い間生み出しました。ただし、宇宙線電子の生成と超新星残骸などの放射源からのそれらの放射に責任があると見なされた衝撃は、地球の弓衝撃よりもはるかに強力で大きなものです。彼らの遠隔観測は、準平行衝撃においても電子が非常に効率的に加速されることを示唆しています。この論文では、高エネルギーに加速された陽子が、電子の予熱に必要な波乱流を作り出し、準平行衝撃波形状の拡散衝撃波加速に続いて注入される可能性を調査します。ハイブリッドシミュレーションが動作する電子コア分布への低密度の追加を意味する、追加のテスト粒子電子集団が導入されました。その目的は、これらの電子が「ハイブリッド」電磁界によってどのように励起されるかを調査することです。空間次元の減少により、数値セルあたりのマクロイオンの数を劇的に増やし、テスト電子の速度分布の収束結果を得ることができました。ハイブリッドシミュレーションで観測されたイオン駆動波に熱電子の大部分をアクセス可能にする電子予熱メカニズムについて説明します。イオンによって供給される前駆波場は、電子がサブショックで衝撃を受ける前に電子を予熱するかなりの可能性があることを発見しました。我々の結果は、熱い試験電子と陽子の下流の熱平衡が起こらないことを示しています。代わりに、結果として得られる電子対陽子温度比は、衝撃マッハ数の減少関数$M_\mathrm{A}、$であり、高い$M_\mathrm{A}で飽和する傾向があります。$
| Title |
Constraining_annihilating_dark_matter_mass_by_the_radio_continuum_spectral_data_of_a_high-redshift_galaxy_cluster |
| Authors |
Man_Ho_Chan,_Chak_Man_Lee,_C.-Y._Ng,_Chun_Sing_Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06547 |
過去10年間、暗黒物質モデルの消滅特性は、ガンマ線、電波、X線、陽電子、電子、反陽子、ニュートリノのデータを含むさまざまな種類のデータによって調べられました。特に、ほとんどの研究は、私たちの銀河、近くの銀河（たとえばM31銀河）、または近くの銀河クラスター（たとえばFornaxクラスター）のデータに焦点を当てています。この記事では、比較的高い赤方偏移の銀河クラスター（A697クラスター）のアーカイブ無線連続体スペクトルデータを調べて、暗黒物質を消滅させる特性を抑制します。親油性消滅チャネル（$e^+e^-$、$\mu^+\mu^-$および$\tau^+\tau^-$）は、A697クラスタ。
天の川の人口によって暗示されるように、併合する二重中性子星の質量比
ハッブル時間内に合流する天の川の質量を正確に測定する7つの既知の二重中性子星（DNS）のうち、1つを除いてすべてが1に近い質量比$q$を持っています。最近、DNSJ1913$+$1102の3つのポストケプラー式パラメーターの正確な測定により、このシステムは0.78$\pm$0.03の非常に単一でない質量比を持つように制約されています。重力波観測所によって検出されたDNSの7つのうちの約1つ（14\％）が、質量比が1とは大幅に異なると結論づけたくなるかもしれません。ただし、J1913$+$1102の合併時間は470マイアと比較的長いです。マージ時間と観測バイアスを考慮に入れると、銀河系DNSの母集団は、マージするすべてのDNSの$\simeq98\％$が$q>$0.9になることを示しています。次に、DNSマージの3D流体力学シミュレーションによって通知された2つの個別のフィッティング式を銀河系のDNS質量の結果に適用し、$\simeq$0.004${M_{\odot}}$または$\simeq$0.010${M_{\odot}}$の材料は、使用されている式に応じて、合併時に排出されます。これらの噴出物の質量は、電磁対応物（$\sim$10$^{41}$ergs$^{-1}$であることがわかります）のピークボロメトリック光度と$r$プロセスエンリッチメントの両方に影響を与えます。天の川の。
| Title |
International_Coordination_of_Multi-Messenger_Transient_Observations_in_the_2020s_and_Beyond:_Kavli-IAU_White_Paper |
| Authors |
S._Bradley_Cenko,_Patricia_A._Whitelock,_Laura_Cadonati,_Valerie_Connaughton,_Roger_Davies,_Rob_Fender,_Paul_J._Groot,_Mansi_M._Kasliwal,_Tara_Murphy,_Samaya_Nissanke,_Alberto_Sesana,_Shigeru_Yoshida_and_Binbin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05546 |
この白書は、2020年2月に南アフリカのケープタウンで開催された、18か国から50人が参加する5日間のワークショップからの議論をまとめたものです。KavliFoundationがスポンサーとなり、一時的およびマルチメッセンジャー天文学の既存および潜在的なボトルネックについて議論し、8つの広範な懸念領域を特定しました。これらの一部は、データアクセスポリシー、資金提供、理論的および計算的リソース、労働力の平等など、国際協力に従事する多くの天文学者が直面する課題と非常に似ています。その他、アラート、望遠鏡の調整、機会の目標の実装などは、時間領域に強く関連しており、過渡現象に対応する際に特に困難です。これらのボトルネックに対処するために、35の具体的な推奨事項を提供します。そのうちのいくつかは、単なる出発点であり、開発が必要です。これらの推奨事項は、共同グループや個人だけでなく、一時的な共同作業を効率的かつ効果的に行うために不可欠なさまざまな組織を対象としています。一時的な研究に携わる人々が建設的になり、それらを使用して、より大きな影響力とより包括的なチームとのコラボレーションを開発することを願っています。
1つ、1つ、1つの千-選択効果が存在する場合の人口の特性の推定
| Title |
One,_No_One,_and_One_Hundred_Thousand_--_Inferring_the_properties_of_a_population_in_presence_of_selection_effects |
| Authors |
Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05579 |
このドキュメントには、選択効果が存在する場合の階層ベイズ推論の教育的紹介が含まれています。主な方程式は、第一原理から段階的に得られます。実際にどのように機能するかを示す2つの例が提供されています。私がこれらのノートを起草したとき、私は重力波の天体物理学を念頭に置いていましたが、それらは、発生源の集団の特性に関する推論について学びたい人にとって有用であるのに十分一般的であるべきです。
高速輸送軌道上のソーラーセーリングスモールサットと、高度な科学ペイロードの飛行中の自律的組み立てによる外部ソーラーシステムの探索
| Title |
Exploring_the_Outer_Solar_System_with_Solar_Sailing_Smallsats_on_Fast-Transit_Trajectories_and_In-Flight_Autonomous_Assembly_of_Advanced_Science_Payloads |
| Authors |
Slava_G._Turyshev,_Henry_Helvajian,_Louis_D._Friedman,_Tom_Heinsheimer,_Darren_Garber,_Artur_Davoyan,_and_Viktor_T._Toth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05623 |
太陽系の外側の領域を探索するための高度な惑星科学ペイロードを構築する手段として、飛行中の自律組立について説明します。これらのペイロードは、ソーラーセールの推進力によって最大10AU/年の速度に加速されながら、ソーラーシステムの高速移動軌道に配置されたスモールサット（<20kg）のグループによって提供されるモジュール式部品からロボットで構築されます。この概念は、惑星科学コミュニティに、飛行中に組み立てられる柔軟で再構成可能な機器およびシステムを使用して、太陽系の遠方の領域への安価で頻繁なアクセスを提供します。これにより、再訪時間が短縮され、補充とテクノロジーの挿入が迅速になり、より低いコストでより長いミッションが可能になります。また、モジュール式の冗長アーキテクチャを使用することにより、小型衛星の科学能力を高め、ソーラーシステム全体にセンシング機器を普及させることができます。
Celeriteに基づく高速な2Dガウスプロセス法：通過する太陽系外惑星の発見と特性評価への応用
| Title |
A_Fast,_2D_Gaussian_Process_Method_Based_on_Celerite:_Applications_to_Transiting_Exoplanet_Discovery_and_Characterization |
| Authors |
Tyler_Gordon,_Eric_Agol,_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05799 |
ガウス過程（GP）は、天体物理学的時系列の確率的変動性のモデルとして一般的に使用されます。特に、GPは惑星の通過光曲線における相関する恒星変動を説明するために頻繁に使用されます。数千から数万のデータポイントを含む光度曲線へのGPの効率的な適用は、celeriteメソッドを含むGPメソッドの最近の進歩によって可能になりました。ここでは、2番目の次元が通常小さい2つの入力次元へのceleriteメソッドの拡張を示します。この方法は、各大きな次元のノイズが同じセレライトカーネルに比例し、相関するノイズの振幅のみが2番目の次元で変化する場合に、データポイントの総数に比例してスケーリングします。多波長光曲線から正確な通過パラメーターを測定する問題へのこのメソッドの適用を示し、桁違いに通過パラメーター測定を改善する可能性があることを示します。この方法のアプリケーションには、トランジット分光法とエキソムーン検出、さらに幅広い天文学上の問題が含まれます。
重力波は、ブラックホールの合体や中性子星の衝突などの高エネルギーイベントが発生した時空ファブリック内の波紋です。最初の重力波（GW）検出（GW150914）は、2015年9月14日にレーザー干渉計重力波観測所（LIGO）によって行われました。さらに、GWの存在の証明は、恒星の進化から一般相対性理論まで数え切れないほどの影響を与えました。重力波の検出には複数のフィルターが必要であり、フィルター処理されたデータを集中的に調査して、データが単なるグリッチなのか、実際の重力波検出なのかを判断する必要があります。ただし、ディープフィルタリングを使用すると、フィルタリングのレベルが大幅に低下し、出力が確実でバイナリになるため、プロセスが大幅に簡略化されます。この手法であるディープフィルターは、1次元の畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用します。モデルは、実際のLIGOノイズとGW波形テンプレートの注入の複合によってトレーニングされます。CNNは効果的に分類を使用して、弱いGW時系列を非ガウスノイズからLIGO時系列のグリッチから区別します。モデルの感度は、非常に低いSNRでGWをリアルタイムで検出しながら、計算コストを抑えながら、この分野での以前のすべての研究よりも高くなっています。
Astrophysics Visual Analytics ServicesをEuropean Open Science Cloudに移植するために
| Title |
Toward_porting_Astrophysics_Visual_Analytics_Services_to_the_European_Open_Science_Cloud |
| Authors |
Eva_Sciacca_and_Fabio_Vitello_and_Ugo_Becciani_and_Cristobal_Bordiu_and_Filomena_Bufano_and_Antonio_Calanducci_and_Alessandro_Costa_and_Mario_Raciti_and_Simone_Riggi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06222 |
欧州オープンサイエンスクラウド（EOSC）は、地理的境界のないすべての分野の科学をサポートするために、研究データをホストおよび処理するための連合環境を作成することを目的としています。練習。この作品は、さまざまな天体物理学のユーザーコミュニティのニーズに対応するために、EOSCに統合された視覚分析サービスの実装に関連する進行中の活動を紹介します。これらのサービスは、FAIRの原則に基づいてデータライフサイクルプロセスを管理する視覚化に依存し、画像処理と多次元マップの作成とモザイク化のためのデータ処理を統合し、大規模な多次元マップ内の構造の検出に機械学習技術を適用します。
SOHO / EITによって観測された太陽フレアイベントのカタログ
| Title |
A_Catalog_of_Solar_Flare_Events_Observed_by_the_SOHO/EIT |
| Authors |
Sumanth_A._Rotti,_Petrus_C.H._Martens,_and_Berkay_Aydin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05586 |
1997年から2010年にかけて、太陽および太陽圏天文台（SOHO）宇宙船とGOES宇宙船に搭載された極端紫外線画像望遠鏡（EIT）によって観測された太陽フレアのカタログをまとめました。1998年中頃、EITのリズム画像は1日2画像から12分に変更されました。ただし、時間分解能が低いと、フレア現象の多くをキャプチャするときにデータに大きなギャップが生じます。したがって、時間的オーバーラップ、観測波長、フル視野（FOV）画像などのフレアパラメーターを使用して、フレア検出で起こり得るエラーを監視します。GOESフレアカタログを主な情報源と見なします。EIT装置によってキャプチャされたExtremeUltraviolet（EUV）画像を使用してGOES検出フレアを強化するために使用される手法について説明します。明るさを検出するために、最大ケイデンスが25分の画像を差し引きます。仮想太陽観測所（VSO）を介してEITデータをダウンロードして分析しました。SOHO/EIT期間のこのフレアデータセットは、装置が太陽サイクル23の大部分をカバーしていたため、太陽フレア予測のプロセスに不可欠であることがわかります。
J形および非J形フレアリボンを通る電流
最近、太陽の下層大気で二重のJ字型リボンを示す太陽フレアが注目を集めています。これは、2次元標準フレアモデルを3次元に拡張するコンテキストで注目を集めています。ここでは、フレアリボン（合成リボンエリアまたはSRAと呼ばれます）で掃引された光球領域を通る電流を、71個の2リボンフレア（うち36個はJ形）のサンプルで調べます。一方のリボンを流れる電流は、もう一方のリボンを流れる電流と非常に相関しているため、同じ電流システムに属しています。この現在のシステムの非中性係数はフレアの大きさとは無関係であり、直接電流と戻り電流の両方がフレアに関与していることを意味します。J字型フレアは、次の点で非J字型フレアとは異なります。1）J字型SRA内の電流密度は、非J字型SRA内の電流密度よりも大幅に小さいが、J字型SRAとそれに関連する磁気流束も大幅に大きくなります。2）SRAを通る電流はフレアの大きさと正の相関がありますが、J字型フレアは非J字型フレアより強い相関を示します。3）J字型フレアの大部分（75\％）は噴火しますが、非J字型フレアの大部分（86\％）は閉じ込められます。したがって、J字型フレアのアクティブな領域をホストすると、非J字型フレアよりもS字型になる可能性が高くなります。したがって、J字型のフレアは、2つのリボンのフレアの明確なサブセットを構成します。さらに、SRAとそれに関連する磁束を組み合わせると、噴火と閉じ込められたフレアを区別できる可能性があることがわかりました。
ダスト沈降を伴う原始惑星系円盤における自己散乱
再放出されたフラックスの散乱は、いくつかの原始惑星系円盤の（サブ）ミリメートル波長範囲で観測された偏光の少なくとも部分的な原因であると考えられています。散乱によって生成される偏光度はダストモデルに大きく依存しますが、このメカニズムを調査する初期の研究では、ダストの単一の粒子サイズと単純な密度分布の仮定に依存していました。しかし、このメカニズムが通常最も効率的である密集した内部領域では、ナノメートルからミリメートルの範囲のサイズのダスト粒子の存在が確認されています。さらに、ガスの存在により、大きな粒子がディスクのミッドプレーンに向かって垂直に移動し、ダストが垂直方向に分離します。偏光放射伝達シミュレーションを使用して、350$\mu$m、850$\mu$m、1.3mm、および2mmで生じる散乱光の偏光の、原始惑星系円盤を説明するさまざまなパラメーター（ダスト粒子の影響を含む）への依存性を分析します落ち着く。異なるディスクパラメータは、主に放射フィールドの異方性、光学的深さ、またはその両方に影響を与えることにより、偏光度を変化させることがわかります。したがって、偏光測定のみから特定のディスクパラメータ値を直接推定することは非常に困難です。ただし、高いダストアルベドを想定すると、光学的に厚いディスク領域から光学的に薄いディスク領域への遷移を追跡することができます。検討されているほとんどのディスク構成の偏光度は、観察で見られるものよりも低く、ダストの特性とディスク構造を説明するモデルを再検討する必要があることを示しています。
衝撃的で段階的なフレアに関連する、SEP、ラジオラウドCME、低周波数タイプIIおよびタイプIII無線バーストの統計的特性
| Title |
Statistical_characteristics_on_SEPs,_radio-loud_CMEs,_low_frequency_type_II_and_type_III_radio_bursts_associated_with_impulsive_and_gradual_flares |
| Authors |
P._Pappa_Kalaivani,_A._Shanmugaraju,_O._Prakash,_R.-S._Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05726 |
主要な太陽エネルギー粒子（SEP：Ep>10MeV）イベントに関連する115の低周波（デカヘクトメーター波長範囲）タイプIIおよびタイプIIIバーストのセットと、太陽フレアやコロナ質量放出などの太陽の原因を統計的に分析しました（CME）1997年から2014年に観測されました。関連する太陽フレアの持続時間に基づいて、それらを2つのイベントセットに分類しました。75のインパルスフレア（持続時間<60分）と40の段階的なフレア（持続時間>60分）。に関連するSEPイベント（Rt=989.23分：2.86日）は短命で、段階的なフレアに関連するイベント（Rt=1275.45分：3.34日）と比較すると、ピーク強度（短い立ち上がり時間）にすぐに到達します。すべてのSEPの対数ピーク強度とCMEのプロパティ（空間速度：cc=0.52、SEcc=0.083）、および太陽フレア（対数積分フラックス：cc=0.44、SEcc=0.083）の間に良い相関関係が見つかりました。この特定の結果では、この主要なSEPイベントのセットについて、フレア関連のSEPイベントとCME関連のSEPイベントを明確に区別できません。Wind/WAVESで観測された電波ダイナミックスペクトルから、これらのバーストのピーク強度、積分強度、持続時間、および勾配を導出しました。衝動的で段階的なフレアイベントに関連するDHタイプIIバーストのプロパティ（ピーク強度、積分強度、開始周波数）のほとんどは、大きさが類似していることがわかります。さらに、SEPのプロパティとDHタイプIIIバーストの主要なパラメーターの間に有意な相関があることもわかりました。この結果は、少なくとも115の主要なSEPイベントのセットについて、DHタイプII無線バーストの特性よりも、DHタイプIII無線バーストの特性とSEPのピーク強度の密接な関連を示しています。
HR 6819のHアルファ輝線のバリエーション
星系HR6819は最近Riviniusらによって提案されました。恒星の質量のブラックホールの最も近い例のサイトとして。それらのスペクトルは、40d軌道のB3III星と静止したB放出線星の2つの成分の証拠を示しています。軌道質量関数と反射軌道運動を伴うスペクトル成分の証拠の欠如に基づいて、Rivinius等。HR6819は、内側のB3IIIスターに加えて、遠方のBeスターが軌道を回るブラックホールバイナリーからなるトリプルシステムであると示唆されています。ここでは、スペクトルのHアルファ輝線の調査に基づく代替モデルを示します。輝線が、内部軌道の伴侶に期待される小さな反射運動を示し、軌道位相に関連するプロファイル形状の変化を示すことを示します。これは、HR6819が、大規模なBeスターと、質量移動バイナリーの元の質量ドナースターの除去された残骸である低質量コンパニオンで構成されるバイナリーシステムであることを示しています。
太陽大気の3D放射流体力学シミュレーションにおける音響重力波伝搬特性
| Title |
Acoustic-gravity_wave_propagation_characteristics_in_3D_radiation_hydrodynamic_simulations_of_the_solar_atmosphere |
| Authors |
B._Fleck,_M._Carlsson,_E._Khomenko,_M._Rempel,_O._Steiner,_G._Vigeesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05847 |
過去数十年の間に、太陽大気の3次元放射磁気流体力学シミュレーションの現実性の度合いに大きな進歩がありました。最も頻繁に使用される4つの数値コードは、Bifrost、CO5BOLD、MANCHA3D、およびMURaMです。ここでは、さまざまな高さでの音響重力波の分散関係を測定することにより、これら4つのコードからのモデル実行における波の伝播特性をテストして比較します。さまざまなモデル間でかなりの違いがあります。波のパワー、特に高周波の高さ依存性は、モデル間で最大2桁異なり、いくつかのモデルの位相差スペクトルは、$\pm180^\circ$位相ジャンプなどの予期しない特徴を示します。
原始星の崩壊：ダストが豊富な原始惑星系円盤を形成するための条件
| Title |
Protostellar_collapse:_the_conditions_to_form_dust_rich_protoplanetary_disks |
| Authors |
Ugo_Lebreuilly,_Beno\^it_Commer\c{c}on_and_Guillaume_Laibe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06050 |
ダストは、星、円盤、惑星の形成において重要な役割を果たします。しかし、原始星の崩壊の間のそのダイナミクスは不十分に調査されたフィールドのままです。最近の研究では、これらの初期段階でダストがガスから効率的に分離する可能性があることが示されているようです。原始星崩壊の初期段階でダストグレインがどの程度、どの領域に集中するかを理解し、それが初期雲と固体粒子の特性にどのように依存するかを確認することを目的としています。グリッドベースのコードRAMSESの複数種のダストダイナミクスソルバーを使用して、ダストの崩壊のさまざまなシミュレーションを実行します。流体力学とMHDシミュレーションを実行して、最大粒子サイズ、熱対重力エネルギー比、雲の磁気特性を変化させます。粒子サイズが数nmから数百ミクロンまで変化する10の中性ダスト粒子種の同時進化をシミュレーションします。典型的なサイズの粒子が数10ミクロンの場合、ガスとダストの間の大きなデカップリングが得られます。このデカップリングは、熱と重力のエネルギー比、粒子サイズ、または磁場の包含に強く依存します。私たちの結果に基づいて調整された半解析モデルでは、ダスト比率がローカルクラウドのプロパティに依存する割合で、初期のストークス数によってほとんど指数関数的に変化することを示しています。より大きな粒子は、最初のコアと新しく形成されたディスクで効率的に沈降およびドリフトする傾向があることがわかります。これにより、ダストとガスの比率が初期値の数倍になります。ダストは高密度領域に集中し、低密度領域では減少します。粒子がガスから分離するサイズは、雲の初期特性に依存します。ダストは崩壊中のガスの代理として使用できるとは限らないため、崩壊シミュレーションにそのダイナミクスの処理を含める必要性を強調します。
星形成速度やさまざまな段階の若い恒星天体（YSO）の寿命などの統計的特性の正確な測定は、星形成理論を制約するために不可欠です。ただし、スペクトルエネルギー分布（SED）のみに基づいて銀河とYSOを分離することは困難です。これは、銀河とYSOの周りの星と塵の両方からの熱放射が含まれており、それらを区別するための信頼できる理論を適用できないためです。ここでは、天体のスペクトラム分類子（SCAO）という名前の畳み込みニューラルネットワークに基づく機械学習アルゴリズムを開発し、通常の星、銀河、YSOをSEDのみに基づいて分類します。以前の分類子より優れたSCAOは、事前の理論的知識がなくても、ラベル付きデータによってのみトレーニングされ、8つのバンドからのデータのみが含まれる場合に、YSOに対して高精度（>95％）および再現率（>98％）で優れた結果を提供します。観測誤差と距離の影響を調査し、長波長領域で3バンド（IRAC3、IRAC4、MIPS1）のみのフラックスを使用した場合でも、高精度のパフォーマンスが維持されることを示します。SCAOをSpitzer観察の最も完全なカタログであるSpitzerEnhancedImagingProducts（SEIP）に適用し、136689YSO候補を見つけました。最後に、SCAOによって予測された結果に基づいて、計算を行わなくても、YSOを直接識別するための直感的な等高線図を提供します。SCAOのWebサイトはhttp://scao.astr.nthu.edu.twにあります。
異なってねじれた磁束ロープのヘリカルキンク安定性の分析
| Title |
Analysis_of_the_helical_kink_stability_of_differently_twisted_magnetic_flux_ropes |
| Authors |
Marta_Florido-Llinas,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Mark_G._Linton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06345 |
磁束ロープ（MFR）は通常、太陽から太陽圏へのヘリシティの輸送を支配する磁気構造であると考えられています。それらは、らせん状に組織化された磁気構造内に閉じ込められたプラズマを巻き込み、地磁気活動を引き起こすことができます。MFRの形成、進化、およびねじれの分布は、激しい議論の対象となっています。これまでにさまざまなツイストプロファイルが提案されていますが、まだ完全に検討されているものはありません。このペーパーの目的は、さまざまなツイストプロファイルを持つMFRがキンク安定であり、それによって前述の議論に光を当てる条件の理論的研究を提示することです。磁場は、Nieves-Chinchillaetal。の円柱分析フラックスロープモデルに従ってモデル化されています。（2016）だけでなく、LundquistおよびGold-Hoyleモデル、およびキンクの安定性は、Linton、Longcope、およびFisher（1996）に基づいて開発された数値的方法で分析されます。結果は、MFRの回転、磁力、逆キラリティーシナリオ、太陽圏全体の拡大などに関連して説明されており、CMEの内部磁気構成の現在の理解を向上させるための理論的背景を提供します。パーカーソーラープローブやソーラーオービターなどの新しいミッションによって取得されたデータは、MFRをこれまでよりも太陽に近づけて観測することにより、これらの結果やアイデアを探求する機会を提供します。
明るい分光バイナリ：I. P <365日の周期を持つ5つのシステムの軌道パラメーター
| Title |
Bright_Spectroscopic_Binaries:_I._Orbital_parameters_of_five_systems_with_periods_of_P_ |
| Authors |
Dennis_Jack,_Missael_Alejandro_Hern\'andez_Huerta,_Klaus-Peter_Schr\"oder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06386 |
最近公開されたGaia〜DR2の動径速度データに基づいて目的を絞った検索を行い、ロボットTIGRE望遠鏡で実行したところ、19の明るい（$m_V<7.66$〜mag）分光連星が見つかりました。これらの5つの星（HD〜20656、HD〜27259、HD〜98812、HD〜150600、HD〜193082）の半径速度曲線を、$P<365$〜日周期で示します。ツールキットRadVelを使用して、軌道パラメーターを決定しました。主星の基本的な恒星パラメータ（有効温度、表面重力、金属性、質量、および年齢）の完全なセットは、観測された中間解像度スペクトル（$R\約20,000$）とiSpecの位置の比較を使用して決定されます。恒星の進化を伴うHRD。5つの主星すべてがすでに巨大相に進化しており、低質量の二次星を所有しています。これはスペクトルに著しく影響を与えません。最後に、連星系の二次星の最小質量を決定し、連星系の特性に関する結論を示しました。
太陽の構造と進化
太陽は恒星の構造と進化の一般的な研究のための重要なベンチマークを提供します。また、太陽の内部特性に関する知識は、太陽磁気サイクルを含む太陽大気現象の理解に重要です。ここでは、関連する物理的プロセスとパラメータを含む、恒星の構造と進化の理論の概要を説明します。続いて、誕生から最新の段階まで、太陽の進化についての議論が続きます。太陽内部に関連する観測の解釈の背景として、計算の基礎となる仮定に対する太陽モデルの感度のかなり広範な分析を提供します。次に、ヘリオイズミック調査と太陽ニュートリノの検出によって利用できるようになった太陽内部に関する詳細情報について説明します。観測された最も軽い元素の存在量によってさらに制約が課せられます。太陽表面の存在量の決定の修正により、観測の推論と太陽モデルの間の不一致が増加しました。最後に、太陽と他の同様の星との関係、および恒星の構造と進化のアステオスミック研究の見通しについて簡単に説明します。
ホットな超大容量の高速回転DBA White Dwarfの発見
| Title |
Discovery_of_a_hot_ultramassive_rapidly_rotating_DBA_White_Dwarf |
| Authors |
M._S._Pshirkov,_A._V._Dodin,_A._A._Belinski,_S._G._Zheltoukhov,_A._A._Fedoteva,_O._V._Voziakova,_S._A._Potanin,_S._I._Blinnikov_and_K._A._Postnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06514 |
He-H雰囲気の近くの巨大な白い矮星の発見を報告します。白い小人は$74.5\pm0.9$pcの距離にあります。その半径、質量、有効温度、H/He比および年齢は$R=2500\pm100$km、$M=1.33\pm0.01$$\rmM_{\odot}$、$T_{\mathrm{eff}}=31200\pm1200$K、${\mathrm{H/He}}\sim0.1$、$330\pm40$Myr。観測されたスペクトルは、$V_{\mathrm{r}}=+240\pm15$kms$^{-1}、$によって赤方偏移しています。これは、主に重力赤方偏移に起因しています。白色矮星は、振幅$\Deltag\approx0.06^{\mathrm{m}}$と周期$P=353.456$sで急速な回転を示唆し、規則的な安定した測光変動を示します。この大規模で高温で急速に回転する白色矮星は、地球史の石炭紀にある熱核タイプのIa超新星での爆発を回避した、近接する二元白色矮星系の併合に由来すると考えられます。
中性子星連星からの重力波放出を使用して、中性子星内部のミューオンの必然的な存在量が大きいため、一般的な長距離ミューオン力を発見できることを示します。最小限の一貫した例として、ゲージU（1）$_{L_\mu-L_\tau}$対称性に焦点を当てます。パルサーバイナリでは、このようなU（1）$_{L_\mu-L_\tau}$ベクトルは、双極子放射の放出を通じて、軌道周期の異常に速い減衰を引き起こします。さまざまなパルサーバイナリを調べ、${\calO}（10^{-18}{\rmeV}）$未満のベクトル質量に対する最も強力な制約を見つけます。連星の結合では、中性子星にミューオンが存在すると、双極子放射が発生するだけでなく、吸気フェーズ中にチャープ質量が変化する可能性があります。GW170817とS190814bvの両方のイベントを使用してプロスペクティブ検索の予測を行い、現在のデータが${\calO}（10^{-10}{\rmeV}）$未満の質量を持つ光ベクトルを発見できることを発見しました。どちらの場合も、中性子星で達成可能な限界は、ゲージ結合$g^\prime\lesssim10^{-20}$に達します。これは、以前の制約よりも桁違いに強力です。アインシュタイン望遠鏡や宇宙探査機などの次世代実験の予測も示します。
自己相互作用を伴うアイソスピンを破る暗黒物質による古い中性子星内部のブラックホール形成の分析
| Title |
Analysis_on_the_black_hole_formations_inside_old_neutron_stars_by_isospin-violating_dark_matter_with_self-interaction |
| Authors |
Guey-Lin_Lin_and_Yen-Hsun_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.05312 |
魅力的な自己相互作用を持つフェルミオン暗黒物質（DM）は、ジャイロ時代の中性子星（NS）の内部にブラックホール（BH）を形成することが可能です。したがって、隣接するDM環境に対応するそのようなNSを観察することで、DMプロパティに境界を設定できます。DMバリオンの断面積$\sigma_{\chib}$、DM質量$m_{\chi}$、ダークカップリング$\alpha_\chi$およびメディエーター質量$m_\phi$。アイソスピン違反の場合、DMは異なる強度で中性子と陽子に結合します。NSは全バリオンの約1〜2％の陽子で構成されていますが、アイソスピン違反がある場合、陽子からDM捕捉率への寄与は劇的に変化する可能性があります。この効果が特定のケースで重要になることを示します。一方、星の内部でDMを形成するBHは多くの基準の対象であり、基礎となるダイナミクスには興味深い機能が豊富です。また、ビリアル方程式に基づいて関連する物理学を体系的にレビューします。さらに、メカニズムを実現するための付随するPythonパッケージ\texttt{dm2nsbh}も、他の関連する研究のためにgithubでリリースされています。
中周波重力波の検出と発生源
中周波重力波検出の簡単な歴史とさまざまなテーマが、歴史的な順序-レーザー干渉法、原子干渉法（AI）、ねじれバーアンテナ（TOBA）、および超伝導全方向重力放射天文台（SOGRO）に従って、多かれ少なかれ提示されます。地球ベースと宇宙搭載の両方のコンセプトが、予想される天体物理学のソースに関する見通しとともにレビューされます
| Title |
A_metric_for_gravitational_collapse_of_dust_around_a_Schwarzschild_black_hole |
| Authors |
Recai_Erdem_and_Betul_Demirkaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04672 |
ダスト内部に突然形成されるシュヴァルツシルトブラックホール（たとえば、原始のブラックホール）の影響下でのダストの重力崩壊の問題を検討します。いくつかの仮定の下で、そのようなダスト-ブラックホールシステムの測定基準を見つけます。この場合の崩壊流体には、負の状態方程式パラメーターがあることがわかります。
文字列からより多くの軸
いわゆるスケーリング体制中にストリング欠陥によって生成されるQCDアキシオン暗黒物質の存在量への寄与を研究します。スケーリング違反の明確な証拠が見つかりました。その最も保守的な外挿は、文字列からのアクシオンの数が多いことを強く示唆しています。この体制では、QCDスケール付近の非線形性が最終的な存在量を決定する上で重要な役割を果たすことが示されています。全体的な結果は、インフレ後のシナリオでのQCDアキシオン質量の下限であり、これはミスアラインメントによるナイーブなものよりも実質的に強力です。
重力の二次非計量理論の主要制約の分類
| Title |
Classification_of_Primary_Constraints_of_Quadratic_Non-Metricity_Theories_of_Gravity |
| Authors |
Fabio_D'Ambrosio_and_Lavinia_Heisenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05064 |
二次非計量理論の5つのパラメーターファミリーのADM分解を実行し、それらの共役運動量を研究します。主要な制約の異なるセットが発生するようにパラメーターに課すことができるすべての可能な条件を体系的に識別した後、主要な制約の有無に基づいて、5パラメーター理論空間を9つの異なるセクターに区分できることがわかります。この分類は、特定のクラスの理論を非物理的なものとして却下することを可能にし、一般相対性理論の現象論的に興味深い変更を含む可能性がある残りのセクターへのさらなる調査を促します。
ジオダイナモシミュレーションにおける磁場の形態と反転に及ぼす磁気の影響
| Title |
Magnetic_effects_on_fields_morphologies_and_reversals_in_geodynamo_simulations |
| Authors |
M\'elissa_D._Menu,_Ludovic_Petitdemange,_S\'ebastien_Galtier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05530 |
ダイナモ効果は、天体物理学のオブジェクトの非原始的な磁場を説明する最も人気のある候補です。直接的な数値ジオダイナモシミュレーションによって探索されたさまざまな動的レジームを決定するために、パラメータの多くの体系的な研究がすでに行われていますが、コリオリ力とローレンツ力の間の力のバランスによって特徴付けられる地球の外核に対応するレジームが最近になったのはごく最近のことです数値でアクセスできます。以前のほとんどの研究では、ローレンツ軍は比較的小さな役割を果たしました。たとえば、純粋な流体力学的パラメーター（ローカルのロスビー数$Ro_\ell$が、軸双極子（双極ダイナモ）が支配するダイナモの安定領域を決定することを示しています。この研究では、この結果は、ローレンツ力が支配的になります。重要なパラメータを数桁にわたって変化させることにより、強力なローレンツ力を使用して乱流ジオダイナモシミュレーションをモデル化します。この方法により、以前の結果に疑問を投げかけ、ジオダイナモの理解を深めるために数値ダイナモの適用について議論することができます問題。強い双極子場は、この場の構成の維持を可能にする対流運動の運動エネルギー分布にかなり影響します。各力の相対的な重要性は空間長スケールに依存しますが、$Ro_\ell$はグローバル出力パラメーターを無視します空間依存性。ローレンツとコリオリの力が作用する限り、慣性が双極子崩壊を引き起こさないことを示すesは、長さのスケールが大きい場合でも支配的なままです。
| Title |
Analytical_thresholds_for_black_hole_formation_in_general_cosmological_backgrounds |
| Authors |
Albert_Escriv\`a,_Cristiano_Germani,_Ravi_K._Sheth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05564 |
完全流体$p=w\rho$と$w\in（0,1]$で満たされた宇宙背景の最初の球対称の超気泡摂動から形成されるブラックホールを考えます。以前の研究では、$w=1/3$（放射線）、ブラックホール形成（$\delta_c$）の臨界しきい値があり、これは非常に良い近似として、そのピーク値の周りの圧縮関数の曲率にのみ依存します。これはすべての$w\gtrsim1/3$に一般化されることを意味します。$w$sが小さい場合は、圧縮関数の完全な形状の知識が必要です。$wdeltaに正確な$\delta_c$の分析近似を提供します[1/3,1]$。
モーメントを超えて：計算天体物理学における放射輸送のための相対論的格子ボルツマン法
| Title |
Beyond_moments:_relativistic_Lattice-Boltzmann_methods_for_radiative_transport_in_computational_astrophysics |
| Authors |
L._R._Weih,_A._Gabbana,_D._Simeoni,_L._Rezzolla,_S._Succi,_R._Tripiccione |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05718 |
計算天体物理学で一般的に遭遇する多次元シナリオでの放射伝達方程式（RTE）の数値解法の新しい方法を紹介します。この方法は、ラティスボルツマン（LB）法の拡張によるボルツマン方程式の直接解に基づいており、吸収、放出、散乱を介してバックグラウンド流体と相互作用する際の放射フィールドの進化をモデル化できます。この方法の最初のアプリケーションとして、特別な相対論的フレームワーク内の周波数に依存しない（「灰色」）の定式化に注意を限定します。これは、古典的な計算天体物理にも使用できます。静的流体を使用した光学的に薄い、光学的に厚い、中間のレジームでのメソッドのパフォーマンスを検討する多くの標準テストについて、分析ソリューションに一致する正確で収束的な結果を生成するLBメソッドの能力を示します。また、LB法を、M1スキームなど、RTEのソリューションに一般的に採用されているモーメントベースのスキームと比較します。このようにして、LB法が、自明ではないフリーストリーミングシナリオと中間の光深度レジームの両方に正しいソリューションを提供することを強調できます。一方、動的流体に結合する場合は、相対論的流体力学シナリオ内のLBメソッドを使用したRTEの最初の自己矛盾のないソリューションを提示します。最後に、すべての体制でより正確な結果を提供することに加えて、LB法はM1スキームと比較して計算コストが小さいか同等であることを示しています。LB手法は、計算天体物理学において最も一般的でありながら重要な問題の1つである、放射輸送のソリューションに対する競争力のある有望な手段であると結論付けています。
ねじれた光子によって引き起こされる量子過程における反跳運動量効果
| Title |
Recoil_Momentum_Effects_in_Quantum_Processes_Induced_by_Twisted_Photons |
| Authors |
Andrei_Afanasev,_Carl_E._Carlson,_and_Asmita_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05816 |
光（eV）から核（MeV）、高エネルギーガンマ線（TeV）までの幅広いエネルギースケールで、ねじれた光子によって引き起こされる物理プロセスを考慮します。角運動量保存を満たすために、ねじれた光子の吸収が最終的な粒子または粒子のシステムの横方向の反跳につながり、反応の進行に必要なしきい値エネルギーの増加につながることを示します。しきい値エネルギーの変更は、（a）$^{40}$Caのコールドトラップイオンでの光吸収と、新たに出現する新しい横運動サイドバンド、（b）重水素の光崩壊、および（c）光の予測です。天体物理学環境における電子-陽電子対の生成。
私たちは最近、量子補正された時間依存ブラックホールのエネルギー挙動を研究しました。分析されたシステムは、時間依存性が消えるにつれて定常構成に落ち着く量子補正カーソリューションでした。事象の地平線の近くでトランスプランクのエネルギースケーリングが生じ、トランスプランクの放射が活動銀河核の輝くメカニズムのミッシングリンクであると提案しました。現在の作業の主な目的は、量子運動量密度を分析することにより、放射のスケーリングと構造を調べることです。プランクシアンの振る舞いを再び観察します。さらに、運動量密度は、赤道付近の円盤状の構成と極からの物質のコリメートされた流出を示す構造を表示します。双極流出（ディスクのような構造）は、活動銀河核のジェット（降着円盤）の基礎となるメカニズムの重要な部分であるはずです。
幾何学的インフレモデルにおけるインフレの量子的起源について
| Title |
On_the_quantum_origin_of_inflation_in_the_geometric_inflation_model |
| Authors |
Israel_Quiros,_Roberto_De_Arcia,_Ricardo_Garc\'ia-Salcedo,_Tame_Gonzalez,_Francisco_X._Linares_Cede\~no,_Ulises_Nucamendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06111 |
この論文では、動的システム理論のツールを使用して、幾何学的インフレーションの宇宙力学を調査します。ここでは、形式化で発生するより高い曲率補正の無限の系列を合計できる2つの明示的なモデルの研究に焦点を当てます。重力を量子有効理論と見なす場合、重要な特徴は、曲率不変量のより高いパワーがより高いループに関与することであるため、これらは非常に興味深い可能性があります。したがって、単純に、曲率不変の無限タワー全体を考慮することは、すべての高次ループを考慮することになります。位相空間におけるこれらのおもちゃモデルのグローバルダイナミクスについて説明し、原始インフレーションの量子起源を明らかにします。
XENON1T異常からの単純な暗いセクターの証拠
銀河におけるkeVダークフェルミオンの消滅から生成される質量のない暗い光子が、XENON1T実験で最近観測された過剰な電子反跳イベントを誘発できることを提案します。これの最小モデルは、$U（1）_{X}$ゲージ対称性の拡張です。この対称性の下で、質量のない暗い光子が暗電流と可視物質の電流の両方に結合します。ダークセクターの最適パラメーターは、恒星冷却による最も厳しい制約と互換性があることがわかります。フリーズインとフリーズアウトの両方のシナリオでのダークフェルミオンの遺物密度が計算され、観測された暗黒物質の存在量を説明できることがわかりました。
コヒーレントなバックグラウンドを持つブラウン運動の調和振動子からの放射に対するg（1）（\ tau）、g（3/2）（\
tau）、およびg（2）（\ tau）の比較
| Title |
A_comparison_of_g(1)(\tau),_g(3/2)(\tau),_and_g(2)(\tau),_for_radiation_from_harmonic_oscillators_in_Brownian_motion_with_coherent_background |
| Authors |
Antonin_Siciak,_Luis_A._Orozco,_Mathilde_Fouch\'e,_William_Guerin,_Robin_Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06470 |
フィールドフィールドg（1）（\tau）、強度フィールドg（3/2）（\tau）、および強度-強度g（2）（\tau）の相関関数を、天体物理学。カオス放射の一般的なケースの式を取得します。ここで、振幅はブラウン運動の調和振動子のアンサンブルを持つモデルに基づいてライスです。2つの測定方法でS/N比を取得します。強度フィールド相関関数の信号対雑音比は、|g（1）（\tau）|の1乗に比例します。これは、|g（1）（\tau）|の二乗となるg（2）（\tau）の定評のある結果とは対照的です。
| Title |
Flexible_Coaxial_Ribbon_Cable_for_High-Density_Superconducting_Microwave_Device_Arrays |
| Authors |
Jennifer_Pearl_Smith_and_Benjamin_A._Mazin_and_Alex_B._Walter_and_Miguel_Daal_and_J._I._Bailey,_III_and_Clinton_Bockstiegel_and_Nicholas_Zobrist_and_Noah_Swimmer_and_Sarah_Steiger_and_Neelay_Fruitwala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06496 |
超伝導エレクトロニクスは、多くの場合、損失、クロストーク、および熱伝導を最小限に抑えて温度ステージ間で信号を転送できる高密度マイクロ波相互接続を必要とします。超電導53wt％Nb-47wt％Ti（Nb47Ti）FLexiblecoAXialリボンケーブル（FLAX）の設計と製造について報告します。10のトレースはそれぞれ0.076mmO.D.PFA（0.28mmO.D.）で絶縁され、厚さ0.025mmの共有Nb47Ti外部導体で覆われたNbTi内部導体。ケーブルは、コプレーナウェーブガイドトランジションボードにはんだ付けされたステンレス鋼キャピラリーチューブ（外径1.6mm、厚さ0.13mm）を介してG3PO同軸プッシュオンコネクターで終端されています。長さ30cmのケーブルは、8GHzで1dBの損失があり、-60dBの最近傍の前方クロストークがあります。損失は、市販の超電導同軸ケーブルより0.5dB大きく、ケーブルの製造上の欠陥が原因のインピーダンスの不一致が原因である可能性があります。報告されているクロストークは、以前に開発されたラミネートされたNbTi-onKaptonマイクロストリップケーブルよりも30dB低くなっています。1Kから90mKの熱負荷は、トレースごとに20nWと推定されます。これは、CryoCoaxから市販されている最小の超電導同軸の計算負荷の約半分です。
GW190814に照らした最大中性子星質量の制約の再検討
| Title |
Revisiting_constraints_on_the_maximum_neutron_star_mass_in_light_of_GW190814 |
| Authors |
Yeunhwan_Lim,_Anirban_Bhattacharya,_Jeremy_W._Holt,_Debdeep_Pati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06526 |
低エネルギー核物理学からの制約、GW170817からの中性子星の潮汐変形性、およびNICERからのPSRJ0030+045の同時質量半径測定に基づいて、最大中性子星の質量を調査します。私たちの以前の分布は、通常の核密度の近傍で有効な核モデリングと、高密度での最も硬い状態方程式の仮定との組み合わせに基づいています。遷移密度は、事前分布が均一なモデルパラメーターとして扱われます。測定された中性子星の潮汐変形能と半径を含むベイズ尤度関数は、その後、状態方程式事後因子を生成するために使用されます。非常に不確実な超飽和密度状態方程式の変更により、$のプロパティ（半径、潮汐変形性、および慣性モーメント）を強く変更せずに$2.5-2.6\、M_\odot$中性子星のサポートが可能になる\sim1.4\、M_\odot$中性子星。ただし、質量が$\sim2.0\、M_\odot$である中性子星の特性は、GW190814の2次がブラックホールまたは中性子星であるという2つの競合する仮定の下では大きく異なります。
暗黒物質と緊急重力へのエネルギー運動量ポータル
暗黒物質が、エネルギー-運動量テンソルを通じて標準モデルに結合された人里離れたセクターに属する新しいシナリオを提案します。私たちのモデルは、隠れたセクターから重力が現れる構造によって動機付けられており、重力は人里離れたセクターのフィールドの運動学の項によって識別されます。人里離れたセクターの軽い粒子が宇宙の暗い成分であると仮定すると、理論の抑制されたカップリングにもかかわらず、初期のサーマルバスの温度が高いため、十分に大量に生成できることを示します大宇宙。
太陽面近くのパーカーの太陽風ソリューションの安定性
パーカーの太陽風ソリューションは、星間媒質の圧力に応じて微風または超音速風に変わるかどうかに関係なく、太陽風が静止状態から太陽面を離れるときに実際に安定して開始する太陽風を説明するために示されています。
様々な状態方程式における奇妙な星の放射状振動と重力波エコー
| Title |
Radial_oscillations_and_gravitational_wave_echoes_of_strange_stars_in_various_equation_of_states |
| Authors |
Jyatsnasree_Bora_and_Umananda_Dev_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06553 |
3つの状態方程式（EoSs）、つまりMITバッグモデルEoS、線形EoSおよびポリトロピックEoSについて、回転しない奇妙な星の放射状振動とそれらの特徴的なエコー周波数を研究します。これらのコンパクトな星の放射状振動の周波数は、これらのEoSに対して計算されます。これら3つのEoSのそれぞれについて、22個の最低放射周波数が計算されています。まず、各EoSについて、トルマン-オッペンハイマー-ボルコフ（TOV）方程式を数値的に統合して、奇妙な星の動径と圧力の摂動を計算しました。次に、これらの3つのEoSを使用して、これらの星の質量と半径の関係を取得します。次に、これらのEoSの振動の動径周波数が計算されます。さらに、これらのEoSについて、特徴的な重力波エコー周波数と奇妙な星のエコー周波数の繰り返しが計算されます。私たちの数値結果は、動径周波数とエコー周波数がモデルとモデルパラメーターの値に大きく依存することを示しています。私たちの結果はまた、奇妙な星の放射周波数が、MITバッグモデルEoSおよび線形EoSと比較して、ポリトロピックEoSで最大であることを示しています。さらに、MITBagモデルEoSと線形EoSを持つ奇妙な星は、重力波エコーを放出することがわかりました。一方、ポリトロープEoSを持つ奇妙な星は、重力波エコーを放出していません。
