線形に進化する宇宙ボイドのカタログを作成する方法
| Title |
How_to_Build_a_Catalogue_of_Linearly-Evolving_Cosmic_Voids |
| Authors |
Stephen_Stopyra,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14395 |
宇宙ボイドは、そのダイナミクスが現在とほぼ線形のままである可能性があるため、宇宙の構造の起源と進化の強力な探査を提供します。その結果、大規模構造を後期宇宙物理学に結びつける可能性があります。ただし、既存の「流域」ベースのアルゴリズムは、低赤方偏移での形態学的特性の観点からボイドを定義します。結果として得られる領域が線形ダイナミクスを示す度合いは結果的に不確実であり、初期密度場からのそれらの進化との直接的な関連はありません。最近の無効な定義では、「アンチハロー」を検討することでこれらの問題に対処しています。このアプローチは、$N$ボディシミュレーションの初期条件を反転させて、密度の過密と密度を入れ替えることで構成されます。初期条件のペアを展開した後、反ハローは、元の（非反転）シミュレーションのハローの内側にある反転シミュレーション内のパーティクルによって定義されます。この作業では、Zel'dovich近似を使用して、アンチハローと流域ボイドの両方の非線形性の度合いを定量化します。非線形性は$5\、\mathrm{Mpc}\、h^{-1}$未満の半径を持つボイドによって導入され、アンチハローと流域ボイドの両方は、これらのボイド。
8つの時間遅延銀河レンズからのハッブル定数
| Title |
The_Hubble_constant_from_eight_time-delay_galaxy_lenses |
| Authors |
Philipp_Denzel,_Jonathan_P._Coles,_Prasenjit_Saha,_Liliya_L._R._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14398 |
8つの強力な4倍レンズシステムのジョイントの自由形式解析からのハッブル定数の決定を示します。一致宇宙論では、$H_0=71.8^{+3.9}_{-3.3}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\、\mathrm{Mpc}^{-が見つかります1}$の精度は$4.97\％$です。これは、宇宙マイクロ波背景の超新星タイプIaおよびプランク観測からの最新の測定と一致しています。私たちのモデリング戦略はレンズ退化の体系的な不確実性を反映しているため、これらの精度や他の最近の時間遅延宇宙写真法の決定と比較して、精度は低くなっています。さらに、ローカルおよび初期の宇宙測定からの$H_0$のいずれかの値に制約することにより、妥当なレンズ画像の再構成を見つけることができます。これは、$H_0$に対する現在のレンズの制約が、宇宙論の「ハッブルテンション」問題を打破するのに十分強力ではないと結論づけます。
アタカマ宇宙望遠鏡：レンズ付きパワースペクトルとパラメーター
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Delensed_Power_Spectra_and_Parameters |
| Authors |
Dongwon_Han,_Neelima_Sehgal,_Amanda_MacInnis,_Alexander_van_Engelen,_Blake_D._Sherwin,_Mathew_S._Madhavacheril,_Simone_Aiola,_Nicholas_Battaglia,_James_A._Beall,_Daniel_T._Becker,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Omar_Darwish,_Edward_V._Denison,_Jo_Dunkley,_Simone_Ferraro,_Anna_E._Fox,_Matthew_Hasselfield,_J._Colin_Hill,_Gene_C._Hilton,_Matt_Hilton,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Johannes_Hubmayr,_John_P._Hughes,_Arthur_Kosowsky,_Jeff_Van_Lanen,_Thibaut_Louis,_Kavilan_Moodley,_Sigurd_Naess,_Toshiya_Namikawa,_Federico_Nati,_John_P._Nibarger,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Frank_J._Qu,_Alessandro_Schillaci,_David_N._Spergel,_Suzanne_Staggs,_Emilie_Storer,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14405 |
我々は、レンズを外したマイクロ波背景パワースペクトルから得られたLCDM宇宙パラメータの制約を提示します。AtacamaCosmologyTelescope（ACT）からのDR4データのサブセットからのレンズ効果マップは、150および98GHzで観測されたACTスペクトルのレンズ効果を取り消すために使用されます。150GHzでは、30％（TT）、30％（EE）、26％（TE）および20％（BB）の実効効率でレンズ歪みを除去します。これにより、8.7シグマ（TT）、5.1シグマ（EE）、2.6シグマ（TE）、および2.4シグマ（BB）の有意性において、レンズ効果の検出が行われます。150GHzと98GHzのTT、EE、およびTE検出スペクトルの組み合わせは、標準LCDMモデルによく適合します。また、レンズ化されたスペクトルとレンズ化されたスペクトルをフィッティングするときの最適パラメーターのシフトを測定します。このシフトは、宇宙論的パラメーターを測定する機能を通知しませんが、最適なパラメーターから推測されるレンズ効果、CMBパワースペクトルのレンズ効果、および再構築されたレンズ効果マップの間で3方向の整合性チェックを提供します。レンズ化されたスペクトルとレンズ化されていないスペクトルの両方が同じ空の領域に由来するため、このシフトは正しいモデルでフィッティングするとゼロになると予測されます。LCDMモデルでフィッティングし、前景を周辺化すると、宇宙論的パラメーターのシフトがゼロと一致することがわかります。私たちの結果は、マイクロ波背景の重力レンズ効果が標準的な宇宙論モデルのフレームワーク内で内部的に一貫していることを示しています。
Angular Redshift Fluctuationsによる銀河分光調査のための高解像度トモグラフィー
| Title |
High_resolution_tomography_for_galaxy_spectroscopic_surveys_with_Angular_Redshift_Fluctuations |
| Authors |
Louis_Legrand,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Marian_Douspis,_Nabila_Aghanim,_Ra\'ul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14412 |
次世代の分光銀河調査のコンテキストでは、物質の分布の新しい観測値が現在開発されています。これらの中で、角度の赤方偏移変動（ARF）を調査します。これは、銀河の予測された赤方偏移の分布に含まれる情報を調査します。フィッシャー形式に依存して、ARFが従来の角銀河クラスタリングと比較して、どのように補完的な宇宙論的情報を提供するかを示します。標準の$\Lambda$CDMモデルとwCDM拡張の両方をテストします。ARFまたは角銀河クラスタリングから推測すると、宇宙論的および銀河バイアスパラメータは異なる退化を表すことがわかります。そのため、両方のオブザーバブルを組み合わせると、これらの縮退が解消され、限界化された不確実性が$\Lambda$CDMおよびwCDMモデルのほとんどのパラメーターで少なくとも2倍減少します。角銀河クラスタリングと組み合わせたARFは、角銀河と比較して$w_0$-$w_{\rma}$パラメータの性能指数を10倍以上増加させることにより、暗黒エネルギーの優れたプローブであることがわかりますクラスタリングのみ。最後に、ARFを銀河バイアスパラメータのCMBレンズ制約と比較します。ARFと角銀河クラスタリングの共同分析は、角銀河クラスタリングとCMBレンズの共同分析と比較して、銀河バイアスに対する制約を$\sim40\％$改善することを示します。
LSS調査における汚染の軽減：方法の比較
今後の大規模構造調査では、数十億の銀河の位置と形状を測定します。そのようなカタログの精度は、観察されたフィールドの体系的な汚染の細心の注意を払う必要があります。銀河クラスター測定からそのような体系を取り除くためのいくつかの既存の方法を比較します。一般的な疑似$C_\ell$モード射影およびテンプレート減算法を含むすべての方法が、一般的な回帰フレームワークの下でどのように解釈できるかを示し、これを使用して改善された推定量を提案します。パワースペクトルの体系を緩和するために設計された方法を使用して、クリーンなマップを作成する方法を示します。これは、パワースペクトルを超えた宇宙論分析に必要であり、現在の方法を拡張して、観測されたマップとパワースペクトルの次の乗法的汚染を処理します。。2つの新しい緩和方法が提案されています。これは、現在の最先端の方法の望ましい機能を組み込んでおり、実装が簡単です。ダークエネルギー調査の5年目からのシミュレーションされた測定の共通セットに対するすべてのメソッドのパフォーマンスを調査し、さまざまな分析ケースに対する堅牢性をテストします。私たちが提案する方法は、現在の方法と比較して、改善されたマップとパワースペクトルを生成しますが、ユーザーによる調整はほとんど不要です。私たちは、将来の調査におけるシステマティックス緩和の推奨事項で終わり、提示された方法は、空間的システマティックスを備えた任意のフィールドに銀河分布を超えて一般的に適用できることに注意してください。
自己相互作用暗黒物質の生殖フリーズイン
我々は、初期には超相対論的であるが熱平衡と比べてはるかに過小な自己相互作用セクターを含む暗黒物質（DM）生成のメカニズムを提示します（このような初期条件は、たとえばインフロン崩壊から発生することが多い）。弾性散乱は動的平衡を確立できますが、DMの収量が$2\tok$（$k>2$）プロセスによって大幅に進化しているにもかかわらず、広範な自己相互作用では完全な平衡は確立されないことを示しています（DMは保存された量子数も非対称性も）。プロセスのアクティブフェーズ中に、DMと標準モデルの温度比は急速に低下し、DM運動エネルギーがDM質量に変換されます。これは、最近議論された「人食いDMメカニズム」の逆です。潜在的なオブザーバブルとアプリケーションには、銀河とクラスターにおける自己相互作用のDMシグネチャ、暗い音響振動、自由ストリーミング制約の変更、および$\sigma_8$とハッブルの緊張の可能な緩和が含まれます。
Galaxy Luminosity Functionsによる原始パワースペクトルの制約
高赤方偏移での銀河のUV光度関数（LF）から、初めて原始パワースペクトルの制約を導出します。銀河のLFは、原始変動に依存する基礎となるハロー質量関数を反映するため、特に小規模では、原始パワースペクトルを制約できます。原始パワースペクトルおよび天体物理学を記述するパラメーターを変化させることにより、マルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行します。$z=6-10$のハッブルフロンティアフィールドデータから派生したUVLFを採用します。これにより、$k\sim10-10^3〜{\rmMpc}^{-1のスケールで原始変動を調べることができます。}$。私たちの分析は、原始パワースペクトルなどの宇宙論の仮定が天体物理学パラメーターの決定にどのように影響するかを明らかにします。
宇宙シミュレーション：データ公開1とダークマターハロー濃度
| Title |
The_Uchuu_Simulations:_Data_Release_1_and_Dark_Matter_Halo_Concentrations |
| Authors |
Tomoaki_Ishiyama,_Francisco_Prada,_Anatoly_A._Klypin,_Manodeep_Sinha,_R._Benton_Metcalf,_Eric_Jullo,_Bruno_Altieri,_Sof\'ia_A._Cora,_Darren_Croton,_Sylvain_de_la_Torre,_David_E._Mill\'an-Calero,_Taira_Oogi,_Jos\'e_Ruedas,_Cristian_A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14720 |
大規模な高解像度宇宙論的$N$体シミュレーションのUchuuスイートを紹介します。Uchuuという名前の最大のシミュレーションは、2.0Gpc/hのボックス内の2.1兆（$12800^3$）の暗黒物質粒子で構成され、各粒子の質量は$3.27\times10^{8}$Msun/hです。Shin-Uchuuと呼ばれる最高解像度のシミュレーションは、140Mpc/hのボックス内の2,620億（6400^3$）個の粒子で構成され、粒子質量は$8.97\times10^{5}$Msun/hです。これらのシミュレーションを組み合わせると、矮小銀河から巨大銀河クラスターホストに及ぶ暗黒物質ハロー（およびサブハロー）の進化を追跡できます。基本統計、暗黒物質パワースペクトル、ハロー（サブハロ）質量関数を提示し、巨大なダイナミックレンジと宇宙飛行シミュレーションの優れた統計を示します。パワースペクトルの進化の分析から、シミュレーションはバリオン音響振動から非常に小さなスケールまで十分に正確であると結論付けます。また、シミュレーションデータを5％の誤差内で再現する、ハロー濃度の変化を表す質量濃度モデルのパラメーターも提供します。Skyes＆Universesサイトでは、宇宙飛行士データリリース1の一環として、さまざまな$N$ボディ製品を公開しています。また、近い将来、重力レンズマップ、模擬銀河、X線クラスター、活動銀河核カタログをリリースする予定です。
大規模な銀河クラスタリングのためのハイブリッドベースの推論：球面分析とデカルトフーリエ分析の組み合わせ
| Title |
Hybrid-basis_inference_for_large-scale_galaxy_clustering:_combining_spherical_and_Cartesian_Fourier_analyses |
| Authors |
Mike_Shengbo_Wang,_Santiago_Avila,_Davide_Bianchi,_Robert_Crittenden_and_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14962 |
暗黒エネルギー分光装置（DESI）やユークリッドを含む大規模構造実験からの将来の精密宇宙論は、以前の調査でカバーされたものよりも広くて深い宇宙体積を探査します。フーリエ平面波基底に基づく異方性銀河クラスタリングのデカルトパワースペクトル分析は、局所平面平行近似を含む多くの仮定を行いますが、これは非常に大きなスケールでは有効でなくなり、宇宙論的制約を低下させる可能性があります。ハイブリッドベースを利用するアプローチを提案します。最大規模では、クラスタリング統計は、観測観測と赤方偏移空間歪み、アルコックなどの視線に沿った物理的効果の両方の自然なジオメトリを尊重する球状フーリエモードに分解されます。--Paczy\'nsky効果とライトコーン効果;はるかに多くのクラスタリングモードを備えた小規模のスケールでは、高速フーリエ変換によって支援されるパワースペクトル分析の計算上の利点を保持します。このアプローチは、スケールに依存するハローバイアスによるローカルの原始的な非ガウス性$f_\textrm{NL}$の尤度分析に特に適しており、$N$ボディのシミュレーションでその適用性を示しています。また、球面フーリエ解析またはハイブリッド基底解析での銀河クラスタリングの可能性推論のために、公開コードHarmonia（https://github.com/MikeSWang/Harmonia）をリリースします。
maxsmooth：グローバル21 cm宇宙論のアプリケーションでの迅速かつ最大限にスムーズな関数フィッティング
| Title |
maxsmooth:_Rapid_maximally_smooth_function_fitting_with_applications_in_Global_21-cm_cosmology |
| Authors |
H._T._J._Bevins,_W._J._Handley,_A._Fialkov,_E._de_Lera_Acedo,_L._J._Greenhill,_D._C._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14970 |
最大平滑関数（MSF）は、高次導関数に変曲点やゼロ交差がない制約付き関数の形式です。その結果、対象の信号が、より大きな滑らかな信号または前景によってマスクされた滑らかでない特徴であると予想される実験で、信号回復へのアプリケーションがあります。彼らはまた、体系の存在を診断するための強力なツールとして機能することができます。ただし、MSFの制約された性質により、これらの関数のフィッティングは重要なタスクになります。ここでは、2次プログラミングを使用してMSFを迅速に適合させるオープンソースパッケージのmaxsmoothを紹介します。一般的に使用されるフィッティングルーチンと比較して、maxsmoothの効率と信頼性を実証します。2次計画法を使用することにより、近似時間を約2桁短縮できることを示します。maxsmoothは、MSFモデルの組み込みライブラリを備えており、ユーザーが独自に定義することができます。また、前景の非スムーズ構造の要素を説明するのに役立つmaxsmooth部分的スムーズ関数を導入して実装します。この作業は、MSFが多項式モデルの実行可能な代替であることが示されている21cm宇宙論の前景モデリングの問題によって動機付けられています。21cm宇宙論へのmaxsmoothの適用について議論し、再イオン化シグネチャのグローバルエポックを検出する実験（EDGES）とダークエイジ（LEDA）実験を検出する大口径実験のデータを使用した例でこれを強調します。MSFは、このペーパーで初めてLEDAからのデータに適用されます。maxsmoothはpipでインストール可能であり、https：//github.com/htjb/maxsmoothからダウンロードできます。
DEUS-PUR $ Cosmo $シミュレーションからの物質パワースペクトル共分散の宇宙論モデルパラメーター依存性
| Title |
Cosmological_Model_Parameter_Dependence_of_the_Matter_Power_Spectrum_Covariance_from_the_DEUS-PUR_$Cosmo$_Simulations |
| Authors |
Linda_Blot,_Pier-Stefano_Corasaniti,_Yann_Rasera,_Shankar_Agarwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14984 |
将来の銀河調査では、前例のない範囲のスケールと赤方偏移にわたって物質パワースペクトルの正確な測定が提供されます。これらのデータの分析には、物質密度フィールドの非線形性の痕跡を正確にモデル化する必要があります。これにより、データの共分散に対する非ガウスの寄与が引き起こされます。非線形性のインプリントは宇宙論に依存するため、共分散の非ガウス部分の宇宙論的依存性を説明することにより、さらに複雑な問題が発生します。ここでは、N体シミュレーションの専用スイートであるDarkEnergyUniverseSimulation-ParallelUniverseRuns（DEUS-PUR）$Cosmo$を使用してこれを研究します。これらは、物質密度$\Omega_m$、密度変動の振幅$\sigma_8$、低減されたハッブルパラメータ$h$、および一定の暗黒エネルギー状態方程式$w$を約10異なる10の宇宙論に対する512の実現から構成されます。$10\％$。これらのデータを使用して、基準$\Lambda$CDM宇宙論に関するパワースペクトル共分散の1次および2次導関数を評価します。考慮されるスケール、赤方偏移、モデルパラメータによっては、変動が$150\％$になる可能性があることがわかります。フィッシャー行列アプローチを使用して、真の基礎となる宇宙論ではなく、基準モデルで推定された共分散を使用することの影響を評価します。$h$、$w$、$の非基準値を想定すると、推定$1\sigma$エラーは約$5\％$、$20\％$、$50\％$および$120\％$レベルで影響を受けることがわかります\Omega_m$および$\sigma_8$です。これらの結果は、宇宙論依存の共分散の使用が精密宇宙論の鍵であることを示唆しています。
Redshiftスペースの大規模構造のEFTの可能性
銀河速度場$\mathbf{v}_g$のバイアス展開が基本的な役割を果たす赤方偏移空間でのバイアストレーサーのEFT尤度を調べます。等価原理は、$\mathbf{v}_g$への確率的寄与が小さい$k$で存続することを禁止します。したがって、導関数の先頭の順序で、赤方偏移空間の銀河の高密度$\tildeを観察する可能性${\calP}[\tilde{\delta}_g|\delta、\！\mathbf{v}]$の形式{\delta}_g（\tilde{\mathbf{x}}）$に静止フレームの物質および速度フィールドが与えられた$\delta（\mathbf{x}）$、$\mathbf{v}（\mathbf{x}）$はレストフレームノイズによって修正されます。このノイズが一定のパワースペクトルを持つガウスである場合、${\calP}[\tilde{\delta}_g|\delta、\！\mathbf{v}]$も$\tilde{\の差のガウスです。delta}_g（\tilde{\mathbf{x}}）$とそのバイアス拡張：赤方偏移空間の歪みにより、共分散は$\delta（\mathbf{x}）$と$\mathbf{v}（\mathbf{x}）$。次に、この結果を摂動理論に一致させる方法を示します。また、バイアス展開が摂動の2次で停止している場合は、フィールド依存の共分散を常に無視できます。これがEFTベースのフォワードモデリングの数値実装にどのように影響するか、および調査ウィンドウ関数を考慮に入れた場合の状況の変化について定性的に説明します。
断層銀河調査における$ N（z）$不確実性の分析的周辺化
| Title |
Analytic_marginalization_of_$N(z)$_uncertainties_in_tomographic_galaxy_surveys |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_David_Alonso,_Andrina_Nicola,_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14989 |
現在および今後の測光銀河調査に適用できるトモグラフィー宇宙論分析内で、赤方偏移分布$N（z）$の不確実性を無視する新しい方法を提示します。赤方偏移分布に関する知識の不確実性を表す一般共分散行列によって支配される最良推定$N（z）$からの任意の偏差を考慮します。原則として、これは、赤方偏移と断層撮影ビンの関数としての潜在的な偏差を説明する数百または数千の新しいパラメーターの周辺化です。ただし、基準モデルの周りの理論予測を線形に拡張することで、このマージナリゼーションを分析的に実行でき、赤方偏移の分布変動に敏感なデータベクトルのモードを効果的にダウンウェイトする、変更されたデータ共分散行列が得られます。この方法を、HyperSuprime-Camの最初のデータリリースからの銀河クラスタリング測定に適用することで紹介します。キャリブレーションサンプルのサンプル分散と測光推定法における大きな一般的な系統的不確実性を取り除き、赤方偏移分布に平滑性を課す事前の影響を調査します。
| Title |
Architectures_of_Exoplanetary_Systems:_Eccentricity_and_Mutual_Inclination_Distributions_of_AMD-Stable_Planetary_Systems |
| Authors |
Matthias_Y._He,_Eric_B._Ford,_Darin_Ragozzine,_and_Daniel_Carrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14473 |
惑星系の角運動量不足（AMD）は、その軌道励起の尺度であり、長期安定性の予測因子です。AMDの安定性基準を採用して、太陽系外惑星システムの軌道アーキテクチャーを制約します。以前は、He、Ford、＆Ragozzine（2019）（arXiv：1907.07773v2）は、フォワードモデリング（SysSim）を通じて、観測された多重度分布が、相互の低傾斜成分と高傾斜成分からなる2つの集団によってよく再現できることを示しました。ここでは、AMD安定性限界のシステムから生じる相互の傾向の幅広い分布が、観測されたケプラー母集団にも一致することを示します。惑星システムの最大AMDを惑星間に分散すると、偏心と相互傾斜の多重度に依存した分布が生じることを示します。本質的に多くの惑星を持つシステムは、中央値の偏心と相互の傾きが低く、この傾向は、固有の惑星の多重度（$n$）のべき乗則関数によってよく説明されます：$\tilde{\mu}_{e、n}\propton^{-1.74_{-0.07}^{+0.11}}$と$\tilde{\mu}_{i、n}\propton^{-1.73_{-0.08}^{+0.09}}$ここで、$\tilde{\mu}_{e、n}$と$\tilde{\mu}_{i、n}$は、偏心と傾斜の分布の中央値です。また、固有の単一惑星は多惑星システムよりも高い離心率（$\sigma_{e、1}\sim0.25$）を持ち、観測された周期正規化通過時間比の分布には、多重度の傾向が見られます。観測された惑星サイズの順序と均一な間隔の選好は、ケプラーミッションだけの検出バイアスによって生成できるものよりも極端であることを示します。最後に、5から10dの通過惑星が検出されたシステムの場合、RV信号が$\simeq〜53\％$大きい別の惑星があることがわかります。
顕著な大気の欠如に基づくLHS 3844bの揮発性の低い形成
| Title |
A_Volatile-Poor_Formation_of_LHS_3844b_based_on_its_Lack_of_Significant_Atmosphere |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Rachael_M._Roettenbacher,_Cayman_T._Unterborn,_Bradford_J._Foley,_Michelle_L._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14493 |
太陽系外惑星の発見は、大気研究の主題になりつつある地球型惑星の領域に達しています。そのような発見の1つがLHS3844bです。これは、M4.5-5の準恒星の周りの0.46日の軌道にある1.3の地球半径の惑星です。フォローアップの観察は、惑星が実質的に実質的な大気を欠いていることを示しています。この重要な大気の欠如は、LHS3844bに天体物理学および地球物理学の制約を課します。主に揮発性ガス放出の程度と大気侵食の速度です。ホスト星の年齢を$7.8\pm1.6$ギルと推定し、ProximaCentauriに匹敵する活動的な過去の証拠を見つけます。火山ガス放出と大気侵食の地球力学的モデルを使用して、大気の明らかな欠如がLHS3844bの揮発性の乏しいマントルと一致していることを示します。バルクの惑星が地球に対して相対的に揮発性が低い場合を除き、コアが十分に揮発性の低いマントルを生成するのに十分なCをホストする可能性は低いことを示しています。LHS3844bの大気を除去する巨大な影響を除外することはできませんが、このメカニズムにはかなりのマントルの除去が必要であり、LHS3844bをFeに富む「超水銀」として残す可能性があることを示します。小さな衝撃による大気侵食は可能ですが、惑星がすでに脱ガスを開始していて、脱出速度で移動している半径500〜1000kmの$10^3$の衝突体によって爆撃された場合のみです。観測されていない大規模なコンパニオンプラネットの可能性を含む、不安定な貧しい起源を説明する可能性のある形成と移行のシナリオについて説明します。LHS3844bの比較的揮発性の低い組成は、惑星がシステム雪線の内部を形成したことを示唆しています。
長周期ガス巨大惑星の保持：タイプIIマイグレーションの再考
| Title |
Retention_of_Long-Period_Gas_Giant_Planets:_Type_II_Migration_Revisited |
| Authors |
Yi-Xian_Chen,_Xiaojia_Zhang,_Ya-Ping_Li,_Hui_Li,_and_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14905 |
彼らの形成の間に、新興の原始惑星は彼らの出生円盤と潮汐的に相互作用します。原始ガス巨大惑星は、円盤の厚さよりも大きいヒルズ半径を持ち、軌道の近くでギャップを開いてガス流をクエンチします。通常、それらのタイプIIの移行は、ディスクの粘性進化と結びついていると想定されています。この仮説は近接惑星の起源についての説明を提供しますが、ほとんどのガス巨大惑星にとって長周期軌道の保持に関する苦境にも遭遇します。さらに、数値シミュレーションは、惑星の移動が、出生円盤の粘性拡散によってのみ決定されるのではないことを示しています。ここでは、タイプII移行の異なるパラダイム間の遷移を調べるために、一連の流体力学的シミュレーションを分析的研究と組み合わせて実行します。ガスが極度に減少したギャップを通って流れ続ける惑星の質量の範囲を見つけ、ギャップを超えたディスク領域の面密度分布が準定常状態に維持されるようにします。関連するギャッププロファイルは、共回転とリンドブラッド共振の位置を変更します。惑星の軌道の近くでは、ギャップ内のガスの枯渇によって高次のリンドブラッドの回転トルクが弱まり、ギャップ壁の近くの低次のリンドブラッドトルクはその大きさを維持します。その結果、ディスクの固有の表面密度分布は、惑星のタイプIIの移動のペースと方向の両方を微妙に決定します。この効果は、巨大惑星の内向きの移動を停止させ、表面密度が急なディスク領域でそれらを維持する可能性があることを示しています。
太陽系源からの過渡木星共軌道
メインベルトの小惑星とケンタウロスの軌道から、逆行性（傾斜$i>90^o$）状態を含む、木星と共軌道運動する軌道までの動的な経路を示します。いつでも、ジュピターの（$a\simeqa_J$）の軸に近い準主軸を持ち、比例してより小さな、一時的な直接（順行）軌道に$\sim1$キロスケール以上の脱出小惑星が存在すると推定しますサイズ分布によって決定されるオブジェクト。これらの天体のほとんどは馬蹄の動的状態にあり、中程度の離心率（ほとんどの時間は5AUを超える）と、木星に対する経度がほぼ空全体に広がっているため、検出が困難です。また、一時的な小惑星の共軌道集団の$\約$1％が木星の逆行軌道上にあることも示しています。この個体群は、最近特定された小惑星（514107）2015BZ$_{509}$のように、数百万年を費やすことができ、$a\simeqa_J$には数万年または数十万年を含む逆行1：1-1共軌道共鳴。したがって、地球近くの小惑星（NEA）の脱出は、$a\simeqa_J$を使用した既知の高傾斜オブジェクトの一部の前兆である可能性があります。脱出するNEAからの木星の共軌道の生成を、入ってくるケンタウロスからの生成と比較します。一時的な直接共軌道はケンタウロスの捕獲によって支配されている可能性が高いことがわかりますが、NEAソースからの（一時的な）逆行する木星の共軌道（非常に長寿命のものを含む）の生成のみが見つかります。内部太陽系の遊星個体群の原始的な排除が、高傾斜ケンタウロスに準安定外部太陽系貯水池への供給ルートを提供できると仮定します。
| Title |
Very_high_redshift_quasars_and_the_rapid_emergence_of_super-massive_black_holes |
| Authors |
Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Ladislav_Subr_(Prague),_Tereza_Jerabkova_(GRANTECAN+),_Long_Wang_(Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14402 |
Poniuaenaなどの非常に高い赤方偏移でのクエーサーの観測は、超大質量ブラックホール（SMBH）形成のモデルにとって課題です。この作品は、それらのホスト銀河の形成の開始時に形成されたスターバーストクラスターにおける既知の物理的プロセスを介したSMBH形成の研究を提示します。初期の段階では、超大規模なスターバーストクラスターがクエーサーの光度に達しますが、それらの大規模な星が消滅すると、まだ形成されているホスト銀河からのその後のガスの降着により、その恒星のブラックホール（BH）成分が圧縮されてコンパクトな状態になり、BH--BHバイナリ。クラスターが崩壊し、約100マイア以内に大規模なSMBHシードが形成されます。このシナリオでは、SMBHとスフェロイドの相関がほぼ正確に現れます。したがって、最も高い赤方偏移のクエーサーは、超大規模なスターバーストクラスターまたは若い超小型矮小銀河（UCD）である可能性があり、最初の星の約200Myr以内に形成されるSMBHの前駆体です。10^9.6Msun未満の回転楕円体の質量の場合、SMBHは形成できず、蓄積された核クラスターのみが残ります。赤方偏移を伴うクエーサー相の数の進化が計算され、非常に高い赤方偏移でクエーサーが失われるという考えられる問題が発生します。SMBHを含むUCDとスフェロイドの形成は、高い赤方偏移の観測に照らして批判的に議論されています。ダウンサイジングによって示唆される高い星形成率（SFR）と観測されたSFRの間には、可能性のある緊張が見られます。これは、IGIMF理論内で、ダウンサイジング時間が多少長い場合に緩和される可能性があります。
極端な質量比のインスパイラルからの重力波の背景
極端な質量比インスパイラル（EMRI）、つまり、巨大なブラックホールを周回するコンパクトな恒星質量オブジェクトで構成されるバイナリシステムは、次のLISAミッションの主要な重力波（GW）ソースの1つになると予想されます。そのようなシステムの形成につながる天体物理学のプロセスはまだよく理解されていないままであり、少なくとも3桁にわたる、これらの線源の予測宇宙速度に大きな不確実性が生じます。LISAは主にEMRIを$z\gtrsim1$まで個別に解決できるため、その検出しきい値を下回る信号のアンサンブルが加算されて、非公式に混同ノイズを形成します。現在の不確実性にまたがる、天体物理学的に動機付けられたEMRI形成シナリオのコレクションを検討することにより、この背景の広範な研究を実行します。ミッション運用中の数百のEMRI検出を予測する基準EMRIモデルで、LISAノイズに匹敵する重要なバックグラウンドが現れ、機器のパフォーマンスに約3mHzの影響を与えることがわかりました。極端な場合、この背景は2-10mHzの周波数範囲でLISA感度バケット全体を「消去」することさえできます。これは、LISAミッションの可能性を完全に評価するには、EMRIの天体物理学をよりよく理解する必要があることを示しています。
H3調査で明らかにされた射手座ストリームの拡散金属欠乏成分
| Title |
A_Diffuse_Metal-Poor_Component_of_the_Sagittarius_Stream_Revealed_by_the_H3_Survey |
| Authors |
Benjamin_D._Johnson,_Charlie_Conroy,_Rohan_P._Naidu,_Ana_Bonaca,_Dennis_Zaritsky,_Yuan-Sen_Ting,_Phillip_A._Cargile,_Jiwon_Jesse_Han,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14408 |
射手座矮小銀河の潮汐による混乱により、銀河全体を包む壮大な星の流れが生成されました。$Gaia$とH3StellarSpectroscopicSurveyのデータを使用して、角運動量に基づいて823人の高品質の射手座メンバーを特定します。H3サーベイは主に金属性に偏りがないため、射手座メンバーのサンプルも同様に偏りがありません。ストリームスターの範囲は[Fe/H]で$-0.2$から$\約-3.0$までで、全体の平均金属性は$\langle$[Fe/H]$\rangle=-0.99$です。ストリームメンバーの運動学に強い金属依存性を識別します。[Fe/H]$\gt-0.8$では、ほぼすべてのメンバーが有名な風邪（$\sigma_v\lt20$km/s）の先行および後続アームに属しています。中間のメタラリティ（$-1.9\lt$[Fe/H]$\lt-0.8$）では、コールドアームから運動学的にオフセットされた星からかなりの数（24$\％$）が現れます。これらの星は、より高い運動学を持っているように見えます。最も低い金属性（[Fe/H]$\lesssim-2$）では、星の大部分（69$\％$）がこの運動学的にオフセットした拡散集団に属します。シミュレーションとの比較は、拡散成分が初期の時代に射手座の前駆細胞から取り除かれ、したがって、より冷たい金属に富む成分と比較して、平均してより大きな半径に存在したことを示唆しています。この運動学的に拡散した低金属性の個体群は、射手座前駆系の恒星ハローであると推測しています。
SDSSカタログの二重ピーク輝線銀河。小さな合併シーケンス
| Title |
Double-peak_emission_line_galaxies_in_the_SDSS_catalogue._A_minor_merger_sequence |
| Authors |
Daniel_Maschmann,_Anne-Laure_Melchior,_Gary_A._Mamon,_Igor_V._Chilingarian_and_Ivan_Yu._Katkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14410 |
合併は、ダブルピークの狭い輝線銀河として検出できますが、ディスクの回転やガスの流出から解きほぐすことは困難です。私たちはそのような銀河を適切に検出し、その根底にあるメカニズムを区別することを目指しています。RCSEDに依存して、自動選択手順を開発し、親データベースの0.8％に対応するz<0.34に5663のダブルピーク輝線銀河を発見しました。これらの銀河を特徴付けるために、我々は、二重ピークのサンプル（DPS）と同じ赤方偏移と恒星の質量分布を持つ単一ピークの無バイアス制御サンプル（NBCS）を構築しました。これらの2つのサンプルは、絶対等級、[OIII]明度、色-色図、年齢と特定の星形成率、金属性、および環境の点で非常によく似ています。これらの銀河のほとんどが孤立している、または貧しいグループに属しているため、NBCSでは観測されず、環境では説明できない、DPSでのS0銀河の重要な過剰が見つかりました。同様に、DPSの後期型銀河では、優先的にSa型である、純粋な円盤の相対的な不足が見られます。同時に、DP銀河の系統的な中心過剰の星形成と消滅を観察します。最後に、運動学には顕著な違いがあります。ガス速度の分散はNBCSの銀河の傾斜と相関していますが、この関係はDPSには当てはまりません。さらに、DP銀河はより大きな恒星速度分散を示し、後期型銀河とS0銀河の両方でタリーフィッシャー関係から逸脱しています。これらの不一致は、2つのピークを2つの異なる成分と見なすと調整できます。好意の形態学的バイアス、バルジ優位の銀河、星形成中心の強化を考慮すると、バルジサイズの増加を促進する複数の連続した小さな合併のシナリオが提案され、S0銀河の割合が大きくなり、純粋な円盤銀河が不足することになります。
惑星状星雲のバイアバンダンス光イオン化モデル：金属に富む成分中の酸素量の決定
| Title |
Bi-abundance_photoionization_models_of_planetary_nebulae:_determining_the_amount_of_Oxygen_in_the_metal_rich_component |
| Authors |
V._G\'omez-Llanos_and_C._Morisset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14414 |
再結合と衝突励起された線から得られた値の間の惑星状星雲に見られる豊富な不一致の原因である高金属性の塊の仮説を研究します。禁制線の原因となる通常の金属性領域に埋め込まれた、重元素再結合線を放出する冷たい金属が豊富な塊を組み合わせた光イオン化モデルのグリッドを生成します。グリッドの2つの実行パラメーターは、塊の金属性と星雲全体に対するその体積分率です。密度と温度（バルマージャンプと[OIII]5007/4363Aライン比率から）、および観測者が行うように、衝突ラインと再結合ラインからのイオン存在量を決定します。太陽に近い領域の金属性は回復しますが、クランプの金属性は体系的に過小評価され、最大2桁の大きさになります。これは主に、H$\beta$放出のほとんどが「通常の」領域からのものであり、金属に富む塊によって放出される小さな寄与のみを使用する必要があるためです。与えられたADF（O$^{++}$）は、少量のリッチなまとまり、または大量のそれほどリッチでないまとまりによって再現できることがわかります。最後に、NGC6153の観測と比較すると、ADF（O$^{++}$）と観測された電子温度を再現する2つのモデルが見つかります。金属に富む領域に埋め込まれた酸素の割合（体積の割合が1％未満）は、星雲内の総酸素量のおよそ25％から60％の間であると判断します（数10$^{-3}M_\odot$）。
マルチバンド光曲線におけるマイクロレンズ化時間遅延を伴うレンズ化クエーサーの降着円盤サイズの測定
| Title |
Measuring_accretion_disk_sizes_of_lensed_quasars_with_microlensing_time_delay_in_multi-band_light_curves |
| Authors |
J.H.H._Chan,_K._Rojas,_M._Millon,_F._Courbin,_V._Bonvin,_G._Jauffret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14416 |
強くレンズ化されたクエーサーの時間遅延宇宙撮影は、ハッブル定数$H_0$を測定する独立した方法を提供します。ただし、マイクロレンズ効果と光源サイズ効果の組み合わせは、マイクロレンズ時間遅延としても知られているため、時間遅延測定の不確実性が高まるだけでなく、時間遅延にバイアスがかかる可能性があることが提案されています。この作業では、最初に、マイクロレンズの時間遅延が初期質量関数（IMF）を想定してどのように変化するかを調査し、より大きなマイクロレンズがマイクロレンズの時間遅延のシャープな分布を生み出すことを見つけます。ただし、異なるIMFの拡大確率分布は互いに区別できないこともわかります。第二に、マルチバンド光曲線から推定されるマイクロレンズ化時間遅延を使用して、レンズ付きクエーサーの色依存光源サイズを測定する新しい方法を提示します。実際には、関連するオブザーバブルは、異なるバンド間のマイクロレンズの遅延時間差です。LSSTのような機能を使用したシミュレーションから、このバンド間の差分時間遅延が、任意のレンズ画像で$0.1$日の精度で測定できる場合、ディスクサイズは$2$以内に回復できることがわかります。4つのレンズ画像が使用されている場合、この方法は、他の手法と同等の$20\％$の誤差内でバイアスのない光源測定を実現できます。
高赤方偏移銀河からのOIII微細構造放出の分析モデル
最近のALMAの測定により、$z\sim9$の赤方偏移で、再イオン化の時代（EoR）の間に銀河から明るいOIII88ミクロンの線が放出されていることが明らかになりました。これらおよびその他の今後のOIII88ミクロン測定の解釈に役立つ分析モデルを紹介します。私たちのアプローチは、個別のStr$\ddot{\mathrm{o}}$mgren球からの放出を合計し、特定の星形成率の銀河内のイオン化水素の総体積を考慮します。二重イオン化酸素とイオン化水素の相対体積と、電離光子のスペクトルへの依存性を推定します。次に、指定されたパラメーターのHII領域の異なる微細構造状態におけるOIIIイオンのレベル集団を計算します。この単純なモデルでは、銀河のOIII88ミクロンの明度は、HII領域の自由電子の典型的な数密度（$n_e$）、これらの領域の平均金属性（$Z$）、放出される水素電離光子の割合によって決定されます。（$Q_{\mathrm{HI}}$）、および電離スペクトルの形状。モデルを詳細なCLOUDY計算と比較してクロスチェックし、広範囲のパラメーター空間で15$\％$を超える精度で機能することを確認します。モデルを$z\sim6-9$の既存のALMAデータに適用して、これらの銀河のHII領域のガスの金属性の下限とガス密度の上限を導出します。これらの制限は銀河ごとにかなり異なり、最も狭い境界は$Z\gtrsim0.5Z_\odot$および$n_{\mathrm{H}}\lesssim50$cm$^{-3}$が$2-\sigmaであることを示します$信頼。
MMT Binospecを使用した暗黒エネルギー分光装置の輝線銀河ターゲット選択アルゴリズムの検証
| Title |
Validation_of_Emission-Line_Galaxies_Target_Selection_Algorithms_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument_Using_the_MMT_Binospec |
| Authors |
Tanveer_Karim_(1),_Jae_H._Lee_(2_and_3),_Daniel_J._Eisenstein_(1),_Etienne_Burtin_(4),_John_Moustakas_(5),_Anand_Raichoor_(6),_Christophe_Y\`eche_(4)_(for_the_DESI_collaboration,_(1)_Department_of_Astronomy,_Harvard_University,_(2)_Department_of_Physics,_Harvard_University,_(3)_Vertex_Pharmaceuticals,_(4)_IRFU,_CEA,_Universit\'e_Paris-Saclay,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Siena_College,_(6)_Institute_of_Physics,_Laboratory_of_Astrophysics,_\'Ecole_Polytechnique_F\'ed\'erale_de_Lausanne) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14484 |
今後のダークエネルギー分光器（DESI）実験では、宇宙の膨張に対するダークエネルギーの影響を測定し、最大$z\sim1.6$の銀河と最大$zのQSOを使用して、宇宙の$3$Dマップを作成する予定です。\sim3.5$。このマップを作成するために、DESIは$30$を超えるオブジェクトの分光赤方偏移を取得します。それらの中で、大多数は輝線銀河（ELG）として知られる星形成銀河です。これらのELGターゲットは、$g-r$対$r-z$の色-カラープロット上で選択領域を描画することによって事前に選択されます。ここで、高赤方偏移ELGは、低赤方偏移ELGおよびインターロッパーとは別の軌跡を形成します。このホワイトペーパーでは、3つのELGターゲット選択アルゴリズム（DEEP2測光、数値密度モデリング、ランダムフォレストに基づく最終設計レポート（FDR）カット）の効率を調査し、これら3つのアルゴリズムの組み合わせがどのように最適であるかを判断しますDESIの科学目標を満たすのに最も適した単純な選択境界を生成するために使用されます。これを行うには、DESIフットプリントで$17$の小さなパッチを選択し、3つのターゲット選択アルゴリズムを実行して、測光に基づいてELGを事前選択しました。MSIBinospecを使用して事前に選択されたELGを観察しました。これは、機能がDESI装置に似ており、分光赤方偏移と$1054$ELGのフラックスを取得します。これらの銀河の赤方偏移とフラックス分布を分析することにより、NDMは最高のパフォーマンスを発揮しましたが、FDR定義の単純な変更でも十分なパフォーマンスが得られることがわかります。
UGCでのX線輝度依存の「変化する外観」現象\、3223
活動銀河核（AGN）のまれな「変化する外観」（CL）現象の性質は、現在の段階ではまだ議論中です。ここでは、\itSwift/\rmXRTとUVOTによるUGCのフォローアップ観測値3223を提示します。これは、$\mathrm{S1.5\rightarrowS2\rightarrowS1.8}$のタイプ遷移を持つ、新しく発見された繰り返しCL-AGNです。約30年の期間で発生します。以前に\itROSAT\rmAll-skySurveyと2番目のSwift-XRTポイントソースカタログで報告された値を比較することにより、X線フラックスは、スペクトルタイプが近い光学スペクトル遷移にしっかりと従うことがわかりますSeyfert1タイプへの変換は、より高いX線束に関連付けられています。ただし、不変のX線スペクトル形状は、オブジェクトのCL現象に見られます。非常に低いエディングトン比$\sim2\times10^{-4}$は、そのセイファート2状態のX線輝度から取得できます。これは、CLを説明する上でディスク風ブロードライン領域モデルが有利であることを示唆しています。現象。以前の\itGALEX\rmNUV観察と比較した場合、UVOT画像は$\sim90$\％のUV放射がホスト銀河の強い星の形成によるものであることを示しているため、総UV放射の変動は明らかになりません。
[C II] -bright、z = 6.59クエーサー/コンパニオンシステムのX線観察
| Title |
X-ray_Observations_of_a_[C_II]-bright,_z=6.59_Quasar/Companion_System |
| Authors |
Thomas_Connor,_Eduardo_Ba\~nados,_Chiara_Mazzucchelli,_Daniel_Stern,_Roberto_Decarli,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_Paolo_Farina,_Elisabeta_Lusso,_Marcel_Neeleman,_and_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14571 |
PSOJ231.6576$-$20.8335の深いチャンドラ観測を提示します。赤方偏移z=6.59のクエーサーで、近くに（${\sim}8$適切なkpc）伴銀河があります。アルマ望遠鏡はクエーサーとコンパニオンの両方が明るいことを[CII]で観測しており、このシステムではクエーサーの周囲で大幅に拡大されたLy$\alpha$放出があり、銀河の合併が進行中であることを示唆しています。以前の2つの類似したシステムの研究とは異なり、Chandraを使用してシステムを140秒間観察したにもかかわらず、X線でコンパニオンを検出していません。クエーサー自体は検出されますが、正味のカウントは$13.3^{+4.8}_{-3.7}$のみです。基本的なスペクトル分析から、クエーサーのX線スペクトルは柔らかくなっています（$\mathcal{HR}=-0.60_{-0.27}^{+0.17}$の硬度比、$\Gamma=のべき乗指数2.6^{+1.0}_{-0.9}$）。これにより、他の明るいクエーサーに匹敵するレストフレームX線輝度が得られます（$L_{2-10}=1.09^{+2.20}_{-0.70}\times10^{45}\\textrm{erg}\\textrm{s}^{-1}$）は、観測されたX線フラックスがかすかに見えます。この結果の考えられる2つの解釈を強調します。クエーサーは$\Gamma$の急な値を持っています-観測されている進行中のエディントン降着に関連している可能性があります。スペクトル（$\Gamma{\sim}2$）ですが、X線の発光は少ないです（$L_{2-10}\sim0.6\times10^{45}\\textrm{erg}\\textrm{s}^{-1}$）。
異常に金属が少ない球状星団の潮汐の残骸
| Title |
The_tidal_remnant_of_an_unusually_metal-poor_globular_cluster |
| Authors |
Zhen_Wan,_Geraint_F._Lewis,_Ting_S._Li,_Jeffrey_D._Simpson,_Sarah_L._Martell,_Daniel_B._Zucker,_Jeremy_R._Mould,_Denis_Erkal,_Andrew_B._Pace,_Dougal_Mackey,_Alexander_P._Ji,_Sergey_E._Koposov,_Kyler_Kuehn,_Nora_Shipp,_Eduardo_Balbinot,_Joss_Bland-Hawthorn,_Andrew_R._Casey,_Gary_S._Da_Costa,_Prajwal_Kafle,_Sanjib_Sharma_and_Gayandhi_M._De_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14577 |
球状星団は宇宙で観測された最も古い恒星構造の一部です。それらは大きな銀河の至る所にあり、激しい星形成イベントと構造の階層的構築をたどると信じられています。天の川と他のさまざまな銀河の球状星団の観測により、「金属性の床」の証拠が見つかりました。そのため、約0.3〜0.4％未満の化学（「金属」）存在量の球状星団は見つかりません。太陽の。この金属性の床の存在は、宇宙での質量の蓄積を理解するための両方の重要な要素である、形成される存続する球状星団の最小質量と最大赤方偏移を反映している可能性があります。ここでは、天の川のハローにある、空間的に薄く、動的に冷たいフェニックスの恒星河川の南部恒星河川分光調査の測定結果を報告します。フェニックスストリームの特性は、潮汐によって破壊された球状星団の残骸であることと一致しています。ただし、その金属存在量（[Fe/H]=-2.7）は、経験的な金属量の床の存在量を大幅に下回っています。したがって、フェニックスストリームは、これまでに発見された最も金属の少ない球状星団の破片を表しており、その前駆体は、ローカルユニバースの現在の球状星団集団とは異なります。その存在は、金属性の床の下の球状星団がおそらく存在していたが、銀河の進化の間に破壊されたことを意味します。
再イオン化の半分析モデルのための高解像度大容量暗黒物質シミュレーションを生成するための効率的なハイブリッド法
| Title |
An_efficient_hybrid_method_to_produce_high_resolution_large_volume_dark_matter_simulations_for_semi-analytic_models_of_reionisation |
| Authors |
Yisheng_Qiu,_Simon_J._Mutch,_Pascal_J._Elahi,_J._Stuart_B._Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14624 |
大量のかすかな銀河を解決することは、正確な宇宙再イオン化シミュレーションにとって重要です。流体力学的シミュレーションほど要求は厳しくありませんが、半解析的再イオン化モデルでは、ボックスサイズ内の再イオン化履歴全体の原子冷却限界を解決するために、非常に大きなN体シミュレーションが必要です$\gtrsim100h^{-1}\text{Mpc}$。これを容易にするために、モンテカルロアルゴリズムを使用してN体シミュレーションの質量分解能を拡張します。当社の拡張ハローカタログは、再イオン化計算にハロー位置を利用する半解析的銀河形成モデル用に設計されています。説明のために、$M_\text{halo}=3.2\times10^7h^{-1}\text{M}_\odot$の質量分解能が$105h^{に達する拡張ハロカタログを提示します-1}\text{Mpc}$ボックス。$\sim6800^3$粒子のN体シミュレーションに相当します。結果は、高解像度の小容量N体シミュレーションを使用して検証されます。拡張されたハローカタログはMeraxes半解析的再イオン化モデルに適用され、恒星の質量関数、星形成率密度、および最大$z\simまでの直接N体ハローマージツリーに基づくものと一致する体積加重中性画分を生成します。10$。高解像度の大容量シミュレーションと小容量または低解像度シミュレーションの両方を比較すると、低解像度と小容量シミュレーションの両方で再イオン化が急速に終了してしまうことがわかります。したがって、宇宙再イオン化の後期を正しくモデル化するには、十分な解像度とボリュームの両方が必要です。
第4のフェルミLATカタログ内のブレザー候補の中からずれた活動銀河核を探す
| Title |
Searching_for_misaligned_active_galactic_nuclei_among_blazar_candidates_in_the_Fourth_Fermi-LAT_catalog |
| Authors |
G.Chiaro,_G._La_Mura,_A._Dominguez,_S._Bisogni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14670 |
ブレザーのような特性を備えた電波ラウドソースですが、観測者の方向を直接指さないジェットを持つことは、ガンマ線エミッターの最も興味深いクラスの1つです。これらのソースはMisalignedActiveGalacticNuclei（MAGN）として知られています。MAGNプロパティを理解することは、ブレザーのエネルギー論の知識を向上させるのに役立ちます。電波形態の特徴付けに基づく方法論を使用して、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）によって検出された不確実なタイプの残りのブレザーから新しいMAGN候補を検索しました。ガンマ線源に関連する7つの新しい候補を特定しました。それらの特徴は、MAGNの定義と一致する位置合わせされていない相対論的ジェットのソースと一致しています。
| Title |
Gaia-DR2_extended_kinematical_maps._Part_III:_Rotation_curves_analysis,_dark_matter,_and_Modified_Newtonian_dynamics_tests |
| Authors |
\v{Z}._Chrob\'akov\'a,_M._L\'opez-Corredoira,_F._Sylos_Labini,_H.-F._Wang,_R._Nagy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14825 |
最近の統計的デコンボリューション手法は、同じデータに基づいてGaiaコラボレーションで分析されたものよりも2〜3倍大きい範囲のヘリオセントリック距離で拡張された運動学的マップを生成しました。この論文では、このようなマップを使用して、銀河平面と平面外領域の両方で回転曲線を導き出し、密度分布を分析します。定常平衡と軸対称性を仮定することにより、ジーンズの方程式を使用して回転曲線を導き出しました。次に、暗黒物質とMOND（修正ニュートンダイナミクス）理論の予測の両方を含む密度モデルに適合させます。天の川は軸対称性と平衡からの逸脱を示すため、ジーンズの方程式の修正も検討しました。そのような補正を計算するために、平衡からの逸脱が中心からの距離の関数として大きくなる、模擬円盤銀河のN体実験を実行しました。ジーンズの方程式で構築された天の川の外側の円盤の回転曲線は、$R$と$z$への依存性が非常に低く、暗黒物質ハローとMONDモデルの両方によく適合しています。回転曲線を導出するためのジーンズ方程式の適用は、平衡および軸対称性から逸脱するシステムの場合、平均半径方向速度の振幅の関数として増大する系統誤差を導入します。天の川の場合、半径方向速度の振幅が$R\約20$kpcで方位角速度の振幅の$\sim10\％$に達することがわかります。この条件に基づいて、ジーンズの方程式から取得した回転曲線を使用して質量を計算すると、測定値が過大評価される可能性があります。
異なるスパイラルアームモデルはISMとGMCの人口にどのように影響しますか？
| Title |
How_do_different_spiral_arm_models_impact_the_ISM_and_GMC_population? |
| Authors |
Alex_R._Pettitt,_Clare_L._Dobbs,_Junichi_Baba,_Dario_Colombo,_Ana_Duarte-Cabral,_Fumi_Egusa,_Asao_Habe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14830 |
円盤銀河における銀河の渦状腕の性質は、とらえどころのないままです。渦巻モデルに関係なく、腕は星を形成する星間物質の彫刻に役割を果たすと予想されます。そのため、アームモデルが異なると、星間物質の構造や分子雲の特性に違いが生じる可能性があります。この研究では、さまざまな性質のスパイラルアーム摂動を受ける銀河円盤のシミュレーションを紹介します。クラウド人口またはガス運動学がさまざまなグランドデザインスパイラル間でどのように変化するかについてほとんど違いがないことがわかります。これは、クラウドスケールの星間物質が、スパイラルアームがどこから来たかにほとんど関係がないことを示しています。ただし、腕間/腕の質量スペクトルの違い、{および雲の特性の分布の尾部のわずかな違い}（および恒星/気体の速度分散の半径方向の変化）がわかります。これらの機能は、異なるスパイラルモデル間のパターン速度の半径依存性の違いに起因する可能性があり、観察研究におけるスパイラル構造の性質のメトリックとして機能する可能性があります。
Dark Energy Spectroscopic Instrument Bright Galaxy Surveyのターゲット選択パイプラインの特徴
| Title |
Characterising_the_target_selection_pipeline_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument_Bright_Galaxy_Survey |
| Authors |
Omar_Ruiz-Macias,_Pauline_Zarrouk,_Shaun_Cole,_Carlton_M._Baugh,_Peder_Norberg,_John_Lucey,_Arjun_Dey,_Daniel_J._Eisenstein,_Peter_Doel,_Enrique_Gazta\~naga,_ChangHoon_Hahn,_Robert_Kehoe,_Ellie_Kitanidis,_Martin_Landriau,_Dustin_Lang,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_Francisco_Prada,_Michael_Schubnell,_David_H._Weinberg,_M._J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14950 |
測光レガシー調査\uppercase{dr8}\uppercase{を使用して、DarkEnergySpectroscopicInstrument（\uppercase{desi}）BrightGalaxySample（\uppercase{bgs}）の信頼できる完全な入力銀河カタログを作成するために取った手順を示します。dec}am。星銀河の分離、断片化された星と明るい銀河による汚染、低表面輝度での完全性など、\uppercase{desi}\uppercase{bgs}のターゲットの選択で直面する主な問題のいくつかを分析します。私たちのパイプラインは、{\itGaia}測光を使用して\uppercase{bgs}銀河を選択する新しい方法を利用し、偽のオブジェクトの数を減らす幾何学的および測光マスクを実装します。結果のカタログは、GalaxyandMassAssembly（\uppercase{gama}）調査と相互に照合され、銀河カタログの完全性とターゲット選択のパフォーマンスを評価します。また、模擬カタログおよび\uppercase{sdss}データと比較することにより、\uppercase{bgs}カタログのクラスタリングを検証し、目標密度に対する単純な線形補正を含めて、恒星の密度体系の影響を緩和します。系統的変動は、重み付け補正を適用する前は最大で7ドル％であり、線形加重補正を適用した後は3ドル未満です。最終的に、\uppercase{bgs}の選択基準も、ターゲットの銀河密度フィールドとイメージングの体系的なプロパティとの相関を測定することによって評価されます。
相互作用している電波銀河4C +29.30の強力なイオン化ガス流出
| Title |
Powerful_ionized_gas_outflows_in_the_interacting_radio_galaxy_4C_+29.30 |
| Authors |
Guilherme_S._Couto,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Aneta_Siemiginowska,_Rogemar_A._Riffel,_Raffaella_Morganti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14977 |
合併電波銀河4C+29.30の内側の$4.3\times6.2$kpc$^{2}$のイオン化ガスの励起と運動学を調査します。ジェミニ北望遠鏡で光積分フィールド分光法を使用して、フラックス分布、ライン比マップ、ピーク速度、速度分散マップ、および$\約955$pcの空間分解能を持つチャネルマップを表示します。核（南ノット、SK）の南$\sim1''$の領域で、最大$\sim-650$kms$^{-1}$の高いブルーシフトが観測されます。分散（$\sim250$kms$^{-1}$）。これは流出に起因します。可能性のある赤方偏移の対応物は、核から北に観察されます（北の結び目、NK）。これらの領域は、おそらくラジオジェットと周囲のガスとの相互作用により、双極の流出に対応することを提案します。イオン化ガスの総質量流出率は$\dot{M}_{out}=25.4\substack{+11.5と推定します
コンパクトオブジェクト磁気圏における磁化プラズマのための結合ガイド中心ボリス粒子プッシャー
| Title |
A_coupled_guiding_center-Boris_particle_pusher_for_magnetized_plasmas_in_compact-object_magnetospheres |
| Authors |
Fabio_Bacchini,_Bart_Ripperda,_Alexander_A._Philippov,_Kyle_Parfrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14401 |
通常、高度に磁化された無衝突プラズマで満たされたコンパクトなオブジェクトの磁気圏における相対論的荷電粒子の運動をシミュレートするための新しい数値スキームを提示します。新しいアルゴリズムは、運動方程式の完全なシステムとガイド中心近似の間の動的な切り替えに基づいています。2つの定式化の間の切り替えは、プラズマ粒子の磁化に基づいているため、ジャイロ周波数がタイムステップで不十分に解決されている場合でも、ダイナミクスはガイド中心の動きによって正確にキャプチャされます。ジャイロ半径が大きい粒子の場合、たとえば現在のシートを再接続する際の加速により、アルゴリズムは適応的に切り替わり、代わりに完全な運動方程式を解きます。新しいスキームは、標準のパーティクルインセルコードと直接互換性があり、専用の共変式を介して曲線時空に容易に適用できます。特殊および一般相対論的パーティクルインセルシミュレーションから取得した、磁化プラズマで電流シートを再接続する電磁構成で荷電粒子を進化させることにより、結合アルゴリズムのパフォーマンスをテストします。新しい結合プッシャーは、時間ステップがジャイロ周期より何桁も大きい場合でも、非常に正確な粒子軌道を生成できるため、時間分解能の制限が大幅に軽減されます。
uGMRTを使用したFRB 180916.J0158 + 65からの15バーストの検出
| Title |
Detection_of_15_bursts_from_FRB_180916.J0158+65_with_the_uGMRT |
| Authors |
Visweshwar_Ram_Marthi,_Tasha_Gautam,_Dongzi_Li,_Hsiu-Hsien_Lin,_Robert_Main,_Arun_Kumar_Naidu,_Ue-Li_Pen_and_Robert_Wharton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14404 |
最近発見された、アクティブサイクルの16.35日間の周期性を示す、FRB180916.J0158+65でのuGMRT観測キャンペーンの結果を報告します。予想されるアクティブ期間のピーク時の3つの連続したサイクル中に、それぞれ550〜750MHzでソースを$\sim2$時間観察しました。バーストはそれぞれ0、12、および3であることがわかります。これは、アクティブフェーズ内でもバーストレートが非常に変動しやすいことを示しています。私たちは一貫して、銀河バーストソースSGR〜1935+2154よりも1桁だけ高いスペクトルエネルギーでかすかなバーストを検出します。検出されたバーストの到着時間は、多くの可能なエイリアスソリューションを除外し、16.35日周期の結果を強化します。短時間スケールの周期検索では、非常に重要な候補は返されませんでした。ビームフォーマーで検出された2つのバーストは、イメージングデータで明確に検出されるのに十分な明るさであり、サブアークセカンドのローカリゼーションを達成し、GMRTによるFRBイメージングの概念実証として証明されました。650MHzでの永続的な電波束密度の$3\sigma$の上限は$66〜\mu{\rmJy}$であり、1.6〜GHzでのEVNとVLAの制限と組み合わせて、潜在的な無線の対応をさらに制限します。これらの結果は、既知の反復FRBを検出して位置を特定するための対象を絞った観察に対するuGMRTの能力を示しています。
XMM-Newton-RGSで観測されたX線バイナリSwift J1858.6-0814の軟X線輝線：ディスク大気または風？
| Title |
Soft_X-ray_emission_lines_in_the_X-ray_binary_Swift_J1858.6-0814_observed_with_XMM-Newton-RGS:_disc_atmosphere_or_wind? |
| Authors |
D._J._K._Buisson,_D._Altamirano,_M._D\'iaz_Trigo,_M._Mendez,_M._Armas_Padilla,_N._Castro_Segura,_N._D._Degenaar,_J._van_den_Eijnden,_F._A._Fogantini,_P._Gandhi,_C._Knigge,_T._Mu\~noz-Darias,_M._\"Ozbey_Arabac{\i}_and_F._M._Vincentelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14407 |
XMM-Newton-RGSからのデータで、X線バイナリSwiftJ1858.6-0814からの軟X線輝線が見つかります。NVII、OVII、OVIII、およびNeIXでの検出に至らない顕著な残差そして他のより高い電離遷移。これらは、SwiftJ1858.6-0814で光波長の輝線で検出されたように、降着円盤コロナ光源の場合のように円盤大気に関連付けられているか、または風に関連付けられている可能性があります。実際、NVIIラインは赤方偏移しており、P-Cygniプロファイルの放出成分であることに一致しています。放出プラズマには、イオン化パラメータ$\log（\xi）=1.35\pm0.2$と密度$n>1.5\times10^{11}$cm$^{-3}$があることがわかります。これから、放出プラズマは電離源から$10^{13}$cm以内、$1.4M_{\odot}$中性子の場合は$\sim5\times10^{7}r_{\rmg}$内にある必要があると推測しますスター、そして線幅から少なくとも$10^4r_{\rmg}$離れている（$2\times10^{9}（M/1.4M_{\odot}）$cm）。これを他のX線連星や活動銀河核の輝線領域の既知のクラスと比較します。
| Title |
Has_LIGO_Detected_Primordial_Black_Hole_Dark_Matter?_--_Tidal_Disruption_in_Binary_Black_Hole_Formation |
| Authors |
Yuan_Gao,_Xiaojia_Zhang_and_Meng_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14559 |
レーザー干渉計重力波天文台（LIGO）による$\sim30M_{\odot}$ブラックホール（BH）のバイナリマージャーの頻繁な検出は、暗黒物質（DM）である原始BH（PBH）に対する研究者の関心を再燃させました。この研究では、$30M_{\odot}$の単色質量のDMとして配布されたPBHを調べ、DMハローの最も密度の高い中央領域が支配するバイナリ形成の遭遇キャプチャシナリオを検討しました。したがって、我々は存在する超大質量ブラックホール（SMBH）による潮汐効果に特別な注意を払いました。そうすることで、損失コーンの使用を補完する損失ゾーンと呼ばれる必要なツールを発見しました。我々は、潮汐効果がバイナリ形成に影響を与えるのに顕著ではないことを発見しました。これは、特に、関心のある質量のPBHのDMフラクションを1からほぼ1に制限するマイクロレンズイベントのために、LIGOのイベントレート推定の全体を説明するには不十分であることが判明しました小さい注文。一方、初期宇宙のバイナリ形成シナリオは非常に普及しているため、LIGO信号がPBHの割合を1％未満に抑制しています。したがって、人々は代替のPBHウィンドウや他のDM候補をより信頼すべきです。
TeV Blazar Mrk 501のNuSTARビュー
TeV$\gamma-$rayを放出するblazarMarkarian（またはMrk）501の7つすべての{\it核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）}観測のフラックスおよびスペクトル変動研究の結果を報告します。日中変動の強い証拠がこれら7つの観測のうち4つにおけるMrk501の3-79keVX線光度曲線（LC）。モデルに依存しない硬度比分析を使用してスペクトルの変動性を調べ、2つの観測で一般的な「明るくなると明るくなる」動作を見つけました。また、TeVblazarMrk501の3-79keVX線スペクトルの性質を調査し、7つのスペクトルのうち5つが、（10keVで）光子指数をもつ曲線対数放物線モデルによって適切に記述されていることを確認しました$\alpha\sim$2.12-2.32と曲率$\beta\sim$0.15-0.28。他の2つのスペクトルは、光子指数が2.70と2.75の単純なべき乗則モデルでいくらかよく表現されています。結果を説明するために、利用可能な物理モデルについて簡単に説明します。
中性子星低質量X線連星GX 13 + 1の熱放射風
中性子星連星GX13+1で観測された高電離X線吸収線を、熱放射風の完全なシミュレーションで近似します。これは、モンテカルロ放射伝達に結合された放射流体力学コードを使用して、すべての強力なK{\alpha}およびK{\beta}遷移を含む、水素およびヘリウムのような鉄とニッケルから観測されたラインプロファイルを計算します。このオブジェクトは非常に大きなディスクを持ち、非常に明るいため、風は非常に強いです。イオンカラムが大きいと、FeK{\alpha}からの吸収線が強く飽和するため、線相当幅（EW）は速度構造に敏感に依存します。さらに、方位角速度と半径方向速度のレベルで等方性乱流を含む線をシミュレーションします。これらのモデルを、最高解像度のChandra3次HETGSデータで見られるFexxvおよびxxvi吸収線に適合させます。これらのデータは、〜500km/sの半径方向速度のレベルでの乱流の追加をすでに除外しています。熱放射風だけで予測される速度構造は、観測されたプロファイルとかなりよく一致し、方位角速度のレベルでの乱流の上限は〜100km/sです。これは、磁気加速からの残りの寄与に厳しい制約を与えます。
後期原始中性子星における磁場
後期原始中性子星の熱および磁場構造を探索します。星のさまざまな領域でエントロピーへの支配的な寄与を見つけ、そこから高温中性子星の簡略化された状態方程式を作成します。これにより、恒星の平衡方程式を数値的に解いて、磁場やケプラー速度までの回転など、さまざまなモデルを見つけます。この問題では、状態方程式は実質的に順圧であると私たちは主張します。固定磁場強度の場合、誘導される楕円率は温度とともに増加します。このための定量的な公式を示します。高温の星ではケプラー速度がかなり低く、非リサイクルNSの事実上の最大回転速度が1kHzをはるかに下回る可能性があります。定性的磁場構造は、高温星と低温星で類似しており、ポロイダル磁場成分がトロイダル磁場成分よりも優勢です。この結果は普遍的かもしれないと私たちは主張します。低い多重極での磁場解の打ち切りは、特に高速回転または強いトロイダル磁場成分を持つモデルの場合、深刻な不正確さを引き起こすことを示します。
NLS1 Galaxy RE J1034 + 396を再観測します。 II。軟X線超過、QPO、およびGRS 1915 +
105との類似性に関する新しい洞察
| Title |
Re-observing_the_NLS1_Galaxy_RE_J1034+396._II._New_Insights_on_the_Soft_X-ray_Excess,_QPO_and_the_Analogy_with_GRS_1915+105 |
| Authors |
Chichuan_Jin,_Chris_Done,_Martin_Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14704 |
REJ1034+396は、AGNでこれまでに検出された最も重要なX線準周期振動（QPO）を表示します。最近の同時XMM-Newton、NuSTAR、およびSwift観測を使用して、データの詳細なスペクトルタイミング分析を実行します。QPOの周波数、rms、コヒーレンス、位相遅れの詳細なエネルギー依存性を示します。時間平均スペクトルとともにモデル化された、さまざまな周波数分解変動スペクトルを構築します。私たちの研究では、内側のディスクコンポーネント（diskbb）、2つの暖かいコロナコンポーネント（CompTT-1およびCompTT-2）、および熱いコロナコンポーネント（nthComp）を含む4つのコンポーネントがすべてのスペクトルに適合する必要があることを示しています。重要な発見は、確率的変動がCompTT-1に集中している一方で、2つの暖かいコロナコンポーネント内で、CompTT-2（高温で輝度の低いコンポーネント）にQPO信号が含まれていることです。これらのコンポーネントを使用すると、ラグエネルギースペクトルを近似でき、これらのコンポーネントの相対正規化のみを変更することで、2007年の強力なQPOの以前の観測と欠落したQPO観測を説明できます。私たちの多波長研究は、QPOの検出可能性が、UVフラックスから推定される外側のディスクを通る同時の質量降着率に依存しないことを示しています。重要なIronK$\alpha$ラインも、重要な反射コンポーネントのハンプも検出されません。最後に、最近の観測におけるREJ1034+396のrmsおよびラグスペクトルが、マイクロクエーサーGRS1915+105の67HzQPOと非常に類似していることを示します。これらの新しい結果は、2つのソース間の物理的な類似性を強化します。両方のソースのQPOは、内部ディスクの垂直構造の拡張/収縮によるものと推測します。
XMM-ニュートンとNuSTARを使用したセイファート1銀河ESO 141--G055の広帯域X線スペクトル研究
利用可能なすべての\xmm{}および\nustar{}観測を使用して、光源ESO〜141--G055の広帯域X線スペクトルを広範囲にわたって調査しました。2keV未満の顕著なソフトエクセレンス、狭いFeライン、およびコンプトンこぶ（>10keV）を検出します。ソフト過剰の原因はまだ議論されています。ソフトエクセレンスを説明するために、2つのモデルを使用しました。電離降着円盤からのぼやけた反射と、固有の熱Comptonizationモデルです。これらのモデルの両方とも、ソフトエクセレンスを等しく適切に説明していることがわかります。この線源のX線スペクトルでは幅広いFe線が検出されないことを確認しますが、両方の物理モデルは最大回転のブラックホールシナリオ（a$>$0.96）を好みます。これは、広いFeラインが存在しないか、検出できないほどぼやけていることを意味します。ソースのエディングトン率は$\lambda_{Edd}\sim0.31$と推定されます。反射モデルでは、コンプトンこぶは、イオン化された反射成分と中性反射成分の両方からの寄与があります。狭いFeK$\alpha$とコンプトンのこぶを同時に表す中性反射板は、$\rmN_{H}\geq7\times10^{24}\rmcm^{-2}$の列密度を持っています。さらに、イオン化パラメーター$\log\xi/\rmergcms^{-1}$=$0.1^{+0.1}_{-0.1}$および列密度$\rmN_で部分的にカバーされたイオン化吸収を検出します{H}=20.6^{+1.0}_{-1.0}\times10^{22}\rmcm^{-2}$、カバー係数は$0.21^{+0.01}_{-0.01}$。
相対論的AGNジェットIII。ダブル-ダブル電波銀河からのシンクロトロン放射の合成
| Title |
Relativistic_AGN_jets_III._Synthesis_of_synchrotron_emission_from_Double-Double_Radio_Galaxies |
| Authors |
S._Walg_(1_and_2),_A._Achterberg,_(1)_S._Markoff,_(2)_R._Keppens,_(3)_O._Porth_(2)_((1)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(2)_Astronomical_Institute_"Anton_Pannekoek",_University_of_Amsterdam,_Amsterdam,_The_Netherlands,_(3)_Centre_for_mathematical_Plasma_Astrophysics,_Department_of_Mathematics,_KU_Leuven,_Heverlee,_Belgium.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14815 |
Double-DoubleRadioGalaxies（DDRG）のクラスは、突発的なジェット爆発に関連しています。さまざまな領域やコンポーネントがラジオ画像の総強度にどのように追加されるかはあまり知られていません。このペーパーでは、特別な相対論的流体力学シミュレーションに基づいてDDRGのシンクロトロン画像を合成し、磁場の高度な近似を行います。私たちはシンクロトロン画像を研究します。秩序だった、からみ合った、または混合した磁場。シンクロトロン冷却によるスペクトルの老化;さまざまなジェットコンポーネントからの寄与。視野角とドップラー（デ）ブースト。DDRGの進化のさまざまな時代。結果を観測データにリンクするために、参照ソースとしてJ1835+6204を採用しています。すべての場合において、合成されたシンクロトロン画像は、内側と外側のローブに2つのペアのホットスポットを示しています。最良の類似性は、約$\vartheta\sim-71^{\circ}$の視野角、すなわち主に絡み合って（$\gtrsim70磁気圧力の$パーセント）。観測頻度とカットオフ周波数の比$\nu_{\rmobs}/\nu_{\infty、0}\gtrsim10^{-3}$、$\simに対応する場合、スペクトルエージングの影響は重要になります3\cdot10^2$MHz。視野角$\vartheta\lesssim-30^{\circ}$の場合、DDRG形態を認識できなくなりました。アクティブな銀河核フィードバック制約に関連するDDRG構造が出現するには、最初のジェットの寿命の4％以内に2番目のジェットを噴射する必要があります。
Einstein @ Homeガンマ線脈動の発見が3FGL J2039.6-5618のレッドバックの性質を確認
| Title |
Einstein@Home_Discovery_of_Gamma-ray_Pulsations_Confirms_the_Redback_Nature_of_3FGL_J2039.6-5618 |
| Authors |
C._J._Clark,_L._Nieder,_G._Voisin,_B._Allen,_C._Aulbert,_O._Behnke,_R._P._Breton,_C._Choquet,_A._Corongiu,_V._S._Dhillon,_H._B._Eggenstein,_H._Fehrmann,_L._Guillemot,_A._K._Harding,_M._R._Kennedy,_B._Machenschalk,_T._R._Marsh,_D._Mata_S\'anchez,_R._P._Mignani,_J._Stringer,_Z._Wadiasingh,_J._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14849 |
フェルミ大面積望遠鏡のガンマ線源3FGLJ2039.6$-$5618には、「レッドバック」ミリ秒パルサー（MSP）バイナリシステムであると予測された周期的な光学およびX線源が含まれています。ただし、決定的な同定には、推定MSPからの脈動の検出が必要でした。ガンマ線脈動の有向検索の軌道パラメーターをより適切に制約するために、2017年と2018年に新しい光学光度曲線を取得しました。これにより、伴星からの長期変動が明らかになりました。結果として得られた軌道パラメーター制約は、Einstein@Home分散型ボランティアコンピューティングシステムを使用して、ターゲットを絞ったガンマ線脈動検索を実行するために使用されました。この検索により、2.65msの周期で脈動が発見され、ソースが現在PSRJ2039$-$5617として知られているバイナリMSPであることを確認しました。パルサーの軌道ドップラーシフトは、コンパニオンの質量が0.15〜0.22$M_{\odot}$であることを示しており、レッドバック分類を確認しています。オプティカルライトカーブモデリングは変動性によって複雑ですが、傾斜が$i>70{\deg}$であることがわかります。これは、$1.1の間の低いパルサー質量に対してM_{\odot}<M_{\rmpsr}<1.35M_{\odot}です。$。ガンマ線脈動のタイミングも軌道周期に有意な変動性があることを明らかにしました。これは、コンパニオンスターの四重極モーメント変動と一致しており、対流活動を示唆しています。また、パルサー風とコンパニオンスターの光子フィールドの高エネルギーレプトン間の逆コンプトン散乱が原因で、パルスフラックスが軌道周期で変調されることもわかりました。
$ \ gamma $ -rayミリ秒パルサーPSR J2039-5617からの電波脈動
| Title |
Radio_pulsations_from_the_$\gamma$-ray_millisecond_pulsar_PSR_J2039-5617 |
| Authors |
A._Corongiu,_R.P._Mignani,_A.S._Seyffert,_C._J._Clark,_C._Venter,_L._Nieder,_A._Possenti,_M._Burgay,_A._Belfiore,_A._De_Luca,_A._Ridolfi,_Z._Wadiasingh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14889 |
レッドバックパルサー候補4FGLJ2039.5-56.17の予測された性質は、この$\gamma$-rayを特定する$\gamma$-rayミリ秒脈動（Clarketal。2020、以下、ペーパーI）の発見によって最近確認されましたソースはPSRJ2039-5617。Parkes電波望遠鏡で2016年と2019年に4FGL2039.5-5617を観測しました。1.4GHzと3.1GHz、$\gamma$-raysで発見された2.6ミリ秒の周期、および1つの2015アーカイブで0.7GHzの電波脈動を検出しました観察。すべての帯域で、無線パルスプロファイルは、メインの$\gamma$線のピークにつながる比較的広い単一のピークによって特徴付けられます。1.4GHzで、軌道の約半分の無線信号の日食の明確な証拠が見つかりました。これは、赤内系の特徴的な現象であり、連星内ガスの存在と関連しています。分散測定値DM$=24.57\pm0.03$\、pc\、cm$^{-3}$から、$0.9\pm0.2$kpcまたは$1.7\pm0.7$kpcのパルサー距離を導き出します。銀河の電子密度モデルを仮定した。2016年と2019年に得られた1.4GHzParkesの観測とSwiftモニタリングキャンペーン（2017-2018）の両方で、パルサーラジオとX線の放射に明らかな長期的な変化は見られません。電波と$\gamma$線の光の曲線をモデル化すると、軌道の傾きが独立して決定され、パルサーの質量が決定されます。これは、ペーパーIの結果と質的に一致しています。
再接続駆動フレア中の偏光スイングの第一原理モデル
| Title |
A_First-Principle_Model_for_Polarization_Swings_during_Reconnection-Powered_Flares |
| Authors |
David_N._Hosking_and_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14992 |
磁気支配の高速冷却プラズマにおける磁気リコネクションが、シンクロトロン偏光ベクトルの回転を伴う明るいフレアを自然に生成できることを示します。再接続のパーティクルインセルシミュレーションでは、合流する磁束ロープ、つまり「プラズモイド」の界面での効率的な粒子加速によってフレアが駆動されることがわかります。加速された粒子は、マージ後のプラズモイドを通って観測者に向かって流れ、そのため、変化する天空フィールド方向で領域を徐々に照らし、観測された偏光ベクトルの回転につながります。私たちの結果は、ブレザーの相対論的ジェットからの高エネルギーフレアの物理的原因として磁気再結合の証拠を提供し（最近の観測では、分極回転に頻繁に関連していることが示されています）、そのようなフレアの第一原理物理メカニズムを提供しています。
反射光で太陽系外惑星をイメージングするための空間線形暗視野制御の実験室デモンストレーション
| Title |
Laboratory_Demonstration_of_Spatial_Linear_Dark_Field_Control_For_Imaging_Extrasolar_Planets_in_Reflected_Light |
| Authors |
Thayne_Currie,_Eugene_Pluzhnik,_Olivier_Guyon,_Ruslan_Belikov,_Kelsey_Miller,_Steven_Bos,_Jared_Males,_Dan_Sirbu,_Charlotte_Bond,_Richard_Frazin,_Tyler_Groff,_Brian_Kern,_Julien_Lozi,_Benjamin_Mazin,_Bijan_Nemati,_Barnaby_Norris,_Hari_Subedi,_Scott_Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14413 |
将来のNASAのミッションとELTの主要な焦点である反射光で惑星をイメージングするには、いくつかの回折ビーム幅で、時間的に相関のある恒星ハローのヌル（つまり、ダークホール）を維持するために高度な波面制御が必要です。エームズコロナグラフ実験のテストベッドを使用して、生のコントラスト（$\sim$5$\times$10$^{-7}$）と分離（1.5--5.2）に近づく空間線形暗視野制御（LDFC）の最初の実験室試験を紹介します。$\lambda$/D）は、WFIRST-CGIのような宇宙搭載コロナグラフで太陽のような星の周りの木星惑星をイメージングし、将来の地上ベースの30mクラスの望遠鏡で低質量の星の周りのエキソアースをイメージングするために必要でした。4つの個別の実験で、さまざまな摂動の範囲で、LDFCは大幅に（1.2から1.7の係数内に）復元し、コントラストが桁違いに位相誤差によって低下するダークホールを維持します。古典的なスペックルヌリングの実装では、空間LDFCによって得られたコントラストに到達するために、2から5倍の反復と20から50のDMコマンドが必要です。私たちの結果は、DMプロービングと低フラックス体制に頼らずにダークホールを維持するための有望な道筋を提供します。これにより、高コントラストイメージング機器のデューティサイクルが向上し、スペックルの時間的相関が高まり、したがって、今後20年間の真の太陽系類似体の画像。
大型両眼望遠鏡干渉計の位相センサー、PHASECamの多波長フリンジ追跡の実装
| Title |
Implementing_multi-wavelength_fringe_tracking_for_the_Large_Binocular_Telescope_Interferometer's_phase_sensor,_PHASECam |
| Authors |
Erin_R._Maier,_Phil_Hinz,_Denis_Defr\`ere,_Paul_Grenz,_Elwood_Downey,_Steve_Ertel,_Katie_Morzinski,_and_Ewan_S._Douglas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14530 |
PHASECamは、大型双眼鏡望遠鏡干渉計（LBTI）のフリンジトラッカーです。これは、大型双眼鏡望遠鏡（LBT）の2つの補償光学（AO）補正アパーチャ間のチップ/チルトとフリンジの両方の位相変動を測定するために使用される近赤外線カメラです。ティップ/チルトおよび位相センシングは現在、$H$（1.65$\mu$m）および$K$（2.2$\mu$m）帯域で1kHzで実行されていますが、$K$帯域の位相テレメトリのみフリンジの一貫性と可視性を維持するためにシステムに修正を送信するために使用されます。ただし、フリンジ位相の周期的な性質により、360度を法とする位相のみを測定できます。PHASECamの位相アンラッピングアルゴリズムは、この問題を緩和しようとしますが、高速で大きな位相変動または低い信号対雑音比の場合に失敗することがあります。これによりフリンジジャンプが発生する可能性があり、その場合、波長によってOPD補正が不正確になります。これは現在、オペレーターが手動で修正できます。ただし、LBTIは、ロバストでアクティブな位相制御を必要とし、フリンジジャンプの検出が困難な他のモードを委託するため、多軸（フィゾー）干渉法やデュアルアパーチャ非冗長アパーチャマスキング干渉法など、より信頼性の高い自動ソリューション望まれる。$K$バンドと$H$バンドの位相テレメトリを直接比較することを含む、フリンジジャンプキャプチャと補正の多波長法を紹介します。アーカイブPHASECamテレメトリを利用する方法を示します。これにより、失われたデータのかなりの部分を潜在的に回復できるフリンジジャンプを検出する、堅牢で信頼性の高い方法が提供されます。
多入力畳み込みニューラルネットワークを使用したパルサー候補のふるい分け
パルサー候補のふるい分けは、新しいパルサーを発見するために不可欠なプロセスです。それは、全天の調査から最も有望なパルサー候補を検索することを目的としています。。最近、機械学習（ML）はパルサー候補のふるい分け調査のホットトピックです。ただし、MLでのパルサー候補のふるい分けの典型的な課題の1つは、パルサーと非パルサーの観測数の高度なクラス不均衡から生じる学習の難しさです。したがって、この作業は、候補のふるい分け、名前付きマルチ入力畳み込みニューラルネットワーク（MICNN）の新しいフレームワークを提案します。MICNNは、入力としてパルサー候補の4つの診断プロットを使用した深層学習のアーキテクチャーです。非常にクラスの不均衡なデータセットでMICNNをトレーニングするために、3ステージのトレーニング戦略と同様に、新しい画像拡張技術が提案されています。HTRUとGBNCCからの観測に関する実験は、これらの提案された手法の有効性と堅牢性を示しています。HTRUでの実験では、MICNNモデルは、クラスのバランスが非常に悪いテストデータセットでも、0.962の再現率と0.967の精度を達成しています。
宇宙物理学および宇宙論的探査（SPACE）のための宇宙プロジェクト、ESAスタンドアロンミッション、およびOrigins宇宙望遠鏡への可能な貢献
| Title |
Space_Project_for_Astrophysical_and_Cosmological_Exploration_(SPACE),_an_ESA_stand-alone_mission_and_a_possible_contribution_to_the_Origins_Space_Telescope |
| Authors |
Denis_Burgarella,_Andrew_Bunker,_Rychard_Bouwens,_Laurent_Pagani,_Jose_Afonso,_Hakim_Atek,_Marc_Audard,_Sylvie_Cabrit,_Karina_Caputi,_Laure_Ciesla,_Christopher_Conselice,_Asantha_Cooray,_Giovanni_Cresci,_Mirko_Curti,_Marc_Ferrari,_Chiaki_Kobayashi,_Nadege_Lagarde,_Jesus_Gallego_Maestro,_Roberto_Maiolino,_Katarzyna_Malek,_Jose_Miguel_Rodriguez_Espinosa,_Filippo_Mannucci,_Julien_Montillaud,_Pascal_Oesch,_Chris_Pearson,_Agnieszka_Pollo,_David_Rosario,_Itsuki_Sakon,_Daniel_Schaerer,_Ray_Sharples,_David_Sobral,_Frederic_Zamkotsian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14869 |
ESA長期計画Voyage2050プログラムの一部として、宇宙物理学および宇宙論的探査（SPACE）のための宇宙プロジェクトと呼ばれる新しいミッションを提案します。SPACEは、重い元素の形成をグラフ化し、銀河の光度関数の進化を測定し、宇宙での銀河における恒星の質量の蓄積を追跡し、最初の銀河を見つけることを主な目的として、銀河の進化を最も早い時期に研究します形成する超大質量ブラックホール（SMBH）。ミッションでは、HSTとJWSTを使用した狭い超深度調査と、RomanSpaceTelescopeやEUCLIDなどの浅い広視野調査の間の、パラメータ空間のユニークな領域を利用し、現在または詳細な追跡分光法のために十分に明るいz>10の非常に高い赤方偏移銀河の計画された使命。重要なのは、最初の銀河と最初のSMBHの統計サンプルを検出して特定し、金属濃縮履歴をグラフ化することによって、最初の銀河の理解を大幅に強化する広視野分光法の近赤外+中赤外機能を提案することです。初期宇宙における銀河の数-金属を含まない原始ガスから形成される最初の星の痕跡を潜在的に見つける。SPACEの広視野と波長範囲は、近赤外線+中赤外線で天の川を幅広く調査することにより、星形成を研究するユニークな機会も提供します。この科学プロジェクトは、スタンドアロンのESA主導のMミッション、または広域（サブ）ミリメートルのLミッション（ESAおよび/またはNASA、JAXA、およびその他の国際宇宙機関）の機器によって有効にすることができます。波長>500ミクロンでの機能。
LIGOの3回目の観察ランでの散乱光の低減
| Title |
Reducing_scattered_light_in_LIGO's_third_observing_run |
| Authors |
S_Soni,_C_Austin,_A_Effler,_R_M_S_Schofield,_G_Gonzalez,_V_V_Frolov,_J_C_Driggers,_A_Pele,_A_L_Urban,_G_Valdes,_R._Abbott,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_A._Ananyeva,_S._Appert,_K._Arai,_J._S._Areeda,_Y._Asali,_S._M._Aston,_A._M._Baer,_M._Ball,_S._W._Ballmer,_S._Banagiri,_D._Barker,_L._Barsotti,_J._Bartlett,_B._K._Berger,_J._Betzwieser,_D._Bhattacharjee,_G._Billingsley,_S._Biscans,_C._D._Blair,_R._M._Blair,_N._Bode,_P._Booker,_R._Bork,_A._Bramley,_A._F._Brooks,_D._D._Brown,_A._Buikema,_C._Cahillane,_K._C._Cannon,_X._Chen,_A._A._Ciobanu,_F._Clara,_S._J._Cooper,_K._R._Corley,_S._T._Countryman,_P._B._Covas,_D._C._Coyne,_L._E._H._Datrier,_D._Davis,_C._Di_Fronzo,_K._L._Dooley,_P._Dupej,_S._E._Dwyer,_T._Etzel,_M._Evans,_T._M._Evans,_J._Feicht,_A._Fernandez-Galiana,_P._Fritschel,_P._Fulda,_M._Fyffe,_J._A._Giaime,_et_al._(133_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14876 |
散乱光によるノイズは、高度なLIGO重力波検出器で頻繁に妨害され、重力波の検出を妨げてきました。低周波運動によって引き起こされる非定常散乱ノイズは、重力波チャネルの時間-周波数平面でアーチとして認識できます。このペーパーでは、2019年4月から2020年3月までのLIGOの3回目の観測ランO3の散乱ノイズを特徴付けます。少なくとも2つの異なる散乱ノイズの集団を見つけ、それらの1つの複数の原因とその軽減を調査します。2つの特定の表面間の相対運動が散乱光の存在と強く相関していることを発見し、この運動を低減する手法を実装します。また、このノイズが検出器に存在する可能性のある時間を特定するために、監視チャネルを使用するアルゴリズムも紹介します。
太陽系の揮発性サンプルの戻り
| Title |
Volatile_Sample_Return_in_the_Solar_System |
| Authors |
Stefanie_N._Milam,_Jason_P._Dworkin,_Jamie_E._Elsila,_Daniel_P._Glavin,_Perry_A._Gerakines,_Julie_L._Mitchell,_Keiko_Nakamura-Messenger,_Marc_Neveu,_Larry_Nittler,_James_Parker,_Elisa_Quintana,_Scott_A._Sandford,_Joshua_E._Schlieder,_Rhonda_Stroud,_Melissa_G._Trainer,_Meenakshi_Wadhwa,_Andrew_J._Westphal,_Michael_Zolensky,_Dennis_Bodewits,_Simon_Clemett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14899 |
私たちは、小天体、月、火星、海洋世界/衛星、プルームなど、さまざまな目的地からの揮発性サンプルの回収を実現することを提唱しています。最近のミッション研究（例えば、彗星の宇宙生物学探査SAmpleReturn（CAESAR）とMarsSampleReturn）の一環として、特定の環境とコストに対して新しい概念、技術、プロトコルが検討されています。ここでは、揮発性のサンプル収集の計画を提供し、環境、輸送/保管、地球への再突入、およびキュレーションに関連する課題を特定します。各ミッションフェーズでサンプルの完全性を検証するために、実験室および理論シミュレーションが提案されています。サンプル収集メカニズムは、変更を考慮して、特定の環境に対して評価されます。輸送とキュレーションは、科学への投資を最大化し、返却時および何年も保存した後の分析用の元のサンプルを確保するために、サンプル返還に不可欠です。揮発性サンプルの返還任務のすべての側面は、科学の動機によって推進されています。さらに、収集とサンプルの惑星保護に関する考慮事項。サンプルリターンミッションの科学的価値は、以前のサンプルリターンプログラムとミッションによって明確に示されています。揮発性物質のサンプル回収は、（太陽）惑星の形成、進化、および居住性を理解するための鍵です。惑星の揮発性物質を戻すことは、ユニークで潜在的に厳しい技術的課題をもたらします。これらには、収集と分析の間（およびそれを含む）のサンプルへの変更の防止、および惑星保護要件への適合が含まれます。
拡張されたリモートブライトニングを備えた噴火する円形リボンフレア
2013年11月10日、多波長観測と非力のない場の方法を使用したコロナ場の再構成を組み合わせた、噴火のX1.1円形リボンフレアを研究します。最初の段階で、フィラメントは、ヌルポイントに関連付けられたファンドームの下に埋め込まれた2つの緩やかにねじれたせん断アーケード間の磁気再接続を介して形成されます。この再接続は、光球の剪断と内側の2つのアーケードフットポイントの周りの収束する流れによって引き起こされているようで、横電界のフレア関連の変化と一致しています。フィラメントの南部は、トーラスの不安定性により上向きに上昇し、ヌルポイントを押します。加速された電子がファンに沿って沈殿し、エンベロープフィールドに高い値のスカッシュファクター（Q）を持つ準セパラティックス表面に沿って外側に伝播するため、誘導されたヌルポイントの再接続により、円形のリボンと西側の最初のリモートブライトニングが生成されます。ここはカーテンのような形をしています。第2ステージでは、フラックスロープの南端が表面から離れ、ドームとその上にあるフィールドを順次破壊し、泡立てのように噴出して部分的なハローコロナマス放出となります。これは、非常に広い領域に広がり、コロナの減光にも関連付けられている、磁気カーテンの足元でのフレア放出の強化と高速で動くリモートブライトニングにつながります。これは噴火性の円形リボンフレアのまれな例で、フラックスロープの形成からドーム外への噴火の成功まで、そして異常に拡張されたリモートの増光が完全に観察されます。
| Title |
A_Gravitational_Redshift_Measurement_of_the_White_Dwarf_Mass-Radius_Relation |
| Authors |
Vedant_Chandra,_Hsiang-Chih_Hwang,_Nadia_L._Zakamska,_Sihao_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14517 |
白色矮星の質量と半径の関係は、縮退した電子の状態方程式によって主に決定され、質量の増加に伴って恒星の半径が減少します。ここでは、星の質量と半径の比率に依存する一般相対論の予測である重力赤方偏移効果を使用して、この関係を観測的に測定します。スローンデジタルスカイサーベイとガイア宇宙天文台からの3000を超える白色矮星の観測を使用して、大気モデルをスペクトルにフィッティングすることにより、吸収線から見かけの半径速度、測光と視差から恒星半径、表面重力を導き出します。半径が類似している白色矮星の見かけの半径速度と独立して表面重力を平均化することにより、ランダムなドップラーシフトをキャンセルし、基になる重力赤方偏移を測定します。これらの結果を使用して、広範囲の恒星質量にわたって白色矮星の質量-半径関係を実験的に測定します。私たちの結果は主要な理論モデルと一致しており、私たちの方法は、将来の観測とともに、白色矮星のコア組成と進化を経験的に制約するために使用できます。
一部のビジュアルバイナリの軌道と個々の質量
| Title |
Orbits_and_Individual_Masses_of_Some_Visual_Binaries |
| Authors |
Essam_A._Elkholy,_Waleed_H._Elsanhoury_and_Mohamed_I._Nouh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14522 |
ビジュアルバイナリシステムの軌道は、天文学のワーキンググループの多くを引き付けています。これらの軌道は、星の塊の最も重要で信頼できる源です。本論文では、独立したコードを使用して、いくつかのビジュアルバイナリの軌道と動的質量を計算します。コワルスキー法を使用して、幾何学的要素を計算しました。動的要素（ペリアストロン通過の周期と時間）は、二重面積定数を実装することによって計算されます。開発したコードを使用して、WDSJ02262+3428、WDSJ14310-0548、WDSJ17466-0354、およびWDSJ12422+2622の4つのビジュアルバイナリの軌道を計算しました。無視されたビジュアルバイナリWDSJ17466-0354の新しい軌道を導入し、残りの3つのバイナリの軌道を変更しました。GaiaDR2視差を使用して、システムの総質量を計算しました。採用された全質量をスペクトル型の関係から導出されたものと比較すると、良い一致が明らかになりました。
乱流コロナにおける電波エコーと太陽ドリフト対電波バーストのシミュレーション
| Title |
Radio_Echo_in_the_Turbulent_Corona_and_Simulations_of_Solar_Drift-Pair_Radio_Bursts |
| Authors |
Alexey_A._Kuznetsov,_Nicolina_Chrysaphi,_Eduard_P._Kontar,_and_Galina_Motorina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14648 |
ドリフトペアバーストは、異常なタイプの太陽低周波電波放出であり、動的スペクトルでは、時間的に離れた2つの平行なドリフトする明るい縞として現れます。最近のイメージング分光観測により、ソースのサイズ、位置、および進化の観点から、ドリフトペアの定量的な特性評価が可能になりました。ここでは、ドリフトペアパラメーターが定性的に分析され、不均一な異方性乱流太陽コロナにおける電波伝搬をシミュレートする新開発のモンテカルロレイトレーシングテクニックと比較されます。結果は、ドリフトとバーストが屈折と散乱のプロセスの組み合わせにより形成される可能性があり、トレーリング成分が乱流反射（乱流ラジオエコー）の結果であることを示唆しています。ドリフトペアバーストの形成には、タイプIIIバーストに匹敵するプラズマ密度変動レベルの異方性散乱が必要ですが、内部乱流スケールでは異方性が強くなります。異方性電波散乱モデルは、ドリフトペアバーストの主要な特性を定量的に再現できます。見かけの音源サイズと、特定の周波数での経時的な増加、音源の重心位置の平行移動、バーストコンポーネント間の遅延などです。後続のコンポーネントは、実質的に共空間的であり、メインコンポーネントの後に続くことがわかります。シミュレーションでは、自由対吸収と散乱の影響により、ドリフトペアバーストがディスクの中心に近く、100MHz未満で観測される可能性が高いことが示唆されています。ドリフトペアの励起は、ウィスラーのパケットの伝播と一致しており、プラズマ乱流と電波放出メカニズムを診断する魅力的な方法を可能にします。
SALTスペクトルを使用したLMCおよびSMCのポストAGB候補の検証
| Title |
Validating_post-AGB_candidates_in_the_LMC_and_SMC_using_SALT_spectra |
| Authors |
Ryszard_Szczerba,_Marcin_Hajduk,_Yakiv_V._Pavlenko,_Bruce_J._Hrivnak,_Bohdan_Kaminsky,_Kevin_Volk,_Natasz_Si\'odmiak,_IlknurI_Gezer,_Laimons_Za\v{c}s,_Wojtek_Pych,_Marek_Sarna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14739 |
マゼラン雲の中のAGB後の候補のサンプルを、近赤外線および中赤外線の色特性に基づいて選択しました。最も光学的に明るいポストAGB候補の15が南アフリカの大型望遠鏡で観測され、その恒星パラメーターが決定され、マゼラン雲内のポストAGBオブジェクトとしての性質が検証または識別されました。吸収線オブジェクトのスペクトルタイプはMK分類に従って推定され、有効温度は恒星大気モデリングによって得られました。輝線オブジェクトは輝線のフラックスと連続体の存在に基づいて分類されました。15個の観測された天体のうち、4個だけが本物のAGB後の星であると思われます（27\％）。SMCでは、4つのうち1つがポストAGBオブジェクトであり、LMCでは3つのうち11つがポストAGBオブジェクトです。したがって、本物のポストAGBオブジェクトを選択しているときに、色-カラーダイアグラムで選択した領域は、他のタイプのオブジェクト、特に若い恒星オブジェクトや惑星状星雲と非常に重なっていると結論付けることができます。AGB後の星と他のタイプのオブジェクトを区別するには、追加の分類基準が必要です。特に、遠赤外線波長での測光は、若い恒星天体を進化した天体から区別するのに大いに役立ちます。一方、候補がAGB後のオブジェクトであるかどうかを判断するには、低解像度の光学スペクトルで十分であることがわかりました。
太陽サイクル25のその場コロナ質量放出率の予測：パーカーソーラープローブのその場観察の意味
| Title |
Prediction_of_the_in_situ_coronal_mass_ejection_rate_for_solar_cycle_25:_Implications_for_Parker_Solar_Probe_in_situ_observations |
| Authors |
Christian_M\"ostl,_Andreas_J._Weiss,_Rachel_L._Bailey,_Martin_A._Reiss,_Ute_V._Amerstorfer,_Tanja_Amerstorfer,_J\"urgen_Hinterreiter,_Maike_Bauer,_Scott_W._McIntosh,_No\'e_Lugaz,_David_Stansby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14743 |
パーカーソーラープローブ（PSP）とソーラーオービターのミッションは、この10年間に太陽と惑星間空間の画期的な観測を行うように設計されています。PSPによる惑星間コロナ質量放出（ICME）の特に興味深いinsitu観測が、近接する太陽フライバイ（$<0.1$AU）中に発生する可能性があることを示します。これらの期間中、ICME内の同じ磁束ロープが、その前部と脚に衝撃を与えることにより、PSPによって現場で2回観察される可能性があります。この状況の確率を調査し、太陽黒点数（SSN）の2つのモデルに基づいて、太陽周期25のICMEレートを予測します：（1）2019年の専門家パネルのコンセンサス予測（最大SSN=115）、および（2）マッキントッシュらによる予測。（2020、最大SSN=232）。23と24の太陽サイクルで観測されたICMEレートにSSNをリチャードソンとケインのリストと線形適合の独自のICMEカタログにリンクします。1$\sigma$の不確実性を含め、2025年までの太陽中心距離$<0.1$AUで、2〜7のICMEがPSPによって観測されると計算します。次に、このような二重交差イベントの潜在的なフラックスロープシグネチャを半経験的な3DCOREフラックスロープモデルでモデル化し、放射状磁場成分$B_R$の標高と、成分$B_N$の法線の反転を示します。太陽赤道。これは、最初の出会いでの古典的なフィールド回転とは対照的です。これは、太陽コロナの起源に近いCMEの構造を決定するためのかなりの約束を保持しています。
太陽観測所アインシュタインタワー-デジタル化された太陽フルディスク写真プレートアーカイブのデータリリース
| Title |
Solar_observatory_Einstein_Tower_--_Data_release_of_the_digitized_solar_full-disk_photographic_plate_archive |
| Authors |
Partha_S._Pal,_M._Verma,_J._Rendtel,_S._J._Gonz\'alez_Manrique,_H._Enke,_C._Denker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14744 |
1943年から1991年の間にアインシュタインタワーで記録された太陽の全円盤観測を紹介します（太陽サイクル18-22）。ポツダムとベルリンの高校生は、AIPでの2〜3週間のインターンシップ中に3500以上のフルディスク画像をデジタル化しました。デジタル画像は、7086$\times$7086ピクセルの解像度でスキャンされた写真プレートの15cm$\times$15cm領域をカバーしています。生データは、タグ付き画像ファイル形式（TIFF）の単色8ビット画像です。これらの画像は、キャリブレーションされ、改良された測光精度で、フルディスク画像と観察を説明する広範なヘッダーを含む柔軟な画像転送システム（FITS）形式で2048$\times$2048ピクセルの16ビット画像として保存されました。さまざまなキャリブレーション手順には、たとえば、太陽半径の正確な測定、四肢の暗化機能の決定、正確な座標系の確立などがあります。コントラストが強化され、手足が暗くなるように補正された画像と生データは、研究者や一般の人々が自由にアクセスでき、公にアクセス可能なリポジトリにあります。このデータは、天文用途（APPLAUSE）プロジェクト用の写真プレートのアーカイブの特別なデータリリースとして公開されます。
太陽周期と中期太陽活動振動の形
| Title |
Shape_of_solar_cycles_and_mid-term_solar_activity_oscillations |
| Authors |
D.D._Sokoloff,_A.S._Shibalova,_V.N._Obridko_and_V.V._Pipin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14779 |
太陽活動の進化は、よく知られている11年周期とは別に、数か月から中期振動として知られている二次周期までのさまざまな時間スケールで構成されています。その性質は物理的な説明に値します。この作業では、太陽黒点と太陽磁気双極子時系列の両方から導出された5〜6年の振動を検討します。太陽ダイナモモデルを使用して、これらの変動が太陽活動サイクルのダイナモ非線形性と非調和形状の兆候である可能性があると推定しました。観測された中期振動は太陽内部のダイナモプロセスの非線形飽和に関連していると結論します。
潮汐がコア付近の回転に及ぼす影響：ケプラーの$ \ gamma $ Doradus星の日食と分光連星の分析
| Title |
The_effect_of_tides_on_near-core_rotation:_analysis_of_35_Kepler_$\gamma$_Doradus_stars_in_eclipsing_and_spectroscopic_binaries |
| Authors |
Gang_Li,_Zhao_Guo,_Jim_Fuller,_Timothy_R._Bedding,_Simon_J._Murphy,_Isabel_L._Colman,_Daniel_R._Hey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14853 |
$\gamma$Doradusパルセーターでケプラー食連星の重力およびロスビーモード周期間隔パターンを体系的に検索しました。これらの星は、F型およびA型星における潮汐同期および角運動量輸送の理論をテストする優れた機会を提供します。分光バイナリKIC10080943を含む、明確なパターンを示す35のシステムを発見しました。脈動タイミングを使用して見つかった$\gamma$Dorコンポーネントを持つ45の非食物バイナリと組み合わせて、それらの近コア回転速度と漸近周期間隔を測定しました。軌道周期が10日より短い場合、多くの星が潮汐的にロックされていることがわかります。この場合、従来の回転近似（TAR）によって与えられるコア付近の回転周期は、軌道周期と一致します。単一の星と比較して、連星の$\gamma$Dor星は、コア付近の回転速度が遅い傾向があり、おそらく潮汐スピンダウンの結果です。また、コアに近い回転速度が非常に遅い3つの星も見つかりました。これらを説明するために、潮汐で励起された不安定な振動が角運動量を星から軌道に転送し、同期の下で星を遅くすることができると仮定します。これは「逆潮」と呼ばれます。
インコヒーレント太陽電波放射
インコヒーレントな太陽電波放射は、自由-自由、ジャイロレゾナンス、およびジャイロシンクロトロン放射メカニズムから発生します。Free-freeは、主に熱電子とイオンの間のクーロン衝突から生成されます。ジャイロ共鳴とジャイロシンクロトロンは、磁場の存在下での低エネルギー電子と穏やかな相対論的電子の加速からそれぞれ生じます。フレアのない太陽では、マイクロ波でジャイロ共鳴を放出する強い磁場の領域を除いて、自由自由が支配的な放出メカニズムです。ユビキタスな存在のため、自由放散を使用して、最低気温を超えるフレアのない太陽大気を調べることができます。ジャイロ共鳴の不透明度は、磁場の強さと方向に強く依存します。したがって、コロナ磁場を推定するためのユニークなツールを提供します。ジャイロシンクロトロンは、1〜2GHzより高い周波数でのフレアの主要な放出メカニズムであり、磁場と加速電子の両方の特性、および周囲のプラズマの特性に依存します。このホワイトペーパーでは、上記のメカニズムとその診断能力について詳しく説明します。
小型望遠鏡による変光星の調査：III-アクティブな星V1598Cygの暖かいスポット
| Title |
A_survey_for_variable_young_stars_with_small_telescopes:_III_--_Warm_spots_on_the_active_star_V1598Cyg |
| Authors |
Dirk_Froebrich,_Aleks_Scholz,_Jochen_Eisl\"offel,_Bringfried_Stecklum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14969 |
低質量の星の磁気スポットは、マルチバンド測光光度曲線を使用して追跡および特徴付けできます。ここでは、1つのアクティブスターV1598Cygの広範なデータセットを分析します。V1598Cygは、プリメインシーケンスまたは近いバイナリシステムである既知の変数Kドワーフです。私たちの光度曲線には、2854のフォトメトリックデータポイントが含まれ、ほとんどが$V$、$R_c$、$I_c$ですが、$U$、$B$、$H\alpha$にもあり、合計ベースラインは約4年間で、HOYSプロジェクトの一部としての小さな望遠鏡。V1598Cygは、0.8246日の周期とすべてのフィルターで振幅が変化する非常に高速な回転子であることがわかります。これは、強い磁気活動とスポットの特徴として最もよく説明されています。フォトメトリック振幅を$V$、$R_c$、$I_c$に当てはめ、それらを使用して、不確実性も伝播するグリッドベースの方法を使用して、スポットプロパティを推定します。高いケイデンスと5つすべてのブロードバンドフィルターを備えた部分データセットでメソッドを検証します。この方法では、スポットの温度と代表的な不確実性がそれぞれ100Kおよび3〜4％の部分的なスポットカバレッジが得られます。V1598Cygは、光球よりも数百度暖かいスポットを一貫して示します。これは、おそらく光度曲線が彩層プラージュによって支配されていることを示しています。スポットアクティビティは、観測ベースライン上で変化します。典型的なタイムスケールは0.5〜1年であり、これを典型的なスポットライフタイムと解釈します。光度曲線とアーカイブデータを組み合わせると、平均輝度に6年周期があることがわかります。これは、おそらく磁気活動周期の兆候です。
インフレ時代の宇宙の進化
物質、放射、または宇宙定数が支配する時代の間の単純な宇宙論モデルのためのフリードマン方程式と流体方程式の文献解をしばしば見つけます。しかし、恐らく、まだ強く支持されているインフレのモデルがないために、スカラー場のポテンシャルエネルギーが支配的なインフレの時代には解決策はありません。もちろん、データに適合する非常にやる気のあるモデルがあります。この記事の目的は、スローロール近似でのインフレーション中の宇宙の進化を詳細に研究することです。スタロビンスキーモデルを例にとると、スカラーフィールド$\phi（t）$、スケールファクター$a（t）$、ハッブル関数$H（t）$、状態方程式パラメーターの時間発展の正確な解を表示します$\omega（t）$とスケールファクターの加速$\ddot{a}（t）$は、特に重要な量です。
直接検出実験での余分な$ U（1）$モデルの無菌ニュートリノ暗黒物質からの信号
| Title |
Signal_from_sterile_neutrino_dark_matter_in_extra_$U(1)$_model_at_direct_detection_experiment |
| Authors |
Osamu_Seto_and_Takashi_Shimomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14605 |
直接暗黒物質検出実験が$U（1）_{B-L}$および$U（1）_R$モデルで無菌ニュートリノ暗黒物質からの崩壊生成物を見つける可能性を調べます。これは、滅菌ニュートリノが軽量ゲージボソンと相互作用し、特定の寿命でニュートリノと軽量ゲージボソンに崩壊する場合に可能です。この崩壊は、直接の暗黒物質検出実験において、十分に大きな反跳エネルギーで核から散乱する高エネルギーのニュートリノを生成します。直接的な暗黒物質検出実験は、WIMPだけでなく、無菌のニュートリノ暗黒物質も探索できることを強調します。
将来の水ベースの液体シンチレータ検出器Theiaにおける拡散超新星ニュートリノ背景の検出
| Title |
Detecting_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_in_the_future_Water-based_Liquid_Scintillator_Detector_Theia |
| Authors |
Julia_Sawatzki,_Michael_Wurm_and_Daniel_Kresse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14705 |
水ベースの液体シンチレータ（WbLS）に基づく大規模なニュートリノ天文台は、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）の測定に非常に適しています。WbLS技術は、高い信号効率と、大気中のニュートリノの中性電流相互作用からの圧倒的なバックグラウンドの効果的な抑制を提供します。これを説明するために、完全な分析チェーンに沿って予想される信号とバックグラウンド除去効率を開発することにより、将来のTheia検出器の2つの構成のDSNB感度を調査します。残りの信号とバックグラウンドレートの統計分析に基づいて、150kt$\cdot$yrsのやや中程度の曝露で、標準モデルの仮定に対するかすかなDSNB信号の（$5\sigma$）発見を主張するのに十分であることがわかります。他の実験手法と比較して、WbLSは80％を超える最高の信号効率とバックグラウンドよりも優れた信号の重要性を提供すると結論します。
ゲージ対称性とインフレーションの測定：ワイル対パラティーニ重力
{\itゲージ}スケール対称性を持つ2次重力の2つの理論におけるインフレの比較研究を示します。1）元のワイル2次重力と2）同様の作用によって定義された理論ですが、パラティニアプローチで、ワイルを置き換えることによって得られますパラティーニの相手による接続。これらの理論には、この対称性のゲージフィールド（$\omega_\mu$）によって引き起こされる異なるベクトル非計量性があります。どちらの理論でも、（\\omega_\mu$の）Einstein-Procaアクション、Planckスケール、および計量は、$\omega_\mu$がStueckelbergメカニズムによって質量を取得して分離するときに、この対称性の壊れた段階で現れます。非最小結合物質（$\phi_1$）が存在する場合のスカラーポテンシャルは、結合と場の再スケーリングまでの両方の理論で類似しています。小さなフィールド値の場合、ポテンシャルはヒッグスに似ていますが、大きなフィールド値の場合、インフレーションが可能です。彼らの行動には$R^2$の項があるため、両方の理論のテンソル対スカラー比は小さくても異なります（$r\sim10^{-3}$）。これは、Palatiniの場合に大きくなります。$n_s$が固定されたWeyl理論とPalatini理論の両方で、非最小結合（$\xi_1$）を減らすと$r$が増加します。これは、Weyl理論では、Starobinskyインフレーションのそれによって制限されます。十分に小さい$\xi_1\leq10^{-3}$の場合、パラティーニの場合とは異なり、ワイル二次重力は、スタロビンスキーインフレーションの場合と同様に、スペクトルインデックス（$n_s$）に$r（n_s）$の依存性を与えます。また、高次元の演算子の修正から$r$を保護します。
バイナリパルサーによる大規模なスカラー/ベクトルフィールドのプローブ
一般相対性理論の精度テストは、バイナリパルサーを観測することによって実行できます。暗黒エネルギーから強いCP問題までのさまざまな現象を説明するために、大規模なフィールドを持つ理論が存在します。ホワイトドワーフパルサーバイナリJ1738+0333などの既存のパルサーバイナリは、スカラーダイポール放出に厳しい境界を設定するために使用されており、将来、電波望遠鏡がブラックホールを周回するパルサーを検出する可能性があります。この論文では、軌道減衰率の測定を通じて、大規模なスカラーとベクトル場を含む理論を探査するパルサーバイナリの能力を研究します。一般的なフレームワークを使用して、（a）GR四重極放射の変更と（b）大規模フィールドの双極放射による軌道減衰率の修正について説明します。次に、3つの具体例を検討します。（i）大規模なBrans-Dicke理論、（ii）アキシオンとの一般相対論、（iii）束縛暗黒物質と暗黒力の一般相対論。最後に、J1738の直接観測とブラックホールパルサーバイナリのシミュレーションを、場の質量や結合定数などの束縛理論パラメーターに適用します。拘束された暗黒物質とPSRJ1738との相互作用に対する新しい制約が見つかり、ブラックホールパルサーの発見により、これらがさらに改善される可能性があります。このような境界は、将来の重力波の境界を補完します。他の理論に関しては、大規模なBrans-Dicke理論とアキシオンに対する以前のパルサー測定と同様の制約が見つかります。これらの結果は、新しいパルサーバイナリが重力のより厳しいテストを可能にし続けることを示しています。
遺物重力子の有効な異方性応力
ジオメトリのスカラーモードによって引き起こされる有効な異方性応力は座標系に依存するため、競合する結果の比較は、最終的には特定の各ゲージのピボット変数の変化によって決まります。この問題の唯一の合理的な物理座標系は、ゲージの自由度が完全に固定されているものであると論じた後（縦方向および均一な曲率ゲージのように）、ゲージ依存の結果を比較するための新しいゲージ不変法を提案します。与えられた座標系の重要な変数を使用する代わりに、有効な異方性応力は、プラズマの引力のある通常モードとそれらの共形時間導関数の観点からのみ表現されます。新しいアプローチは明示的にゲージ不変であり、ノーマルモードの波長が音の地平線より短いか大きい場合、バックグラウンドの進化の特定の詳細に依存することなく、異方性応力の物理的限界が決定されます。提案された戦略の関連性は、スカラー異方性応力と非断熱圧力変動が同時に存在する一般的な状況で説明されます。最後に、異方性応力は曲率不均一性の2次有効作用から最も効率的に取得できると主張します。
| Title |
Higgs_inflation_in_Einstein-Cartan_gravity |
| Authors |
Mikhail_Shaposhnikov,_Andrey_Shkerin,_Inar_Timiryasov,_Sebastian_Zell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14978 |
重力のアインシュタイン-カルタン定式化におけるヒッグス場によって引き起こされるインフレーションを研究します。この理論では、ヒッグス場が非最小でそれらに結合されているホルストおよびニーヤンの項の存在により、3つの追加の結合定数が生じます。幅広いパラメーターについて、インフレは可能であり、観察と一致していることがわかります。ほとんどの場合、スペクトルインデックスは$n_s=1-2/N_\star$（$N_\star$はeフォールディングの数）で与えられますが、テンソルとスカラーの比率$r$は約$10^{-10}$と$1$。したがって、アインシュタイン-カルタンフレームワークでは、ヒッグスインフレーションのシナリオがあり、近い将来、インフレーションからの重力波の検出が可能になります。一定の範囲では、計量におけるヒッグスインフレーションの既知のモデルと、重力のパラティーニ公式が再現されています。最後に、スカラーフィールドとフェルミオンフィールドによる量子補正に対するインフレーションダイナミクスのロバスト性について説明します。
