暗黒物質ハロー間のペアワイズ速度分布の半解析モデル
| Title |
A_semi-analytic_model_of_pairwise_velocity_distribution_between_dark_matter_halos |
| Authors |
Masato_Shirasaki,_Eric_M._Huff,_Katarina_Markovic,_Jason_D._Rhodes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02960 |
2つの異なる暗黒物質ハロー間の相対速度（ペアワイズ速度）の確率分布関数（PDF）を、高解像度の宇宙論的$N$体シミュレーションのセットで研究します。$10^{12.5-15}\、h^{-1}M_{\odot}$のハロー質量と$0<z<1$の赤方偏移の広範囲にわたるペアワイズ速度PDFを調査します。与えられた質量のセット、赤方偏移、2つのハロー間の分離長では、モデルはペアワイズ速度PDFを設定するために3つのパラメーターを必要としますが、文献の以前の非ガウスモデルは4つ以上の自由パラメーターを想定しています。$r=5-40\、[h^{-1}\、\mathrm{Mpc}]$の長さスケールで、モデルは、質量が$10の暗黒物質ハローのペアワイズ速度の平均と分散を予測します^{12.5-13.5}\、[h^{-1}M_{\odot}]$は$0.3<z<1$で5％レベルの精度で、モデル精度は20％レベル（ほとんどは10％レベル）シミュレーションで探索された他の質量と赤方偏移の場合。ペアワイズ速度PDFのモデルが$O（10）\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$のスケールでの巨大銀河サイズのハローの2点クラスタリングの正確なマッピングを提供することを示します与えられた実空間相関関数の赤方偏移と実空間の間。質量が$10^{13.5}\、h^{-1}M_{\odot}$が$z=0.55$より大きい質量制限のハローサンプルの場合、モデルは赤方偏移の単極子モーメントと四重極モーメントを説明できます空間2点相関は、それぞれ$5-40$および$10-30\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$のスケールで5％を超える精度で相関します。ペアワイズ速度PDFのモデルは、2点相関関数の非線形赤方偏移空間歪み効果や運動学的Sunyaev-Zelの測定など、赤方偏移調査の中間スケールでの巨大銀河の統計の詳細な説明を提供します'ドビッチ効果。
スキュースペクトルのマルチトレーサー手法を使用した原始非ガウス性の制約
信号とその共分散を測定するための複雑なモデルと計算コストのために、大規模構造の観測からバイスペクトル情報を抽出することは困難です。最近、より効果的な方法でバイスペクトル情報の一部にアクセスするためにスキュースペクトルが提案され、パワースペクトル測定に含まれる情報に補足情報を提供できることが確認されています。この作業では、マルチトレーサーテクニックを適用する理論を一般化し、ローカルタイプの原始非ガウス性を制約するその能力を調査します。$N$体シミュレーションから推定されたスペクトルとそれらの共分散を使用して、マルチトレーサーアプローチが宇宙分散ノイズを低減するのに効果的であることがわかります。$b_1^2A_s、n_s$、および$f_{\rmNL}^{\rmloc}$の$1\sigma$マージナライズされたエラーは、単一のトレーサーから得られたパワースペクトル。これは、スキュースペクトルとマルチトレーサー手法の両方が、始原の非ガウス性を次の広視野銀河調査で制約するのに役立つことを示しています。
| Title |
Cosmography_approach_to_dark_energy_cosmologies:_new_constrains_using_the_Hubble_diagrams_of_supernovae,_quasars_and_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Mehdi_Rezaei,_Saeed_Pour_Ojaghi_and_Mohammad_Malekjani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03092 |
宇宙論的アプローチのコンテキストで、超新星、クエーサー、およびガンマ線バーストのハッブル図のデータを使用して、いくつかのDEパラメータ化と、コンコーダンス$\Lambda$CDMユニバースを研究します。（{\iti}）超新星（パンテオン）、（{\itii}）パンテオン+クエーサー、（{\itiii}）パンテオン+クエーサー+ガンマ線バーストなど、データサンプルのさまざまな組み合わせを使用して、最小化を適用するマルコフ連鎖モンテカルロ法のコンテキストでのデータサンプルの距離係数の$\chi^2$関数の場合、最初にモデルに依存しない宇宙シナリオの宇宙パラメータの制約値を取得します。次に、異なる一致$\Lambda$CDM宇宙論、$w$CDM、CPL、およびPadeのパラメーター化について、分析を調査します。DEシナリオで得られた宇宙論的パラメーターの数値をモデルに依存しない方法の数値と比較すると、解析にクエーサーとガンマ線バーストデータを使用すると、一致$\Lambda$CDMモデルに深刻な緊張があることがわかります。高い赤方偏移のクエーサーとガンマ線バーストは、一致モデルを偽造する可能性がありますが、宇宙論的アプローチの結果は、他のDEパラメータ化が依然としてこれらの観測と一致していることを示しています。
暗黒物質ハローの質量関数依存性の動的状態
| Title |
The_mass_function_dependence_on_dark_matter_haloes_dynamical_state |
| Authors |
R.Seppi,_J.Comparat,_K.Nandra,_E.Bulbul,_F.Prada,_A.Klypin,_A.Merloni,_P.Predehl,_J.Ider_Chitham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03179 |
銀河団は宇宙で最も巨大な暗黒物質ハローの明るいトレーサーです。それらを宇宙論的プローブとして使用するには、観測可能な特性とホスト暗黒物質ハロー特性との関係の詳細な説明が必要です。銀河団をホストするハローについて、ハローの動的状態が高質量端での質量関数にどのように影響するかを研究します。シミュレーションのMultiDarkスイートとその中の高質量オブジェクトを使用します。濃度、オフセット、スピンの平均関係を、ハローの質量と赤方偏移とそれらの分布の関数として測定します。高質量での濃度上昇の最近の発見を確認し、1つの方程式で質量と赤方偏移のさまざまな値の濃度を予測するモデルを提供します。変更されたSchechter関数を使用して、平均値周辺の分布をモデル化します。低質量のハローの濃度は、特に高濃度レジームで、より速い赤方偏移の進展を示します。オフセットパラメーターは、最近の構造の緩和と一致して、低赤方偏移では小さくなります。その分布のピークは、係数1.5だけz=1.4からz=0にシフトします。単一のモデルは、スピンとオフセットの関数としてハロー質量関数を予測する一般化された質量関数モデルに結合されます。私たちのモデルは、z=0で3％の精度で基準質量関数を回復し、z=1.5までの赤方偏移の進化を説明します。観測された銀河団の光学X線変位の累積分布関数をシミュレーションのオフセットパラメーターの累積分布関数と比較することにより、この理論的な研究を観測に関連付けます。後者は観測変位の上限であることがわかります。このモデルにより、X線で選択されたクラスターで宇宙論的パラメーターを制約しながら、クールコアバイアスを無視することができます。これは、プローブとしてクラスター数を使用する精密宇宙論の鍵です。
インフレからの統計的異方性テンソルバイスペクトル
$U（1）$ゲージフィールドが観客スカラーフィールドに速度論的に結合される、一種の異方性インフレでテンソル非ガウス性を生成する可能性を開発します。この結合により、電界のコヒーレントモードが現れ、宇宙の等方性をやわらかく破ります。ゲージフィールドをソースとする直線偏光テンソル摂動のバイスペクトルを計算し、それが強く赤く傾いていて、高次の多重極モーメントを含む特徴的な統計的異方性があることを見つけます。興味深いことに、線形分極モードの特定の組み合わせを持つテンソルバイスペクトルが支配的であり、それらの振幅は多極子モーメントの異なるセットに依存します。この新しいタイプの統計的に異方性のテンソルの非ガウス性は、今後の宇宙マイクロ波背景Bモード分極実験でテストできる可能性があります。
$ \ theta _ {\ rm BAO} $の見積もりと$ H_0 $のテンション
宇宙の初期および後期の情報を使用した、ハッブルパラメータ$H_0$の推定に関する観察上の緊張は、文献で激しい議論の的となっています。さらに、CMBデータやローカル距離ラダー法とは無関係に$H_0$を測定することは非常に重要です。この意味で、モデルに依存しない方法で得られた他のデータセットと組み合わせて、弱くモデルに依存したアプローチで得られた横断BAOスケール$\theta_{\rmBAO}$の15の測定値を分析します。BangNucleosynthesis（BBN）情報、H0LiCOWチームによって測定された時間遅延を持つ6つの重力レンズクエーサー、および宇宙クロノメーター（CC）の測定値。$H_0=74.88_{-2.1}^{+1.9}$kms${}^{-1}$Mpc${}^{-1}$および$H_0=72.06_{-1.3}^{+1.2}$kms${}^{-1}$Mpc${}^{-1}$from$\theta_{BAO}$+BBN+H0LiCOWand$\theta_{BAO}$+BBN+CC、それぞれ、完全にローカル測定に準拠しています。さらに、CMBデータとは無関係に、ドラッグエポック$r_{\rmd}$での音の地平線を推定し、$r_{\rmd}=144.1_{-5.5}^{+5.3}$Mpc（から$\theta_{BAO}$+BBN+H0LiCOW）および$r_{\rmd}=150.4_{-3.3}^{+2.7}$Mpc（$\theta_{BAO}$+BBN+CCから）。2回目の分析では、可能な空間曲率$\Omega_k$の存在が主な結果にどのように影響するかをテストします。$H_0$および$r_{\rmd}$に対する制約を、他の報告された値と比較します。私たちの結果は、ハッブルパラメーターのテンションが消えるような方法で、モデルに依存しない測定と組み合わせて、横方向のBAOデータ$\theta_{BAO}$の堅牢なコンパイルを使用できることを示しています。
小規模のパワースペクトル：堅牢な制約とPBH手法の比較
| Title |
The_power_spectrum_on_small_scales:_Robust_constraints_and_comparing_PBH_methodologies |
| Authors |
Andrew_D._Gow,_Christian_T._Byrnes,_Philippa_S._Cole,_Sam_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03289 |
従来のプレスシェクター式、ピーク理論、およびPBHに関連するピーク理論の最近開発されたバージョンを使用して、パワースペクトルと質量分布に対する原始ブラックホール（PBH）制約を比較します。PBH形成基準とパワースペクトル平滑化が一貫して扱われる場合、制約はメソッド間で$\sim$10\％だけ変化することを示します（データが増えるほど、重要性が増します）。PBHからの強固な制約は、臨界崩壊の影響、$\zeta$と$\delta$の間の非線形関係、およびPBH質量からパワースペクトルピークスケールへのシフトを考慮に入れています。これらの制約は、LIGOとVirgoによって検出されたブラックホールの質量に影響を与えるパルサータイミングアレイ（PTA）の制約と非常に似ていますが、$\mu$-distortion制約は超巨大ブラックホール（SMBH）の形成を除外し、潜在的に$\sim$（1-100）$\mathrm{M}_\odot$の非常に軽い質量範囲でさえ、LIGO/Virgoがプローブします。
二体重力相互作用の問題における衛星軌道に対する中心体の小さな変形の影響について
| Title |
On_the_effect_of_the_central_body_small_deformations_on_its_satellite_trajectory_in_the_problem_of_the_two-body_gravitational_interaction |
| Authors |
Dmitry_G._Kiryan,_George_V._Kiryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02802 |
二体重力相互作用の問題は、古典力学の原理に基づいて数値的に解決されています。ボディの1つは変形可能な3軸楕円体（中心体）で、もう1つは質点（衛星）です。衛星中心の計算位置と実際の位置との角度のずれと中心体の重力異常との関係が確立されています。
新しいマッチドテンプレートテクニックで抽出された半径方向速度測定に基づくKIC 5951458の単一トランジットの複数の説明
| Title |
Multiple_Explanations_for_the_Single_Transit_of_KIC_5951458_based_on_Radial_Velocity_Measurements_Extracted_with_a_Novel_Matched-template_Technique |
| Authors |
Paul_A._Dalba,_Benjamin_Fulton,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane_and_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02811 |
単一のトランジットイベントを示す惑星系は、トランジット調査から長周期太陽系外惑星の収量を増やすための重要な経路です。主要なケプラーミッションから、KIC5951458b（Kepler-456b）は軌道周期が1310日の単一通過巨大惑星であると考えられていました。ただし、Keck望遠鏡のHIRES装置からのKIC5951458の放射速度（RV）観測は、システムがはるかに複雑であることを示唆しています。この$V\approx13$スターの正確なRVを抽出するために、HIRESで取得したテンプレートスペクトルの幅広いライブラリを利用する新しいマッチドテンプレート手法を開発します。この手法を検証し、精密RVを対象とするほとんどの星について、ノイズフロアが4〜8ms$^{-1}$（内部RVエラーに加えて）であると測定します。KIC5951458の場合、軌道周期が数千日を超える恒星の伴侶の存在を示唆する長期的なRV傾向を検出します。また、質量が0.6-82$M_{\rmJ}$で、軌道周期が数千日を下回る惑星または褐色矮星のコンパニオンによって引き起こされる可能性があるRV内の追加の信号も検出します。不思議なことに、手元のデータだけからは、どのオブジェクトが単一の「通過」イベントを引き起こしたのかを判別することはできません。RVの控えめなセットによって、この異常なシステムのプロパティを更新し、将来の観測に最適なタイミングを予測する方法を示します。
月-月の潮でガリレオ衛星に電力を供給する
外側の3つのガリレオ衛星には、地下水海の説得力のある証拠と、最も内側の月のイオの内部マグマ海の証拠があります。木星からの潮汐力がこれらの物体を定期的に変形させ、測定すると、それらの内部構造を探査できる加熱と変形を引き起こします。木星が上げた潮に加えて、各月は他の月にも潮を上げます。ガリレオ衛星で初めて月-月の潮汐を調査し、それらが地下の海で高周波共鳴津波の励起を介して大きな加熱を引き起こす可能性があることを示しています。加熱は地殻と海の両方で発生し、海が十分に粘性がない場合、他の潮汐源および放射性崩壊の加熱を超える可能性があります。結果の潮汐変形を使用して、海面下の海の厚さを制約できます。結果として、木星系の熱軌道の進化と居住性に対する私たちの理解は根本的に変化するかもしれません。
P / 2019 LD2（ATLAS）：木星ファミリーへの差し迫った移行におけるアクティブなケンタウロス
| Title |
P/2019_LD2_(ATLAS):_An_Active_Centaur_in_Imminent_Transition_to_the_Jupiter_Family |
| Authors |
Jordan_Steckloff,_Gal_Sarid,_Kathryn_Volk,_Theodore_Kareta,_Maria_Womack,_Walter_Harris,_Laura_Woodney,_Charles_Schambeau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02943 |
最近発見されたオブジェクトP/2019LD2（ATLAS）は、動的研究と彗星活動の出現により、このオブジェクトが実際にはアクティブなケンタウロスであることが明らかになるまで、当初は木星型トロイの木馬の小惑星であると考えられていました。ただし、動的履歴、熱環境、および2019LD2の活動に対するそのような環境の影響は十分に理解されていません。ここでは、動的シミュレーションを実行して、その軌道履歴と過去3000年間の熱環境を制限します。2019LD2は現在、動的な「ゲートウェイ」の中にあり、ケンタウロスの個体群から彗星のジュピターファミリー（JFC個体群、Saridetal。2019）への移行の大部分を促進していることがわかります。私たちの計算は、内部の太陽系でかなりの時間を費やした可能性は低いことを示しており、その核はその歴史を通じて物理的および化学的処理に関して比較的原始的であることを示唆しています。これは、最近活性化された始原体としての比較的高いレベルの遠隔活動を説明することができます。最後に、半径が1kmを超えるオブジェクトは、ゲートウェイからジュピターファミリーコメット（JFC）集団に進化しますが、頻度の中央値は〜2.7年に1回です。半径が約3kmを超えるオブジェクトは、この遷移を約73年に1回の頻度の中央値で行います。2019LD2のフォワードモデリングは、それが2063年にJFC母集団に移行することを示しています。これは、この母集団を定義する遷移を経験するときに、アクティブなケンタウロス核の進化を観察する最初の既知の機会を表しています。
移流共鳴/準共鳴の潮汐進化と地球-月系の角運動量
| Title |
Tidal_Evolution_of_the_Evection_Resonance/Quasi-Resonance_and_the_Angular_Momentum_of_the_Earth-Moon_System |
| Authors |
Raluca_Rufu_and_Robin_M._Canup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02968 |
高角運動量の影響によって月を形成すると、地球と月の同位体の類似性が説明される場合がありますが、衝突後の角運動量は、月が形成された後、現在の値（1L_EM）まで2倍以上削減する必要があります。月の近地点歳差運動期間が1年に等しいときに発生する離陸共鳴に捕獲すると、角運動量の過剰を取り除くことができます。ただし、適切な角運動量の除去は、潮汐モデルと選択された潮汐パラメータに敏感に見えます。この作業では、一定時間遅延の潮汐モデルを使用して、月の軌道進化を追い出しを通して探索します。正式な移住からの脱出が早く発生し、その後、月が準共鳴体制に入ることがわかります。準共鳴体制では、共鳴角はもはや解放されていませんが、月の離心率はまだ離脱しています。適切な共振ではありませんが、準共振の間、角運動量は地球と月のシステムから継続的に取り除かれ、地球の太陽中心軌道に転送されます。準共鳴脱出のタイミングによって設定される最終的な角運動量は、月と地球の潮汐力の比と地球の潮汐散逸の絶対速度の関数です。マントルが溶融状態から部分溶融状態に冷却するときの地球の潮汐消散の物理的動機付けモデルを検討します。マントルが固化すると、増加した地上散逸によって月が準共鳴から外れることがわかります。2L_EMを超える影響を与えるシステムの場合、準共振エスケープ後の最終的な角運動量の値は、現在のEarth-Moonの値よりも大幅に高くなります。
ROSETTA / OSIRISカメラによるフィラエ着陸地点とその周辺の分光測光特性
| Title |
Spectrophotometric_characterization_of_the_Philae_landing_site_and_surroundings_with_the_ROSETTA/OSIRIS_cameras |
| Authors |
Hong_Van_Hoang,_S._Fornasier,_E._Quirico,_P._H._Hasselmann,_M._A._Barucci,_H._Sierks,_C._Tubiana,_and_C._G\"uttler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03180 |
2014年11月12日にロゼッタ探査機が彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoに打ち上げた後のフィラエ着陸船の最終的な着陸地点であるアビドスを調査します。2014年8月から2016年9月までの1000以上のOSIRISレベル3B画像が分析されました、空間解像度は7.6m/pxから約0.06m/pxです。アビドスのサイトは、グローバル67P原子核と同じくらい暗く、スペクトル的に赤く、649nmで平均アルベドが6.5％、50$^\circ$相で約17％/（100nm）のスペクトル勾配値があることがわかりました角度。核全体と同様に、アビドスサイトも相赤化を示していますが、他の領域に比べて微視的に粗いレゴリスのカバーが薄いことを示唆する、彗星の他の領域よりも係数が低くなっています。核全体ですでに気づいたように、季節変動も観察されました。着陸地点付近でいくつかの潜在的な形態変化が確認され、総質量の減少は4.7-7.0$\times$10$^5$kgでした。近日点の前後で、アビドスの近くに0.1m$^2$〜27m$^2$の範囲の小さな点が観測されました。彼らの推定される水の氷の存在量は局所的に30〜40％に達し、揮発性物質の新たな曝露を示しています。その寿命は、近日点通過前の2つのスポットで数時間から最大3か月です。アビドス周辺は、核の他の領域と比較して、彗星活動のレベルが低かった。約1時間続いた明るい爆発を含む、いくつかのジェットだけが近くのアビドスを起源とすると報告されています。
進化する低質量および太陽型星における潮汐散逸と惑星軌道崩壊の予測
質量が0.1〜1.6M_\odot$の範囲にある恒星の潮汐散逸を、対流帯の平衡潮汐波と慣性波、および放射帯の内部重力波に作用する乱流実効粘度を含め、その進化全体で調査します。一連の恒星進化モデルを考慮し、最新のシミュレーションに基づいて、平衡潮汐に作用する周波数依存の実効粘度を組み込みます。得られた潮流と消散を、対流帯では厳密に無効である従来の平衡潮流と比較すると、後者は通常、消散を2〜3倍過大予測していることがわかります。慣性波の散逸は、初めて現実的な恒星構造を説明する周波数平均化された形式を使用して計算され、メインシーケンスでのバイナリ循環と同期の主要なメカニズムです。放射ゾーンでの重力波の散逸は、これらの波が完全に減衰されていることを想定しており（たとえば、波の破壊によって）、惑星の軌道崩壊の主要なメカニズムです。私たちは恒星の質量と年齢の関数として波の破砕に必要な臨界惑星質量を計算し、このメカニズムが多くの高温木星の破壊を予測しているが、おそらくメインシーケンスの地球質量惑星を予測していないことを示しています。高温木星の軌道崩壊、および恒星連星のスピン同期と循環について、恒星進化と潮汐進化のタイムスケールに続く潮汐品質係数を計算するために結果を適用します。また、NGTS、TESS、またはPLATOで検出される可能性のある、高温の木星の潮汐駆動軌道崩壊による通過到着時間のシフトの予測も提供します。
ガス排出後の若い星団の運命の違い
| Title |
Different_Fates_of_Young_Star_Clusters_After_Gas_Expulsion |
| Authors |
Xiaoying_Pang_(1_and_2),_Yuqian_Li_(1),_Shih-Yun_Tang_(3_and_4),_Mario_Pasquato_(5_and_6),_M.B.N._Kouwenhoven_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Astrophysics,_Shanghai_Normal_University,_(3)_Lowell_Observatory,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Sciences,_Northern_Arizona_University,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(6)_INFN-_Sezione_di_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02803 |
太陽近傍（323.0pc）の若い星団NGC2232と、新たに発見された星団LP2439（289.1pc）の構造を特定します。メンバー候補は、GaiaDR2の空の位置、視差、および適切なモーションデータを使用して、教師なし機械学習法\textsc{StarGO}によって識別されます。銀河円盤からのメンバーの汚染は、色の大きさの図を使用してさらに除去されます。星の4つの識別されたグループ（NGC2232、LP2439、および2つのフィラメント構造）は、25Myrの年齢と同じ年齢であり、おそらく同じ巨大分子雲の中で形成されました。ベイズ法を用いて視差からの距離の非対称性を補正します。3D形態は、クラスターNGC2232とLP2439の2つの球状分布を示しています。2つのフィラメント構造は、空間的および運動学的にNGC2232に接続されています。NGC2232とLP2439の両方が拡張しています。LP2439での拡張はより重要で、浅い体積数と質量密度プロファイルを持つ緩い空間分布を生成します。膨張は主にガスの排出によって引き起こされることが示唆されています。クラスター質量の73％がバインドされているNGC2232は現在、再ビリアル化のプロセスを経験していますが、52％クラスター質量がバインドされていないLP2439は、近い将来に完全に溶解する可能性があります。さまざまな生存可能性は、ガス放出の開始前のNGC2232およびLP2439のさまざまな動的状態を追跡します。LP2439がビリアル/超ビリアルであるか、ガス除去の速度がはるかに速いのに対し、NGC2232は部分構造化され、サブビリアルである可能性があります。
天の川-質量ホストの周りの矮小衛星の消光タイムスケール
| Title |
Quenching_timescales_of_dwarf_satellites_around_Milky_Way-mass_hosts |
| Authors |
Hollis_B._Akins,_Charlotte_R._Christensen,_Alyson_M._Brooks,_Ferah_Munshi,_Elaad_Applebaum,_Anna_Angelhardt,_Lucas_Chamberland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02805 |
ローカルグループの低質量衛星の観測は、孤立した矮星に比べてガスの少ない静止銀河の割合が高く、ホストハロー環境が矮小銀河の消光に重要な役割を果たすことを示しています。この作業では、DCジャスティスリーグスイートの銀河系質量ハローの4つの高解像度宇宙ズームインシミュレーションで、矮小衛星銀河の消光フラクションと消光タイムスケールの測定値を示します。これらのシミュレーションは、観測された近くの銀河の衛星光度関数、および$M_*\sim10^5$太陽質量から$10^{10}$太陽質量への衛星クエンチ率の変化を正確に再現することを示しています。次に、衛星銀河の履歴を$z\sim15$まで遡って追跡し、$M_*\sim10^{6-8}$太陽質量をもつ多くの衛星がホストハローへの2ギル以内に消光していることを確認します。同じ質量範囲の他のものは、5Gyrの間星形成を続けます。この散乱は、衛星のガス質量と落下時に感じるラム圧によって説明できることを示します。最後に、$10^8$の太陽質量の特徴的な恒星質量スケールを特定します。これを超えると、落下する衛星が急速な環境消光に大きく抵抗します。
Hyper Suprime-Cam低表面輝度銀河II：グループ内の超拡散銀河の球状星団システムのハッブル宇宙望遠鏡による研究
| Title |
Hyper_Suprime-Cam_Low_Surface_Brightness_Galaxies_II:_A_Hubble_Space_Telescope_Study_of_the_Globular_Cluster_Systems_of_Ultra-Diffuse_Galaxies_in_Groups |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Jenny_E._Greene,_Johnny_P._Greco,_Song_Huang,_Rachael_L._Beaton,_Andy_D._Goulding,_Lachlan_Lancaster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02806 |
グループ環境での9つのUDGの新しいハッブル宇宙望遠鏡観測を使用して、特徴付けられた球状星団（GC）集団を含む低密度環境で超拡散銀河（UDG）のサンプルを増やします。私たちのUDGの大部分は通常の矮小銀河と一致するGC存在量を持っていますが、これらのUDGのうちの2つは過剰なGC集団を持っています。これら2つのUDGはどちらも、表面輝度の高い銀河やクラスターUDGと一致するGC明度関数を備えています。次に、9つのオブジェクトを以前の調査と組み合わせて、独自に多様な環境にまたがる分析されたGC母集団を含むUDGのカタログを作成します。このカタログを使用して、低恒星質量銀河のGC母集団のより広い傾向を調べます。最も高いGC存在量はクラスターUDGにありますが、クラスターUDGが実際により極端であるかどうかは、グループ内のさらに多くのUDGの調査が必要です。GCの存在量と恒星の質量、およびGCの存在量と恒星の質量での銀河のサイズの間に正の相関がある可能性があります。ただし、限定された恒星の質量範囲では、重要な恒星-質量銀河-サイズの関係はありません。これらの2つの銀河のプロパティが両方とも銀河の暗黒物質ハローに依存している可能性や、内部フィードバックのようなバリオンのプロセスを介して関連している可能性など、GCの存在量と銀河のサイズの相関関係の考えられる原因を検討します。
超音速プロジェクト：超音波誘導気体オブジェクト（SIGO）を冷却するかどうか
| Title |
The_Supersonic_Project:_To_cool_or_not_to_cool_Supersonically_Induced_Gas_Objects_(SIGOs)? |
| Authors |
Yeou_S._Chiou,_Smadar_Naoz,_Blakesley_Burkhart,_Federico_Marinacci,_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02808 |
超音波誘導ガスオブジェクト（SIGO）は、主にバリオンとダークマター間の相対ストリーム速度の存在により、ダークマターハローの外側の初期宇宙で形成されます。これらの構造は球状星団の前駆細胞であるかもしれない。SIGOは自然のままのガスから作られているため、原子冷却がその特性に及ぼす影響を調査します。移動メッシュコード{\scarepo}を使用して、バリオン暗黒物質の相対速度の有無にかかわらず、原子冷却の影響の有無にかかわらず、4つのシミュレーションのセットを実行します。SIGOの密度、温度、および長さは、冷却ではなく重力の相互作用によって決定されることを示します。SIGOの冷たいガスの割合は、暗黒物質のハローよりもはるかに高いです。具体的には、SIGOの特徴的な低温と極端に高いガス密度が、初期の星形成サイトの育成サイトを偽造していることを示しています。
静止銀河系列に沿った色勾配：消光と構造成長への手がかり
| Title |
Color_gradients_along_the_quiescent_galaxy_sequence:_clues_to_quenching_and_structural_growth |
| Authors |
Katherine_A._Suess,_Mariska_Kriek,_Sedona_H._Price,_Guillermo_Barro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02817 |
この手紙は、銀河のサイズ、構造、および色勾配が静止シーケンスに沿ってどのように変化するかを調べます。サンプルは、3つのCANDELSフィールドの$1.0\lez\le2.5$および$10.1\le\log{M_*/M_\odot}\le11.6$にある約400個の静止銀河で構成されています。深いマルチバンドHSTイメージングを利用して正確な質量プロファイルとカラーグラディエントを導き出し、レストフレームUVJカラーからの経験的なキャリブレーションを使用して銀河の年齢を推定します。以前の結果とは対照的に、固定された恒星の質量では、最も若い静止銀河は古い静止銀河よりも大幅に小さくはありません。これらの「スタースターバースト後」の銀河は、体系的にフラットなカラーグラデーションを持っているため、半分の光の半径では小さく見えるだけです。静止銀河における色勾配の強さは年齢の明らかな関数であり、古い銀河はより強い負の色勾配（つまり、中心がより赤い）を示します。さらに、中心質量表面密度$\Sigma_1$は、恒星恒星の質量の年齢とは無関係であり、赤方偏移にのみ弱く依存していることがわかります。この発見は、静止銀河の中心質量プロファイルが年齢とともに大幅に変化しないことを意味します。ただし、古い静止銀河には大きな半径で追加の質量があることがわかります。私たちの結果は、大規模なコアを構築することが$z=1$を超えてクエンチするために必要な要件であるという考えをサポートし、スターバースト後の銀河は構造変化を必要とする急速なクエンチプロセスの結果であることを示しています。さらに、観測された色のグラデーションと質量プロファイルの進化は、小さな銀河が小さな合併によって裏返しに成長するシナリオをサポートします。
低輝度から高輝度のアクティブ銀河核を使用した、Mg IIベースのブラックホール質量推定量の較正
| Title |
Calibrating_Mg_II-based_black-hole_mass_estimators_using_Low-to-High-Luminosity_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Huynh_Anh_N._Le,_Jong-Hak_Woo_and_Yongquan_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02990 |
レストフレーム紫外（UV）\MgII\2798\AA\と光学\Hb\4861\AA\輝線に基づく単一エポックブラックホール質量（\mbh）推定量を提示します。アクティブ銀河核（AGN）の光度範囲を拡大するために、31の残響マップされたAGNとBahkらの比較的低い光度を組み合わせます。2019年、Woo等による47の中程度の明度のAGN2018、およびSloanDigitalSkySurvey（SDSS）からの425高輝度AGN。組み合わせたサンプルは、5100\AA\で$\mathrm{\log\lambdaL_{5100}\sim41.3-46.5}$\ergsの範囲の単色光度を持ち、5.5$<$$\log$\mbh\の範囲にわたっています$<$9.5。ライン分散からの基準質量または\Hb\の半値全幅（FWHM）と5100\AAの連続体光度との組み合わせに基づいて、\MgII\ラインを使用してブラックホール質量推定器の最適パラメーターを較正します。\MgII\と\Hb\のラインプロファイルの違いは、UV\mbh\推定量のキャリブレーションに大きな影響を与えることがわかりました。AGNプロパティの関数としてのUVと光学の\mbh\推定量の間の系統的な不一致を探索することにより、補正項$\Delta$M=-1.14$\rm\log（FWHM_{MgII}/\sigma_{MgII}$）+UV質量推定式の0.33。また、2800〜5200の\AA\範囲でのスペクトル勾配の違いにより、\mbh\推定値に$\sim$0.1dexバイアスが見られます。ライン分散またはFWHMと連続体またはライン光度のいずれかに基づく\mbh\推定量の選択に応じて、導出されたUV質量推定量は、基準の\Hb\ベースの\mbhに対して>〜0.1dex固有の散乱を示します。
Sgr AとBの間のフィードバック：銀河中心のAGN-Starburst接続
高速モードの磁気流体力学（MHD）圧縮波の伝播は、銀河中心で追跡されています。アクティブ銀河核（SgrA）によって生成されたMHD波は、中心分子ゾーンのSgrBなどの分子雲に焦点を合わせ、星の形成や、おそらく星の爆発を引き起こします。スターバーストによって新たに励起されたMHD波は後方に伝播し、核（SgrA）に焦点を当てます。そこでは、爆薬の波が核ガスを圧縮して核への燃料供給を促進し、核の活動を引き起こす可能性があります。SgrA（活動銀河核：AGN）とSgrB（スターバースト）の間のMHD波のエコーフォーカスは、最小のエネルギー要件で高効率で互いにトリガーします。また、集束波はグローバルガスフローを必要としないため、AGN燃料供給の角運動量の問題も解決します。
拡散星間バンドによるローカル星間培地のマッピング
アーカイブのデータを使用して、4つの拡散星間バンド（4430$\r{A}$、5780$\r{A}$、5797$\r{A}$、6284$\r{A}$）とターゲット星のプロパティ（色の過剰値、距離、銀河座標）。星間拡散帯の多くの異なるプロットとそのマップが作成され、さらに分析されました。銀河の$x$座標に対する5780$\r{A}$DIB（および6284$\r{A}$DIB）の同等の幅のプロットに構造があるようです。構造は$\sim150$m$\r{A}$の下で$|x|<250$pc以内で明確に定義されており、$x=170$pc付近でピークに達します。この構造の起源は統計的な変動ではないと主張します。銀河経度のデータをいくつかのサブ領域に分割すると、同等の幅と予想される色の過剰との間のよく知られている線形関係が改善または低下します。ただし、視線の一部は大幅に異なる動作を示します。$150^\circ<l<200^\circ$内の領域は、相関プロットの散布を示し、相関係数$\textrm{R}<0.58$の4つのバンドすべての色が過剰です。近くの分子雲の物理的状態の変化が原因であると考えられます。最後に、$250^\circ<l<300^\circ$が表示する領域（統計的な観点から）は、他の領域よりも相当する幅の値が大幅に低くなります。これは、キャリアが大幅に不足していることを示しています（他の地域と比較した場合）、またはこれは観察バイアスの結果である必要があります。
FRB 121102ログ時間あたり一定のレートでバースト
反復する高速無線バーストFRB121102で周期性の多くの検索が行われるにもかかわらず、バーストの基になるパターンは周期的なものではないように見えます。FRB121102の対数反復パターンは、バーストの各セットの速度が時間とともに反比例して低下するという意味で報告されています。この結果は、繰り返しFRBソースがパルサーに関連付けられているのではなく、ログ時間あたりのエネルギー出力量が等しいという異なるタイプの現象によって引き起こされていることを示しています。
AGN相対論的ジェットにおける高エネルギー陽子の加速
この論文では、超大質量ブラックホールの磁気圏で予備加速された高エネルギー陽子の相対論的ジェットの加速を調査します。陽子は、ジェット軸とその周辺との間の合計電位差$U$を通過するときに最大エネルギーに到達します。この電圧は、回転するブラックホールによって生成され、磁力線に沿ってジェットに伝達されます。ジェット内の陽子の軌道は3つのグループに分けられます：トラップされていない、トラップされている、加速されていない。トラップされていない粒子は、ジェット内部のポロイダル磁場およびトロイダル磁場によって保持されないため、ジェットから脱出し、そのエネルギーは最大値$eU$に等しくなります。閉じ込められた陽子は、径方向に振動しながらジェットに沿って移動しています。彼らのエネルギーは$0.74eU$の値を中心に変化します。強い磁場では、磁気圏で事前に加速された陽子がジェット軸に押し付けられ、実際にはジェットで加速されません。この研究では、相対論的ジェットを伴う最もよく知られているAGNオブジェクトの範囲と、マイクロクエーサーSS433の加速レジームを定義しています。
より明るく、より明るく：NGC 4051のX線べき乗則スペクトル変動
| Title |
More_than_softer-when-brighter:_the_X-Ray_powerlaw_spectral_variability_in_NGC_4051 |
| Authors |
Yun-Jing_Wu,_Jun-Xian_Wang,_Zhen-Yi_Cai,_Jia-Lai_Kang,_Teng_Liu,_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03284 |
中程度から高い降着率での活動銀河核のべき乗則X線スペクトルは通常、明るくなると柔らかく見えますが、その根底にあるメカニズムはまだ不明です。XMM-Newtonの観測を利用し、光子を$<$2keV除外して、ソフト過剰による汚染を回避します。この作業では、NCG4051のべき乗則スペクトルの変動を2つの新しい側面から調査します。最初に、観測されたスペクトル変動を説明するのに最適な「より明るく、より明るく」の関係は統計的に不十分であり、経験的な関係から逸脱した間隔が2〜4keV/4の光度曲線ではっきりと見えることがわかります。10keVカウント率比。偏差は、スムーズな「ソフト」の背後にあるものに加えて、コロナジオメトリまたは内部構造（タイムスケールが$\sim$1ksと短い）のランダムな変動と一致して、個々のXMM-Newton露出間だけでなく内部にも見られます-明るい」トレンド。さらに、タイムスケールが減少するにつれて（「$\sim$100ksから0.5ksまで」）、「より明るく、より明るくなる」傾向が徐々に弱まることがわかります。これらの調査結果は、パワーローのスペクトル勾配が明るさだけで決まるわけではないことを示しています。文献内の他の観察の手掛かりと一緒に観察を説明するために、内側のディスクの上のフレア/ナノフレアと、埋め込まれた拡張コロナ（太陽のコロナと同様に、フレアによって加熱される）を含む2層ジオメトリを提案します。急速なスペクトル変動は、個々のフレア/ナノフレアが原因である可能性がありますが、遅いものは、加熱/冷却を伴う内側の円盤領域の全体的な活動の変化（太陽活動の変化に似ていますが、降着速度ではない）によって引き起こされますそして、拡張されたコロナの膨張/収縮。
NuSTAR天文台は、3〜78keVのブロードバンドスペクトルカバレッジを備えており、いくつかの個別の無線ラウドラウドを含む多数のアクティブな銀河の高エネルギーカットオフを検出できます。この作業では、20のFRII銀河である28の電波銀河の大規模なサンプルについて、55のNuSTARスペクトルの系統的かつ均一な分析を示します。スペクトルフィッティングを実行して、高エネルギーカットオフ$E_{cut}$、フォトンインデックス$\Gamma$、反射係数RおよびFeK$\alpha$の線に相当する幅を測定します。$E_{cut}$の測定値は13のソースに対して与えられ、残りは下限です。これらの$E_{cut}$非検出は、主にスペクトルの明らかに小さい正味光子数に起因する可能性があることがわかりました。これは、サンプルの大部分のNuSTARスペクトルが熱コロナ放射によって支配されていることを示しており、サンプルの$E_{cut}$分布は、文献にある静かなラジオの分布と区別がつきません。ラジオの静かなソースと比較して、我々が観測したより平坦なNuSTARスペクトルは、したがって、ジェット汚染による可能性は低いです。電波銀河はまた、X線反射が弱い（RとFeのK$\alpha$ラインEWの両方で）電波が静かな銀河と比較して示しています。無線クワイエットサンプルと組み合わせると、RとEWの間に相関関係が見られますが、散乱がかなり大きくなっています。特に、ラジオの大音量と静音のソースは、共通の$\Gamma$-R相関トレンドに従っているように見え、両方の集団の流出コロナモデルをサポートします。
エンケラドスの地球物理探査のレシピ
| Title |
A_Recipe_for_Geophysical_Exploration_of_Enceladus |
| Authors |
Anton_I._Ermakov,_Julie_C._Castillo-Rogez,_Ryan_S._Park,_Christophe_Sotin,_Joseph_Lazio,_Samuel_M._Howell,_James_T._Keane,_Douglas_J._Hemingway,_Francis_Nimmo,_Edwin_Kite,_Vishnu_Viswanathan,_Gregor_Steinbr\"ugge,_Gabriel_Tobie,_Valery_Lainey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02887 |
エンケラドスの軌道地球物理学的調査は、そのエネルギーバランスを理解するために重要です。エンケラドスの重力場をマッピングし、物理的動揺振幅の精度を向上させ、エンケラドスの潮汐反応を測定することで、内部構造に重要な制約が与えられ、エンケラドスの長期的な居住性を評価するためのフレームワークが確立されます。
CORDICの二重反復によるケプラーの方程式の解法
以前の研究では、CORDICのようなアルゴリズムを使用してケプラーの方程式を解くアイデアを開発しました。このアルゴリズムでは、除算は必要ありませんが、各反復で乗算が必要です。ここでは、この主要な欠点を克服し、ビットシフト、加算、および1つの初期乗算のみを使用してケプラーの方程式を解きます。偏心とスケール補正係数で初期ベクトルをプリスケールします。回転方向はスケールの変更を補正することなく決定されます。二重のCORDIC反復は自己修正型であり、後続の反復で起こり得る誤った回転を補正します。アルゴリズムには75\％の反復が必要であり、偏心異常とそのサインおよびコサイン項に偏心を掛けたものを提供します。このアルゴリズムは、双曲線の場合にも適用できます。新しいシフトおよび追加アルゴリズムは、ケプラーの方程式をハードウェアに近づけ、安価でシンプルなハードウェアコンポーネントでそれを解決できるようにします。
コードで教える：球状星団距離ラボ
現代の天文学はますます計算的思考に依存しています。大学生向けの天文学コースの中にはコンピューティングを使用しているものもありますが、高校の天文学コースでは、ほとんどの場合コンピューティングがほとんどありません。天文学とコンピューターサイエンスの教師向けの研究体験の一環として作成されたこのプロジェクトは、ロボット望遠鏡の画像と天文アルゴリズムを利用して、可変恒星測光を使用して星団までの距離を決定します。生徒たちはPythonとJupyterNotebookを調査して天文画像を分析し、天の川全体の星団までの星間距離を計算します。学生は、JupyterNotebookで実行されるPythonコードを記述して、天文画像の星の明るさを決定する方法を学びます。実際の天文画像データは、学生が作成したコードによって直接操作および分析されます。学生プロジェクトファイルと教師ソリューションファイルが提供されます。コードはオープンソースであり、教室で使用できる資料が用意されています。
Serpens低質量星形成領域における氷とガスのリンク
| Title |
Linking_ice_and_gas_in_the_Serpens_low-mass_star-forming_region |
| Authors |
G._Perotti,_W._R._M._Rocha,_J._K._J{\o}rgensen,_L.E._Kristensen,_H.J._Fraser,_and_K.M._Pontoppidan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02827 |
星形成中のダスト、氷、ガスの相互作用により、複雑な有機分子が生成されます。観測では、氷で覆われたダスト粒子上にいくつかの種が形成され、気相に放出されることが示されていますが、固相と気相の間の正確な化学的相互作用とそれらの相対的重要性は不明のままです。私たちの目標は、氷とガスのマッピングを通じて、またガスと氷の比率を直接測定することによって、低質量の星形成の領域における相互作用を研究することです。これは、両方のフェーズで観察される化学的複雑さにつながるルートに制約を提供します。サブミリメータアレイとアタカマパスファインダー実験望遠鏡からのSerpensSVS4クラスター内の10個の低質量の若いプロトスターに向かって1.3mmで気相メタノール（CH$_3$OH）と一酸化炭素の観測を提示します。超大型望遠鏡のアーカイブデータを使用して、同じ地域に向けて豊富な氷H$_2$O、CO、CH$_3$OHを導き出しました。最後に、SVS4のガスと氷のマップを作成し、COとCH$_3$OHのガスと氷の比率を直接測定しました。CH$_3$OHガス対氷比は、埋め込まれたClass0/I低質量プロトスターについて以前に報告された値と一致します。COガスマップは、フリーズアウトの影響を受けにくい拡張ガス成分をトレースします。COおよびCH$_3$OHガスと、クラスター内の対応する氷との間に直接的な相関関係はないことがわかります。これは、SVS4の複雑な形態に関連している可能性があります。クラス0のプロトスターSMM4とそのエンベロープが近くにあり、SMM4に関連する流出がクラスターと交差しています。この研究は、ALMAおよびJamesWebb宇宙望遠鏡での将来の観測のパスファインダーとして機能し、メタノールよりも複雑な分子の高感度ガス氷マップを提供します。このような比較マップは、星形成領域の化学的複雑さを調節する化学経路を制約するために不可欠です。
B9pSiスターHD174356の回転変調と単一gモードの脈動？
| Title |
Rotational_modulation_and_single_g-mode_pulsation_in_the_B9pSi_star_HD174356? |
| Authors |
Z._Mikulasek,_E._Paunzen,_S._Huemmerich,_E._Niemczura,_P._Walczak,_L._Fraga,_K._Bernhard,_J._Janik,_S._Hubrig,_S._Jaervinen,_M._Jagelka,_O._I._Pintado,_J._Krticka,_M._Prisegen,_M._Skarka,_M._Zejda,_I._Ilyin,_T._Pribulla,_K._Kaminski,_M._K._Kaminska,_J._Tokarek,_and_P._Zielinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02833 |
上位の主系列の化学的に特異な（CP）星は、いくつかの化学元素の光球存在量に特定の異常があることを特徴としています。古典的なApとBpの星を含むCP2星のグループは、厳密な周期的な光、スペクトル、分光偏光変動を示します。これらの変動は、永続的な表面構造と安定した全球磁場を持つ剛回転星のモデルによって適切に説明できます。ケプラーK2ミッションからの観測を使用して、B9pSiスターHD174356は、CP2スターでは予想されない、振幅と形状の両方で可変の軽い曲線を表示することがわかります。アーカイブと新しい測光および分光観測を使用して、HD174356の詳細なアバンダンス分析を実行し、その測光および天体物理学的特性について詳細に説明します。現象論的モデリングを使用して、光度曲線と観測された動径速度変動を分解します。豊富な分析により、HD174356がシリコンタイプのCP2スターであることが確認されています。110Gよりも強い磁場は見つかりませんでした。星の光の曲線は、P1=4.04355（5）dおよびP2=2.11169（3）dの2つの独立した厳密に周期的な信号の合計として解釈できます。この期間は、17年間の観測で安定しています。すべてのスペクトルで、HD174356は一重線のように見えます。変動特性のシミュレーションと近角の星の調査から、HD174356の特異な光変動は単一の星で発生し、表面存在量パッチ（P1）による回転変調によって引き起こされるという仮説を立てました。gモード脈動（P2）。
連星の潮汐に閉じ込められた脈動
新しいクラスの脈動連星が最近発見され、その脈動振幅は軌道位相で強く変調されています。接近した連星の星は潮汐的に歪んでいるので、星の潮汐によって誘発された非球面性がその振動モードの周波数と固有関数にどのように影響するかを調べます。脈動が星の特定の領域、たとえば、潮汐極または潮汐赤道に効果的に閉じ込められるように、潮汐モード結合を介した脈動振幅変調について説明します。この結合を計算するための厳密な数学的形式に加えて、プロセスのより直感的な半分析的な説明を提供します。結果として生じる3つの影響について説明します。潮汐トラッピング、例えば、潮汐極または潮汐赤道付近の振動の閉じ込め。3.潮汐増幅、つまり、音響モードが星の表面により近く伝搬できる、潮汐極近くの磁束摂動の増加。一緒に、これらの現象は、最近発見された「潮汐傾斜パルセーター」のクラスの脈動振幅と位相変調を説明することができます。私たちの理論を3つの潮汐傾斜パルセーターHD74423、COCam、およびTIC63328020と比較すると、潮汐軸を中心に軸対称である潮汐トラップモードが最初の2つを説明できることがわかりますが、非軸対称の潮汐整列モードは、後者。最後に、理論の意味と制限について説明し、近い将来に発見される可能性が高い、潮汐的に傾いた多くの新しいパルセーターを予測します。
L183スターレスコアの磁場の再検討
| Title |
Revisiting_the_Magnetic_Field_of_the_L183_Starless_Core |
| Authors |
Janik_Karoly,_Archana_Soam,_B-G_Andersson,_Simon_Coud\'e,_Pierre_Bastien,_John_E._Vaillancourt,_and_Chang_Won_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02841 |
星のない雲L183への850$\mum$でのダスト熱放射からの直線偏光の観測結果を示します。これらのデータは、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）で、サブミリメーターコモンユーザーボロメーターアレイ2（SCUBA-2）カメラとその偏光計POL-2を使用して取得されました。偏極ダスト放出は、雲の中の空の磁場構造を追跡します。したがって、星のないコアの形成と進化における磁場の役割を調査することができます。これらの測定値を解釈するには、まずJCMTと$\textit{Herschel}$宇宙観測所からのデータを組み合わせることによって得られたスペクトルエネルギー分布をフィッティングして、L183のダスト温度と列密度を計算します。Davis-Chandrasekhar-Fermi手法を使用して、雲の5つのサブ領域の磁場強度を測定し、$\sim120\pm18〜\muG$から$\sim270\pm64〜\muGの範囲の値を見つけました以前の研究と一致する$。クラウド内の平均水素カラム密度（$N_{\text{H}_2}$）と$\sim1.5\times10^{22}$cm$^{-2}$を組み合わせると、5つのサブ領域は磁気的に未臨界です。これらの結果は、L183の磁場が雲の重力崩壊に対抗するのに十分強いことを示しています。
ローマ宇宙望遠鏡によるマイクロレンズの光源の周りのディスクの内側領域の検出
| Title |
Detecting_the_inner_regions_of_discs_around_sources_of_microlensing_with_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Sedighe_Sajadian,_Ali_Salehi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02847 |
星周円盤の内側の領域は、追加の近赤外線（NIRバンプ）を放射します。近くの星からのこれらのNIRバンプの検出と研究は、ほとんどが赤外線干渉法によって行われてきました。この研究では、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（RST）の調査による観測からマイクロレンズを介して銀河系バルジスターのNIRバンプを検出する可能性を検討します。最初に、近赤外の円盤を使用して、光源の星からのマイクロレンズ光の曲線をシミュレートします。シミュレーションから4つの主要な結論を引き出すことができます。（i）レンズがディスクの内側の半径を横切っている場合、2つの余分な広いピークが表示され、マイクロレンズの光のカーブのメインピークが平坦化されます。（ii）レンズのインパクトパラメータがディスクの内側の半径よりも大きいマイクロレンズ現象では、ディスクは最接近時間に関して光度曲線の対称性を壊す可能性があります。（iii）コースティックスクロッシングバイナリマイクロレンズでは、ディスクはコースティックス曲線に入る直前と、コースティックス曲線から出る直後に幅広いピークを生成します。（iv）レンズがディスクの凝縮半径と交差しない限り、ディスクに起因する摂動は、Z087フィルターよりもW149フィルターで大きくなります。モンテカルロシミュレーションを実行することにより、\wfirst〜によってディスクの摂動を検出する確率は、シングルマイクロレンズとバイナリマイクロレンズでそれぞれ約3パーセントと20パーセントと推定されます。ソーススターの5％がディスクを持っている場合、RSTはマイクロレンズ調査中に約109のディスク誘導摂動を検出すると予想します。
精査中のLiに富む巨大星：二元性、磁気活動およびGaia DR2後の進化状態
| Title |
Li-rich_giant_stars_under_scrutiny:_Binarity,_magnetic_activity_and_the_evolutionary_status_after_Gaia_DR2 |
| Authors |
B._F._O._Gon\c{c}alves_(1),_J._S._da_Costa_(2),_L._de_Almeida_(1),_M._Castro_(1),_J.-D._do_Nascimento_Jr_(1_and_3)_((1)_Departamento_de_F\'isica,_DFTE,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Norte,_UFRN,_Natal,_RN,_Brazil,_(2)_Escola_de_Ci\^encias_e_Tecnologia,_ECT,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Norte,_UFRN,_Natal,_RN,_Brazil,_(3)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_MA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02948 |
ガイアDR2の視差と測光に基づいて、リチウムに富むいくつかの巨大な星の進化状態を研究します。また、サンプル星の彩層活動、表面磁場の存在、および放射速度を調査します。アーカイブと新しいデータの両方を分析しました。ELODIEとNARVALを中心にいくつかの機器からアーカイブスペクトルを収集し、スペクトログラフMUSICOSで取得した新しいデータを追加しました。最小二乗デコンボリューション手法を適用してストークスVおよびストークスI平均プロファイルを取得し、サブセットの縦磁場を計算しました。さらに、同じサブセットについて、CaIIHおよびK輝線を分析してS-indexを計算しました。また、サンプルの18個すべての星について、大気パラメーターとLi存在量を導き出しました。以前にRGBとして分類されていた星は、実際には異なる進化状態にある可能性があることがわかりました。さらに、表面磁場を検出したサンプルのほとんどの星が少なくとも中程度の回転速度を示すことを確認しましたが、それでも2つの高速回転子では磁場を検出できませんでした。磁性巨星のサンプルが少ないため、表面磁場の存在とLiに富む巨大現象が何らかの形で関連している可能性があるかどうかを判断することは困難です。サンプルの一部の半径方向速度の大きな変動は、それらの一部にバイナリコンパニオンが含まれている可能性があることを示しています。
極赤道温度差の理論的推定と表面近くのせん断層の考えられる起源
太陽の対流帯の深い層での対流運動は回転の影響を受け、対流熱輸送を緯度依存にしますが、これは地表近くの最上層では当てはまりません。より深い層の熱風バランス条件を使用して、極-赤道の温度差を推定します。この温度差の表面観測は、対流が回転の影響を受けない表面近くの層の深さを推定するために使用できます。熱風バランスがこの層でも保持されることを必要とする場合、これは強い差動回転の層である必要があると結論付ける必要があり、導出するその特性は、表面近くのせん断層の観測データと広く一致しています。。
高度にねじれた磁場の再構築
| Title |
Reconstructing_Highly-twisted_Magnetic_Fields |
| Authors |
Victor_M._Demcsak,_Michael_S._Wheatland,_Alpha_Mastrano,_Kai_E._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02985 |
テストケースとしてTitovおよびD\'{e}moulin（1999）平衡場を使用して、高度にねじれた磁場構成を計算する非線形の力のないコードの機能を調査します。このコードは、下の境界のフィールドの法線成分の境界条件と、下の境界のフィールドの1つの極性における電流密度の法線成分を使用して、力のないフィールドを計算します。コードは、境界条件として、下限のフィールドの両極性にわたる電流密度を使用することもできます。フラックスロープ表面のねじれ数$N_{\textrm{t}}$の増加に伴う再構築の精度を調査します。これは、モデルの表面下の線電流を減少させることによって達成されます。コードは、最大$N_{\textrm{t}}約8.8$までの表面ねじれ数のTitov-D\'{e}moulinフィールドをほぼ再構築できることがわかります。これには、はげパッチの構成が含まれます。はげパッチを回復する能力を調査し、より一般的には、高度にねじれたフィールドに対する本手法の限界を特定します。結果は、観測データからコロナ磁場を再構築する私たちの能力に影響を与えます。
フットポイント波力非対称性によるコロナ波の共鳴減衰の証拠の定量化
コロナマルチチャネル偏光計（CoMP）を使用して、太陽コロナの伝搬波の観測とベイジアン解析を使用して、共振減衰とフットポイント波力の非対称性を持つモデルの証拠を評価します。2つのネストされたモデルが考慮されます。簡約されたモデルは、共振減衰を、外側と内側の波力の間の測定された不一致の唯一の原因と見なします。大きなモデルでは、足元に原点がある非対称の追加のソースが想定されています。最初に、モデルと観測データを条件とするパラメーターの確率分布を計算します。次に、取得した制約を使用して、データを考慮して各モデルの証拠を計算します。CoMPデータを説明し、減衰比を正確に推論するために、より大きなモデルを検討する必要があることがわかります。したがって、コロナ加熱への波の可能な寄与をよりよく評価するためです。
永遠に若い白い小人：恒星の老化が止まるとき
| Title |
Forever_young_white_dwarfs:_when_stellar_ageing_stops |
| Authors |
Mar\'ia_E._Camisassa,_Leandro_G._Althaus,_Santiago_Torres,_Alejandro_H._C\'orsico,_Sihao_Cheng,_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03028 |
白色矮星は恒星進化の最も一般的な終点です。特に、超大質量の白色矮星は、単一の標準恒星進化の結果として、酸素ネオン（ONe）コアを宿すと期待されています。ただし、それらの一部には炭素-酸素（CO）コアがあり、合併イベントの結果として生まれる可能性があります。ガイア宇宙ミッションによって提供された最近の観測は、超大規模な白色矮星の一部が冷却の強い遅延を経験していることを示しています。長期間。ここでは、COコアを持つ超大質量白色矮星における22Ne堆積によって放出されるエネルギーが、これらの星の長い冷却遅延の原因であることを示します。私たちの結果は、COコアの超大規模な白色矮星の存在と恒星の合併の発生を確実に維持します。
太陽コロナの磁場の全球地図
| Title |
Global_maps_of_the_magnetic_field_in_the_solar_corona |
| Authors |
Zihao_Yang,_Christian_Bethge,_Hui_Tian,_Steven_Tomczyk,_Richard_Morton,_Giulio_Del_Zanna,_Scott_W._McIntosh,_Bidya_Binay_Karak,_Sarah_Gibson,_Tanmoy_Samanta,_Jiansen_He,_Yajie_Chen,_Linghua_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03136 |
太陽大気の多くの物理的プロセスを理解するには、各大気層の磁場を決定する必要があります。ただし、太陽のコロナの磁場を直接測定することは困難です。コロナマルチチャネル偏光計による観測を使用して、コロナ内のプラズマ密度の空間分布と、プラズマ内の主な横磁気流体力学波の位相速度を決定しました。これらの測定値を組み合わせて、全球コロナ磁場の空の平面成分をマッピングします。コロナの1.05から1.35の太陽半径から得られる電界強度は、主に1〜4ガウスです。これらの結果は、コロナ磁場診断における画像分光法の能力を示しています。
磁気地震学による太陽コロナの磁場のマッピング
| Title |
Mapping_the_magnetic_field_in_the_solar_corona_through_magnetoseismology |
| Authors |
Zihao_Yang,_Hui_Tian,_Steven_Tomczyk,_Richard_Morton,_Xianyong_Bai,_Tanmoy_Samanta,_Yajie_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03146 |
磁気流体力学（MHD）波の観測に基づく磁場診断の手法である磁気地震学は、太陽コロナの振動構造の磁場強度を推定するために広く使用されています。ただし、以前の磁気地震学は、時折発生する振動イベントにほとんど適用され、振動構造に沿った平均磁場強度または磁場強度の一次元分布のみの推定を提供していました。この制限は、コロナマルチチャネルポラリメーター（CoMP）で発見された広域伝搬横MHD波に磁気地震学を適用することで解消できます。Fexiii1074.7nmと1079.8nmのスペクトル線のいくつかのCoMP観察を使用して、コロナのプラズマ密度と波の位相速度のマップを取得しました。これにより、空。また、電子密度と磁場強度の分布を調べ、それらの変化を静かな太陽と活動領域の高さと比較しました。このような測定は、太陽の磁性と太陽大気全体の磁気結合の理解を深めるための重要な情報を提供します。
分子物理学を含めることは、超新星（SNe）のスペクトルをモデリングするときにパズルから欠落する傾向がある重要な部分です。分子は、スペクトル、特に赤外線の直接的な影響と、温度などの特定の物理的条件への影響の結果としての間接的な影響の両方を持っています。この論文では、超新星で最も一般的に検出される分子であるCOに特に焦点を当てて、分子形成と非局所熱力学的平衡（NLTE）冷却を調査することを目指しています。また、超新星化学の物理的パラメーターへの依存性と、レートの不確実性に対する相対的な感度を決定することも目指しています。分子の破壊と形成の化学反応速度記述をSNスペクトル合成コードSUMOに実装しました。さらに、選択した分子が完全なNLTEレベルの母集団フレームワークに結合されたため、温度方程式に分子NLTE冷却を組み込みました。150〜600日のSN1987AでのCO生成のテストモデルを作成し、入力パラメーターに対する結果の分子量の感度を調査しました。温度の変化と、主にO+による重要な温度に敏感なCO分解プロセスによって形成されるCOの量の間には、密接な相互依存関係があることがわかります。数百日後、COは超新星の酸素-炭素ゾーンの冷却を完全に支配し、したがって、発光はほとんど寄与しません。計算されたCO質量の不確実性は、個々のレートの典型的な不確実性係数とほぼ線形に比例します。超新星のさまざまな物理的パラメーターを制約するために分子質量をどのように使用できるかを示します。
表面フラックス輸送のアクティブ領域の双極近似はどの程度優れていますか？
双極磁気領域（BMR）でアクティブ領域を表す方法が、表面フラックス輸送モデルによって予測されるサイクルの終わりの極フィールドにどのように影響するかを調査します。私たちの研究は、2010年から2020年までのSDO/HMIアクティブ領域パッチデータから導出されたBMRの新しいデータベースに基づいています。各アクティブ領域パッチをBMRに適合させるための自動コードが開発され、磁束と軸双極子モーメントの両方が一致します領域と同じ領域の繰り返し観測を削除します。各1090BMRの予測進化を元のアクティブ領域パッチの予測進化と比較することにより、同じフローパラメーターを前提として、双極近似が正味の軸双極子モーメントを24％過大評価することを示します。これは、実際の活性領域の多くのより複雑な多極および/または非対称の磁気構造を無視することによって引き起こされ、以前の磁束輸送モデルが現実的な極磁場を取得するためにBMR傾斜角を低減しなければならなかった理由を説明するかもしれません。BMRデータベースとそれを抽出するためのPythonコードは無料で入手できます。
最近、チェン等。は、複数のGyrに対して約$\約10^{-3}L_\odot$の明るさを提供する追加の熱源を持っていると思われる大量の白い小人（WD）を特定しました。この論文では、電子捕獲と核非核反応からの加熱を探ります。また、暗黒物質の消滅による加熱についても調べます。WDスターは、これが重要であるのに十分な暗黒物質を捕獲するには小さすぎるようです。最後に、暗黒物質がWD内で非常に高密度に凝縮すると、核反応を引き起こす可能性があります。非常に高密度の暗黒物質コアの重力ポテンシャルにおけるWDの強化された中心密度を計算します。これは超新星を開始するかもしれませんが、長時間穏やかな加熱を提供する可能性は低いようです。我々は、電子捕獲、pycnonuclear、および暗黒物質反応が、Chengが考慮している大規模なWDに大きな加熱を提供する可能性は低いと結論付けています。
| Title |
UV_sensitive_one-loop_matter_power_spectrum_in_degenerate_higher-order_scalar-tensor_theories |
| Authors |
Shin'ichi_Hirano,_Tsutomu_Kobayashi,_Daisuke_Yamauchi,_Shuichiro_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02798 |
Horndeskiを超えた縮退した高次スカラーテンソル（DHOST）理論で、3次までの物質密度摂動と1ループ物質パワースペクトルを研究します。重力場方程式と流体方程式を順番に体系的に解き、DHOST理論の3次解を特徴付ける3つの新しい形状関数を見つけます。次に、結果の2次および3次の解を使用して、1ループの物質のパワースペクトルの完全な形式が得られます。以前の結果から、一般相対性理論では、赤外線制限におけるループ積分の収束条件が標準のものよりも厳しくなっていることが確認されました。また、紫外域では収束条件がより厳しくなり、1ループの物質のパワースペクトルが線形パワースペクトルの短波長の動作に敏感であることを示しています。
有限温度における中性子物質の構造因子
| Title |
Structure_Factors_of_Neutron_Matter_at_Finite_Temperature |
| Authors |
Andrei_Alexandru,_Paulo_Bedaque,_Evan_Berkowitz,_Neill_C._Warrington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02824 |
有限の温度と密度での中性子物質の構造因子の連続体と無限の体積制限外挿を計算します。一次パイ中間子有効場理論の格子定式化を使用して、ビリアル展開の範囲を超える密度および有限温度での構造因子の運動量依存性を計算します。Tan接触パラメータが計算され、結果はベクトル構造因子の高い運動量テールと一致します。統計的および体系的なすべてのエラーが制御されます。この計算は、有限温度での中性子物質の線形応答のモデルに依存しない理解への第一歩です。
アルゼンチンのEIAの南の頂上近くの地磁気嵐の間のSpread-F発生
| Title |
Spread-F_occurrence_during_geomagnetic_storms_near_the_southern_crest_of_the_EIA_in_Argentina |
| Authors |
Gilda_Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02910 |
この研究は、南米縦断セクターの低緯度観測所であるトゥクム・アン・アルゼンチンでの地磁気嵐の間の電離圏不規則性の発生の分析を初めて提示します（26.9{\deg}S、294.6{\deg}E;磁気緯度15.5{\deg}S）、赤道電離異常（EIA）の南の頂上付近。2017年5月27日（spread-Fの発生率が低い月）、2016年10月12日（spread-Fの発生率が低から高に移行する月）、および2017年11月7日（月拡散の高い発生率のF）は、全地球測位システム（GPS）受信機とイオノゾンデを使用して分析されます。全電子含有量（TEC）インデックス（ROTI）、GPS電離層Lバンドシンチレーションの変化率、F層の底面の仮想高さ（h'F）、およびF2層の臨界周波数（foF2）は、検討した。さらに、各イオノグラムは、spread-Fシグネチャの存在について手動で検査されます。結果は、調査した3つのイベントについて、地磁気活動がイオノグラムのスプレッドFとTECの変動によって表される電離層の不規則性の開始に好ましい条件を作成することを示しています。真夜中後の不規則性は、東向きの妨害ダイナモ電場（DDEF）が存在するために発生します。5月の嵐の場合、東向きのオーバーシールドプロンプト浸透電場（PPEF）も作用しています。このPPEFはDDEFに追加され、F領域の隆起を生成し、異常をトリガーするのに役立ちます。さらに、10月と11月の間、強力なGPSLバンドシンチレーションが、強力なRangeSpread-F（SSF）、つまりF領域の下側から上側に伸びる不規則性29に関連して観測されます。
カグラの概要：カグラサイエンス
| Title |
Overview_of_KAGRA_:_KAGRA_science |
| Authors |
KAGRA_Collaboration:_T._Akutsu,_M._Ando,_K._Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_N._Aritomi,_H._Asada,_Y._Aso,_S._Bae,_Y._Bae,_L._Baiotti,_R._Bajpai,_M._A._Barton,_K._Cannon,_Z._Cao,_E._Capocasa,_M._Chan,_C._Chen,_K._Chen,_Y._Chen,_C-Y._Chiang,_H._Chu,_Y-K._Chu,_S._Eguchi,_Y._Enomoto,_R._Flaminio,_Y._Fujii,_F._Fujikawa,_M._Fukunaga,_M._Fukushima,_D._Gao,_G._Ge,_S._Ha,_A._Hagiwara,_S._Haino,_W.-B._Han,_K._Hasegawa,_K._Hattori,_H._Hayakawa,_K._Hayama,_Y._Himemoto,_Y._Hiranuma,_N._Hirata,_E._Hirose,_Z._Hong,_B._H._Hsieh,_C-Z._Huang,_H-Y_Huang,_P._Huang,_Y-C._Huang,_Y._Huang,_D._C._Y._Hui,_S._Ide,_B._Ikenoue,_S._Imam,_K._Inayoshi,_Y._Inoue,_K._Ioka,_K._Ito,_Y._Itoh,_K._Izumi,_C._Jeon,_H-B._Jin,_K._Jung,_P._Jung,_K._Kaihotsu,_T._Kajita,_M._Kakizaki,_M._Kamiizumi,_N._Kanda,_G._Kang,_K._Kashiyama,_et_al._(173_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02921 |
KAGRAは、新しく構築された重力波観測所、腕の長さ3kmのレーザー干渉計で、日本の岐阜県神岡にあります。このシリーズのKAGRA特集記事のこのペーパーでは、ベースラインKAGRA（現在の設計）だけでなく、中期（〜5年）に近い将来のアップグレード候補（KAGRA+）も考慮して、KAGRAプロジェクトの科学目標について説明します）。
ベイズ分析によるGW170817からの核対称性エネルギーと中性子星の特性の制約
| Title |
Constraining_the_nuclear_symmetry_energy_and_properties_of_neutron_star_from_GW170817_by_Bayesian_analysis |
| Authors |
Yuxi_Li,_Houyuan_Chen,_Dehua_Wen_and_Jing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02955 |
2成分中性子星合体GW170817の潮汐変形能と成分質量の分布に基づいて、パラメトリック状態方程式（EOS）を使用して、核対称エネルギーと中性子星の特性を調べます。観測と一致するEOSのパラメーターの適切な分布を取得するために、ベイズ分析が使用され、因果律と最大質量の制約が考慮されます。この分析から、核物質の飽和密度の2倍の対称エネルギーは$E_{sym}（2{\rho_{0}}）$=$34.5^{+20.5}_{-2.3内に制限されることがわかります}$MeVを90\％信頼できるレベルで。さらに、正準中性子星の半径および無次元潮汐変形能に対する制約もこの分析を通じて示され、対応する制約は10.80km$<R_{1.4}<$13.20kmおよび$133<\Lambda_{1.4}<686$です。90\％信頼できるレベルで、最も可能性の高い値はそれぞれ$\bar{R}_{1.4}$=12.60kmおよび$\bar{\Lambda}_{1.4}$=500です。以前のものに関して、私たちの結果（事後結果）は、対称エネルギーの期待値が低く、半径が小さく、潮汐変形能が小さいことに対応する、より柔らかいEOSを好みます。
静的および高速回転中性子星の新しい準普遍関係
過去数十年の間、中性子星の観測不可能な、または観測が困難な特性を制約するために、中性子星のさまざまなグローバル物理量間の多くの普遍的な関係が提案されてきました。しかし、それらのいくつかは、特に高速回転中性子星の場合、重力赤方偏移または重力結合エネルギーに関連しています。ここでは、これら2つの量に関連する普遍的な関係に焦点を当てます。通常またはハイブリッド中性子星の微視的核多体理論の予測からの11の状態方程式（EOS）に基づいて、静的、一般回転、およびケプラー回転の3つの回転ケースの下で、新しい準普遍関係のセットを提案しました。これらの新しい準普遍的な関係は、中性子星の観測不能または観測困難な特性を制約または推定する潜在的な方法を提供します。
宇宙電子/陽電子過剰の説明としての重力への非最小結合による暗黒物質消滅
| Title |
Dark_matter_annihilation_through_nonminimal_coupling_to_gravity_as_an_explanation_of_the_cosmic_electron/positron_excess |
| Authors |
Sun_Xu-Dong_and_Dai_Ben-Zhong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.02994 |
宇宙線の電子/陽電子の過剰が暗黒物質（DM）に由来する可能性は残っています。この作業は、レプトン親和性SU（2）スカラーダブレットがDMを可視セクターに接続するメディエーターとして自然に存在することを前提としています。一般相対論は量子レベルでくりこみ可能ではないため、スカラーDM、レプトン親和性SU（2）スカラーダブレット、およびリッチスカラー間の非最小結合が存在する可能性があると推測されます。これらの結合は、電弱対称性の破れの後、効率的なスカラーDM消滅を引き起こす可能性があることがわかりました。提案されたモデルの応用として、DArkMatterParticleExplorerによって観測された宇宙電子/陽電子過剰がうまく説明されました。また、スカラーDMによって消滅する光子の数は、FermiLargeAreaTelescopeによって観測された等方性拡散$\gamma$線背景からの制約を満たすことができることも示されました。
BAT.jl-ベイジアン推論のためのJuliaベースのツール
| Title |
BAT.jl_--_A_Julia-based_tool_for_Bayesian_inference |
| Authors |
Oliver_Schulz_and_Frederik_Beaujean_and_Allen_Caldwell_and_Cornelius_Grunwald_and_Vasyl_Hafych_and_Kevin_Kr\"oninger_and_Salvatore_La_Cagnina_and_Lars_R\"ohrig_and_Lolian_Shtembari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03132 |
ジュリア語で書かれたベイジアン統計推論用の多目的ソフトウェアBAT.jlの開発について説明します。ここでは、主要な設計上の考慮事項と実装されているアルゴリズムを、アルゴリズムが適切に機能することを確認するテストスイートとともにまとめています。また、BAT.jlの機能を実証する物理学の領域からの拡張例も示します。
NEWS-G実験におけるバックグラウンド抑制のための銅電気めっき
| Title |
Copper_electroplating_for_background_suppression_in_the_NEWS-G_experiment |
| Authors |
NEWS-G_Collaboration:_L._Balogh,_C._Beaufort,_R._Bunker,_A._Brossard,_J.-F._Caron,_M._Chapellier,_E.C._Corcoran,_J.-M._Coquillat,_S._Crawford,_A._Dastgheibi_Fard,_Y._Deng,_K._Dering,_D._Dunford,_I._Giomataris,_P._Gorel,_M._Gros,_P._Gros,_G._Gerbier,_G._Giroux,_O._Guillaudin,_E._W._Hoppe,_I._Katsioulas,_F._Kelly,_P._Knights,_L._Kwon,_S._Langrock,_P._Lautridou,_J.-P._Mols,_R._D._Martin,_J.-F._Muraz,_X.-F._Navick,_T._Neep,_K._Nikolopoulos,_P._O'Brien,_R._Owen,_M.-C._Piro,_D._Santos,_G._Savvidis,_I._Savvidis,_F._Vazquez_de_Sola_Fernandez,_M._Vidal,_R._Ward,_M._Zampaolo,_and_S._Alcantar_Anguiano,_I._J._Arnquist,_M.L._di_Vacri,_K._Harouaka,_K._Kobayashi,_K.S._Thommasson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03153 |
Spheres-Gasを使用した新しい実験（NEWS-G）は、SNOLAB（カナダ）で動作する暗黒物質の直接検出実験です。他のまれなイベントの検索と同様に、検出器の構造に使用される材料は、厳しい放射純度要件の対象となります。検出器は、商業的に調達された99.99％の純銅から作られた2つの半球で構成される直径140cmの比例カウンターを備えています。このような銅は、入手が容易で、長寿命のCu放射性同位体がなく、非Cu放射性汚染物質のレベルが一般に低いため、希少事象の検索で広く使用されています。ただし、XIA検出器を使用して専用の210Poアルファカウント法で測定した結果、銅のバルクに問題のある210Pbの濃度が確認されました。プロポーショナルカウンターのアクティブボリュームをシールドするために、低バックグラウンド電鋳法を半球形状に適用して、検出器の内面に超ラジオピュア銅の厚さ500-$\mu$mの層を成長させました。このペーパーでは、米国太平洋北西部国立研究所（PNNL）でプロトタイプ化され、フランスのSouterraindeModane研究所でフルスケールで実施されたプロセスについて説明します。電気めっきされた銅の放射純度は、誘導結合プラズマ質量分析（ICP-MS）によって評価されました。最初の（2番目の）半球からのサンプルの測定では、68％の信頼上限が<0.58$\mu$Bq/kg（<0.24$\mu$Bq/kg）および<0.26$\mu$Bq/kg（<0.11$\mu$Bq/kg）は、それぞれ232Thおよび238U汚染レベルです。これらの結果は、他の希少事象の探索のために生成された電鋳銅の以前に報告された測定値に匹敵します。これは、NEWS-G実験のバックグラウンド目標と一致する210Pbの低濃度もあることがわかりました。
