最小バイアスと最大落下位置で明らかになった暗黒物質ハローの自然境界
| Title |
A_natural_boundary_of_dark_matter_halo_revealed_at_the_minimum_bias_and_maximum_infall_location |
| Authors |
Matthew_Fong_and_Jiaxin_Han_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03477 |
準線形スケールのバイアス最小値の位置としてハローバイアスプロファイルで自然に定義される暗黒物質ハローの新しい境界を導入します。この境界は、ハロー速度プロファイルの最大落下位置に対応することが示され、成長するハローと枯渇する環境との間の遷移を区別します。宇宙論的なN体シミュレーションを使用して、この空乏半径がハローの質量と環境に最も依存することを示します。形成時間への依存性も明らかであり、ハロー形状やスピンなどの他の特性への非依存性の可能性が高い。この枯渇境界は、従来定義されているスプラッシュバック半径にほぼ比例し、スプラッシュバック軌道の非常に完全な母集団を囲む半径として解釈できることを示しています。質量の成長を停止した低質量のハローの場合、この空乏半径はターンアラウンド半径に近づきますが、大規模なハローの場合はターンアラウンドよりも小さくなります。空乏半径はビリアル半径の約2倍で、宇宙の臨界密度の約10倍の平均密度を含みます。これは、ハロー質量には依存しませんが、他のハロープロパティに依存します。この半径は、大規模構造のハローモデルにおけるハロー除外の自然半径としても解釈できます。
再構成された有効状態方程式を使用した暗黒エネルギーモデルでの球体崩壊
本研究は、再構成された有効な状態方程式を用いた宇宙論モデルの物質密度コントラストの球形崩壊の研究を扱います。物質密度コントラストの線形および非線形進化を研究します。赤方偏移に沿った球形の過密領域の崩壊時の臨界密度の変化も調査されます。さらに、銀河団の数に相当する、崩壊した物体や暗黒物質のハローの数も調べられます。2つの異なるハロー質量関数の定式化、つまりPress-Schechter質量関数とSheth-Tormen質量関数は、赤方偏移に沿ったクラスター数カウントを研究するために推奨されます。wCDMダークエネルギーモデルでも同様の分析が行われ、再構成された有効な状態方程式モデルと直接比較されます。これら2つのモデルは、バックグラウンドと線形レベルの物質摂動で非常に縮退しています。しかし、物質密度の非線形進化は縮退を壊します。再構築された有効な状態方程式モデルは、赤方偏移z>0.5の場合、wCDMと比較してクラスター数カウントが大幅に抑制されていることを示し、z<0.5の場合、数カウントはwCDMの数よりわずかに多くなっています。
$ f（R）$重力は$ H_0 $と$ \ sigma_8 $の緊張を和らげることができますか？
$f（R）$重力が現在の$H_0$と$\sigma_8$張力を緩和できるかどうかを調査するために、Hu-Sawickiの$f（R）$重力をPlanck-2018宇宙マイクロ波背景と赤方偏移空間歪み観測で制約します。このモデルは$H_0$と$\sigma_8$の両方の緊張を和らげることができず、その2つの典型的なパラメーター$\log_{10}f_{R0}$と$n$は他の宇宙論的パラメーターの影響を受けないことがわかります。宇宙マイクロ波背景、バリオン音響振動、タイプIa超新星、赤方偏移空間歪み観測を備えた宇宙クロノメーターを組み合わせて、$2\sigma$信頼レベルで最高の制約$\log_{10}f_{R0}<-6.75$を与えます。
$ z \ sim 1.1 $でのスーパークラスター候補の発見
| Title |
Discovery_of_a_supercluster_candidate_at_$z_\sim_1.1$ |
| Authors |
Tapish_Narwal_and_Tomotsugu_Goto_and_Tetsuya_Hashimoto_and_Seong_Jin_Kim_and_Chia-Ying_Chiang_and_Yi-Han_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04025 |
ダークエネルギー調査の科学検証データのz$\sim1.1$にある遠方のスーパークラスターの有望な候補者を報告します。さまざまなフォトzスライスで平滑化された半3D銀河密度マップを調べます。いくつかの過密領域の中で、この作業で最も重要な領域は、通常のクラスタースケールよりもはるかに大きい$\sim160$Mpcスケールで、$\sim1.1$の赤方偏移で$3\sigma$の密度が高いことを報告します（いくつかのMpc）。スーパークラスタの形状は、空の投影では円形ではありません。したがって、我々は最大密度のポイントを定量的測定の中心と見なします。2つの異なる見積もりは、スーパークラスターの質量が$1.37\substack{+1.31であることを示唆しています
時間の経過に伴う2つの宇宙論的パラメーターの測定値のカイ2乗分析
| Title |
A_Chi-Squared_Analysis_of_the_Measurements_of_Two_Cosmological_Parameters_Over_Time |
| Authors |
Timothy_Faerber,_Martin_Lopez-Corredoira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04035 |
この分析の目的は、与えられたエラーバーが、質量変動の振幅（$\sigma_8$）とハッブルの定数（$H_0$）パラメーターの2つの宇宙論的パラメーターの歴史的な編集における値の分散を本当に表すかどうかを判断することでした標準の宇宙論モデルで。この分析では、過去の測定値をまとめたリストに対してカイ2乗検定を実行しました。これは、データのカイ2乗（$\chi^2$）値を分析した結果、$\sigma_8$（1993〜2019年に測定された60データポイント、182.4〜189.0間に測定された$\chi^2$）であることがわかりました。関連する確率Qは非常に低く、加重平均では$Q=1.6\times10^{-15}$であり、データの最適な線形近似では$Q=8.8\times10^{-15}$です。これは、$H_0$の$\chi^2$値（1976〜2019年に測定された163データポイントと480.1〜575.7の間の$\chi^2$）にも当てはまり、$Q=1.8\times10^{データの線形近似の場合は-33}$、データの加重平均の場合は$Q=1.0\times10^{-47}$。一般的な結論は、観測されたパラメーター測定値に関連する統計誤差バーが過小評価されているか、測定値の少なくとも20％で系統誤差が適切に考慮されていなかったということです。$H_0$のエラーバーの過小評価が一般的であるという事実は、今日ハッブルテンションとして正式に知られている明らかな4.4$\sigma$の不一致を説明している可能性があります。
暗闇の構造特性とディスクシステムの発光物質の間でよく知られているスケーリング則は、同じ重力場を共有する2つの不活性成分によって生成するには複雑すぎます。これにより、ダークマター（DM）の性質に関する先験的な知識に基づいて30年のパラダイムに批判的に焦点を当てることになり、特に衝突のない$\Lambda$を支持するシナリオの数が制限されました。コールドダークマターワン。そのような観察証拠に動機付けられて、私たちは新しいパラダイムに従って暗黒物質の謎を解決することを提案します：DMの性質は、銀河スケールで暗くて明るい質量分布の特性を深く分析することによって推測/導出する必要があります。このパラダイムをすぐに適用すると、暗い粒子と標準モデルの粒子の間に直接的な相互作用が存在し、銀河の内部領域が細かく形成されていることがわかります。
フェーズドアレイフィードを使用したHI強度マッピング調査
Parkes望遠鏡でフェーズドアレイフィード（PAF）を使用して行われた中性水素（HI）強度マッピング調査の結果を報告します。この調査は、WiggleZダークエネルギー調査の対象となる4つのフィールドで、赤方偏移範囲0.3<z<1（\sim1.5Gpc^3の体積）で\sim380deg^2をカバーするように設計されました。ここで紹介する結果は、無線周波数干渉（RFI）の影響の問題が少ない0.73<z<0.78の狭い赤方偏移範囲を対象としています。データ削減およびシミュレーションパイプラインについて、特に前景の減算方法により、RFIのフラグ設定とデータ削減プロセスでの信号損失の補正に重点を置いて説明します。相互相関信号がHI強度マップとWiggleZ赤方偏移データの間に検出され、平均振幅は<{\Delta}T_b{\delta}_{opt}>=1.32\pm0.42mK（統計誤差のみ）でした。将来のParkes極低温PAFは、相互相関信号を以前よりも高い精度で検出し、赤方偏移が1になるまでの宇宙HI密度の測定を可能にすることが期待されています。
彗星中のCNラジカルの最初のin-situ検出と分散ソースの証拠
| Title |
First_in-situ_detection_of_the_CN_radical_in_comets_and_evidence_for_a_distributed_source |
| Authors |
Nora_H\"anni,_Kathrin_Altwegg,_Boris_Pestoni,_Martin_Rubin,_Isaac_Schroeder,_Markus_Schuhmann,_Susanne_Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03576 |
彗星におけるシアノ（CN）ラジカルの起源に関する議論は何十年も続いていますが、これまでのところ決定的な答えはありません。以前はCNは遠隔でしか研究できず、空間情報が非常に限られているため、その起源を制限する取り組みが大幅に妨げられていました。67P/Churyumov-Gerasimenko彗星を2年間周回させた欧州宇宙機関のロゼッタ宇宙船のおかげで、私たちは初めて、高い空間的および時間的解像度で彗星の周りのCNを調査することができます。Rosettaのオービターモジュールでは、ROSINA機器スイートの一部である高解像度二重集束質量分析計DFMSが、2年間のフェーズ全体を通して、彗星の内部コマにおける中性揮発性物質（HCNおよびCNラジカルを含む）を分析しましたそして、可変的な偏心距離で。完全なミッションデータの徹底的な分析から、彗星昏睡における豊富なCNラジカルが導き出されました。2015年2月の接近接近イベントのデータは、彗星67P/Churyumov-GerasimenkoのCNラジカルの分散した起源を示しています。
ハレイド座流星群の過去と未来の活動のモデリング
| Title |
Modeling_the_past_and_future_activity_of_the_Halleyids_meteor_showers |
| Authors |
Auriane_Egal,_Paul_Wiegert,_Peter_G._Brown,_Margaret_Campbell-Brown,_and_Denis_Vida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03589 |
イータアクアリッドとオリオンイド流星群の新しい数値モデルを提示します。モデルは、次の数十年にわたる活動を予測するために、1985年から現在までのエータアクアリッドとオリオンイドの出現の起源、変動性、年齢を調査します。数百万のシミュレートされた隕石とカスタムメイドの粒子重み付けスキームの数値積分により、1985年から2050年までのすべてのエータアクアリドとオリオンイドの出現の特性をモデル化します。プロファイルと年々変動。私たちのモデルは、現在のエータアクアリドスの一般的な特徴とオリオンイド活動の一部を再現しています。シミュレーションでは、イータアクアリッドの年齢が5000年をいくらか超えていますが、オリオン科の大部分は古い物質で構成されています。木星との1：6平均運動共鳴は、ハレイドストリームの一部（すべてではない）のバーストを生成する上で大きな役割を果たします。観測とモデル化されたオリオン座の最大流星率の両方で、11.8年の周期性に関する一貫した証拠が見つかりました。eta-Aquariidsのピーク活動における10.7年の期間の弱い証拠は、将来の流星観測で調査する必要があります。私たちのモデルを将来の年に拡張すると、2050年までオリオン科の大きなバーストは予測されず、2023年、2024年、2045年、2046年には4つの大きなエータアクアリドバーストが予測されます。
気体の巨人のないシステムでのフラグメンテーションを伴うN体シミュレーションの水の世界
| Title |
Water_worlds_in_N-body_simulations_with_fragmentation_in_systems_without_gaseous_giants |
| Authors |
Agust\'in_Dugaro,_Gonzalo_C._de_El\'ia_and_Luciano_A._Darriba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03594 |
ガス状巨星が存在しない場合の太陽型星の周りの地球型惑星の形成と進化を分析します。特に、システムのハビタブルゾーン（HZ）で存続する特性と物理特性に注目します。この研究は、断片化を含むN体シミュレーションと、すべての衝突を完全なマージと見なす他のシミュレーションとの比較研究に基づいています。惑星の断片化を可能にする、以前の論文で紹介されたN-bodyコードを使用します。400Myrの24シミュレーションの3セットを実行します。2つのセットは、ヒットとランの衝突と惑星の断片化を含むモデルを採用して開発されており、それぞれが断片に許容される個々の最小質量の異なる値を持っています。3番目のセットでは、すべての衝突が完全な合併につながると考えました。断片化ありとなしのN体シミュレーションで生成されたシステムは、いくつかの違いはありますが、ほぼ同じです。断片化を伴う実行では、形成された惑星は、一部が衝突する断片に分散されるため、質量が低くなります。さらに、これらの惑星は、おそらく生成されたフラグメントとの動的摩擦のために、より低い偏心を示しました。完全な合併とヒットと実行の衝突が最も一般的な結果です。採用された衝突処理に関係なく、HZで生き残るほとんどの惑星は、雪の境界線を越えてシミュレーションを開始し、非常に高い最終含水量を持っています。フラグメントの質量と含水量への寄与は無視できます。最後に、フラグメントの個々の最小質量は、惑星の衝突の歴史において重要な役割を果たす可能性があります。フラグメンテーションとヒットアンドラン衝突を組み込んだ衝突モデルは、形成された地球のような惑星の物理的特性のより詳細な説明につながります。惑星の断片化は、HZにおける水の世界の形成に対する障壁ではないと結論付けます。
最近主張された6つのExomoon候補の独立した分析
最近、KOIs-268.01、303.01、1888.01、1925.01、2728.01、および3320.01は、通過時間の分析に基づいて、exomoon候補であると主張されています。ここでは、3つの質問で構成された独立した調査を実行します。1）大幅な超過TTVはありますか？2）重要な定期的なTTVはありますか？3）ゼロでない月の質量の証拠はありますか？これらの質問に厳密な統計的手法を適用し、ケプラー測光の再分析を行ったところ、これらの3つのテストを満たしているKOIはありませんでした。具体的には、KOIs-268.01および3220.01はいずれのテストにも合格せず、KOIs-303.01、1888.01および1925.01はそれぞれ1つのテストに合格しています。KOI-2728.01のみが2つを満たしますが、予測の交差検証テストに失敗します。さらに、詳細な光力学モデリングにより、KOI-2728.01は負の半径の月を優先することがわかります（KOI-268.01と同様）。また、e>（0.62+/-0.06）の偏心軌道を示すKOI-1925.01の有意な光偏心を見つけることにも注意してください。比較のために、同じテストをKepler-1625bに適用しました。1）と3）は合格ですが、2）使用できるエポックの数が限られているため、ここで使用されている交差検証法ではチェックできません。結論として、6つのKOIの中でエキソムーンの説得力のある証拠は見つかりませんでした。これにもかかわらず、準主軸と比較してエキソムーンの質量の上限を導き出すことができます。KOI-3220.01は、Ms/Mp<0.4％[2シグマ]の特に印象的な制約を、アースムーン。
崩壊イベントによる軌道破片雲のシミュレーションとマーチソンワイドフィールドアレイ電波望遠鏡を使用したそれらの特性評価
| Title |
Simulations_of_orbital_debris_clouds_due_to_breakup_events_and_their_characterisation_using_the_Murchison_Widefield_Array_radio_telescope |
| Authors |
Wynand_Joubert_and_Steven_Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03657 |
この論文では、地球内の物体間の衝突によって生成された破片雲の高速応答観測のために、宇宙物理学と宇宙論用に設計された低周波電波望遠鏡であるマーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）などの広視野レーダーセンサーの使用を検討します。軌道。数十年に渡って天文学コミュニティが使用していたレガシーアセットを含む、低地球軌道でのオブジェクトの密度の増加に伴い、新しいデブリクラウドが形成されるリスクも増加しています。MWAは広いフィールドの高速応答パッシブレーダーシステムを構成し、デブリクラウドの検出と特性評価におけるその可能性のあるパフォーマンスを調査します。一般に、MWAなどの天文学施設は、将来の宇宙環境を保護する役割を果たします。この作業を実施するために、NASAEVOLVE4.0分割モデルを採用し、EVOLVE出力を利用して代表的な動的なデブリクラウドを生成します。MWAが最適な検出感度に近づくことができる場合、MWAがLEOの下部の軌道の衝突質量100kgから1000kgのモデル化されたデブリクラウドフラグメントの大部分（>70％）を検出する可能性が高いことがわかります。より保守的な仮定では、有用な検出率がまだ達成されています。フラグメントの検出率は、高度の関数として減少し、衝突質量とは逆になります。有望なことに、MWAの広いフィールドの性質により、進化するデブリの雲全体を1回の観察で観察でき、100秒後に$\sim2\％$のデブリフラグメントのみが視野の敏感な部分から漏れ出します。、すべての衝突質量と高度。これらの結果は、MWAがデブリクラウドの迅速な特性評価に本質的に有用な機能であることを示していますが、迅速なアラートを提供するには、適切な時間枠内でデータ処理を実現するための作業が必要です。
氷対コアでの潮汐加熱によって駆動される異なるエンケラデアン海洋循環と氷殻形状
| Title |
Differing_Enceladean_ocean_circulation_and_ice_shell_geometries_driven_by_tidal_heating_in_the_ice_versus_the_core |
| Authors |
Wanying_Kang,_Suyash_Bire,_Jean-Michel_Campin,_Christophe_Sotin,_Christopher_German,_Andreas_Thurnherr_and_John_Marshall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03764 |
土星の小さな氷の月であるエンケラドゥスを包む氷の殻の下で、液体の水の世界的な海は、間欠泉のようなプルームを氷の裂け目を通して空間に放出します。エンケラドスの海の存在は、潮汐力による変形に関連する散逸過程で発生する熱に起因しています。ただし、その熱が主に氷の殻で生成されるのか、珪酸塩コアで生成されるのかは不明のままです。エンケラドスの居住性と、居住性や生命の推定証拠を解釈する能力の両方に影響を与える海洋循環とトレーサー輸送のパターンを解明するには、この質問に答えることが重要です。非静力学の海洋循環モデルを使用して、異なる循環パターンと、エンケラドスの海層の下のコアでの加熱と上でのアイスシェルでの加熱の結果として予想される暗黙の氷シェルの形状を説明し、対比します。熱が主にケイ酸塩コアで生成される場合、赤道での溶融速度の向上が予測されます。対照的に、熱が主に氷の殻で生成される場合、Cassiniミッションの観測と一致する極方向に薄くなる氷の形状を推測します。
象限流星群流の力学的進化の分析
| Title |
Analysis_of_the_dynamical_evolution_of_the_Quadrantid_meteoroid_stream |
| Authors |
Georgy_E._Sambarov,_Tatyana_Yu._Galushina,_Olga_M._Syusina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03823 |
小惑星（196256）2003EH1の母体から放出された四分円のシミュレートされた流星流の動的進化を数値的に調査します。この研究の主な目的は、平均運動と経年共鳴を特定し、共鳴関係の相互影響と主要な惑星との密接な遭遇を研究することです。この小惑星のダイナミクスは短い時間間隔でのみ予測可能であり、主要な惑星との接近および/または複数の接近遭遇だけでなく、少なくとも1つの不安定な共鳴の存在もテスト粒子のカオス的運動につながる可能性があるため、共鳴ダイナミクス。テスト粒子の動的進化は、共鳴運動の可能なシナリオを期待しています。カオスの原因は、安定した経年共鳴と不安定な平均運動共鳴の重なり、および主要な惑星との近接および/または複数の近接遭遇であると推測します。シミュレーション内の粒子が移動する軌道の安定性の推定は、パラメータMEGNO（近傍軌道の平均指数成長係数）の動作を分析することによって実行されました。特定された共振の大部分は安定しています。このストリームに特有の動作が見つかりました。ここでは、いくつかの放出された粒子の軌道が、木星との接近した遭遇からそれらを保護するLidov-Kozaiメカニズムの影響を強く受けることを示します。木星との密接な遭遇の欠如は、パラメーターMEGNOのかなり滑らかな成長につながり、その挙動は、四分儀流星流のシミュレーション粒子の安定した動きを意味します。
O $ _2 $ / O $ _3 $が検出されない場合、HUBExではなく、LUVOIRで地球のような惑星の頻度が通知されます
| Title |
Non-detection_of_O$_2$/O$_3$_informs_frequency_of_Earth-like_planets_with_LUVOIR_but_not_HabEx |
| Authors |
Jade_H._Checlair,_Benjamin_P.C._Hayworth,_Stephanie_L._Olson,_Thaddeus_D._Komacek,_Geronimo_L._Villanueva,_Predrag_Popovi\'c,_Huanzhou_Yang,_Dorian_S._Abbot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03952 |
地球外生命体を探す上で重要な問題は、exoEarthが地球に似ているかどうかです。地球の酸素化の歴史にほぼ従い、大気を徐々に酸素化する生命体をホストしているということです。この質問は、HabExまたはLUVOIRによって検出されたexoEarthsでO$_2$およびO$_3$を検索することにより、統計的に回答できます。このペーパーの要点は、HabExとLUVOIRの能力を比較して、この質問に対する誤った否定的な回答を防ぐことです。この場合、すべてのexoEarthが地球に似ていても、どの惑星でもO$_2$またはO$_3$は検出されません。。私たちのアプローチは、地球の歴史から抽出されたO$_2$とO$_3$の値を検出可能なexoEarthsの分布に割り当て、O$_2$とO$_3$がPlanetarySpectrumGeneratorを使用して検出できるかどうかを決定することです。exoEarthsが地球に似ている傾向がある場合、LUVOIRサイズの計器でO$_3$を検出すると予想されます。また、対象となるexoEarthsで地球のような生命を探すという状況において、LUVOIRが偽陰性のシナリオを示す可能性は低いこともわかりました。そのため、LUVOIRがexoEarthsでO$_2$またはO$_3$を検出しない場合、地球に似ている可能性のあるexoEarthの最大数を制限することができます。対照的に、すべてのexoEarthが地球に似ていても、HabExはそれらのいずれかでO$_2$またはO$_3$を検出しない可能性が最大22％あることがわかります。これは、HabExが検出する惑星が少なくなり、すべての潜在的な原生代レベルでO$_2$およびO$_3$を確実に検出できないためです。これは、exoEarthが地球に似ている傾向があるかどうかを判断する場合、LUVOIRなどのより大きな望遠鏡を構築するための強力な議論です。
ダスト連続体におけるALMAを用いた広軌道重力不安定原始惑星の探索
| Title |
Searching_for_wide-orbit_gravitational_instability_protoplanets_with_ALMA_in_the_dust_continuum |
| Authors |
J._Humphries,_C._Hall,_T._J._Haworth_and_S._Nayakshin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04014 |
広い間隔での若いガス巨大惑星の探索はこれまでコンパクトな（木星サイズの）惑星に適した技術に焦点を合わせてきました。ここでは、重力不安定性（GI）によって生まれた原始惑星は、形成後の最初の$10^5-10^7$年間、崩壊前の初期段階に留まる可能性があることを指摘します。これらの天体は木星の何百倍もの大きさであり、それらの大気は寒すぎ（$T\sim$数十K）、降着衝撃によってNIRまたはH$\alpha$で放出することができません。ただし、クラスIおよびクラスIIの原始惑星系円盤の周囲でも、ALMAを使用してそれらのダスト放出を検出できる可能性があります。この論文では、これらの原始惑星の合成観測を作成します。ディスクを140パーセクで検出するには、数百分のALMAバンド6観測時間が必要であることがわかります。質量が3〜5の原始惑星$M_J$が検出される可能性が最も高くなります。質量の小さい物体は不当に長い観測時間（1000分）を必要としますが、質量の大きい物体は$10^5$年前に巨大惑星に崩壊します。私たちは、若い（$10^5-10^6$歳）、大規模でディスク上の顔の高解像度調査が、原始惑星を観察するための最良の機会を提供することを提案します。このような検出は、原始惑星の質量スペクトルに制約を課し、システムの金属性を持つガスジャイアントの出現頻度のターンオーバーを説明し、惑星形成メカニズムとしてのGIの普及を抑制するのに役立ちます。一貫した検出の欠如は、一般的な惑星形成メカニズムとしてのGIに対する証拠となります。
Na IおよびK IラインでHD189733bの雰囲気を調査
| Title |
Probing_the_atmosphere_of_HD189733b_with_the_Na_I_and_K_I_lines |
| Authors |
E._Keles,_D._Kitzmann,_M._Mallonn,_X._Alexoudi,_L._Fossati,_L._Pino,_J._V._Seidel,_T._A._Carroll,_M._Steffen,_I._Ilyin,_K._Poppenhaeger,_K._G._Strassmeier,_C._von_Essen,_V._Nascimbeni,_J._D._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04044 |
高スペクトル分解能透過分光法は、太陽系外惑星の大気を特徴付ける強力なツールです。特に高温の木星の場合、この技術は高度の吸収があるため、非常に関連性があります。共鳴ナトリウム（NaI）およびカリウム（KI）ラインから。HD189733bの大気KI吸収を解決し、解決されたKIラインと以前に取得した高解像度NaI-Dライン観測を合成透過スペクトルと比較します。ラインプロファイルは、NaI-Dラインでは10km/s程度、KIラインではほんの数km/sのライン拡大につながる大気プロセスを示唆しています。調査は、HD189733bの雰囲気にかなりの量のKIがないか、アルカリラインが異なる温度で異なる大気領域をプローブしていることを示唆しています。
小石雲の重力崩壊を調査して経海王星連星を形成する
| Title |
Investigating_Gravitational_Collapse_of_a_Pebble_Cloud_to_form_Transneptunian_Binaries |
| Authors |
James_E._Robinson,_Wesley_C._Fraser,_Alan_Fitzsimmons,_Pedro_Lacerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04207 |
環境。経海王星天体の大部分はバイナリペアで発見されます。$a_\text{hel}$〜39から〜48AUの冷たい古典的集団では、最大30％です。観察的に、これらのバイナリは一般的に同じようなサイズと色のコンポーネントを持っています。以前の研究は、小石雲の重力崩壊がそのようなシステムを生成するための効率的なメカニズムであることを示しました。Arrokothの二葉性の性質の発見以来、接触連星を形成する方法として重力崩壊にも関心があります。ねらい。私たちの目的は、以前の研究よりも広い範囲のバイナリ質量を考慮して、重力崩壊によるバイナリシステムの形成を調査することでした。形成された結合系の特性を詳細に分析し、それらを観測値と比較しました。メソッド。REBOUNDパッケージを使用して、回転参照フレームとロバストな衝突検出用に設計されたインテグレーターを使用して、小石雲の重力崩壊のN体シミュレーションを実行しました。重力崩壊フェーズの最後に重力で結合した粒子を詳細に検索し、それらの安定性をテストしました。最も大量のバイナリだけでなく、生成されたすべてのシステムについて、それらの質量および軌道パラメータの母集団特性を調査しました。重力崩壊は、アロコスに似たバイナリシステムを作成する可能性があり、崩壊する雲での衝突は、バイローブ構造を維持するのに十分穏やかでなければなりません。結果。重力崩壊は束縛された惑星系の効率的な生産者です。ここで調査した質量範囲では、平均してクラウドあたり約1.5の結合システムが生成されました。大きな等サイズのバイナリと同様に、重力崩壊により、小さな衛星を備えた大規模な物体と、質量比の高い低質量のバイナリが生成されることがわかりました。私たちの結果は、ストリーミングの不安定性によって形成された雲の質量上限の報告と一致して、高質量雲の崩壊を嫌います。
（101955）Bennuおよび（162173）Ryuguから見た高速および低速スピンでの小惑星の上部形状のスピン駆動進化
| Title |
Spin-driven_evolution_of_asteroids'_top-shapes_at_fast_and_slow_spins_seen_from_(101955)_Bennu_and_(162173)_Ryugu |
| Authors |
Masatoshi_Hirabayashi,_Ryota_Nakano,_Eri_Tatsumi,_Kevin_J._Walsh,_Olivier_S._Barnouin,_Patrick_Michel,_Christine_M._Hartzell,_Daniel_T._Britt,_Seiji_Sugita,_Sei-ichiro_Watanabe,_William_F._Bottke,_Daniel_J._Scheeres,_Ronald-Louis_Ballouz,_Yuichiro_Cho,_Tomokatsu_Morota,_Ellen_S._Howell,_Dante_S._Lauretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04272 |
OSIRIS-RExとHayabusa2による近接観測は、ターゲット小惑星（101955）Bennuおよび（162173）Ryuguの形状進化プロセスに関する手がかりを提供しました。赤道の隆起を伴う扁平な形状、またはいわゆるトップ形状は、現在および過去のそれらの回転状態のために進化した可能性があります。以前は、さまざまな形状進化シナリオが提案されていました。ベンヌの上面形状は表面加工によって駆動された可能性があり、リュウグウの上面形状は大きな変形により発達した可能性があります。これら2つのシナリオは一貫していないようです。ここでは、以前の作品の構造分析を再検討し、これらの説明をつなぐためにギャップを埋めます。また、半解析的手法を適用して、均一に回転する3軸楕円体の凝集力分布を計算し、上部形状のボディの全体的な破損を特徴付けます。構造が均一であると仮定すると、半解析的アプローチでは、異なるスピン周期での失敗した領域の空間変動が記述されます。表面領域はより長いスピン期間で最も敏感ですが、内部はより短いスピン期間で構造的に失敗します。この発見は、トップ形状の形状進化が回転と内部構造によって異なる可能性があることを示唆しており、ベンヌとリューグのトップ形状の異なる進化シナリオを説明することができます。私たちは、結果をトップシェイプのさまざまな進化プロセスの指標として解釈します。
CIZA J2242.8 + 5301北方電波遺物の分光偏光測定観測：高周波急勾配の証拠はない
| Title |
Spectro-polarimetric_observations_of_the_CIZA_J2242.8+5301_northern_radio_relic:_no_evidence_of_high-frequency_steepening |
| Authors |
Francesca_Loi,_Matteo_Murgia,_Valentina_Vacca,_Federica_Govoni,_Andrea_Melis,_Denis_Wittor,_Rainer_Beck,_Maya_Kierdorf,_Annalisa_Bonafede,_Walter_Boschin,_Marisa_Brienza,_Ettore_Carretti,_Raimondo_Concu,_Luigina_Feretti,_Fabio_Gastaldello,_Rosita_Paladino,_Kamlesh_Rajpurohit,_Paolo_Serra_and_Franco_Vazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03314 |
非常に高い周波数（>10GHz）での電波遺物の観測は、銀河団の周辺で粒子が古くなり、（再）加速される方法と、磁場がこれらの環境でどのように増幅されるかを理解するのに役立ちます。この研究では、CIZAJ2242.8+5301のよく知られている北方の電波遺物の新しいシングルディッシュ18.6GHzサルデーニャ電波望遠鏡と14.25GHzエフェルスベルグ観測を紹介します。$\sim$1.8Mpcの長さと$\rmS_{14.25\、GHz}=（9.5\pm3.9）\、mJy$および$\rmS_{18.6\に等しい磁束密度を示す遺物を検出しました、GHz}=（7.67\pm0.90）\、mJy$はそれぞれ14.25GHzと18.6GHzです。結果として得られる145MHzから18.6GHzまでのレリックスペクトルの最適モデルは、スペクトルインデックス$\alpha=1.12\pm0.03$のべき乗則スペクトルです。これに示されている新しいデータでは、急勾配化の証拠は見つかりませんでした作業。初めて、18.6GHzで偏波特性が導出され、$\sim40\％$の平均偏波率と、遺物の「フィラメント」または「シート」に沿った磁場が明らかになりました。
天の川のオンバー領域とオフバー領域の化学的性質：バルジ内の不均一な星形成の歴史の証拠
| Title |
The_chemical_properties_of_the_Milky_Way's_on-bar_and_off-bar_regions:_evidence_for_inhomogeneous_star_formation_history_in_the_bulge |
| Authors |
Jianhui_Lian1,_Gail_Zasowski,_Sten_Hasselquist,_Justus_Neumann,_Steven_R._Majewski,_Roger_E._Cohen,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Richard_R._Lane,_Pe\'elope_Longa-Pe\~na,_Alexandre_Roman-Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03320 |
統合されたスターライト、恒星数、および運動学の多くの研究により、天の川は銀河であることが確認されています。ただし、バーの形成履歴に関する貴重な独立した情報を運ぶバーの恒星人口特性を調査した研究ははるかに少ない。ここでは、内側銀河の星形成履歴（SFH）の方位角変化を調べるために、オンバー領域とオフバー領域の化学物質の分布（[Fe/H]および[Mg/Fe]）の詳細な分析を行います。ガラクトセントリック半径3$<r_{\rmGC}<$5kpcのオンバーとオフバーの星は、[Fe/H]と[Mg/Fe]の分布関数と[Mg/Fe]が非常に一貫していることがわかります。-[Fe/H]関係。長いバーとディスクで共有される共通のSFHを示唆します。対照的に、半径が小さい（2$<r_{\rmGC}<$3kpc）のバーとディスクは、金属の豊富な（[Fe/H]〜0.4）星が比較的多いが、太陽の量が少ないという顕著な違いを示していますバーの星。リアンらの内部銀河に提案された三相星形成の歴史を考えると。（2020b）、これらの違いは、オフバーディスクがより早い初期焼入れプロセスまたは最近の金属に乏しいガス付着を経験したことで説明できます。小さな$r_{\rmGC}$での存在量分布の垂直方向の変動は、バーの低$\alpha$星のより広い垂直方向の分布を示唆しており、バーの座屈プロセスによる垂直加熱の化学的証拠として役立つ可能性があります。ふくらみの外側にそのような垂直方向の変化がないことは、長い棒の垂直方向の加熱がないことを示唆している可能性があります。
畳み込みニューラルネットワークを使用して銀河のグループ内のグループ内媒体の密度を制約する新しい方法
| Title |
A_new_way_to_constrain_the_densities_of_intra-group_medium_in_groups_of_galaxies_with_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Austin_X._Shen,_Kenji_Bekki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03460 |
ラム圧力（RP）は、銀河の冷たいガス含有量と星形成率の変化に影響を与える可能性があります。RPの強さの重要なパラメーターの1つは、グループ内の媒体の密度（$\rho_{\rmigm}$）です。これは、X線からのX線放出が弱すぎて観測できない場合、推定が困難です。強力なRPの下でシミュレートされたガス密度と運動学的マップの銀河に畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を適用して、$\rho_{\rmigm}$を制約する新しい方法を提案します。さまざまなRP条件下で銀河の$9\times{}10^4$2D画像を使用してCNNをトレーニングし、$10^4$の新しいテスト画像でパフォーマンスを検証します。この新しい方法は、進行中のWALLABYおよびSKA調査からの実際の観測データに適用して、$\rho_{\rmigm}$の推定値をすばやく取得できます。シミュレーションされた銀河の画像の解像度は$1.0$kpcで、これは将来のWALLABY調査から予想される解像度と一致しています。訓練されたCNNモデルは、正規化されたIGM密度$\hat{\rho}_{\rmigm}$を予測します。ここで、$0.0\le\hat{\rho}_{\rmigm、n}<10.0$で、根平均で正確に密度、運動学的、および結合された2Dマップのそれぞれの誤差値の二乗（$\rmRMSE$）$0.72$、$0.83$、および$0.74$。訓練されたモデルは、IGM（$v_{\rmrel}$）に関する銀河の相対速度を正確に予測できず、さまざまなRP条件を一般化するのに苦労しています。ドラドグループのNGC1566の観測されたHIカラム密度マップにCNNを適用して、IGM密度を推定します。
HH 32ステラジェットの輝線データキューブ
| Title |
Emission-Line_Datacubes_of_the_HH_32_Stellar_Jet |
| Authors |
Patrick_Hartigan,_Lynne_Hillenbrand,_Matuesz_Matuszewski,_Arlindo_Chan_Borges,_James_D._Neill,_D._Christopher_Martin,_Patrick_Morrissey_and_Anna_M._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03466 |
KeckCosmicWebImager（KCWI）で取得したHH32恒星ジェットの60本以上の輝線のデータキューブを分析します。データは、3586Aと6351Aの間のスペクトルのあまり探索されていない青色部分をカバーし、高いスペクトル（R$\sim$10000）と空間（$\lesssim$1"）の両方の解像度を持っています。この研究には、3つの主要なイオン化状態すべてが含まれています酸素、3つのバルマー線、FeIIとFeIIIの複数の線、およびHeII$\lambda$4686、CaI$\lambda$3933、MgI]$などの重要な非混合診断線のためにこれまでに取得された最初のデータキューブ\lambda$4571。データキューブは通常、励起に従って並べ替えられ、最高励起イオン（HeII、OIII）から中間励起イオン（OIおよびHI）を通過して最低励起イオン（CaIIとMgI）。KCWIキューブとHST画像をマージすると、バウショック、部分的なバウショック、スパーショック、マッハディスク、ジェット偏向ショック、ウィグリングジェット、および潜在的なショックの証拠を含む、フローに関するいくつかの新しい洞察が得られます前駆体です。最も驚くべき結果は、速度コンプマッハディスクのFeII成分は、他の線に比べてフラックスが突然2倍に増加します。これは、マッハディスクがジェット内のダストを蒸発させることを意味します。したがって、ジェットは粒子を破壊せずにダストを300km/s以上の速度まで加速または同伴する必要があります。
若い高質量星形成塊の化学構造：（II）パーセク規模のCO減少と$ \ rm HCO ^ + $の重水素分率
| Title |
The_chemical_structure_of_young_high-mass_star-forming_clumps:_(II)_parsec-scale_CO_depletion_and_deuterium_fraction_of_$\rm_HCO^+$ |
| Authors |
S._Feng,_D._Li,_P._Caselli,_F._Du,_Y._Lin,_O._Sipil\"a,_H._Beuther,_Patricio_Sanhueza,_K._Tatematsu,_S._Y._Liu,_Q._Zhang,_Y._Wang,_T._Hogge,_I._Jimenez-Serra,_X._Lu,_T._Liu,_K._Wang,_Z._Y._Zhang,_S._Zahorecz,_G._Li,_H._B._Liu,_J._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03531 |
冷たく密な分子雲の物理的および化学的特性は、星がどのように形成されるかを理解する上で重要です。IRAM30\、mおよびNRO45\、m望遠鏡を使用して、70\、$\mu$m-dArkおよび明るい群（MIAO）の多波長ラインイメージング調査を行いました。この作業では、0.1--0.5\、pcの線形分解能で、pcスケールのCOの枯渇と、4つのソース（G\、11.38+0.81、G\、15.21-0.43、G\、14.49-0.13、G\、34.74-0.12）はサンプル全体に含まれています。$\rmT<20$\、Kおよび$n_{\rmH}\rm\sim10^4$-$\rm10^5\、cm^{-3}$の各ソースで、ペアを比較しました隣接する70\、$\mu$mの明るい塊と暗い塊の次のことを確認します。（1）各ソースの$\rmH_2$カラム密度とダスト温度は、強い空間反相関を示します。（2）$\rmH^{13}CO^+$および$\rmDCO^+$の1〜0ラインなどのCOアイソトポログラインと高密度ガストレーサーの空間分布は反相関です;（3）$\rmC^{18}O$と$\rmDCO^+$の存在比は、発生源の温度と強い相関を示します。（4）$\rmC^{18}O$枯渇係数と$\rmHCO^+$のD-フラクションの両方が、若い塊から進化した塊へと3倍以上の強い減少を示しています。（5）予備的な化学モデリングは、発生源の化学的年代が${\sim}8\times10^4$年であることを示しています。これは、自由落下タイムスケールに匹敵し、収縮タイムスケールよりも小さいため、発生源が{動的にそして化学的に若い。
APOGEEを使用した天の川バルジの恒星年齢分布の調査
| Title |
Exploring_the_stellar_age_distribution_of_the_Milky_Way_Bulge_using_APOGEE |
| Authors |
Sten_Hasselquist,_Gail_Zasowski,_Diane_K._Feuillet,_Mathias_Schultheis,_David_M._Nataf,_Borja_Anguiano,_Rachael_L._Beaton,_Timothy_C._Beers,_Roger_E._Cohen,_Katia_Cunha,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Doug_Geisler,_Jon_A._Holtzman,_Jennifer_Johnson,_Richard_R._Lane,_Steven_R._Majewski,_Christian_Moni_Bidin,_Christian_Nitschelm,_Alexandre_Roman-Lopes,_Ricardo_Schiavon,_Verne_V._Smith,_Jennifer_Sobeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03603 |
$\sim$6,000高輝度（$\log（g）<2.0$）、金属に富む（$\rm[Fe/H]\ge-0.5$）アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）によって観測されたふくらみ星。年齢は、{\itTheCannon}ラベル転送法を使用して導き出され、ベイジアンアイソクロンマッチング法を使用して年齢を取得する、正確な視差を持つ近くの明るい巨人のサンプルでトレーニングされます。金属が豊富なふくらみは、主に古い星（$>$8Gyr）で構成されていることがわかります。バルジの平面領域（$|Z_{\rmGC}|\le0.25$kpc）が金属性$Z$でより高速（$dZ/dt\sim$0.0034${\rmGyr^{-1}}$）平面から遠い領域よりも（$dZ/dt\sim$0.0013${\rmGyr^{-1}}$at$|Z_{\rmGC}|>1.00$kpc）。$\rm+0.2<[Fe/H]<+0.4$の金属量で、若い星の無視できない割合（年齢$\sim$2-5Gyr）を特定します。これらの星は、優先的に平面（$|Z_{\rmGC}|\le0.25$kpc）および$R_{\rmcy}\約2-3$kpcにあり、キネマティクスは回転よりも一貫しています。同じ金属性での古い星の運動学です。棒の内側と外側にある星の間の有意な年齢差は測定しません。これらの調査結果は、膨らみが、飛行機から遠いよりも飛行機に近いほど強い初期のバーストを経験したことを示しています。次に、2kpc$\lesssimR_{\rmcy}\lesssim$3kpcで、薄い円盤内のスーパーソーラーメタラリティで星の形成が$\sim$2ギル前まで続きました。
NGC1068の振動励起HC3N放出：スターバーストリングでの最近の星形成の追跡
| Title |
Vibrationally_excited_HC3N_emission_in_NGC1068:_Tracing_the_recent_star_formation_in_the_starburst_ring |
| Authors |
Fernando_Rico_Villas,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Eduardo_Gonz\'alez-Alfonso,_Victor_M._Rivilla,_Sergio_Mart\'in,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Mar\'ia_S\'anchez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03693 |
ALMAデータを使用して、スターバーストリング（SBリング）とSB/AGN複合銀河NGC1068の核周囲円盤（CND）でのHC$_3$Nと連続体の放出を調べました。振動励起されたHC$からの放出を検出しました_3$N（HC$_3$N*）は、SBリングの1つのスター形成領域に対してのみです。驚くべきことに、HC$_3$N$v=0$列の密度が大きいにもかかわらず、HC$_3$N*はCNDに対して検出されませんでした。HC$_3$N*のLTEおよび非LTEモデリングから、ダスト温度$T_\text{dust}\sim250$Kと密度$n_{\text{H}_2}=6\が得られましたtimes10^5$cm$^{-3}$この星形成領域。$5.8\times10^8$L$_\odot$の推定IR光度は、SB銀河NGC253で観測されたプロトスーパースタークラスター（プロトSSC）の典型です。$147$GHzと$350$の連続体放射を使用しますGHzおよびCOおよびPa$\alpha$とともに、SBリング内の他の$14$SSCの年齢を推定します。最年少のSSCは、核バーとSBリングを接続する領域に関連付けられており、連続的な星形成のシナリオをサポートしています。CNDの場合、分析では$T_\text{dust}\leqslant100$Kと$n_{\text{H}_2}\sim（3-6）\times10^5$cm$^{-3}$が生成されます。CNDとproto-SSCに見られる非常に異なるダスト温度は、proto-SSC内のダストが大量のproto-starsからの放射によって内部から効率的に加熱されている一方で、CNDはAGNによって外部から加熱されていることを示しています。、IR光学的に薄いケースではほこりを$56$Kにしか加熱できません。HC$_3$の解釈におけるNGC1068の明るいAGNの近くのHC$_3$N*の非検出の影響について説明します。SB/AGN複合銀河NGC4418およびArp220で観測されたN*放出。
QUBRICSブライトクエーサー調査の分光学的フォローアップ
| Title |
The_spectroscopic_follow-up_of_the_QUBRICS_bright_quasar_survey |
| Authors |
K._Boutsia,_A._Grazian,_G._Calderone,_S._Cristiani,_G._Cupani,_F._Guarneri,_F._Fontanot,_R._Amorin,_V._D'Odorico,_E._Giallongo,_M._Salvato,_A._Omizzolo,_M._Romano,_N._Menci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03865 |
QUBRICS調査の分光学的フォローアップの結果を示します。選択方法は、測光カタログに適用される機械学習アプローチに基づいており、南半球の$\sim$12,400deg$^2$の領域をカバーしています。2018年に分光観測が開始され、55の新しい高赤方偏移（z>=2.5）、明るい（i<=18）QSOが特定されました。カタログは2019年後半に公開されました。ここでは、調査の現在のステータスを報告し、QUBRICSから224で識別されるz<=2.5の明るいQSOの総数。最新のトレーニングでのQUBRICS選択方法の成功率は68％と推定されます。主な汚染物質は、z<2.5でzの小さいQSOであることがわかります。この調査は、多数の宇宙論的調査に利用可能な高zの明るいQSOのユニークなサンプルを提供します。特に、南半球で39mELTのHIRESスペクトログラフを使用して赤方偏移ドリフト測定（サンデージテスト）を実行すると、25年で30のターゲットに広がる2500時間未満の観測で可能であるように見えます。
ダークスペースの謎のリング？
| Title |
A_Mysterious_Ring_in_Dark_Space? |
| Authors |
Wei_Zhang,_Fan_Yang,_Hong_Wu,_Chaojian_Wu,_Hu_Zou,_Tianmeng_Zhang,_Xu_Zhou,_Fengjie_Lei,_Junjie_Jin,_Zhimin_Zhou,_Jundan_Nie,_Jun_Ma,_Jiali_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03975 |
北京-アリゾナスカイサーベイ（BASS）でリング状の形状をした低表面輝度（27.42マグarcsec^（-2）のgバンド）星雲の発見を報告します。ポジティブ検出は、BASSからのzバンドと広視野赤外線サーベイエクスプローラーからのW1、W2を除いて、遠紫外線から遠赤外線までのマルチバンドデータで見つかりました。星雲の赤化E（B-V）〜0.02magは、赤外線天文衛星（IRAS）の100ミクロンの強度とHIカラム密度から推定されます。Pan-STARRS1、TwoMicronAllSkySurvey、Gaiaの3D赤化マップの助けを借りて、地球から約500pcの星雲までの距離が導き出されます。このような表面輝度の低い星雲は、拡散銀河光によってエネルギーを解釈できるため、30年以上前にIRASによって検出された赤外線巻雲の光学的対応物を説明できます。リング状の構造は進化した惑星状星雲の最終段階である可能性がありますが、中央の白い矮星は、不明な理由で星雲から放出されました。一方、2つの近接したフィラメントの重ね合わせであるリング構造は、別の合理的な説明となる場合があります。分光データの欠如と距離測定の不確実性を考慮して、これらの解釈は将来の観測によってチェックされる必要があります。
普遍的な表面密度と暗黒物質ハローにおける最大ニュートン加速がない場合：MONDの影響
| Title |
On_the_absence_of_a_universal_surface_density,_and_a_maximum_Newtonian_acceleration_in_dark_matter_haloes:_consequences_for_MOND |
| Authors |
Yong_Zhou_(Chinese_Academy_Of_Sciences),_A._Del_Popolo_(Catania_University),_Zhe_Chang_(Chinese_Academy_o_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04065 |
SPARCサンプルを使用して暗黒物質（DM）の表面密度を調べ、それをDonatoらと{比較}します。（2009）結果。MCMCメソッドを使用して、各銀河の最適パラメーターを推測します。表面密度と光度の間のスケーリング関係、および暗黒物質ハロープロパティを銀河ディスクプロパティのそれに関連付ける他のいくつかのスケーリング則を再取得します。我々は、Donato等と対照的に結論します。\cite{Donato}。暗黒物質の表面密度は普遍的な（一定の）量ではなく、光度や他の銀河円盤の特性と相関しています。$\rho_0r_0$の導出された事後確率分布は、不変性の帰無仮説が非常に高い信頼水準で棄却されることを示しています。これらの結果は、暗黒物質表面密度の主張された普遍性のための余地をほとんど残していません。MONDは表面密度\cite{Milgrom2009}に強い予測があるため、結果をそれらの予測と比較し、MOND予測がデータに違反していることを発見しました。以前の結果を強化するために、結果をMONDの別の予測（Milgrom2005）と比較しました。これは、ハローにおける最大ニュートン暗黒物質加速の存在です。この場合も、MOND予測はデータと矛盾します。暗黒物質ニュートンの加速は以前に提示されたすべての銀河円盤の特性と相関し、データはMilgrom$\＆$Sanders（Milgrom2005）によって予測された範囲外に分布しています。また、帰無仮説（DMニュートン加速度の不変性）が非常に高い信頼水準で棄却されることもわかりました。
崩壊する古いオープンクラスターCzernik 3
| Title |
The_disintegrating_old_open_cluster_Czernik_3 |
| Authors |
Saurabh_Sharma,_Arpan_Ghosh,_D._K._Ojha,_R._Pandey,_T_Sinha,_A._K._Pandey,_S._K._Ghosh,_N._Panwar,_and_S._B._Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04102 |
私たちは、3.6mDevasthal光学望遠鏡でTIRCAM2を使用して行われた深い近赤外線測光と、{\itGaia}DR2から最近利用可能な高品質の適切なモーションデータを使用して、Czernik3（Cz3）オープンクラスターの詳細な分析を行いました。Pan-STARRS1の詳細な測光データ。クラスターは、星のフラクタル分布を持つ非常に細長い形態を持っています。クラスターのコア半径とクラスター半径は、それぞれ0.5pcと1.2pcと推定されます。{\itGaia}固有のモーションデータを使用して、45の星をクラスターメンバーとして識別しました。クラスターの距離と年齢は、それぞれ$3.5\pm0.9$kpcと$0.9^{+0.3}_{-0.1}$Gyrであることがわかります。質量範囲$\sim$0.95$<$M/M$_\odot$$<$2.2のクラスター領域における質量関数$`\Gamma'$の勾配は、$-1.01\pm0であることがわかります。43$。クラスターは、質量分離の兆候を示し、動的に緩和されています（動的年齢=10Myr）。これは、その小さなサイズ、大きな潮汐半径、星の低密度/大きな分離、および細長く歪んだ形態とともに、Cz3が外部の潮汐相互作用の影響下で緩く結合した崩壊クラスターであることを示しています。
カーネギー-シカゴハッブルプログラム。 IX。 Mega-Maser Host Galaxy、NGC4258（M106）でのRed
Giant Branchメソッドの先端のキャリブレーション
| Title |
The_Carnegie-Chicago_Hubble_Program._IX._Calibration_of_the_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Method_in_the_Mega-Maser_Host_Galaxy,_NGC4258_(M106) |
| Authors |
In_Sung_Jang,_Taylor_Hoyt,_Rachael_Beaton,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_Myung_Gyoon_Lee,_Jillian_R._Neeley,_Andrew_J._Monson,_Jeffrey_A._Rich,_and_Mark_Seibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04181 |
近くの銀河NGC4258では、H$_2$Oメーザーがその超大質量ブラックホールを中心にうまくモデル化した軌道運動により、正確な幾何学的距離を測定できます。その結果、NGC4258は、赤巨枝の先端（TRGB）やセファイドリービットの法則などの恒星距離インジケーターの真の光度を較正するために使用できる数少ない「幾何学的アンカー」の1つです。このホワイトペーパーでは、公衆が利用できるHST観測を使用してNGC4258内のTRGBの見かけの大きさの詳細な研究を提示します。投影されたガラクトセントリックな半径。HST/ACSイメージングの54arcmin$^2$の分析に基づいて、この銀河のTRGBの測定に関連する不確実性の体系的な評価を行います。これらの不確実性を定量化した後、NGC4258のTRGBをF814W$_0$=25.347$\pm$0.014（stat）$\pm$0.038（sys）magと測定します。NGC4258までの最近の1.5％メガマーザー距離と組み合わせて、TGGの絶対光度を$M_{F814W}^{TRGB}$=-4.051$\pm$0.027（stat）$\pm$0.045（sys）mag。この新しいキャリブレーションは、Freedmanetal。で発表された独立したキャリブレーションで1％を超えると一致しています。（2019、2020）これは、LMCにある分離されたEclipseバイナリ（DEB）に基づいていました。
Arp220の核円盤と拡散核周囲媒体におけるダストの質量、組成、光度
| Title |
Dust_masses,_compositions,_and_luminosities_in_the_nuclear_disks_and_the_diffuse_circumnuclear_medium_of_Arp220 |
| Authors |
Eli_Dwek_and_Richard_G._Arendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04196 |
西および東の核の4-2600$\mu$mスペクトルエネルギー分布（SED）の分析と、合併駆動型スターバーストArp220の拡散赤外線（IR）領域を示します。いくつかの可能なソース形態を調べ、ケイ酸塩と炭素質粒子の混合物を使用したダスト温度分布。フィットからSEDまで、ダストの質量、温度、光度、およびダストから推測されるガスの質量を導き出します。西と東の核は、指数関数的な密度分布を持つ水素の$\sim10^{26}$cm$^{-2}$カラム密度の背後に深く包み込まれている中央のソースによって駆動されていること、および西と東の核が$\sim1900$および$\sim770$$\mu$mの波長まで光学的に厚くなっています。中心的な情報源の性質は、私たちの分析からは決定できません。IR放射に電力を供給するために必要な星形成率またはブラックホールの質量を導き出し、[CII]158$\mu$m線は、非常に不明瞭なシステムでは星形成率のトレーサーとして使用できないことを示します。ダスト推定ガスの質量は、CO観測から推定されたものよりも大きく、ダストとHの質量比が大きいか、CO観測からは推定できない隠された原子Hの存在を示唆しています。核の単位質量あたりの光度は$\sim450$であり、太陽単位では、光学的に厚い星形成領域のエディントン制限$\sim1000-3000$よりも小さく、観測されたガスの流出は主にダストへの放射圧の代わりに恒星風と超新星衝撃波。
中央分子ゾーンと遠方ダストレーンの交点における異常な銀河HII領域
| Title |
Unusual_Galactic_HII_Regions_at_the_Intersection_of_the_Central_Molecular_Zone_and_the_Far_Dust_Lane |
| Authors |
Loren_D._Anderson,_Mattia_C._Sormani,_Adam_Ginsburg,_Simon_C._O._Glover,_Ian_Heywood,_Isabella_Rammala,_Frederic_Schuller,_Timea_Csengeri,_James_S._Urquhart,_Leonardo_J._Bronfman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04258 |
SgrEは、多数の離散したコンパクトなHII領域で構成される銀河中心に向かって発見された大規模な星形成複合体です。これは、中央分子ゾーン（CMZ）と銀河系バーの遠方ダストレーンとの交点にあり、外部銀河に見られる「ホットスポット」と同様です。他の銀河の星形成複合体と比較して、SgrE複合体は、そのHII領域がすべて同様の電波輝度と角度範囲を持ち、光解離領域（PDR）からの約10ミクロンの発光が不足しているため、異常です。GreenBankTelescope（GBT）の電波再結合ラインの観測により、SgrEの既知のメンバーシップが19のHIIリージョンに増えています。SgrEの方向にはさらに43のHII領域候補があり、そのうち26がMeerKAT1.28GHzデータを使用してここで初めて検出されました。したがって、SgrEの真のHII領域の人口は60を超えることがあります。APEXSEDIGISM13CO2-1のデータを使用して、SgrEに関連付けられた3.0x10^5の太陽質量分子雲を発見しましたが、SgrEHII領域の場所では分子または遠赤外線の濃度がほとんどありません。シミュレーションとの比較およびその電波連続体特性の分析は、数年前に銀河系バーの遠方ダストレーンで上流にSgrEが形成され、CMZをオーバーシュートして近くのダストレーンに衝突することを示しています。SgrEHII領域の異常な赤外線特性は、銀河中心の軌道によって引き起こされ、PDRが除去された可能性があると考えられます。
| Title |
Measuring_emission_lines_in_J-PAS_with_artificial_neural_networks |
| Authors |
G._Mart\'inez-Solaeche,_R._M._Gonza\'alez_Delgado,_R._Garci\'ia-Benito,_A._de_Amorim,_E._Pe\'erez,_J._E._Rodri\'iguez-Mart\'in,_L._A._Di\'iaz-Garci\'ia,_R._Cid_Fernandes,_C._Lo\'opez-Sanjuan,_S._Bonoli,_A._J._Cenarro,_R._A._Dupke,_A._Mari\'in-Franch,_J._Varela,_H._Va\'azquez_Ramio\'o,_L._R._Abramo,_D._Cristo\'obal-Hornillo,_M._Moles,_J._Alcaniz,_P.O._Baqui,_N._Benitez,_S._Carneiro,_A._Cortesi,_A._Ederoclite,_V._Marra,_C._Mendes_de_Oliveira,_L._Sodre\'e_Jr.,_J._M._Vi\'ilchez_K._Taylor,_and_JPAS_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04287 |
このホワイトペーパーでは、J-PASの輝線を最大$z=0.35$まで検出および測定する新しい方法を紹介します。J-PASは56の測光バンドを使用して、今後数年間で北の空の$8000$〜deg$^2$を観測します。そのような量のデータのリリースにより、測光データに関連する困難を克服するために機械学習手法を採用する機会がもたらされます。CALIFA、MaNGA、およびSDSSスペクトルからの合成J-PAS測光でトレーニングおよびテストされた人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用しました。2つのタスクを実行します。最初に、$H\alpha$、$H\beta$、$[NII]{\lambda6584}$の等価幅（EW）の値に従って、銀河を2つのグループにクラスター化します。$[OIII]{\lambda5007}$スペクトルで測定された線。次に、各銀河にグループを割り当てるようにANNをトレーニングします。J-PASで測定可能な測光赤方偏移に典型的な不確実性でそれらを分類できます。次に、別のANNを利用して、それらのEWの値を決定します。その後、BPTダイアグラムを復元する$[NII]/H\alpha$、$[OIII]/H\beta$、および\ion{O}{3}\ion{N}{2}の比率を取得します。2つのトレーニングサンプルでANNのパフォーマンスを調査します。1つはMaNGAおよびCALIFA（CALMaセット）からの合成J-PASフォトスペクトル（J-スペクトル）のみで構成され、もう1つはSDSS銀河で構成されます。EWの決定から、星形成銀河の主要なシーケンスを適切に再現できます。CALMaトレーニングセットを使用すると、SDSSテストサンプルの$[NII]/H\alpha$および$[OIII]/H\beta$の比率で0.101および0.091dexの精度に達します。それにもかかわらず、AGNをホストする銀河では、これらの比率が高い値で過小評価されていることがわかります。また、モデルのトレーニングとテストの両方に使用されるデータセットの重要性も示します。ANNは、J-PASなどの調査で輝線の検出と測定に関して以前に予想されていた制限を克服するのに非常に役立ちます。
PSR B2000 + 40の単一パルス放出におけるサブパルスドリフトと周期的ヌル
| Title |
Subpulse_Drifting_and_Periodic_Nulling_in_single_pulse_emission_of_PSR_B2000+40 |
| Authors |
Rahul_Basu,_Wojciech_Lewandowski,_Jaros{\l}aw_Kijak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03329 |
Effelsberg電波望遠鏡を使用して1.6GHzの周波数で観測された、パルサーB2000+40（J2002+4050）からの単一パルス放射の詳細な研究を実施しました。パルサーには3つの成分があり、分離が不十分です。中心成分はコア放出に似ています。変動スペクトル分析を使用して、それぞれ約2.5$P$と40$P$の2つの顕著な周期性の存在を示す単一パルス動作の変調を調査しました。短い周期性はサブパルスのドリフト現象に関連しており、中心コアコンポーネントには存在しないことがわかりました。ドリフトは、円錐成分の大きな位相変動を示しました。さらに、周期的な変調は時間とともに大幅に変化し、非常に鋭い特徴と高度に拡散した特徴の間で変化しました。パルサーをドリフトさせることに加えて、単一のパルスシーケンスでヌルが存在することもありました。変動スペクトルのより長い周期的特徴は、無効化動作に関連していました。パルサーは選択グループに加わり、コア放射の存在下で位相変調ドリフトの存在と定期的なヌル化を示します。これは、2つの現象が物理的起源が異なるお互いに異なることのさらなる証拠を提供します。
| Title |
MeV_Gamma_Rays_from_Fission:_A_Distinct_Signature_of_Actinide_Production_in_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Xilu_Wang,_Nicole_Vassh,_Trevor_Sprouse,_Matthew_Mumpower,_Ramona_Vogt,_Jorgen_Randrup,_Rebecca_Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03335 |
中性子星合体（NSM）は、迅速な中性子捕獲（rプロセス）元素合成の最初に検証されたサイトであり、中性子に富む噴出装置で合成された放射性同位元素からガンマ線を放出する可能性があります。56Ni放射性崩壊連鎖から観測されたガンマが超新星核合成への窓を提供するのと同じように、これらのMeVガンマ線は、NSM環境のユニークで直接的なプローブとrプロセスの性質への洞察を提供します。この作業では、NSMイベントから予想されるMeVガンマ線信号の推定に、核分裂プロセスからの光子を初めて含めます。中性子が豊富なNSM噴出物組成を検討し、核分裂核が生成されるかどうかに応じて予測信号に劇的な違いを見つけます。差は、3.5MeVを超える光子エネルギーで最も顕著であり、比較的遅く、合併イベントの数日後、エジェクタが光学的に薄い場合に顕著です。核分裂核がイベントで確実に生成された場合、銀河NSMは、MeV範囲のAMEGOなどの次世代ガンマ線検出器によって、合併後最大で10^4日まで検出可能であると推定します。
連続音速を持つ中性子星物質のパラメータ化された状態方程式
| Title |
A_Parametrized_Equation_of_State_for_Neutron_Star_Matter_with_Continuous_Sound_Speed |
| Authors |
Michael_F._O'Boyle,_Charalampos_Markakis,_Nikolaos_Stergioulas,_Jocelyn_S._Read |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03342 |
圧力とエネルギー密度だけでなく、音速にも連続性を課すansatzを使用して、中性子星状態方程式の一般化された区分的ポリトロピックパラメーター化を提示します。候補の状態方程式の宇宙は、積分天体物理観測量からなる誤差ノルムを最小化することによって決定される、好ましい分割密度を認めることが示されています。一般化された区分的ポリトロープは、質量、半径、潮汐変形性、モード周波数などの天体物理学的観測値、および断熱指数などの熱力学的量を正確に再現します。これにより、新しいEOSは重力波形からのベイズパラメータ推定に役立ちます。さらに、それらは微分可能であるため、一般化された区分的ポリトロープは、中性子星の数値相対論シミュレーションにおける点ごとの収束を改善できます。区分的ポリトロープの既存の実装は、この一般化に簡単に対応できます。
FRB 121102の繰り返し動作：周期性、待機時間、エネルギー分布
| Title |
Repeating_behaviour_of_FRB_121102:_periodicity,_waiting_times_and_energy_distribution |
| Authors |
M._Cruces,_L._G._Spitler,_P._Scholz,_R._Lynch,_A._Seymour,_J._W._T._Hessels,_C._Gouiff\`es,_G.H.Hilmarsson,_M.Kramer_and_S._Munjal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03461 |
繰り返しの発見以来、高速無線バースト（FRB）121102の検出がクラスター化されていることは明らかです。最近、それは周期的であると主張され、クラスタリングがまだ定義されていない周期性を反映しているかどうかという問題が提起されました。私たちは、Effelsberg、GreenBank望遠鏡、およびArecibo天文台で大規模な多波長キャンペーンを実施し、GranTelescopeCanaria（光学）、NuSTAR（X線）、およびINTEGRAL（ガンマ線）をシャドウイングしました。Effelsbergで36バーストを検出しました。1つは39msのパルス幅です。私たちは、165時間のEffelsbergを使用して周期性仮説をテストし、161$\pm$5日の周期性を見つけました。2020年7月9日から2020年10月14日まで、およびその後は2020年12月17日から2021年3月24日まで、ソースがアクティブになると予測しています。バーストが検出されたら、連続するバースト間の待機時間を、形状パラメーター$k<1$のワイブル分布とポアソン分布で比較します。強力なクラスタリングは確かに定期的な活動の結果であると結論付け、ミリ秒スケール分離のイベントがほとんど除外されない場合、サンプルはポアソン分布と一致することを示します。${\sim}10^{38}$-$10^{39}$ergからのエネルギーでバーストの累積エネルギー分布をモデル化し、$\gamma=の勾配を持つべき法則でよく記述されていることを確認します-1.1\pm0.2$。公開された値間の不一致を調整するために時間変化勾配を除外し、単一のべき法則が何桁ものデータに適合しない可能性があることを提案します。NuSTARの同時観測中に1つのバーストが検出されたため、X線バーストの対応する3-79\、keVのエネルギーに$6-40\times10^{46}$ergの5-$\sigma$上限を設定します。
銀河マグネターSGR 1935 + 2154からの非常に明るいミリ秒の電波バーストの流出特性に対する多波長制約
| Title |
Multi-Wavelength_Constraints_on_the_Outflow_Properties_of_the_Extremely_Bright_Millisecond_Radio_Bursts_from_the_Galactic_Magnetar_SGR_1935+2154 |
| Authors |
Shotaro_Yamasaki_(HUJI),_Kazumi_Kashiyama_(U._Tokyo),_Kohta_Murase_(PSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03634 |
最近、ミリ秒の持続時間を持つ明るいコヒーレントな無線バーストが、宇宙論的な高速無線バースト（FRB）を連想させ、銀河マグネターSGR1935$+$2154からの異常に硬いX線バーストと共検出されました。私たちは、イベントが磁気圏の局部的な領域での磁気エネルギーの堆積によって引き起こされた可能性を調査しました。それにより、いわゆる閉じ込められた火の玉（FB）を生成し、同時に相対論的流出を開始します。X線バーストスペクトルの熱成分が、平均温度が数百keV、サイズが$\sim10^5$cmのトラップされたFBと一致することを示します。一方、X線バーストとコヒーレント無線バーストの非熱的成分は、相対論的流出から発生する可能性があります。トラップされたFBのエネルギーバジェットに匹敵するエネルギーバジェット$\sim10^{39}\mbox{-}10^{40}$ergで起動された、さまざまなバリオン負荷$\etaの流出の動的進化を計算します$および初期磁化$\sigma_0$パラメータ。ハードX線バーストと無線バーストの両方が、流出のエネルギー散逸によって生成される場合、プロパティは、フォトンエスケープの条件と、無線とX線の間の$\lesssim10$msの固有のタイミングオフセットによって制約を受ける可能性があります。バーストスパイク。硬いX線バーストは、放出メカニズムに関係なく、恒星表面から$r_{\rmX}\gtrsim10^{8}$cmで生成する必要があることを示しています。特に衝撃散逸の場合、流出は磁気圏の外縁に到達するまでに$\Gamma\gtrsim10^3$のローレンツ係数まで加速し、衝撃散逸は$10^{12で発生するはずです。}\、\mathrm{cm}\lesssimr_{\rmradio、X}\lesssim10^{14}\、\mathrm{cm}$。この場合、非常にクリーンな（$\eta\gtrsim10^4$）および/または高度に磁化された（$\sigma_0\gtrsim10^3$）アウトフローが示唆され、この現象の希少性と一致している可能性があります。
| Title |
Searching_for_the_radio_remnants_of_short_duration_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Roberto_Ricci,_Eleonora_Troja,_Gabriele_Bruni,_Tatsuya_Matsumoto,_Luigi_Piro,_Brendan_O'Connor,_Tsvi_Piran,_Niloofar_Navaieelavasani,_Alessandra_Corsi,_Bruno_Giacomazzo,_Mark_H._Wieringa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03659 |
中性子星の合併は、大量の高速で移動する噴出物を生成し、合併後数年間は外向きに拡大します。これらの噴出物と周囲の媒体との相互作用は、比較的近くのイベントで検出可能な弱い等方性の無線残骸を生成する可能性があります。このモデルを制約するために、短時間のガンマ線バースト（sGRB）の遅い時間の電波観測を使用します。イベントの2つのサンプルが調査されました。サブ相対論的噴出物からの残留非熱放射を抑制するために、おそらくローカル（<200Mpc）宇宙にある4つのsGRBが選択されましたが、存在距離を制限するために宇宙距離で17のsGRBが使用されましたプロトマグネター中央エンジンの、おそらく合併エジェクターを再活性化。GRB〜170817A/GW170817の場合を検討します。この場合、初期の電波放射はジェットブラスト波によって抑制される可能性があります。すべての場合において、M_ej\lesssim10^{-2}（5*10^{-2}）M_sunの噴出物の質量範囲では、非常に精力的な合併噴出物E_ej\gtrsim5*10^{52}（10^{53}）erg。したがって、強力なマグネターの存在を合併の残党として除外します。
PSR J1124--5916での状態遷移動作の発見
| Title |
Discovery_of_state_transition_behaviors_in_PSR_J1124--5916 |
| Authors |
M._Y._Ge,_J._P._Yuan,_F._J._Lu,_H._Tong,_S._Q._Zhou,_L._L._Yan,_L._J._Wang,_Y._L.Tuo,_X._F._Li,_L._M._Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03671 |
{\slFermi}-LATによる12年間にわたる観測により、PSRJ1124--5916の2組のスピンダウン状態遷移を発見し、2番目の若いパルサーがそのような振る舞いをすることを検出しました。PSRJ1124--5916は、スピンダウンレートの進化に応じて、通常の2つの状態、通常のスピンダウン状態と低スピンダウン状態を示しています。観測時間の約80％で、パルサーは通常のスピンダウン状態にあり、スピンダウン率は直線的に減少し、ブレーキインデックスは$1.98\pm0.04$になります。低スピンダウン状態への2つの遷移は、それぞれMJD55183--55803とMJD56114--56398にあり、小数振幅は両方とも$\sim0.4\％$です。2つのスピンダウン状態の$\gamma$-rayプロファイル間に有意差は検出されません。これは、状態遷移が検出された他の若いパルサーであるPSRB0540-69と同様です。
| Title |
The_clustering_of_gamma-ray_bursts_in_the_Hercules--Corona_Borealis_Great_Wall:_the_largest_structure_in_the_Universe? |
| Authors |
I._Horvath,_D._Sz\'ecsi,_J._Hakkila,_\'A._Szab\'o,_I._I._Racz,_L._V._T\'oth,_S._Pint\'er_and_Z._Bagoly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03679 |
ヘラクレス-コロナボレアリスの万里の長城は、赤方偏移2の周りのガンマ線バーストの統計的に有意なクラスタリングです。最大のユニバーサル構造サイズが実際にその推定サイズ（2$-$3\、Gpc）と一致する可能性があることを示す最近の理論結果に動機付けられています、我々はこの万里の長城の存在の問題を観察と理論の両方の観点から再検討します。私たちの統計分析は、現在利用可能な最も信頼できるデータセットにおけるクラスタリングの存在を確認し、このデータセットが3Dでどのように見えるかを示すビデオを提示します。そのような構造の起源に関する宇宙論的説明（すなわち、重力物質の分布に関係する必要がある）と天体物理学的説明（つまり、宇宙の時間と空間に対する星形成の速度に関係する必要がある）が提示され、簡単に説明されていますが、役割観察バイアスの可能性も深刻であると指摘されています。これは、ガンマ線バーストをユニークな宇宙探査機として使用することの科学的重要性とともに、赤方偏移が測定されたガンマ線バーストの前例のない均一なデータを提供するTHESEUS衛星などの将来のミッションの必要性を強調しています。これらすべてから、ヘラクレス（コロナボレアリス万里の長城）が実際に宇宙で最大の構造物である可能性があると結論付けますが、それが実際に存在するかどうかを決定的に決定するには、THESEUSが必要です。
| Title |
Magnetorotational_core_collapse_of_possible_GRB_progenitors._II._Formation_of_protomagnetars_and_collapsars |
| Authors |
Miguel-\'Angel_Aloy_(1),_Martin_Obergaulinger_(1_and_2)_((1)_U._Valencia,_(2)_TU_Darmstadt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03779 |
選択した超新星以前のコアの回転と磁場の程度の小さな変化の下で、コンパクトで大規模な低金属量の星の崩壊後の進化の残骸の分散を評価します。これらの恒星モデルは、一般的に長いガンマ線バーストの前駆細胞と考えられています。崩壊後に形成された原始中性子星（PNS）の運命は、降着により質量が継続的に増加する可能性があり、バウンス時のポロイダル磁場強度に大きく依存します。ポロイダル磁場が十分に弱い場合、PNSは数秒以内にブラックホール（BH）に崩壊します。この進化したトラックのモデルには、有望な折りたたみエンジンが含まれています。ポロイダル磁場は、大きなラジアルスケール（双極子磁場など）で滑らかになるか、元の超新星前のコアに対してわずかに増大して、長期間持続するPNSを生成します。これらのモデルでは、BHの形成は回避されるか、長期間停止されるため、原始マグネター（PM）が生成される可能性があります。PM候補の一部は、コアバウンス後に$\lesssim10\、$s実行されましたが、まだケルビン-ヘルムホルツフェーズに入っていません。これらのモデルのなかには、スピンダウンの一時的なイベントが表示され、その間に、PMの理論的期待値とほぼ互換性のあるプロパティが見つかる（$M_{PNS}\約1.85\、M_\odot-2.5\、M_\odot$、$\bar{P}_{PNS}\約1.5-4\、$ms、および$b^{\rmsurf}_{PNS}\lesssim10^{15}\、$G）およびそれらの非常にコリメートされた超新星エジェクタは（まだ成長している）爆発エネルギー$\gtrsim2\times10^{51}\、$ergで星の表面に近づきました。
ブラックホール降着円盤からの蛍光鉄線のプロファイルは、スピンや傾斜などのブラックホールの特性を強力に診断します。ただし、最新技術では、角運動量がブラックホールの角運動量と一致している降着円盤を考慮しています。これは非常に制約的な仮定であり、多くの、またはほとんどの天体物理学システムに適用される可能性は低いです。ここでは、xillverコードに基づく反射放出の現実的なモデルを使用して、反り降着円盤からの反射スペクトルの最初のシミュレーションを示します。ワープの半径方向の位置と傾斜角度がラインプロファイルに与える影響を示し、結果が傾斜角度に対する観測者の方位角位置に大きく依存していることを強調します。これらのプロファイルをXSpecに標準のrelxill街灯モデルと合わせて、推測されたブラックホールのスピンと傾斜に対するディスクワープを無視した場合の影響を定量化します。2成分relxillとの適合を使用して、より正確なスピンと傾斜の推定値を導出できることを示します。
銀河コンパクト連星中性子星集団のモデル化と二重パルサーシステムの研究
この論文では、重力波観測所から見えるBNSシステムの異なるクラスの人口を推定します。パルサー電波調査で超コンパクトなBNSシステムが発見されなかった場合、95\％の信頼上限を$\sim$850と$\sim$1100の超コンパクト中性子星-白色矮星と二重中性子星（DNS）システム。現在のすべての電波パルサー調査の中で、アレシボ電波望遠鏡での調査は、超小型BNSシステムを検出する可能性が最も高いことを示しています。また、調査統合時間$t_{\rmint}\sim1$〜minを採用すると、S/N比が最大になり、したがって、超コンパクトなBNSシステムを検出できる可能性が高くなります。同様に、観測された9つのDNSシステムのサンプルを使用して、$\mathcal{R}_{\rmMW}=37^{+24}_{-11}$〜Myr$^{-の銀河DNSマージ率を導き出します1}$、エラーは90\％信頼区間を表します。このレートをLIGOの観測可能なボリュームに外挿すると、$\mathcal{R}=1.9^{+1.2}_{-0.6}のマージ検出レートが得られます\times\left（D_{\rmr}/100\\rmMpc\right）^3\rmyr^{-1}$、ここで$D_{\rmr}$はLIGOの範囲距離です。この率は、LIGOによって観察されたDNSマージを使用して導出された率と一致しています。最後に、DNSJ0737--3039システムで、古いミリ秒のパルサーパルサーAの回転の感覚を測定し、その軌道に対して順方向に回転していることを確認します。これは、パルサーの回転感覚の最初の直接測定であり、パルサーの回転灯台モデルの直接確認です。この結果は、スピン角運動量ベクトルが軌道角運動量と密接に整列していることを確認し、2番目に生まれたパルサーJ0737--3039Bを生成する超新星のキックが小さかったことを示唆しています。
非磁性激変変数における連続体の起源としてのComptonizationのテスト。 X線放射の光子指数
| Title |
Testing_Comptonization_as_the_origin_of_the_continuum_in_nonmagnetic_Cataclysmic_Variables._The_photon_index_of_X-ray_emission |
| Authors |
T._Maiolino,_L._Titarchuk,_F._D'Amico,_Z._Q._Cheng,_W._Wang,_M._Orlandini,_Filippo_Frontera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03849 |
〜0.3$-$15keVエネルギーバンドの非磁性激変変数（nmCV）のX線スペクトルは、1つまたは複数の光学的に薄い熱プラズマコンポーネント、または冷却流モデルのいずれかによって記述されています。光源を取り巻く雲に存在するホットエレクトロンからのソフトフォトンのコンプトン化によって、nmCVのスペクトル連続体が正常に記述できるかどうかをテストしました[遷移層（TL）]。XMM-NewtonEpic-pn、ChandraHETG/ACISおよびLETG/HRC、および静止時に観測された4つのドワーフノベ（U〜Gem、SS〜Cyg、VW〜HyiおよびSS〜Aur）のRXTEPCAおよびHEXTE観測を公に使用しましたとバースト状態。合計で、静止状態のSS〜Cygの0.4$-$150keVのChandra/RXTEスペクトルを同時に含む18の観測を分析しました。1つの熱プラズマ温度と1つの光学的深さのみを使用して、スペクトル連続体に最大2つの熱コンプトン化コンポーネント（XSPECのcompTTまたはcompTBモデル）を取り付けました。このフレームワークでは、2つのシードフォトンコンポーネントは、おそらくTLの最も内側と外側の部分（またはディスクの最も内側の部分）からのものです。熱コンプトン化は、これらのnmCVのスペクトル連続体を約0.4$-$150keVのエネルギーバンドで正常に記述できることがわかりました。さらに、nmCVのComptonizationフレームワークを強力にサポートする、1.8付近で観測されたスペクトルフォトンインデックスの準恒常性を説明する最初の主要な放射伝達モデルを提示します。
おばあちゃん：それらすべてを調整するネットワーク
| Title |
Grandma:_a_network_to_coordinate_them_all |
| Authors |
S._Agayeva_(Shamakhy_Observatory),_S._Alishov_(Shamakhy_Observatory),_S._Antier_(APC),_V._R._Ayvazian_(Abastumani_Observatory,_Samtskhe-Javakheti_State_University),_J._M._Bai_(Yunnan_Observatories),_A._Baransky_(University_of_Kyiv),_K._Barynova_(University_of_Kyiv),_S._Basa_(LAM),_S._Beradze_(Abastumani_Observatory,_Samtskhe-Javakheti_State_University),_E._Bertin_(IAP),_J._Berthier_(AGORA_observatoire_des_Makes),_M._Bla\v{z}ek_(IAA-CSIC),_M._Bo\"er_(ARTEMIS),_O._Burkhonov_(Ulugh_Beg_Astronomical_Institute),_A._Burrell_(OzGrav-UWA),_A._Cailleau_(IRAP),_B._Chabert_(OzGrav-UWA,_IRAP),_J._C._Chen_(WuZhou_University),_N._Christensen_(ARTEMIS),_A._Coleiro_(APC),_D._Corre_(IJCLab),_M._W._Coughlin_(University_of_Minnesota),_D._Coward_(OzGrav-UWA),_H._Crisp_(OzGrav-UWA),_C._Delattre_(AGORA_observatoire_des_Makes),_et_al._(53_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03962 |
GRANDMAは、位置特定の大きな不確実性を伴う過渡信号源の望遠鏡観測を調整する国際プロジェクトです。そのような発生源には、重力波イベント、ガンマ線バースト、ニュートリノイベントが含まれます。GRANDMAは現在、25の望遠鏡（70の科学者）を調整しています。このペーパーでは、プロジェクトの動機、組織構造、方法論、初期結果について説明します。
SN 2020bqj：長期にわたるピーク高原をもつタイプIbn超新星
| Title |
SN_2020bqj:_a_Type_Ibn_supernova_with_a_long_lasting_peak_plateau |
| Authors |
E._C._Kool,_E._Karamehmetoglu,_J._Sollerman,_S._Schulze,_R._Lunnan,_T._M._Reynolds,_C._Barbarino,_E._C._Bellm,_K._De,_D._A._Duev,_C._Fremling,_V._Z._Golkhou,_M._L._Graham,_D._A._Green,_A._Horesh,_S._Kaye,_Y.-L._Kim,_R._R._Laher,_F._J._Masci1,_J._Nordin,_D._A._Perley,_E._S._Phinney,_M._Porter,_D._Reiley,_H._Rodriguez,_J._van_Roestel,_B._Rusholme,_Y._Sharma,_I._Sfaradi,_M._T._Soumagnac,_K._Taggart,_L._Tartaglia,_D._R._A._Williams,_and_L._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04056 |
環境。タイプIbn超新星（SNeIbn）は、ヘリウムに富む星状媒質（CSM）と相互作用する、剥がれたエンベロープ超新星のまれなクラスです。文献で報告されているSNeIbnの大部分は、急速に進化する光度曲線に驚くほどの均一性を示し、通常、活発に星を形成する渦巻銀河に見られます。ねらい。発見とSN2020bqj（ZTF20aalrqbu）の研究を紹介します。これは、40日間続く長時間のピーク高原を持つSNIbnで、かすかな低質量銀河によってホストされています。広範な測光および分光データセットを使用して、その特異な特性を説明することを目指しています。メソッド。SN2020bqjの測光およびスペクトルの進化を、文献の通常のSNeIbnと比較するとともに、SNIbnサブクラスの他の外れ値と比較します。ボロメトリックおよびマルチバンドライトカーブを、放射性崩壊やCSM相互作用などの力を与えるメカニズムモデルに適合させます。また、SN2020bqjのホスト銀河をモデル化します。結果。SN2020bqjの立ち上がり時間、ピークの大きさ、スペクトルの特徴は、ほとんどのSNeIbnの特徴と一致していますが、SNは、明るく、長く続くピークの高原と、かすかなホスト銀河の低質量に基づいて、サブクラスの明確な外れ値です。SN2020bqjの光度曲線は、SNエジェクタと高密度CSMの相互作用による衝撃加熱によって主に駆動される可能性があることをモデリングで示します。独特なタイプIbnSN2011hwは、光度曲線とスペクトルの進化の点でSN2020bqjに類似しており、類似の前駆細胞とCSMシナリオを示唆しています。このシナリオでは、明るい青色の変光星とコンパクトなWolf-Rayet星の間の移行期にある非常に大規模な前駆星がコア崩壊を起こし、通常のSNeIbnに比べて不透明度が高く、密度の高いヘリウムに富んだCSMに埋め込まれています。残留水素の存在。このシナリオは、SN2020bqjの観測された特性とモデリング結果と一致しています。
回転コンパクト物体の周りの移流支配降着流の時間依存性
回転コンパクトオブジェクトの周りの移流支配降着流（ADAF）の時間発展が表示されます。遠心力と圧力勾配力とともにコリオリ力を含む流体の時間依存の方程式が導出されます。この研究では、角運動量輸送は粘性乱流によるものであると想定され、粘度の運動係数には{\alpha}処方が使用されます。さらに、一般相対論効果は無視されます。方程式を解くために、自己相似解を使用しました。ソリューションは、動的ADAFの物理量の動作が、定常降着流の場合とは異なることを示しています。私たちの結果は、物理量がディスクの角速度に対する中心体の固有角速度の比として定義される回転パラメーターに依存していることを示しています。また、これらの量に対する回転パラメータの影響は、共回転および逆回転の流れで異なります。ソリューションは、回転パラメータaを増加させることにより、流入-流出領域が同方向に回転する流れの中心オブジェクトに接近し、反対方向に回転する流れの外側に移動することを示しています。流れが完全に移流支配されている場合（f！1）、ガス全体が正のベルヌーイ関数を持っていることがわかります。また、ディスクの構造に対する回転の影響が減少すると、ベルヌーイ関数がより正になることをお勧めします。
Fermi / LATで検出されたブレザーの$ \ gamma $ -rayドップラー係数の推定
| Title |
The_estimation_of_$\gamma$-ray_Doppler_factor_for_Fermi/LAT-detected_blazars |
| Authors |
Zhiyuan_Pei,_Junhui_Fan,_Jianghe_Yang_and_Denis_Bastieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04205 |
ブレイザーは、相対論的ジェットにおけるドップラー因子によって表されるビーム効果によって引き起こされる極端な観測特性を持つアクティブな銀河核（AGN）のサブクラスです。ドップラー係数は、観測特性のすべてを示すためのブレザーパラダイムの重要なパラメーターであり、その値を推定するために多くの方法が提案されました。この論文では、Mattoxetal。に続く方法を提示します。利用可能なガンマ線およびX線データを採用することにより、809個の選択されたフェルミ/LAT検出ガンマ線ブレーザーに対してガンマ線ドップラー係数の下限を計算します。サンプルには、342個のフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）と467個のBLLacオブジェクト（BLLacs）が含まれており、そのうち507個のソースは、以前の調査から利用可能な無線コア優勢パラメーター（R）でコンパイルされています。私たちの計算では、FSRQとBLラックのガンマ線ドップラー係数の下限の平均値がそれぞれ6.87と4.31であることを示しています。私達は私達の結果を文献の結果と比較して議論します。いくつかの線源でのガンマ線ドップラー係数の導出された下限は、電波推定からのそれよりも高いことがわかりました。我々の結果はまた、ガンマ線と電波領域がおそらく同じ相対論的効果を共有していることを示唆しています。ガンマ線ドップラー係数は、ガンマ線光度とコアドミナンスパラメーターの両方と相関関係があることがわかっています。これは、ジェットがガンマ線帯域で連続している可能性があり、Rがビーム効果の指標であることを示しています。
GBNCC調査による350 MHzでの高速無線バーストの最初の発見
| Title |
First_Discovery_of_a_Fast_Radio_Burst_at_350_MHz_by_the_GBNCC_Survey |
| Authors |
E._Parent,_P._Chawla,_V._M._Kaspi,_G._Y._Agazie,_H._Blumer,_M._DeCesar,_W._Fiore,_E._Fonseca,_J._W._T._Hessels,_D._L._Kaplan,_V._I._Kondratiev,_M._LaRose,_L._Levin,_E._F._Lewis,_R._S._Lynch,_A._E._McEwen,_M._A._McLaughlin,_M._Mingyar,_H._Al_Noori,_S._M._Ransom,_M._S._E._Roberts,_A._Schmiedekamp,_C._Schmiedekamp,_X._Siemens,_R._Spiewak,_I._H._Stairs,_M._Surnis,_J._Swiggum,_J._van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04217 |
350MHzでグリーンバンク望遠鏡を使用して行われたグリーンバンク北天キャップ（GBNCC）パルサー調査による高速無線バースト（FRB）FRB20200125Aの最初の発見を報告します。FRB20200125Aは銀河緯度58.43度で検出され、分散測定値は179pccm$^{-3}$でしたが、電子密度モデルはこの線に沿って25pccm$^{-3}$の最大銀河寄与を予測しています視力の。さらに、この領域の多波長サーベイでは、過剰なDMの原因となる銀河のイオン化ガスの前景ソースは見られません。これは、情報源が銀河系外であると主張しています。ホスト銀河の最大赤方偏移は$z_{max}=0.17$であり、最大移動距離は約750Mpcに相当します。FRB20200125Aで測定されたピーク磁束密度は0.37Jyであり、3.7msのパルス幅を測定しました。これは、より高い周波数で観察されたFRB幅の分布と一致しています。この検出に基づいて、FRBのユークリッド磁束密度分布を仮定して、350MHzで$3.4^{+15.4}_{-3.3}\times10^3$FRBスカイ$^{-1}の全天空率を計算します$day$^{-1}$は、5msの固有幅を持つ非散乱パルスの0.42Jyのピークフラックス密度を上回り、より高い周波数で報告されたレートと一致します。単一パルス検索パイプラインの最近の改善を考慮して、さまざまなバーストプロパティに対するGBNCC調査の感度も再検討します。最後に、FRB20200125Aでの星間散乱の証拠は見つかりません。これは、一部のFRBには自由自由吸収と散乱が重要ではないサーカバースト環境があるという証拠の増加に加えてです。
重力波イベントの電磁的追跡のための早期警告システム
| Title |
An_early_warning_system_for_electromagnetic_follow-up_of_gravitational-wave_events |
| Authors |
Surabhi_Sachdev,_Ryan_Magee,_Chad_Hanna,_Kipp_Cannon,_Leo_Singer,_Javed_Rana_SK,_Debnandini_Mukherjee,_Sarah_Caudill,_Chiwai_Chan,_Jolien_D._E._Creighton,_Becca_Ewing,_Heather_Fong,_Patrick_Godwin,_Rachael_Huxford,_Shasvath_Kapadia,_Alvin_K._Y._Li,_Rico_Ka_Lok_Lo,_Duncan_Meacher,_Cody_Messick,_Siddharth_R._Mohite,_Atsushi_Nishizawa,_Hiroaki_Ohta,_Alexander_Pace,_Amit_Reza,_B.S._Sathyaprakash,_Minori_Shikauchi,_Divya_Singh,_Leo_Tsukada,_Daichi_Tsuna,_Takuya_Tsutsui,_Koh_Ueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04288 |
連星中性子星（BNS）は、設計感度でAdvancedLIGOおよびVirgo検出器の帯域で$\simeq10$-15分を費やします。重力波（GW）データの整合フィルター処理は、原理的には、コンパニオンが衝突してマージする数十秒前に次のイベントを識別するのに十分な信号対雑音比（SNR）を蓄積する可能性があります。ここでは、早期警告重力波検出パイプラインの設計とテストについて報告します。十分に大きなSNRがマージ前に$\sim10-60\、\rms$を蓄積するように、十分に低い赤方偏移のソースに対して早期警告アラートを生成できます。検出可能なBNSマージの合計の約6％（それぞれ48％）が、マージ前に$60\、\rms$（$10\、\rms$）で検出されます。検出可能なBNSマージの合計の約2％は、マージ前に検出され、$100\、\rm\text{deg}^2$（90％信頼できる間隔）内にローカライズされます。いくつかの広視野望遠鏡による調整された観測は、合併の前後の数秒でイベントをキャプチャする可能性があります。設計感度のLIGO-Virgo検出器を使用すると、合併の開始時に少なくとも1つのイベントを簡単に監視できます。
イベントの迅速な分類のための自動学習（ALeRCE）アラートブローカー
| Title |
The_Automatic_Learning_for_the_Rapid_Classification_of_Events_(ALeRCE)_Alert_Broker |
| Authors |
F._F\"orster_and_G._Cabrera-Vives_and_E._Castillo-Navarrete_and_P._A._Est\'evez_and_P._S\'anchez-S\'aez_and_J._Arredondo_and_F._E._Bauer_and_R._Carrasco-Davis_and_M._Catelan_and_F._Elorrieta_and_S._Eyheramendy_and_P._Huijse_and_G._Pignata_and_E._Reyes_and_I._Reyes_and_D._Rodr\'iguez-Mancini_and_D._Ruz-Mieres_and_C._Valenzuela_and_I._Alvarez-Maldonado_and_N._Astorga_and_J._Borissova_and_A._Clocchiatti_and_D._De_Cicco_and_C._Donoso-Oliva_and_M._J._Graham_and_R._Kurtev_and_A._Mahabal_and_J.C._Maureira_and_R._Molina-Ferreiro_and_A._Moya_and_W._Palma_and_M._P\'erez-Carrasco_and_P._Protopapas_and_M._Romero_and_L._Sabatini-Gacit\'ua_and_A._S\'anchez_and_J._San_Mart\'in_and_C._Sep\'ulveda-Cobo_and_E._Vera_and_J._R._Vergara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03303 |
イベントの自動分類（ALeRCE）ブローカーの自動学習を導入します。これは、ZwickyTransientFacility（ZTF）によって提供されるような、大規模なエテンデュ望遠鏡アラートストリームの迅速かつ自己整合的な分類を提供するように設計された天文アラートブローカーです。そして、将来的には、VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）。ALeRCEは、天文学者とエンジニアの学際的なチームによって運営されているチリ主導のブローカーであり、調査施設とフォローアップ施設の間の仲介者になるために活動しています。ALeRCEは、リアルタイムの取り込み、集約、クロスマッチング、機械学習（ML）分類、およびZTFアラートストリームの視覚化を含むパイプラインを使用します。2つの分類器を使用します：迅速な分類のために設計されたスタンプベースの分類器と、マルチバンドフラックスの進化を使用してより洗練された分類を実現するライトカーブベースの分類器。コミュニティに公開されているパイプライン、データ製品、ツール、サービスについて詳しく説明します（\url{https://alerce.science}を参照）。2019年の初めにZTFアラートストリームのリアルタイムML分類の運用を開始して以来、世界中でアクティブユーザーの大規模なコミュニティを成長させてきました。$9.7\times10^7$アラートのリアルタイム処理、$1.9\times10^7$オブジェクトのスタンプ分類、$8.5\times10^5$オブジェクトの光度曲線分類、レポートなど、これまでの結果を説明します3088の超新星候補、およびLSSTのようなアラートストリームを使用したさまざまな実験。最後に、ZTFなどのアラートの単一ストリームからLSSTが支配するマルチストリームエコシステムに移行するための今後の課題について説明します。
ALeRCEブローカーシステムのアラート分類：リアルタイムスタンプ分類子
| Title |
Alert_Classification_for_the_ALeRCE_Broker_System:_The_Real-time_Stamp_Classifier |
| Authors |
Rodrigo_Carrasco-Davis,_Esteban_Reyes,_Camilo_Valenzuela,_Francisco_F\"orster,_Pablo_A._Est\'evez,_Giuliano_Pignata,_Franz_E._Bauer,_Ignacio_Reyes,_Paula_S\'anchez-S\'aez,_Guillermo_Cabrera-Vives,_Susana_Eyheramendy,_M\'arcio_Catelan,_Javier_Arredondo,_Ernesto_Castillo-Navarrete,_Diego_Rodr\'iguez-Mancini,_Daniela_Ruz-Mieres,_Alberto_Moya,_Luis_Sabatini-Gacit\'ua,_Crist\'obal_Sep\'ulveda-Cobo,_Ashish_A._Mahabal,_Javier_Silva-Farf\'an,_Ernesto_Camacho-I\~niquez_and_Llu\'is_Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03309 |
ALeRCE（イベントの迅速な分類のための自動学習）ブローカーの天文イベントのリアルタイムスタンプ分類子を提示します。分類器は、画像の回転不変性を利用するように設計されたアーキテクチャを持つ畳み込みニューラルネットワークに基づいており、ZwickyTransientFacility（ZTF）から取り込まれたアラートでトレーニングされます。最初の検出の\textit{science、reference}および\textit{difference}画像のみを入力として使用し、アラートのメタデータを機能として使用して、分類器はアクティブな銀河核、超新星（SNe）からのアラートを正しく分類できます）、可変星、小惑星、偽クラス、バランスの取れたテストセットで高精度（$\sim$94\％）。ZTFアラートストリームから分類子によって選択されたSN候補を見つけて分析するために、SNハンターと呼ばれる視覚化ツールを設計および展開しました。ここでは、可能なSNのそれぞれに関する関連情報が表示され、専門家が候補から選択して過渡にレポートします。ネームサーバーデータベース。これまでに3060のSN候補（平均して1日あたり9.2の候補）が報告されており、そのうち394が分光学的に確認されています。単一の検出のみを使用してオブジェクトを報告する機能は、報告されたSNeの92\％が最初の検出から1日以内に発生したことを意味します。ALeRCEは、他のグループによって他の方法で検出または選択されていない候補のみを報告しているため、早期のフォローアップに使用できるオブジェクトの大部分に新しい初期のトランジェントが追加されています。私たちの仕事は、ベラC.ルビン天文台のレガシーサーベイオブタイムなどの次世代の大型エテンデュー望遠鏡による迅速な警報分類に向けた重要なマイルストーンを表しています。
ALeRCEブローカーシステムのアラート分類：ライトカーブ分類子
| Title |
Alert_Classification_for_the_ALeRCE_Broker_System:_The_Light_Curve_Classifier |
| Authors |
P._S\'anchez-S\'aez_and_I._Reyes_and_C._Valenzuela_and_F._F\"orster_and_S._Eyheramendy_and_F._Elorrieta_and_F._E._Bauer_and_G._Cabrera-Vives_and_P._A._Est\'evez_and_M._Catelan_and_G._Pignata_and_P._Huijse_and_D._De_Cicco_and_P._Ar\'evalo_and_R._Carrasco-Davis_and_J._Abril_and_R._Kurtev_and_J._Borissova_and_J._Arredondo_and_E._Castillo-Navarrete_and_D._Rodriguez_and_D._Ruz-Mieres_and_A._Moya_and_L._Sabatini-Gacit\'ua_and_C._Sep\'ulveda-Cobo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03311 |
ALeRCE（イベントの迅速な分類のための自動学習）ブローカーライトカーブ分類器の最初のバージョンを紹介します。ALeRCEは現在、ヴェラC.ルビン天文台に備えて、ZwickyTransientFacility（ZTF）アラートストリームを処理しています。ALeRCE光度曲線分類器は、ZTFアラートストリームから計算された変動性機能と、AllWISEおよびZTF測光から得られた色を使用します。バランス階層ランダムフォレストアルゴリズムを2レベルスキームで適用します。トップレベルは各ソースを周期的、確率的、または一時的として分類し、ボトムレベルはさらに各階層クラスを解決して、合計15クラスを生成します。この分類子は、実際のデータを使用して、周期的および一時的なソースのさまざまなクラスに加えて、確率変数の複数のクラス（核およびホストが支配する活動銀河核、ブレーザー、若い恒星オブジェクト、および激変変数を含む）を分類する最初の試みに対応します。さまざまな公開カタログ（CatalinaSurveysや{\emGaia}DR2変光星カタログ、MillionQuasarsカタログなど）を使用してラベル付きセットを作成し、すべてのオブジェクトを$\geq6$$g$-bandまたは$で分類しました\geq6$ZTFでの$r$バンド検出（2020/06/09現在868,371のソース）、毎日新しいアラートでソースの更新された分類を提供します。最上位レベルでは、マクロ平均の精度と再現率のスコアがそれぞれ0.96と0.99になり、最下位レベルでは、マクロ平均の精度と再現率のスコアがそれぞれ0.57と0.76になります。光度曲線分類器の更新された分類は、http：//alerce.onlineにあります。
深層学習を使用したGW150914の完全なパラメーター推論
LIGOおよびVirgo重力波観測所は、過去5年間で多くの刺激的なイベントを検出しました。検出器の感度が上がると検出率が上がるため、これはデータ分析の計算上の課題を増大させます。このことを念頭に置いて、この作業では、ディープラーニング手法を適用して、重力波に対して高速な尤度フリーのベイズ推定を実行します。複数の検出器からの検出器ひずみデータが与えられた場合、ニューラルネットワーク条件付き密度推定器をトレーニングして、バイナリブラックホールシステムパラメーターの15次元空間全体の事後確率分布をモデル化します。フローを正規化する方法、具体的には、ニューラルスプライン正規化フローを使用します。これにより、迅速なサンプリングと密度推定が可能になります。ネットワークのトレーニングは可能性がなく、データ生成プロセスからのサンプルが必要ですが、可能性の評価はありません。ネットワークはトレーニングを通じて後世のグローバルセットを学習します。トレーニングに使用された以前のノイズ特性と検出器ノイズ特性と一致するひずみデータについて、毎秒数千の独立した事後サンプルを生成できます。GW150914の時点で推定された検出器のノイズパワースペクトル密度でトレーニングし、イベントひずみデータに条件を付けることにより、ニューラルネットワークを使用して、従来のサンプリング技術を使用した分析と一致する正確な事後サンプルを生成します。
Gaia DR2を使用して、色の屈折と電荷移動効率の問題を解決する
| Title |
Using_Gaia_DR2_to_solve_differential_color_refraction_and_charge_transfer_efficiency_issues |
| Authors |
F._R._Lin,_Q._Y._Peng_and_Z._J._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03446 |
2018年にリリースされたガイアDR2カタログは、10億個を超える星に関する情報を提供します。これには、大気の影響を受けない非常に正確な位置や、G、RP、およびBP通過帯域の大きさが含まれます。この情報は、地上ベースのアストロメトリーの改善に大きな可能性を提供します。GaiaDR2に基づいて、差分色屈折（DCR）を調整する便利な方法を紹介します。この方法では、選択したフィルターを通して数十個の星を観測するだけで済みます。この方法を雲南天文台の1mと2.4mの望遠鏡で異なるフィルターを介して取得した観測の削減に適用すると、DCR補正後の観測位置と計算位置（O-C）間の残差の平均が大幅に削減されることがわかります。N（ヌル）フィルターを使用して行った観測では、十分に露出された星（約15Gマグ）の平均（OC）の中央値が19質量から3質量に減少し、より良い精度、つまり平均（OC）を達成します。。相関するもう1つの問題は、CCDフレームが読み取られるときの不十分な電荷転送効率（CTE）によって引き起こされる系統的エラーです。この系統的誤差は、雲南天文台の1m望遠鏡によって取得された一部の観測にとって重要です。シグモイド関数を使用して平均（O-C）を近似および修正すると、最大30マスの系統誤差を排除できます。
銀河画像シミュレーションのための深い生成モデル
| Title |
Deep_Generative_Models_for_Galaxy_Image_Simulations |
| Authors |
Francois_Lanusse,_Rachel_Mandelbaum,_Siamak_Ravanbakhsh,_Chun-Liang_Li,_Peter_Freeman,_Barnabas_Poczos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03833 |
画像シミュレーションは、現在および将来の広視野光学調査の分析を準備および検証するための不可欠なツールです。ただし、これらのシミュレーションの基礎として使用される銀河モデルは、通常、単純なパラメトリックライトプロファイルに制限されるか、使用可能なスペースベースのデータのかなり限られた量を使用します。この作業では、ディープジェネレーティブモデルに基づく方法論を提案し、今後の調査の画像シミュレーションのニーズを満たす銀河形態の複雑なモデルを作成します。観測画像のハイブリッド深層学習/物理ベイズ階層モデルを構築し、点像分布関数とノイズプロパティを明示的に説明することで、ノイズの多いPSF畳み込み画像からこの形態モデルを学習することに関連する技術的な課題に対処します。生成モデルは、特定の銀河集団から新しい光プロファイルをサンプリングできるように、物理的な銀河パラメータを条件にさらに作成されます。HST/ACSCOSMOS調査の銀河切手でそのようなモデルをトレーニングおよびサンプリングする能力を実証し、2次以上の高次形態統計を使用してモデルの品質を検証します。この一連の統計を使用して、従来のパラメトリックモデルと比較して、これらの深い生成モデルを使用して、より現実的な形態を示します。これらの生成モデルをコミュニティにとって実用的なツールにするために、生成モデルのコミュニティ主導のリポジトリであるGalSim-Hubと、生成モデルをGalSim画像シミュレーションソフトウェアに組み込むためのフレームワークを紹介します。
ザドコ望遠鏡の結果：10年間の科学
| Title |
The_Zadko_telescope_results:_ten_years_of_science |
| Authors |
B._Gendre_(OzGrav-UWA),_D._Coward_(OzGrav-UWA),_J._Moore_(OzGrav-UWA),_A._Burrell_(OzGrav-UWA),_A._Klotz_(IRAP),_P._Thierry_(AGORA_observatoire_des_Makes),_H._Crisp_(OzGrav-UWA),_and_E._Howell_(OzGrav-UWA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03902 |
1.0メートルのf/4高速スルーザドコ望遠鏡は、西オーストラリアのパースから北に約70キロ離れた、ギールのシャイアオブギンギンの専用「低光度」エリアにあります。オーストラリアの東海岸と南アフリカの間のこの南緯度で唯一のメータークラスの光学研究施設であり、他の同様の施設で監視されていない経度の光学過渡を迅速に画像化できます。ここでは、過去10年間に達成された主な結果を確認し、将来の目標に向けていくつかのポイントを示します。最後に、これらの新しい目標を達成するために施設で実行しなければならなかった変更と改善について説明します。
| Title |
The_Zadko_Observatory |
| Authors |
J._A._Moore_(OzGrav-UWA),_B._Gendre_(OzGrav-UWA),_D.M._Coward_(OzGrav-UWA),_H._Crisp_(OzGrav-UWA),_and_A._Klotz_(IRAP-UPS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03965 |
1.0メートルのf/4高速回転ザドコ望遠鏡は、2008年6月に、西オーストラリアのギンジンのシャイアにあるエールのパースの北約70キロに設置されました。ザドコ望遠鏡が動作しているので、多数のガンマ線バースト残光を検出することでその価値が証明されました。そのうちの2つは、オーストラリアの望遠鏡によって画像化された最も遠い「光学的過渡現象」です。その他のプロジェクトには、欧州宇宙機関（ESA）との契約が含まれ、潜在的に危険な地球の小惑星（2019）の画像化、近くの星の宇宙天気の監視（2019）、土星の衛星Titan（2018）の通過の測光が含まれます。別のアクティブなZadko望遠鏡プロジェクトは、静止衛星を追跡し、測光を使用してさまざまなスペースデブリ（脱落した衛星）を分類しようとしています。科学を教えるためのコンテキストとしての天文学（および宇宙科学）の重要性に対する世界的な認識が高まり続けているため、教育、トレーニング、および公共のアウトリーチの潜在的なツールとしてのザドコ望遠鏡の重要性は過小評価できません。この一例は、2017年に衝突する中性子星の発見への貢献についての全国メディアの報道であり、国民の想像力を捕らえました。このプロシーディングでは、天文台の持続可能性とさまざまな商業プロジェクトのホストに関与する技術管理に焦点を当てて、ロボット天文台の管理の実際的な側面に焦点を当てます。天文台の初期の単一の機器の状態から、現在のマルチ望遠鏡やマルチ機器の機能に至るまでの進化について概説します。最後に、展望台とサイトの将来について概説します。
LIGOシリーズ、埋め込みの次元とコルモゴロフの複雑さ
レーザー干渉計重力波観測所によって記録されたシリーズの解釈は非常に重要な問題です。当然のことながら、議論の余地はありません。ここでは、非線形動的システムの研究で広く使用されている2つの方法、つまり、埋め込みのTakensの次元の計算とコルモゴロフの複雑さのスペクトルを、イベントGW150914に記録された系列に適用します。前者の増加と後者の低下が観察され、主張されている重力波の出現と一致しています。これらの方法は、宇宙論的に関心のある信号を識別するのに役立つ追加のツールとして提案します。
広帯域測光からの測光赤方偏移推定のためのスペクトルテンプレートの学習
| Title |
Learning_Spectral_Templates_for_Photometric_Redshift_Estimation_from_Broadband_Photometry |
| Authors |
John_Franklin_Crenshaw_and_Andrew_J._Connolly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04291 |
広帯域測光からの赤方偏移の推定は、多くの場合、銀河の色を基になるスペクトルテンプレートにどの程度正確にマッピングできるかによって制限されます。現在の技術は、銀河の分光測光サンプルまたはスペクトル合成モデルから導出されたスペクトルを利用しています。これらのアプローチには両方とも限界があり、サンプルサイズが小さく、銀河の色の多様性を表していないことが多いか、モデルの色にバイアスをかけることができます（多くの場合、波長の関数として）。このホワイトペーパーでは、測定された赤方偏移と色を持つ$\sim$100K銀河の集団から、基礎となるスペクトルエネルギー分布を学習します。20のスペクトルテンプレートのサンプルの測光を測定するために使用される広帯域フィルターよりも大幅に高い解像度で輝線と吸収線を再構築できることを示しています。標準のスペクトルテンプレートセットを使用した推定と比較すると、トレーニングアルゴリズムにより、派生したフォトメトリック赤方偏移の外れ値の割合が最大28％、バイアスが最大91％、ばらつきが最大25％減少することがわかります。このアプローチの現在の制限と銀河の基本的なプロパティを回復するためのその適用性について説明します。派生テンプレートとこれらの結果を生成するために使用されるコードは、専用のGithubリポジトリ（https://github.com/dirac-institute/photoz_template_learning）で公開されています。
中間質量星の放射ゾーンにおける内部重力波の二次元シミュレーション
| Title |
Two-Dimensional_Simulations_of_Internal_Gravity_Waves_in_The_Radiation_Zones_of_Intermediate-Mass_Stars |
| Authors |
R._P._Ratnasingam,_P._V._F._Edelmann,_T._M._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03306 |
中間質量の主系列星は、対流コアを覆う大きな放射エンベロープを持っています。この構成により、対流-放射境界面で生成された内部重力波（IGW）が恒星表面に向かって伝播することができます。これらの波のサインは、星からの測光および分光データで観察できます。これらのIGWの伝播を、1次元の恒星進化コードである恒星天体物理学モジュール（MESA）からの現実的な恒星参照状態を伴う2次元の完全非線形流体力学シミュレーションを使用して調べました。単一の波が強制されると、波の自己相互作用が観察されます。2つの波が強制されると、これらの波の間の非線形相互作用（つまり、3者間相互作用）が観察され、異なる波長と周波数の波が形成されます。数値シミュレーションで見られるものと同様の波のスペクトルが強制されると、表面IGW周波数勾配が最近の観測と一致していることがわかります。このべき法則は、波動伝播の線形理論によって予測される法則に似ており、非線形性の影響である小さな偏差があります。同じ生成スペクトルが異なる恒星の回転と年齢で3つの太陽質量モデルに適用される場合、表面IGWスペクトル勾配は生成スペクトル勾配と非常に似ています。
現代のコロナグラフのコロナ質量放出可視関数
| Title |
The_Coronal_Mass_Ejection_Visibility_Function_of_Modern_Coronagraphs |
| Authors |
Angelos_Vourlidas,_L._A._Balmaceda,_H._Xie,_O._C._St._Cyr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03348 |
宇宙で現在作動しているすべてのコロナグラフのコロナ質量放出（CME）の検出機能を分析します。私たちは、磁束ロープの存在とおおむね一致する形態を持つ10の太陽半径を超えて伝播するCMEイベントと定義します。STEREOミッションとSOHOミッションに搭載されたコロナグラフの特別な軌道構成に対応する、5か月におよぶ間隔での多視点観測を利用します。これにより、他の外部に伝播する機能（波や流出など）からCMEを分類し、それらの期間中に排出された一意のCMEの総数を特定できます。STEREOCOR2-A/BおよびLASCOC2/C3コロナグラフのCME可視性関数を、観測されたCMEと一意のCMEの比率として直接決定します。可視性関数は、95％信頼区間で0.71から0.92の範囲です。同じ宇宙船のコロナグラフと複数の宇宙船のコロナグラフの検出を比較することにより、フレアや無線バーストなどのプロキシに頼らずに、CME検出能力に対する視野、機器のパフォーマンス、および投影効果の影響を評価します。主要なCMEがコロナグラフで見落とされていないこと、シノプティックケイデンス映画でいくつかの遅いハローのようなイベントが見逃されている可能性があること、狭い視野のコロナグラフでCMEと他の放出を区別することが困難であり、誤検出率につながることがわかります。。CME検出は、多視点イメージングでのみ検証できると結論します。直角位相の2つのコロナグラフは、適切な検出機能を提供します。最後に、観測されたCMEレートに可視性関数を適用して、40％の上方修正を行います。
Astraea：27日間の光度曲線による長い回転周期の予測
| Title |
Astraea:_Predicting_Long_Rotation_Periods_with_27-Day_Light_Curves |
| Authors |
Yuxi_(Lucy)_Lu,_Ruth_Angus,_Marcel_A.~Ag\"ueros,_Kirsten_Blancato,_Melissa_Ness,_Jason_L.~Curtis,_Sam_Grunblatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03351 |
惑星をホストする星の回転周期は、半径方向の速度測定における磁気活動の影響のモデリングと緩和に使用でき、惑星系の高エネルギーフラックス環境と宇宙天気を制約するのに役立ちます。何百万もの星と何千もの惑星のホストが通過中の太陽系外惑星観測衛星（TESS）で観測されています。ただし、ほとんどは1年に連続する27日間のみ観測されるため、従来の方法でローテーション期間を測定することは困難です。これは、外惑星探査の理想的な候補ですが、27日間の観測ベースラインを超える期間を持つ傾向があるフィールドM矮星では特に問題です。ガイアDR2の恒星パラメーターと組み合わせて、短時間の光度曲線から長い回転期間を予測するための新しいツール、Astraeaを紹介します。Astraeaを使用すると、全体で13％の不確実性（および30日を超える期間では9％の不確実性）でケプラーの4年の光度曲線から回転周期を予測できます。27日間のケプラーライトカーブセグメントでトレーニングすることにより、Astraeaは最大150日間のローテーション期間を9％の不確実性で予測できます（30日間を超える期間は5％）。これらの27日間のケプラー光度曲線セグメントでこのツールをトレーニングした後、\texttt{Astraea}を実際のTESSデータに適用しました。ケプラーとTESSの両方で観測された195個の星について、系統分類学の野生の違いにもかかわらず、55％の不確実性で回転周期を予測することができました。
ヤングスターガイアの爆発19bey
| Title |
The_Outburst_of_the_Young_Star_Gaia19bey |
| Authors |
Klaus_W._Hodapp,_Larry_Denneau,_Michael_Tucker,_Benjamin_J._Shappee,_Mark_E._Huber,_Anna_V._Payne,_Aaron_Do,_Chien-Cheng_Lin,_Michael_S._Connelley,_Watson_P._Varricatt,_John_Tonry,_Kenneth_Chambers,_Eugene_Magnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03396 |
若い恒星オブジェクトGaia19beyのバーストの測光と分光法を報告します。アーカイブガイアG、ATLASオレンジ、ZTFrバンド、およびPan-STARRSrizy-filter測光を使用して、バーストライトカーブを確立しました。約4年間のバーストを示し、通常のEXorsより長く、FUorsより短いです。バースト前のSEDは平坦な遠赤外線スペクトルを示し、Gaia19beyの初期の進化状態と、バーストを経験している他の深く埋め込まれた若い星との類似性を確認しています。ピークバーストの光度の下限は、想定される距離である1.4kpc、最小のもっともらしい距離で約182L_sunです。最大光に近い赤外線および光学分光法は、HIライン、強い赤色のCaII発光、他の金属輝線、赤外線COバンドヘッド放射、および強い赤外線連続体を含む輝線スペクトルを示しました。爆発の終わりに近づくにつれ、輝線はほとんど見えなくなり、スペクトルはほぼ純粋な連続スペクトルに変化しました。これは、磁気圏降着活動の停止を示しています。Gaia19beyが消えるにつれて、近赤外線の色が赤くなり、連続体コンポーネントの冷却を示しています。バーストの終わり近くで、残っている唯一の強い輝線は、禁止された衝撃励起輝線です。補償光学積分フィールド分光法は、流出空洞の形態を伴うH_21--0S（1）放出と、エッジオンディスクの形態を伴う1644nmでの[FeII]ラインの拡張放出を示します。ただし、Gaia19beyからの大規模なジェットは検出されません。
氷マントル上の水素原子の遭遇脱着について
| Title |
On_the_Encounter_Desorption_of_Hydrogen_Atoms_on_Ice_Mantle |
| Authors |
Qiang_Chang,_Xuli_Zheng,_Xia_Zhang,_Donghui_Quan,_Yang_Lu,_Qingkuan_Meng,_Xiaohu_Li_and_Long-Fei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03438 |
低温（10K）では、水素原子は穀物の氷のマントルで急速に拡散し、水素分子に頻繁に遭遇します。水素分子は、穀物表面の顕著な部分を覆っています。H2基板上のH原子の脱離エネルギーは、水氷上のそれよりもはるかに小さいです。H原子遭遇脱離メカニズムは、H2基板上のH原子の強化された脱離を研究するために採用されています。小さな反応ネットワークを使用して、H原子遭遇脱離を含むレート方程式モデルによって予測された定常状態の表面H存在量が、より厳密な微視的モンテカルロ法の結果とかなりよく一致することを示します。完全なガス粒子モデルの場合、H原子遭遇脱離は、表面H存在量を減らすことができます。したがって、モデルがH原子の遭遇脱離を採用する場合、メタノールなどの水素化生成物の形成はより困難になりますが、C、O、N原子は粒子表面で互いに結合しやすくなります。
NOAA AR 11429における繰り返しの相同性太陽噴火
| Title |
Recurring_Homologous_Solar_Eruptions_in_NOAA_AR_11429 |
| Authors |
Suman_K._Dhakal,_Jie_Zhang,_Panditi_Vemareddy_and_Nishu_Karna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03447 |
4日間のNOAA活動領域（AR）11429からの3つの相同な太陽噴火の研究を提示します。この大きく複雑なARは、北東（NE）と南西（SW）の2つの比較的単純なサブ領域に分かれています。太陽の噴火の原因となる物理的プロセスを分離するユニークな機会を提供する、さまざまな進化の段階でSWサブ地域からの再発性の噴火が発生しました。永続的なせん断と反対の磁気極性の収束により、SW極性反転ライン（PIL）に沿った連続的な磁束キャンセルが発生しました。SW-PILに沿って永続的に横たわっているフィラメントは、各噴火に耐えることが観察されました。これは、磁気システムの部分的な噴火を示唆しています。さらに、1回目と2回目の噴火に続いて、SW-PILに沿って類似の形態のS字状の磁気構造が再形成されました。磁束の光球運動は、部分的に噴火した磁気システムに負のヘリシティを連続的に注入および保存し、連続した噴火のために磁気自由エネルギーを蓄積しました。これらの結果は、反対の磁束のせん断運動と磁束の相殺が次のとおりであることを示唆しています：（1）進化相に関係なく、再発性の相同的噴火に寄与した支配的な要因、および（2）噴火構造を形成する主要なプロセス、おそらく磁束ロープであり、その長期間続くことにより、同一の噴火構造が再形成されます。研究はまた、同様の磁気トポロジーが同じ場所での磁気再結合をもたらす可能性があること、そして前駆相中のそのようなフレアが上にある磁場の制約を減らすことによって噴火を助けることも発見しました。
Devashtalでの月食のクールな巨星と連星のミリ秒秒の解像度
| Title |
Further_milliarcsecond_resolution_results_on_cool_giants_and_binary_stars_from_lunar_occultations_at_Devashtal |
| Authors |
A._Richichi,_Saurabh_Sharma,_T._Sinha,_R._Pandey,_A._Ghosh,_D.K._Ojha,_A.K._Pandey,_and_M.B._Naik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03459 |
2017年にDevasthalで開始されたプログラムのコンテキストで観測された26の月食イベントについて報告します。1.3m望遠鏡での通常の観測に加えて、3.6mでTIRCAM2カメラで実行された最初の試みも報告します。近赤外のDOT望遠鏡。結果は、2つの後期型巨星の初めての角直径、よく知られているAGB脈動変数SW〜Virの測定、および1つが初めて検出された8つの小さな分離バイナリの測定にあります（HR〜1860）。また、幅の広いバイナリSAO〜94431および55〜Tau（2回）も測定しました。残りのソースは、1ミリ秒以下の小さな上限で未解決であることがわかりました。私たちは、TIRCAM2装置の高速機能をさらに発展させて、プログラムに、より近赤外線の非常に消滅した光源も含めるように計画しています。
月の向こう側で測定された最初の太陽エネルギー粒子
| Title |
First_Solar_energetic_particles_measured_on_the_Lunar_far-side |
| Authors |
Zigong_Xu,_Jingnan_Guo,_Robert._F._Wimmer-Schweingruber,_Johan_L._Freiherr_von_Forstner,_Henning_Lohf,_Yuming_Wang,_Nina_Dresing,_Shenyi_Zhang,_Mei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03492 |
2019年5月6日、月の裏側にあるChang'E-4での月着陸機中性子線量測定（LND）実験により、最大21MeVの陽子エネルギーを持つ最初の小さな太陽エネルギー粒子（SEP）イベントが検出されました。LND、SOHO/EPHINおよびACE/EPAMの測定に基づいて、結合された陽子エネルギースペクトルが研究されています。LNDが月の特別な場所からの補完的なデータセットを提供し、宇宙環境の既存の観測と理解に貢献できることを示しています。速度分散分析（VDA）は、衝撃的な電子イベントと弱い陽子増強に適用され、結果は、電子がフレア開始の22分後にのみ放出され、タイプIIラジオバーストの$$sim$15分後に陽子が放出されることを示しています。電子放出後1時間以上。その場での電子の衝撃的な増強と導出された初期解放時間は、発生源と地球の間の良好な磁気接続を示しています。ただし、地球とSTAからの立体リモートセンシング観測では、SEPが地球の磁気フットポイントからほぼ100$^\circ$離れた活動領域に関連付けられていることが示唆されています。これは、これらのSEPの伝播が弾道マッピングモデルの下で公称パーカースパイラルに従うことができず、電子と陽子の放出と伝播メカニズムがこのイベント中に大幅に異なる可能性が高いことを示唆しています。
活動領域磁場のひので/ EIS測定
現在の仕事は、ひので/によって一般的に観察される少数の明るい\ion[Fex]と\ion[Fexi]線を利用して、太陽活動領域におけるコロナ磁場強度の測定を可能にする新しい診断技術の可能性を示しています。EIS高解像度分光計。この新しい診断技術の重要性は、2つの基本的な事実にあります。1）コロナ磁場は、宇宙天気と太陽コロナの特性を調整するプロセスの中心であるため、おそらくコロナ物理学で最も重要な量です。2）この手法は、2007年から2020年までの既存のEISアーカイブに適用できます。これには、複数の完全な太陽サイクルが含まれ、多数の活動領域、フレア、さらにはコロナ質量放出さえ含まれます。この新しい診断技術は、まったく新しい研究分野への扉を開き、来たるDKISTおよびUCoMP地上ベースの観測所からの磁場測定を補完し、ディスク上で観測され、現在まで無線測定によってのみサンプリングされた活動領域まで到達範囲を拡大します。この作業では、EISミッションのさまざまな時点で行われたEIS観測へのこの手法の適用例をいくつか紹介し、現在の制限とその精度を向上させる手順について説明します。また、この診断手法の適用に必要なすべてのラインがデータに含まれているEIS観測シーケンスのリストを提示し、太陽コミュニティがEISデータの膨大なセットをナビゲートし、コロナ磁場を測定するのに適した観測を見つけられるようにします。
水素プラズマポリトロープ指数に及ぼすイオン化‐再結合過程の影響について
| Title |
On_the_Influence_of_the_Ionization-Recombination_Processes_on_Hydrogen_Plasma_Polytropic_Index |
| Authors |
Todor_M._Mishonov,_Iglika_M._Dimitrova,_Albert_M._Varonov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03565 |
純粋な水素プラズマのポリトロピック（断熱）インデックスは、逆温度と電離度の関数として分析的に計算されます。さらに、ポリトロピックインデックスは、温度と密度の関数としてグラフで表示されます。部分的にイオン化された水素プラズマは、正確にポリトロピックではあり得ないと結論付けられる。単原子値5/3からの計算された偏差は、分光観測の分析によって決定された次数です。太陽コロナプラズマは一部の近似水素プラズマであるため、サハイオン化平衡に重元素を含めると太陽コロナのポリトロープインデックスを説明できると結論付けられます。実験室の血漿カクテルの類似の計算もまた、日常的な問題です。
太陽のような星における中間MHD波のイオン中性減衰の避けられない結果
太陽大気のコンテキストでは、中間モードのMHD波の秩序エネルギーを熱に放散する際の中性およびイオン化された種の役割を再検討します。磁場の閉じた管に沿って、流体力学と水素およびヘリウムのイオン化段階の保存方程式を解きます。最初に、コロナ加熱が突然停止した条件下でのコロナプラズマの進化を調べます。クールな（$<10^5$K）構造が数時間にわたって形成されることがわかります。適度な振幅のMHD波は、重力に逆らってプラズマをサポートするのに十分なエネルギーレートでイオン-ニュートラル衝突を通じてプラズマを加熱できます。次に、より涼しい雰囲気から計算を調べます。この計算は、暖かいメカニズム（$>10^4$）K長い（$>$数Mm）プラズマのチューブが同じメカニズムで発生することを示しています。これらの解と太陽および同様の星の観測された特性との関連性を推測します。これらの星の大気は、出現する磁場が浸透し、対流によって攪拌されます。おそらく、この基本的なプロセスは、太陽遷移領域における「クールループ」の存在と遷移領域ラインの幅広いコンポーネントの生成を説明するのに役立つ可能性があります。このような単純でおそらく避けられないメカニズムからのイオン化水素の生成は、星の金属性とは関係なく、10$^6$Kを超える温度でコロナを生成するために必要なより複雑なメカニズムを見つけるための重要なステップです。
広い太陽磁束管に沿って伝播するねじれアルフェン波の新しいカットオフ周波数
| Title |
New_Cutoff_Frequency_for_Torsional_Alfv'en_Waves_Propagating_along_Wide_Solar_Magnetic_flux_Tubes |
| Authors |
Swati_Routh,_Z.E._Musielak,_M.N._Sundar,_Sai_Sravanthi_Joshi,_Sree_Charan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03653 |
太陽彩層または下部太陽コロナのいずれかに埋め込まれた、孤立した等温で幅広い磁束管が考慮され、線形のねじれアルフベン波の伝播が調査されます。管の広さが新しいカットオフ周波数につながることを示しています。これは、さまざまな大気の高さでの波動伝播の条件を与える局所的な量です。カットオフは、太陽彩層と下部太陽コロナにおける伝播波と反射波の周波数範囲を確立するために使用されます。得られた結果は、薄い磁束管について以前に得られた結果と比較され、その違いが議論されます。さらに、結果はいくつかの現在の観測データと比較され、さまざまな大気の高さでのデータに伝播波の存在を確立するために使用されます。これは、太陽大気中の波によるエネルギーと運動量の伝達、および大気の加熱と風の加速における線形ねじれアルフベン波の役割に大きな影響を与えます。
WR147から発生する無線風車
| Title |
A_Radio_Pinwheel_Emanating_from_WR147 |
| Authors |
Luis_F._Rodr\'iguez,_Jane_Arthur,_Gabriela_Montes,_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez_and_Jes\'us_A._Toal\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03725 |
Wolf-Rayet（WR）の星は進化した巨大な星であり、おそらく超新星への途上にあります。彼らは高い光度と速くて密な恒星風が特徴です。スペクトルサブタイプWN8の窒素に富むWRスターであるWR147に関連する無線連続風車の兆候を検出しました。これらの構造は、2つの風が衝突するゾーンで形成されたダストがWR風で実行される高密度のガスとダストのプルームを生成する大量のコンパニオンを伴う、後期型の炭素に富むWRスターの周りで知られています。バイナリシステムが回転すると、赤外線で検出可能なアルキメデスの螺旋が形成されます。結果として得られる風車には、風速、風-運動量比、および軌道パラメータに関する情報が含まれます。ただし、WR147はWNスターであり、ダストの形成は起こりそうにないため、別の放出メカニズムが機能している必要があります。データの分析は、この場合、放出が非熱的性質（シンクロトロン）であることを示唆していますが、自由自由放出では一部の塊がより明るくなる可能性があることを除外することはできません。WNスターに関連付けられた風車は、無線波長で非熱エミッターとしてのみ検出される可能性があります。風車の特性から、風車の原因であるバイナリシステム（WN8スターと伴星は直接検出されていません）の期間は1.7年と推定します。
13年間のP Cygni分光偏光分析：H $ \ alpha $、周期性、および楕円率による質量損失の調査
| Title |
13_Years_of_P_Cygni_Spectropolarimetry:_Investigating_Mass-loss_Through_H$\alpha$,_Periodicity,_and_Ellipticity |
| Authors |
Keyan_Gootkin,_Trevor_Dorn-Wallenstein,_Jamie_R._Lomax,_Gwendolyn_Eadie,_Emily_M._Levesque,_Brian_Babler,_Jennifer_L._Hoffman,_Marilyn_R._Meade,_Kenneth_Nordsieck,_and_John_P._Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03777 |
有名なルミナスブルー変数（LBV）、PCygniの13年以上にわたる光学および近紫外分光偏光観測について報告します。LBVは、最も大規模な星の寿命における重要な移行期であり、星のグループの中で最大の質量損失率を達成します。分光偏光分析を使用して、PCygniを取り巻く近星周囲環境の形状について学習し、LBVの質量損失に関する洞察を得ることができます。HPOLおよびWUPPE分光偏光計からのデータを使用して、PCygniの分光偏光信号への星間偏光の寄与を推定し、H$\alpha$輝線にわたる偏光の変動性を分析し、データ内の周期的信号を検索し、統計的手法を導入します天文学にとって新しい球面対称性からの偏差で、好ましい位置角度を検索する。私たちのデータは以前の調査結果と一致しており、星の周りに均一に分布した塊からの自由電子散乱を示しています。ただし、これは、H$\alpha$ラインのパーセント分極の構造と、以前に検出されなかった一連の周期性によって複雑になります。
マイクロレンズ源としての非放射状に脈動する星
非放射性脈動（NRP）星のマイクロレンズ化を研究します。脈動は、l、mの値が異なる球面調和関数を使用して恒星の半径と温度に対して定式化されます。NRPスターからのマイクロレンズ光曲線の特性を、さまざまな脈動モードとの関連で調査します。NRP星のマイクロレンズの場合、有限の光源サイズの影響を無視できない限り、光度曲線は拡大曲線と光源星の固有光度曲線の単純な乗算ではありません。シミュレーションされた光度曲線から3つの主な結論を導き出すことができます。まず、$m\neq0$のモードの場合、およびビューの傾斜がポールオンに近い場合、観測者に向けた恒星の明度は脈動フェーズでほとんど変化しません。この場合、高倍率のマイクロレンズ現象は色付きであり、これらのソース星の変動性を明らかにすることができます。第二に、脈動モードのいくつかの組み合わせは、ほぼ縮退した光度曲線を生成します（たとえば、（l、m）=（3,0）、（5,0））。レンズが投影された光源と交差しない限り、得られるマイクロレンズ光の曲線も縮退します。最後に、m=1を含むモードの場合、恒星の明るさの中心は座標の中心と一致せず、投影された光源の明るさの中心は脈動フェーズで空を移動します。輝度の重心におけるこの時間依存の変位の結果として、倍率ピークの時間は、光源の座標の中心ではなく、輝度の中心へのレンズの最も近いアプローチと一致します。NRPスターのバイナリマイクロレンズとコースティックスクロッシングフィーチャは色付きです。
ALMAで観測された小さな彩層の明るい特徴における高周波振動
| Title |
High-frequency_oscillations_in_small_chromospheric_bright_features_observed_with_ALMA |
| Authors |
Juan_Camilo_Guevara_G\'omez,_Shahin_Jafarzadeh,_Sven_Wedemeyer,_Mikolaj_Szydlarski,_Marco_Stangalini,_Bernhard_Fleck_and_Peter_Keys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04179 |
プラージュ/拡張ネットワーク領域の彩層における3つの小さな明るい特徴の輝度温度、サイズ、および水平速度の振動の検出を報告します。バンド3のAtacamaラージミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で高い時間分解能（つまり2秒のケイデンス）で観測された観測は、3mmの中心にあり、100GHzです。平均して、それぞれ$90\pm22$s、$110\pm12$s、および$66\pm23$sのオーダーの、異なるが重複する期間の分布での動作。輝度温度の摂動と3つの機能のサイズとの間に反相関関係が見られます。これは、これらの小さな構造物に高速ソーセージモードの波が存在することを示唆しています。さらに、横方向の振動の検出（不確実性は大きくなります）は、キンク波を代表する可能性のあるアルフシェニック振動の存在も示唆している可能性があります。この研究は、太陽彩層内の高周波電磁流体波を検出するためのALMAによる高ケイデンス観測の診断の可能性を示しています。そのような波は潜在的に膨大な量のエネルギーを太陽の外気に向けることができます。
TNG XXVIのGAPSプログラム。 Mスターの磁気活動：AD Leonisの分光モニタリング
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_XXVI._Magnetic_activity_in_M_stars:_spectroscopic_monitoring_of_AD_Leonis |
| Authors |
C._Di_Maio_and_C._Argiroffi_and_G._Micela_and_S._Benatti_and_A.F._Lanza_and_G._Scandariato_and_J._Maldonado_and_A._Maggio_and_L._Affer_and_R._Claudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04242 |
M矮星の恒星活動を理解することは、恒星大気の物理学に関する知識を向上させ、惑星探索プログラムを行うための基本です。高レベルの恒星活動（フレアイベントも伴う）は、恒星からの放射に追加の変動を引き起こし、惑星によって引き起こされた信号を汚染し、修正する必要があります。活動的な星の活動指標の研究は、この信号をモデル化する私たちの能力を向上させることができます。私たちの目的は、M星の恒星彩層の振る舞いを理解し、より感度の高い彩層活動指標を調査し、それらの変動性を特徴付け、これらの指標間の相関関係を見つけて、低質量星の磁気活動の起源に関する情報を取得することです。でHARPS-Nによって提供されたデータを使用してADLeonisについて測定された主な光学活性指標（CaIIH＆K、バルマーライン、NaID$_{1,2}$ダブレット、HeID$_3$およびその他のヘリウムライン）を研究しました2018年および2006年のHARPSによって。選択した活動指標の過剰フラックスを測定し、異なる指標間の相関とフラックスの時間的進化を分析しました。2018年の観測の実行中に恒星のフレアが特定され、H$\alpha$、H$\beta$、HeI4471A、HeI5876Aのラインが2つのガウス成分でラインプロファイルをフィッティングすることにより詳細に分析されました。CaIIH＆Kフラックスの過剰は互いに強く相関しているが、CaIIH＆Kダブレットは一般に他の指標との相関が低いことがわかりました。さらに、H$\alpha$はNaIダブレットおよびヘリウム線と相関しています。調査したラインのフラックスの時間変動を分析すると、2006年よりも2018年の観測中に星の活動のレベルが高いことがわかりました。一方、CaIIH＆Kは2006年の観測中に得られたスペクトルにより強い放射を示しました。イベント中の質量運動を評価するフレア。
太陽表面磁場に基づくX線明るいG矮星のコロナ特性の調査-コロナ関係
| Title |
Investigation_of_coronal_properties_of_X-ray_bright_G-dwarf_stars_based_on_the_solar_surface_magnetic_field_--_corona_relation |
| Authors |
Shinsuke_Takasao,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Takuma_Shimura,_Atsushi_Yoshida,_Masanobu_Kunitomo,_Yuki_A._Tanaka,_and_Daisuke_Ishihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04255 |
広範囲のX線輝度$L_{\rmX}$（$3\times10^{26}$から$2\times10^{30}〜{\rmerg〜s^{-1}}$）。10個の明るいX線（$L_{\itX}>10^{28}〜{\rmerg〜s^{-1}}$）のG矮星のアーカイブデータを分析して、それらの放射測定値（EM）と顕著な星フレアが観察されなかった期間のコロナ温度（$T$）。私たちは現在の太陽の理解に基づいて関係を説明しようとしました：いわゆるRTVスケーリング則と表面磁気特徴の観測されたべき則分布関数に基づく定常コロナモデル。複数のアクティブな領域を持つ星のEM-$T$関係の理論的なスケーリング則を導出し、それを文献のデータと組み合わせた観測に適用しました。太陽パラメータを使用すると、スケーリング則はゆっくり回転する星のデータと一致するように見えます。しかし、より多くのX線の明るい星は、太陽パラメーターに基づくスケーリング則のはるか上に位置しています。スケーリング則は、これらの星が同じべき乗則インデックスを持つが10〜100倍大きい係数を持つアクティブ領域のべき乗則分布関数を示す場合に、観測を説明する可能性があります。これは、X線の明るい星が、太陽よりも特定のサイズでよりアクティブな領域を示すことを示唆しています。サンプルには高速で回転する星が含まれているため、現在の太陽に基づくスケーリング則からのX線明るい星のオフセットは、それらの高速回転による表面磁場生成の強化によるものであると推測します。
コア崩壊超新星のための多次元前駆モデルの開発について
質量のある星における殻対流の多次元流体力学シミュレーションは、鉄心崩壊の間に増幅される非球面摂動の発達を示唆しています。これらの摂動は、失速したショックの背後にある総応力を増加させることにより、ニュートリノ駆動のコア崩壊超新星爆発メカニズムの遅延に重大かつ定性的な影響を与えます。この論文では、MESAとFLASHを使用して重力不安定性と鉄芯崩壊の前の最後の$\sim$424秒間に1次元、2次元、3次元（3D）で進化した15\msunモデルの特性を調査します。シミュレーションフレームワーク。崩壊の直前に、最初に摂動された完全3Dモデルは、マッハ数のSiおよびOシェル領域で角度平均対流速度の大きさが$\約$240-260kms$^{-1}$に達することがわかります$\約$0.06。Oシェルのパワーの大部分は大規模に存在し、球面調和次数（$\ell$）が2〜4であることを特徴としていますが、Siシェルは$\ell\約30の小規模の広いスペクトルを示しています。-40$。どちらの対流領域も、崩壊近くの$\ell=5$で電力の増加を示しています。1D\texttt{MESA}モデルは、最高解像度の3Dモデルと比較すると、Siシェルの対流速度プロファイルと速度に一致することを示しています。ただし、Oシェル領域では、\texttt{MESA}が予測する速度が、すべての3Dモデルが示唆するよりも約\emph{4}倍遅いことがわかります。この研究で検討された多次元恒星モデルの8つすべてが公開されています。
アクシオンは恒星のコアの内部に豊富に生成され、銀河系の磁場で観測可能なX線に変換されます。私たちは、5連星とウェスタールンド1のスーパースタークラスターに焦点を合わせています。これらの星は、アキシオン-光子結合を通じて効率的にアキシオンを生成します。私たちは銀河の磁場モデルを使用して、これらのクラスターから放出されたアキシオンから局所的に予想されるX線フラックスを計算します。次に、アキシオンモデルの予測と10〜80keVのアーカイブNuSTARデータを組み合わせて、アキシオンの証拠を検索します。アキシオンの有意な証拠は見つからず、アキシオン-光子結合を拘束します$g_{a\gamma\gamma}\lesssim3.6\times10^{-12}$GeV$^{-1}$質量$m_a\lesssim5\times10^{-11}$eV、95％の信頼度。
第2および第3世代の重力波検出器ネットワークを使用した偏心バイナリブラックホールマージャーの観察
| Title |
Observation_of_eccentric_binary_black_hole_mergers_with_second_and_third_generation_gravitational_wave_detector_networks |
| Authors |
Zhuo_Chen,_E._A._Huerta,_Joseph_Adamo,_Roland_Haas,_Eamonn_O'Shea,_Prayush_Kumar,_Chris_Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03313 |
[要約]偏心、非回転、インスパイラルガウスプロセスのマージ近似（ENIGMA）波形モデルの改良版を紹介します。このすぐに使用できるモデルでは、次のことができることがわかります。（i）$m_{\{1、\、2\}}\in[5M_{\odot}、\、50M_{\odot}]$パラメータ空間、およびバイナリ傾斜角の全範囲。（ii）初期重力波の周波数$f_{\textrm{GW}}=15\、\textrm{Hz}$から0.04秒以内に8192Hzのサンプルレートで波形を生成します。（iii）準循環合併の物理を再現します。ENIGMAを利用して、ツインLIGO検出器、Virgo、KAGRA、LIGO-India、オーストラリアのLIGOタイプの検出器、CosmicExplorer、アインシュタイン望遠鏡。高度なLIGOタイプの検出器のコンテキストでは、偏心マージャーのSNRは、$f_{\textrm{GW}}=10\に$e_0\leq0.4$があるシステムの準円形マージャーより常に大きいことがわかります。\textrm{Hz}$、たとえ偏心信号のタイムスパンが、同一の総質量と質量比を持つ準循環システムの3分の1であっても。CosmicExplorerタイプの検出器ネットワークの場合、$f_{\textrm{GW}}=10\、\textrm{Hz}$にある$e_0\leq0.3$の場合、偏心結合は準循環システムよりもSNRが類似していることがわかります。$f_{\textrm{GW}}=10\、\textrm{Hz}$に$e_0\sim0.5$があるシステムは、準円形の合併によって生成されるSNRの50％〜90％の範囲のSNRを持っていますこれらの偏心信号が疑似循環システムの長さの3分の1から10分の1の間にある場合。アインシュタイン望遠鏡タイプの検出器の場合、$f_{\textrm{GW}}=5\、\textrm{Hz}$にある$e_0\leq0.4$の場合、偏心マージは準円形システムよりもSNRが似ていることがわかります。
高次多重微分IMEXスキーム
最近、4次漸近保存多微分Implicit-Explicit（IMEX）スキームが開発されました（Sch\"uzandSeal2020、arXiv：2001.08268）。このスキームは、時間における4次Hermite補間に基づいており、アプローチを使用します十分に反復された場合、基になる求積法に収束する演算子分割に基づいています。エルミートスキームは、天体物理学で数十年、特にN体の計算に使用されてきましたが、硬い方程式を解くのに適した形式ではありません。この作業では、スキームを拡張しますSch\"uzとSeal2020で上位に提示されます。このような高次スキームは、物理科学全体で発生する、硬い項を含む微分方程式のシステムに対する高精度の解を求めることを目的とする場合に利点を提供します。まず、任意の次数のエルミートスキームを導出し、これらの式の安定性について説明します。その後、Sch\"uzとSeal2020のメソッドがこれらのスキームのいずれかに簡単に一般化される方法を示し、結果として生じるIMEXスキームの収束特性を証明します。次に、6次から12次までの範囲のメソッドの結果を提示し、探索します。線形および非線形の常微分方程式とバーガース方程式の両方を含むテスト問題の選択。私たちの知る限り、これはエルミートの時間ステップ法が偏微分方程式に適用された初めての例です。次に、これらのスキームのいくつかの利点について説明します。、並列処理の可能性、メモリ使用量の減少、制限、潜在的な欠点など。
潮汐変形能と核対称性エネルギーパラメータの相関関係を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_correlations_of_tidal_deformability_with_the_nuclear_symmetry_energy_parameters |
| Authors |
Tuhin_Malik_and_B._K._Agrawal_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia_and_J._N._De |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03469 |
カイ二乗ベースの共分散アプローチにより、核物質パラメーター（NMP）の分布に頼ることなく、一連の適合データから直接、核物質に関連する望ましいオブザーバブル間の相関を推定できます。このようなアプローチは、中性子星の潮汐変形性と、中性子星の最大質量とともに有限核に関する広範なフィットデータのセットによって支配される勾配と核対称性エネルギーの曲率パラメーターとの相関関係を研究するために適用されます。適合データと一致するNMPの分布に関する知識は、この共分散アプローチの中心であるヘッセ行列に暗黙的に組み込まれています。NMPの分布を明示的に使用して得られた結果と比較すると、フィットデータによって誘導されたNMP間の適切な相関関係が、潮汐変形性と対称エネルギーパラメーターの相関関係を強化するのに役立つことを示しています。相関は消える傾向があると述べた。アイソスカラーとアイソベクトルNMP間の相互作用も強調されています。
核媒質におけるオクテット、低位チャーム、低位ボトムバリオンの磁気モーメント
| Title |
Magnetic_moments_of_the_octet,_low-lying_charm,_and_low-lying_bottom_baryons_in_a_nuclear_medium |
| Authors |
Kazuo_Tsushima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03724 |
オクテットの磁気モーメント、低位チャーム、および対称核物質における非ゼロ光クォークを伴う低位ボトムバリオンを研究します。これは、これらの低位のチャームとボトムバリオンの磁気モーメントの媒体変化を推定する最初の研究です。
| Title |
The_Shape_of_the_Black_Hole_Photon_Ring:_A_Precise_Test_of_Strong-Field_General_Relativity |
| Authors |
Samuel_E._Gralla,_Alexandru_Lupsasca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.03879 |
ブラックホールフォトンリングの普遍的な干渉シグネチャに基づいて、強磁場一般相対性理論（GR）の新しいテストを提案します。光子リングは、GRによって予測されたがまだ観測されていない狭いリング状の特徴であり、ブラックホールの近くの光源の画像に表示されます。これは、イベントの地平線のいくつかのシュヴァルツシルト半径内で光が極端に曲がることによって引き起こされ、カージオメトリの不安定な束縛光子軌道を直接探査します。観測可能なフォトンリングの正確な形状は、天文源のプロファイルに著しく影響を受けないため、GRの厳密なテストとして使用できることを示しています。M87*をターゲットとする宇宙ベースの干渉実験では、光源のカー特性をサブサブパーセントレベルまでテストできると予測しています。
超新星爆発が地球から数百パーセク以内で発生した場合、ニュートリノに加えて膨大な数のアキシオンが地球に到達する可能性があります。この論文では、これらの超新星のアキシオンをアキシオンヘリコスコープで検出する可能性について詳しく説明します。超新星以前のニュートリノ警報システムの助けを借りて、爆発する超新星にヘリコスコープを前もって向けることが可能です。超新星のアキシオンは、ヘリコスコープの端に設置されたガンマ線検出器で検出できます。このような検出システムをアキシオン超新星スコープ（SNscope）と呼びます。アクシオンSNスコープの概念設計を提案します。この場合、ガンマ線検出器は、太陽アキシオンのX線検出器の反対側に設置されます。通常の運用時間中は引き続きアクシオンヘリコスコープとして機能し、SN前のニュートリノアラートが受信されると、スコープは一時的に向きを変え、SN候補に向けられ、超新星のアキシオンを待ちます。超新星のアキシオン検出の感度を推定し、IAXOなどの次世代のアキシオンヘリコスコープに基づくSNscopesが、目に見えないアキシオンを探索し、恒星の冷却異常のアキシオン解釈をテストする可能性があることを発見しました。
極暗黒エネルギーの存在下でエネルギー条件を満たす、進化する移動可能なワームホール
| Title |
Evolving_traversable_wormholes_satisfying_the_energy_conditions_in_the_presence_of_pole_dark_energy |
| Authors |
Mahdi_Kord_Zangeneh,_Francisco_S._N._Lobo,_Hooman_Moradpour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04013 |
最近提案された極暗黒エネルギーモデル内で、インフレ、放射、物質支配の時代の通過可能なワームホール形状、および痕跡のないエネルギー運動量テンソル（EMT）を持つ動的ワームホールの進化を検討します。進化する放射線と物質が支配するワームホールの時空は、ヌルエネルギー条件（NEC）を満たしますが、後で負のエネルギー密度を持ち、この特定のドメインの弱いエネルギー条件（WEC）に違反することを示します。ただし、コンフォーマルな不変の質量のないフィールドによってサポートされるトレースレスEMT進化ワームホールは、常に、また半径座標のすべての値について、WEC、およびその結果としてNECを満たします。したがって、これらのジオメトリがプランク時代に量子重力過程を介して発生するシナリオを想像できます。インフレーションはこれらのプランクのワームホールの拡大に自然なメカニズムを提供し、FLRWバックグラウンドの進化は極暗黒エネルギーによって支配されます。文献で初めて、どこでも、いつでも、NECおよびWECを満たす特定の動的4次元ソリューションが提示されます。
電磁観測による地平線トポロジーのテスト
| Title |
Testing_horizon_topology_with_electromagnetic_observations |
| Authors |
Sourabh_Nampalliwar,_Arthur_G._Suvorov,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04066 |
宇宙定数のない一般相対論では、ホーキングによる古典的な定理は、定常ブラックホールはトポロジカルに球形でなければならないことを述べています。この結果は、カーメトリックの一意性を集合的に示すいくつかの要素の1つです。ただし、一般相対性理論が高エネルギーまたは宇宙論スケールで重力を不正確に説明している場合、ホーキングの結果は適用されない可能性があり、自明ではないトポロジのブラックホールは、少なくとも数学的には許容可能です。宇宙物理学のブラックホールのカーの記述からのさまざまな理論上の逸脱に厳しい制約を課すために、電磁波と重力波のデータを含むテストが使用されてきましたが、トポロジーの代替案には比較的ほとんど注意が払われていません。この論文では、トポロジー的に重要なブラックホールを認める$f（R）$重力理論の新しい正確な解を導き出し、蛍光K$\alpha$鉄線プロファイルやブラックホール画像などのオブザーバブルを仮説から計算します。これらのオブジェクトを収容する天体物理学システムは、ブラックホールの性質の新しいテストの理論的基礎を提供します。質的比較に基づいて、トポロジー的に重要なオブジェクトは電磁観測量に強い痕跡を残し、ほとんどすべての場合に一般相対論的ブラックホールと簡単に区別できることを示します。
純粋なラブロック重力における弱い宇宙検閲予想
4次元の回転するブラックホールは、線形次数のテスト粒子の付加によって過剰回転する可能性があることはよく知られていますが、非線形摂動が含まれる場合は常に転倒します。アインシュタイン重力では、回転による反発力が次元の質量$D>5$による引力よりも優勢であり、その結果、線形秩序降着であってもブラックホールを過剰回転させることはできません。純粋なLovelock回転ブラックホールの場合、この次元のしきい値は$D>4N+1$です。$N$は、アクションのLovelock多項式の単一の$N$次の項の次数です。したがって、純粋なLovelock回転ブラックホールは常に、$4N+1$を超えるすべての次元で弱い宇宙検閲推定（WCCC）に従います。全体の重力はこの次元のしきい値を超えて反発するので、回転ブラックホールはどのように形成されるのでしょうか。
トロイダル構造に囲まれたブラックホールの簡単なモデルを考えます。磁場と潮汐力による変形が発生します。このシステムでは、プレストンポアソンブラックホールの影を作成し、超大質量ブラックホール$M87^*$に適用して、対応するシュヴァルツシルトおよびカーブラックホールの影と比較します。大きな偏差パラメーター$B$と$E$の場合、測定の角度分解能が$\mu\mathrm{arcsec}$である場合、プレストンポアソンブラックホールの影はカーブラックホールとはっきり区別できます。
NICA SPDでのハドロン衝突における反陽子収量の研究について
$p$-$p$衝突と$p$-$d$衝突における反陽子収量の研究は、弱く相互作用する大粒子からなる暗黒物質の天体物理学的検索にとって重要です。広いエネルギー範囲で生成された反陽子の生成断面積、角度および運動量スペクトルを精緻化することで、AMS-02およびPAMELA軌道分光計で得られた結果を処理できます。この論文では、JINR（ドゥブナ）で建設中のNICAコライダーで計画されたSPD実験で可能な測定の詳細なモンテカルロ研究を紹介します。
非対称テクスチャーからのレプトジェネシス
$SU（5）\times\mathcal{T}_{13}$``非対称テクスチャ''のコンテキストで非共鳴熱レプトン生成を調査します。ディラックとマヨラナの両方の${CP}$違反は、tribimaximalシーソー混合行列の単一フェーズ。宇宙のバリオン非対称性は、フレーバー効果が$\mathcal{O}（10^9-10^{12}）$$\text{の右手ニュートリノ質量に対して考慮される場合にのみ、このモデルで説明できることを示しますGeV}$。バリオン非対称性の符号は、以前に予測されたディラック$\require{cancel}\cancel{CP}$相の符号も決定します$|\delta_{CP}|=1.32\pi$、最新のグローバルフィット$\delta_{CP}^{PDG}=1.37\pm0.17\pi$と一致します。
