宇宙時間全体にわたる落下衛星ハローの軌道分布
落下するサブハローの初期軌道は、サブハローとその中の衛星銀河のその後の進化を大きく決定し、それらのホストのアセンブリに光を当てます。さまざまな解像度の宇宙シミュレーションの大規模なセットを使用して、落下時のサブハローの軌道分布と、大きなダイナミックレンジでの質量と赤方偏移の依存性を定量化します。さらに、半解析モデルの初期条件として機能する、宇宙時間全体で検証された統一された正確なモデルを提供します。落下速度$v$は、サブビオ質量または赤方偏移に対してホストビリアル速度$V_{\mathrm{h}}$の近くでピークになる普遍分布に従うことがわかりますが、落下軌道は$v\simV_{\mathrm{h}}$。さらに、ホストの質量が大きい、またはサブ対ホストの比率が高いサブハローは、ホストの質量が小さい、またはサブ対ホストの比率が低いものよりも、比較的小さい角運動量で、より半径方向に移動する傾向があります。同じ正規化された軌道エネルギー。これらの関係は、赤方偏移とはほぼ独立しており、密度のピークの高さをホストハロー質量のプロキシとして使用すると、宇宙論の可能性が非常に高くなります。上記の傾向は、より大きな構造物については動的環境が比較的低温であるというシナリオと一致しています。これは、それら自体の重力が局所ポテンシャルを支配する可能性が高いためです。さらに、外部の潮汐場は、速度の振幅ではなく、軌道方向に影響を与えるようです。
銀河バイアスをモデル化するための摂動理論：暗黒エネルギー調査のシミュレーションによる検証
| Title |
Perturbation_theory_for_modeling_galaxy_bias:_validation_with_simulations_of_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
S._Pandey,_E._Krause,_B._Jain,_N._MacCrann,_J._Blazek,_M._Crocce,_J._DeRose,_X._Fang,_I._Ferrero,_O._Friedrich,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_G._M._Bernstein,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_K._Honscheid,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_J._Weller_(for_the_DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05991 |
測光銀河調査への応用のための銀河バイアスの摂動理論（PT）モデルについて説明します。構成空間でgalaxy-galaxyおよびgalaxy-matter相関関数をモデル化し、暗黒エネルギー調査（DES）用に設計された模擬カタログからの測定値に対して検証します。5つの銀河バイアスパラメータを持つ効果的なPTモデルは、4Mpc/$h$および$z<1$のスケールを超える3D相関関数の適切な説明を提供することがわかります。私たちのテストは、DES-Year3分析の予測精度で、2つの非線形バイアスパラメーターをそれらの共進化値に固定し、3番目（より高い微分バイアスの$k^2$項）を固定できることを示しています。ゼロに設定します。合意は通常、対象となるスケール全体で2％レベルです。これは、シミュレーション測定の統計的不確実性です。このレベルの合意を達成するために、{\itフィデューシャル}モデルでは、（1ループのPTではなく）完全な非線形物質パワースペクトルを使用する必要があります。また、非線形バイアスパラメーターと線形バイアスパラメーターの関係を測定し、それらを予想される共進化値と比較します。これらのテストを使用して、暗黒エネルギー調査の宇宙論的分析のために銀河バイアスモデルとスケールカットを動機付けます。私たちの結論は、一般的にすべての測光調査に当てはまります。
スーパーパフプラネットケプラー-79dのための特徴のない赤外線透過スペクトル
| Title |
A_Featureless_Infrared_Transmission_Spectrum_for_the_Super-Puff_Planet_Kepler-79d |
| Authors |
Yayaati_Chachan,_Daniel_Jontof-Hutter,_Heather_A._Knutson,_Danica_Adams,_Peter_Gao,_Bj\"orn_Benneke,_Zachory_Berta-Thompson,_Fei_Dai,_Drake_Deming,_Eric_Ford,_Eve_J._Lee,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Nikku_Madhusudhan,_Hannah_R._Wakeford,_Ian_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05480 |
非常に低密度の惑星（「スーパーパフ」）は、小さな、しかし興味をそそる通過する惑星集団のサブセットです。超地球の範囲の質量（$1-10$M$_{\oplus}$）と巨大惑星の半径に似た半径（$>4$R$_{\oplus}$）で、それらの大きなエンベロープは水雪の境界線を越えて付着し、多くは壊滅的な質量損失の影響を受けやすいようです。水の存在と質量損失の重要性の両方を、透過分光法を使用して調査できます。ここでは、新しいHSTWFC3分光法とスーパーパフケプラー79dの更新されたケプラー通過深度測定値を示します。$1.1-1.7$$\mu$mWFC3バンドパスでは分子吸収機能は検出されず、ケプラーとWFC3のデータの組み合わせは、大気中のエアロゾルの存在を示すフラットラインモデルと一致しています。Kepler-79dの透過スペクトルの形状を、進行中の質量損失による外向きの粒子フラックスを組み込んだ微物理ヘイズモデルからの予測と比較します。光化学ヘイズは、Kepler-79dなどのスーパーパフの観測された特性について魅力的な説明を提供することがわかります。これは、測定半径を移動することにより、近赤外スペクトルを同時に機能させず、推定されるエンベロープの質量損失率を低減するためです（光学的深さ統一表面）輸送中）圧力を下げる。スーパーパフの質量損失率の幅広い質問を再検討し、ヘイズが光球を通常想定される圧力$\sim10$mbarから移動させると、スーパーパフの大部分の年齢推定値と質量損失率を調整できることがわかります$\sim10\;\mu$bar。
乾いた小石の付着によって形成されたほとんどの超地球は、5つの地球の質量よりも重くない
| Title |
Most_super-Earths_formed_by_dry_pebble_accretion_are_less_massive_than_5_Earth_masses |
| Authors |
Julia_Venturini,_Octavio_M._Guilera,_M._Paula_Ronco,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05497 |
この研究の目的は、自己矛盾のないダスト成長モデルから乾いた小石の降着による岩石の多い惑星の形成を研究することです。特に、ケプラーのサイズ分布の2番目のピークを説明するために、薄いH-He雰囲気を維持できる岩石惑星の最大コア質量を計算することを目指しています。私たちは、氷河内部の小石の付着によって惑星の成長をシミュレートします。ペブルフラックスは、代表的なダストサイズの移流拡散方程式を解くことにより、ダストの成長から自己矛盾なく計算されます。水氷ラインでのダストの凝固、ドリフト、細分化、昇華が含まれます。ディスクの進化は、中心の星からの光蒸発を伴う$\alpha$-discsに対して計算されます。惑星は、ケイ酸塩の小石の付着とガスの付着によって月質量の胚から成長します。異なる初期の円盤の質量、$\alpha$-粘度、円盤の金属性および胚の位置の影響を分析します。最後に、蒸発による大気の質量損失を計算します。アイスラインの内部では、フラグメンテーションバリアが小石のサイズを決定していることがわかります。これにより、さまざまなディスク粘度に対するさまざまな惑星成長パターンがもたらされます。アイスライン内では、小石分離質量は通常、ディスクの進化から最初の100万年以内に5M$_{\oplus}$未満の値に減衰し、コア質量をその値に制限します。大気質量損失を計算した後、コアが$\sim$4M$_{\oplus}$未満の惑星は、大気が完全に取り除かれ、いくつかの4-5M$_{\oplus}$コアがケプラーサイズ分布のギャップ/2番目のピークにそれらを配置する薄い雰囲気。全体として、岩の多い惑星は低粘度の円盤（$\alpha\lesssim10^{-4}$）でのみ形成されることがわかります。$\alpha\geq10^{-3}$の場合、岩の多いオブジェクトは火星の質量を超えて成長しません。乾いた小石の降着の最も典型的な結果は、火星から$\sim$4M$_{\oplus}$に及ぶ質量を持つ地球型惑星です。
ラディウスバレーの性質：形成および進化モデルからのヒント
| Title |
The_Nature_of_the_Radius_Valley:_Hints_from_Formation_and_Evolution_Models |
| Authors |
Julia_Venturini,_Octavio_M._Guilera,_Jonas_Haldemann,_M._Paula_Ronco,_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05513 |
ケプラーサイズ分布における半径の谷の存在は、地球と海王星の半径の間の半径を持つ太陽系外惑星の起源と構成を理解するための最も重要な観測上の制約の1つとして立っています。この作業の目標は、最初に純粋なフォーメーションの観点から、そして次にフォーメーションと進化の組み合わせモデルから、ラディウスバレーの存在について洞察を提供することです。凝集、ドリフト、フラグメンテーションによるダストの進化を含む地球規模の惑星形成シミュレーションを実行します。粘性付着と光蒸発によるガス状ディスクの進化。惑星は、月の塊の胚から、水氷線に対する位置に応じて、ケイ酸塩または氷のような小石の降着によって成長します。ガスの降着とタイプI/IIの移動について説明します。ディスクプロパティと胚の初期位置の広い範囲を評価する広範なパラメーターの研究を実行します。形成後の光蒸発による質量損失を説明します。ウォーターアイスラインでのダストプロパティの変化により、岩の多いコアは通常$\sim$3M$_{\oplus}$で形成され、最大質量は$\sim$5M$_{\oplus}$、氷のようなコアのピークは$\sim$10$M_{\oplus}$ですが、質量が5M$_{\oplus}$未満の場合は不足します。ガス状のエンベロープを無視すると、岩石と氷のコアがケプラーサイズ分布の2つのピークを自然に説明します。$\sim$10M$_{\oplus}$よりも大きいコアの巨大なエンベロープの存在は、4R$_{\oplus}$を超える惑星の半径を膨張させます。ケプラーサイズ分布の最初のピークには、むき出しの岩の多いコアが確実に存在しますが、2番目のピークには、薄いH-He大気を含む水に富む惑星をホストできます。サイズ分布の2番目のピークに落ちる$\sim$10-40M$_{\oplus}$惑星の存在を説明するために、一部のエンベロープ損失メカニズムは短い軌道周期で効率的に動作するはずです。
巨人の影で衝突：ガス巨人の成長と移動中の惑星衝突
| Title |
Colliding_in_the_shadows_of_giants:_Planetesimal_collisions_during_the_growth_and_migration_of_gas_giants |
| Authors |
Philip_J._Carter_and_Sarah_T._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05549 |
巨大惑星の移動は、惑星系の進化における重要な現象です。最近の研究では、巨大惑星の成長と移動が小惑星帯を形成する可能性があることが示されていますが、これらの研究では、惑星間の相互作用は考慮されていません。ガスの巨大な成長と移動の際の、惑星と惑星の衝突を含む惑星ディスクの進化を計算しました。これらの衝突の数、場所、および衝突速度は、特定の成長と移行パスによって異なります。巨大惑星の成長だけでは衝撃速度にほとんど影響を与えず、成長する巨人によって散乱されたほとんどの微惑星は成長期間中に互いに衝突しません。対照的に、巨大な惑星の移動は、惑星間の高速衝突を多数誘発することがわかります。これらの影響は、惑星の水氷とケイ酸塩成分の両方に衝撃による蒸発を引き起こし、体の壊滅的な破壊を引き起こすのに十分な速度を持っています。衝撃破片から新しいボディが形成される場合があります。衝突進化は、巨大惑星の成長と移動を介して小惑星帯への微惑星の移植の効率を低下させます。小惑星帯に埋め込まれた最大の微惑星のごく一部は、衝突によって処理されたでしょう。惑星降着モデルでは考慮されていなかった微惑星衝突の重要な結果を特定します。巨大惑星の移動中の高速衝突の蔓延、およびそれらの隕石の特性との潜在的な関連、およびコンドリュールの形成により、衝突蒸発は非常に重要な現象になります。惑星の成分を蒸発させることの結果は、さらに詳細な研究を必要とします。星雲内の衝突の新しい衝突結果モデルと、新しい微惑星形成のモデルが必要です。
冷たい木星の強い散乱とそれらの内部低質量惑星システムへの影響：理論とシミュレーション
| Title |
Strong_Scatterings_of_Cold_Jupiters_and_their_Influence_on_Inner_Low-mass_Planet_Systems:_Theory_and_Simulations |
| Authors |
Bonan_Pu_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05698 |
最近の観測では、コンパクトな（$a\lesssim0.5$au）超地球およびミニネプチューンシステムとそれらの外部（$a\gtrsim$数au）の巨大惑星コンパニオンの間の強い関連が示されています。このような内部システムの動的進化を、外部巨大惑星の不安定なシステムの重力効果の影響下で研究します。特定の（および制限された）パラメーターまたはシナリオを使用したN体シミュレーションで使用された同様の研究とは対照的に、分析の理解とスケーリング関係を得ることを目的として、N体シミュレーションと長期ダイナミクスを組み合わせる新しいハイブリッドアルゴリズムを実装します。内側の惑星系の動的進化は、最終的に放出/統合される前の外側の惑星間の相互の接近遭遇の数$N_{\mathrm{ej}}$に決定的に依存していることがわかります。$N_{\mathrm{ej}}$が小さい場合、内部惑星の最終的な進化は、長期的なダイナミクスによって適切に説明できます。$N_{\mathrm{ej}}$の値が大きい場合、内側の惑星は、ブラウン運動に類似した確率論的な方法で軌道傾斜、傾斜、および離心率を獲得します。理論モデルを開発し、内部システムの最終的な軌道パラメーターのスケーリング則を計算します。私たちのモデルは、HAT-P-11、Gliese777、$\pi$Menなどの傾斜した冷たい木星コンパニオンで観測された偏心した超地球/ミニ海王星を説明できることを示しています。
ウォーターアイスは、粉塵の凝固を効率的に促進しますか？
| Title |
Is_water_ice_an_efficient_facilitator_for_dust_coagulation? |
| Authors |
Hiroshi_Kimura,_Koji_Wada,_Hiroshi_Kobayashi,_Hiroki_Senshu,_Takayuki_Hirai,_Fumi_Yoshida,_Masanori_Kobayashi,_Peng_K._Hong,_Tomoko_Arai,_Ko_Ishibashi,_Manabu_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05841 |
原始惑星系円盤の雪の線を超えて、分子雲の密集した核の内部では、ガスの温度は、水蒸気が既存の難溶性ダスト粒子の表面でアモルファス氷に凝縮するのに十分なほど低くなっています。最近の数値シミュレーションと実験室実験は、蒸気の凝縮がそのような寒冷地域でのダストの凝固を促進することを示唆しています。ただし、数値シミュレーションでは、耐火物の凝集力が過小評価されることが多く、実験室実験では、水蒸気が実際の条件と比較してより頻繁な間隔で表面に衝突します。そこで、ダストの凝固における水の氷の役割を再検討するために、接触力学とトライボロジーの適切な理論を駆使して、水の氷の粒子の凝集に関する入手可能なデータの体系的な調査を行います。実験データの大部分は、準液体層（QLL）が存在するため、潤滑理論によってかなりよく説明されていることがわかります。唯一の例外は、低温での粒子間の動的衝突の結果です。これは、代わりにJKR理論と一致します。これは、QLLが薄すぎて運動エネルギーを散逸させることができないためです。原始惑星系円盤と分子雲の真空状態を考慮すると、耐火性粒子の表面でのアモルファス水氷の形成は、現在予想されているように必ずしもそれらの衝突成長を助けるわけではありません。雪のラインの周囲の水氷の結晶化は氷で覆われた粒子の凝固を容易にするが、雪のラインの内部の水氷の昇華は裸の耐火性粒子の凝固を促進すると考えられる。
HARPS-N太陽RVに適用されるガウスプロセスを使用した低質量、長周期太陽系外惑星の検出限界
| Title |
Detection_Limits_of_Low-mass,_Long-period_Exoplanets_Using_Gaussian_Processes_Applied_to_HARPS-N_Solar_RVs |
| Authors |
N._Langellier,_T._W._Milbourne,_D._F._Phillips,_R._D._Haywood,_S._H._Saar,_A._Mortier,_L._Malavolta,_S._Thompson,_A._Collier_Cameron,_X._Dumusque,_H._M._Cegla,_D._W._Latham,_J._Maldonado,_C._A._Watson,_M._Cecconi,_D._Charbonneau,_R._Cosentino,_A._Ghedina,_M._Gonzalez,_C-H._Li,_M._Lodi,_M._L\'opez-Morales,_G._Micela,_E._Molinari,_F._Pepe,_E._Poretti,_K._Rice,_D._Sasselov,_A._Sozzetti,_S._Udry,_R._L._Walsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05970 |
太陽のような星の周りの居住可能ゾーンでの地球質量外惑星の半径方向速度（RV）検索は、ホスト星の恒星変動の影響によって制限されます。特に、光球ファキュラ/プラージュとスタースポットによる対流ブルーシフトと明るさの不均一性の抑制は、このような恒星RVの変動性に対する支配的な寄与です。ガウスプロセス（GP）回帰は、これらの準周期変動をモデル化するための強力なツールです。HARPS-N分光器で太陽望遠鏡からのRVの800日を使用して、この手法の限界を調査します。これらのデータは、よくサンプリングされた時系列の恒星RV変動を提供します。このデータセットに、100〜500日の期間と0.6〜2.4ms$^{-1}$の振幅のケプラー信号を注入します。GP回帰を使用して結果のRVを近似し、回復した期間と振幅の統計的有意性を決定します。次に、太陽データと同じ共分散プロパティを持つ合成RVを生成して、太陽のような星の周りの金星のような軌道の低質量惑星を検出するために必要な観測ベースラインの下限を決定します。私たちのシミュレーションでは、GP回帰を使用した現在の世代のスペクトログラフを使用してこのような惑星を発見するには、12年以上にわたって高密度にサンプリングされたRV観測が必要であることを示しています。さらに、恒星変動の完璧なモデルを使用しても、現在の機器で真のexo-Venusを発見するには15年以上かかります。したがって、そのような惑星を検出するには、次世代のスペクトログラフと恒星変動のより良いモデルが必要です。
太陽系外水銀はどこにありますか？
16個の白色矮星の観測を利用して、星に降り注ぐ親体の酸化状態を計算して分析します。岩石の全体的な酸化状態の尺度である酸素フガシティーは、惑星の構造を決定する際の圧力と温度と同じくらい重要です。酸化条件下で形成された太陽系外岩体のほとんどが見つかりましたが、汚染された白色矮星の約1/4は、より減少した親体と一致する組成を持っています。比較的還元された物体の酸化状態を制約することの難しさが議論され、WDに巻き込まれた仮想の還元された物体の見かけの酸素フガシティーの時間依存進化のモデルが調査されます。WDエンベロープを介したさまざまな要素の拡散フラックスの違いにより、特定の条件下での付加的な母体の疑似バルク元素組成と酸化状態が生成されます。減少した物体の検出にバイアスをかける最悪のケースは、高い有効温度で発生します。中程度および低い有効温度では、ほとんどの状況下で、破片円盤の少なくともいくつかの特徴的な寿命の間、比較的減少した母体の証拠が保持されます。
関連するサブハローの前処理、グループ降着および軌道軌道
高解像度宇宙暗黒物質のみのシミュレーションを使用して、孤立したホストの環境におけるハローとサブハローの軌道軌道を研究します。すべてのapsisポイントを注意深く集計し、それらを使用して、初めて侵入するハローを、より進化した軌道を占めるハローから区別します。ホストのビリアル半径内のサブハローの約21％が現在最初の落下にあり、まだ最初の軌道の中心に達していないことがわかります。およそ44％が、落下後もまだ最初のアポセントに近づいています。調査したホストマスの範囲では、すべての付加システムの約半分が落下前に前処理され、約20％がグループで付加されました。付加されたサブハロの全集団（「関連する」サブハロと呼ばれることもある）は、ホストのビリアル半径をはるかに超えて広がり、現在およそ半分が$\約1.2\timesr_{200}を超える距離に存在していることを確認します$。これらのバックスプラッシュハロの多くは、落下以来軌道エネルギーを得ており、最初のターンアラウンド半径をはるかに超えてそれらを運ぶ極端な軌道を占めています。このような極端な軌道は、ゆるく結合したグループの初期の降着と解散中に作成されますが、後続の軌道上のサブハロ間の遭遇によっても作成されます。同じプロセスは、軌道エネルギーの予期せぬ突然の損失を引き起こす可能性もあります。これらの効果が組み合わさって、付加システムの後続のアポセントの比率に大きな変動が生じます。ホストセンターから2つのビリアル半径内で、最初のハローの濃度は孤立したフィールドハローの濃度と著しく類似しているのに対し、バックスプラッシュハローは前処理されたシステムと比べてかなり集中していることがわかります。
低質量銀河の衛星輝度関数
| Title |
Satellite_Luminosity_Functions_of_Low-Mass_Galaxies |
| Authors |
Daniella_M._Roberts,_Anna_M._Nierenberg,_Annika_H.G._Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05479 |
天の川の衛星母集団、および局所宇宙の天の川銀河は、暗黒物質と銀河進化の物理学を制約するために広く研究されてきました。最近、大マゼラン雲と天の川の間の恒星質量を持つホストの衛星を研究することにシフトしました。なぜなら、それらは階層構造形成、衛星への環境効果、および暗黒物質の性質に関するさらなる洞察を提供できるからです。。ほとんどの作業はローカルボリュームに焦点を当てており、赤方偏移が高い低質量のホスト銀河についてはまだほとんど知られていません。低質量ホストの衛星母集団の進化の理解を深めるために、ホスト星の質量$9.5<\log（M_*/M_\odot）<10.5$および赤方偏移$0.1<z<0.8の関数として衛星銀河の母集団を調査しますCOSMOS調査の$。これは、宇宙の半分の年齢にわたる低質量ホストの衛星システムの最初の研究です。天の川のFornaxドワーフ回転楕円体衛星に相当する衛星質量まで測定した、低質量ホスト銀河の衛星母集団は、時間の経過とともにほとんど変化しないことがわかります。ホストの恒星の質量とホストあたりの衛星の数の間に弱い依存性が観察されます。これは、ホストの恒星の質量が恒星の質量とハローの質量の関係のべき乗則レジームであることを示唆しています$（M_*-M_{\text{低質量銀河の場合はhalo}}）$。最後に、測定された累積輝度関数の制約力をテストして、$M_*-M_\text{halo}$関係の質量の終わりの勾配を計算します。これらの新しい衛星視感度関数測定は、${\Lambda}$CDM予測と一致しています。
観測の観点からのz = 2におけるTNG50銀河の運動学と暗黒物質の割合
| Title |
The_Kinematics_and_Dark_Matter_Fractions_of_TNG50_Galaxies_at_z=2_from_an_Observational_Perspective |
| Authors |
Hannah_\"Ubler,_Shy_Genel,_Amiel_Sternberg,_Reinhard_Genzel,_Sedona_H._Price,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Taro_T._Shimizu,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Andreas_Burkert,_Ric_Davies,_Lars_Hernquist,_Philipp_Lang,_Dieter_Lutz,_R\"udiger_Pakmor,_and_Linda_J._Tacconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05486 |
$\Lambda$CDMフレームワーク内の最先端の宇宙シミュレーションから観測まで、$z=2$の星形成銀河（SFG）の運動学と暗黒物質の内容を比較します。このために、大規模なSFG（$M_*>4\times10^{10}M_{\odot}$、SFR$>50〜M_{\odot}$yr$^{-1}$の現実的な模擬観測を作成します）IllustrisTNGスイートのTNG50シミュレーションから、近赤外線の補償光学支援の地上からの積分フィールド観測に似ています。観測線フィッティングとモデリング手法を使用して、銀河ごとに5つの異なる投影法から7つのTNG50銀河の運動学を詳細に分析し、それらをGenzelらによる12の大規模なSFGの観測と比較します。（2020）。シミュレートされた銀河は、ディスク回転の明確な兆候を示していますが、部分的に大きな固有の半径方向および垂直方向の速度成分のために、ほとんどがより非対称な回転曲線を示しています。同じ傾斜角では、それらの1次元の速度プロファイルは、異なる視線に沿って最大$\Deltav=200$kms$^{-1}$まで変化する可能性があります。動的モデリングから、観測結果の大枠にある回転速度と速度分散を推測します。観測と互換性のある中心暗黒物質の割合が低いことがわかります（$f_{\rmDM}^v（<R_e）=v_{\rmDM}^2（R_e）/v_{\rmcirc}^2（R_e）\sim0.29\pm0.11$）、ただし、小さすぎるディスク有効半径$R_e$の場合：固定$R_e$では、TNG50暗黒物質の割合が$1.5-5$の係数で高すぎます。観測と比較した運動学と暗黒物質の内容の違いは、現在の宇宙シミュレーションで利用できる数値分解能では十分に詳細に解決されていない物理プロセスが原因であると推測します。
NGC 1052-DF2の球状星団システムの進化について：動的摩擦、球状球状相互作用、銀河潮汐
| Title |
On_the_Evolution_of_the_Globular_Cluster_System_in_NGC_1052-DF2:_Dynamical_Friction,_Globular-Globular_Interactions_and_Galactic_Tides |
| Authors |
Dhruba_Dutta_Chowdhury,_Frank_C._van_den_Bosch,_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05490 |
超拡散銀河NGC1052-DF2には、大量の明るい球状星団（GC）があり、その運動学は、暗黒物質がほとんどないかまったくない状態と一致しています。GC間の速度分散は個々のGCの予想される内部分散に匹敵するため、銀河はGC-GCマージに非常に役立ちます。真の場合、これはそのGCの不可解な光度関数を説明する可能性があります。ここでは、GCが単一粒子としてモデル化されたGCシステムの以前のシミュレーション（DuttaChowdhuryetal。2019）の3つをライブGCで再シミュレーションして、この可能性を調べます。やや驚いたことに、$\sim0.03\\rmGyr^{-1}$という低い合併率を推測しています。主な理由は、GCの密度が高すぎて、衝撃的な衝突が原因で発生する潮汐衝撃を効率的に操作できないためです（$\sim0.002\\rmGyr^{-1}$の潮汐捕捉率のみを推定しています）。したがって、どのような合併が発生しても、他のメカニズムによって駆動されます。これは、動的摩擦と他のGCからの圧縮潮流によって引き起こされたキャプチャであることがわかります。ここで推論される低い合併率は、GCの異常に大きな光度が過去のGC-GC合併の結果として説明できる可能性を低くします。私たちのシミュレーションは、NGC1052-DF2に実際に暗黒物質がほとんどない場合、その潮汐場は非常に弱く、GCからの大きな質量損失を引き起こさないことも示しています。したがって、このようなシナリオでは、GCが潮汐の特徴を明らかにすることはありえないと予測します。これは、将来の深い観測でテストできるものです。
中赤外線星形成率トレーサーとそれらの金属依存性の比較研究
| Title |
A_Comparative_Study_of_Mid-Infrared_Star-Formation_Rate_Tracers_and_Their_Metallicity_Dependence |
| Authors |
C._M._Whitcomb,_K._Sandstrom,_E._J._Murphy,_and_S._Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05496 |
12.81$\mu$m[NeII]ライン、15.56$\mu$m[NeIII]ラインの中赤外線放射に基づく一連の星形成率トレーサーと、放射の特徴の比較研究を提示します。5.2〜14.7$\mu$mの多環芳香族炭化水素（PAH）から。近くの銀河で観測された33個の核外星形成領域からの33GHzでのラジオ連続放射の熱成分を使用してトレーサーを較正します。中赤外放射機能と熱33GHz星形成率（SFR）との相関関係は、金属に依存した有意な散乱とオフセットを示しています。H$\alpha$や24$\mu$mなどの一般的に使用されているSFRトレーサーで、類似した金属依存の傾向が見つかります。以前の研究で見られたように、強い金属性依存性のため、PAH放出だけではSFRトレーサーとしては不十分です。金属性が低い領域では、金属性が高い領域と比較して、SFRと比較してPAH放出が減少しています。金属性の傾向を最小限に抑えるために、PAHバンド、ネオン輝線、およびそれぞれの比率の組み合わせを構築します。金属依存性を最小限に抑えてSFRを最も正確に追跡するキャリブレーションには、主要なPAH機能と組み合わせた12.81$\mu$m[NeII]ラインと15.56$\mu$m[NeIII]ラインの積分強度の合計が含まれます。ダスト連続体放出によって正規化されます。この中赤外キャリブレーションは、SFRを測定するための有用なツールです。これは、金属性の変動に対する感度が最小限であり、明るくユビキタスな発光機能で構成されているためです。JamesWebb宇宙望遠鏡の中赤外線装置（MIRI）は、赤方偏移z$\sim$1までの銀河からこれらの特徴を検出します。また、PAHバンド比の動作を調査し、星形成領域を取り巻く局所的なバックグラウンドを差し引くと、PAH11.3$\mu$mから7.7$\mu$mへの放出の比が減少することがわかります。これは、PAHが周囲に比べて星形成領域でよりイオン化されていることを意味します。
Orion BN / KLからの放射トルクによる複雑な分子の回転脱着の観測的証拠
| Title |
Observational_evidence_for_rotational_desorption_of_Complex_Molecules_by_radiative_torques_from_Orion_BN/KL |
| Authors |
Le_Ngoc_Tram,_Hyeseung_Lee,_Thiem_Hoang,_Joseph_M._Michail,_David_T._Chuss,_Sarah_Nickerson,_Naseem_Rangwala_and_William_T._Reach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05537 |
複雑な有機分子（COM）は、ダスト粒子の氷のマントルで形成されると考えられており、粒子のマントルが$T_{\rmd}\gtrsim100\、\rmK$の温度に加熱されると、熱昇華によってガスに放出されます。。ただし、一部のCOMは100K未満の領域で検出されます。最近、放射トルク（RAT）によって引き起こされる遠心応力による回転脱離の新しいメカニズムが、低温でCOMを脱離できるHoang＆Tram（2020）によって提案されています。この論文では、最も近い巨大な星形成領域であるオリオンBN/KLに向けたCOMの回転脱離の観測的証拠を報告します。回転脱離メカニズムを使用して計算されたCOMの豊富さをALMAによる観測と比較し、回転脱離メカニズムがCOMの検出を説明できることを示します。また、SOFIA/HAWC+およびJCMT/SCUBA-2からの分極データを分析し、$T_{\rmd}\gtrsim71\、\rmKの粒子温度の増加に伴い、遠赤外線/サブミリメートルでの分極度が減少することを確認しました$。これは、放射トルク（RAT）アライメント理論と放射トルク破壊（RATD）メカニズムを使用した理論的予測と一致しています。塵の分極と塵の温度との間のそのような反相関は、RATによって引き起こされたCOMの回転破壊と回転脱離メカニズムをサポートします。
大規模な原始星AFGL 2591 VLA 3の星周環境の多波長モデリング
| Title |
Multi-wavelength_modelling_of_the_circumstellar_environment_of_the_massive_proto-star_AFGL_2591_VLA_3 |
| Authors |
F._A._Olguin,_M._G._Hoare,_K._G._Johnston,_F._Motte,_H.-R._V._Chen,_H._Beuther,_J._C._Mottram,_A._Ahmadi,_C._Gieser,_D._Semenov,_T._Peters,_A._Palau,_P._D._Klaassen,_R._Kuiper,_\'A._S\'anchez-Monge,_Th._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05632 |
私たちは、典型的な大規模な若い恒星オブジェクト（MYSO）AFGL2591のダスト密度、温度、および速度分布を調査しました。その高い光度（$L=2\times10^5$L$_\odot$）と距離（$d=3.3$kpc）、AFGL2591は、最も高い$\sqrt{L}/d$比の1つであり、他のどのMYSOよりも解決されたダスト放出を提供します。そのため、このペーパーでは、解決された多波長データと放射伝達を使用して、十分に制約された2次元軸対称解析回転落下モデルを取得する方法に関するテンプレートを提供します。Herschel70$\mu$m観測からの解決されたダスト連続体放出が流出方向に沿って拡張されることを初めて示します。その起源は、一部は流出空洞壁の暖かいダストから説明されます。ただし、モデルはCH$_3$CN観測の運動学的特徴のみを説明でき、非現実的に低い恒星の質量（$<15$M$_\odot$）を示します。これは、追加の物理プロセスがエンベロープの減速に役割を果たす可能性があることを示しています。回転。3ステップの連続体とラインフィッティングの一部として、特定の観測によってさらに制約できるモデルパラメーターを特定しました。高解像度mmの可視性は、ディスクの質量（6M$_\odot$）と半径（2200au）を取得するために適合されました。SEDと近赤外観測の組み合わせを使用して、光度とエンベロープの質量、および流出キャビティの傾斜と開口角度を推定しました。
最初の星の形成に対するストリーミング速度とライマン・ヴェルナー放射の影響
| Title |
The_influence_of_streaming_velocities_and_Lyman-Werner_radiation_on_the_formation_of_the_first_stars |
| Authors |
Anna_T._P._Schauer,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_Paul_Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05663 |
宇宙の最初の星、いわゆるポピュレーションIIIスターは、ビリアル温度$T_{\rmvir}<10^{4}$〜Kの小さな暗黒物質ミニハロで形成されます。これらのミニハロの冷却は水素分子（H$_{2}$）が支配的であるため、人口IIIの星の形成は、短いタイムスケールで冷却するのに十分なH$_{2}$を形成するミニハロでのみ可能です。H$_{2}$冷却はより大規模なミニハロでより効果的であるため、集団IIIの星形成が最初に可能になる臨界ハロー質量スケール$M_{\rmmin}$があります。2つの重要なプロセスがこの最小質量スケールを変更する可能性があります。暗黒物質に対するバリオンのストリーミングと、高赤方偏移Lyman-Werner（LW）バックグラウンドによるH$_{2}$の光解離。この論文では、これらのプロセスが$M_{\rmmin}$と$M_{\rmave}$（星形成の平均ミニハロ質量）に与える影響を調べる一連の高解像度宇宙シミュレーションの結果を示します。、個別および組み合わせの両方。ストリーミングはLWバックグラウンドよりも$M_{\rmmin}$に大きな影響を与えるが、両方の効果が相加的であることも示しています。また、ストリーミング速度とLWバックグラウンドの強度に対する$M_{\rmave}$の依存を定量化するフィッティング関数も提供します。
ALFALFA-SDSSサンプルにおけるHI銀河の適合性
銀河の進化が周囲の近隣の銀河に数Mpcまで関連していることを示す適合効果は、銀河と進化のモデリングにおける興味深い現象です。ここでは、SDSSDR7とALFALFAサーベイの間の一致した銀河サンプルにおけるHI銀河の適合効果を調べます。検出されたHI銀河の確率差を、正常な銀河またはHI銀河の周囲の距離の関数として確認すると、この影響は5Mpcまで有意であることがわかります。また、銀河の恒星質量への依存性を示し、10^10〜10^10.5の恒星質量範囲で最も強い強度を示しています。ただし、サンプルがビリアル半径が1Mpc未満のグループの中心銀河に閉じ込められている場合、1-ハロ適合信号は依然として明白ですが、2-ハロ適合信号は非常に弱い振幅に低減されます。私たちの結果は、2-ハロ項がサンプルの選択におけるバイアス効果によって引き起こされる可能性があるという光学バンドにおける以前の研究を確認します。さらに、以前の講義で光バンドと無線バンドで発見された1ハロ適合の存在を確認します。私たちの結果は、適合効果の別の視点を提供し、現在の銀河形成モデルにおける銀河とその近傍の共進化に光を当てることを期待しています。
チャンドラディープフィールドで非常に隠され、コンプトン厚のAGNを貫通する。
II。非常に不明瞭なAGNは、Merger-Triggered AGN-Galaxy Coevolutionモデルのミッシングリンクですか？
| Title |
Piercing_through_Highly_Obscured_and_Compton-thick_AGNs_in_the_Chandra_Deep_Fields._II._Are_Highly_Obscured_AGNs_the_Missing_Link_in_the_Merger-Triggered_AGN-Galaxy_Coevolution_Models? |
| Authors |
Junyao_Li,_Yongquan_Xue,_Mouyuan_Sun,_William_N._Brandt,_Guang_Yang,_Fabio_Vito,_Paolo_Tozzi,_Cristian_Vignali,_Andrea_Comastri,_Xinwen_Shu,_Guanwen_Fang,_Lulu_Fan,_Bin_Luo,_Chien-Ting_Chen_and_Xuechen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05863 |
詳細なXから選択された非常に不明瞭な大きな（$N_{\rmH}>10^{23}\\rmcm^{-2}$）AGNサンプル（$z\sim0-5$で294ソース）を使用する最も深いチャンドラ調査でのX線スペクトル分析では、核の覆い隠し環境とトリガーメカニズムの特性評価を目的として、さまざまな光学/IR/X線カラーカラーダイアグラムとそれらのホスト銀河特性におけるこれらのX線源の分布を調査します非常に不明瞭なAGNの。${\rmlog}\、L_{\rmX}\、\rmを持つ最も明るい光源であっても、洗練されたIRACカラー-カラーダイアグラムは、X線で選択された非常に不明瞭なAGNの大部分を識別できないことがわかりましたerg\s^{-1}）>44$。$f_{\rm24\mum}\、/\、f_R>1000$および$R-K>4.5$基準のフラックス比を使用すると、ソースの80％以上が非常に不明瞭な候補として選択されず、複雑であることを意味します重いX線の隠蔽の原因となる隠蔽材料の起源と条件。非常に覆い隠されたAGNの平均星形成率は、恒星質量（$M_*$-）および$z$制御された通常の銀河のそれに似ていますが、前者では静止ホストの欠如が観察されます。部分相関分析は、非常に不明瞭なAGNアクティビティ（$L_{\rmX}$によって追跡）が$M_*$に根本的に関連しており、$N_{\rmH}$が$M_*に依存していないことを示しています$またはSFRが検出されました。形態分析により、ソースの61％に重要なディスクコンポーネントがあることが明らかになりましたが、不規則な形態的特徴を示すのは27％にすぎません。これらの調査結果は、合併ではなく、長期的なプロセス（銀河円盤の不安定性など）が、X線で選択された非常に不明瞭なAGNの降着活動を引き起こす主要なメカニズムである可能性が最も高いシナリオを一緒に指し示しています。
機械学習を使用して、SDSS DR14で幽霊が減衰したLy $ \ alpha $システムを見つける
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース14（DR14）から59の新しい幽霊吸収体の発見を報告します。これらの吸収体は$z_{\rmabs}$$\sim$$z_{\rmQSO}$であり、Ly$\alpha$吸収を明らかにせず、それらは主にスペクトルの強い金属吸収線の検出によって識別されます。以前に知られているそのようなシステムの数は30です。新しいシステムは、機械学習アルゴリズムを使用して見つかります。41（合計89のうち）の吸収体のスペクトルは、Ly$\beta$スペクトル領域もカバーしています。比較的強いLy$\beta$吸収を持つ21（41のうち）の吸収体の積層スペクトルにLy$\beta$吸収の減衰翼を当てはめることにより、log$N$（HI）=のHI列密度を測定しました21.50。このカラム密度は前作よりも0.5dex高い。また、Ly$\beta$吸収が強い21のゴーストリーアブソーバーのスタックスペクトルの金属吸収線は、他のシステムのスタックスペクトルの金属吸収線と同様の特性を持っていることもわかりました。これらの状況証拠は、私たちの幽霊のような吸収体の大部分が確かにDLAであることを強く示唆しています。
野辺山45 m望遠鏡（FUGIN）を使用した森林不偏銀河平面イメージング調査：巨大分子雲M16（イーグル星雲）で大質量星形成を引き起こす雲雲衝突の証拠の可能性
| Title |
FOREST_unbiased_Galactic_plane_imaging_survey_with_the_Nobeyama_45_m_telescope_(FUGIN):_Possible_evidence_of_cloud-cloud_collisions_triggering_high-mass_star_formation_in_the_giant_molecular_cloud_M16_(Eagle_Nebula) |
| Authors |
Atsushi_Nishimura,_Shinji_Fujita,_Mikito_Kohno,_Daichi_Tsutsumi,_Tetsuhiro_Minamidani,_Kazufumi_Torii,_Tomofumi_Umemoto,_Mitsuhiro_Matsuo,_Yuya_Tsuda,_Mika_Kuriki,_Nario_Kuno,_Hidetoshi_Sano,_Hiroaki_Yamamoto,_Kengo_Tachihara_and_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05939 |
M16、イーグル星雲は、広範囲にわたる高質量の星の形成を示し、顕著な「柱」をホストする優れた\HII\地域です。ここでは、NANTEN2で観測された地域の新しい$^{12}$CO$J=$1-0データを取得しました。これらのデータは、FUGIN調査を使用して取得された$^{12}$CO$J=$1-0データと組み合わされました。これらの観察により、$\sim1.3\times10^5$\Msun\の巨大分子雲（GMC）が、30パーセンを超えて伸び、1.8の距離で銀河面に垂直なM16に関連付けられていることが明らかになりましたkpc。このGMCは、北（N）雲、東（E）フィラメント、南東（SE）雲、南東（SE）フィラメント、南（S）雲に分けることができます。また、N雲には2つの速度成分（青と赤にシフトした成分）が見つかりました。青にシフトした成分はリング状の構造を示し、赤にシフトした成分はリング状の構造の強度低下と一致します。コンポーネントの位置速度図は、V字型の速度特性を示しています。雲の空間構造と速度構造は、2つの異なる速度成分が11.6\kmsの相対速度で互いに衝突したことを示していました。衝突のタイムスケールは$\sim4\times10^5$年と推定されました。衝突イベントは、O9VスターALS15348の形成と、SpitzerバブルN19の形状を合理的に説明しています。同様の速度構造が、O7.5VスターHD168504に関連付けられているSEクラウドで見つかりました。さらに、GMC全体に見られる2つの速度成分の相補的な分布は、衝突イベントがグローバルに発生したことを示唆しています。上記の結果に基づいて、ここでは、2つのコンポーネント間の衝突が最後の数$10^{6}$年にわたって連続して発生し、NGC6611クラスタでO型星の形成を引き起こしたという仮説を提案します。
Palomar Transient Factory Core-Collapse Supernova Host-Galaxy
Sample。 I.ホスト銀河分布関数とCCSNeの環境依存性
| Title |
The_Palomar_Transient_Factory_Core-Collapse_Supernova_Host-Galaxy_Sample._I._Host-Galaxy_Distribution_Functions_and_Environment-Dependence_of_CCSNe |
| Authors |
Steve_Schulze,_Ofer_Yaron,_Jesper_Sollerman,_Giorgos_Leloudas,_Amit_Gal,_Angus_H._Wright,_Ragnhild_Lunnan,_Avishay_Gal-Yam,_Eran_O._Ofek,_Daniel_A._Perley,_Alexei_V._Filippenko,_Mansi_M._Kasliwal,_Shri_R._Kulkarni,_Peter_E._Nugent,_Robert_M._Quimby,_Mark_Sullivan,_Nora_Linn_Strothjohann,_Iair_Arcavi,_Sagi_Ben-Ami,_Federica_Bianco,_Joshua_S._Bloom,_Kishalay_De,_Morgan_Fraser,_Christoffer_U._Fremling,_Assaf_Horesh,_Joel_Johansson,_Patrick_L._Kelly,_Sladjana_Knezevic,_Kate_Maguire,_Anders_Nyholm,_2_Semeli_Papadogiannakis,_Tanja_Petrushevska,_Adam_Rubin,_Lin_Yan,_Yi_Yang,_Scott_M._Adams,_Filomena_Bufano,_Kelsey_I._Clubb,_Ryan_J._Foley,_Yoav_Green,_Jussi_Harmanen,_Anna_Y._Q._Ho,_Isobel_M._Hook,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Albert_K._H._Kong,_Rubina_Kotak,_Thomas_Matheson,_Curtis_McCully,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05988 |
これまでに、異なるフレーバーの数千のコア崩壊超新星（CCSNe）が発見されています。ただし、それらの前駆細胞を特定することは、天体物理学において未解決の未解決の問題として残っています。SNホスト銀河の研究は、前駆細胞集団に制約を与えるのに強力であることが証明されています。このペーパーでは、PalomarTransientFactoryによって2009年から2017年の間に検出されたすべてのCCSNeを示します。このサンプルには、$z\approx1$を赤方偏移する12の異なるクラスの888SNeが含まれています。遠紫外から中赤外までのホスト銀河の測光特性を示し、ホスト銀河のスペクトルエネルギー分布をモデル化して、物理特性を導き出します。タイプIc、Ib、IIb、II、およびIInSNeの銀河質量関数は$10^{5}$から$10^{11.5}〜M_\odot$の範囲であり、星形成銀河の質量範囲全体を最小質量の星形成銀河が知られています。さらに、銀河の質量分布は、星形成加重質量関数のモデルと一致しています。したがって、通常のCCSNeは、星形成の直接的なトレーサーです。一部のSNクラスには、小さいながらも顕著な違いがあります。タイプIIb/cSNeは、タイプIIbおよびIISNeよりも質量がわずかに大きい（つまり、金属性が高い）銀河と星形成率の銀河を好みます。これらの違いは、以前考えられていたほど顕著ではありません。H-poorSLSNeとSNe〜Ic-BLは、$10^{10}〜M_\odot$を超える銀河では不足しています。彼らの祖先は、それぞれ金属$<0.4$および$<1$の金属の環境を必要とします。さらに、Hに乏しいSLSNeのホストは、他のすべてのクラスのCCSNeよりも若い恒星集団に支配されています。私たちの調査結果は、低金属性の\textit{and}の若い年齢がSLSN前駆細胞の形成に重要な役割を果たすという考えを裏付けています。
CALIFA調査における後期型銀河の恒星金属性プロファイルに対する環境の影響
| Title |
Effects_of_environment_on_stellar_metallicity_profiles_of_late-type_galaxies_in_the_CALIFA_survey |
| Authors |
V._Coenda,_D._Mast,_H._Muriel,_H._J._Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06012 |
私たちは、フィールドとグループの2つの個別の環境における銀河の軽いおよび質量加重の金属性の放射状プロファイルを研究することにより、後期型銀河の進化における環境の影響を調査します。CALIFA調査から得られた恒星の質量$9\le\log（M_{\star}/M_{\odot}）\le12$の167個の後期型銀河のサンプルを使用します。半径の関数としての、特徴的なスケールでの、および恒星の質量表面密度の関数としての金属性の比較を含む、これら2つの環境における銀河の金属性の研究を行います。グループ銀河はフィールド銀河よりも系統的に金属的であるという意味で、金属性の観点から、グループ型とフィールド型の後期型銀河の間に有意差があることがわかります。一般に、フィールド銀河は、その内部領域で負の勾配を示す金属性プロファイルと、より大きな半径でより浅いプロファイルを持っていることがわかります。これは、グループ内の銀河の金属性プロファイルとは対照的です。これは、内側の領域では平坦で、外側の部分では負の勾配を持つ傾向があるためです。光度プロファイルの特徴的な半径での金属性については、銀河の質量に関係なく、グループ銀河の方が高いことが一貫してわかります。局所的な恒星の表面質量密度が固定されている場合、グループ銀河はより金属的であり、金属密度の表面密度への依存性もグループ銀河にとって重要ではありません。質量、空間スケール、および局所的な恒星質量密度の関数として、グループ銀河とフィールド銀河の金属性に明らかな違いがあるという証拠は、グループ内およびフィールド内の銀河がたどったさまざまな進化経路を示しています。観測された違いの影響について説明します。
セイファート銀河におけるAGN活動と星形成を解くための電波偏光分析研究
| Title |
A_Radio_Polarimetric_Study_to_Disentangle_AGN_Activity_and_Star-Formation_in_Seyfert_Galaxies |
| Authors |
Biny_Sebastian,_P._Kharb,_C._P._O'_Dea,_J._F._Gallimore,_and_S._A._Baum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06039 |
静穏AGNの電波放射の起源を理解し、星形成、AGN降着、およびジェットからの寄与を区別するために、セイファート銀河の近くのサンプルとEVLAを完全に使用したスターバースト銀河の比較サンプルを観察しましたBアレイ構成の偏光モード。セイバート銀河の電波形態は、電波放射にローブ/バブルのような特徴または顕著なコアを示しますが、スターバースト銀河は、光学画像に見られる星形成領域と空間的に一致する電波放射を示します。私たちの観測の解像度では、セイファートはスターバースト銀河よりも偏光構造を示す傾向があるという一時的な証拠があります。キロパーセクスケールの電波（KSR）放射をホストするセイファート銀河のサンプルとは異なり、スーパーウィンドのあるスターバースト銀河は、電波FIR相関と比較して電波の過剰を示さないことがわかります。これは、衝撃加速がセイファートで見られる過剰な電波放射を説明するのに十分ではなく、したがっておそらくジェット関連の起源があることを示唆しています。また、セイファートの[OIII]光度はローブからの核外の放射と相関しているのに対し、コアを含む全放射とはあまり相関していないこともわかりました。これは、強力なジェットと媒体の相互作用を示唆しており、セイファートのジェットとローブの範囲が制限されます。セイファート銀河のサンプルでは、AGNジェット、AGN降着、星形成の力の寄与が多かれ少なかれ同等であることがわかります。また、セイファート銀河の多くで、一時的なAGN活動の兆候が見られます。
大規模な連星系における共通エンベロープ位相の偏心開始に対する潮汐消散の影響
| Title |
Tidal_Dissipation_Impact_on_the_Eccentric_Onset_of_Common_Envelope_Phases_in_Massive_Binary_Star_Systems |
| Authors |
Michelle_Vick,_Morgan_MacLeod,_Dong_Lai,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05476 |
巨大星の対流領域の乱流粘性による潮汐散逸は、一般的なエンベロープシステムの軌道を形成する上で重要な役割を果たします。このようなシステムは、過渡現象の発生源となる可能性があり、最終的にマージして検出可能な重力波信号を生成するコンパクトなバイナリシステムです。一般的なエンベロープエピソードの開始に関するこれまでのほとんどの研究では、バイナリがロシュローブオーバーフロー（RLO）に到達する前に、潮汐散逸がプライマリーを急速に回転させて軌道を循環させるという仮定の下で、円軌道と同期回転ドナー星に焦点を当ててきました。質量星の主シーケンス後の恒星進化の数値モデルを、Vick＆Lai（2020）$-$で開発された対流エンベロープでの潮汐消散のモデルと組み合わせることにより、この仮定をテストします。$-$非常に偏心軌道でも正確な潮汐モデル周辺距離が短い。多くの場合、潮汐消散はRLOの前に軌道を循環させません。$1.4〜M_\odot$コンパニオンと相互作用する$10〜M_\odot$（$15〜M_\odot$）プライマリスターの場合、プライマリがメインシーケンスを離れるときのペリセンタ距離が3AU（6AU）以内のシステムは、プライマリがロシュ半径まで成長するときの初期軌道偏心。RLOの前に潮汐で循環するシステムでも、質量移動の開始時にドナー星が非同期に回転している場合があります。私たちの結果は、二重中性子星系のいくつかの可能な前駆体がロシュ半径で偏心している可能性が高いことを示しています。結果として得られるコンパクトなバイナリメリットに対する事前共通エンベロープの偏心の影響については、さらに検討します。
中性子星合体からの初期のキロノバ放出のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_early_kilonova_emission_from_neutron_star_mergers |
| Authors |
Smaranika_Banerjee,_Masaomi_Tanaka,_Kyohei_Kawaguchi,_Daiji_Kato,_Gediminas_Gaigalas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05495 |
中性子星（NS）統合後の詳細な不透明度計算を初めて実行することにより、青いキロノバ時間の放射伝達シミュレーションを提示します。高度にイオン化された要素（10番目のイオン化まで）の原子構造と不透明度を、原子番号Z=20-56で計算します。重元素の束縛境界遷移が初期段階の不透明度の主要なソース（t<合併から1日後）、電子シェルが半分閉じているイオンが最も寄与していること。ランタニドを含まないイジェクタ（電子分率がYe=0.30-0.40）のPlanck平均不透明度は、t=0.1日で約kappa〜0.5-1cm^2g^-1にしか到達できませんが、kappa〜5まで増加します。-t=1日で10cm^2g^-1。Mej=0.05Msunのイジェクタ質量を持つ球形のイジェクタモデルは、t〜0.1日で〜2x10^42ergs^-1のボロメータ光度を与えます。GW170817の既存のボロメータデータとマルチカラーデータは、純粋に放射性モデルで自然に説明できることを確認します。予想される初期のUV信号は、200Mpcの光源でもt〜4.3時間で20.5等に達します。これは、Swiftや紫外線過渡天文衛星（ULTRASAT）などの施設で検出できます。Kasenetal。も指摘しているように、初期の明度は外側の噴出物の構造に敏感です。（2017）。したがって、初期のUV観測では、r過程の核に加えて、外部イジェクタの構造や熱源の存在に強い制約が与えられます。
急速に回転する中性子星の表面：中性子星パラメータ推定への影響
| Title |
The_surface_of_rapidly-rotating_neutron_stars:_implications_to_neutron_star_parameter_estimation |
| Authors |
Hector_O._Silva,_George_Pappas,_Nicol\'as_Yunes,_Kent_Yagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05565 |
中性子星インテリアコンポジションエクスプローラー（NICER）は現在、回転中性子星の表面のホットスポットによって放出されたX線パルスプロファイルを観測しており、前例のない精度でそれらの半径を推論しています。パルスプロファイルモデルの重要な要素は、星の扁平な形状の分析式です。これらの式は、中性子星の解の大規模な集合に対するフィッティングを必要とします。これは、状態方程式、恒星のコンパクトさ、回転周波数の幅広いセットをカバーします。ただし、この手順では、（i）フィットがアンサンブル内のすべての星の表面を完全に記述しておらず、（ii）中性子星が単一の状態方程式によって記述されているため、系統的な誤差の原因が導入されます。フィッティング手順中に平均化されます。ここでは、この系統的誤差の最初の研究を実行し、NICERによる半径推論の統計的誤差に比べて優位であることの証拠を見つけます。また、NICERが現在使用している公式は、公式の有効範囲外で、急速に回転する星の半径の推論に使用できるという証拠もあります。さらに、高速回転中性子星の数値解の表面を特定するために正確なエンタルピーに基づく方法と、それらの表面を記述するための新しい非常に正確な式を採用しています。これらの結果は、高速回転中性子星の偏平表面の正確な説明を必要とするアプリケーションで使用できます。
チャンドラX線観測により明らかにされたRX J1713.7 $-$ 3946の南西縁における衝撃雲相互作用
| Title |
Shock-Cloud_Interaction_in_the_Southwestern_Rim_of_RX_J1713.7$-$3946_Evidenced_by_Chandra_X-ray_Observations |
| Authors |
Takaaki_Tanaka,_Hiroyuki_Uchida,_Hidetoshi_Sano,_Takeshi_Go_Tsuru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05581 |
超新星残骸（SNR）RX〜J1713.7$-$3946の南西部のチャンドラX線観測の結果を報告します。SNRの前方衝撃におそらく対応する領域で、BlobsAおよびBという名前の2つのX線明るいblobの適切な動きを測定します。測定された速度は$3800\pm100〜\mathrm{km}〜\mathrm{s}^{-1}$および$2300\pm200〜\mathrm{km}〜\mathrm{s}^{-1}$で、ブロブAとB。密な分子凝集塊はBlobBの近くにあるため、その遅い速度は、衝撃と雲の相互作用の結果としての衝撃減速に起因します。この結果は、RX〜J1713.7$-$3946のフォワードショックが、文献で報告されている電波観測によって発見された高密度ガスと実際に衝突しているという確かな証拠を提供しています。2つのブロブの位置と速度の違いから、$\sim100〜\mathrm{yr}$前に高密度ガスで発生した衝撃であると推定されます。衝撃速度は、ブロブのシンクロトロンX線スペクトルのカットオフエネルギーとともに、これらの領域での粒子の加速がボーム限界に近いことを示しています。特にブロブBはほぼ限界に達しており、パーティクルを可能な限り高速で加速します。粒子加速の効率に対する衝撃雲相互作用の影響の可能性について議論します。
カーネギー超新星プロジェクトII：最も急上昇しているタイプIa超新星LSQ14fmgと、スーパーチャンドラセカール/
03fgのようなイベントの起源の手がかり
| Title |
Carnegie_Supernova_Project_II:_The_slowest_rising_Type_Ia_supernova_LSQ14fmg_and_clues_to_the_origin_of_super-Chandrasekhar/03fg-like_events |
| Authors |
E._Y._Hsiao,_P._Hoeflich,_C._Ashall,_J._Lu,_C._Contreras,_C._R._Burns,_M._M._Phillips,_L._Galbany,_J._P._Anderson,_C._Baltay,_E._Baron,_S._Castellon,_S._Davis,_Wendy_L._Freedman,_C._Gall,_C._Gonzalez,_M._L._Graham,_M._Hamuy,_T._W.-S._Holoien,_E._Karamehmetoglu,_K._Krisciunas,_S._Kumar,_H._Kuncarayakti,_N._Morrell,_T._J._Moriya,_P._E._Nugent,_S._Perlmutter,_S._E._Persson,_A._L._Piro,_D._Rabinowitz,_M._Roth,_M._Shahbandeh,_B._J._Shappee,_M._D._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_F._Taddia,_and_S._A._Uddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05614 |
タイプIa超新星（SNIa）LSQ14fmgは、「スーパーチャンドラセカール」（または03fgのような）グループの起源を明らかにするのに役立つ可能性がある誇張された特性を示します。光スペクトルは03fgのようなSNIaの典型ですが、光度曲線は、観察されたSNeIaの光度曲線とは異なります。LSQ14fmgの光度曲線は非常にゆっくりと上昇します。Bバンドの最大値と比較して-23レストフレーム日で、LSQ14fmgは、ホストの消光補正前の$M_V$=-19等より既に明るくなっています。観測されたカラーカーブは、最初の観測から最大値の約1週間後までの平坦な変化を示しています。近赤外光の曲線のピークは、JバンドとHバンドで-20.5等よりも明るく、近赤外観測の03fgのようなSNeIaよりもはるかに明るくなっています。最大値を超えて1か月になると、光学光の曲線は急速に減少します。初期の緩やかな立ち上がりとフラットカラーの進化は、合成された$^{56}Ni$の放射性崩壊以外の、電源からの余分なフラックスが原因であると解釈されます。過剰フラックスは、密度構造、質量損失率、および持続時間において、漸近巨大分岐（AGB）星の典型的な超風との相互作用と一致します。Bバンドの最大値を過ぎて約1か月で始まる急激な低下は、低温で高密度の環境を必要とする活性一酸化炭素（CO）の形成による急速な冷却を示している可能性があります。これらの特徴は、LSQ14fmgの爆発メカニズムの可能性として、その進化の終わり近くのAGB前駆細胞とコアの縮退シナリオを指し示しています。
| Title |
High-energy_neutrino_emission_subsequent_to_gravitational_wave_radiation_from_supermassive_black_hole_mergers |
| Authors |
Chengchao_Yuan,_Kohta_Murase,_Shigeo_S._Kimura_and_P\'eter_M\'esz\'aros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05616 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の合体は、宇宙の歴史のいたるところにあり、強力な降着活動と強力なジェットをしばしば示します。これらのSMBH合併は、レーザー空間干渉計アンテナ（LISA）などの将来の重力波検出器の有望な候補でもあります。この研究では、ジェットによって引き起こされた衝撃に起因するニュートリノの対応する放出を考慮します。物理的な状況は、合併後に発射された相対論的ジェットがプレマージディスク風材料内を前進し、その後コリメートされ、内部衝撃、コリメーションショック、フォワードショック、リバースショックが発生することです。これらのサイトでは宇宙線が加速される可能性があり、ニュートリノはフォト中間子生成プロセスを介して期待されます。ジェット構造とその中の関連する相互作用を定式化し、各衝撃サイトからのニュートリノ放出を評価します。宇宙線の負荷が十分に高く、宇宙線の負荷が十分に高い場合、重力波イベントがIceCube-Gen2によって約5〜10年以内の動作で検出された後、ポストマージジェットからの月ごとの高エネルギーニュートリノ放出が検出されることがわかります。穏やかなスーパーエディントン降着が達成されます。また、拡散ニュートリノ強度へのSMBH合併の寄与を推定し、観測された非常に高いエネルギー（$E_\nu\gtrsim1$PeV）IceCubeニュートリノのかなりの部分が、楽観的な場合にそれらから発生する可能性があることを発見しました。将来的には、そのようなニュートリノ対応物と重力波観測をマルチメッセンジャーアプローチで使用して、SMBH合併の進化と物理的メカニズムをより詳細に解明することができます。
G107.0 + 9.0：セフェウスの光学的に明るい、ラジオとX線のかすかな銀河系超新星残骸
| Title |
G107.0+9.0:_A_New_Large_Optically_Bright,_Radio_and_X-Ray_Faint_Galactic_Supernova_Remnant_in_Cepheus |
| Authors |
Robert_A._Fesen,_Kathryn_E._Weil,_John_C._Raymond,_Laurent_Huet,_Martin_Rusterholz,_Dennis_di_Cicco,_David_Mittelman,_Sean_Walker,_Marcel_Drechsler,_and_Sheldon_Faworski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05620 |
銀河面の広視野H-アルファ画像は、l=107.0、b=+9.0を中心とする直径がほぼ3度の新しい超新星残骸（SNR）を明らかにしました。深くて高い解像度のHアルファおよび[OIII]5007Ang画像は、残骸の北、西、および南西の四肢に沿って数十のHアルファフィラメントを示しますが、[OIII]明るいフィラメントはほとんどありません。星雲はH-alphaVirginiaTechのスペクトル線調査画像でよく検出されており、その明るいフィラメントの多くはDigitalSkySurvey画像でも見ることができます。いくつかのフィラメントの低分散スペクトルは、バルマーが支配する非放射性フィラメントか、[SII]/H-アルファ比が0.5を超える、より一般的なSNR放射性フィラメントのいずれかを示し、衝撃波加熱ライン放出と一致します。輝線の比率は、西の四肢に沿った<70km/sからその北西の境界に沿った〜100km/sの範囲の衝撃速度を示唆しています。関連するX線放射はROSAT画像では見られませんが、かすかな1420MHzの電波放射は、その西側と北側の手足と一致しているように見えます。残骸の空間的に分解されたH-アルファと[OIII]放出の分析に基づいて、残骸の距離をおよそ1.5-2.0kpcと推定し、物理的に大きい（直径=75-100pc）と古い（90-110x10）を示唆します。^3yr）低密度の星間媒質（n=0.05-0.2cm^-3）に拡大し、銀河面上に約250-300pc横たわる、進化のそのセドフ後の放射相におけるSNR。
中性子星状態方程式測定を組み合わせるためのスケーラブルなランダムフォレストリグレッサー：GW170817およびGW190425のケーススタディ
| Title |
A_scalable_random_forest_regressor_for_combining_neutron-star_equation_of_state_measurements:_A_case_study_with_GW170817_and_GW190425 |
| Authors |
Francisco_Hernandez_Vivanco,_Rory_Smith,_Eric_Thrane,_Paul_D._Lasky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05627 |
中性子星連星の合体の重力波観測は、各中性子星の潮汐変形の測定を可能にすることにより、中性子星の状態方程式を制約します。この変形は、潮汐変形パラメータ$\Lambda$によって決定されます。これは、最初のバイナリ中性子星重力波観測、GW170817を使用して制約されました。これで、2番目の連星中性子星GW190425の測定により、さまざまな重力波測定を組み合わせて、中性子星の状態方程式に対するより厳密な制約を取得できます。この論文では、GW170817とGW190425からのデータを組み合わせて、中性子星状態方程式に制約を課します。この計算を容易にするために、機械学習アルゴリズムを使用して、各イベントの補間された周辺化尤度を導出します。公に利用可能にするこれらの可能性は、複数の重力波信号からの結果を簡単に組み合わせることができます。これらの新しいデータプロダクトを使用して、基準の1.4$M_\odot$中性子星の半径が、90％の信頼度で$11.6^{+1.6}_{-0.9}$kmに制限され、圧力が核飽和度の2倍であることがわかります密度は、90％の信頼度で$3.1^{+3.1}_{-1.3}\times10^{34}$dyne/cm$^2$に制限されています。この結果はGW170817に支配されており、他の研究の結果と一致しています。
シンクロトロンメーザーショックモデルにおけるFRB 200428の理解：一貫性と可能な課題
| Title |
Understanding_FRB_200428_in_the_synchrotron_maser_shock_model:_consistency_and_possible_challenge |
| Authors |
Q._Wu,_G._Q._Zhang,_F._Y._Wang,_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05635 |
最近、SGR1935+2154のX線バースト（XRB）に関連する銀河系FRB200428の発見により、FRBとマグネター活動の間に橋が架けられました。この論文では、XRBがマグネター磁気圏で発生すると仮定します。FRB200428と関連するXRBの観測特性が、放射効率、類似のエネルギー発生頻度分布、同時到着時間などの超相対論的磁化衝撃でのシンクロトロンメーザー放出の予測と一致することを示します。それは上流の媒体が以前のフレアによって放出された穏やかな相対論的バリオン殻であることを必要とします。無線バーストの原因となるフレアによるエネルギー注入により、FRB121102に関連する永続的な電波源を説明するために使用されているマグネター風星雲が生成されます。FRB121102と同じエネルギー注入率$\dot{E}\proptot^{-1.37}$を仮定することによる星雲モデル。必要なバリオン質量は、GBTおよびFASTによるFRB121102の観測からも推定されます。同じ放射効率$\eta\sim10^{-5}$を仮定すると、中央のマグネターから放出される全バリオン質量は約0.005太陽質量です。この値は、マグネター外部地殻の典型的な質量よりはるかに大きいですが、マグネター地殻の総質量に匹敵します。
ANITA-IVが観測した超高エネルギー空気シャワー
| Title |
Ultra-high_Energy_Air_Showers_Observed_by_ANITA-IV |
| Authors |
ANITA_Collaboration:_P._W._Gorham,_A._Ludwig,_C._Deaconu,_P._Cao,_P._Allison,_O._Banerjee,_L._Batten,_D._Bhattacharya,_J._J._Beatty,_K._Belov,_W._R._Binns,_V._Bugaev,_C._H._Chen,_P._Chen,_Y._Chen,_J._M._Clem,_A._Connolly,_L._Cremonesi,_B._Dailey,_P._F._Dowkontt,_B._D._Fox,_J._W._H._Gordon,_C._Hast,_B._Hill,_S._Y._Hsu,_J._J._Huang,_K._Hughes,_R._Hupe,_M._H._Israel,_T.C._Liu,_L._Macchiarulo,_S._Matsuno,_K._McBride,_C._Miki,_J._Nam,_C._J._Naudet,_R._J._Nichol,_A._Novikov,_E._Oberla,_M._Olmedo,_R._Prechelt,_S._Prohira,_B._F._Rauch,_J._M._Roberts,_A._Romero-Wolf,_B._Rotter,_J._W._Russell,_D._Saltzberg,_D._Seckel,_H._Schoorlemmer,_J._Shiao,_S._Stafford,_J._Stockham,_M._Stockham,_B._Strutt,_M._S._Sutherland,_G._S._Varner,_A._G._Vieregg,_S._H._Wang,_S._A._Wissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05690 |
ANITAの2016年後半の4回目の長時間気球飛行では、0.37^{+0.27}_{-0.17}$の人為的イベントを背景に、29の宇宙線（CR）に似たイベントが検出されました。CRは主に南極の氷床での反射で見られ、特徴的な位相反転波形極性を作成します。ただし、地平線の下にある4つのCRのようなイベントは、異常な非反転極性を示しています。すべての異常イベントは地平線近くの場所からのものです。ANITA-IVは、以前のフライトで見られた2つのそのようなイベントに類似した、急上昇する異常なイベントを観察しませんでした。
| Title |
Interpreting_the_X-ray_afterglows_of_gamma-ray_bursts_with_radiative_losses_and_millisecond_magnetars |
| Authors |
Nikhil_Sarin,_Paul_D._Lasky,_Gregory_Ashton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05745 |
ミリ秒マグネターのスピンダウンエネルギーは、短いガンマ線バーストと長いガンマ線バーストのかなりの部分のX線残光観測を説明するために呼び出されました。ここでは、以前に文献で紹介されたモデルを拡張し、任意のブレーキインデックスを介してマグネターセントラルエンジンのスピンダウンによる放射損失を組み込みます。これを即時放出のテールのモデルと組み合わせると、放射損失のないミリ秒マグネターモデルや、真空双極子放射だけでスピンダウンを引き起こすモデルよりも、モデルがデータをよりよく説明できることを示しています。私たちのモデルは、いくつかのガンマ線バーストで見られるX線フレアのサブセットを予測していることがわかります。X線のプラトーの多様性を放射効率を変えることでさらに説明し、新しく生まれたミリ秒マグネターのブレーキインデックスを測定できます。GRB061121のブレーキインデックスを$n=4.85^{+0.11}_{-0.15}$として測定します。これは、このガンマ線バーストで生まれたミリ秒マグネターが主に重力波放出によってスピンダウンしていることを示唆しています。
分離AGNs NGC 5347、ESO 438-009、MCG-02-04-090、およびJ11366-6002：SwiftとNuSTARがビューに参加
2MIGカタログから選択されたアクティブな銀河核を持つ4つの孤立した銀河の核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）によるスペクトル分析を提示します：NGC5347、ESO438-009、MCG-02-09-040、およびIGRJ11366-6002。また、MCG02-09-040、ESO438-009、IGRJ11366-6002の最大$\sim$150keVのSwift/BurstAlertTelescope（BAT）データと、0.3-のSwift/XRTデータを使用しました。NGC5347、ESO438-009、およびIGRJ11366-6002の-10keVエネルギーバンド。すべてのソースは、一次べき乗則の連続体に加えて、異なる反射率を持つ反射スペクトル成分を持っているように見えます。これらの情報源のべき乗則インデックスは1.6から1.8の間にあることがわかりました。2つの線源、NGC5347およびMCG-02-09-040のスペクトルは、Fe$K_{\alpha}$輝線を示しています。これらのソースの両方で、Fe$K_{\alpha}$ラインはEW$\sim$1keVの大きな値を持っています。NGC5347のX線スペクトルは、$E_{cut}\sim117$keVを使用し、追加の1次べき乗則コンポーネントが存在しない純粋な反射モデルに最適です。また、MCG-02-09-040のX線スペクトルは、$N_{H}\sim10^{24}〜cm^{-2}$の重い中性遮蔽の存在を示していることもわかりました。ただし、これは、単純な反射モデルによるフィッティングの場合、反射の非物理的な値を提供します。BNTorusとして物理モンテカルロベースのモデルを採用すると、より適切なフィットが得られます。これにより、N$_{H}\sim1.04\times10^{24}〜cm^{-2}$の吸収値と、$\Gamma\約1.63$の合理的なべき乗則インデックスを決定できました。MCG-02-09-040の結果が初めて表示されます。
若い超新星残骸の非相対論的垂直衝撃の速度論的シミュレーションIV。電子加熱
| Title |
Kinetic_simulation_of_nonrelativistic_perpendicular_shocks_of_young_supernova_remnants._IV._Electron_heating |
| Authors |
Artem_Bohdan,_Martin_Pohl,_Jacek_Niemiec,_Paul_Morris,_Yosuke_Matsumoto,_Takanobu_Amano,_Masahiro_Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05920 |
マッハ数の高い無衝突ショックは、惑星系と超新星残骸（SNR）に見られます。電子はこれらの衝撃でランキン-ウゴニオット予測よりもはるかに高い温度に加熱されます。ただし、電子加熱を担当するプロセスはまだよく理解されていません。電子加熱プロセスを明らかにするために、高マッハ数領域における非相対論的衝撃の大規模なパーティクルインセルシミュレーションのセットを使用します。これらの衝撃の物理学は、衝撃ランプでのイオン反射によって定義されます。反射イオンと上流プラズマのさらなる相互作用は、静電ブネマンと2ストリームイオンイオンワイベル不安定性を励起します。電子は、衝撃波サーフィン加速、衝撃ポテンシャル、磁気再結合、確率的フェルミ散乱、および衝撃圧縮によって加熱されます。主な原因は衝撃の可能性です。ワイベル不安定性のため、磁力線が絡み合い、衝撃電位による平行電子加熱が可能になります。電子加熱の制約付きモデルは、SNRショックおよび土星のバウショックにおける観測値内のイオン対電子温度比を予測します。
ガンマ線バースト（GRB）X線輝線の検出は、GRBの物理学を研究し、GRBの赤方偏移を抑制するために重要です。GRBX線スペクトルの線のような機能が最初に報告されたのは1999年以来、過去20年にわたって線探索に関するいくつかの研究が発表されています。X線のラインのような機能に関するいくつかの観察が行われたとしても、その重要性は今まで議論の余地があります。この論文では、ダウンコンプトン化メカニズムを利用して、GRB中央エンジンの近くで放出されたFeK$\alpha$線の時間発展を示します。線の強度は進化時間とともに減少し、時間発展は電子密度と電子温度に依存します。さらに、広がりが大きい最初の線は、時間の経過とともに減少が少なくなります。たとえば、輝線が1keVで電子密度が$10^{12}$cm$^{-3}$を超える材料を貫通する場合、100秒後には、検出されないほど十分に重要ではなくなります。ライン状のプロファイルはガウスフォームから外れ、最終的にはラインフォトンと周囲の材料の間の熱平衡時に黒体の形状に似たものに変化します。
NuSTARおよびXMM-Newtonを使用したIRAS 13349 + 2438での可能な多相超高速流出の検出
| Title |
Detection_of_a_possible_multiphase_ultra-fast_outflow_in_IRAS_13349+2438_with_NuSTAR_and_XMM-Newton |
| Authors |
M._L._Parker,_G._A._Matzeu,_W._N._Alston,_A_C._Fabian,_A._Lobban,_G._Miniutti,_C._Pinto,_M._Santos-Lle\'o,_and_N._Schartel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05965 |
明るく変動するクエーサーIRAS13349+2438のNuSTARとXMM-Newtonの共同観測を紹介します。この結合されたデータセットは、8と9keVで2つの明確な鉄吸収線を示しています。これは、速度が0.14cと0.27cの、軽度相対論的ブルーシフト吸収の2つの層に関連している可能性が高いです。また、低速の鉄の特徴と同じブルーシフトで、積み重ねられたXMM-NewtonEPIC-pnスペクトルの中間エネルギーにおける一連のLy$\alpha$吸収線の強い証拠も見つかりました。これは、流出する風が放射状に成層化するシナリオと一致しているため、より高速で高電離の物質がブラックホールの近くで観測され、より大きな半径の流線からはより低温でより遅い物質が見られます。
将来のミッションへの道を開く：ローマ宇宙望遠鏡コロナグラフテクノロジーのデモンストレーション
| Title |
Paving_the_Way_to_Future_Missions:_the_Roman_Space_Telescope_Coronagraph_Technology_Demonstration |
| Authors |
B._Mennesson_(1),_R._Juanola-Parramon_(2),_B._Nemati_(3),_G._Ruane_(1),_V._P._Bailey_(1),_M._Bolcar_(2),_S._Martin_(1),_N._Zimmerman_(2),_C._Stark_(4),_L._Pueyo_(4),_D._Benford_(5),_E._Cady_(1),_B._Crill_(1),_E._Douglas_(6),_B._S._Gaudi_(7),_J._Kasdin_(8),_B._Kern_(1),_J._Krist_(1),_J._Kruk_(2),_T._Luchik_(1),_B._Macintosh_(9),_A._Mandell_(2),_D._Mawet_(10),_I._Poberezhskiy_(1),_J._Rhodes_(1),_A._J._Riggs_(1),_M._TurnbulL_(11),_A._Roberge_(2),_F._Shi_(1),_N._Siegler_(1),_K._Stapelfeldt_(1),_M._Ygouf_(12),_R._Zellem_(1)_and_F._Zhao_(1)_((1)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_The_University_of_Alabama_in_Huntsville,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_(5)_NASA_Headquarters,_(6)_University_of_Arizona,_(7)_Ohio_State_University,_(8)_University_of_San_Francisco,_(9)_Stanford_University,_(10)_California_Institute_of_Technology,_(11)_SETI_Institute,_(12)_Caltech_IPAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05624 |
このドキュメントでは、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡コロナグラフ計器（ローマCGI）が、HabExとLUVOIRの概念によって示される、将来の太陽系外惑星直接イメージングミッションの可能性について、高コントラストのイメージングと分光学的要件を実証するためにどこまで進むかをまとめています。評価は、想定されるCGIパフォーマンスの2つのレベルに対して行われます。（i）実験室の結果およびJPL標準のモデル不確実性係数（MUF）を使用した現実的なエンドツーエンドのシミュレーションに基づいて、2020年8月現在の現在の最良推定（CBE）。（ii）フェーズBの要件から継承されたCGI設計仕様。多くのCGIサブシステムの予測パフォーマンス（CBE）は、将来のミッションよりも適度なポイントソース検出制限を提供しているにもかかわらず、将来のミッションのニーズに匹敵することがわかりました。これは本質的に、ローマ宇宙望遠鏡の難しい瞳孔によるものです。この生徒はコロナグラフマスクを押して、ミスアライメントに対する感度を将来のミッションに見合ったものにします。特に、CGIは、将来のミッションのニーズよりも高い、または同等のパフォーマンスレベルで、アクティブな低次波面制御とフォトンカウンティング機能を実証します。
地球ベースの非常に大きな望遠鏡を使用して火星のメタンを観測する可能性
レッドプラネットは、特に過去数世紀の間、そして特に宇宙時代の数千年の間、人類を魅了してきました。現存する火星の生命のしつこい疑いは火星への多くの宇宙任務に支えられ、その両方を動かし、最近の大量の季節的な大気中のメタンの検出が議論に活気を与えています。メタンの最も強い振動周波数（約3.3ミクロン）は、天文学者のLバンドの下半分で近赤外線で発生し、火星の大気中で、ハワイやチリなどの乾燥した高い場所にある地上の分光器から容易に検出できます。しかし、メタンを明確に特定する特定のスペクトル吸収線の解像度は、その起源と同様に、文献で議論されています。光学/NIRで動作する非常に大きな望遠鏡の建設が提案されたため、これらのELTは火星のメタンで訓練された宇宙ベースの計器を補完または置き換えることさえできるのかという疑問が生じました。地球、空中、地球軌道、太陽軌道、L2軌道、火星軌道、および火星の現在、現在、および将来のNIR分光計の2012年のレビューにより、幅広い機能と制限が明らかになりました。空間、スペクトル、放射分析、および時間分解能はすべて考慮され、複雑で相互に関連しており、機器固有のものであることがわかりました。ジャイアントマゼラン望遠鏡、30メートル望遠鏡、ヨーロッパの超大型望遠鏡はそれぞれ、最新の適応光学系によってサポートされている少なくとも1つのLバンド分光計を備えており、極端な空間分解能、スペクトル分解能、およびラジオメトリック分解能を備えています。時間の経過に伴う観測の複製は、検出されたメタンの生物的または非生物的起源に関する理論的考察に重要な制約を提供します。既存のデータセットをマイニングし、ELTの科学ケースに火星のメタンを含め、科学チーム間のコラボレーションを強化することをお勧めします。
プローブを備えたタイタンフラグシップクラスのオービターのサイエンスケース
| Title |
The_Science_Case_for_a_Titan_Flagship-class_Orbiter_with_Probes |
| Authors |
Conor_A._Nixon,_James_Abshire,_Andrew_Ashton,_Jason_W._Barnes,_Nathalie_Carrasco,_Mathieu_Choukroun,_Athena_Coustenis,_Louis-Alexandre_Couston,_Niklas_Edberg,_Alexander_Gagnon,_Jason_D._Hofgartner,_Luciano_Iess,_St\'ephane_Le_Mou\'elic,_Rosaly_Lopes,_Juan_Lora,_Ralph_D._Lorenz,_Adrienn_Luspay-Kuti,_Michael_Malaska,_Kathleen_Mandt,_Marco_Mastrogiuseppe,_Erwan_Mazarico,_Marc_Neveu,_Taylor_Perron,_Jani_Radebaugh,_S\'ebastien_Rodriguez,_Farid_Salama,_Ashley_Schoenfeld,_Jason_M._Soderblom,_Anezina_Solomonidou,_Darci_Snowden,_Xioali_Sun,_Nicholas_Teanby,_Gabriel_Tobie,_Melissa_G._Trainer,_Orenthal_J._Tucker,_Elizabeth_P._Turtle,_Sandrine_Vinatier,_V\'eronique_Vuitton,_Xi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05680 |
特に極地に重点を置いて、タイタンをグローバルシステムとして研究することに焦点を当てた旗艦クラスのミッションコンセプトの概要を説明します。極軌道の独自の観点からタイタンを調査することで、包括的な地球地図が大気の物理学と化学、表面と地下の地形と地球物理環境を明らかにすることができます。ミッションには2つの重要な要素が含まれます：（1）データリレーとしても機能するオービター宇宙船、および（2）タイタンの海を直接調査し、液体の組成と物理的環境の最初の直接測定を行うための1つ以上の小さなプローブ。オービターは、斬新な地形のライダー、長波長の表面浸透レーダー、風と中間圏/熱圏の構成のためのサブミリ波探知機、カメラと近赤外分光計などの高度なリモートセンシングペイロードを搭載します。粒子とフィールドを分析する機器スイートには、タイタンの脱出する上層大気と太陽風および土星の磁気圏との間の相互作用に焦点を合わせる質量分析計が含まれます。オービターは約1500〜1800kmの安定した極軌道に入り、そこから大気と地表の全球地図を作成します。オービターから解放された1つまたは複数のプローブは、高緯度海域と低緯度海域の組成の違いの可能性やパラシュート降下時の大気など、原位置でタイタンの海を調査します。探査機の数、およびオービターと探査機の機器補完は、ミッションスタディ中に確定する必要があります。ミッションスタディでは、全体的なミッションを目標として、現在進行中の惑星科学のためのNRC十年調査の一部としてNASAに推奨しています。約$20億の「小さな旗艦」カテゴリのコスト。Cassini-Huygensと同様の国際パートナーシップも検討のために含めることができます。
CHIMEパルサープロジェクト：システムの概要
| Title |
The_CHIME_Pulsar_Project:_System_Overview |
| Authors |
CHIME/Pulsar_Collaboration,_M._Amiri,_K._M._Bandura,_P._J._Boyle,_C._Brar,_J._F._Cliche,_K._Crowter,_D._Cubranic,_P._B._Demorest,_N._T._Denman,_M._Dobbs,_F._Q._Dong,_M._Fandino,_E._Fonseca,_D._C._Good,_M._Halpern,_C._H\"ofer,_V._M._Kaspi,_T._L._Landecker,_H.-H._Lin,_K._W._Masui,_J._W._McKee,_J._Mena-Parra,_B._W._Meyers,_D._Michilli,_A._Naidu,_L._Newburgh,_C._Ng,_C._Patel,_T._Pinsonneault-Marotte,_S._M._Ransom,_A._Renard,_P._Scholz,_J._R._Shaw,_A._E._Sikora,_I._H._Stairs,_C._M._Tan,_S._P._Tendulkar,_I._Tretyakov,_K._Vanderlinde,_H._Wang,_X._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05681 |
加速パルシングを使用して無線パルサーと一時的な無線ソースを観測するカナダ水素強度マッピング実験（CHIME）用に構築されたデジタルバックエンドの設計、実装、およびパフォーマンスを示します。動作時、CHIMEコリレータは、指定された天体の位置をデジタルで追跡するCHIME/Pulsarバックエンド用のビームフォーミングデータの10個の独立したストリームを出力します。これらの独立したストリームのそれぞれは、CHIME/パルサーバックエンドシステムによって処理されます。これにより、2500pc/cm$^{-3}$の分散測定値まで、リアルタイムでコヒーレントに分散解除できます。トラッキングビームとリアルタイム分析システムは、優先度ベースのアルゴリズムによって自律的に制御されます。このアルゴリズムは、既知のソースと関心のある位置の両方を、1日程度のケイデンスで観察するためにスケジュールします。CHIME/パルサーシステムは、既知のパルサーとラジオトランジェントソースの分布を考慮して、恒星日に1日1回最大900の位置を監視し、$\sim$2週間に1回、$-20^\circ$を超える偏角を持つすべてのソースを観察できます。また、タイミングと検索実験を中心とするCHIME/Pulsarの現在のデータ取得モードによって可能になる科学プログラムについても説明します。
Irbene電波望遠鏡RT-32およびRT-16での4.58-8.8 GHz電波天文観測用の広帯域受信システム
| Title |
Broadband_receiving_systems_for_4.58-8.8_GHz_radio_astronomical_observations_at_Irbene_radio_telescopes_RT-32_and_RT-16 |
| Authors |
Vladislavs_Bezrukovs,_Marcis_Bleiders,_Arturs_Orbidans,_Dmitrijs_Bezrukovs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05794 |
2011年以来、ベンツピルス国際電波天文学センターは、適切なVLBI受信および記録機器との適合に関して、電波望遠鏡RT-32およびRT-16に関連するアップグレード活動の大幅なスピードアップを可能にする大規模インフラプロジェクトに関与してきました。電波望遠鏡には、TecnologiasdeTelecomunicacioneseInformacion社によって開発および設置された、4.5〜8.8GHzの周波数範囲の新しい最先端のブロードバンド低温受信機が装備されていました。この論文では、受信システムのアーキテクチャと、重要なサブシステムの重要性と動作原理について説明します。受信機は、冷却されたRFサブシステムと室温IFサブシステムによって形成されます。RFおよびIFサブシステムは、2つのCおよびXバンド信号（LCPおよびRCP）を並行して処理するように設計されています。通常、観測中、受信デュワーで測定された真空レベルは10e-6〜10e-8mbarであり、デュワー内部の温度は、第2ステージで14K、偏光子で20K、第1ステージで46Kのレベルです。2015年10月以降、新しい受信機システムを備えた電波望遠鏡RT-32は、成功したいくつかの国際VLBIセッションに参加しました。VLBI観測の準備中に、予備の開口効率、システム温度、およびビームパターン測定を行って、受信機以外のステーションの改修後のRT-32パフォーマンスを評価しました。パフォーマンスパラメータは、ノイズダイオードの切り替えと、さまざまな標高での既知の磁束密度を持つキャリブレーションソースのオン/オフ観測を利用して導き出されました。4836MHzで測定された最初の結果は、この原稿にまとめられています。
エシェルスペクトルの最適な抽出：観測結果を最大限に活用する
現代の望遠鏡での機器と観測時間の価格は、主鏡のサイズとともに急速に増加しています。したがって、観測から科学情報のあらゆるビットを抽出するためにデータ削減アルゴリズムを再検討する価値があります。エシェル分光器は高解像度分光法の代表的な機器ですが、これらの機器の波長範囲と多様性を改善しようとすると、科学検出器への入射スリット投影の複雑で可変のフットプリントが生じます。従来のスペクトル抽出方法では、スリット画像が検出器の列と整列しておらず、傾斜しているか、または湾曲している場合、真に最適な抽出を実行できません。ここでは、数学的なアルゴリズムと、最適な抽出へのそれらの適用例と、可変スリットや曲率などのさまざまな歪みで画像化される入口スリットを備えたエシェル分光計のための次の低減ステップを紹介します。新しい方法は、スペクトル分解能の損失を最小限に抑え、S/N比を最大化し、局所的な外れ値を効率的に識別します。新しい最適な抽出に加えて、順序スプライシングとより堅牢な連続体正規化アルゴリズムを提示します。連続体正規化スペクトルを作成する新しいアルゴリズムを開発して実装しました。このプロセスでは、検出器上のスリット画像の（可変）傾斜/曲率を考慮し、スリット照明に関する事前の仮定なしに最適な抽出を実現します。したがって、この新しい方法は、任意のイメージスライサー、スリットスキャン、およびスループットやダイナミックレンジの向上を目的としたその他の観察手法を処理できます。一般的に使用されている手順と比較して、新しいアルゴリズムの優れたパフォーマンスを示すために、さまざまな機器の手法と他の手法を比較します。
エンドツーエンドシミュレータ：柔軟でスケーラブルなクラウドベースのアーキテクチャ。高解像度分光器ESPRESSOおよびELT-HIRESへの適用
| Title |
End_to_end_simulators:_A_flexible_and_scalable_Cloud-Based_architecture._Application_to_High_Resolution_Spectrographs_ESPRESSO_and_ELT-HIRES |
| Authors |
M._Genoni,_M._Landoni,_G._Pariani,_M._Riva,_A._Bianco,_G._Li_Causi,_T._Marquart,_F._A._Pepe,_A._Marconi,_E._Oliva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05858 |
高精度の動径速度測定を対象とした、既存および今後の高解像度スペクトログラフからのフレームのシミュレーションは、（時間と空間の両方で）計算量が多いです。このペーパーでは、ワークロードの並列化と分散の両方に基づく革新的なアプローチを紹介します。PlatformasaService（PaaS）アプローチでNVIDIACUDAカスタムメイドカーネルと最先端のクラウドコンピューティングアーキテクチャを使用することにより、合成フレームをレンダリングできるモジュール式でスケーラブルなエンドツーエンドシミュレーターを実装しました計算時間を短く保ちながら、数cm/秒のオーダーの精度で。私たちは2つの分光器にアプローチを適用しました。VLT-ESPRESSOの場合、実際のデータと、取得されたスペクトル形式と復元された機器プロファイルを示すシミュレーションとの健全な比較を行います。また、ELTでの次期HIRESのデータをシミュレーションし、問題のサイズに対する計算時間とスケーラビリティの観点から全体的なパフォーマンスを調査します。さらに、データ削減システムとのインターフェースを示し、既存の方法でデータを正常に削減できることを予備的に示します。
マーチソン電波天文台でのFMバンドにおける空間的および時間的に解決された無線周波数干渉の調査
| Title |
A_survey_of_spatially_and_temporally_resolved_radio_frequency_interference_in_the_FM_band_at_the_Murchison_Radio-astronomy_Observatory |
| Authors |
Steven_Tingay,_Marcin_Sokolowski,_Randall_Wayth_and_Daniel_Ung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05918 |
電波干渉（RFI）の最初の調査を、低周波平方キロメートルアレイ（SKA）の将来のサイトであるマーチソン電波天文台（MRO）で行い、時間的および空間的にRFIを解決します。調査は、FM帯域内の1MHzの周波数範囲で行われ、MRO（ジェラルトンにあり、約300km離れた場所）に最も近く、最も強いFM送信機を含むように設計されています。全天イメージングモードでエンジニアリング開発アレイの2回目の反復を使用して約3日間実施したところ、さまざまなRFI信号が見つかりました。信号を次のカテゴリに分類できます。航空機からの反射（観測期間の約13％を占める）;地球軌道上の物体からの反射。そして、流星イオン化トレイルからの反射。合計で、約3.5度の角度分解能を持つ両方の偏光で7.92秒の時間分解能で33,994個の画像を分析し、約4万のRFIイベントを検出します。MRO環境でのRFIのこの詳細な内訳により、SKAを使用した低無線周波数での主要な科学に対するRFIの予想される影響の将来の詳細な分析が可能になります。
| Title |
Starspot_mapping_with_adaptive_parallel_tempering_I:_Implementation_of_computational_code |
| Authors |
Kai_Ikuta,_Hiroyuki_Maehara,_Yuta_Notsu,_Kosuke_Namekata,_Taichi_Kato,_Shota_Notsu,_Soshi_Okamoto,_Satoshi_Honda,_Daisaku_Nogami,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05478 |
スタースポットは、黒点に似た局所的に強い磁場の領域であると考えられており、測光輝度変調を生成できます。スポットの出現や減衰率などの恒星やスポットの特性を推定するには、スタースポットモデリングの計算コードを実装します。これは、ベイズフレームワークのパラメータ推定とモデル選択のために、適応並列テンパリングアルゴリズムと重要度サンプリングアルゴリズムを使用して実装されます。コードのパフォーマンスを評価するために、3つのスポットで生成された合成光曲線に適用します。光度曲線は、半径、強度、緯度、経度、出現/減衰期間などのスポットパラメータで指定されます。スポットは、光球に対して相対的な半径と強度を指定した円形であり、恒星微分回転係数も光度曲線に含まれています。その結果、恒星とスポットのパラメーターが一意に推定されます。スポットの数は正しく決定されています。モデルの証拠は2スポットモデルのそれよりも桁違いに大きく、4スポットモデルのそれよりも控えめな要因により多いため、3スポットモデルが望ましいです。光度曲線は、経度の値を調整することにより、1つの赤道回転期間中に2つまたは1つの極小値を持つように作成されます。スポットの出現率と減衰率は、スポット数の違いを考慮して、1桁未満の誤差で推定できます。
アンブラル彩層微細構造とアンブラルフラッシュを1つとしてモデル化：波形アンブラ
| Title |
Umbral_chromospheric_fine_structure_and_umbral_flashes_modelled_as_one:_the_corrugated_umbra |
| Authors |
Vasco_M._J._Henriques,_Chris_J._Nelson,_Luc_H._M._Rouppe_van_der_Voort,_Mihalis_Mathioudakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05482 |
小規模のアンブラルブライトニング（SSUB）、アンブラルマイクロジェット、スパイク、または短い動的フィブリル（SDF）、およびアンブラルダークフィブリルは、十分な空間分解能を備えた彩層の観測で見られます。SDF、SSUB、およびアンブラルフラッシュの空間的およびスペクトル共進化をCaII8542スペクトルプロファイルで研究します。NICOLE反転コードの最新バージョンで非LTE放射伝達を使用して、すべてのクラスの機能のスペクトルプロファイルを生成するモデルを生成します。明るい（SSUB）と暗い（SDF）の両方の構造が、ピクセル単位の反転でも周囲とは異なるパラメーター空間の連続的な特徴で記述されていることがわかります。このような機能とアンブラーフラッシュの位相差は、逆視線速度と増光のタイミングの両方で見られます。アンブラルフラッシュ自体については、反転ベースの半経験的モデリングで初めて、フラッシュ前ダウンフロー、フラッシュ後アップフロー、およびアンブラフラッシュフェーズ中に存在するカウンターフローを解決します。さらに、微細構造、暗い部分と明るい部分、およびumbralchromospheresのumbralflashesのダイナミクスとスペクトルプロファイルを説明する単純な時間依存の漫画モデルを示します。結論。増光とアンブラフラッシュの間のプロファイルの類似性、逆転から得られた速度のパターン、および構造間の位相関係はすべて、この日付までに観測されたすべての動的アンブラル彩層構造が局所的に遅延または局所的であることを先に導きますフラッシュを生成する振動フローパターンの初期の部分。これは、発生源での大規模音響波の急増に続いて発生します。基本的に、SSUBは同じショックの一部であるか、空間的に大きなアンブラーフラッシュ現象の原因である単に圧縮前線ですが、より広い振動で位相がずれています。
コアコラプス超新星：ニュートリノ駆動の1D爆発から光度曲線とスペクトルまで
| Title |
Core-Collapse_Supernovae:_From_Neutrino-Driven_1D_Explosions_to_Light_Curves_and_Spectra |
| Authors |
Sanjana_Curtis,_Noah_Wolfe,_Carla_Fr\"ohlich,_Jonah_M._Miller,_Ryan_Wollaeger,_Kevin_Ebinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05498 |
一連のコア崩壊超新星モデルのボロメータおよびブロードバンドの光度曲線とスペクトルを、PUSHフレームワーク内で球対称に自己矛盾なく爆発します。これらの光度曲線の幅広い傾向を分析し、形態に基づいて分類します。これらの形態学的カテゴリーは、前駆体半径と水素エンベロープの質量に単純に関連していることがわかります。概念実証の感度変数分析を提示し、特定のカテゴリ内の光度曲線の特性における重要な決定要因が$^{56}$Ni質量であることを示します。光球から星雲相までのスペクトルを追跡します。これらのスペクトルは、短波長での特徴的な鉄線のブランキングと、ドップラーシフトしたFeIIおよびTiIIの吸収線を示しています。この分析を可能にするために、私たちは、大規模な前駆モデルから、球対称の自己矛盾のない爆発を介して、対応するものまで、類を見ないパイプラインを開発します。これは、これらのオブザーバブルの集合的特性のより詳細な分析への扉を開きます。go.ncsu.edu/astrodataで、機械で読み取り可能な光度曲線とスペクトルのデータベースをオンラインで提供しています。
255の金属に乏しい星のバナジウム存在量の派生
| Title |
Vanadium_Abundance_Derivations_in_255_Metal-poor_Stars |
| Authors |
Xiaowei_Ou,_Ian_U._Roederer,_Christopher_Sneden,_John_J._Cowan,_James_E._Lawler,_Stephen_A._Shectman_and_Ian_B._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05500 |
ラスカンパナス天文台のマゼラン望遠鏡のマゼラン稲盛京セラエシェルスペクトログラフからの高解像度光学スペクトルに由来する255の金属に乏しい星のバナジウム（V）存在量を、ロバートG.トゥルクードのスペクトログラフマクドナルド天文台のハーランJ.スミス望遠鏡とマクドナルド天文台のホビーエバリー望遠鏡の高解像度スペクトログラフ。最近の実験室研究からの更新されたVIおよびVII原子遷移データを使用し、検査する行の数を増やします（VIの1〜4行、およびVIIの2〜7行）。その結果、ほとんどの星のV存在量の不確実性を20％以上削減し、V検出で星の数を204から255に拡大しました。金属範囲$-$4.0$<$[Fe/H]$<-$1.0、平均比を計算します[VI/FeI]$=-0.10\pm0.01（\sigma=0.16）$128個の星から$\geq$2VIラインが検出され、[VII/FeII]$=+0.13\pm0.01（\sigma=0.16）$220スターから$\geq$2VIIラインが検出され、[VII/VI]$=+0.25\pm0.01（\sigma=0.15）$が119スターから。このオフセットは非LTE効果が原因であると思われるため、[V/Fe]をより適切に表すために、太陽比に比べて強化された[VII/FeII]の使用をお勧めします。スカンジウム、チタン、バナジウムの間で以前に検出された存在量相関のより広範な証拠を提供し、これらの相関を説明できる分析で系統的な影響を特定しません。
ストークス反転結果に対する振動現象の影響について
ストークス反転コードは、温度や磁場強度などの太陽大気の特性を返すために重要です。しかし、信頼できる値を返すようなアルゴリズムの成功は、磁気波ガイド内の振動現象の存在によって妨げられる可能性があります。正確なパラメーターを返すことは、電磁流体力学の研究と太陽物理学の両方にとって一般的に重要です。ここでは、既知のドライバーと大気パラメーターを持つフラックスチューブ内で伝播するMHD波を特徴とするシミュレーションを採用しています。既知の応答関数からのストークス反転（SIR）コードを使用してシミュレーションから生じた6301$\unicode{0xc5}$と6302$\unicode{0xc5}$ラインペアのストークスプロファイルを反転させて、大気パラメーターを確認します。地上の観測所での典型的な空間解像度に対して返すことができます。反転は、大気中の波動伝播からのスペクトルに非対称性が導入されていても、元の入力スペクトルに匹敵する合成スペクトルを返します。反転からの出力モデルは、反転したラインの典型的な地層高さ内の温度、見通し磁場、および見通し速度のシミュレーションと密接に一致します。シミュレーションからの逸脱は、これらの高さ領域から離れて見られます。ライン形成領域内の波の通過中、反転結果の精度は低くなります。元の波の周期は、反転によって出力された大気から復元でき、このタスクでは、経験的なモード分解がウェーブレットアプローチよりも優れています。
| Title |
Progenitor_properties_of_type_II_supernovae:_fitting_to_hydrodynamical_models_using_Markov_chain_Monte_Carlo_methods |
| Authors |
L._Martinez_(1,2,3),_M._C._Bersten_(1,2,4),_J._P._Anderson_(5),_S._Gonz\'alez-Gait\'an_(6),_F._F\"orster_(7,8,9),_G._Folatelli_(1,2,4)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata_CCT-CONICET-UNLP,_(2)_FCAG-UNLP,_(3)_UNRN,_(4)_Kavli_Institute_for_the_Physics_and_Mathematics_of_the_Universe,_(5)_European_Southern_Observatory,_(6)_CENTRA_-_Universidade_de_Lisboa,_(7)_Centre_for_Mathematical_Modelling_-_University_of_Chile,_(8)_Millennium_Institute_of_Astrophysics,_(9)_Departamento_de_Astronom\'ia_Universidad_de_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05572 |
タイプII超新星（SNeII）の前駆および爆発特性は、大質量星の進化を理解するための基本です。彼らの始祖の初期の塊の範囲に特別な関心が与えられましたが、行われた努力にもかかわらず、それはまだ不確かです。爆発前の画像での前駆細胞の直接イメージングは、$\sim$18$M_{\odot}$の上部初期質量カットオフを指摘しています。ただし、これは、光度曲線モデリングによって推論された前駆細胞の質量が高質量解を支持する傾向がある以前の研究と緊張関係にあります。さらに、ライトカーブモデリングだけでは、SNeIIの前駆体と爆発の特性に独自のソリューションを提供できないと主張されています。統計的推論技術を使用して、流体力学モデルにそれらのボロメトリック光度曲線と光球速度の進化を同時にフィッティングすることにより、SNeIIの物理パラメータを制約するのに役立つ堅牢な方法を開発します。超新星以前の赤い超巨大モデルは、星の進化コードMESAを使用して作成され、初期の前駆質量を変化させました。次に、これらの前駆細胞の爆発は、流体力学シミュレーションによって処理され、爆発エネルギー、合成されたニッケルの質量、および噴出物内の後者の空間分布が変更されました。マルコフ連鎖モンテカルロ法による観測と比較します。我々はこの方法を、爆発前の画像で観察された前駆細胞とよく研究されたSNeのセットに適用し、文献の結果と比較します。前駆細胞の質量の制約は、我々の結果とSN前のイメージングおよび後期のスペクトルモデリングの分析によって得られた結果との間で一貫していることがわかっています。流体力学モデリングがSNeIIの物理的特性を正確に制約できることを示唆する文献の他の方法と一致するSNII前駆細胞の前駆細胞および爆発特性を推測するための堅牢な方法を開発しました。
roApスターKIC 10685175の脈動をTESSが再考
KIC10685175（TIC264509538）は、超ナイキスト周波数分析を使用して{\itKepler}の長いケイデンスデータから急速に振動するApスターであることが発見されました。これは、セクター14および15の2分のケイデンスデータでTESSによって再観測されました。TESS光度曲線を分析し、以前に決定された周波数がナイキストエイリアスであることを発見しました。修正された脈動周波数は$191.5151\pm0.0005$d$^{-1}$（$P=7.52$min）で、回転周波数は$0.32229\pm0.00005$d$^{-1}$（$P_{\rmrot}=3.1028$d）。星は斜めのパルセーターで、回転によって脈動の振幅が変調され、回転光が最小のときに脈動の振幅が最大になります。斜めの脈動は、回転周波数によって正確に分割された周波数の五重項を生成します。サイドローブの位相、脈動位相変調、および球面調和分解はすべて、この星が歪んだ四重極モードで脈動していることを示しています。斜めパルセーターモデルに従って、この星の回転傾斜$i$と磁気斜め$\beta$を計算しました。これらは、脈動ジオメトリの詳細情報を提供します。理論モデルによる脈動振幅と位相変調のベストフィットによって導出された$i$と$\beta$は、純粋な四重極で計算されたものとは異なり、強い磁気歪みの存在を示しています。このモデルはまた、極磁場強度が約6kGと高く、この星の高解像度スペクトルで観測されると予測されていることも予測しています。
ジェットライクCMEの原因と運動学
この記事では、太陽ダイナミクス天文台、太陽、および太陽圏天文台と太陽地球関係天文台からのデータに基づいて、非定型の太陽ジェットの多視点および多波長分析を紹介します。通常、コロナ質量放出（CME）は、下層大気の大規模な太陽噴火から発生したと考えられています。ただし、2013年4月28日のジェットの運動学的および空間的進化は、ジェットが450km/sの速度で約25度の幅を持つ狭いCMEと明らかに関連していたことを示しています。ジェットとCMEの間のリンクをよりよく理解するために、ARの視線磁力図からコロナ電位場の外挿を行いました。外挿は、ジェット噴火がソース領域からの開いた磁力線とまったく同じ経路をたどることを示し、ジェット材料が太陽表面から外部コロナに向かって逃げる経路を提供します。
偏光波の恒星放射のメカニズムについて
恒星コロナでは、プラズマ放射とサイクロトロン放射という2つのコヒーレント電波放射メカニズムが作用します。彼らは直接電子密度と磁場強度をそれぞれ調査します。ほとんどの恒星電波検出は、放射メカニズムを一意に特定できないことが多いcm波長で行われており、コロナ条件の探査における電波観測の有用性を妨げています。一組の敏感な低周波（$\nu\sim10^2\、{\rmMHz}$）電波望遠鏡からの恒星観測を見越して、ここでは非相対論的プラズマにおけるコヒーレント放射の一般理論を低周波ケース。テストケースとして、最近報告されたdMeフレアスターADLeoとUVCetiからの低周波放射、および静止スターGJ1151を検討します。私の主な結論は、cm波レジームとは異なり、合理的な乱流飽和レジームでは、メートル波観測（$\nu\sim10^2\、{\rmMHz}$）の放出メカニズムは、観測された輝度温度、発光時間、偏光率。次のヒューリスティックに到達しました。$\gtrsim10^{12}\、$Kの輝度温度で$\gtrsim50\％$の円偏光分率で$\gtrsim\、$hour-longであるM矮星放出標準的なM-矮星の$\sim100\、{\rmMHz}$は、サイクロトロンメーザーの解釈を強く支持します。
2002年9月20日のフレアのRESIKおよびRHESSI観測
| Title |
RESIK_and_RHESSI_observations_of_the_20_September_2002_flare |
| Authors |
A._Kepa,_R._Falewicz,_M._Siarkowski,_and_M._Pietras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05755 |
CORONAS-FのRESIK装置からの軟X線スペクトル3.33A-6.15Aは、太陽フレアプラズマの物理的条件を研究するためのユニークなデータベースを構成し、微分放出測定の計算を可能にします。最短波長の2つのRESIKチャネルは、約3keVにあるRHESSIスペクトルエネルギー範囲の下限と重なり、両方のデータセットを比較することができます。RESIKおよびRHESSI分光計からの観測を比較し、これらの機器を相互相関させることを目的としています。観測結果は、1次元流体力学（1D-HD）モデリングの結果に基づいて計算された合成スペクトルと比較されます。分析は2002年9月20日にフレアに対して行われました。RHESSIおよびSOHO/EITからの画像に基づいて、1D-HDモデリングに必要なフレアループの形状を推定しました。非熱電子（NTE）の分布は、RHESSIスペクトルから決定されました。1D-HDモデルは、べき法則スペクトルを持つ非熱電子がフレアループの頂点に注入されたと想定しています。次に、NTEは熱圏を加熱して蒸発させ、ループを軟X線で放射する高温の高密度プラズマで満たします。電子の総エネルギーは、GOES1から8Aのデータからの観測されたフラックスと計算されたフラックスを比較することによって制約されました。我々は、フレアの進化を通じてフレアループのすべての点で温度と密度を決定し、結果のX線スペクトルを計算しました。2002年9月20日のフレアの流体力学的モデリングの結果に基づいて計算された合成スペクトルは、フレアのほとんどの期間に観測されたRESIKスペクトルと2倍以内で一致しています。この不一致の要因は、おそらくRESIKとRHESSI装置間のクロスキャリブレーションの不確実性に関連しています。
極端な衝突風システムApep：中央の連星とダストプルームの赤外線画像の分解
| Title |
The_extreme_colliding-wind_system_Apep:_resolved_imagery_of_the_central_binary_and_dust_plume_in_the_infrared |
| Authors |
Y._Han,_P._G._Tuthill,_R._M._Lau,_A._Soulain,_J._R._Callingham,_P._M._Williams,_P._A._Crowther,_B._J._S._Pope,_B._Marcote |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05834 |
システム2XMMJ160050.7-514245（"Apep"と呼ばれる）での壮観なダストプルームの最近の発見は、"Pinwheel"メカニズムによる衝突風バイナリの物理的な起源を示唆しています。観測データは階層的なトリプルスターシステムを指していますが、いくつかの極端で予期しない物理的特性は、そのようなオブジェクトの確立された物理学を無視しているようです。最も注目に値するのは、天面でのダストの適切な運動の拡大と比較して、視線方向で分光的に測定されたガスの観測された流出速度に、まったくの矛盾が見つかりました。この不可解な動作は、中央のWolf-Rayetバイナリ内の風のベースで発生します。これまでのところ、空間的に未解決のままのシステムです。ここでは、分光風速より4倍遅い2年間のベースラインでのApepのダストプルームの膨張速度を導出する更新された適切なモーションスタディを提示し、以前の結果を確認および強化します。また、システムの中心部の高角度分解能の近赤外線イメージング研究の結果を提示し、Wolf-Rayet衝突風システムと一致するプロパティを持つ近接バイナリを明らかにします。これらの新しい観測制約に基づいて、改良された幾何モデルが提示され、データに近い一致が得られ、Wolf-Rayetバイナリの軌道パラメーターが制約され、異方性風モデルのさらなるサポートが提供されます。
ギャップとリングを持つ惑星形成円盤の高空間分解能ライン観測の解釈-HD 163296の場合
| Title |
Interpreting_high_spatial_resolution_line_observations_of_planet-forming_disks_with_gaps_and_rings_--_The_case_of_HD_163296 |
| Authors |
Ch._Rab,_I._Kamp,_C._Dominik,_C._Ginski,_G._A._Muro-Arena,_W.-F._Thi,_L._B._F._M._Waters,_P._Woitke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05941 |
惑星形成円盤の空間的に解像された連続体観測は、それらのダスト分布において顕著なリングとギャップ構造を示します。ただし、ガス観測からの画像ははるかに不明瞭であり、放射状ガス密度構造（つまり、ガスギャップ）に対する制約はまれで不確実なままです。私たちは、惑星形成円盤の高空間分解能ガス観測の解釈のための熱化学プロセスの重要性と、それらが派生ガスの特性に及ぼす影響を調査したいと考えています。放射熱化学ディスクコードProDiMo（PROtoplanetaryDIskMOdel）を適用して、DSHARPのガスとダストの観測を使用して、HD163296のダストとガスのディスクを一貫してモデル化します。このモデルでは、化学物質と加熱/冷却プロセスを考慮して、ダストギャップとガスギャップが観測量と派生ガスの特性に与える影響を調査します。ダストギャップの場所で、HD163296のCOラインデータの放射状の線強度プロファイルに明確なピークが見られます。私たちのモデルは、これらのピークがギャップ内のガス温度上昇の結果であるだけでなく、主にダストリングによるディスクの裏側からの線放出の吸収によって引き起こされることを示しています。HD163296の3つの顕著なダストギャップのうち2つについて、回転速度の測定を介して密度勾配を導出する場合、熱化学効果は無視できることがわかります。ただし、ダストが最も減少しているギャップでは、温度勾配が支配的になる可能性があり、正確なガス密度プロファイルを導き出すために考慮する必要があります。ガスギャップの深さと形状を正確に導き出すには、複数の分子の高品質な観察と組み合わせた、一貫したガスとダストの熱化学モデリングが必要です。これは、惑星形成円盤のギャップとリングの起源を特定し、それらがギャップの原因である場合に惑星形成の質量推定値を改善するために重要です。
Draco C1共生バイナリのジオメトリ
| Title |
Geometry_of_the_Draco_C1_Symbiotic_Binary |
| Authors |
Hannah_M._Lewis,_Borja_Anguiano,_Keivan_G._Stassun,_Steven_R._Majewski,_Phil_Arras,_Craig_L._Sarazin,_Zhi-Yun_Li,_Nathan_De_Lee,_Nicholas_W._Troup,_Carlos_Allende_Prieto,_Carles_Badenes,_Katia_Cunha,_D._A._Garcia-Hernandez,_David_L._Nidever,_Pedro_A._Palicio,_Joshua_D._Simon,_Verne_V._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05962 |
ドラコC1は、カーボンレッドジャイアントと、熱くコンパクトな仲間（おそらく白色矮星）で構成される、既知の共生連星系であり、ドラコ矮星の球状銀河に属しています。スローンデジタルスカイサーベイIVの一部であるアパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE-2）によって取得された近赤外分光観測から、冷たい巨大なコンポーネントの更新された恒星パラメーターを提供し、高温の温度と質量を制約します、コンパクトな仲間。半径速度データの数エポックまたは比較的短いベースライン測光観測に基づくシステムの周期性の以前の測定は、軌道周期に下限を設定するためだけに十分でした（$P>300$日）。初めて、バイナリシステムの正確な軌道パラメータを報告します。APOGEEからの半径方向速度測定値が3年以上の観測ベースラインに及ぶ43の放射速度測定により、システムの周期が$1220.0であると明確に導き出します^{+3.7}_{-3.5}$日。新たに導出された軌道周期とシステムの分離、および赤い巨大星の半径の推定に基づいて、高温の伴星はその進化した伴侶の密な風から物質を降着させているに違いないことがわかります。
静かな太陽の3D RMHDシミュレーションを使用した大気特性と衝撃波の合成放出の接続
| Title |
Connecting_Atmospheric_Properties_and_Synthetic_Emission_of_Shock_Waves_Using_3D_RMHD_Simulations_of_Quiet_Sun |
| Authors |
Viacheslav_M._Sadykov,_Irina_N._Kitiashvili,_Alexander_G._Kosovichev,_Alan_A._Wray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05995 |
静かな太陽とそれらの合成放出特性の高解像度3D放射MHDシミュレーションにおける衝撃波の進化を分析します。シミュレーションは、12.8x12.8x15.2Mmの静かな太陽領域（上部対流ゾーンの5.2Mm層と、光球からコロナまでの10Mmの大気を含む）のダイナミクスを、10Gの初期均一磁場でモデル化します。、自然に対流によって駆動されます。IRIS衛星で観測されたMgIIおよびCIIスペクトル線と、SDO/AIA望遠鏡で観測されたEUV放射を合成します。RH1.5Dの放射伝達コードと温度応答関数を使用して、数値と機器の両方の分解能で合成観測が得られます。CII1334.5AIRISラインのドップラー速度ジャンプと335ASDO/AIAチャネルでの放出の相対的な増強が、コロナへの衝撃波によって堆積されたエンタルピー（ケンドールの$\tau$相関係数はそれぞれ0.58および0.45）。線の合成放出と極端紫外通過帯域は、衝撃波の伝播中に互いに相関します。研究されたすべての衝撃は主に流体力学的であり（つまり、水平磁場によって運ばれる磁気エネルギーは、すべてのイベントのエンタルピーの2.5％未満）、低コロナでマッハ数>1.0-1.2です。この研究では、IRISおよびSDO/AIAセンシング観測を使用して、太陽コロナへの衝撃波によるエネルギー輸送やその他の特性を診断する可能性を明らかにしています。
重いアキシオン様粒子とコア崩壊超新星：拘束と爆発メカニズムへの影響
| Title |
Heavy_axion-like_particles_and_core-collapse_supernovae:_constraints_and_impact_on_the_explosion_mechanism |
| Authors |
Giuseppe_Lucente_(Bari_Univ.),_Pierluca_Carenza_(Bari_Univ._&_INFN_Bari),_Tobias_Fischer_(Wroclaw_Univ.),_Maurizio_Giannotti_(Barry_Univ.),_Alessandro_Mirizzi_(Bari_Univ._&_INFN_Bari) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.04918 |
光子と結合した質量$m_a\gtrsim100$keVの重いアキシオン状粒子（ALP）は、プリマコフプロセスと光子合体によって超新星（SN）コアで大量に生成されます。最先端のSNモデルを使用して、アキシオン-光子結合のエネルギー損失SN1987A限界を再検討します。さらに、質量$m_a\gtrsim100$MeVとアキシオン光子結合$g_{a\gamma}\gtrsim4\times10^{-9}$GeV$^{-1}$の重いALPは、衝撃波の背後で光子に崩壊し、SN衝撃波の復活を後押しするエネルギー蓄積を増強する可能性があります。
宇宙のインフレーションと継続的な自発的な定位モデルを含む風景を探る
| Title |
Exploring_the_landscape_involving_cosmic_inflation_and_continuous_spontaneous_localization_models |
| Authors |
Gabriel_R._Bengochea,_Gabriel_Le\'on,_Philip_Pearle,_Daniel_Sudarsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05285 |
この研究では、インフレ時代に連続自発的局所化（CSL）動的崩壊理論を適用するときに開かれたさまざまな代替案を検討します。この探査には、量子場理論と重力を扱う2つの異なるアプローチ、崩壊生成演算子の特定、およびCSL理論のパラメーターの一般的な性質と値が含まれます。これらの問題に関連するすべての選択は、引き出すことができる結論を劇的に変える可能性があります。また、CSLパラメータ値とCMB観測データの間の最近の論文で見つかった非互換性は、CSL理論の宇宙論的コンテキストへの外挿のために行われた特定の選択に関連していると主張します（非相対論的な実験室の状況）。これは、最も自然な状況ではありません。
自然インフレ、強力なダイナミクス、および一般化された異常の役割
自然インフレのモデルを再検討し、潜在的な$V（a）\sim\cos\frac{a}{f}$によって記述された単一フィールドの有効理論が、インフレーター$a$が大きなフィールドのエクスカーションを作成するときに崩壊することを示します、Planckスケールよりも$f$小さい値でも。この問題を解決するために、ポテンシャルを変更して、ライトインフレーターがポテンシャルをロールダウンするときにライトインフレトンと絡み合う重い自由度（ハドロン）を考慮します。低エネルギー自由度を紫外完全ゲージ理論に埋め込むことにより、2つのスケール間の絡み合いは、バリオンにおける離散的なキラル対称性とバックグラウンドフラクショナルフラックス間の一般化された混合'tHooft異常の結果として説明できると主張します。数、色、味の方向。さらに、我々はマルチフィールドインフレを研究し、それが豊かなダイナミクスを楽しませることを示しています。丘の上の近くで膨張すると、ハドロンが励起され、スローフィールドのパラメータが損なわれます。これは、単一フィールドインフレーションでの期待とは対照的です。それにもかかわらず、インフレが成功裏に進むことができる安全地帯を特定します。宇宙が少なくとも60ドルのeフォールディングによって膨張し、インフレーションが宇宙マイクロ波背景データと一致するパワースペクトルとテンソル対スカラー比につながる条件を決定します。
点光源検出における統計的有意性の2つの式の同等性に関するいくつかの簡単なメモ
| Title |
A_few_brief_notes_on_the_equivalence_of_two_expressions_for_statistical_significance_in_point_source_detections |
| Authors |
James_Theiler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05574 |
ポアソン制限カウントマップでの点源検出の問題は、最近の2つの論文[M.ランプトン、ApJ436、784（1994）;D.E.Alexandreas、etal。、Nucl。命令メス。Phys。解像度A328、570（1993）]。どちらの論文も、バックグラウンド領域で観測されたカウントの数を考慮して、ソースリージョンのカウントが予想よりも大幅に多いかどうかを判断する問題を検討しています。2つの論文の議論はかなり異なり（一方はベイズの観点を取り、もう一方はそうではありません）、p値を計算するための推奨される公式も異なっているようです。ここでは、これら2つの記事の作成者によって提供された表現が実際には同等であることを示しています。
高精度慣性センシング用の単一要素デュアル干渉計
| Title |
Single-element_dual-interferometer_for_precision_inertial_sensing |
| Authors |
Yichao_Yang,_Kohei_Yamamoto,_Victor_Huarcaya,_Christoph_Vorndamme,_Daniel_Penkert,_Germ\'an_Fern\'andez_Barranco,_Thomas_S_Schwarze,_Juan_Jose_Esteban_Delgado,_Moritz_Mehmet,_Jianjun_Jia,_Gerhard_Heinzel,_Miguel_Dovale_\'Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05602 |
高精度と広いダイナミックレンジでいくつかの自由度で移動する質量を追跡することは、レーザー干渉計が選択ツールの1つとして確立されている現在および将来の多くの重力物理実験の中心的な側面です。正弦波位相変調ホモダイン干渉法を使用すると、マルチチャネル干渉法の主要な制限である光学セットアップの複雑さを大幅に削減できます。セットアップの複雑さを信号処理段階にシフトすることにより、これらの測定スキームは、従来の技術では実現できないサイズと重量のデバイスを実現します。この論文では、深部周波数変調干渉法に基づく新しいセンサートポロジーの設計を紹介します。1つの光学系に2つの干渉計を収容することにより、さらに一段と簡素化された自己参照単一要素デュアル干渉計（SEDI）慣性センサー。数立方インチのパッケージで、10mHzを超える周波数のサブピコメーター精度の慣性センサーが、私たちのアプローチでは実現可能であると思われることを示します。さらに、これらのデバイスを2つ組み合わせると、サブピコメーターの精度を2mHzまで下げることができることを示しています。与えられたコンパクトさと組み合わせることで、これはSEDIセンサーを、抗力のない制御を採用する次世代の宇宙ベースの重力ミッションと、光学的読み出しを伴う慣性絶縁システムを採用する地上ベースの実験の両方のための高精度慣性センシングのアプリケーションのための有望なアプローチにします。
教師あり学習とVAEの統合-高エネルギー物理学における統計的推論の自動化
| Title |
Unifying_supervised_learning_and_VAEs_--_automating_statistical_inference_in_high-energy_physics |
| Authors |
Thorsten_Gl\"usenkamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05825 |
データとラベルの共同分布のKLダイバージェンス目標により、変分推論の1つの傘下で教師あり学習、VAE、半教師あり学習を統合できます。この視点にはいくつかの利点があります。VAEの場合、エンコーダーとデコーダーの部分の解釈が明確になります。教師あり学習の場合、トレーニング手順はラベルの真の事後を近似し、常に近似の尤度のない推論と見なすことができることを繰り返します。導出は文献でよく知られていますが、これは通常は議論されません。半教師あり学習のコンテキストでは、事後予測シミュレーションを使用して適合度p値を計算できる拡張教師ありスキームを動機付けます。標準正規ベース配布を使用するフローベースのネットワークは重要です。$\mathbb{R}^n\times\mathcal{S}^m$で任意の共同後任のカバレッジを厳密に定義する方法について説明します。最後に、系統的な不確実性は、変分的視点に自然に含まれます。（1）体系、（2）カバレッジ、（3）適合度の3つの要素を備えたフローベースのニューラルネットワークは、現代の高エネルギー物理学者の統計ツールボックスの大部分を置き換える可能性があります。
| Title |
Exploring_Connections_Between_Cosmos_&_Mind_Through_Six_Interactive_Art_Installations_in_"As_Above_As_Below" |
| Authors |
Mark_Neyrinck,_Tamira_Elul,_Michael_Silver,_Esther_Mallouh,_Miguel_Arag\'on-Calvo,_Sarah_Banducci,_Cory_Bloyd,_Thea_Boodhoo,_Benedikt_Diemer,_Bridget_Falck,_Dan_Feldman,_Yoon_Chung_Han,_Jeffrey_Kruk,_Soo_Jung_Kwak,_Yagiz_Mungan,_Miguel_Novelo,_Rushi_Patel,_Purin_Phanichphant,_Joel_Primack,_Olaf_Sporns,_Forest_Stearns,_Anastasia_Victor,_David_Weinberg,_Natalie_M._Zahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.05942 |
私たちの宇宙の最も遠い範囲と、思考、気づき、知覚、感情の基礎との間に類似点はありますか？両方を定義するウェブと構造の間の接続は何ですか？違いは何ですか？「AsAboveAsBelow」はこれらの疑問を考察した展覧会でした。6つの作品で構成され、それぞれの作品は、少なくとも1人のアーティスト、天体物理学者、神経科学者を含むコラボレーションの成果物です。インスタレーションは、デジタルプロジェクション、バーチャルリアリティ、インタラクティブマルチメディアなどのメディアを通じて銀河間ネットワークと神経ネットワークの新しい類似点を探求し、多様なコラボレーションの実践と非常に異なるフィールド間で通信する方法を示すのに役立ちました。
コンパクトなバイナリシステムの保守的な潮汐効果から、次の主要なポストミンコフスキー順序へ
| Title |
Conservative_Tidal_Effects_in_Compact_Binary_Systems_to_Next-to-Leading_Post-Minkowskian_Order |
| Authors |
Gregor_K\"alin,_Zhengwen_Liu_and_Rafael_A._Porto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06047 |
効果的なフィールド理論のアプローチと境界から境界へのマップを使用して、コンパクトなバイナリシステムの保守的なダイナミクスにおける次から次へ（NLO）ポストミンコフスキー（PM）の潮汐効果を計算します。${\calO}（G^3）$での質量と電流の四重極、および初めて、円形軌道の結合エネルギーに対する八重極補正を導出します。私たちの結果は、テストボディの制限や既存のポストニュートン文学と一致しています。また、PM展開でNLOに潮汐効果を組み込んだハミルトニアンを再構築し、散乱振幅の古典的な制限を使用して、その四重極部分の最近の導出と完全に一致することを確認します。
