バイアス関係、環境依存性、および線放出銀河からの成長率の推定
| Title |
Biasing_relation,_environmental_dependencies_and_estimation_of_the_growth_rate_from_line_emission_galaxies |
| Authors |
Adi_Nusser,_Gustavo_Yepes_and_Enzo_Branchini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06541 |
星形成率（SFR）と暗黒物質（DM）の関係は、輝線銀河をターゲットとする、DESI、ユークリッド、ローマ空間望遠鏡などの次世代分光測量から宇宙情報を抽出するために最も重要です。さまざまな半解析モデル（SAM）をDMのみの数値シミュレーションに適用することで取得した、公開されている一連の模擬銀河カタログを使用して、この接続を探索し、環境依存性を検索して、Speed-from-Lightメソッド（SfLM）への影響を評価します）成長率を測定するには、光度/SFRシフトから$f$。SAM予測にはかなりのばらつきがありますが、ロバストな結論を導き出すことができます。a）静止銀河は、$z=1$から現在のエポックまでの星形成銀河よりもDMに対してクラスタ化されています。b）線形バイアス係数、$b$は、銀河とDMのクラスタリング比として定義され、おおよそ星形成銀河のSFRのスケールに依存しない一定の関数です。$z=1$での値は、SAMレシピに応じて$1.2$から$1.5$の範囲です。c）より高密度の環境は、より高い恒星の質量、$M_*$に関連付けられています。d）モデルの大部分では、SFR確率分布密な領域では、より大きな値にスキューされます。密な環境の銀河で高いSFRが抑制される$inverted$傾向を示すモデルは1つだけです。ユークリッドのような調査へのSfLMの適用は、環境の影響によって偏らないことを確認します。測定された$\beta=f/b$パラメーターの予想精度は、$z=1$で$\sigma_\beta<0.17$です。これは、質量パワースペクトルの仮定を呼び出さずに、それぞれ$\sigma_f\sim0.22$および$\sigma_{f\sigma_8}\sim0.1$のエラーに変換されます。これらのエラーは、銀河クラスタリングにおける赤方偏移空間の歪みの最新の分析と同じ球場にあります。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡によって測定されたタイプIa超新星の弱いレンズ効果の拡大からの宇宙論的制約の予測
| Title |
Forecasting_Cosmological_Constraints_from_the_Weak_Lensing_Magnification_of_Type_Ia_Supernovae_Measured_by_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Zhongxu_Zhai,_Yun_Wang,_Dan_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06804 |
タイプIa超新星（SNeIa）の弱いレンズ倍率は、物質のクラスター化に敏感であり、SNIa距離測定を補完する独立した宇宙論的プローブを提供します。ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡は、この測定に対して非常に敏感であり、高い赤方偏移SNeIaを発見し、高精度で測定できます。観測データからSNeIaの弱いレンズ倍率$\mu$、$p（\mu）$の確率分布を再構築し、それを使用して宇宙論的パラメーターを制約する方法論を提示します。再構築された$p（\mu）$は引き伸ばされたガウス分布によって正確にフィットでき、$\mu$、$\xi_\mu$の分散を測定するために使用できます。これは、尤度分析。ローマ宇宙望遠鏡から予想される現実的にシミュレートされた一連のSNeIaに手法を適用すると、SNeIaの弱いレンズ倍率を使用すると、物質密度$\Omega_m$と物質クラスタ化振幅$\sigma_8$の組み合わせが制約されることがわかります。SNIaの距離だけでも、$\Omega_m$の測定値は1\％を上回ります。SNIaの弱いレンズ倍率と距離測定の組み合わせにより、$\sigma_8$で$\sim$10\％が測定されます。RomanのSNeIaは、宇宙論モデルを制約するのに強力です。
HSC-SDSS模擬カタログを使用した宇宙論的パラメーター推論のための最小銀河バイアス法の検証
| Title |
Validating_a_minimal_galaxy_bias_method_for_cosmological_parameter_inference_using_HSC-SDSS_mock_catalogs |
| Authors |
Sunao_Sugiyama,_Masahiro_Takada,_Yosuke_Kobayashi,_Hironao_Miyatake,_Masato_Shirasaki,_Takahiro_Nishimichi,_Youngsoo_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06873 |
摂動理論にヒントを得た方法で銀河と銀河の弱いレンズ効果（$\Delta\Sigma$）と予測された銀河のクラスタリング（$w_{\rmp}$）の共同測定から宇宙論的パラメーターを推定する方法のパフォーマンスを評価します。これを行うために、SubaruHSC-Y1およびSDSS銀河を模倣する$N$-bodyシミュレーションの大規模なセットに基づいて構築された多種多様な模擬銀河カタログを使用し、模擬信号にメソッドを適用して回復するかどうかに対処しますモックの基になる真の宇宙論的パラメータ。適切なスケールカットである限り、$\Delta\Sigma$と$w_{\rmp}$にそれぞれ$12$と$8〜h^{-1}{\rmMpc}$が採用されていることがわかります。線形バイアスパラメーター$b_1$のみを使用する「最小バイアス」モデルと非線形物質パワースペクトルは、真の宇宙論パラメーター（ここでは$\Omega_{\rmm}$と$\sigma_8$に焦点を当てています）をアセンブリバイアス効果が実装されているモックを含む、すべてのモックについて、68％の信頼できる間隔。これは、銀河の形成/進化に固有の物理的プロセスがスケールカットの下の局所的な小さなスケールに限定されている場合に予想されるとおりであり、したがって、実空間のオブザーバブルがパラメーター推定における小規模な非線形効果の影響を除外するのに有利であることを意味します、それらのフーリエ空間の対応物と比較して。さらに、非線形バイアスパラメーター$（b_2）$などの高次バイアス寄与を含む理論的なテンプレートは、宇宙論的制約を改善せず、ベースライン$b_1$メソッドと比較してより大きなパラメーターバイアスにつながることがわかります。
FLRWバックグラウンドなしの統計的に均一な、局所的に不均一な宇宙論的おもちゃモデルの観察
| Title |
Observations_in_statistically_homogeneous,_locally_inhomogeneous_cosmological_toy-models_without_FLRW_backgrounds |
| Authors |
S._M._Koksbang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07108 |
観察は、アインシュタイン方程式の正確な宇宙論的解を構成するおもちゃモデルで研究されます。これらは統計的には均質ですが、局所的には不均質で、先験的に導入されたFLRWバックグラウンドはなく、「構造」はかなりゆっくりと進化します。2つのモデルのそれぞれの平均赤方偏移距離関係と500本の光線に沿った赤方偏移ドリフトは、空間平均に基づく関係と比較されます。空間平均に基づく関係は、平均赤方偏移距離関係の良好な再現を提供しますが、運動学的な反作用と平均空間曲率が相互に相殺して精度がサブパーセントになるモデルでは、最も説得力があります。どちらのモデルでも、平均赤方偏移のドリフトは、平均赤方偏移のドリフトとは明らかに異なります。これは、赤方偏移が局所効果と大域的効果を区別しているように見えるため、赤方偏移が逆反応予想をテストするための重要なツールである可能性があることを示しています。赤方偏移を計算するために提示された方法は一般化するのが簡単なので、一般的な時空でこの量をかなり簡単に計算するために利用できます。
モデルのパラメーターに依存しない実行中のインデックスの制約
スカラーインデックス$n_s$およびテンソルとスカラーの比率$r$の観点からスカラースペクトルインデックスの実行を完全に記述することにより、モデルのパラメーターに依存しないインフレモデルに制約を課すことができます。質問。自然インフレのランニングインデックスの分析式を記述します。これは、変異型ヒルトップインフレタイプの2つのモデルと、スタロビンスキーモデルです。実行の結果の式は$n_s$や$r$にのみ依存し、追加の条件と観測がスカラーとテンソル対スカラーインデックスを制約するため、実行インデックスをさらに引き締めます。
位相空間におけるマルチフィールド確率的インフレーションの明白に共変な理論
| Title |
A_manifestly_covariant_theory_of_multifield_stochastic_inflation_in_phase_space |
| Authors |
Lucas_Pinol,_S\'ebastien_Renaux-Petel,_Yuichiro_Tada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07497 |
確率論的インフレーションは、インフレを促進するスーパーハッブル、粗粒スカラーフィールドをランゲバン方程式のセットで表す効果的な理論です。以前に、フィールドの再定義の下で不変である確率的インフレの理論を導出することの難しさと、確率微分方程式を定義する離散化スキームのあいまいさとの関連を強調しました。このホワイトペーパーでは、一般共分散を満たすStratonovichの離散化を使用して、これらの「インフレの確率的異常」の問題を解決し、変動するフィールドの量子的性質が独立した確率的ノイズを定義する優先フレームの存在を伴うことを特定します。さらに、物理的に等価なIt\^o-Langevin方程式を導き出します。これは明らかに共変であり、数値計算に適しています。これらの方程式は、ハミルトニアン言語の重力と完全な位相空間への結合を考慮して、湾曲したフィールド空間を持つマルチフィールドインフレの一般的なコンテキストで定式化されますが、この解像度は、より単純な単一フィールドセットアップにも関連します。また、これらの方程式の経路積分微分を開発します。これは、古典的な運動方程式のレベルで行われるヒューリスティックアプローチの概念的な問題を解決し、原則として確率的形式の修正を計算できるようにします。Schwinger-Keldysh形式を使用して、小規模変動を統合し、粗視化フィールドへの影響を説明する影響アクションを導出し、結果の粗視化有効ハミルトニアンアクションをどのように解釈してランゲバン方程式を明確に導出できるかを示します実際のノイズ。対応するダイナミクスは厳密にマルコビアンではありませんが、マルコフ近似が関連する場合のフィールドと運動量の確率密度関数の共変、位相空間フォッカープランク方程式を示します[...]
1995〜1999年の彗星C / 1995 O1（ヘイルボップ）の視覚的な光度曲線
| Title |
The_visual_lightcurve_of_comet_C/1995_O1_(Hale-Bopp)_from_1995-1999 |
| Authors |
M._Womack,_O._Curtis,_D.A._Rabson,_O._Harrington_Pinto,_K._Wierzchos,_S._Cruz_Gonzalez,_G._Sarid,_C._Mentzer,_N._Lastra,_N._Pichette,_N._Ruffini,_T._Cox,_I._Rivera,_A._Micciche,_C._Jackson,_A._Homich,_S._Rosslyn_Escoto,_T._Erdahl,_Marcel_P._Goldschen-Ohm,_A._Tollison,_S._Reed,_J._Zilka,_B._Henning,_M._Spinar,_W.T._Uhl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06761 |
大彗星C/1995O1（ヘイルボップ）の長期的な明るさの進化は、4年間にわたるそのコマの挙動を研究するための注目に値する機会を示しました。1995年7月から1999年9月までの期間に17人のオブザーバーから取られた国際コメットクォータリーで公開された合計約2200の光度を使用して、長期的な光度曲線を作成しました。オブザーバーの違いを明らかにするために、多くのソースからコンパイルされたライトカーブの散乱を減らし、精度を上げるための新しいアルゴリズムを紹介します。これは、公開されているコードICQSPLITTERで実装されています。このコードは、自己矛盾のない統計的アプローチを使用して観測者間の違いに対処し、より鋭い光曲線を導き、測定された勾配の精度を改善します。まず、彗星の光度曲線は、近日点前後の距離の両方で、およそr$^{-4}$応答に従います。興味深いことに、近日点通過前のデータは、4.0、2.6、2.1、および1.1auに変曲点をもつ5次多項式に適しています。これらの特定の領域を分析し、それらが彗星の進化における物理現象と関連していることを発見しました。他の報告とは異なり、光度曲線は彗星が発見時に爆発していたという証拠を示していません。視覚的な光度曲線データから導出されたAfrho値は、太陽中心距離へのr$^{-1.5}$依存性と一致しています。これは、分光法や狭帯域測光法から導出されたものと形状が似ています。視覚等級とCOおよびH2O生成率の相関式を示します。これは、近日点前の視覚等級とほぼ完全に増加するCOガス放出により、太陽中心距離が約2.6〜3.0auになるまで増加します。また、観測計画やデータ分析に非常に役立つことが証明され、他の彗星に適用できるように一般化できる2つの相関式も示します。
残骸円盤質量問題の解決策：惑星は小さく生まれるのか？
| Title |
Solution_to_the_debris_disc_mass_problem:_planetesimals_are_born_small? |
| Authors |
Alexander_V._Krivov_and_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07406 |
惑星の軌道が占める領域を含む、惑星系の周辺にあるデブリベルトは、太陽系のカイパーベルトの巨大な類似物です。それらは、破片円盤の大部分を運ぶ直接観察できない大きな物体間の衝突で放出される塵の熱放射によって検出されます。衝突カスケードモデルを使用して、放出するダストの質量を推定することにより、ディスクの総質量を推定します。結果として生じる明るい破片ディスクの質量は非現実的に大きく、前の原始惑星系のシステムで利用可能な固体の質量を超えているようです。この「質量問題」について詳細に議論し、それに対する可能な解決策を調査します。これらには、ダストの不透明度と微惑星強度の不確実性、サイズによるかさ密度の変動、減衰プロセスによるサイズ分布の急勾配、ディスクの未知の「衝突年齢」の役割、および最近の巨大な影響におけるダストの生成が含まれます。これらの組み合わせが役立つ可能性を排除することはできませんが、最も簡単な解決策は、明るいデブリディスクを備えたシステムの微惑星が、特に長距離で、キロメートル範囲のサイズで「小さく生まれた」と仮定することです。星から。この結論は、既存の微惑星形成モデルの修正を必要とし、惑星形成にさまざまな影響を与える可能性があります。また、最大の惑星サイズと破片円盤の質量を制約する潜在的なテストについても説明します。
主系列星の周りの高温ダストのガストラッピング
2006年にベガは、過剰な近赤外線放射を示すことが発見されました。現在、調査では、さまざまなスペクトルタイプと年代にわたって、メインシーケンススターの5分の1についてこの現象を検出しています。超過分は、星に非常に近い小さな高温のダスト粒子の集団として解釈されます。これは、彗星または小惑星に由来しているはずです。しかしながら、それらが急速に昇華するか、システムから吹き飛ばされるべきであるため、大量のそのような穀物の存在は不思議です。ここでは、過剰を生成する潜在的なメカニズムを調査します。放射力の下で内部に移動するダストは、星の近くで昇華し、適度な量のガスを放出して、その後の粒子をトラップします。このメカニズムは、特殊なシステムアーキテクチャや高いダスト供給率を必要とせず、さまざまな恒星のタイプと年齢にわたって動作する可能性があります。モデルは、推定されたダスト集団の多くの機能、特にそれらの位置、小さな粒子の好み、急峻なサイズ分布、および恒星の光度によるダスト位置スケーリングを自然に再現します。太陽のような星の場合、観測で必要とされるように、メカニズムは8.5ミクロンよりも1桁大きい2.2ミクロンの過剰を生成する可能性があります。ただし、Aタイプの星の場合、シミュレートされた近赤外線の超過は中赤外線の2倍にすぎませんでした。A星の周囲で観測された近赤外線の過剰を説明できるように、粒子は、モデルにトラップされたものより5〜10倍小さくなければなりません。A星の高温ダストの説明をさらに進めるには、急速に昇華したりシステムから吹き飛ばされたりせずに、穀物を非常に高温にする手段が必要です。
星形成メインシーケンスと、FUV + IR光度関数からの過去12年間のダストに覆われた星形成の寄与
| Title |
The_Star-Forming_Main_Sequence_and_the_contribution_of_dust-obscured_star_formation_over_the_last_12_Gyrs_from_the_FUV+IR_luminosity_functions |
| Authors |
Aldo_Rodriguez-Puebla,_Vladimir_Avila-Reese,_Mariana_Cano-Diaz,_S._M._Faber,_Joel_R._Primack,_Jose_Franco,_I._Aretxaga,_Eder_Santiago-Mayoral |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06514 |
統計的手法を使用して、星形成銀河（SFG）の主系列（MS）の進化と、ダストが隠れている星形成の割合（$z\sim4$まで）を調べます。次の観測値を使用します：遠紫外、FUV、赤外線、IR、光度関数、LF、およびSFGの銀河恒星質量関数（GSMF）。導出された合計（FUV+IR）星形成率、SFRは、一連の独立した観測的推論と比較して、MSの進化を再現します。赤方偏移では、MSSFGの特定のSFR$-M_{\ast}$関係が高質量端のべき乗則に近づくことがわかります。質量が小さいと曲がり、最終的に勾配が非常に小さい質量で負から正に変わります。$z\sim0$では、この符号の変化は$M_{\ast}\sim5\times10^{8}M_{\odot}$であり、ダストが隠された星形成レジーム$M_{\ast}\sim6に近い\times10^{8}M_{\odot}$。勾配符号の変化は、FUVLFの膝に関連しています。近くの矮小銀河の集合時間は、観測された最も古い恒星の個体群と一致する$\sim10$Gyrsであると予測しています。導出されたダストで隠された部分は、$0\leqz\leq2.5$での以前の決定と一致します。ダストで隠された部分は質量に強く依存し、$z\sim1.2$を超える赤方偏移ではほとんど依存しません。$z\lesssim0.75$で、高質量銀河は、赤方偏移の対応する銀河と比較して、より「透明」になります。反対に、低質量および中質量の銀河は、ダストによってより不明瞭になっています。GSMFの共同進化を使用するFUVとIRLFは、恒星の質量成長とダストの形成/破壊メカニズムを研究し、最終的には銀河形成モデルを制約するための有望な経験的アプローチです。
| Title |
The_supermassive_black_hole_masses_of_reverberation-mapped_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Li-Ming_Yu,_Wei-Hao_Bian,_Xue-Guang_Zhang,_Bi-Xuan_Zhao,_Chan_Wang,_Xue_Ge,_Bing-Qian_Zhu,_and_Yu-Qin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06623 |
広いH$\beta$プロファイル（平均またはrmsスペクトル）から派生したさまざまな種類の速度トレーサーと、対応するビリアル係数$f$、中央の超大質量ブラックホール（SMBH）質量（$M_{\rmBH}$）は、120の残響マップ（RM）AGNのコンパイルされたサンプルに対して計算されます。測定された恒星の速度分散（$\sigma_{\rm\ast}$）を持つRMAGNのサブサンプルの場合、多変量線形回帰手法を使用して、平均値$f$と変数FWHMベースの$fを調整します$。擬似バルジを除外するかどうかに関係なく、平均スペクトル（$\sigma_{\rmH\beta、mean}$）のH$\beta$ライン分散から$M_{\rmBH}$$M_{\rmBH}-\sigma_{\ast}$関係に関してオフセットrmsが最小です。SDSS-RMAGNを除いたサンプル全体について、$\sigma_{\rm\ast}$からの$M_{\rmBH}$またはrmsスペクトル（$\sigma_{\rmH\beta、rms}$）、$M_{\rmBH}$は$\sigma_{\rmH\beta、mean}$から最小オフセットrms0.38で取得できます。それぞれdexまたは0.23dex。これは、H$\beta$FWHMに関して、シングルエポックスペクトルから$M_{\rmBH}$を計算するために$\sigma_{\rmH\beta、mean}$を好むことを意味します。FWHMベースの$f$を使用して、FWHM（H$\beta$）と平均$f$から$M_{\rmBH}$計算を改善し、オフセットrmsを0.52dexから0.39dexに減らします。$\sigma_{\rm\ast}$を含む36AGNのサブサンプルの場合、$\sigma_{\rm\ast}$から$M_{\rmBH}$へ。0.39dexの値は、$\sigma_{\rmH\beta、mean}$と平均$f$の値とほぼ同じです。
完全な北極キャップサンプルのVLBA調査からの急勾配で平坦なスペクトルの銀河外電波源のパーセクスケールプロパティ
| Title |
Parsec-scale_properties_of_steep_and_flat_spectrum_extragalactic_radio_sources_from_a_VLBA_survey_of_a_complete_north_polar_cap_sample |
| Authors |
Alexander_V._Popkov_(MIPT,_ASC_Lebedev),_Yuri_Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_Leonid_Y._Petrov_(NASA_GSFC),_Yuri_A._Kovalev_(ASC_Lebedev) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06803 |
VLBAを使用して、NVSSカタログから抽出された1.4GHzで200mJyよりも明るい偏角が+75度を超える482のラジオソースの完全な磁束密度制限サンプルを観察しました。情報源の3分の1は、検出限界30mJyを超えるパーセクスケールの放出を示しています。それらの正確な位置とパーセクスケール構造パラメータが決定されます。少なくとも最短のVLBAベースラインで検出されたすべてのソースの中で、過半数（70％）のスペクトルは急勾配です。パーセクスケールの構造が検出可能なソースの割合は、フラットスペクトルオブジェクトでは95％を超え、スティープスペクトルオブジェクトでは25％に近くなります。サンプルの17％を構成する82のコンパクトなスティープスペクトルソース候補を特定しました。それらのほとんどは初めて報告されます。サンプルの光源のコンパクトさと輝度温度は、単一ディッシュとVLBAスペクトルインデックスと正の相関を示しています。有意な8GHzの変動性を持つすべての信号源は、VLBAスナップショット観測によって検出されました。これにより、コンパクトさが独立して確認されました。2GHzでの電波放射は、ジェットの光学的に薄い外側部分から、または1.4GHzの磁束密度が制限されたサンプルから取り出されたコンパクトな銀河系外光源の約半分のミニローブから来ることを示しました。これらの結果は、新しいコンパクトソースの検索を目的とした将来のVLBI調査のためのソースサンプルを構築する際に考慮に入れる必要があります。
低$ \ beta $ディスク内の多相円周ガス：乱流と磁場の反転
グローバル3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用して、超大質量ブラックホール周辺のpcスケールで磁化された多相ガスの磁場構造とダイナミクスを調べました。活動銀河核（AGN）による放射冷却とX線加熱の影響を検討しました。ガスディスクは、（1）低温（$\leq10^3$K）と薄い、（2）温かい（$\sim10^4$K）、幅広いコンポーネントを備えた厚いコンポーネントを持つ多相ガスで構成されています。数密度の。最大での乱流磁気エネルギーは、乱流運動における熱および乱流運動エネルギーに匹敵します。周囲の冷ガス中の温ガスの乱流速度は、磁気対流の不安定性によって引き起こされることを確認した。磁気回転不安定性（MRI）による乱流磁場がディスク内に発生しますが、平均トロイダル磁場が支配的であり、準定常状態でサポートします。、低い（$\beta<1$）。回転ディスクの断熱MHDシミュレーションでよく見られるように、平均トロイダル磁場の方向は、多相ガス構造でも時間とともに周期的に反転します。方向の逆転は、ディスクから磁束を垂直に逃がすこと、およびMRIとパーカーの不安定性の組み合わせによって引き起こされます。
動的摩擦の結果としての潮汐力：反り、片寄り、運動学的不整合
| Title |
Tidal_forces_from_the_wake_of_dynamical_friction:_warps,_lopsidedness_and_kinematic_misalignment |
| Authors |
Rain_Kipper,_Mar\'ia_Benito,_Peeter_Tenjes,_Elmo_Tempel,_Roberto_de_Propris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07177 |
暗黒物質の粒子の背景を通って移動する銀河は、これらの粒子の過剰密度またはその背後に伴流を引き起こします。銀河に対するこの伴流の反作用は、効果的な減速（動的摩擦と呼ばれる）と潮汐場に分解できる力場です。この論文では、このようにして銀河で生成された潮汐力と、そり、偏り、および/または運動学的測光位置角の不整合であることが示されている観測結果を決定します。孤立した銀河IC2487で観測された反りと偏りを再現するために必要な潮汐のような影響の大きさを推定します。暗黒物質分布特性の現実的な範囲内で、IC2487の観測された反りと偏りの運動学的特性を再現できます（暗黒物質粒子の背景媒質は、$\lesssim80\、{\rmkm\、s^{-1}}$の速度分散と密度$10^4-10^5〜{\rmM_\odot\、kpc^{-3}}$、下端にある可能性が高い）。提案されたメカニズムは、孤立した銀河またはゆるいグループの銀河で観察された反り、偏り、およびミスアライメントを生成する可能性があると結論付けます。この方法は、暗黒物質の空間および速度分布特性を制約するためにも使用できます。
OHメガメーザー銀河IRAS11506-3851：多波長観測によって明らかにされたAGNと星形成
| Title |
The_OH_Megamaser_galaxy_IRAS11506-3851:_an_AGN_and_starformation_revealed_by_multiwavelength_observations |
| Authors |
C._Hekatelyne,_Rogemar_A._Riffel,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Preeti_Kharb,_Andrew_Robinson,_Dinalva_Sales,_Claudia_M._Cassanta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07442 |
GeminiMulti-ObjectSpectrograph（GMOS）IntegralFieldUnit（IFU）、HubbleSpaceTelescope（HST）andVeryLargeArray（VLA）ObservationoftheOHMegamaser（OHM）galaxyIRAS11506-3851。HST画像は、孤立した渦巻銀河を明らかにし、GMOS-IFUフラックス分布とVLAデータとの組み合わせにより、核を取り囲む半径〜500pcの星形成領域の部分的なリングを特定できます。このリングはスターバースト励起と低速度分散を示していますが、リング内部の領域はより高い励起と速度分散値を示し、核から約240pcで境界に向かって値が増加し、投影されたバブルに似ています。この泡の強化された励起と速度分散は、8.5GHzの電波放出構造を囲み、現在の段階で電波で見られるプラズマ放出を介して周囲のガスにほとんど衝撃を与えるかすかなAGNでその起源をサポートしています。これは、これまでに調査した5つのOHM銀河の4番目です（15OHMのサンプルから）。GMOS-IFUデータは、核に以前は未知のかすかなAGNが存在することを示しており、OHM銀河が最近持っているという仮説と一致しています。トリガーされたAGN。
天の川の化学進化：厚いディスクと薄いディスクの形成に対する制約
| Title |
Chemical_evolution_of_the_Milky_Way:_constraints_on_the_formation_of_the_thick_and_thin_discs |
| Authors |
Marco_Palla,_Francesca_Matteucci,_Emanuele_Spitoni,_Fiorenzo_Vincenzo,_Valeria_Grisoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07484 |
最新の観測データを踏まえて、天の川の厚い円盤と薄い円盤の進化を研究しています。特に、薄いディスクに沿ったO、N、Fe、Mgの存在量勾配、および[Mg/Fe]対[Fe/H]の関係と、異なるガラクトセントリック距離での金属分布関数を分析します。2つの異なる落下エピソードによって形成された厚いディスクと薄いディスクを想定して、2つの落下パラダイムから始まるいくつかのモデルを実行し、放射状ガス流、星形成の可変効率、異なる時間などのいくつかの物理パラメーターを探索しますディスクへの最大流入量、厚いディスクの総表面質量密度のさまざまな分布、および濃縮ガスの流入量。私たちの最良のモデルは、星の形成の放射状のガスの流れと可変効率が、薄い円盤の形成の裏返しのメカニズムと一緒に作用するはずであることを示唆しています。2つのディスクの形成間のギャップを決定する、薄いディスクへの最大降下のタイムスケールは、$t_{max}\simeq3.25$Gyrである必要があります。厚いディスクは指数関数的で小さなスケール長さの密度プロファイルを持ち、内側の薄いディスクへのガスの流入は豊かになるはずです。ガイアエンケラドスシステムの進化も計算し、厚いディスクと薄いディスクとの相互作用の可能性の影響を調べます。エンケラドスまたはその一部で失われたガスが厚いディスクの形成に関与している可能性があり、薄いディスクの原因ではなかったと結論付けています。
パルサー照射と持続的な磁気ブレーキングによる黒い未亡人の形成
黒い未亡人は、数時間の軌道上にある、質量の少ない太陽の質量の数パーセントの伴侶を持つミリ秒のパルサーです。これらの仲間はおそらく、ロシュローブのオーバーフローとホストパルサーの高エネルギー放射によるアブレーションの組み合わせによって質量を失った主系列星の残骸だろう。アブレーション自体は弱すぎて伴星の質量を大幅に減らすことはできませんが、アブレーションされた風は磁場に結合し、軌道角運動量を取り除き、ロシュローブの安定したオーバーフローを維持します。分析的な推定によって補完されたMESA恒星進化コードを使用して、最初のメインシーケンスのコンパニオンがこのアブレーション駆動の磁気ブレーキによって元の質量の一部に減少したときに、それらを追跡します。磁気ブレーキは、低質量のコンパニオンでも有効であると主張します。私たちのモデルの重要な要素は、パルサー$L_{\rmirr}$の照射光度がコンパニオンの大気にエネルギーを堆積させ、それによってケルビンヘルムホルツ冷却を遅くすることです。Fermi$L_{\rmirr}=0.1-3\、{\rmL}_\odot$によって測定された高エネルギー光度は、黒の未亡人の軌道周期のスパンを説明できることがわかります。同じ$L_{\rmirr}$範囲は、光学光度曲線から推定されるように、3000K付近に集まる仲間の夜側の温度を再現します。
| Title |
Short_gamma-ray_bursts_and_the_decompression_of_neutron_star_matter_in_tidal_streams |
| Authors |
C._J._Nixon,_E._R._Coughlin,_J._E._Pringle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06511 |
短いガンマ線バースト（sGRB）は一般に、2つの中性子星の融合、またはブラックホールを持つ中性子星の融合に起因すると考えられています。たとえば、コアコラプス超新星（CCSNe）の物質の挙動を決定するために導出された状態方程式を使用する流体力学的シミュレーションを使用してこれらの合併をモデル化することは、標準的な手法になりつつあります。高温で、核統計平衡（NSE）です。この手紙では、流体力学のタイムスケール（おおよそ中性子星の重力タイムスケール）が、sGRBの間に噴出された潮汐破片でそのような平衡を再確立できるタイムスケールよりも数桁短い場合があることに注意します。、および初期減圧タイムスケールでは、衝撃を受けていない潮汐噴出物は十分に冷たいままであるため、採用された状態方程式は流れのこの部分のダイナミクスのモデリングに適切ではありません。最近提案されたように、NSEが（再）確立できるタイムスケールと比較して短いタイムスケールでは、状態方程式は比較的固いままであり、潮汐破片の流れは狭いままであり、重力不安定性に脆弱です。これらの調査結果は、短いガンマ線バーストで形成される重元素の種類と量の推定値を再検討する必要があることを示唆しています。sGRB内の潮汐噴出物の物理的および動的特性をテストする最も直接的な方法は、システムダイナミクスに関する情報の最もクリーンな情報源を提供するそれらの光度曲線のモデリングから来ることをお勧めします。
SN 2017ahnの早期発見：急速に減少するタイプII超新星における持続的な相互作用の兆候
| Title |
The_early_discovery_of_SN_2017ahn:_signatures_of_persistent_interaction_in_a_fast_declining_Type_II_supernova |
| Authors |
L._Tartaglia,_D._J._Sand,_J._H._Groh,_S._Valenti,_S._D._Wyatt,_K._A._Bostroem,_P._J._Brown,_S._Yang,_J._Burke,_T._-W._Chen,_S._Davis,_F._F\"orster,_L._Galbany,_J._Haislip,_D._Hiramatsu,_G._Hosseinzadeh,_D._A._Howell,_E._Y._Hsiao,_S._W._Jha,_V._Kouprianov,_H._Kuncarayakti,_J._D._Lyman,_C._McCully,_M._M._Phillips,_A._Rau,_D._E._Reichart,_M._Shahbandeh,_J._Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06515 |
爆発後の非常に初期の段階から星雲まで、爆発の$\sim$1日以内に発見された、近く（$D\simeq33\、\rm{Mpc}$）タイプIISN2017ahnのハイケイデンスで包括的なデータを提示します段階。SN2017ahnのオブザーバブルは、フォローアップキャンペーンの$\simeq470\、\rm{d}$に比べて大幅な進化を示しており、最初に顕著で狭いバルマー線と他の高イオン化機能を純粋に発光で示しています（つまり、フラッシュ分光機能））、徐々にフェードし、より標準的なタイプII超新星のそれに類似した分光学的進化をもたらします。同じ期間にわたって、すべてのバンドの光度曲線の減少は速く、線形的に減少するHリッチなコア崩壊超新星の測光進化に似ています。光度曲線と初期のフラッシュスペクトルのモデリングは、爆発時に前駆星を取り巻く複雑な星状媒質を示唆し、その進化の非常に遅い段階で生成された最初の密な殻は、最初の内部で急速に拡大する噴出物によって掃引されます。$\sim6\、\rm{d}$の超新星進化の一方で、相互作用の兆候は後の段階でも観察されます。流体力学モデルは、線形的に減少するタイプII超新星が、水素層のほとんどが枯渇した巨大な黄色のスーパー/ハイパージャイアントから発生すると予測されるシナリオをサポートします。
重力波サインからの天体物理学的イベントの分類
| Title |
Classification_of_astrophysical_events_from_gravitational_wave_signature |
| Authors |
Shashwat_Singh,_Amitesh_Singh,_Ankul_Prajapati_and_Kamlesh_N_Pathak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06550 |
近年、重力波天文学に向けたディープラーニング技術の改善により、さまざまな分類アルゴリズムの開発が大幅に増加しています。これらのアルゴリズムのいくつかは、バイナリブラックホールマージイベントからの重力波の検索に成功しています。ただし、これらのアルゴリズムは、重要な期間と合併イベントのパラメーターのさらなる予測により、依然として成功していません。この作業では、畳み込みニューラルネットワークを使用して、深層学習手法の境界を前進させ、バイナリ分類を超えて、物理的に重要な複雑な特徴を予測することを目的としました。この方法は、重力波を検出するためのマッチドフィルタリングのような、すでに確立され徹底的に検討されている方法の代わりにはなりませんが、人の干渉が最小限の代替方法です。私たちが提示するディープラーニングモデルは、LIGO時系列データの27の特徴を予測することを目的として、12秒のデータセグメントでトレーニングされています。トレーニング中に達成された最大精度は90.93％で、検証精度は89.97％でした。
| Title |
Modeling_of_Cosmic-Ray_Production_and_Transport_and_Estimation_of_Gamma-Ray_and_Neutrino_Emissions_in_Starburst_Galaxies |
| Authors |
Ji-Hoon_Ha,_Dongsu_Ryu,_Hyesung_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06650 |
大量の星と超新星（SN）爆発を伴うスターバースト銀河（SBG）は、活発な宇宙線（CR）生成のサイトであると考えられています。非線形拡散衝撃加速度（DSA）理論の詳細な予測に基づいて、内部のコア崩壊SNeからのプレSN恒星風（SW）と超新星残骸（SNR）の両方による宇宙線陽子（CRP）生成を計算します。スターバースト核（SBN）。SBNのCRP輸送のさまざまなモデルを採用して、M82、NGC253、Arp220などの近くのSBGからの非弾性$pp$衝突による$\gamma$線とニュートリノの放出を推定します。Fermi-LAT、Veritas、およびH.E.S.S.による$\gamma$-rays観測が見つかりました。CRPの生産と輸送用のさまざまなモデルを使用して合理的にうまく再現できますが、SNRで生成されたCRP分布の倍べき則モデルとCRPの散乱が制御された拡散モデルの組み合わせで最良の結果が得られます主にCRPストリーミングの不安定性による自励乱流によるものです。SWによって生成されたCRPの寄与は、統合された銀河の初期質量関数に依存する可能性があり、星形成率が高いArp220ではかなりの量になる可能性があります。近くのSBGからのニュートリノフラックスが小さすぎて、IceCubeの点源として検出できないことを確認します。一方、M82とNGC253は、今後のKM3NeTで点光源として検出される可能性がありますが、これは最も楽観的なモデルが採用されている場合に限られます。
積算ミリ秒X線パルサーの観測特性に及ぼすダイナモ磁場の影響
この論文では、低質量X線連星で中性子星を急速に回転させている降着ミリ秒X線パルサーを調査しました。これらのシステムは、降着流が恒星表面に磁気的に向けられるときに発生するコヒーレントなX線脈動を示します。ここでは、ディスクの内部にダイナモで生成された磁場が存在する状態で、ミリ秒のX線パルサーを付加することに関する降着円盤の基本方程式を開発し、内部の構造方程式の数値法も定式化しました。ディスクの領域と最高の降着率は、放射圧と電子散乱によって圧倒されるディスクの内部領域を作るのに十分です。最後に、ミリ秒のX線パルサーの降着に対するダイナモ磁場の影響に関する結果を調べました。
LIGO / Virgo O1およびO2からのバイナリーブラックホール合併：母集団推論の信頼できるイベントと限界イベントの組み合わせ
| Title |
Binary_Black_Hole_Mergers_from_LIGO/Virgo_O1_and_O2:_Population_Inference_Combining_Confident_and_Marginal_Events |
| Authors |
Javier_Roulet,_Tejaswi_Venumadhav,_Barak_Zackay,_Liang_Dai_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07014 |
GWTC-1およびIASカタログで報告されたイベントを含むAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoの最初の2つの観測実行中に観測されたバイナリブラックホール（BBH）合併の天体物理的母集団の統計的推論を実行します。私たちは、任意の重要性のイベントを完全かつ一貫して説明するための新しい形式論を導き出します。ソフトウェアインジェクションキャンペーンを実行して、選択効果の対象となる模擬天体物理学イベントのセットを取得し、検索背景を使用して、BBH母集団のいくつかの現象論的モデルの候補イベントの天体物理学確率$p_{\rmastro}$を計算します。最後に、個々のイベントからの情報を組み合わせて、合併の比率、スピン、質量、質量比、赤方偏移の分布を推測します。既存の母集団は、有効なスピンパラメータの広がりを持つランダムなスピンと、潮汐でトルクをかけられた恒星前駆細胞からのイベントの小さいがゼロではない部分を区別しません。質量分布は、$m_{\rmmax}=41^{+10}_{-5}\、\rmM_\odot$でカットオフを持つものと一致しますが、質量比は等しい質量を優先します。平均質量比$\barq>0.67$。レートは、赤方偏移で有意な進化を示していません。20と$30の間の主要な質量、\rmM_\odot$、および質量比$q>0.5$を持ち、$z\sim0.2$で、1.5から$5.3\であるBBHに制限されたマージ率が1.5であることを示します。、{\rmGpc^{-3}yr^{-1}}$（90\％cl）;これらの境界はモデルに依存せず、すべてのBBHマージャーのローカルレートよりも$\sim3$倍厳密であるため、すべての前駆体モデルに対する堅牢な制約です。イベントをカタログに含めると、BBH人口に関するフィッシャー情報が$\sim47\％$増加し、人口パラメーターの制約が厳しくなります。
| Title |
Analytic_solutions_for_neutrino-light_curves_of_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Yudai_Suwa_(Kyoto_Sangyo_U._&_YITP),_Akira_Harada_(ICRR),_Ken'ichiro_Nakazato_(Kyushu_U.),_Kohsuke_Sumiyoshi_(NIT,_Numazu_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07070 |
ニュートリノは、天の川の超新星爆発からの保証された信号であり、超新星の最深部に関する情報を私たちに提供できる最も貴重なメッセンジャーです。特に、ニュートリノは、超新星の中心的なエンジンである陽子中性子星（PNS）の半径や質量などの物理量を提供します。ニュートリノ光度や平均エネルギーなどの観測量と物理量を結びつける理論モデルが必要です。ここでは、PNSの静水圧方程式の拡散近似と解析密度解を使用して、ニュートリノ放射輸送方程式から導出されたニュートリノ光曲線の解析解を示します。時間の関数としてのニュートリノ光度と平均エネルギーは、PNS質量、半径、ニュートリノの総エネルギー、表面密度、および不透明度に依存して明示的に示されます。分析ソリューションは、爆発後の数秒から数値モデルを適切に表現し、観測データからこれらの物理量の大まかな推定を可能にします。
AstroSat / LAXPCを使用してCyg X-2で検出された熱核X線バースト
大面積X線比例計数管（LAXPC）装置で取得したX線データを使用して、中性子星LMXB源であるCygX-2で5つのタイプ1熱核X線バーストと1つのバースト状イベントの検出を報告します。オンボードAstroSat。エネルギー分解バーストプロファイル分析と各バーストの時間分解スペクトル分析を実行し、それらの特性を特徴付けます。すべてのバーストは弱く、バーストのピーク対持続強度比は$<$3、減衰時間は$\sim$2s、フルエンスは$\sim$1$\times$10$^{-8}$ergs/cm$^2です。$、観測されたバーストがヘリウムを燃料としたフラッシュであることを示します。各バーストの間に、黒体の温度と半径の変化も観察されます。バースト振動（BO）の検索を実行し、BO（すべてのバースト）のrmsフラクショナル振幅の上限を$\sim$1\％に導きます。また、パワー密度スペクトルで準周期振動（QPO）の検索を実行し、$\sim$5.6Hzに近い周波数でのフラクショナルrms振幅の上限を$\sim$3.4\％として取得しました。さらに、硬度と強度と色-色の図の研究とともに、非バースト持続放出のスペクトルおよびタイミング分析を実行します。私たちの分析の結果を使用して、2016年のこの観測の間に、CygX-2は、中高レベルの間、膨らんだ降着円盤と塊状の冠状構造を持つ初期フレアブランチ（FB）にあると特徴付けられると推測します降着の。
タイプIIP超新星2009kfの特異な特性の可能な説明としてのSN前の活動
SN2009kfは、Pan-STARRS1調査によって発見された非常に明るいTypeIIPSupernova（SNIIP）です。プラトーフェーズでの$V$バンドの等級は$M_{V}=-18.4$等で、典型的なSNeIIPよりもはるかに明るいです。SN爆発の前の進化の最後の数年間にエンベロープへのスーパーエディントンエネルギー注入があったと仮定すると、その異常な特性は自然に説明できると提案します。このようなSN前のエネルギー注入を伴う前駆モデルを使用して、SN2009kfの観測データを$E_{\mathrm{exp}}=2.8\times10^{51}$ergの合理的な爆発エネルギーと$^{56}$Niの質量は$0.25M_{\odot}$。具体的には、コアが崩壊する前の過去3.0年間の進化において、エネルギーを$3.0\times10^{39}$ergs$^{-1}$の一定の速度でエンベロープに注入しました。異常に明るいSNeIIPのいくつかは、エンベロープへのSN前のエネルギー注入から生じる可能性があることを提案します。
可能なGRB前駆細胞の磁気回転コア崩壊。 III。三次元モデル
| Title |
Magnetorotational_core_collapse_of_possible_GRB_progenitors._III._Three-dimensional_models |
| Authors |
Martin_Obergaulinger_(1_and_2),_Miguel-\'Angel_Aloy_(1)_((1)_U._Valencia,_(2)_TU_Darmstadt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07205 |
$M_{\rmZAMS}=35M_\の初期質量を持つ高速回転星の3次元シミュレーションで、回転、磁化された高質量星の崩壊したコアのダイナミクスに対する非軸対称モードの影響を調査します。odot$には、中程度から非常に強い磁場強度までの4つの異なる崩壊前の磁場構成があり、恒星進化モデルによって予測された磁場を含みます。磁場が最も弱いモデルは、大規模な流体力学的$m=1$スパイラルモードを特徴とするゲイン層でのニュートリノ加熱による衝撃の復活を実現します。その後、原始中性子星の磁場の増加により、初期の噴出物への弱い流出が起こります。それらの向きは、原始中性子星の回転軸の進化に従います。原始中性子星は、その表面に衝突する非対称の降着流のために、元の向きから傾き始めます。強力な磁化を持つモデルは、数100ms以内に$10^4$kmの距離を伝播する、穏やかな相対論的で磁気的に駆動される極の流出を生成します。これらのジェットは、高速伝播とトロイダル磁場のせん断によって、破壊的な非軸対称不安定性に対して安定化されます。約1秒のシミュレーション時間内に、爆発は中程度のエネルギーに達し、原発中性子星の質量の成長は、ブラックホール形成のしきい値を大幅に下回る値で停止します。原始マグネター活動。
パルサー風終結ショックにおける粒子加速のグローバルモデル
パルサー風星雲は効率的な粒子加速器ですが、作業中のプロセスはとらえどころのないままです。自己生成された微小乱流は、相対論的な磁化衝撃では弱すぎて、広いエネルギー範囲で粒子を加速できません。そのため、代わりに星雲のグローバルダイナミクスが加速プロセスに関与している可能性があります。この研究では、衝撃ダイナミクスに対する横磁場プロファイルの大規模異方性が果たす役割を研究します。上流のプラズマ磁化の広い範囲に対して、大規模な2次元のパーティクルインセルシミュレーションを実行しました。大規模な速度シアと電流シートが赤道領域と極で形成され、そこでケルビンヘルムホルツ渦とよじれを介して強いプラズマ乱流を引き起こします。下流の流れにおける現在のシートの混合は、効率的な非熱粒子加速につながります。べき法則スペクトルは、相対論的再結合および運動論的乱流の研究で見られるものと同様に、磁化の増加とともに硬化します。スペクトルの上限は、衝撃波の前部に形成され、上流の流れを貫通する細長い槍状の空洞によって生成された後流をサーフィンする粒子で構成されています。これらの粒子は、ボーム限界近くのせん断流加速メカニズムによって効率的に加速されます。磁化された相対論的衝撃は非常に効率的な粒子加速器です。下流の流れのグローバルダイナミクスをキャプチャすることは、それらを理解する上で重要です。したがって、ローカル平面平行研究は、パルサー風星雲やおそらく他の天体物理学の相対論的磁化衝撃には適さない可能性があります。そのような衝撃の自然な結果は、不思議なカニ星雲のガンマ線フレアを連想させる、衝撃波の前面の空洞に由来するスペクトルの上限での変動するドップラーブーストシンクロトロン放射です。
| Title |
Dynamics_of_accretion_and_winds_in_tidal_disruption_events |
| Authors |
T._Mageshwaran_(1)_and_A._Mangalam_(2)_((1)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_(2)_Indian_Institute_of_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07401 |
潮汐破壊イベント（TDE）の風の流出を伴うサブおよびスーパーエディントンフェーズの両方で、時間依存降着円盤の自己相似モデルを構築しました。物理的な入力パラメーターは、ブラックホール（BH）の質量$M_{\bullet}$、比軌道エネルギー$E$、角運動量$J$、星の質量$M_{\star}$、半径$R_{\star}です。$。サブエディントン相は、全圧（モデルA1）とガス圧（モデルA2）が支配的であると見なします。対照的に、スーパーエディントン相は、トムソン不透明度のある放射圧（モデルB）が支配的です。応力テンソル$\Pi_{r\phi}\propto\Sigma_d^br^d$で指定された粘度を導出します。ここで、$\Sigma_d$はディスクの表面密度、$r$は半径、$b$です。$d$は定数です。放射粘度または$\alpha$粘度の特定の選択は動機付けられており、そのパラメーターは、観測された範囲内にある予想されるディスクの光度と進化時間スケールによって決定されます。ディスクは、ブラックホールへの降着と流出風による質量損失、およびデブリのフォールバックによる質量増加により進化します。これにより、外半径が大きくなります。サブエディントンディスクとスーパーエディントンディスクの両方の光度プロファイルをシミュレーションしました。実例として、モデルを4つのTDEイベントのX線、UV、および光学での観察に適合させ、上記の物理パラメーターを推定します。
PSR J0726-2612は薄暗い孤立した中性子星の前駆細胞ですか？
PSRJ0726-2612の回転特性とX線輝度は、薄暗い孤立中性子星（XDIN）のそれに近いです。発生源は、観測可能なパルス電波放射を伴う最初のXDINである可能性があると提案されました。フォールバックディスクモデルでこの可能性をテストするために、ソースの長期的な進化を調査しました。無線パルサープロパティと一貫してPSRJ0726-2612の進化を説明できる合理的なモデル曲線は、双極子場強度$B_0\sim$数$\times10^{12}〜の高B無線パルサーの曲線に類似しています。星の極で$G。同じモデルで、XDINは比較的弱いフィールド（$B_0\lesssim10^{12}〜$G）を持っていると推定され、パルサーの死線のかなり下に配置されます。シミュレーションから、PSRJ0726-2612の年齢は$t\sim5\times10^4〜$yrであり、$\sim10^5〜$内の通常の無線パルサーの回転特性を達成すると推定しますXDINプロパティではなく、yr。
キロノバのサンプルでハッブル定数を測定する
| Title |
Measuring_the_Hubble_Constant_with_a_sample_of_kilonovae |
| Authors |
Michael_W._Coughlin,_Sarah_Antier,_Tim_Dietrich,_Ryan_J._Foley,_Jack_Heinzel,_Mattia_Bulla,_Nelson_Christensen,_David_A._Coulter,_Lina_Issa,_and_Nandita_Khetan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07420 |
コンパクトな連星と少なくとも1つの中性子星の合体によって生成されたキロノバは、ハッブル定数（$H_0$）の独立した測定のための有望な標準サイレンです。重力波（GW）の追跡、短いガンマ線バースト（sGRB）、または光学調査によるそれらの検出を通じて、キロワットの大きなサンプル（GWデータがなくても）を$H_0$制約に使用できます。ここでは、4つのsGRBに関連付けられた光度曲線を使用して$H_0$の測定値を示します。これらはGW170817と組み合わせたキロノバに起因すると仮定しています。統計的モデルと同じ大きさのモデルの系統的不確実性を含めると、$H_0=73.8^{+6.3}_{-5.8}$\、$\mathrm{km}$$\mathrm{s}^{-1}$$\mathrm{Mpc}^{-1}$および$H_0=71.2^{+3.2}_{-3.1}$\、$\mathrm{km}$$\mathrm{s}^{-ローカルおよび逆距離ラダー測定と一致する2つの異なるキロノバモデルの1}$$\mathrm{Mpc}^{-1}$。特定のモデルの場合、この測定は、GWのみを使用したGW170817の標準サイレン測定よりも約2〜3倍正確です。
PyCBC Liveを使用したAdvanced LIGOおよびVirgoの3番目の監視実行でのコンパクトなバイナリマージのリアルタイム検索
| Title |
Realtime_search_for_compact_binary_mergers_in_Advanced_LIGO_and_Virgo's_third_observing_run_using_PyCBC_Live |
| Authors |
Tito_Dal_Canton,_Alexander_H._Nitz,_Bhooshan_Gadre,_Gareth_S._Davies,_Ver\'onica_Villa-Ortega,_Thomas_Dent,_Ian_Harry,_Liting_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07494 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測は、2019年4月から2020年3月の間に行われ、これまでに数十の重力波候補と3つの公開された検出が行われました。3番目の観測実行の重要な要件は、コンパクトなバイナリマージャーの迅速な識別とパブリックレポートであり、これにより、電磁観測とニュートリノ観測を伴う大規模な追跡観測キャンペーンが可能になりました。PyCBCLiveは、周波数ドメインマッチングフィルタリングに基づくコンパクトなバイナリマージの低遅延検索であり、2回目と3回目の監視の実行中に他の低遅延分析とともに使用され、LIGOとVirgo。このペーパーでは、2回目の監視実行後にPyCBCLiveに加えられた改善点について説明し、評価して、3回目の監視実行中の操作とパフォーマンスを定義しました。
CHESS：高解像度、遠紫外分光法のための革新的なコンセプト
| Title |
CHESS:_an_Innovative_Concept_for_High-Resolution,_Far-UV_Spectroscopy |
| Authors |
Keri_Hoadley,_Kevin_France,_Nicholas_Nell,_Robert_Kane,_Brian_Fleming,_Allison_Youngblood_and_Matthew_Beasley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06575 |
宇宙紫外線（UV）は重要な天文観測ウィンドウであり、多数の原子、イオン、および分子のシグネチャが、惑星、星間、恒星、銀河間、および銀河外のオブジェクトに対する重要な洞察を提供します。次世代の大型宇宙望遠鏡には、高感度、中程度から高解像度のUV分光器が必要です。しかし、UVの光学性能とイメージング効率が可視域と赤外線域の対応物に遅れをとっているので、UVでの敏感な観測は困難です。これは歴史的に、感度を高めるためのシンプルで低バウンスの装置をもたらしました。この研究では、シンプルで高解像度、高スループットの遠紫外分光器-コロラド高解像度エシェルステラ分光器（CHESS）の設計、製造、および校正について説明します。CHESSは、次世代のUV宇宙望遠鏡の機器設計を実証するロケットペイロードです。CHESSの最初の2回の反復に搭載された遠紫外線天文学アプリケーション用のいくつかの最先端の回折格子と検出器技術の性能に関するテストと結果を提示します。CHESSスペクトログラフは、吸収分光法を介して星間物質（ISM）の半透明の雲領域内の原子から分子への遷移を研究するために使用されました。最初の2つのフライトでは、アルファヴァーゴとイプシロンペルセイに向けた視線を調べ、飛行結果を示します。
ACES周波数リンクの3周波数の組み合わせに基づいて重力赤方偏移をテストするための定式化
| Title |
Formulation_to_test_gravitational_redshift_based_on_the_tri-frequency_combination_of_ACES_frequency_links |
| Authors |
Xiao_Sun,_Wen-Bin_Shen,_Ziyu_Shen,_Chenghui_Cai,_Wei_Xu,_Pengfei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06691 |
AtomicClockEnsembleinSpace（ACES）は、主に宇宙および地上で高性能原子時計を使用して重力赤方偏移をテストするために設計されたESAミッションです。この実験の重要な部分は、双方向マイクロ波リンク（MWL）にあります。これは、キャリア周波数13.475GHz（Kuバンド）のアップリンクと、キャリア周波数14.70333GHz（Kuバンド）のダウンリンクと2248MHz（Sバンド）を使用して、転送時間と頻度。時間比較に基づく定式化は、10年以上にわたって研究されてきました。ただし、重力赤方偏移をテストするために時間比較の代わりに周波数比較を使用する利点があります。したがって、ACESと地上局の間の3つの独立したMWLの周波数シフトの測定に基づいて、3周波数結合（TFC）法を開発します。潜在的な科学オブジェクトには原子時計の安定性が少なくとも$3\times10^{-16}$/日必要であるため、ドップラー効果、2次ドップラー効果、大気周波数シフト、潮汐効果、引き起こされる屈折など、さまざまな効果を考慮する必要があります大気とシャピロ効果によって、数十センチの精度レベルで。ACESペイロードは、2021年の半ばに以前の計画どおりに打ち上げられ、この研究で提案された公式により、少なくとも$2\times10^{-6}$の精度レベルで重力赤方偏移をテストできるようになります。現在の精度レベル$7\times10^{-5}$より高い。
機械学習を使用したHSCトランジェントの測光分類
| Title |
Photometric_classification_of_HSC_transients_using_machine_learning |
| Authors |
Ichiro_Takahashi,_Nao_Suzuki,_Naoki_Yasuda,_Akisato_Kimura,_Naonori_Ueda,_Masaomi_Tanaka,_Nozomu_Tominaga,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06726 |
技術の進歩により、超新星（SN）の発見が急速に増加しています。2016年秋から2017年春にかけて行われたSubaru/HyperSuprime-Cam（HSC）過渡調査では、1824のSN候補が得られました。これにより、分光学的フォローアップのための高速タイプ分類の必要性が生じ、高速道路レイヤーを備えたディープニューラルネットワーク（DNN）を使用した機械学習アルゴリズムの開発を促しました。このマシンは、実際に観測されたケイデンスとフィルターの組み合わせによってトレーニングされ、解釈なしで観測されたデータ配列をマシンに直接入力できます。LSST分類チャレンジ（DeepDrillingField）のデータセットを使用してモデルをテストしました。私たちの分類子は、2項分類（SNIaまたは非SNIa）で0.996の曲線下面積（AUC）をスコア付けし、3クラス分類（SNIa、SNIbc、またはSNII）で95.3％の精度を記録します。HSC過渡データにバイナリ分類を適用すると、0.925のAUCスコアが得られます。最初の検出から2週間のHSCデータにより、この分類子はバイナリ分類で78.1％の精度を達成し、完全なデータセットで精度は84.2％に向上します。このペーパーでは、SNタイプ分類の目的で機械学習を使用する可能性について説明します。
太陽系科学のための宇宙望遠鏡のアーキテクチャと技術
| Title |
Architectures_and_Technologies_for_a_Space_Telescope_for_Solar_System_Science |
| Authors |
Kunio_M._Sayanagi,_Cindy_L._Young,_Lynn_Bowman,_Joseph_Pitman,_Bo_Naasz,_Bonnie_Meinke,_Tracy_Becker,_Jim_Bell,_Richard_Cartwright,_Nancy_Chanover,_John_Clarke,_Joshua_Colwell,_Shannon_Curry,_Imke_de_Pater,_Gregory_Delory,_Lori_Feaga,_Leigh_N._Fletcher,_Thomas_Greathouse,_Amanda_Hendrix,_Bryan_J._Holler,_Gregory_Holsclaw,_Kandis_L._Jessup,_Michael_S.P._Kelley,_Robert_Lillis,_Rosaly_M.C._Lopes,_Janet_Luhmann,_David_MacDonnell,_Franck_Marchis,_Melissa_McGrath,_Stephanie_Milam,_Javier_Peralta,_Michael_J._Poston,_Kurt_Retherford,_Nicholas_Schneider,_Oswald_Siegmund,_John_Spencer,_Ronald_J._Vervack_Jr.,_Faith_Vilas,_Edward_Wishnow,_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06816 |
私たちは、地球軌道における太陽系科学に特化した宇宙望遠鏡のミッション概念研究を提唱しています。このような研究は、宇宙生物学および惑星科学委員会（CAPS）のレポート「次の惑星科学の10年調査に備える」によって推奨されました。Mid-DecadalReviewは、NASAに惑星科学のための宇宙望遠鏡の役割と価値を評価することも推奨しました。高解像度のUV可視機能の必要性は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の終わりが迫っている惑星科学にとって特に深刻です。ただし、NASAは惑星望遠鏡の概念研究に資金を提供しておらず、その価値を評価する必要性は残っています。ここでは、10年間の調査に通知するために検討する必要がある潜在的な設計オプションを示します。
FASTのケーブル駆動パラレルロボットの近似解析ソリューション手法
| Title |
An_approximately_analytical_solution_method_for_the_cable-driven_parallel_robot_in_FAST |
| Authors |
Jianing_Yin,_Peng_Jiang_and_Rui_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07412 |
FASTは、世界で最高の感度を達成するために導入されたケーブル駆動のパラレルロボットを備えた最大の単一皿開口望遠鏡です。しかし、そのようなロボットの高精度な機械方程式を実現するには、常に複雑な方程式が必要であり、従来の反復法によるリアルタイム制御を実現することは困難です。これに関して、本論文では、いくつかの反復をバイパスするためにFASTの主要なパラメータ間の近似線形関係を使用する近似分析解法を提案します。抽出された関係の係数を使用して、静的または準静的機械方程式を解析的に解くことができます。このペーパーの例では、この方法により計算時間の少なくとも90％が節約され、計算値は実験データと一致しています。このような大幅な効率改善により、FASTのリアルタイムかつ高精度の制御は、もはや困難な作業ではなくなります。さらに、このホワイトペーパーのすべての作業は、FASTで使用される予定です。
将来のISRO-CfAヒマラヤサブミリ波観測所構想
| Title |
A_Prospective_ISRO-CfA_Himalayan_Sub-millimeter-wave_Observatory_Initiative |
| Authors |
T._K._Sridharan,_Shmuel_Bialy,_Raymond_Blundell,_Andrew_Burkhardt,_Thomas_Dame,_Sheperd_Doeleman,_Douglas_Finkbeiner,_Alyssa_Goodman,_Paul_Grimes,_Nia_Imara,_Michael_Johnson,_Garrett_Keating,_Charles_Lada,_Romane_Le_Gal,_Philip_Myers,_Ramesh_Narayan,_Scott_Paine,_Nimesh_Patel,_Alexander_Raymond,_Edward_Tong,_David_Wilner,_Qizhou_Zhang,_Catherine_Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07453 |
天体物理学センターのメンバーであるスミソニアン天体物理天文台（SAO）|ハーバードとスミソニアンは、インド宇宙研究機関（ISRO）の宇宙応用センター（SAC）と、新しく設立されたインド準ミリ波天文学同盟（ISAA）のパートナーと協議して、ヒマラヤの標高の高い砂漠にあるサブミリ波天文台。2つの主要な科学目標が目標とされています。1つは、高エネルギー状態、天の川の大部分、および選択された外部銀河における中性原子炭素および一酸化炭素（CO）分子の分布のマッピングです。このような研究は、星間媒質に存在する分子水素の理解を促進しますが、既存の観測では一部見落とされていました。そして、マルチレベルのCO観測を通じて、Galaxy全体の分子雲の励起条件を特徴付けます。星は分子ガスと塵の星間雲の中に形成され、これらの観測はそのような分子雲の形成と破壊の過程と銀河のライフサイクルの研究を可能にするでしょう。2番目の目標として、天文台は、ヒマラヤの経度にステーションがない、グローバルなイベントホライズン望遠鏡（EHT）ネットワークに新しい場所を追加します。この追加により、EHTによって合成される画像の品質が向上し、より高いサブミリ波帯での観測がサポートされ、その解像能力がシャープになり、その動的イメージング能力が向上し、観測キャンペーンに耐候性が追加されます。より広い意味では、この共同作業は、将来のEHT宇宙コンポーネントを含む、インドと米国の天文学コミュニティ間のより広く相互に有益な科学的交流の出発点となります。
社会的に遠い隣人について：銀河中心のオブジェクトの密度を制約するためにバイナリを使用する
| Title |
On_Socially_Distant_Neighbors:_Using_Binaries_to_Constrain_the_Density_of_Objects_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Sanaea_C._Rose,_Smadar_Naoz,_Abhimat_K._Gautam,_Andrea_M._Ghez,_Tuan_Do,_Devin_Chu,_and_Eric_Becklin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06512 |
星はしばしばバイナリ構成で存在します。銀河中心（GC）の超大質量ブラックホール（SMBH）を取り巻く核星団には、連星集団が含まれることが予想されます。この密な環境では、連星は頻繁に隣接する星と遭遇し、相互作用します。これらの相互作用は、小さな摂動から激しい衝突までさまざまです。前者の場合、弱い重力相互作用により、蒸発のタイムスケールでソフトバイナリがアンバインドされます。これは、バイナリプロパティと、周囲のオブジェクトの密度および速度分散に依存します。同様に、衝突はバイナリのバインドを解除することもでき、衝突率は密度に依存します。したがって、既知のプロパティを持つバイナリを検出すると、GCの密度プロファイルが制約され、他の方法では検出が難しいコンパクトオブジェクトの数が影響を受ける可能性があります。SMBHに関する任意の偏心の軌道について、その寿命内でバイナリをアンバインドするために必要な密度を推定します。偏心が密度の制約に与える影響は最小限であることがわかります。この概念実証では、この手順により、仮想の若いバイナリと古いバイナリを例として使用して、GCで密度をプローブできることを示します。同様に、既知の密度プロファイルは、バイナリ軌道分離に制約を提供します。私たちの結果は、複数の動的プロセスを並行して検討する必要性を強調しています。特定のケースでは、多くの場合SMBHに近く、蒸発タイムスケールではなく衝突タイムスケールがより厳しい密度制約を与えますが、SMBHから遠くにある他のバイナリは、質量分離により内側に移動するため、信頼性の低い密度制約を提供します。
ALMAによるエッジオン型の原始惑星系円盤の観測I.連続体データからの結果
| Title |
Observations_of_edge-on_protoplanetary_disks_with_ALMA_I._Results_from_continuum_data |
| Authors |
M._Villenave,_F._Menard,_W._R._F._Dent,_G._Duchene,_K._R._Stapelfeldt,_M._Benisty,_Y._Boehler,_G._van_der_Plas,_C._Pinte,_Z._Telkamp,_S._Wolff,_C._Flores,_G._Lesur,_F._Louvet,_A._Riols,_C._Dougados,_H._Williams,_and_D._Padgett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06518 |
放出層の垂直方向の範囲を直接制約することができる12個のHST選択エッジオン原始惑星系円盤のサンプルを分析します。これらのディスクのALMA高角解像度の連続画像（0.1arcsec）を、0.89mmと2.06mmの2つの波長（それぞれALMAバンド7と4）で提供し、アーカイブバンド6データ（1.33mm）を追加します。ほとんどの光源では、垂直方向と半径方向の両方で、ミリ波の連続発光は散乱光よりもコンパクトです。6つの線源は、少なくとも1ミリメートルバンドの短軸に沿って分解され、ミリメートル粒子の垂直分布に関する直接的な情報を提供します。サンプルの2番目に大きいディスクの場合、バンド7とバンド4の間の垂直範囲の有意差は、大きな粒子の効率的なサイズ選択垂直沈降を示唆しています。さらに、サンプル内の唯一のクラスIオブジェクトは、ミリメートル単位のフレアの形跡を示しています。主軸に沿って、すべてのディスクが適切に解決されます。それらの4つは、半径方向にバンド4よりもバンド7で大きく、3つはすべてのバンドで同様の半径範囲を持っています。すべてのディスクについて、ミリ単位の輝度温度とスペクトルインデックスマップも導出します。ディスクが光学的に厚い可能性が高く、ほこりの放出によりほとんどの場合に低い輝度温度（<10K）が明らかになることがわかります。統合されたスペクトルインデックスは、傾斜が小さいディスクのインデックスと似ています。一般的な放射伝達ディスクモデルと私たちのデータを比較すると、少なくとも3台のディスクが数ミリの小さなミリメートルのダストスケールの高さに一致していることがわかります（r=100auで測定）。これは、散乱光の画像とガスラインの測定から導出された、より古典的なh_g\sim10auの値とは対照的です。これらの結果は、直接観察により、大きな（ミリメートル）粒子が原始惑星系円盤内でかなりの垂直方向の沈降を受けやすいことを確認しています。
薄殻の酸素に富む星と炭素に富むAGB星の間の赤外線色分離
| Title |
Infrared_color_separation_between_thin-shelled_oxygen-rich_and_carbon-rich_AGB_stars |
| Authors |
Megan_O._Lewis,_Ylva_M._Pihlstr\"om,_Lor\'ant_O._Sjouwerman,_Luis_Henry_Quiroga-Nu\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06535 |
銀河全体で炭素に富む（C）と酸素に富む（O）のAGB光源を分離するための赤外線（IR）カラーカットを検証することを目的として、51のAGB光源の43GHzVLAスペクトルを提示します。カラーカットは、2MASSおよびMSX測光に基づく$[K_s]-[A]$対$[A]-[E]$のカラーカラーダイアグラムの単純な線であり、元はバルジのSiO検出率から導き出されました非対称および動的進化（BAaDE）サンプル。分割は、ここに示すスペクトルによって完全にサポートされています。これは、SiOメーザー検出がOリッチ側にあり、SiO非検出と単一のHC$_3$N検出が分割のCリッチ側にあることを示しています。さらに、カラーカットを赤外線天文衛星（IRAS）の低解像度スペクトル（LRS）に基づく光源の分類と比較し、良好な一致を見つけて、分割がOとCを区別するための信頼できる効率的な方法であることを確認します。-豊富なAGBソース。これらの観察は、42.9GHzあたりのBAaDE調査で検出された単一の線がほぼ確実に$^{29}$SiOv=0の線であることも示しています。このまれな同位体遷移が支配的な$^{28}$SiOラインよりも明るいSiOメーザーソースはこれまでに報告されておらず、これらのソースが$^{28}$の典型的な比率になるようにこれらのソースが動作を逆転できることがわかっていますSiOと$^{29}$SiOは数年以内に復元されます。
HMI光球ベクトルと空間標準偏差総観マップを使用した太陽風予測の不確実性推定
| Title |
Uncertainty_Estimates_of_Solar_Wind_Prediction_using_HMI_Photospheric_Vector_and_Spatial_Standard_Deviation_Synoptic_Maps |
| Authors |
Bala_Poduval,_Gordon_Petrie_and_Luca_Bertello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06538 |
現在の太陽風予測は、1AUで観測された太陽風の速度と、光球と内部コロナの間の磁束管膨張率（FTE）との間のWang＆Sheeleyの経験的関係に基づいています。光球の磁束密度の総観マップを内部境界条件として使用して、光球の磁場を推定し、コロナおよび太陽圏の磁場構成を推定します。これらの総観マップはすべての太陽磁気データ製品の中で最も広く使用されているものの1つであるため、総観マップの不確実性によって引き起こされるモデル予測の不確実性は調査に値します。ただし、シノプティックマップの構築に関連するそのような推定値は、Bertelloetal。（SolarPhysics、289、2014）空間標準偏差の総観マップを取得しました。各光球シノプティックマップの空間標準偏差マップの98モンテカルロ実現。この論文では、CSSモデルによって1AUで予測された太陽風速度の不確実性の推定値を、光球シノプティックマップの不確実性のために示します。また、モデルによって予測されたコロナホールの位置と、STEREO/SECCHIEUVシノプティックマップとの比較も示します。関係する不確実性の範囲を定量化するために、予測された速度を同じ期間のOMNI太陽風データと比較し（太陽風の通過時間を考慮に入れて）、それらの間の二乗平均平方根誤差を得ました。太陽風予測における不確実性推定の重要性を示すために、太陽周期のさまざまな段階で3つのキャリントン回転、CR2102、CR2137、およびCR2160の分析を実行しました。不確実性の推定は、太陽風予測の精度を向上させる現在および将来の取り組みに必要な重要な情報です。
ASAS-SNからのマゼラン雲の中の冷たく、明るく、非常に変化しやすい星：Thorne-\。Zytkowオブジェクトと超漸近巨大分岐星への影響
| Title |
Cool,_Luminous,_and_Highly_Variable_Stars_in_the_Magellanic_Clouds_from_ASAS-SN:_Implications_for_Thorne-\.Zytkow_Objects_and_Super-Asymptotic_Giant_Branch_Stars |
| Authors |
Anna_J._G._O'Grady,_Maria_R._Drout,_B._J._Shappee,_Evan_B._Bauer,_Jim_Fuller,_C._S._Kochanek,_T._Jayasinghe,_B._M._Gaensler,_K._Z._Stanek,_Thomas_W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06563 |
珍しい特性を持つ星は、恒星の進化の珍しい段階とエキゾチックな物理学に関する豊富な情報を提供できます。しかし、特異な星の本当の性質を決定することはしばしば困難です。この研究では、異常なSMCスターとThorne-\。Zytkowオブジェクト（T\.ZO）候補HV2112の特性に動機付けられた、極端に変動性のあるマゼラン雲のクールで明るい星を体系的に検索します。ASAS-SNの光度曲線を使用して、表面温度T$<$4800K、光度$\log$（L/L$_\odot$）$>$4.3、変動期間$>$400日、および変動性を持つ38個の星を特定します振幅$\Delta$V$>$2.5等。これらの星のうち11個は、HV2112の特徴的な二重ピークの光度曲線形態を持っています。これらの12個のオブジェクトの脈動プロパティと派生した発生率を使用して、それらの性質を制約します。恒星の個体数とモデルとの比較から、1つの星が大きな振幅の脈動を持つ赤い超巨星である可能性があることがわかります。他の11個の星については、T\.ZOsが安定しており、この解釈に疑問を投げかけています。代わりに、これらの星の温度、光度、質量損失率、および周期は、炭素燃焼を開始したが超風相に到達していない超漸近巨枝（s-AGB）星の予測と一致していることがわかります。$\sim（$1$-$7）$\times$10$^{4}$年のこのフェーズの寿命を推測します。これもs-AGBの解釈と一致しています。確認された場合、これらのオブジェクトは、s-AGBスターの最初に識別された母集団を表し、低質量と高質量の恒星進化の間の遷移を明らかにします。
CH $ _3 $ COCH $ _3 $氷のX線光分解：天体物理学の氷へのコンパクトオブジェクトの放射効果の影響
| Title |
X-ray_photolysis_of_CH$_3$COCH$_3$_ice:_Implications_for_the_radiation_effects_of_compact_objects_towards_astrophysical_ices |
| Authors |
G._A._Carvalho_and_S._Pilling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06603 |
この研究では、広帯域X線（$6-2000$eV）を使用して、凍結したアセトンCH$_3$COCH$_3$を12Kの温度で、最大2.7\times10^までの異なる光子フルエンスで照射しました。18}$フォトンcm$^{-2}$。ここでは、星間氷粒に存在する代表的な複雑な有機分子（COM）としてアセトンを検討します。実験は、ブラジルのシンクロトロン施設（LNLS/CNPEN）で行われ、赤外線分光法（FTIR）を使用して、氷サンプル内の放射線によって引き起こされる化学変化を監視しました。アセトン分子の効果的な破壊断面積と娘種の効果的な形成断面積を決定しました。フルエンス$2\times10^{18}$光子cm$^{-2}$で得られた化学平衡、およびこの段階での分子存在量が決定されました。これには、生成されたが検出されなかった未知の分子の存在量の推定値も含まれます、氷の中。いくつかのコンパクトな主系列のX線源の周りで化学平衡に到達するための、仮想的な雪のライン距離での氷のタイムスケールが示されています。18日、3.6および1.8か月、$1.4\times10^9-6\times10^{11}$年、600および$1.2\times10^7$年、および$10^7$年のタイムスケールを推定します。5AUの太陽、5AUのO/B星、1LYの白色矮星、2.25LYのカニパルサー、2.25LYのヴェラパルサー、3LYの射手座A*。この研究は、特に冷凍材料の化学に対する放射線の影響についての現在の理解を改善します。特に、最終的に周囲の氷の中でコンパクトなオブジェクトによって生成されるX線の影響に初めて焦点を当てます。
離れた安定したフラックスロープから太陽ジェットへのねじれの移動：小規模な表面運動の役割
| Title |
Transfer_of_twist_to_a_solar_jet_from_a_remote_stable_flux-rope:_the_role_of_small-scale_surface-motions |
| Authors |
Reetika_Joshi,_Brigitte_Schmieder,_Guillaume_Aulanier,_V\'eronique_Bommier,_Ramesh_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06887 |
ジェットは、高温と低温の両方を含み、コロナよりも高密度で噴出されるプラズマを含むらせん構造を持っていることがよくあります。磁束の発生と環境との間の磁気再結合によってジェットをトリガーする、またはシステムを不安定にさせるねじれた光球運動によって誘発されるさまざまなメカニズムが提案されています。SDO/AIAとIRISで観測されたツイストジェットの多波長観測は、幸運なことに、IRISスリットがリコネクションサイトをちょうど横切っていたため、ジェットにツイストがどのように注入されたかを理解するために選択されました。UNNOFITコードで計算されたHMIベクトル磁場の分析に基づいて、アクティブ領域の磁気履歴を追跡します。このARは、HアルファのAIA、IRIS、NVSTで十分に観測されたAFSによってオーバーレイされた2つの出現磁束（EMF）の崩壊の結果です。磁場マップでは、再接続のサイトである2つのEMF間の極性反転線に沿って長いシグモイドフラックスロープ（FR）のパターンを証明しました。ジェットの前に、FRの延長があり、その一部が分離されて、ボールドパッチ（BP）領域を持つ小さな双極子を形成しました。場所。再接続時に、MgIIスペクトルは青い翼の強い拡張を示し、10Mmの距離（-300km/sから数km/s）で減少しています。これは、ねじれがジェットに伝達されたことを示しています。数値電磁流体力学（MHD）シミュレーションとの比較により、長いFRの存在が確認されました。ＦＲの噴出なしに、再接続サイトへのＦＲの延長中にジェットにねじれが移ったと推測します。再結合は、BP再結合領域の低気圧で始まり、上に形成された現在のシートに沿ったX点で伸びます。
不変のOH / IR星の長期近赤外増光
| Title |
Long-Term_Near-Infrared_Brightening_of_Non-Variable_OH/IR_Stars |
| Authors |
Takafumi_Kamizuka_(1),_Yoshikazu_Nakada_(1),_Kenshi_Yanagisawa_(2),_Ryou_Ohsawa_(1),_Yoshifusa_Ita_(3),_Hideyuki_Izumiura_(4),_Hiroyuki_Mito_(5),_Hiroki_Onozato_(6),_Kentaro_Asano_(1),_Toshiya_Ueta_(7),_and_Takashi_Miyata_(1)_((1)_Institute_of_Astronomy,_the_University_of_Tokyo,_(2)_Division_of_Optical_and_Infrared_Astronomy,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(3)_Astronomical_Institute,_Tohoku_University,_(4)_Subaru_Telescope_Okayama_Branch,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(5)_UTokyo_Organization_for_Planetary_and_Space_Science,_the_University_of_Tokyo,_(6)_Nishi-Harima_Astronomical_Observatory,_University_of_Hyogo,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Denver) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06897 |
非可変OH/IR星は、漸近巨大分岐（AGB）相をちょうど去ったと考えられています。この従来の画像では、AGBフェーズ中に放出されたダストによって引き起こされた強力な星周囲の絶滅を依然として示している必要があり、恒星の質量損失の停止後の恒星周囲のダストの分散により、絶滅は時間とともに減少すると予想されます。絶滅の減少により、特に近赤外（NIR）範囲では、時間の経過とともに星が明らかに明るく青くなります。2MASS、UKIDSS、およびOAOWFC調査データを使用して、非可変OH/IRスターのこのような長期的な増光を探します。その結果、20年間（1997年から2017年）に取得された16の非可変OH/IRスターのうちの6つについてマルチエポックNIRデータが得られ、6つのオブジェクトすべてが明るくなっていることがわかります。5つのオブジェクトのKバンドの増光率は、0.010〜0.130magyr$^{-1}$の範囲で、従来の画像で合理的に説明されています。ただし、OH/IRスターの1つであるOH31.0-0.2は急速な増光を示しています。これは、ダストシェルの分散だけでは説明できません。マルチカラー（J、H、およびKバンド）データは、OH25.1-0.3、OH53.6-0.2、およびOH77.9+0.2の3つのオブジェクトについて取得されます。驚いたことに、それらのどれも青くなったようには見えず、OH53.6-0.2は（J-K）で0.013magyr$^{-1}$の割合で赤くなっていることがわかります。私たちの調査結果は、恒星の特性（温度または光度）の急激な変化や、ダスト粒子の新しいバッチの生成など、他のメカニズムを示唆しています。
太陽エネルギー粒子におけるエネルギースペクトルと元素存在量の間の相関
太陽エネルギー粒子（SEP）イベントでは、輸送中の衝撃加速と散乱の両方の物理プロセスにより、エネルギースペクトルインデックスが、元素存在量と質量電荷比A/Qの増強または抑制と相関する可能性があります。衝撃波が周囲のコロナプラズマからのイオンを加速する「段階的な」SEPイベントの相関関係を観察しますが、さまざまなイベントでの存在量の増大が異なるソーラージェットの磁気再結合によって生成される「衝動的な」SEPイベントにはそのような相関関係はありません。+2から+8の（A/Q）パワーから。また、衝撃波がこれらの残留インパルス性イオンを再加速するときに相関はありません。これらの後者のイベントでは、存在量は加速スペクトルの前に個別に決定されます。相関関係のあるスペクトルと存在量のイベントは、これまでに説明されていないさまざまな興味深い動作を示します。小規模および中程度の段階的なSEPイベントは、相対的な存在量は通常、およそ（A/Q）-1に依存し、エネルギーEのスペクトルは-2.5に依存しますが、時間とともにほとんど変化しません。大規模なSEPイベントは、相関線に沿った巨大な時間的変動を示しています。あるケースでは、OスペクトルはE、-1、E、-5のように時間とともに変化しますが、イベント中の存在量は（A/Q）から+1、（A/Q）、-2まで変化します。非常に大規模なイベントでは、プロトン生成共鳴アルフベン波によるストリーミング制限されたトランスポートにより、スペクトルが平坦化され、重イオンの存在量が局所的な衝撃波通過の前に強化されます。その後、スペクトルが急勾配になり、強化が減少して、一般的な相関関係が再取得されます。スペクトルと元素存在量の体系的な相関関係は、SEPの加速と輸送の物理学に新しい視点を提供します。
CygnusCloudの方向で4つの新しいオープンクラスター（QC1、QC2、QC3、QC4と呼ばれる）の発見を報告し、5つの天文学パラメーター（l、b、\varpi、\mu^*）に基づいてメンバーを選択しますGaiaDR2の_{\alpha}、\mu_{\delta}）。また、新しいクラスターごとに天体物理学的パラメーターを導出します。放射状密度分布をキングのプロファイルに適合させることにより、構造パラメーターが生成されます。太陽の金属性を使用して、クラスターの年齢を達成するために、それらの精製されたカラーマグニチュードダイアグラム（CMD）に等時フィッティングを実行しました。隣接する領域にある既知のクラスターNGC7062を選択して、識別プロセスを検証します。NGC7062の推定距離、赤み、年齢は、文献とよく一致しています。
コヒーレント電波放射の広帯域観測によるBスターHD 133880の複雑な磁気圏の解明
| Title |
Unraveling_the_complex_magnetosphere_of_the_B_star_HD_133880_via_wideband_observation_of_coherent_radio_emission |
| Authors |
Barnali_Das,_Poonam_Chandra,_Gregg_A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07170 |
HD133880は、電子サイクロトロンメーザー放出（ECME）のプロセスによってコヒーレントパルス無線放出を生成することが知られている6つの高温磁気星の1つです。このペーパーでは、この星からのECMEの観測を、広域周波数範囲にわたって、300〜4000MHz近くをカバーする巨大気象電波電波望遠鏡（GMRT）とカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）で紹介します。この種の研究は初めてであり、この現象とホストスターのいくつかの興味深い特性を発見しました。ECMEパルスの観測可能な特性、例えば右と左の円偏波パルス間のタイムラグ、パルスの振幅、およびそれらの上限カットオフ周波数は、見通し線に対する恒星の向きに依存しているように見えます。理想的な画像を超えたこれらすべての現象は、磁場軸を中心とした磁気圏における方位角が非常に非対称な物質分布に起因する可能性があることを示唆しています。これは、高い傾斜（回転軸と星の磁場軸）と恒星トポロジーからの恒星磁場の偏差。
Proxima Centauri-AstroSat、Chandra、HSTと同時に観測された最も近い惑星ホスト
| Title |
Proxima_Centauri_--_the_nearest_planet_host_observed_simultaneously_with_AstroSat,_Chandra_and_HST |
| Authors |
S._Lalitha,_J.H.M.M._Schmitt,_K.P._Singh,_P._C._Schneider,_R._O._Parke_Loyd,_K._France,_P._Predehl,_V._Burwitz_and_J._Robrade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07175 |
私たちに最も近い恒星の隣人、ProximaCentauriは、スペクトル型付きM5.5の低質量星であり、その居住可能ゾーン内を周回する地球のような惑星をホストしています。ただし、惑星の居住性は、ホスト星の彩色圏およびコロナ活動の高エネルギー放射に依存します。多波長同時観測キャンペーンの一環として行われた、プロキシマケンタウリのアストロサット、チャンドラ、HST観測を報告します。軟X線データを使用して、星のさまざまな活動状態を調べます。コロナ温度、排出量、存在量を調査します。最後に、ProximaCentauriの以前の観測と結果を比較します
ファットXX。 M31星団のAGB星と他のクールな巨人
| Title |
PHAT_XX._AGB_stars_and_other_cool_giants_in_M31_star_clusters |
| Authors |
Leo_Girardi,_Martha_L._Boyer,_L._Clifton_Johnson,_Julianne_J._Dalcanton,_Philip_Rosenfield,_Anil_C._Seth,_Evan_D._Skillman,_Daniel_R._Weisz,_Benjamin_F._Williams,_Antara_Raaghavi_Bhattacharya,_Alessandro_Bressan,_Nelson_Caldwell,_Yang_Chen,_Andrew_E._Dolphin,_Morgan_Fouesneau,_Steven_Goldman,_Puragra_Guhathakurta,_Paola_Marigo,_Sagnick_Mukherjee,_Giada_Pastorelli,_Amanda_Quirk,_Monika_Soraisam,_Michele_Trabucchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07184 |
クラスター内のAGBスターの存在は、マゼラン雲の履歴データで実証されているように、恒星モデルに重要な制約を提供します。この作業では、パンクロマティックハッブルアンドロメダトレジャリー（PHAT）調査からM31星団のAGB星候補を探します。私たちの測光基準は、赤の巨大な枝の先端よりも明るい星を選択します。これには、熱的にパルスするAGB星のほか、初期のAGB星、および若い恒星の個体群で予想される他の明るい冷たい巨人（たとえば、巨大な赤い超巨星、および中間質量の赤いヘリウム燃焼星）。AGBの星は、クラスターサンプルで既に推定された年齢を使用して、事後的に区別できます。937個の候補がクラスター開口半径内に見つかり、その半分（450）はクラスターメンバーである可能性が非常に高いです。追加のデータベースとのクロスマッチングにより、2つのカーボンスターとそれらの間の10の安全な変数が明らかになります。フィールドで修正された年齢分布は、100Myr未満の年齢でピークを迎える若い超巨星の存在を明らかにし、続いてAGB星の長い尾が可能な最も古い年齢まで伸びています。この長い尾は、AGBスターの数が、100Myrでの50e-6/Msunの初期値から10Gyrでの5e-6/Msunまで一般的に減少していることを示しています。太陽に近い金属性の理論モデルはこの一般的な傾向を再現していますが、その起源はまだ特定されていませんが、いくつかの年齢間隔で局所的な差異があります。全体のカタログは、追跡調査を容易にするためのチャートを見つけるとともにリリースされます。
大江星HD 60848の不規則な放出サイクル
| Title |
Irregular_emission_cycles_in_the_Oe_star_HD_60848 |
| Authors |
Gregor_Rauw,_Yael_Naze,_Fran_Campos,_Joan_Guarro_Flo,_Umberto_Sollecchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07228 |
過去25年間の大江星HD60848の分光および測光の変動を分析します。スペクトルにより、増加した星間輝線の不規則な周期が繰り返されます。これらのサイクルは非常に非対称であり、約6年間でゆっくりと増加し、その後約6か月で急速に減衰します。私たちの分析は、最新のサイクル（2013〜2020）に焦点を当てています。発光ピークの同等の幅と速度分離は、約2.2倍の外側ディスク半径の変動を示しますが、変動は、光学的に薄いケプラー円盤の第一原理関係から予想されるよりも複雑に見えます。一方のHeI5876の強度の変化と、他方のH-alphaおよびH-betaとの間の時間遅延を観察します。この動作は、密度が増加する前にディスクが最初に放射状に拡大する2段階のディスク成長シナリオで解釈されます。H-alphaとHIPaschen線の間には、動作の違いも見られます。後者は、測光変動と同様に、より対称的なサイクルを示します。2001年、2009年、2018〜2019年に観測されたHアルファ放射のかなり速い減衰は、理論的には、強い放射フィールドと初期のスペクトル型の星が、後期型のBe星よりもディスクの消失を速めることを示唆しています。期待された。高放射状態と低放射状態の両方における星のX線観測について説明します。X線スペクトルは両方のエポックで柔らかく、X線フラックスはわずかに異なるだけで、O型星の標準的なLx/Lbol関係と一致します。これらの結果は、HD60848の星周降着円盤が星のX線放出に本質的に影響を与えておらず、後者が星風の中で発生する可能性が最も高いことを示しています。
大規模な調査で変光星を復元する：カタリナ調査のEA $ _ {\ rm up} $ Algolタイプのクラス
| Title |
Recovering_variable_stars_in_large_surveys:_EA$_{\rm_up}$_Algol-type_class_in_the_Catalina_Survey |
| Authors |
A._Carmo,_C._E._Ferreira_Lopes,_A._Papageorgiou,_F._J._Jablonski,_C._V._Rodrigues,_A._J._Drake,_N._J._G._Cross,_M._Catelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07306 |
Algol食連星（EA）の発見と特徴付けは、低質量星の構造と進化のより良い描写に貢献する機会を提供します。ただし、現在の測光調査のリズムはEAの検出を妨げます。観測間の間隔は通常、日食の継続時間よりも長く、したがって日食で測定値がほとんど検出されないためです。これらのオブジェクトが変数として検出された場合でも、適切なオーバーサンプリングファクターが検索ツールで使用されていない場合、それらの周期が失われる可能性があります。このホワイトペーパーでは、このアプローチを適用して、CatalinaReal-TimeTransientSurvey（CRTS）で不明な期間（EA$_{\rmup}$）を持つEAとしてカタログ化された星の期間を見つけます。その結果、それらの$\sim56\％$の期間が決定されました。8つのオブジェクトが低質量のバイナリシステムとして識別され、モンテカルロマルコフ連鎖最適化手順と組み合わせたWilson\＆Devinney合成コードでモデル化されました。計算された質量と半径は理論モデルと一致しており、膨張した半径の形跡はありません。このペーパーは、大規模な調査で疑わしいバイナリシステムを特定することを目的としたシリーズの最初のものです。
NGTSからの水素燃焼限界に近いM矮星の食
| Title |
An_eclipsing_M-dwarf_close_to_the_hydrogen_burning_limit_from_NGTS |
| Authors |
Jack_S._Acton,_Michael_R._Goad,_Sarah_L._Casewell,_Jos\'e_I._Vines,_Matthew_R._Burleigh,_Phillip_Eigm\"uller,_Louise_D._Nielsen,_Boris_T._G\"ansicke,_Daniel_Bayliss,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Edward_M._Bryant,_Samuel_Gill,_Edward_Gillen,_Maximilian_N._G\"unther,_James_S._Jenkins,_James_McCormac,_Maximiliano_Moyano,_Liam_R._Raynard,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Christopher_A._Watson,_Richard_G._West,_Peter_J._Wheatley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07354 |
NGTSJ0930-18の発見を示します。これは、初期のMドワーフプライマリと水素燃焼限界に近い後期のMドワーフセカンダリを持つMドワーフバイナリシステムを覆っている極端な質量比です。測光と放射速度のグローバルモデリングにより、二次成分（NGTSJ0930-18B）の質量はM=$0.0818^{+0.0040}_{-0.0015}$$M_*$で半径はR=$0.1059^{+0.0023}_{-0.0021}$$R_*$。これは、質量と半径を直接測定した最も低い質量の星の1つです。質量比q=$0.1407^{+0.0065}_{-0.017}$のNGTSJ0930-18は、既知の日食M矮星バイナリシステムの中で質量比が最も低く、連星形成と進化モデルに興味深い問題を提起しています。NGTSJ0930-18Bの質量と半径は、恒星の進化モデルとほぼ一致しています。NGTSJ0930-18Bは、星間境界に近い、疎に配置された質量半径パラメーター空間にあります。質量と半径の関係の不確実性を抑制するためには、このタイプの単一ラインの食のバイナリシステムから質量と半径を正確に測定することが不可欠です。
ボウショック、ノヴァシェル、ディスクウィンド、傾斜したディスク：NovaのようなV341 Araはすべてを備えています
| Title |
Bow-shocks,_nova_shells,_disc_winds_and_tilted_discs:_The_Nova-Like_V341_Ara_Has_It_All |
| Authors |
N._Castro_Segura,_C._Knigge,_J._A._Acosta-Pulido,_D._Altamirano,_S._del_Palacio,_J.V._Hernandez_Santisteban,_M._Pahari,_P._Rodriguez-Gil,_C._Belardi,_D.A.H._Buckley,_M.R._Burleigh,_M._Childress,_R.P._Fender,_D.M._Hewitt,_D.J._James,_R.B._Kuhn,_N.P.M._Kuin,_J._Pepper,_A.A._Ponomareva,_M.L._Pretorius,_J.E._Rodr\'iguez,_K.G._Stassun,_D.R.A._Williams,_P.A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07462 |
V341Araは最近、最も近い（d〜150pc）および最も明るい（V〜10）novaのような激変変数の1つとして認識されました。このユニークなシステムは、最近の新星爆発の残骸である可能性が高い明るい放出星雲に囲まれています。この星雲には、システムの降着円盤風が独自の新星殻にぶつかる際立ったバウショックが埋め込まれています。その基本的な特性を確立するために、システムの最初の包括的な多波長研究を紹介します。長期間の測光により、10-16日の特徴的な時間スケールと1等以下の典型的な振幅を持つ準周期的な超軌道変動が明らかになります。TESSの高ケイデンス測光は、軌道期間と「負のスーパーハンプ」期間の両方を初めて明らかにしました。後者は通常、傾斜した降着円盤の署名として解釈されます。測光行動のもっともらしい説明として、最近開発されたディスク不安定性モデルを提案します。私たちの分光データでは、逆位相の吸収線と輝線成分を明確に検出しています。それらの半径方向速度は高い質量比を示唆しており、これは今度は異常に低い白色矮星の質量を意味します。また、ボウショックで生成された空間的に分解された[Oiii]エミッションからシステムの風の質量損失率を制限します。これは、降着円盤風モデルのテストとキャリブレーションに使用できます。V341AraとAD1240の中国の歴史的記録で言及されている「ゲストスター」の間の可能な関連付けを提案します。これがシステムの新星の噴火の日付を示す場合、V341Araはそのクラスの最も古い回収された新星であり、新星理論をテストするための優れた実験室になります。
熱い白色矮星のスペクトル進化についてI. SDSS DR12からの高温の白色矮星の詳細なモデル大気分析
| Title |
On_the_Spectral_Evolution_of_Hot_White_Dwarf_Stars._I._A_Detailed_Model-Atmosphere_Analysis_of_Hot_White_Dwarfs_from_SDSS_DR12 |
| Authors |
A._B\'edard,_P._Bergeron,_P._Brassard,_G._Fontaine_(Universit\'e_de_Montr\'eal) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07469 |
白色矮星が進化するにつれ、表面の組成に大きな変化が生じます。これは、スペクトル進化として知られている現象です。特に、いくつかの星はヘリウム雰囲気（タイプDO）で冷却シーケンスに入りますが、最終的には残留水素の上方拡散によって水素雰囲気（タイプDA）を発生させます。このプロセスに関する私たちの経験的知識は依然として不足しています。ヘリウムに富んで生まれ、DOからDAへの変換を経験する白色矮星の割合は、あまり制約されていません。この問題に取り組むには、スローンデジタルスカイサーベイによって分光的に観測された1806ホット（$T_{\rmeff}\ge30,000$K）白色矮星の詳細なモデル大気調査を実行します。最初に、新世代のモデル大気と理論的な冷却トラックを紹介します。どちらも高温の白色矮星に適しています。次に、分光分析を提示し、そこからサンプルオブジェクトの大気パラメータと恒星パラメータを決定します。白色矮星の$\sim$24％がDOスターとして退化した生活を始め、そのうち$\sim$2/3が後にDAスターになることがわかりました。また、DOからDAへの遷移は、オブジェクトごとに大幅に異なる温度（$75,000\{\rmK}>T_{\rmeff}>30,000$K）で発生し、DO内の水素含有量の範囲が広いことを示唆しています。人口。さらに、31の化学成層の証拠を含む127のハイブリッド白色矮星を特定し、これらの星がスペクトル進化の理解にどのように適合するかについて議論します。最後に、非常に高温の（$T_{\rmeff}>60,000$K）白色矮星の分光質量スケールにおける重大な問題を明らかにします。
孤独ではないが孤独ではない：熱い準準星を形成するには連星相互作用が常に必要であるという観察的証拠
| Title |
Alone_but_not_lonely:_Observational_evidence_that_binary_interaction_is_always_required_to_form_hot_subdwarf_stars |
| Authors |
Ingrid_Pelisoli,_Joris_Vos,_Stephan_Geier,_Veronika_Schaffenroth,_Andrzej_S._Baran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07522 |
熱い準矮星は、正準水平分岐星よりも質量が低く、温度が高いコアヘリウム燃焼星です。彼らは赤い巨人が極端な大量減少のエピソードに苦しむときに形成されると考えられています。二元相互作用が主な形成経路であることが示唆されていますが、明らかに単一の熱い準矮星の割合が高く（最大30％）、単一の星形成シナリオが提案されました。相互作用のないそのような形成シナリオが可能である場合、それはまた、相互作用を受けていないワイドバイナリにホットサブ小人が存在することを意味します。これらのシステムの存在を調べるには、トランジットエキソプラネット調査衛星（TESS）からの光度曲線を、メインシーケンスワイドバイナリコンパニオンを持つすべての既知のホットサブ矮星について分析し、分光的に確認されたホットサブ矮星に対する共通の適切なモーションペアを検索します。（i）コンポジットホットサブ矮星の仲間は、フィールドの主系列星と比較すると、短い回転周期を示すことがわかります。彼らは、若い散開星団で観察されるのと同様に、ピークが約2.5日の三角形の分布を示します。既知のワイドホットサブドワーフバイナリでのコンパニオンの回転率のこの観察された分布は、スピンアップを引き起こす以前の相互作用の証拠を提供します。また、前駆体間のそのようなシステムの頻度を考慮して、（ii）候補の共通の適切なモーションコンパニオンを含むホットサブ小人の不足を報告します。良好な天文測定法で2938個の熱い準矮星を探索した後、16の候補のみを識別します。これらのうち、少なくとも6つは階層的なトリプルシステムであるように見えます。ホットサブ矮星は内部のバイナリの一部です。これらの結果は、高温の準矮星の形成には常にバイナリ相互作用が必要であることを示唆しています。
私たちは、対称性の破れのスケール間に広大な階層を持つモデルのクラスに固有の重力波の特徴を記述します。信号の異常な形状は、高スケールで生成された宇宙ストリングと低スケールでの宇宙相転移からの確率的重力波背景への重複した寄与の結果です。このアイデアを、バリオン数とレプトン数を測定した単純なモデルに適用します。レプトン数の大規模な破れは、ニュートリノのシーソー機構によって動機付けられますが、観測された暗黒物質によってバリオン数の破れの低規模が必要です。遺物密度。新しいシグネチャは、今後の重力波実験で検索できます。
トレメインとガンの従来の伝承では、パウリの排除原理に基づいて、数百eVよりも軽いフェルミオン暗黒物質が除外されています。多数の種でこの境界を回避する単純な方法を強調します。これは、多くの重要な結果につながります。このシナリオでは、準縮退質量を持ち、標準モデルとの結合がないフェルミオンの多くの異なる種が存在します。それにもかかわらず、重力相互作用は、LHC、宇宙線、超新星、およびブラックホールスピンと寿命の測定からの制約につながります。LHCは、$\sim500$〜GeVより軽い異なる種、ボソン、フェルミオンの数を$N\lesssim10^{62}$に制限していることがわかります。これは特に、大まかに縮退したフェルミオン暗黒物質が$\sim10^{-14}$〜eVより重い必要があることを意味します。これにより、$\sim16$桁のトレメインガンが緩和されます。質量$\lesssim10^{-10}$eVに対するさまざまな制約がブラックホール観測から適用される一方で、最大$\sim100$TeVの質量に適用されるわずかに弱い制約が宇宙線測定から存在します。粒子の種の数に関するさまざまな現象学的境界を検討します。最後に、物理的状態の数を$N\lesssim10^{32}$に制限する可能性のあるより厳しい制約を課す可能性がある量子重力に関する理論的な考慮事項が存在することに注意してください。
産地の対称性。 III。 Massless Spin 2と時間変換
距離に瞬間的なシグナル伝達がないという局所性の基本的な概念を維持しながら、質量のないスピン2重力子を含む理論における時間変換とローレンツブースト対称性の仮定を緩和します。重力モードの2自由度のみを残して、縦モードを投影します。時間変換の対称性を想定した以前の作業では、ローレンツブースト対称性が主要な順序で局所性を確保するために必要であることを発見しました。この作業では、時間変換またはローレンツブーストを想定せずに、物質ソース間の交換アクションの局所性が、質量のないスピン2が主順序でEinstein-Hilbertに加えて、制約付きのプレファクターを持つガウスボンネット項に組織化することを要求することを示します時間の特定の関数であること。問題分野では、時間変換とローレンツブースト対称性を回復します。最後に、ガウスボンネットプレファクターの時間依存性が分析で高次に進むことによって禁止されるかどうかについてコメントし、重力子質量項が含まれている場合は他の可能性が予想されることを述べます。
天体力学における2自由度問題の排出衝突軌道
| Title |
Ejection-collision_orbits_in_two_degrees_of_freedom_problems_in_celestial_mechanics |
| Authors |
Martha_Alvarez-Ram\'irez,_Esther_Barrab\'es,_Mario_Medina,_Merce_Oll\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06526 |
2自由度のハミルトニアンシステムの一般的な設定で、発生するポテンシャルのいくつかの特性を仮定して、$N$体問題のモデルでは完全な衝突に対応するシステムの特異点に近い傾向にあるダイナミクスを研究します。すべてのボディが含まれていない場合に、2つの種類の部分衝突と見なすことができる、さらに2つの特異点を示すポテンシャルに制限します。特異点を正則化すると、全衝突は2次元の不変多様体に変換されます。この論文の目的は、さまざまなタイプの排出衝突軌道、つまり、完全衝突で開始および終了する軌道の存在を証明することです。このような軌道は、2つの平衡点間のヘテロクリニック接続と見なされ、軌道が途中で見つける部分的な衝突によって主に特徴付けられます。それらの存在の証明は、2次元の不変多様体の横断性と、完全衝突多様体のダイナミクスの動作に基づいており、どちらも完全に説明されています。
三次元ホラバ重力におけるブラックホールの回転の再検討：漸近的にフラットなケースとデ・シッターのケースの新しい側面
| Title |
Rotating_Black_Holes_in_Three-Dimensional_Horava_Gravity_Revisited:_New_Aspects_of_Asymptotically_Flat_and_De_Sitter_Cases |
| Authors |
Mu-In_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06574 |
私は、z=2の3次元Horava重力におけるブラックホール解を回転させることを、くりこみ可能な量子重力のより単純なセットアップとして、`AlaHorava、Lifshitz、およびDeWittと考えています。解は、3次元のアインシュタイン重力のブラックホールとは異なり、非消失回転パラメーターJの原点に曲率特異性を持っています。漸近的に反ドシッタースペースの場合、通常どおりブラックホールイベントの地平があり、特異性は裸ではなく、宇宙検閲と一致しています。漸近的に平坦な、またはド・シッター空間の場合、後者の場合の通常の宇宙論的地平線を除いて、アインシュタイン重力のような従来のブラックホールの地平線がないため、Horava重力では特異点が裸になる可能性があります。ただし、ローレンツに違反する高微分項があるため、解には原点に特有のブラックホールホライズンがあるため、漸近的にフラットまたはデシッターの場合に従来のブラックホールホライゾンがなくても、特異性が裸になることはありません。一方で、高次導関数と角運動量バリアの複合効果により、通常の知識とは対照的に、フラットなケースでも新しい「宇宙論的」地平が存在することにも注意します。ローレンツを破る重力における絶対的な地平線の欠如によるそれらの異常なブラックホール熱力学を研究します。
超音速レーザープラズマ乱流における非効率的な磁場増幅
| Title |
Inefficient_magnetic-field_amplification_in_supersonic_laser-plasma_turbulence |
| Authors |
A._F._A._Bott,_L._Chen,_G._Boutoux,_T._Caillaud,_A._Duval,_M._Koenig,_B._Khiar,_I._Lantu\'ejoul,_L._Le-Deroff,_B._Reville,_R._Rosch,_D._Ryu,_C._Spindloe,_B._Vauzour,_B._Villette,_A._A._Schekochihin,_D._Q._Lamb,_P._Tzeferacos,_G._Gregori,_A._Casner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06594 |
LMJ-PETAL施設で行われたレーザープラズマ実験を報告し、実験室で最初に大きな磁気レイノルズ数（$\mathrm{Rm}\約45$）の磁化乱流超音速プラズマを実現しました。初期シード磁場は増幅されましたが、適度に増幅されただけであり、動的に重要になることはありませんでした。乱流カスケードの外部スケールより小さいスケールでの磁気エネルギーの顕著な欠如も観察された。私たちの結果は、適度に超音速の低磁気プラントル数プラズマ乱流は、磁場の増幅に非効率的であるという概念を支持しています。
3ループ放射ニュートリノ質量生成モデルの暗黒物質をチェレンコフ望遠鏡アレイでプローブする
| Title |
Probing_the_Dark_Matter_of_Three-loop_Radiative_Neutrino_Mass_Generation_Model_with_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Talal_Ahmed_Chowdhury,_Saquib_Hassan,_Jahid_Hossain,_Salah_Nasri_and_Mahmud_Ashraf_Shamim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06602 |
チェレンコフ望遠鏡として知られる将来のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡で、標準モデル（SM）ゲージグループの大きな電弱マルチプレットで拡張された3ループ放射ニュートリノ質量生成モデルでダークマター（DM）候補を検出する見通しを調査します。配列（CTA）。このような大きな電弱多重項を追加すると、$O（\text{TeV}）$質量を持つDMのかなりのゾンマーフェルト強化消滅がSMゲージボソンにもたらされ、その結果、非常に高い連続体と線状のスペクトルが得られます。エネルギー（VHE）ガンマ線、したがってCTAで観測可能になります。部分波ユニタリティー制約からのマルチプレットの$SU（2）_{L}$アイソスピンに上限を設定し、ゲージ結合での低スケールのランダウ極の外観を設定して、実行可能なモデルを決定します。その後、銀河中心でのDM消滅から生成される連続VHEガンマ線を考慮することにより、CTAの感度範囲を使用してモデルのパラメーター空間をプローブします。
2000〜2005年の強い地磁気嵐に対する電離層の応答：IMFクロック角度の視点
| Title |
Ionospheric_response_to_Strong_Geomagnetic_Storms_during_2000-2005:_An_IMF_clock_angle_perspective |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty,_Sarbani_Ray,_Abhirup_Datta,_Ashik_Paul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06765 |
この論文は、2000年から2005年の期間に発生した11の強から重度の地磁気嵐に対する赤道電離層の応答を示しています。これは太陽サイクルの衰退期23です。（DMSP）。観察によると、ケースの約91％で、日没後の赤道の不規則性が惑星間磁場（IMF）の時計角度の北向きから南向きへの移行時から3時間以内に発生し、IMFが果たす役割の重要性が明らかになっています。IMFBzに加えて、電界の迅速な浸透（PPEF）の過程で。これは、以前に報告された（Rayetal。、2015）南向きのIMFBzが-10nTを超えることからのESF生成の4時間のウィンドウからの改善です。
リンクされたバッグモデル内のストレンジオンマターとストレンジオンスター
| Title |
Strangeon_matter_and_strangeon_stars_in_a_linked_bag_model |
| Authors |
Zhi-Qiang_Miao_and_Cheng-Jun_Xia_and_Xiao-Yu_Lai_and_Toshiki_Maruyama_and_Ren-Xin_Xu_and_and_En-Ping_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.06932 |
さまざまな天体物理学の現象に触発されて、パルサーのようなコンパクトな星は、実際には完全に見知らぬ（3つの光フレーバー対称性を持つクォーククラスター）と少量の電子で構成される見知らぬ星である可能性があることが示唆されました。このような可能性を検討するために、この作業では、2フレーバー（核子）と3フレーバー（ハイペロン、ストレントンなど）の両方のシナリオで強い凝縮物質に適用できるリンクされたバッグモデルを提案します。モデルパラメータは、核物質の飽和特性を再現するように調整されます。核物質の飽和特性は、後に高次物質およびストレンジオン物質に適用されます。見知らぬ物質のバリオンあたりの取得エネルギーは、見知らぬ内部のクォーク数を大きくすると減少します。これにより、状態方程式が強化され、その結果、見知らぬ星の最大質量が増加します。大きなパラメーター空間では、リンクされたバッグモデルで予測された見知らぬ星の最大質量と潮汐変形性は、現在の天体物理学の制約と一致しています。見知らぬ星の最大質量は$\sim2.5M_\odot$に達する可能性があるのに対して、$1.4M_\odot$見知らぬ星の潮汐変形可能性は$180\lesssim\Lambda_{1.4}の範囲にあることがわかりました\lesssim340$。より洗練された理論的取り組みと、これらの結果に対する観察テストは、今後必要になります。
強くレンズ化された信号を使用して重力波偏光の性質をテストする
| Title |
Testing_the_nature_of_gravitational-wave_polarizations_using_strongly_lensed_signals |
| Authors |
Srashti_Goyal,_K._Haris,_Ajit_Kumar_Mehta,_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07060 |
地上のレーザー干渉検出器のネットワークによる重力波（GW）観測により、GW偏光の性質を調べることができます。これは一般相対性理論（GR）の興味深いテストです。GRは2つの偏波モードのみを予測し、重力理論は最大6つの偏波モードを予測するためです。偏光の性質を調べるGW観測の能力は、ネットワーク内の線形独立検出器の使用可能な数によって制限されます。（すべての偏光モードを抽出するには、少なくとも偏光モードと同じ数の検出器が必要です。）GWの強力な重力レンズ効果により、ネットワーク内の検出器の有効数が大幅に増える可能性があります。強いレンズ効果（銀河など）により、同じ信号の複数のコピーが数分から数週間の時間遅延で観測されることがあります。地球の回転により、同じGW信号の複数のコピーを観測すると、ネットワークは同じ偏波の異なる組み合わせを測定できます。これにより、ネットワーク内の検出器の数が効果的に増加します。ベイジアンモデルの選択を使用し、単純な偏光モデルを想定して、2つの観測可能な「イメージ」を生成するバイナリブラックホールマージャーからの強いレンズ信号に焦点を当て、偏光モデルを区別する能力が大幅に向上することを示します。
縮退した光パラメトリック発振による2128 nmのコヒーレント光の高効率生成
| Title |
Highly-efficient_generation_of_coherent_light_at_2128_nm_via_degenerate_optical-parametric_oscillation |
| Authors |
Christian_Darsow-Fromm,_Maik_Schr\"oder,_Julian_Gurs,_Roman_Schnabel,_Sebastian_Steinlechner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07193 |
新しいテスト質量材料と組み合わせた極低温操作は、重力波検出器の熱雑音による感度の制限を減らすことを約束します。現在議論されている最先端の材料は、アモルファスシリコンベースのコーティングを施した基板としての結晶シリコンです。ただし、レーザーの吸収を防ぐために、2$\mathrm\mu$m前後の動作波長が必要です。ここでは、1064nmの非平面リングオシレーター（NPRO）からの光を変換するために、縮退光パラメトリックオシレーター（DOPO）に基づく2128nmの光源を示します。（$88.3\pm1.4$）の外部変換効率を達成します。このアプローチにより、優れた安定性を維持しながら、既存のレーザー光源と既存のレーザー光源からの光を2$\mathrm\mu$m領域に効率的に変換できます。
マルチフィールドモデルにおける一定のロールインフレ
一定のロールインフレは、それぞれ一定のロールレートで記述されると想定されるマルチスカラーフィールドの存在下で分析されます。さまざまなケースが調査され、対応するポテンシャルが再構築されます。正確な解が得られ、単一のスカラーフィールドモデルと同様の動作を示します。論文で分析されたケースの1つでは、エントロピー摂動がゼロになる間、いわゆる断熱フィールドも一定に回転しますが、2番目のケースは非断熱摂動につながる可能性があります。どちらの場合も、モデルの自由パラメーターに適切な値を仮定することで、プランクデータにうまく適合できます。
スピンによって誘発されるブラックホールのスカラー化-2 + 1時間の進化
| Title |
Black_hole_scalarization_induced_by_the_spin_--_2+1_time_evolution |
| Authors |
Daniela_D._Doneva,_Lucas_G._Collodel,_Christian_J._Kr\"uger,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.07391 |
スカラー化は、非常に興味深い現象であり、コンパクトなオブジェクトにスカラーヘアを与えながら、弱いフィールドの制限でのすべての予測を変更しないでおくことができます。ガウスボンネット重力では、スカラーフィールドのソースは時空の曲率になる可能性があります。最近、スカラーフィールドとガウスボンネット不変量の間の特定のタイプの結合関数について、スピン誘起ブラックホールスカラー化が可能であることが示されました。本論文では、関連する線形化されたスカラー場摂動方程式の2+1時間の展開を実行してこの現象を研究し、カーブラックホールが不安定になり、新しいスカラー化された回転ブラックホールが生じる領域を調べます。これは、スピン誘起スカラー化の進展を研究するためのより直接的な数値アプローチであり、以前の結果の独立したチェックとして役立ちます。
