高赤方偏移での微細構造定数測定の新時代
| Title |
A_new_era_of_fine_structure_constant_measurements_at_high_redshift |
| Authors |
Dinko_Milakovi\'c,_Chung-Chi_Lee,_Robert_F._Carswell,_John_K._Webb,_Paolo_Molaro,_Luca_Pasquini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10619 |
クエーサーHE0515$-$4414の新しい観測は、レーザー周波数コム（LFC）の支援により、ESO3.6m望遠鏡のHARPSスペクトログラフを使用して行われました。これらの観測からのクエーサー吸収スペクトルにおける$\alpha$測定の3つの重要な進歩を提示します。まず、データはLFCおよびThArメソッドを使用して波長校正されています。LFC波長キャリブレーションの残差は、標準のThArキャリブレーションを使用する場合の6分の1です。2つの方法を使用して行われた$\alpha$の測定値を直接比較します。第二に、スペクトルモデリングは、各吸収コンポーネントの温度パラメーターを含む、人工知能（完全に自動化され、すべての人間の偏りが排除された）を使用して実行されました。第三に、以前の研究とは対照的に、追加のモデルパラメーターが割り当てられて、個々の吸収コンポーネントごとに$\alpha$を測定しました。多数のモデルパラメーターからの統計的不確実性の増加は小さく、この方法ではかなりの利点があります。さもなければ重要な体系的要因となり、場合によっては測定全体を破壊する可能性のある外れ値を特定して削除し、より堅牢な全体的な結果を可能にします。$z_{abs}=HE0515$-$4414視線に沿った1.15$吸収システムは、40の新しい$\alpha$測定値を生成します。$\alpha$の空間変動が$\Delta\alpha/\alpha\leq9\times10^{-5}$スケール$\約20\;{\rmkm\、s}^{-に制限されます1}$。$z_{abs}=1.15$システムが$1\;$Mpcクラスターで発生した場合、$\approx25\;$kpcに対応します。まとめると、40回の測定で$\Delta\alpha/\alpha=-0.27\pm2.41\times10^{-6}$が得られ、ばらつきはありません。
最初に多重画像化された超新星からの教訓：銀河団MACS J1149.5 + 2223の改訂版Light-Traces-Mass強力レンズモデル
| Title |
Lessons_from_the_first_multiply_imaged_supernova:_A_revised_Light-Traces-Mass_strong_lensing_model_for_the_galaxy_cluster_MACS_J1149.5+2223 |
| Authors |
Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10641 |
MACSJ1149.5+2223のライトトレースマス（LTM）強力レンズモデルは、過去10年間でいくつかの重要な役割を果たしてきました。これは、このクラスター内の複数の画像の識別と、赤方偏移でのMACS1149-JD1の研究を支援しました$z\simeq9$、それはその発見論文で最初に多重に画像化された超新星Refsdalの特性、およびクラスター、LensedStar1による最初の苛性交差イベントの特性を推定するために使用されました。超新星Refsdalは、SNRefsdalの画像の特性を正確に記述し、元のEinsteinクロスの発見から約1年後に発生した、そのカウンター画像の1つの再現を予測する一般的なレンズモデリング技術のブラインドテスト。提出されたモデルがいくつかの範囲外の結果をもたらしたこのプラクティスのおかげで、コードの時間遅延（TD）計算部分に数値アーチファクトが見つかりましたが、これは修正されました。このアーティファクトは、複数の画像の再現（つまり、観測から直接制約されたものである偏向フィールド）または派生した質量モデルに影響を与えなかったため、超新星Refsdalの前には見過ごされ、ブラインドテストの重要性が強調されました。天文学。ここでは、モデルを更新し、Refsdalの改訂されたLTM測定を示します。これらは、RefsdalイベントのLTMビューを完了するためだけでなく、さまざまなレンズモデリングテクニックから予測される値の範囲に影響を与えるため、TD計算のシステマティックな不確実性の範囲と結果のハッブル定数に影響するためです。
最初の多重撮像超新星IIからの教訓：銀河団MACS J1149.5 + 2223のパラメトリックな強力レンズモデル
| Title |
Lessons_from_the_first_multiply_imaged_supernova_II:_A_parametric_strong-lensing_model_for_the_galaxy_cluster_MACS_J1149.5+2223 |
| Authors |
Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10642 |
最初の多重画像化された超新星Refsdalのプロパティに集中して、銀河クラスターMACSJ1149.5+2223のパラメトリック、グリッドベースのレンズモデルを提示します。このモデルは、このクラスターの更新されたライトトレースマス（LTM）ストロングレンズモデルを補足するものであり、コンパニオンペーパーで説明されており、同じパイプラインを使用して生成されますが、パラメーター化は異なります。これらの2つのモデルを一緒に使用すると、比較的自己矛盾のない方法で異なる可能性のあるソリューションをプローブし、2つのパラメーター化間の系統的な不確実性と関連する違いを調べるために使用できます。LTM予測は体系的に短い/小さいようですが、2つの異なる方法から、S1に関して、ほぼ同じ（$\simeq1-3\sigma$以内に同意する）時間遅延と拡大率を取得します画像の一部。最も注目すべきは、アインシュタインクロス（特に画像S1）と、クロスの最初の発見から約1年後に現れた画像であるSXの間の時間遅延[および95\％CI]は、パラメトリック手法（326[300-359]日）とLTMメソッド（224[198-306]日）は、実際の再現時間を過小評価しているようです。この体系的な違いの原因は現在のところ不明です。その可能な起源について推測し、SNRefsdalのプロパティの洗練された測定は、2つのソリューション間、つまり、基礎となる物質分布の固有の形状に関する2つの記述間のより強力な識別に役立つはずです。また、ハッブル定数に対する結果の影響についても説明します。
強力なレンズシステムと宇宙クロノメーターを使用した宇宙写真
| Title |
Cosmography_using_strong_lensing_systems_and_cosmic_chronometers |
| Authors |
Andr\'es_Lizardo,_Mario_H._Amante,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_Juan_Maga\~na_and_V._Motta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10655 |
アマンテらによって提示された観測された強力な重力レンズシステムの新しいコンパイルのサブサンプルを使用します。（2019）初めて、コスモグラフィーの$y$-redshiftシナリオでの角直径距離の方程式を示し、それを使用してコスモグラフィーパラメーターをテストします。さらに、宇宙クロノメーターからの観測ハッブルデータも使用し、両方のデータの共同分析が実行されます。最も重要な結論の1つは、StrongLensingSystemsを使用した宇宙写真のこの新しい分析は、他の文献に示されているように、宇宙写真パラメータを制約するのと同じくらい競争力があるということです。さらに、サンプルから推論された有効な状態方程式の再構成を提示します。$z=0$で、強いレンズシステムとジョイント分析からのそれらの再構成が、宇宙論の標準モデルと一致していることを示します。
アインシュタイン半径を使用した強力なレンズ銀河クラスターのコアでの効率的な質量推定
| Title |
Efficient_Mass_Estimate_at_the_Core_of_Strong_Lensing_Galaxy_Clusters_Using_the_Einstein_Radius |
| Authors |
J._D._Remolina_Gonz\'alez,_K._Sharon,_B._Reed,_N._Li,_G._Mahler,_L._E._Bleem,_M._Gladders,_A._Niemiec,_A._Acebron,_and_H._Child |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10676 |
数千の銀河団を生み出す大規模な調査の時代には、宇宙論的プローブとしてクラスターを完全に利用するために、あらゆる規模の効率的な質量プロキシが必要です。強いレンズ効果クラスターのコアでは、アインシュタイン半径を質量推定に変えることができます。この効率的な方法は、詳細な質量モデルの代わりに、文献で日常的に使用されています。ただし、$\sim30\％$と想定されるそのばらつきはまだ定量化されていません。ここでは、アウターリムN体宇宙シミュレーションからのクラスタースケールハローのレイトレース画像に対してテストすることにより、この方法を評価します。$M（<\theta_E）$で$13.9\％$の分散と$8.8\％$の正のバイアスを測定します。クラスターの総質量、濃度、レンズまたは光源の赤方偏移との系統的な相関はありません。球面対称性からの偏差が増加すると、散乱が増加することがわかります。逆に、レンズがアインシュタイン円の大部分をカバーする弧を生成する場合、散乱とバイアスの両方が減少します。レンズ付き光源の分光赤方偏移は正確な倍率と時間遅延にとって重要ですが、囲まれた総質量を推定する目的では、光源赤方偏移の不確実性によって導入される散乱は他の誤差源と比較して無視できることを示します。最後に、バイアスを取り除き、質量、赤方偏移、または濃度との新しい相関を導入することなく、散乱を$10.1\％$に減らす経験的補正を導き出して適用します。私たちの分析は、$M（<\theta_E）$の不確実性の最初の定量的評価を提供し、強力なレンズ銀河クラスターのコア質量推定量としての効果的な使用を可能にします。
| Title |
Eliminating_the_LIGO_bounds_on_primordial_black_hole_dark_matter |
| Authors |
Celine_Boehm,_Archil_Kobakhidze,_Ciaran_A._J._O'Hare,_Zachary_S._C._Picker,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10743 |
質量範囲$（30$-$100）〜M_{\odot}$の原始ブラックホール（PBH）は、マイクロレンズと宇宙マイクロ波背景制約の間の狭いウィンドウ内にあるため、暗黒物質の興味深い候補です。ただし、LIGOとVirgoの実験で観測されたバイナリマージ率には厳しい制約があります。これらの制約を導出する際、PBHはポイントシュワルツシルトの質量として扱われましたが、ここで提示する拡大宇宙におけるより注意深い分析は、時間依存の質量につながります。これは、ブラックホールバイナリが形成されるためのより厳しい条件のセットを意味し、ブラックホールが以前に計算されたよりもはるかに速く、つまりLIGO/Virgoで観測された合併のかなり前に合体することを意味します。観測されたバイナリは、銀河のハロー内で合体しているものであり、データと一致する合併率があります。これは、LIGO-massPBHの形で暗黒物質の可能性を再び開きます。
クラスター数カウントと2点相関の組み合わせ：モックダークエネルギー調査の検証
| Title |
Combination_of_cluster_number_counts_and_two-point_correlations:_Validation_on_Mock_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
C._To,_E._Krause,_E._Rozo,_H._Wu,_D._Gruen,_J._DeRose,_E._S._Rykoff,_R._H._Wechsler,_M._R._Becker,_M._Costanzi,_T._Eifler,_M._E._S._Pereira,_N._Kokron_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10757 |
クラスターの存在量と大規模な2点相関、つまり銀河のクラスター化、銀河-クラスターの相互相関、クラスターの自己相関、クラスターのレンズ化を組み合わせる方法を示します。このデータベクトルは、マスキャリブレーションの小規模クラスターレンズに依存する従来の分析に匹敵する宇宙論的制約をもたらします。ダークエネルギー調査の1年目（DES-Y1）のデータに類似するように設計された宇宙調査シミュレーションを使用して、分析的共分散行列とパラメーター推論を検証します。シミュレーションの分析からの事後分布は、DESY1実験の精度で検出できる系統的バイアスがないことと統計的に一致しています。シミュレーションの$\chi^2$値をそれらの期待値と比較し、有意差はありません。さまざまな系統的効果に対する結果のロバスト性は、ダークエネルギー調査の1年目と同様のデータベクトルのシミュレーションされた尤度分析を使用して検証されます。この作品は、銀河カタログレベルのシミュレーションにおけるクラスター存在量宇宙解析の、これまでにないエンドツーエンドの検証を示しています。
初期の暗黒エネルギーとAdSの$ T_0 $検閲
宇宙マイクロ波背景の現在の温度$T_0$は、FIRAS実験によって正確に測定されています。ハッブル定数$H_0$を持ち上げながら、初期暗黒エネルギー（EDE）（物質と放射線の等価が無視できない）シナリオがFIRAS結果と互換性がある理由を特定します。モンテカルロマルコフ連鎖分析を実行して、観測結果を確認します。EDEの$\alpha$-attractorAnti-deSitter（AdS）モデルも示します。予想通り、再結合の近くにAdSフェーズが存在すると、ベストフィットモデルの1$\sigma$領域で$H_0\sim73$km/s/Mpcが効果的に発生します。
調和空間銀河バイスペクトルの検出可能性の高速化
初めて、重力によって引き起こされる調和空間銀河バイスペクトルの信号対雑音比（SNR）を推定します。これは、フーリエ空間クラスタリング分析の補完的なプローブです。因子$\mathcal{O}（10^2）-\mathcal{O}（10^3）$の計算スピードアップに対応する、多極空間の$\sim1000$三角形構成のみを考慮して、それを行う方法を示します。穏やかな非線形スケールを含める場合、赤方偏移ビンに依存します。ユークリッドのようなおよびSKA1のような分光および測光銀河調査と一致する観測仕様を想定すると、次のことが示されます。単一の赤方偏移ビンが与えられた場合、分光調査は、ほぼ一桁の測光調査よりも優れています。そして、---ショットノイズと赤方偏移ビン幅バランスにより---赤方偏移$z\sim1$のビンは、赤方偏移$z\sim0.5$のビンよりも高い累積SNRをもたらします。累積SNR$\lesssim0.5$の結果は、ここで考慮されている単一の赤方偏移ビン内の調和空間バイスペクトルの検出を除外しており、検出可能性を高めるには、今後の銀河測量による断層撮影研究が必要であることを示唆しています。さらに、Karhunen-Lo\`eve変換を使用して、検出分析で単一の赤方偏移ビンに$1\times1$の共分散行列が必要な方法についてさらに説明します。
再イオン化の時代における電子対陽子の質量比の変動に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_electron-to-proton_mass_ratio_variation_at_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
S.A._Levshakov,_M.G._Kozlov,_I.I._Agafonova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11143 |
CIとCIIの遠赤外線微細構造遷移とCOの回転遷移を使用して、再イオン化の時代（z>6）での電子対陽子質量比mu=m_e/m_pの仮想変動を調べます。デルタの制約mu/mu=（mu_obs-mu_lab）/mu_lab=（0.7+/-1.2）x10^-5（1sigma）は、<z>=6.31で取得され、変動の最も厳しい最新の制限ですそのような高い赤方偏移でムーの。z=0とz=1100の間の範囲のデルタmu/muのすべての利用可能な推定について、-再結合のエポック、-回帰曲線Deltamu/mu=k_mu（1+z）^p、k_mu=（1.6+/-0.3）x10^-8およびp=2.00+/-0.03が推定されます。確認された場合、これは暗黒物質/暗黒エネルギーの動的な性質を意味します。
| Title |
Multi-messenger_Probes_of_Massive_Black_Holes_from_Enhanced_Primordial_Fluctuations |
| Authors |
Caner_Unal,_Ely_D._Kovetz,_Subodh_P._Patil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11184 |
次世代の宇宙マイクロ波背景スペクトル歪みとパルサータイミングアレイ実験は、原始変動を小さな感度で驚異的な感度で調査する可能性を秘めています。これらのプローブが、13年間の質量範囲${\calO}（0.1-10^{12にわたる宇宙の標準熱履歴内の原始的な高密度から発生した原始ブラックホール（PBH）のシグネチャを検出する可能性を示します。}）M_\odot$、またはそれらの存在を無視できる程度に制限します。私たちの結論は、グローバル宇宙信号のみに基づいており、i）原始密度変動の統計的特性（ガウスまたは非ガウス）の統計的性質、ii）PBHの合併と降着の履歴、および関連する天体物理学に関する仮定プロセス、およびiii）クラスタリング統計。小規模で強化された原始変動の肯定的な検出は広範囲に影響を及ぼしますが、それらの非検出も重要な結果をもたらします。たとえば、予測感度までの非検出は、太陽質量の一部よりも大きいPBHが暗黒物質のごくわずかな部分しか構成できないことを示します。さらに、非検出はまた、原始的な高密度によって生成されたPBHが超大質量ブラックホール（SMBH）の前駆体である可能性があるというシナリオを除外します。SMBHの形成について広く受け入れられている提案はわずかしかないため、赤方偏移$z\geq7$で10億個以上の太陽質量の活動銀河核が検出された後、さらに差し迫った質問。
Magnetar PSR J1745-2900からのアキシオニックダークマターの新しい制限
アクシオンは、強いCP問題を解決するために動機付けられ、宇宙論的物質と物質の非対称性にも対処できる、有望な暗黒物質候補です。強力な磁場の存在下では、アキシオン-光子変換が可能であり、そのようにして生成された光子は、アキシオン質量に等しいエネルギーを持ちます。ここでは、銀河中心のマグネターPSRJ1745-2900の電波スペクトルから得られたアキシオン暗黒物質の新しい限界を報告します。マグネターは$1.6\times10^{14}$Gの磁場を持ち、これは、地球のホロスコープが遭遇する局所的な暗黒物質よりも$2\times10^5$から$2\times10^9$倍大きい暗黒物質密度と相互作用します。銀河の暗黒物質プロファイル。アキシオン質量範囲の62％で4.1-165.6$\mu$eV（1-40GHz）で、重要なスペクトル機能は検出されません。2光子結合強度$g_{a\gamma\gamma}$の制限への磁束制限の解釈は、磁気圏変換モデルと銀河中心の暗黒物質密度に依存します。標準的なダークマタープロファイルの場合、$g_{a\gamma\gamma}>$6-34$\times10^{-12}$GeV$^{-1}$の軸性モデルを除外し、質量範囲4.2-8.4、8.9-10.0、12.3-16.4、18.6-26.9、33.0-62.1、70.1-74.3、78.1-80.7、105.5-109.6、111.6-115.2、126.0-159.3、および162.5-165.6$\mu$eV。SgrA*の近くの恒星軌道によって許可される最大の暗黒物質カスプの場合、これらの制限は$g_{a\gamma\gamma}>$6-34$\times10^{-14}$GeV$^{-1}$に減少します、質量$>33$$\mu$eVの理論モデルを除外します。制限は、刺激されたアキシオン変換をモデル化することにより、マグネター磁気圏での光線追跡変換経路により、そしてマグネターのより深い広帯域観測を得ることにより改善されるかもしれません。
周期的な軌道と姿勢の変動に対するKing-Hele軌道理論
King-Heleによって開発された大気中の衛星軌道の分析理論は、単純化した仮定の下で数値積分を正確に近似するため、衛星ミッションの設計に広く使用されています。60年の間に、理論への修正はその弱点の多くに対処してきました。ただし、その後の元の理論のすべての変更では、抗力係数が一定であるという仮定が維持されています。抗力係数は、大気と衛星の間の物理的相互作用を支配する動的パラメータであり、周囲および衛星固有の要因に依存します。この作業では、抗力係数のフーリエ級数展開モデルが元のKing-Hele理論に組み込まれ、積分の平均化における抗力係数の時間変動をキャプチャします。変更された理論は、シミュレーションを通じて検証され、元のKing-Hele公式よりも数値結果の近似が改善されたことを示しています。
冥王星の最小圧力のモデル化：ヘイズ生成への影響
| Title |
Modeling_Pluto's_Minimum_Pressure:_Implications_for_Haze_Production |
| Authors |
Perianne_E._Johnson,_Leslie_A._Young,_Silvia_Protopapa,_Bernard_Schmitt,_Leila_R._Gabasova,_Briley_L._Lewis,_John_A._Stansberry,_Kathy_E._Mandt,_Oliver_L._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10716 |
冥王星の表面は不均一ですが、地球全体のヘイズ堆積速度は1軌道あたり1マイクロメートルです（Chengetal。、2017;Grundyetal。、2018）。堆積速度には空間的なばらつきがある可能性がありますが、これはまだ厳密に定量化されておらず、単純にヘイズは観察されたよりも均一に表面をコーティングするはずです。この矛盾を説明する1つの方法（多くの中で）は、表面の大気圧を十分に低くして、ヘイズの生成を妨げ、表面の一部への粒子の堆積を停止して、不均一性を推進することです。表面圧力が10^-3-10^-4マイクロバー未満に低下し、CH4混合比が2015年の観測値でほぼ一定のままである場合、大気は紫外線に対して透過性になり（Youngetal。、2018）、ヘイズの発生をその原因から遮断します。表面圧力が0.06マイクロバールを下回ると、大気は全球的でなくなり、代わりに表面の最も暖かい部分のみに局所化され、堆積の場所が制限されます（Spenceretal。、1997）。冥王星の現在の大気では、ヘイズモノマーは、最初は0.5マイクロバールから集合粒子に集まります。表面圧力がこの制限を下回ると、1年のさまざまな時間にさまざまな場所に堆積した粒子の外観が異なる可能性があります。エネルギーバランスモデル（Young、2017）であるVT3Dを使用して、4つの可能なN2氷分布の現在および過去の軌道構成における冥王星の表面圧力をモデル化します：（1）裸の南半球（2）南極キャップ、（3）南部帯、そして最後に（4）スプートニクプラニティアの境界内を除いてどこにも露出していない分布。また、モバイルN2氷の影響を示す感度研究も紹介します...（続き）
連星系における惑星運動の安定性
| Title |
Stability_of_Planetary_Motion_in_Binary_Star_Systems |
| Authors |
Roberto_Capuzzo-Dolcetta_(1),_Giovanni_De_Cesare_(2),_Alessio_Marino_(1_and_3)_((1)_Dep._of_Physics,_Sapienza,_Universita`_di_Roma,_Italy,_(2)_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_(3)_INAF-OAR,_Monteporzio_Catone,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11107 |
連星系の有限質量の惑星の安定性の問題を検討しました。高精度を実行し、時間積分を非常に拡張するために、Sタイプの惑星軌道の膨大な初期条件セットを選択しました。数値積分については、長期的な時間積分に最適なソリューションを提供する15次の積分スキーム（IAS15、REBOUNDフレームワーク内で利用可能）を使用しました。さまざまなタイプの不安定性の確率を推定しました。惑星が一次または二次の星と衝突したり、惑星が連星系から放出されたりしました。私たちは、HolmanandWiegert（1999）によってすでに発見されているバイナリの偏心と質量比に対する臨界準主軸の依存性を確認し、大惑星に一般化します。Musielaketal。によって導入された分類によれば、「限界的に」安定しているかなりの数の軌道を選択することもできました。（2005）。この研究の自然な拡張は、星団でよく起こるように、通り過ぎる星によって周囲の惑星の運動に引き起こされる摂動の効果の研究でした。この分析のターゲットの1つは、以前は2つの星のうちの1つの周りの安定したSタイプの軌道にあった惑星が、安定したPタイプの軌道に遷移する可能性（またはその逆）の調査です。小さな星団での遭遇に典型的なさまざまな初期条件を使用して、4500以上の一連の散乱実験を実行しました。摂動後のシステムの興味深い動作をいくつか発見し、内部（Sタイプ）安定軌道から円周（Pタイプ）（およびその逆）への遷移が非常に低い（ただしnullではない）確率を示すことを示しました。
原始惑星系円盤における垂直剪断不安定性のためのサンドイッチモード
乱流は、原始惑星系円盤（PPD）内のガスとダストの進化に大きな影響を与えます。衝突の発生やダスト粒子の拡散から、巨大渦内の小石の集中に至るまで、惑星形成を促進します。垂直せん断不安定性（VSI）は流体力学的メカニズムであり、局所的な熱緩和率が十分に高い場合にPPDで動作します。ただし、VSIに関する以前の研究では、一定の冷却速度の仮定に依存しているか、ガス粒子とダスト粒子間の有限結合時間を無視しています。ここでは、より現実的な熱緩和処方を含むPLUTOコードを使用したPPDの流体力学的シミュレーションの結果を示します。これにより、熱ダストガスを考慮して、ディスクの光学的に厚い部分と薄い部分のVSIを研究できます。カップリング。2次元および3次元シミュレーションで、PPIの光学的に厚い内部領域でもVSIが乱流を引き起こすことを示します。上層大気中のダストとガス粒子の衝突デカップリングとそれに対応する非効率的な熱緩和率により、VSI乱流が減衰します。長寿命の高気圧性渦が3次元シミュレーションで形成されます。これらの構造は、VSI活性層の乱流から出現し、数百の軌道にわたって持続し、いくつかの圧力スケールの高さにわたって垂直に伸びます。VSIは、理想的でない条件下でも、より現実的な熱緩和モデルを考慮しても、PPDで乱流および長寿命ダストトラップの形成につながると結論付けています。
火星のダスト気候の数値シミュレーションにおけるダスト粒子の有効半径と分散のいくつかの特徴
| Title |
Some_features_of_effective_radius_and_variance_of_dust_particles_in_the_numerical_simulation_of_dust_climate_on_Mars |
| Authors |
Chi-Fong_Wong,_Kim-Chiu_Chow,_Kwing_L._Chan,_Jing_Xiao_and_Yemeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11198 |
浮遊塵は、大気循環との放射相互作用により、火星大気の重要な構成要素であり、塵のサイズは、この影響を決定する1つの重要な要素です。ダストプロセスの数値モデリングでは、ダストサイズの説明は通常、特定のサイズ分布関数の選択に依存します。または、有効半径（ER）と有効分散（EV）の固定値では、実際には変動します。この作業では、モデル計算されたダスト混合比に基づいて、NビンダストスキームのERおよびEVを指定するための分析式が導出されました。したがって、このアプローチに基づく数値シミュレーションでは、大気放射およびそれらの相互作用に対する変数ERの影響を考慮します。結果は、ERおよびEVの季節的および空間的変動などのダスト分布パラメーターのいくつかの興味深い特徴を明らかにしました。固定ERを使用する通常のアプローチと比較して、現在のアプローチでのシミュレーション結果は、ERの変動性が火星大気のシミュレートされた熱場に大きな影響を与える可能性があることを示唆しています。
チャンドラは、$ z = 4 $のスターバーストプロトクラスター内の$ Ly \ alpha
$ブロブに電力を供給する、明るいコンプトン厚のQSOを明らかにします
| Title |
Chandra_reveals_a_luminous_Compton-thick_QSO_powering_a_$Ly\alpha$_blob_in_a_$z=4$_starbursting_protocluster |
| Authors |
Fabio_Vito,_William_Nielsen_Brandt,_Bret_Darby_Lehmer,_Cristian_Vignali,_Fan_Zou,_Franz_Erik_Bauer,_Malcolm_Bremer,_Roberto_Gilli,_Rob_J._Ivison,_Cristiana_Spingola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10613 |
局所宇宙の銀河団は、原始星団として知られている高赤方偏移過密地域から来ています。大きなガス貯留層とプロトクラスター内の高率の銀河相互作用は、ホスト銀河での星形成活動と明るいSMBH降着を引き起こすと予想されます。遠赤コア（DRC）として知られる$z=4$で、ガスに富み、星が破裂するプロトクラスターのAGNコンテンツを調査しました。私たちはチャンドラ（139ks）を使用して、構造の13の識別されたメンバーを観察し、その中で明るいAGNを検索しました。非表示のAGNが、DRCのVLT/MUSEで検出された$Ly\alpha$ブロブ（LAB）を強化できるかどうかもテストしました。DRC-1とDRC-2という名前の、DRCの2つのガスが最も豊富なメンバーからの不明瞭なX線放出を検出しました。それらの両方は、高解像度のALMAおよびHST観測で複数の相互作用するクランプに解決されます。特に、DRC-2は明るい（$L_{2-10\、\mathrm{keV}}\approx3\times10^{45}\、\mathrm{erg\、s^{-1}}をホストしていることがわかりました$）コンプトン厚（$N_H\gtrsim10^{24}\、\mathrm{cm^{-2}}$）QSO。すべての宇宙時代で知られている最も明るいQSOに匹敵します。DRCメンバー間のAGNの割合は、低赤方偏移プロトクラスターで見つかった結果と一致しています。ただし、X線スタッキング分析により、チャンドラでは個別に検出されない他のDRC銀河でもSMBHの降着が起こっている可能性が高いことが明らかになりました。私たちの結果は、大きなガス貯留層、銀河の相互作用、およびプロトクラスターメンバー内の明るく不明瞭な核活動の間に強いつながりがあることを示しています。DRC-2で検出された強力で不明瞭なQSOは、おそらく光イオン化によって、VLT/MUSEで検出された近くのLABに電力を供給している可能性があります。ただし、拡散した$Ly\alpha$放出は、$\約10$kpcスケールでDRC-2によって打ち上げられた大量の流出によって衝撃を受けたガスが原因である可能性があることを提案します。
AllWISE Sky Surveyから機械学習で選択された異常カタログの分光観測
| Title |
Spectroscopic_observations_of_the_machine-learning_selected_anomaly_catalogue_from_the_AllWISE_Sky_Survey |
| Authors |
A._Solarz,_R._Thomas,_F._M._Montenegro-Montes,_M._Gromadzki,_E._Donoso,_M._Koprowski,_L._Wyrzykowski,_C._G._Diaz,_E._Sani,_M._Bilicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10658 |
異常検出のための機械学習アルゴリズム、つまり1クラスのサポートベクターマシンに基づく全天球広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）内の異常なソースの性質を検索および識別するためのプログラムの結果を提示します（OCSVM）。このアルゴリズムは、既知のクラスで構成されるトレーニングセットから逸脱しているソースを検出するように設計されており、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）で分光学的IDを使用してWISEオブジェクトに基づく期待されるデータのモデルを作成するために使用されました。その後、WISE測光がこのモデルと一致しないことが示されたソースを異常としてマークしました。OCSVMコードによって「異常」とマークされた36個の明るい（$g_{AB}$<19.5）オブジェクトのサブセットの光学および近赤外分光法のフォローアップ観察の結果を報告して、そのパフォーマンスを確認します。観測されたオブジェクトの中で、3つの主要なソースタイプを特定しました。i）3つのWolf-Rayet銀河を含む、大量の高温のダスト（53％）を含む低赤方偏移（z〜0.03-0.15）銀河。ii）広線準星オブジェクト（QSO）（33％）。低イオン化広吸収線（LoBAL）クエーサーと、強くて狭い紫外線鉄放射を伴う珍しいQSO。iii）進化のほこりっぽい段階にある銀河オブジェクト（3％）。これらのオブジェクトのうち4つ（11％）の性質は、低いS/N比または特徴のないスペクトルのため、未確定のままです。現在のデータは、アルゴリズムが最も明るい候補の中から、まれではあるが必ずしも未知ではないオブジェクトを検出するのにうまく機能することを示しています。それらは主に、別の方法でよく知られているソースの固有のサブタイプを表します。
NGC 3311の中心にある塵と星の形成
| Title |
Dust_and_star_formation_in_the_centre_of_NGC_3311 |
| Authors |
T._Richtler_(1),_M._Hilker_(2),_M._Arnaboldi_(2),_C.E._Barbosa_(3)_((1)_Departamento_de_Astronomia,_Universidad_de_Concepcion,_(2)_European_Southern_Observatory,_(3)_Departamento_de_Astronomia,_Universidade_de_Sao_Paulo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10662 |
NGC3311は、ハイドラI銀河団の中心銀河です。高温の星間物質があり、輝線のある中央のダストレーンをホストしています。これらのダストレーンは楕円銀河で頻繁に発生しますが、NGC3311のケースは、ダストの寿命の問題と中央部の冷たいガスの役割にとって特に興味深いかもしれません。NGC3311の中央のダスト構造を調査するために、アーカイブHST画像とMUSEデータを使用することを目指しています。PyParadiseツールを使用して、恒星の個体数をモデル化し、輝線を抽出しました。HST/ACSカラーマップは、既知のダスト構造だけでなく、強い線の放出がある場所である青いスポットも明らかにします。ほこりっぽい「ミニジェット」が中央から発散されます。輝線ガスの分布は、ダストのシルエットとほぼ正確に一致しています。最も明るいHalpha放出に近い、[NII]/Halphaの比率はHII領域の比率に似ています。[NII]は外側の部分で強くなり、LINERのようなスペクトルに似ています。ガスの運動学は回転ディスクの運動学と一致しています。最も強い星形成活動の領域を示す、最も強いライン放出のドップラーシフトは、円盤対称にスムーズに適合します。金属性はスーパーソーラーです。中性ガスの存在は、星間吸収として解釈される恒星NaID吸収線のフィット残差によって示されます。中性ガスの質量は、X線質量と同程度と推定します。動的質量は、球状星団がすでに特定されている中間年齢の恒星集団を推測します。私たちの調査結果は、星の形成が既存のガス/ダストディスクまたはリングへの冷たいガスの付着によって引き起こされるシナリオで調和させることができます。新たに生成されたダストは、ダストの寿命に寄与します。
異なる局所環境にあるコンパクトな楕円銀河：起源の異なる銀河の混合？
| Title |
Compact_elliptical_galaxies_in_different_local_environments:_a_mixture_of_galaxies_with_different_origins? |
| Authors |
Suk_Kim,_Hyunjin_Jeong,_Soo-Chang_Rey,_Youngdae_Lee,_Jaehyun_Lee,_Seok-Joo_Joo_and_Hak-Sub_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10686 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）DR12を使用して、赤方偏移範囲$z<0.05$の138個のコンパクト楕円銀河（cEs）の恒星集団を示します。私たちのcEは、[cE（w）]と[cE（w/o）]がない明るい（$M_{r}<-21$mag）ホスト銀河に分けられます。SDSSスペクトルから抽出されたLickラインインデックスに基づいて、cEの恒星人口特性を調査しました。cE（w）sは[Z/H]と\afe\の分布を示し、cE（w/o）の分布と比較してより高い値に偏っています。cE（w）sとcE（w/o）sの間に年齢分布の統計的に有意な差は見つかりませんでした。質量金属分布では、cE（w）sは特定の恒星の質量で初期型銀河で観測された関係から逸脱していますが、cE（w/o）sは関係に準拠しています。cE（w）sとcE（w/o）sの恒星集団のさまざまな機能に基づいて、前駆細胞の異なる元の質量を追跡する2つの異なるcE形成チャネルを提案できます。cE（w）sは、大規模な前駆銀河の残されたコアであり、その外側の部分は、隣接する大規模な銀河（つまり、育成の起源）によって潮汐的に取り除かれます。対照的に、cE（w/o）は、近くに巨大な銀河がない自然環境（つまり、自然起源）の孤立した環境でその場での進化を維持している初期型銀河のかすかな端である可能性があります。私たちの結果は、cEsがローカル環境に応じて2種類の起源を持つ銀河の混合物を含むという命題を補強します。
太陽の700 pc以内の銀河ダスト層の特性について
空間的な恒星のカラーバリエーションを空間的なダスト分布の3Dモデルと比較して、銀河系の太陽近傍のダスト層の特性を改善します。ガイアDR2カタログからのブランチジャイアントを混合した93992クランプジャイアントの完全なサンプルを、|Z|=1800pcに広がる太陽の周りの半径700pcの空間円柱で使用します。GaiaDR2GRPおよびWISEW3バンド内のこれらの星の正確なデータにより、空間的なGRP-W3カラーバリエーションを使用して、モデルパラメーターと、サンプルの2つの特性、赤みがかった色のモード（GRP-W3）を計算できます。巨大な塊の座標とこのモードの座標|Z|による線形変化。その結果、ゴンチャロフ（2009b）によって最初に提案された3次元モデルの改良版が得られました。前のバージョンと同様に、モデルは、銀河赤道沿いとグールドベルト内の2つのダスト層を示唆しており、太陽の近くで18\pm2度の角度で交差しています。グールドベルトのダスト層の中央平面が太陽を中心とする円の形をしている以前のバージョンのモデルとは対照的に、新しいバージョンでは、この中央平面は太陽に対して偏心した楕円です。170\pm40pcのスケールの高さが両方のダスト層で見つかりました。絶対等級MW3=-1.70\pm0.02およびdereddenedcolor（GRP-W3）0=（1.43\pm0.01）-（0.020\pm0.007）|Z|のモード。Zはkpcで表されます、太陽の近くの巨大な群れについて計算されました。検討中の量の分散により、モデルから計算された平均発赤に対するダスト媒体の自然な小規模密度変動を特徴付けることができました。これらの変動は、赤化の不確実性に大きな影響を与えます。
LOFAR電波源の向きの調整
| Title |
Alignment_in_the_orientation_of_LOFAR_radio_sources |
| Authors |
E._Osinga,_G._K._Miley,_R._J._van_Weeren,_T._W._Shimwell,_K._J._Duncan,_M._J._Hardcastle,_A._P._Mechev,_H._J._A._R\"ottgering,_C._Tasse,_W._L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10947 |
さまざまな研究が、長距離にわたる活動銀河核（AGN）の偏光ベクトルまたは無線ジェットの配置を見つけることを主張していますが、これらの結果は物議を醸し、これまでのところ、この観察された配置の明確な説明はありません。このケースをさらに調査するために、低周波数アレイ（LOFAR）2メートルスカイサーベイ（LoTSS）からのデータを使用して、電波銀河の位置角度が空にランダムに向けられているという仮説をテストしました。150MHzでのLoTSSの最初のデータリリースで、318,520の電波源のリストから7,555の二重ローブ電波銀河のサンプルが抽出されました。完全な7,555個のソースサンプルについて、2次元（2D）方向の均一性について統計テストを実行しました。また、光度測定または分光赤方偏移を使用して、4,212個の光源サブサンプルについて、3次元（3D）で配向均一性をテストしました。私たちのサンプルは、主に最大の磁束密度を持つ線源によって引き起こされる、約4度の角度スケールでの2D解析における均一性からの大きな偏差（p値<$10^{-5}$）を示しています。3D解析で重要な位置合わせは見つかりませんでした。3D分析は、より少ないソースにアクセスでき、フォトメトリック赤方偏移の不確実性に悩まされていますが、3Dでのアライメントの欠如は、観測された効果の原因が、最も明るい光源に主に影響する未知の系統またはバイアスであることを示していますが、これはまだ議論の余地なく実証され、その後の研究の主題となるはずです。
寒冷地での粉塵/氷の混合および拡散星間物質での固体水
| Title |
Dust/ice_mixing_in_cold_regions_and_solid-state_water_in_the_diffuse_interstellar_medium |
| Authors |
Alexey_Potapov,_Jeroen_Bouwman,_Cornelia_J\"ager,_and_Thomas_Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10951 |
冷たい宇宙環境の氷がケイ酸塩ダストから物理的に分離されているのか、個々のケイ酸塩部分と混合されているのかは不明です。ただし、穀物モデルが異なれば、穀物の組成や温度も大きく異なります。本研究の目的は、実験室のケイ酸塩-穀物/水-氷混合物の中赤外スペクトルと天体観測を比較して、星間および星周環境における粉塵/氷混合物の存在を評価することです。実験室のデータは、原始星のエンベロープと原始惑星系円盤の合理的な質量平均温度を仮定した観測結果を説明し、水の氷のかなりの部分がケイ酸塩粒子と混合される可能性があることを示しています。実験室データと赤外線観測の組み合わせに基づいて、拡散星間物質に固体水が存在する証拠を提供します。私たちの結果は、宇宙塵粒子の類似体を調査しようとする将来の実験室研究と、さまざまな天体物理学的環境での粒子の構造、組成、および温度を特定しようとする将来の観測に影響を与えます。
VLA-COSMOS 3 GHz大型プロジェクト：活動銀河核の平均電波スペクトルエネルギー分布
| Title |
The_VLA-COSMOS_3_GHz_Large_Project:_Average_radio_spectral_energy_distribution_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Kre\v{s}imir_Tisani\'c,_V._Smol\v{c}i\'c,_M._Imbri\v{s}ak,_M._Bondi,_G._Zamorani,_L._Ceraj,_E._Vardoulaki,_J._Delhaize |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10969 |
SKAは今後10年間で運用可能になると予想されているため、SKA観測のシミュレーションでは、100MHz〜10GHzの範囲の電波空の調査が重要になっています。銀河の物理的特性を無線データから決定する際、無線SEDは通常、単純なべき法則で記述されていると想定されます。通常、すべてのソースのスペクトルインデックスは0.7です。無線SEDは、異なるスペクトルインデックスと複雑なスペクトル形状の両方で、この仮定からの逸脱を示すことが示されていますが、大きなサンプルでは、それらの個々の差異が相殺されるとしばしば推定されます。星形成からの寄与のみから期待される値に対してz〜4までの3$\sigma$電波輝度超過を示すものとして定義される、電波超過のアクティブな銀河核（RxAGN）の平均電波SEDを構築しました。1.4GHzおよび3GHzでのCOSMOSフィールドのVLA観測と、325MHzおよび610MHzでのGMRT観測を組み合わせました。GMRTマップの非検出を説明するために、生存分析手法を採用しました。RxAGNのサンプルをz〜4まで選択しました。RxAGNのサンプルは、ブレーク周波数$\nu_b=（4.1\pm0.2）$GHzと$\alpha_2=1.16\pm0を下回る$\alpha_1=0.28\pm0.03$のスペクトルインデックスによって記述できることがわかります上記の.04$に対して、単純なべき乗則モデルは$\alpha=0.64\pm0.07$の単一のスペクトルインデックスを生成します。1.4GHzのラジオ光度と赤方偏移でビニングすることにより、べき乗則スペクトルインデックスと壊れたべき乗則スペクトルインデックスは、大きなソースサイズに対して増加する一方で、べき乗則スペクトルインデックスと低周波数（<4GHz）壊れたべき乗則スペクトルインデックスは、さらに赤方偏移と正の相関があります。
Gaia DR2カタログのデータを使用したActivスター形成領域のスターに基づく銀河回転パラメーター
| Title |
Galactic_Rotation_Parameters_Based_on_Stars_from_Activ_Star-Forming_Regions_with_Data_from_the_Gaia_DR2_Catalogue |
| Authors |
O._I._Krisanova,_V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10981 |
ガイアDR2カタログから、適切な動きと三角法の視差を持つ25,000を超える若い星のサンプルを調査しました。それらの視差の相対誤差は10\％を超えません。アクティブな星形成領域に属する星の選択は、マートンらによって行われました。WISEおよびPlanckのカタログから赤外線測定を呼び出して、GaiaDR2カタログのデータに基づいています。低質量Tタウリ星は、サンプル星の大部分を構成します。それらから銀河回転の角速度の次のパラメータが見つかりました：$\Omega_0=28.40\pm0.11$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$、$\Omega^{'}_0=-3.933\pm0.033$kms$^{-1}$kpc$^{-2}$および$\Omega^{''}_0=0.804\pm0.040$kms$^{-1}$kpc$^{-3}$。オールトの定数は$A=15.73\pm0.32$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$と$B=-12.67\pm0.34$kms$^{-1}$です。kpc$^{-1}$、銀河中心の周りの太陽近傍の円周速度は$V_0=227\pm4$kms$^{-1}$で、太陽の採用されたガラクトセントリック距離$R_0=8.0\pm0.15$kpc。
分光法に基づく銀河系外の惑星状星雲集団の研究I.データの編集と最初の調査結果
| Title |
A_study_of_extragalactic_planetary_nebulae_populations_basedon_spectroscopy._I._Data_compilation_and_first_findings |
| Authors |
Gloria_Delgado-Inglada_(1),_Jorge_Garc\'ia-Rojas_(2,3),_Grazyna_Stasi\'nska_(4),_Jackeline_S._Rechy-Garc\'ia_(5)_(1)_IA-UNAM,_Mexico,_(2)_IAC,_Spain,_(3)_ULL,_Spain,_(4)_LUTH,_Observatoire_de_Paris,_France,_(5)_IRyA,_UNAM,_Mexico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11097 |
公開されている分光データと[OIII]さまざまな質量と形態タイプの13の銀河のほぼ500の銀河系外惑星状星雲（PNe）の大きさをまとめます。これは、これらの銀河におけるPN集団とその前駆細胞を分析することを目的としたシリーズの最初の論文です。サンプルは完全または均質ではありませんが、いくつかの強度線比と星雲パラメーターを比較することにより、いくつかの最初の発見が得られます。以前にPNeとして識別された約30個のオブジェクトのH$\beta$、L$_{H\beta}$のイオン化された質量と光度は、コンパクトなHII領域である可能性が最も高いことを示しています。電子密度とM31、M33、およびNGC300のイオン化質量の間に反相関があることがわかります。これは、これらの銀河で観測されたPNeのほとんどがイオン化境界であることを示唆しています。この傾向はLMCとSMCには存在せず、それらのPNeの多くは密度が制限されていることを示唆しています。LMCの多くのPNeに見られるHeII/H$\beta$値、およびM33とSMCのいくつかは、他の銀河よりも高くなっています。光イオン化モデルは、これらの高い値は密度制限されたPNeでのみ到達できると予測しています。また、電子密度とH$\beta$明度の間に相関関係がないため、サンプルで最も明るいPNeが必ずしも最年少であるとは限りません。L$_{H\beta}$-L$_{[OIII]}$間に見られる強い相関関係は、これまで理解されていなかった、[OIII]の大きさに基づく惑星光度関数（PNLF）のカットオフL$_{H\beta}$を使用して調査することができます。これは、研究がはるかに簡単なパラメータです。
XDCPJ0044.0-2033のz〜1.6でのBCGアセンブリ中の複数のAGNアクティビティ
| Title |
Multiple_AGN_activity_during_the_BCG_assembly_of_XDCPJ0044.0-2033_at_z~1.6 |
| Authors |
A._Travascio,_A._Bongiorno,_P._Tozzi,_R._Fassbender,_F._De_Gasperin,_V._F._Cardone,_L._Zappacosta,_G._Vietri,_E._Merlin,_M._Bischetti,_E._Piconcelli,_F._Duras,_F._Fiore,_N._Menci,_P._Mazzotta,_and_A._Nastasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11132 |
乱されていない銀河団は、その中心にある巨大で大きな楕円銀河、つまり最も明るい銀河団（BCG）によって特徴付けられます。これらの中心銀河がどのように形成されるかはまだ議論されています。ほとんどのモデルによれば、それらのアセンブリの典型的なエポックはz〜1-2です。私たちは、現在赤方偏移z〜1.6で知られている最も巨大で密度の高い銀河クラスターの1つであるXDCPJ0044.0-2033（XDCP0044）のコアの詳細な多波長分析を実行しました。-zクラスターとその中心の近くにあるX線AGN。SINFONIJ-、H-およびKMOSYJ-、H-バンドの分光データは、F105W、F140W、およびF160WバンドのディープアーカイブHSTフォトメトリックデータ、ChandraX線、1〜2GHzのラジオJVLAデータとともに分析されました。ALMAバンド6観測。クラスターの中央領域（〜70x70kpc^2）では、相互作用する銀河の2つのシステムが特定され、研究されています（複合体AおよびB）。合計7つのクラスターメンバーが確認されています。これらの銀河は混乱した形態を示し、そのうちの3つはAGN活動の兆候を示しています。特に、タイプ2のAGNがコンプレックスで発見されているのに対し、各コンプレックスの中心に2つのタイプ1のAGNが各コンプレックスの中央で見つかりました（どちらもX線が不明瞭で非常に付着しています;エディントン比〜0.5）。A.コンプレックスBの中心にあるAGNもX線で検出されますが、他の2つは空間的に電波放射に関連しています。3AGNは、これまでに明らかにされたz>1で最も近いAGNトリプルの1つを提供し、最小（最大）投影距離は〜10（40）kpcです。XDCP0044のコアでの高星形成、合併の兆候、核活動の観察は、これらすべてのプロセスが初期のBCGを形成する上で重要な要素であることを示唆しています。私たちのデータによると、XDCP0044は2^10^8-10^9Msunのブラックホールをホストする10^12Msunの典型的な大規模銀河を形成し、約2.5Gyrsの時間スケールである可能性があります。
局所宇宙の分子質量関数
| Title |
The_Molecular_Mass_function_of_the_Local_Universe |
| Authors |
P._Andreani_(ESO,_Germany),_Y._Miyamoto_(NAOJ_and_Nobeyama_Radio_Observatory,_Japan),_H._Kaneko_(Joetsu_University_and_Nobeyama_Radio_Observatory,_Japan),_A._Boselli_(LAM,_France),_K._Tatematsu_(NAOJ_and_SOKENDAI,_Japan),_K._Sorai_(Hokkaido_University,_Japan),_R._Vio_(Chip_C.C.,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11134 |
ハーシェル参照調査の2変量Kband-MassFunctionを使用して分子質量関数を構築します。これは、電磁スペクトル全体ですでに広く研究されている体積制限サンプルです。分子質量関数は、以前の論文で詳細に説明したコピュラ法を使用して、Kバンドとガス質量の累積分布から導出されます。H2質量は、Kバンド光度と比較的強い相関があります。これは、サンプル内の星の質量と分子ガスの質量の間に密接な関係があり、環境効果によって分子量を失った銀河や、過去の星形成過程によるガス消費の増加。導出されたH2質量関数は、410^6から10^10の太陽質量の範囲の分子質量をサンプリングし、理論モデルと比較すると、質量値の下限で理論予測とよく一致しますが、質量は10^10の太陽質量HRSサンプルは、分子状水素の含有量が多い銀河を見落とす可能性があり、結果は決定的ではありません。私たちの分析から推論された分子ガス質量の局所密度の値は〜1.5x10^7MoMpc^-3であり、それはより大きな赤方偏移での結果と比較され、分子質量密度の強い進化の欠如を確認しますz=0およびz=4。これは、ローカルユニバースの完全なサンプルから導出された最初の分子質量関数であり、分子質量密度の進化を予測することを目的としたモデルの赤方偏移$z$=0での信頼性の高いキャリブレーションとして使用できます。
天の川の平衡軸対称ハローモデルとその直接および間接DM検索への影響
| Title |
Equilibrium_axisymmetric_halo_model_for_the_Milky_Way_and_its_implications_for_direct_and_indirect_DM_searches |
| Authors |
Mihael_Petac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11172 |
私たちは初めて、ベイジアン解析による最新の運動学的測定値と注意深く一致する天の川の暗黒物質（DM）ハローの自己矛盾のない軸対称位相空間分布モデルを提供します。個々の銀河コンポーネントで幅広い事前分布を使用することにより、直接および間接のDM検索の解釈に入る天体物理学的因子の保守的な推定値を導き出します。結果のDM密度プロファイルは以前の研究とよく一致しており、$\rho_\odot\約10^{-2}\、M_\odot/\mathrm{pc}^3$を示唆していますが、バリオニックディスクの存在は球形モデルと比較したローカルDM速度分布の有意差。直接検出の場合、これは、検出器の最大感度に近いDM質量で約30％強い断面制限と、質量範囲の下限で最大1桁弱い制限を意味します。さらに、今後のDarwinおよびDarkSide20k実験のモンテカルロシミュレーションを実行することにより、現在の限界をわずかに下回るカップリングで重いDMが正常に検出されると、注意深く構築された軸対称モデルはバイアスを排除し、不確実性を最大40％削減できることを示します再構築されたDMカップリングと質量のほか、散乱演算子のより信頼性の高い決定にも役立ちます。さらに、バリオン円板とハロー回転によって引き起こされる速度異方性は、予想されるDM誘発イベントの方向分布に、大幅に大きな年間変調振幅とかなりの差をもたらす可能性があります。間接検索では、微分$J$係数を提供し、速度依存消滅率の計算に必要な相対速度分布のいくつかのモーメントを計算します。ただし、正確な予測は、中央のDM分布に関する大きな不確実性によって依然として妨げられています。
| Title |
Multimessenger_Gamma-Ray_and_Neutrino_Coincidence_Alerts_using_HAWC_and_IceCube_sub-threshold_Data |
| Authors |
H._A._Ayala_Solares,_S._Coutu,_J._J._DeLaunay,_D._B._Fox,_T._Gr\'egoire,_A._Keivani,_F._Krau\ss,_M._Mostaf\'a,_K._Murase,_C._F._Turley_(The_AMON_Team),_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H_untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_et_al._(397_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10616 |
高高度水チェレンコフ（HAWC）とアイスキューブ天文台は、天体物理学のマルチメッセンジャー観測網（AMON）フレームワークを通じて、銀河系外の天体物理学ソースのマルチメッセンジャー共同検索を開発しました。この分析は、光ハドロン相互作用またはハドロン相互作用で生成される宇宙ニュートリノとガンマ線の両方を放出するソースを探します。AMONシステムは継続的に実行され、HAWCとIceCubeからサブスレッショルドデータ（つまり、それ自体では天体物理学的検索を行うのに適さないデータ）を受信し、それらをリアルタイムで組み合わせます。ここでは、分析アルゴリズムと、2015年6月から2018年8月の間に収集された、合計有効期間が3.0年のアーカイブデータの結果を示します。この期間中に、私たちは、バックグラウンドの予想と一致して、年間$1偶然の誤警報率（FAR）を持つ2つの偶発的なイベントを発見しました。AMONシステムでの分析のリアルタイム実装は2019年11月20日に始まり、ガンマ線座標ネットワークを通じてコミュニティにアラートを発行します。FARしきい値は年間$4偶数です。
ISM磁場がGRB残光分極に及ぼす影響
いくつかのGRBアフターグローで直線偏光が測定されています。数日後、分極は、衝撃後の磁場に依存する前方衝撃放射から発生します。後者は、既存の磁場、ここではISM磁場の圧縮、および衝撃によって生成された不安定性の両方から発生します。短いGRBの場合、前方衝撃から生じる分極の以前のモデリングでは、完全にまたは部分的に衝撃面に閉じ込められたランダムフィールドを考慮していました。ただし、ISM磁場は、ランダムな成分と規則的な成分の両方で構成されている可能性があります。ここでは、規則的な成分とランダムな成分の両方を持つ、より現実的な磁場の影響を調べます。半解析モデルを提示し、さまざまな磁場構成で生じる分極曲線を計算します。順序付けられたコンポーネントの存在は、ランダムなコンポーネントよりもはるかに弱いが、検出可能な明確なシグネチャを持っていることがわかります。オブザーバー平面にない順序付けられたコンポーネントが存在する場合、次のことを示します。i）ジェット内部のオブザーバーの場合、偏光角$\theta_p$は、すべての残光フェーズの間一定のままか、90\textdegreeよりも小さい変動を示します。ランダムな成分のみから予想されるスイング、ii）ジェットの外側の観測者の場合、偏光角は、ジェットが壊れる前の$\theta_p^{\max}$から、ジェットが壊れた後の反対に変化します。また、GRB170817の上限分極には、衝撃面に完全に閉じ込められていないランダムなフィールドが必要であり、ランダムなものの半分の大きさの規則的な成分と互換性があることもわかりました。
激変変数と共生バイナリーのINTEGRALビュー
| Title |
INTEGRAL_view_on_Cataclysmic_Variables_and_Symbiotic_Binaries |
| Authors |
Alexander_Lutovinov_(1,2),_Valery_Suleimanov_(3,1,4),_Gerardo_Juan_Manuel_Luna_(5,6,7),_Sergey_Sazonov_(1,2),_Domitilla_de_Martino_(8),_Lorenzo_Ducci_(3,9),_Victor_Doroshenko_(3,1),_Maurizio_Falanga_(10)_(1_-_Space_Research_Institute,_Moscow,_Russia,_2_-_Moscow_Institute_of_Physics_and_Technology,_Russia,_3_-_University_of_Tubingen,_Germany,_4_-_Kazan_Federal_University,_Russia,_5_-_CONICET-Universidad_de_Buenos_Aires,_Instituto_de_Astronom\'ia_y_F\'isica_del_Espacio_(IAFE),_Argentina,_6_-_Universidad_de_Buenos_Aires,_Facultad_de_Ciencias_Exactas_y_Naturales,_Argentina,_7_-_Universidad_Nacional_de_Hurlingham,_Buenos_Aires,_Argentina,_8_-_INAF_-_Capodimonte_Astronomical_Observatory_Naples,_Italy,_9_-_ISDC_Data_Center_for_Astrophysics,_Versoix,_Switzerland,_10_-_International_Space_Science_Institute,_Bern,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10665 |
白色矮星（WD）の降着は、INTEGRAL天文台によって検出された硬X線源のかなりの部分を構成します。それらのほとんどは、中間極（IP）および極タイプの磁気激変変数（CV）ですが、Novaのようなシステムと光学的に薄い境界層を持つシステム、DwarfNovae（DNs）および共生バイナリ（または共生生物）の寄与です。静止状態のスター、SySs）も無視できません。ここでは、INTEGRALによる激変変数と共生バイナリーの観測から得られた結果の短いレビューを示します。ハイライトの結果には、既知のIP母集団の大幅な増加、IPのかなりの部分のWD質量の決定、磁気CVの光度関数の確立、および主に見える銀河の隆起X線放射の起源の解明が含まれます磁気CVからのハードエミッションに関連付けられます。
磁化された流出における漸進的散逸からのGRBスペクトル
ガンマ線バースト（GRB）プロンプト放出スペクトルのモデリングでは、バンド関数に加えて（準）熱スペクトル成分が必要になる場合があります。光球放出モデルでは、光球以下の散逸によって拡大された顕著な熱成分が、光球半径$r_{\rmph}\sim10^{12}\、$cmで放出されると予想されます。$r<r_s$で漸進的かつ連続的な磁気エネルギー散逸を経て流れを加熱および加速し、バルクのローレンツ因子$\Gamma（r）をもたらす縞風構造の超相対論的強く磁化された流出を検討します=\Gamma_\infty\min[1、（r/r_s）^{1/3}]$、通常$r_{\rmph}<r_s$。同様のダイナミクスとエネルギー散逸率は、ストライプ/フィールド反転のない非常に可変の磁化された流出でも期待されます。粒子エネルギー注入の2つのモードが考慮されます：（a）べき法則電子、例えば磁気再結合によって加速され、（b）すべての電子（および$e^\pm$ペア）の連続分散加熱。MHDの不安定性が原因です。時間分解エネルギースペクトルは、光子-電子-陽電子プラズマの結合運動方程式を展開する数値コードを使用して取得されます。（i）赤方偏移$z$の光源の場合、熱成分は$（1+z）E_{\rmpk}\sim0.2-1\、$MeVでピークに達し、注入された合計がエネルギー密度が熱を超える、（ii）べき乗則電子は主にシンクロトロン放射によって冷却するが、分散加熱シナリオの穏やかな相対論的でほぼ単一エネルギーの電子は、熱ピーク光子のComptonizationによって冷却する、（iii）両方のシナリオで低エネルギーが得られる$E_{\rmbr}\approxE_{\rmth}$でブレークし、（iv）$0.5（1+z）^{-1}\、$keVX線放出がべき乗則で抑制されます射出の場合ですが、分散暖房のシナリオが想定されています。エネルギー依存の線形分極は、2つのエネルギー注入のケースを区別できます。
GRBプロンプトエミッションの分極とPOLARのデータへのその応用
シンクロトロン放射偏光は、磁場構成に非常に敏感です。最近、ガンマ線バースト（GRB）残光フェーズでの混合（SM）磁場によるシンクロトロン放射の偏光が開発されました。ここでは、これらのSMモデルをGRBプロンプト位相に適用し、それらの偏光特性を、純粋に秩序立った（SO）磁場におけるシンクロトロン放射の偏光特性と比較します。SMモデルの偏光特性は、対応するSOモデルのこれらの特性と非常に似ていることがわかります（たとえば、整列秩序部分（SMA）のある混合磁場でのシンクロトロン放射と、純粋秩序整列磁場（SOA）のあるシンクロトロン放射））、より低い偏光度（PD）でのみ。モデルの統計的特性についても説明します。シミュレートされたバーストのPDは、純粋に規則化されたトロイダル磁場（SOT）でSOAとシンクロトロン放射の両方で約$25\％$に集中していますが、SMAとシンクロトロン放射では$0\％$から$25\％$の範囲です。$\xi_B$の値、つまりランダム磁場の磁場に対する磁場の減少と磁場の減少の比率に応じて、トロイダル秩序部分（SMT）を含む混合磁場で。統計から、大多数のGRBのPDがゼロ以外の場合、SOおよびSMモデルが優先されます。さらに、大部分のGRBのPDよりもPDが著しく低い明るいGRBがある場合、SOT（SMT）モデルが優先されます。すべての明るいGRBに多数のPDと同等のPDがある場合、SOA（SMA）モデルが優先されます。最後に、POLARのデータに結果を適用し、観測されたバーストの$\sim10\％$時間統合PDがSMAおよびSMTモデルを優先し、これらのバーストの$\xi_B$パラメータが約1.135に制限されていることを確認します。
銀河バルジと銀河円盤のミリ秒パルサーの比較
銀河中心超過（GCE）は、フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）データで見つかった銀河の中央領域にある拡張ガンマ線源です。GCEの主要な説明の1つは、銀河バルジのミリ秒パルサー（MSP）の未解決の母集団です。星形成履歴が異なるため、銀河バルジのMSPは古く、銀河円盤のMSPよりも暗くなっています。さらに、MSPのスペクトルパラメーターと対応する中性子星のスピンダウン率の間の相関が観察されています。これは、バルジMSPがディスクMSPとスペクトル的に異なる可能性があることを意味します。MSPの形成から観察までの詳細なモデリングを実行します。相関関係は確認していますが、不確実性を考慮に入れると、バルジMSPとディスクMSPのスペクトルを大幅に区別するのに十分なほど大きいとは言えません。私たちの結果は、銀河円盤内の解決されたMSPからのガンマ線信号を説明できるMSPの集団と、箱型バルジと核バルジの未解決MSPが、これらすべての異なる環境に共通する天体物理学的情報源。GCEを説明するために内部のGalaxyMSPに異常があることを要求しません。さらに、バルジMSPの分布にはより正確なジオメトリを使用します。細長い箱型のバルジの形態は、バルジMSPの一部がより近くにあり、解決が容易であることを示しています。バルジの母集団に属する可能性が高い、解決済みの3つのMSPを特定します。
マグネタージャイアントフレアに起因するGRB 200415A：過渡的なGeV放出、10年のフェルミLATの上限と意味
| Title |
Magnetar_Giant_Flare_Originated_GRB_200415A:_Transient_GeV_emission,_Ten-year_Fermi-LAT_Upper_Limits_and_Implications |
| Authors |
Vikas_Chand,_Jagdish_C._Joshi,_Rahul_Gupta,_Yu-Han_Yang,_Dimple,_Vidushi_Sharma,_Jun_Yang,_Manoneeta_Chakraborty,_Jin-Hang_Zou,_Lang_Shao,_Yi-Si_Yang,_Bin-Bin_Zhang,_S._B._Pandey,_Ankush_Banerjee,_and_Eman_Moneer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10822 |
ジャイアントフレア（GF）は、ソフトガンマ線リピーター（SGR）からの異常なバーストであり、1秒未満で大量のエネルギーを放出します。これらのSGR-GFまたはGF候補の残光放出は、それらの組成、相対論的速度、および放出メカニズムを識別する非常に有益な手段です。GRB200415Aは、3.5Mpcで近くの彫刻家銀河と一致する方向で観測された最近のGF候補です。マグネターからのGeV放出はまだ観測されていませんが、ここでは、GRB200415Aの方向でのフェルミによる過去12年間の観測でフラックスを制限しています。観測により、GRB200415Aが一時的なGeV源として観測されていることが確認されます。純粋なペアプラズマの火の玉は、残光の放出中に観測されたエネルギー光子を説明できないことがわかります。運動エネルギーを放射エネルギーに効率的に変換するために、バリオンの乏しい流出がさらに必要です。内部の衝撃を介して光球の下で散逸が起こっている場合、変動性と即発放出の観測された準熱スペクトルを説明できるので、バリオンの豊富な流出も実行可能です。ピークエネルギーと等方性光度の相関のヒントは、時間依存データに存在します。これは、SGRs-GFで見られる$\rmE_p-E_{iso}$相関がこれらのソースに固有である可能性があることをサポートしているため、バリオンの乏しい流出と、注入プロセスから本質的に生じる変動を支持します。
| Title |
MOCCA_SURVEY_Database_I:_Binary_Black_Hole_Mergers_from_Globular_Clusters_with_Intermediate_Mass_Black_Holes |
| Authors |
Jongsuk_Hong,_Abbas_Askar,_Mirek_Giersz,_Arkadiusz_Hypki_and_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10823 |
重力波のために合体する球状星団のブラックホール連星の動的形成は、より高い恒星密度でより頻繁に発生します。一方、中間質量ブラックホール（IMBH）を形成する確率も密度とともに増加します。球状星団からの恒星質量ブラックホールバイナリの母集団に対するIMBHの形成と成長の影響を調査するために、モンテカルロ球状星団シミュレーションデータ（MOCCASURVEYデータベースI）の既存の大規模な調査を分析します。IMBH質量が十分に大きくない場合、またはIMBHシードが後で形成される場合、バイナリブラックホールマージャーの数がクラスターの初期プロパティに基づく予測と一致することを示します。ただし、現在のIMBH質量が$\sim10^4\rmM_{\odot}$よりも大きい場合、または現在のIMBH質量が約を超えている場合、バイナリブラックホールの形成とその後の合併イベントは、予測と比較して大幅に減少します。クラスターの初期総質量の1％。ブラックホールバイナリエスケープの瞬間のシステムの最大ブラックホール質量を調べると、IMBHの形成と成長の前に、マージするバイナリブラックホールの$\sim$90％がエスケープすることがわかります。さらに、恒星質量ブラックホールの大部分はIMBHにマージされるか、巨大なIMBHの場合は球状クラスターから単一のブラックホールとして脱出します。2クラスターの初期分布によって異なります。
GW170817に照らして中性子星のクォーク含有量を見つける
GW170817からの重力波の検出は、中性子星の状態方程式（EOS）を制約する新しい機会を提供しました。この記事では、中性子星コア内部のクォークがGW170817のコンテキストで存在する可能性について調査します。核子相は、利用可能なモデルの完全に包括的なセットを採用した相対論的核平均場アプローチ内で扱われ、クォーク相はバッグモデルで説明されます。ギブス構造を介したクォーク物質への相転移が許可されると、潮汐変形可能性の限界と一致しない核性EOSが一致することを示します。いくつかの核性EOSは、半径0.9km以内に閉じ込められた$0.17M_\odot$以下の小さな質量の純粋なクォーク物質コアの存在をサポートしていることがわかります。また、純粋な核子星で観測された潮汐変形能と中性子星の半径の間の強い相関は、核子-クォーク相転移でも持続し、$R_{1.4}\lesssim12.9$kmの半径に上限を提供する$1.4M_\odot$中性子星。
確率的加速からのべき乗則スペクトル
磁化された乱流における粒子加速の数値シミュレーションは、パイルアップ分布がかなり予想されるところでパワーロースペクトルを最近観察しました。これを、加速率に基づく粒子分離の証拠と解釈します。これは、運動量以外の位相空間変数に対するこの加速効率の重要な依存に関連している可能性があります。2つの連続する運動量ジャンプ間の時間が確率変数になる連続時間ランダムウォークを使用して、運動量空間での対応するトランスポートについて説明します。実験（シミュレーション）タイムスケールが待機時間の分布の全範囲を網羅していない場合、べき乗則が実際に現れることを示します。私たちは、確率論的プロセスの専用の数値モンテカルロ実現と分析近似を再現する分析ソリューションを提供します。私たちの結果は、天体物理学の現象学への応用のために容易に推定できます。
NuSTARおよびAstrosatを使用した4U 1909 + 07のスペクトルおよびタイミング特性の再検討
| Title |
Revisiting_the_spectral_and_timing_properties_of_4U_1909+07_with_NuSTAR_and_Astrosat |
| Authors |
Gaurava_K._Jaisawal,_Sachindra_Naik,_Wynn_C.G._Ho,_Neeraj_Kumari,_Prahlad_Epili,_and_Georgios_Vasilopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11093 |
2015年と2017年7月にそれぞれNuSTARとAstrosatの観測を使用して、高質量X線バイナリパルサー4U1909+07の分析から得られた結果を示します。私たちの研究では、約604秒でのX線脈動が明確に検出されています。長期的なスピン周波数の進化に基づいて、ソースは過去17年間にスピンアップしたことがわかります。軟X線の複雑な幅広い構造から、20keVを超えるエネルギー範囲でプラトーが続く狭い発光ピークを持つプロファイルに進化した、強くエネルギーに依存するパルスプロファイルを観察しました。この動作により、エネルギーとパルス率の間の正の相関が保証されました。パルスプロファイルの形態とそのエネルギー進化は、どちらの観測でもほぼ同じであり、パルサーの持続的な放出形状が経時的に示唆されています。パルサーの広帯域エネルギースペクトルは、鉄の輝線を持つ吸収された高エネルギー指数カットオフパワーの法則モデルによって近似されます。以前のレポートとは対照的に、X線スペクトルにサイクロトロン吸収特性が存在することを示す統計的証拠は見つかりませんでした。NuSTAR観測のデータを使用して、位相分解分光法を実行しました。私たちの結果は、パルサーの特定のパルス位相で吸収材料の明確な兆候を示しました。これらの調査結果は、恒星風の分布と、この送風降着中性子星のビーム形状への影響の観点から説明されています。また、亜音速準球形降着理論と、全スピンアップ速度に応じた4U1909+07の磁場への影響についても確認しました。
QUBIC V：極低温システムの設計と性能
| Title |
QUBIC_V:_Cryogenic_system_design_and_performance |
| Authors |
S._Masi,_E.S._Battistelli,_P._de_Bernardis,_C._Chapron,_F._Columbro,_G._D'Alessandro,_M._De_Petris,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_S._Marnieros,_L._Mele,_A._May,_A._Mennella,_C._O'Sullivan,_A._Paiella,_F._Piacentini,_M._Piat,_L._Piccirillo,_G._Presta,_A._Schillaci,_A._Tartari,_J.-P._Thermeau,_S.A._Torchinsky,_F._Voisin,_M._Zannoni,_P._Ade,_J.G._Alberro,_A._Almela,_G._Amico,_L.H._Arnaldi,_D._Auguste,_J._Aumont,_S._Azzoni,_S._Banfi,_B._B\'elier,_A._Ba\`u,_D._Bennett,_L._Berg\'e,_J.-Ph._Bernard,_M._Bersanelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_D._Burke,_D._Buzi,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_R._Charlassier,_A.C._Cobos_Cerutti,_A._Coppolecchia,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_S._Dheilly,_C._Duca,_L._Dumoulin,_A._Etchegoyen,_A._Fasciszewski,_L.P._Ferreyro,_D._Fracchia,_C._Franceschet,_M.M._Gamboa_Lerena,_et_al._(67_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10659 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）の偏光を測定することを目的とした現在の実験では、極低温検出器アレイと低温光学システムを使用して、空の調査のマッピング速度を高めています。これらの理由により、何年も連続して動作する大きな光学窓を備えた大量の極低温システムが必要です。ここでは、QUBIC（宇宙論用のQおよびUボロメータ干渉計）実験の極低温システムについて報告します。技術デモンストレーター構成での設計、製造、実験最適化、および検証について説明します。QUBICクライオジェニックシステムは、大容量のクライオスタットに基づいており、2つのパルスチューブ冷凍機を使用して、約3Kで冷却します。アレイ、および低温ステージ;干渉計ビームコンバイナを約1Kに冷却する4He蒸発器。フォーカルプレーン検出器アレイの〜0.3Kで冷却する3He蒸発器。極低温システムは、6か月以上の連続運転でテストおよび検証されています。検出器アレイは0.33Kの安定した動作温度に達していますが、偏光変調器は約10Kの基本温度で動作しています。システムは、ボアサイトの高度範囲20度から90度をカバーするように傾けられており、大きな温度変化はありません。これで、装置はアルゼンチンの高地アンデスに配備する準備ができました。
Euclid、Rubin、Romanの共同調査処理：最終レポート
| Title |
Joint_Survey_Processing_of_Euclid,_Rubin_and_Roman:_Final_Report |
| Authors |
R._Chary,_G._Helou,_G._Brammer,_P._Capak,_A._Faisst,_D._Flynn,_S._Groom,_H._C._Ferguson,_C._Grillmair,_S._Hemmati,_A._Koekemoer,_B._Lee,_S._Malhotra,_H._Miyatake,_P._Melchior,_I._Momcheva,_J._Newman,_J._Masiero,_R._Paladini,_A._Prakash,_B._Rusholme,_N._R._Stickley,_A._Smith,_W._M._Wood-Vasey,_H._I._Teplitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10663 |
Euclid、Rubin/LSST、Roman（WFIRST）のプロジェクトは、今後10年間で主力の光学/近赤外線調査を実施します。数千平方フィートの空をマッピングし、0.3〜2ミクロンの電磁スペクトルをサブアーク秒の解像度でカバーすることにより、これらのプロジェクトは数百億のソースを検出し、天文学コミュニティによる幅広い天体物理学的調査を可能にし、かつてない制約を提供します。暗黒エネルギーと暗黒物質の性質について。これらのミッションから得られる宇宙論、天体物理学、時間領域の科学の究極の成果には、個々の調査プロジェクトの範囲外のピクセルレベルでの共同調査処理（JSP）機能が必要です。ここで対象とするJSPの取り組みは、2つの高レベルの目的を提供します。1）これらの調査がオーバーラップする空の領域全体に正確なコンコーダンスの多波長画像とカタログを提供します。コンコーダンスの画像とカタログを分析して、幅広い宇宙物理学の目標を策定し、研究コミュニティが対応できるようにします。約200WYの費用で、JSPは米国（および国際）の天文学コミュニティがフラグシップデータセットを操作し、太陽系オブジェクトの特性評価、太陽系外惑星の検出、近くの銀河の回転速度や暗黒物質の特性から画期的なものまで、革新的な科学調査を行うことができます再イオン化研究。それはまた、宇宙論的パラメーターと暗黒エネルギーの性質に対する究極の制約を考慮に入れ、はるかに小さな不確実性と、1回の調査のみによるよりも体系的な扱いを改善します。
QUBIC VI：極低温半波プレートローテーター、設計およびパフォーマンス
| Title |
QUBIC_VI:_cryogenic_half_wave_platerotator,_design_and_performances |
| Authors |
G._D'Alessandro,_L._Mele,_F._Columbro,_G._Amico,_E.S._Battistelli,_P._de_Bernardis,_A._Coppolecchia,_M._De_Petris,_L._Grandsire,_J.-Ch._Hamilton,_L._Lamagna,_S._Marnieros,_S._Masi,_A._Mennella,_C._O'Sullivan,_A._Paiella,_F._Piacentini,_M._Piat,_G._Pisano,_G._Presta,_A._Tartari,_S.A._Torchinsky,_F._Voisin,_M._Zannoni,_P._Ade,_J.G._Alberro,_A._Almela,_L.H._Arnaldi,_D._Auguste,_J._Aumont,_S._Azzoni,_S._Banfi,_B._B\'elier,_A._Ba\`u,_D._Bennett,_L._Berg\'e,_J.-Ph._Bernard,_M._Bersanelli,_M.-A._Bigot-Sazy,_J._Bonaparte,_J._Bonis,_E._Bunn,_D._Burke,_D._Buzi,_F._Cavaliere,_P._Chanial,_C._Chapron,_R._Charlassier,_A.C._Cobos_Cerutti,_G._De_Gasperis,_M._De_Leo,_S._Dheilly,_C._Duca,_L._Dumoulin,_A._Etchegoyen,_A._Fasciszewski,_L.P._Ferreyro,_D._Fracchia,_C._Franceschet,_M.M._Gamboa_Lerena,_K.M._Ganga,_et_al._(68_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10667 |
インフレーション重力波Bモード偏光検出は、世界中の現代の大角度スケールの宇宙マイクロ波背景（CMB）実験の最終目標です。この微弱な偏光成分を入射放射線から分離するためにさまざまな方法を使用して、多くの地上ベースの気球搭載および衛星実験の配備が行われています。主に使用されている手法の1つは、回転半波長板（HWP）と直線偏光子を使用して、残留偏光が低い偏光成分を分離および変調するストークス偏光測定です。このホワイトペーパーでは、QUBICStokes偏光計について説明し、その設計機能と性能を強調しています。これらのデバイスの一般的な体系は、回転と同期し、光学素子の放射率に比例する大きなスプリアス信号の生成です。QUBICStokesPolarimeterの主要な機能は、この不要なコンポーネントを最小限に抑えるために極低温で動作することです。低温でこの大きな光学素子を効率的に動かすことは、摩擦力の散逸を減らすために大きな工学的課題を構成します。設計段階では、パーツ間の熱収縮差を最小限に抑えるために、大きな注意が払われています。回転は、極低温での熱負荷散逸を回避するために、クライオスタットの外側に配置されたステッピングモーターによって駆動されます。この作業で提示されたテストと結果は、ステッピングモーターの精度と光学式アブソリュートエンコーダーを使用するだけで、QUBIC旋光計が位置決めにおいて0.1{\deg}未満の精度を簡単に達成できることを示しています。回転は、2番目の極低温段階（〜8K）でわずか数mKの余分な電力負荷を引き起こします。
Subaru / SCExAO + VAMPIRESによる高コントラストH $ \ alpha $イメージング
| Title |
High-contrast_H$\alpha$_imaging_with_Subaru/SCExAO+VAMPIRES |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Barnaby_Norris,_Nemanja_Jovanovic,_Julien_Loni,_Peter_Tuthill,_Olivier_Guyon,_Tomoyuki_Kudo,_Jun_Hashimoto,_Motohide_Tamura,_Frantz_Martinache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10780 |
スバル/SCExAO+VAMPIRESを使用したH$\alpha$ハイコントラストイメージング観察の現在の状態を示します。（ダブル）スペクトル微分イメージング（SDI）および角度微分イメージング（ADI）と組み合わせた、光波長での適応光学補正は、omiCetの周りのリングフィーチャーを解決し、RYタウの周りのジェットのH$\alpha$カウンターパートを検出できました。ADIとSDIの順序を変更して後処理をテストし、コントラスト制限の両方が$0.3^{\prime\prime}$で$\sim10^{-3}-5\times10^{-4}$を達成しました。これは、VLT/SPHERE、VLT/MUSE、MagAOなど、南半球の他のH$\alpha$ハイコントラストイメージング装置に匹敵します。現在の波面センシングと光学波長での補償光学補正は経験的にエアマスに依存しており、スバル/バンパイアは北半球ターゲットのH$\alpha$ハイコントラストイメージングに絶好の機会を提供します。
CMB測定用の大規模分極エクスプローラー（LSPE）：パフォーマンス予測
| Title |
The_large_scale_polarization_explorer_(LSPE)_for_CMB_measurements:_performance_forecast |
| Authors |
The_LSPE_collaboration:_G._Addamo,_P._A._R._Ade,_C._Baccigalupi,_A._M._Baldini,_P._M._Battaglia,_E._S._Battistelli,_A._Ba\`u,_P._de_Bernardis,_M._Bersanelli,_M._Biasotti,_A._Boscaleri,_B._Caccianiga,_S._Caprioli,_F._Cavaliere,_F._Cei,_K._A._Cleary,_F._Columbro,_G._Coppi,_A._Coppolecchia,_F._Cuttaia,_G._D'Alessandro,_G._De_Gasperis,_M._De_Petris,_V._Fafone,_F._Farsian,_L._Ferrari_Barusso,_F._Fontanelli,_C._Franceschet,_T.C._Gaier,_L._Galli,_F._Gatti,_R._Genova-Santos,_M._Gerbino,_M._Gervasi,_T._Ghigna,_D._Grosso,_A._Gruppuso,_R._Gualtieri,_F._Incardona,_M._Jones,_P._Kangaslahti,_N._Krachmalnicoff,_L._Lamagna,_M._Lattanzi,_M._Lumia,_R._Mainini,_D._Maino,_S._Mandelli,_M._Maris,_S._Masi,_S._Matarrese,_A._May,_L._Mele,_P._Mena,_A._Mennella,_R._Molina,_D._Molinari,_G._Morgante,_U._Natale,_F._Nati,_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11049 |
[要約]宇宙マイクロ波背景放射の偏光の測定は、宇宙論における現在のフロンティアの1つです。特に、原始のBモードの検出は、初期宇宙における重力波の存在を明らかにする可能性があります。そのような成分の検出は、現在、宇宙のごく初期の進化を説明するインフレ理論を調査するための最も有望な手法です。CMB偏波の測定に特化したプログラムである大規模偏波エクスプローラー（LSPE）の更新されたパフォーマンス予測を提示します。LSPEは、テネリフェ島の地上にある放射計ベースの望遠鏡であるStripと、冬の北極成層圏の長時間の気球で飛行するように設計されたボロメーターベースの機器であるSWIPE（PolarizationExplorerの短波長機器）の2つの機器で構成されています。このプログラムは北半球の観測に特化した数少ないプログラムの1つですが、国際的な取り組みのほとんどは南半球の地上観測に集中しています。測定は現在、SWIPEの2021/22冬に飛行期間が最大15日間、2021年の夏にストリップの2年間の観測が予定されています。パフォーマンス予測への影響の観点から、2つの計測器の主な機能を説明し、設計の最も重要な側面を識別します。各機器の予想される感度を推定し、それらを組み合わせた観測力を、スキャン戦略、コンポーネントの分離、残りの前景、部分的な空のカバレッジなどの宇宙論的パラメーターの感度に反映します。また、最も重要な系統的影響の制御に関する要件を設定し、その影響を軽減するための手法について説明します。LSPEはテンソルとスカラーの比が$\sigma_r<0.01$の感度に達し、他の宇宙論的パラメーターの制約を改善できます。
太陽風プラズマの屈折率からのLISAでの重力波信号の背景
宇宙ベースの重力アンテナ、特に2017年にL3ミッションコンセプトのESA呼び出しに対応して導入されたLISAコンセプトは、重力波の予想される信号と干渉する強力なバックグラウンド信号に敏感になるという強い兆候が示されています。誤った信号は、太陽風の電子数密度の変動によるもので、惑星間空間を流れるプラズマの屈折率に変動を引き起こします。その対策として、二つの解決策が提案されている。最初の解決策は、LISAミッションに十分な太陽風検出器を配備して、太陽風の背景に関する信頼できる知識を可能にすることです。2番目の解決策は、LISA干渉計に別個の波長の2番目のレーザービームを装備して、干渉データからバックグラウンドの太陽風信号をキャンセルできるようにすることです。
スーパーチャンドラセカールオブジェクトのX線観察により、推定SN Iax残骸に埋め込まれたONeMgとCO白色矮星の融合生成物が明らかになる
| Title |
X-rays_observations_of_a_super-Chandrasekhar_object_reveal_an_ONeMg_and_a_CO_white_dwarf_merger_product_embedded_in_a_putative_SN_Iax_remnant |
| Authors |
Lidia_M._Oskinova,_Vasilii_V._Gvaramadze,_Goetz_Graefener,_Norbert_Langer,_Helge_Todt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10612 |
2つの白色矮星（WD）の合併は、多くの連星の進化の自然な結果です。最近、スーパーチャンドラセカールWDマージ製品、IRAS00500+6713が特定されました。IRAS00500+6713は、円形星雲に埋め込まれた中心の星で構成されています。中心の星の光スペクトルの分析は、それが熱く、水素とヘリウムを含まず、記録的な破壊速度で非常に速い風を動かすことを明らかにしました。星雲は赤外線で最初に検出されましたが、光学系でもUVでも見えません。我々の観測の前に星雲分光法は得られませんでした。ここでは、IRAS00500+6713の最初のディープX線イメージング分光観測を報告します。中心の星と星雲の両方がX線で検出され、WDマージャー製品が新しい明確なタイプの強力なX線源であることを示しています。低解像度のX線スペクトルは、中心の星と星雲の大きなネオン、マグネシウム、シリコン、硫黄の濃縮を明らかにします。IRAS00500+6713はONeMgとCOWDの合併から生じたものであり、合併は炭素燃焼のエピソードに関連しており、SNIaxを伴う可能性があると結論付けています。X線では、周囲の拡散星雲が超新星残骸である一方で、マージプロダクトに関連する点光源を観察します。IRAS00500+6713は、別の奇妙なタイプI超新星でその進化を終わらせる可能性があり、中性子星への最終的なコア崩壊は、電子捕獲によって引き起こされ、ミリ秒のパルサーを生成する可能性があります。
| Title |
Chromospheric_resonances_above_sunspots_and_potential_seismological_applications |
| Authors |
T._Felipe,_C._Kuckein,_S._J._Gonz\'alez_Manrique,_I._Milic,_C._R._Sangeetha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10623 |
黒点傘の振動は、光球と彩層の間に顕著な違いを示します。これらの観測を説明するために提案された2つの競合するシナリオを評価します。彩層共鳴空洞と、光球から上層大気層に移動する波です。数値シミュレーションを使用して、両方のモデルの振動を分析しました。それらは、低（NaID2）および高（HeI10830\AA）彩層での観測と比較されています。共振空洞のノードは、位相ジャンプまたはパワーディップとして検出できますが、後者の識別は、共振の存在を主張するのに十分ではありません。対照的に、速度と温度の変動の間の位相差は、定在波を明らかにし、アンブレの上に音響共振器の存在を明確に証明します。私たちの調査結果は、共鳴ノードの検出を通じて活動領域彩層を探査する新しい地震法を提供します。
絶対等級、距離、および二値性のデータ駆動型分光推定-LAMOSTのO型およびB型の16,002星の方法とカタログ
| Title |
Data-driven_spectroscopic_estimates_of_absolute_magnitude,_distance_and_binarity_--_method_and_catalog_of_16,002_O-_and_B-type_stars_from_LAMOST |
| Authors |
Mao-Sheng_Xiang,_Hans-Walter_Rix,_Yuan-Sen_Ting,_Eleonora_Zari,_Kareem_El-Badry,_Hai-Bo_Yuan,_Wen-Yuan_Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10637 |
距離と二値性を推測するために{\itGaia}視差と組み合わせて、LAMOSTスペクトルからO型およびB型星の絶対等級を推定するデータ駆動型の方法を提示します。この方法は、正確な{\itGaia}視差を持つ星で訓練されたニューラルネットワークモデルをスペクトルに適用し、0.25\、magの精度で$K_{\rms}$バンド絶対等級$M_{Ks}$を予測します。これは、分光距離で12\％の精度に対応します。遠い星（たとえば、$>5$\、kpc）の場合、分光$M_{Ks}$からの制約を含めると、{\itGaia}視差のみからの推論と比較して、距離推定が大幅に向上します。私たちの方法は、最初にPCA再構成を介してそれらを識別し、次に$M_{Ks}$推定のためにそれらを個別に処理することにより、輝線星に対応します。また、{\itGaia}視差から推測される幾何学的$M_{Ks}$からの分光$M_{Ks}$の偏差を介して特定する未解決のバイナリ/マルチスターも考慮に入れます。このバイナリ識別方法は、質量がほぼ等しい未解決のバイナリに対して特に効率的であり、未解決のバイナリシステムまたはマルチスターシステムを識別するための便利な補足方法を提供します。分光学的$M_{Ks}$、絶滅、距離、輝線のフラグ、LAMOSTDR5の16,002OB星のバイナリ分類のカタログを提示します。方法の説明として、$M_{Ks}$と謎のLB-1システムまでの距離を決定します。（2019）はブラックホールの存在と不正確な視差測定について主張しており、誤った{\itGaia}視差の証拠は見つかりません。
アクティブな惑星をホストするMドワーフAUマイクの磁場
AUMicは、非常に活発な若いMドワーフスターであり、デブリディスクと少なくとも1つの通過する海王星サイズの惑星を持っています。ここでは、以前に公開されていない高解像度の光学および近赤外分光偏光測定に基づいた、AUMicの磁場の詳細な分析を示します。恒星の光球線における円偏光および直線偏光のシグネチャの体系的な検出について報告します。以前のデータの暫定的なゼーマンドップラーイメージングモデリングは、表面平均強度が約90Gの非軸対称グローバルフィールドを示唆しています。同時に、直線偏光観測により、はるかに強い$\約$2kGの軸対称双極フィールドの存在が示されています、これは、AUMicの赤道オンの方向により、円偏波信号を提供しません。個別のゼーマンの広がりと強化の分析により、YバンドとKバンドの原子線からそれぞれ2.3および2.1kGの平均場係数を決定できました。これらの磁場測定は、AUMic惑星系内の環境条件を理解するために不可欠です。
Fokker-Planck運動論を使用したフレア内の非熱粒子の輸送のモデリング
| Title |
Modeling_the_Transport_of_Nonthermal_Particles_in_Flares_Using_Fokker-Planck_Kinetic_Theory |
| Authors |
Joel_C._Allred,_Meriem_Alaoui,_Adam_F._Kowalski,_Graham_S._Kerr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10671 |
太陽コロナの加速領域からフレアのフットポイントでの最終的な熱化まで、フレア中に加速された高エネルギー粒子の輸送をモデル化するための新しいアプローチについて説明します。私たちの手法は、Fokker-Planck方程式を数値的に解き、不均一な電離、シンクロトロン放射反応、磁気ミラーリング、および戻り電流電場を伴う磁束ループ内のクーロン衝突に対応する力を含みます。Fokker-Planck方程式の解には、2次のピッチ角と運動量拡散が含まれます。任意の質量と電荷の粒子に適用できます。衝突を追跡することにより、これらの粒子が周囲の恒星大気と相互作用するときに生成される制動放射を予測します。これは、観察結果と直接比較し、加速粒子のエネルギー分布を制約するために使用できます。数値コードにFPと名前を付けて、一般用に配布しました。いくつかのテストケースでその効果を実証しています。
地上ベースの測光観測からの太陽放射照度のモデリング
| Title |
Modelling_solar_irradiance_from_ground-based_photometric_observations |
| Authors |
Theodosios_Chatzistergos_and_Ilaria_Ermolli_and_Fabrizio_Giorgi_and_Natalie_A._Krivova_and_Cosmin_Constantin_Puiu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10735 |
全太陽放射照度（TSI）は1978年から宇宙から監視されています。測定値は、太陽周期との位相の顕著な変動と、数日より短いタイムスケールの変動を示しています。ただし、測定は複数の、通常は比較的短期間のミッションによって行われ、TSIの長期的なトレンドの可能性が非常に不確実になっています。UV放射照度の変動は明らかに太陽周期と同相ですが、可視範囲の変動の位相については議論されています。このホワイトペーパーでは、1996年以降のTSIの長期的な傾向と、スペクトルの可視部分における太陽放射照度変動の位相についての洞察を得ることを目的としています。Ca〜II〜Kの独立した地上ベースの全円盤測光観測とローマおよびサンフェルナンド観測所からの連続体を使用して、1996年以降のTSIを計算します。測光合計インデックスに基づく経験的なサンフェルナンドアプローチに従います。TSIは1996年の間に-7.8$^{+4.9}_{-0.8}\times10^{-3}$Wm$^{-2}$y$^{-1}$の弱い減少傾向にありますおよび2008年の活動の最小値、2008年から2019年の間に、再構築されたTSIは、-0.1$^{+0.25}_{-0.02}\times10^{-3}$Wm$のわずかに減少する（しかし統計的には重要ではない）傾向を示さない^{-2}$y$^{-1}$。再構成に使用される参照TSIシリーズは、決定された傾向に大きな影響を与えません。青色の連続体（409.2nm）の変動はかなり平坦ですが、赤色の連続体（607.1nm）の変動はわずかに逆位相ですが、この結果は画像の静かな太陽レベルの正確な評価に非常に敏感です。これらの結果は、全太陽放射照度の長期変動に対するさらなる洞察を提供します。可視領域の変動の振幅は、処理の不確実性を下回っているため、変動の位相の評価ができません。
LAMOST- $ Kepler $プロジェクトの概要
| Title |
Overview_of_the_LAMOST-$Kepler$_project |
| Authors |
J.N._Fu,_P._De_Cat,_W._Zong,_A._Frasca,_R.O._Gray,_A.B._Ren,_J._Molenda-\.Zakowicz,_C.J._Corbally,_G._Catanzaro,_J.R._Shi,_A.L._Luo,_and_H.T._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10776 |
NASAの$Kepler$ミッションは、2009年から2013年にかけて、元の視野にある多数の星の長期的な高品質の測光観測を取得しました。信頼できる恒星パラメータを均一に提供するために、LAMOST望遠鏡は持ち運び始めました2012年に$Kepler$フィールドで可能な限り多くの星の低解像度分光観測を出力します。2018年9月までに、SNR$_g\geq6$の238,386個の低解像度スペクトルが$Kepler$フィールドの155,623個の星について収集されました、大気パラメータと半径速度の決定、およびターゲット星のスペクトル分類を可能にします。この情報は、天文学者によって、恒星の脈動とアステロスミスロジー、太陽系外惑星、恒星の磁気活動とフレア、特異な星と天の川、連星などを含むさまざまな分野で研究を実行するために使用されています。LAMOST-$Kepler$（LK）プロジェクトからのデータの使用が役割を果たしました。さらに、2018年以降、$Kepler$フィールドの4つの中央プレートで約12,000の星について、時間領域の中解像度分光観測が行われました。現在利用可能な結果は、LAMOST-$Kepler$中解像度（LK-MRS）観測は、バイナリ、高振幅の脈動する星などを含む追加の科学プロジェクトでの研究に適した適格なデータを提供します。LAMOSTは$Kepler$フィールドの星の低解像度と中解像度の両方のスペクトルを収集し続けているため、より多くのデータを期待していますLKプロジェクトデータに基づいて継続的にリリースされ、新しい科学的結果が表示されます。
MARVEL分析による12C14Nの実験的エネルギーレベル
シアノラジカル（CN）は、天文学と化学の多くの異なる分野にわたる重要な分子です。\Marvel{}（測定されたアクティブな回転振動エネルギーレベル）アルゴリズムを使用して、CNの8つのダブレット状態について、不確実性のある正確な経験的回転振動エネルギーレベルが決定されます。\notrans{}遷移は、\nosources{}の公開されたさまざまなソースから検証され、\noenergy{}スピン-回転振動エネルギーレベルを生成しました。\Marvel{}分析から得られた経験的エネルギーレベルは、\Mollist{}行リストからの現在のエネルギーレベルと比較されます。\Mollist{}遷移周波数は\Marvel{}エネルギーレベルデータで更新されます。これにより、実験データを通じて取得された周波数が、元の11.3\％から\alert{77.3\％}になり、遷移の92.6\％が強度になります。1000Kで10$^{-23}$cm/分子以上が実験データから判明しました。2000Kでは、パーティション関数の100.0\％は\Marvel{}エネルギーレベルのみを使用して回復されますが、98.2\％は5000Kでも回復されます。
恒星内部の放射加速度を評価するための改善されたパラメトリック法
| Title |
An_improved_parametric_method_for_evaluating_radiative_accelerations_in_stellar_interiors |
| Authors |
G._Alecian,_F._LeBlanc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10954 |
単一値パラメーター（SVP）法は、他の方法よりもはるかに高速に恒星内部の放射加速度を計算する可能性を提供するパラメトリック法です。約10年間、いくつかの恒星進化の数値コードで実装されています。本稿では、原子/不透明度データベースから、この方法を使用するために必要なSVPテーブルの準備プロセスで最近もたらした改善点と、より大きな恒星質量ドメイン（1から10質量）メインシーケンス。メソッドの有効性ドメインについて説明します。また、新しいテーブルやコードに自由にアクセスし、恒星進化のコードで実装できるWebサイトも紹介しています。
巨星の混合双極子モードの識別を自動化する試み
星の混合モードの存在は恒星の進化のマーカーです。それらの検出は恒星の年齢のより良い決定に役立ちます。この論文の目的は、人間の介入なしに自動的に双極子モードを特定することです。メソッドの適用には、ケプラーミッションで取得したパワースペクトルを使用します。結合係数、双極子周期間隔、およびその他のパラメーターの関数として、漸近双極子モード周波数を計算します。星ごとに、モノポールとダイポールの混合モードに配置されたエシェルダイアグラムでパワーを折りたたみます。ゼロ周波数でのパワーは性能指数として使用されます。次に、遺伝的アルゴリズムを使用して、パワースペクトルの双極子周波数の位置を調整することにより、性能指数を最適化します}。公開された周波数を使用して、漸近ダイポールモード周波数を公開された周波数と比較します。また、非線形最小二乗近似を使用して結合係数と双極子周期間隔を導出するために、公開された周波数を使用しました。各パラメーターの誤差範囲を導出するために、非線形最小二乗近似のモンテカルロシミュレーションを使用します。調査された44のサブジャイアントから、自動識別により、32の星のモードの3$\mu$Hzのモードの少なくとも80\％、37の星のモードの6$\mu$Hzのモードの少なくとも90％を取得できます。最適化および適合された重力モードの周期間隔と結合係数は、以前の測定値と一致します。モンテカルロシミュレーションから推定された混合モードパラメーターのランダムエラーは、以前に決定されたエラー（実際には系統的エラー）の約30〜50分の1です。サブジャイアントにおける混合モードの周期間隔と結合係数が確認されています。現在の自動化された手順は、より正確な漸近モデルおよび/または適切な統計的検定を使用して改善する必要があります。
遷移相における4つの重い星の近赤外特性
| Title |
Near-infrared_characterization_of_four_massive_stars_in_transition_phases |
| Authors |
Yanina_R._Cochetti_(1,2),_Michaela_Kraus_(3),_Mar\'ia_L._Arias_(1,2),_Lydia_S._Cidale_(1,2),_T\~onis_Eenm\"ae_(4),_Tiina_Liimets_(3,4),_Andrea_F._Torres_(1,2),_and_Anlaug_A._Djupvik_(5)_((1)_Departamento_de_Espectroscop\'ia,_Facultad_de_Ciencias_Astrono\'omicas_y_Geof\'isicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_Argentina,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata,_CONICET-UNLP,_Argentina,_(3)_Astronomical_Institute,_Czech_Academy_of_Sciences,_Czech_Republic,_(4)_Tartu_Observatory,_University_of_Tartu,_Estonia,_(5)_Nordic_Optical_Telescope,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11017 |
大規模な星は通常、強い質量損失と時折の質量噴火を伴う短命のポストメインシーケンス進化段階を経ます。移行段階にあるそのような大規模な星の多くは、ほこりっぽいエンベロープに基づいて識別されています。放出された物質はしばしば恒星の光球を覆い隠すので、中心の星には適切なスペクトル型と進化段階を割り当てることができません。赤外線スペクトル範囲は、進化した大質量星の分類およびそれらの環境の特性評価に理想的であることが証明されています。そのようなダストで覆われた4つのオブジェクトの中心星に関する知識を向上させるために、[GKF2010]MN83、[GKF2010]MN108、[GKF2010]MN109、および[GKF2010]MN112を収集し、最初の中解像度K-$2.3\、-\、2.47\、\mu$m領域のバンドスペクトルと、JHKの色-色図における星の位置について説明します。MN83とMN112の両方の輝線スペクトルが、ルミナスブルー変数（LBV）の星に通常見られる特性を示していることがわかります。さらに、新たに報告されたMgIIラインの存在と強さは、LBV候補を特定するための新しい補完的な基準として使用される可能性があることを提案します。他の2つのオブジェクトのスペクトルは、MN108がOタイプのスーパージャイアントであるのに対し、MN109はアクティブフェーズのLBV候補である可能性があることを示しています。星への赤化の下限を導き出し、赤くなったすべての3つが確認済みのLBVの領域に分類されることを確認します。
2009年の非常に静かな太陽活動状態でのX線フレアとコロナ質量放出（CME）
| Title |
X-ray_flares_and_coronal_mass_ejections_(CMEs)_during_very_quiet_solar_activity_conditions_of_2009 |
| Authors |
Kamsali_Nagaraja,_Praveen_Kumar_Basuvaraj,_S._C._Chakravarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11157 |
太陽フレア（SF）は、大きなエネルギー放出に関連する太陽表面上で観測される突然の増光です。通常、X線放出のバーストを伴うフレアの後には、コロナ質量放出（CME）と呼ばれる太陽大気からの電子とイオンの大量放出が続きます。太陽磁場が再接続とエネルギーの放出を通じてその構成を変更し、SFとCMEを引き起こす太陽プラズマを加速する可能性があるという証拠があります。この研究は、2009年の非常に低い太陽活動年と2002年の適度に高い太陽活動の間のSOHOとGOES衛星からのSFとCMEデータを調査します。宇宙の気象条件に影響を与えるより現実的な予測モデル。
高質量星の非地震学：宇宙望遠鏡による恒星内部の新しい洞察
| Title |
Asteroseismology_of_high-mass_stars:_new_insights_of_stellar_interiors_with_space_telescopes |
| Authors |
Dominic_M._Bowman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11162 |
巨大な星は宇宙の重要な金属工場です。彼らは短命でエネルギッシュな人生を送っています、そしてそれらの多くは必然的に超新星として爆発し、中性子星またはブラックホールになります。次に、巨大な星の形成、進化、爆発的な死は、周囲の星間物質に影響を与え、それらのホスト銀河の進化を形作ります。しかし、最終的な超新星の化学収量やコンパクトオブジェクトの残余質量など、大規模な星の化学的および動的な進化は、前駆星の内部物理学に強く依存しています。現在のところ、大規模な星の内部で動作するさまざまな物理的プロセスについて、経験的に調整された処方箋が不足していますが、これは現在、アステロシアスモロジーによって改善されています。恒星の振動を使用した恒星の構造と進化の研究-アステロスミス学-は、宇宙望遠鏡による高精度の時系列測光のおかげで、過去20年間で革命を遂げました。特に、MOST、CoRoT、BRITE、Kepler/K2、およびTESSミッションによって提供された長期的な光度曲線は、測光精度、継続時間、および周波数分解能の点で非常に貴重なデータセットを提供し、星占いを大規模な星に適切に適用し、それらの内部物理学を調査しました。大質量星における恒星の脈動の観測とその後のモデリングにより、これらの星の恒星構造と進化モデルに欠けている主要な成分が明らかになりました。このように、アスタリスクは、ヘルツスプルングラッセル図の非常に縮退した部分の中で恒星物理学を校正するための新しい窓を開いています。このレビューでは、地上ベースおよび初期の宇宙ミッションを使用して行われた進歩の歴史的概要を提供し、現代の宇宙望遠鏡を用いた星雲学による大規模な星の内部の理解における最近の進歩とブレークスルーについて説明します。
| Title |
Composite_Dark_Matter_from_Strongly-Interacting_Chiral_Dynamics |
| Authors |
Roberto_Contino,_Alessandro_Podo,_Filippo_Revello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10607 |
あるクラスのカイラルゲージ理論が研究され、偶然に安定した疑似南部-ゴールドストーンボソンが暗黒物質（DM）の役割を果たす。ゲージグループには、電弱スケールよりも大きいエネルギーで閉じ込められるベクトルのような暗い色係数と、弱く結合されたままで自然に壊れる${\rmU}（1）_D$係数が含まれます。DM質量を含むすべての新しいスケールが動的に生成され、IRダイナミクスは完全に計算可能です。ダークフェルミオンが標準モデル（SM）ゲージグループの非自明なベクトルのような表現に変換されるこの種の最小モデルを分析します。現実的なモデルでは、DM候補はSMシングレットであり、高エネルギーのコライダーで発見できる有償パートナーと一緒に来ます。したがって、最も低い状態の新しい状態の現象論は、天体物理学的観測と実験室実験の相関予測によって特徴付けられます。
ダークセクターは、ループのない3つの体の崩壊からの低スケールレプトン生成を支援しました
| Title |
Dark_Sector_Assisted_Low_Scale_Leptogenesis_from_Three_Body_Decay_without_Loops |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Devabrat_Mahanta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10627 |
最小限のフレームワークで3つの本体の崩壊、暗黒物質、ニュートリノの質量からツリーレベルのレプトン生成を実現する可能性を研究します。私たちは、CPの非対称性が複数のツリーレベルダイアグラムの干渉から生じる3体の崩壊からのレプトジェネシスのアイデアを実装する、この種のモデルの最初のものを提案します。標準モデルは、3つの重い一重項フェルミオンによって拡張されます。これらの一重項フェルミオンのうちの2つは、スコットジェニックな方法で放射レベルで軽いニュートリノ質量を生成するのに重要な役割を果たすだけでなく、ツリーレベル図の干渉によって目的のCP非対称性につながる3番目の一重項フェルミオンの3体崩壊におけるメディエーターとしても機能します。最小のスコットゲンモデルと比較して1つの追加フィールドで、成功したレプトジェネシスは、スコトジェニックモデルで見られるレプトジェネシススケールよりも低い1TeVのスケールで発生する可能性があることを示しています。また、このツリーレベルの3体崩壊レプトン形成の実現は、自然に2成分スカラー一重項-二重項暗黒物質シナリオにつながり、豊富な現象論を提供します。レプトン生成と暗黒物質の両方に関連するプロセスに関与するさまざまなカップリングの興味深い相互作用のほかに、TeVスケールでの粒子スペクトルの存在により、モデルをさまざまな実験でテストすることもできます。
複合暗黒物質の新しい景観における新しい実験的制約
| Title |
New_Experimental_Constraints_in_a_New_Landscape_for_Composite_Dark_Matter |
| Authors |
Christopher_V._Cappiello,_J._I._Collar,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10646 |
特定の強く相互作用する暗黒物質候補が検出を回避できた可能性があり、それらのパラメーター空間の制約に関して多くの作業が行われました。最近、核を持つ$m_\chi\gtrsim1$GeV点状暗黒物質の散乱断面積は、核の幾何学的断面積よりも大幅に大きくなることはできないことが理論的に示されました。この実現により、点状に強く相互作用する暗黒物質のパラメーター空間が閉じます。ただし、強力に相互作用する暗黒物質は、多くのパラメーター空間が開いている複合粒子では依然として理論的に可能です。シカゴ大学の新しい検出器からのデータに基づいて、新しい広範囲の制限を設定しました。2つの空間的に分離された液体シンチレータモジュール間の同時検出を必要とすることにより、背景が大幅に抑制されます。暗黒物質（$v\sim10^{-3}$c）の場合、飛行時間は$\sim2〜\mu{\rms}$ですが、宇宙線の場合は$\sim2になります。〜{\rmns}$。適度なコストで感度を大幅に向上させる方法を概説します。
プロトン対電子質量比の変動を測定するためのプローブとしての二原子分子への計算的洞察
| Title |
Computational_insight_into_diatomic_molecules_as_probes_to_measure_the_variation_of_the_proton-to-electron_mass_ratio |
| Authors |
Anna-Maree_Syme_and_Laura_K._McKemmish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10799 |
天体物理分子分光法は、陽子と電子の質量比$\mu$の変化を調べることにより、新しい物理学を探す重要な手段です。新しい分子プローブは、$\mu$の変動に対するより厳しい制約と、新しい物理学の理論に対するより良い方向性を提供する可能性があります。ここでは、以前の論文である\citep{19SyMoCu.CN}を要約し、ピーク分子の存在量と温度、および電磁スペクトルのさまざまな領域における望遠鏡のスペクトル分解能と感度の正確な推定の重要性を強調します。私たちが調査した11の天体物理学二原子分子はどれも、天体物理学環境の観測可能な強度で強化された敏感なrovibronic遷移を示さなかったが、高感度に寄与する要因についての理解が深まった。私たちの結果から、CN、CP、SiN、およびSiCはすべての天体物理学二原子分子のさらなる調査のために最も有望であり、現在CNでさらなる研究が行われています。
リーマン結合からのらせん磁場
電磁場とのリーマン結合からのヘリカル磁場のインフレーション生成を研究します。文献のほとんどのモデルは、スカラーフィールドを持つ電磁界への非最小結合を導入しているため、共形不変性を破っています。この作業では、リーマンテンソルへの非最小結合が、すべての観測可能なスケールで十分な始原ヘリカル磁場を生成することを示します。ヘリカル状態の1つが減衰する一方で、他のヘリカルモードが増加し、正味の非ゼロヘリシティにつながることを明示的に示します。私たちのモデルには3つの主要な機能があります。（i）ヘリカルパワースペクトルには、観測と一致し、逆反応の問題がないスローロールインフレーションのわずかな赤の傾きがあり、（ii）生成されるヘリカルフィールドのエネルギー密度は少なくともスカラーフィールド結合モデルよりも1桁大きく、（iii）スカラーフィールド結合モデルとは異なり、生成されたヘリカルフィールドは再加熱ダイナミクスの影響を受けません。
GW190814超巨大中性子星の拡張重力説明
| Title |
Extended_Gravity_Description_for_the_GW190814_Supermassive_Neutron_Star |
| Authors |
Artyom_V._Astashenok,_Salvatore_Capozziello,_Sergei_D._Odintsov,_Vasilis_K._Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.10884 |
ごく最近、質量が$2.50\div2.67\、M_{\odot}$のコンパクトなオブジェクトが、コンパクトなバイナリ合体の重力波検出によって発見されました。この物体の質量は、これまでに検出されなかった最も重い中性子星、またはこれまでに観測された中で最も軽いブラックホールの中にあります。ここでは、この観測された質量を持つ中性子星が、拡張重力理論によって得られた質量と半径の関係で一貫して説明できることを示します。さらに、LIGOの観測制約と一致する状態方程式が採用されています。回転の影響も考慮し、LIGOデータと互換性のあるいくつかの状態方程式では、回転中性子星の質量が$2.6M_\odot$を超える可能性があることを示します。
