宇宙論が絡み合うI：次の10年の展望
| Title |
Cosmology_Intertwined_I:_Perspectives_for_the_Next_Decade |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Luis_A._Anchordoqui,_Yacine_Ali-Haimoud,_Luca_Amendola,_Nikki_Arendse,_Marika_Asgari,_Mario_Ballardini,_Elia_Battistelli,_Micol_Benetti,_Simon_Birrer,_Marco_Bruni,_Erminia_Calabrese,_David_Camarena,_Salvatore_Capozziello,_Angela_Chen,_Jens_Chluba,_Anton_Chudaykin,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Paolo_de_Bernardis,_Jacques_Delabrouille,_Jo_Dunkley,_Agn\`es_Fert\'e,_Fabio_Finelli,_Wendy_Freedman,_Noemi_Frusciante,_Elena_Giusarma,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Will_Handley,_Luke_Hart,_Alan_Heavens,_Hendrik_Hildebrandt,_Daniel_Holz,_Dragan_Huterer,_Mikhail_M._Ivanov,_Shahab_Joudaki,_Marc_Kamionkowski,_Tanvi_Karwal,_Lloyd_Knox,_Luca_Lamagna,_Julien_Lesgourgues,_Matteo_Lucca,_Valerio_Marra,_Silvia_Masi,_Sabino_Matarrese,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Laura_Mersini-Houghton,_Vivian_Miranda,_David_F._Mota,_Jessica_Muir,_Ankan_Mukherjee,_Florian_Niedermann,_Alessio_Notari,_Rafael_C._Nunes,_Francesco_Pace,_Antonella_Palmese,_Supriya_Pan,_Daniela_Paoletti,_Valeria_Pettorino,_Francesco_Piacentini,_Vivian_Poulin,_Marco_Raveri,_Adam_G._Riess,_Vincenzo_Salzano,_Emmanuel_N._Saridakis,_Anjan_A._Sen,_Arman_Shafieloo,_Anowar_J._Shajib,_Joseph_Silk,_Alessandra_Silvestri,_Martin_S._Sloth,_Tristan_L._Smith,_Carsten_van_de_Bruck,_Licia_Verde,_Luca_Visinelli,_Benjamin_D._Wandelt,_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11283 |
標準の$\Lambda$ColdDarkMatter宇宙論モデルは、さまざまな天体物理学および天文学データの驚くべき説明を提供します。ただし、いくつかの大きな未解決の問題があり、標準モデルはより完全に理解する必要があるより現実的なシナリオの1次近似のように見えます。この関心レターでは、ハッブル定数$H_0$値、$\sigma_8-として、異なる宇宙論的プローブ間に存在する現在の不一致も考慮に入れて、次の10年間で対処する必要があるいくつかの重要な目標をリストしますS_8$テンション、およびPlanck結果に存在する異常。最後に、アップグレードされた実験と、地球上の次世代の宇宙ミッションおよび施設の概要を説明します。これらは、これらすべてに対処するために非常に重要です。
Cosmology Intertwined II：The Hubble Constant Tension
| Title |
Cosmology_Intertwined_II:_The_Hubble_Constant_Tension |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Luis_A._Anchordoqui,_Yacine_Ali-Haimoud,_Luca_Amendola,_Nikki_Arendse,_Marika_Asgari,_Mario_Ballardini,_Elia_Battistelli,_Micol_Benetti,_Simon_Birrer,_Marco_Bruni,_Erminia_Calabrese,_David_Camarena,_Salvatore_Capozziello,_Angela_Chen,_Jens_Chluba,_Anton_Chudaykin,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Paolo_de_Bernardis,_Jacques_Delabrouille,_Jo_Dunkley,_Agn\`es_Fert\'e,_Fabio_Finelli,_Wendy_Freedman,_Noemi_Frusciante,_Elena_Giusarma,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Will_Handley,_Luke_Hart,_Alan_Heavens,_Hendrik_Hildebrandt,_Daniel_Holz,_Dragan_Huterer,_Mikhail_M._Ivanov,_Shahab_Joudaki,_Marc_Kamionkowski,_Tanvi_Karwal,_Lloyd_Knox,_Luca_Lamagna,_Julien_Lesgourgues,_Matteo_Lucca,_Valerio_Marra,_Silvia_Masi,_Sabino_Matarrese,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Laura_Mersini-Houghton,_Vivian_Miranda,_David_F._Mota,_Jessica_Muir,_Ankan_Mukherjee,_Florian_Niedermann,_Alessio_Notari,_Rafael_C._Nunes,_Francesco_Pace,_Antonella_Palmese,_Supriya_Pan,_Daniela_Paoletti,_Valeria_Pettorino,_Francesco_Piacentini,_Vivian_Poulin,_Marco_Raveri,_Adam_G._Riess,_Vincenzo_Salzano,_Emmanuel_N._Saridakis,_Anjan_A._Sen,_Arman_Shafieloo,_Anowar_J._Shajib,_Joseph_Silk,_Alessandra_Silvestri,_Martin_S._Sloth,_Tristan_L._Smith,_Carsten_van_de_Bruck,_Licia_Verde,_Luca_Visinelli,_Benjamin_D._Wandelt,_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11284 |
現在の宇宙論的調査は、前例のない精度で制約されてきた標準の$\Lambda$ColdDarkMatter宇宙論モデルの素晴らしい確認を提供しました。ただし、実験感度の増加に伴い、異なる独立した宇宙データセット間に統計的に有意な緊張がいくつか生じました。これらの緊張は部分的に系統誤差の結果である可能性がありますが、数年の正確な分析後の持続性は、標準的な宇宙論的シナリオの亀裂と新しい物理学の必要性を強く示唆しています。このレターオブインタレストでは、ハッブル定数$H_0$のプランク推定とSH0ESコラボレーション測定の間の$4.4\sigma$テンションに焦点を当てます。さまざまな方法と幾何学的キャリブレーションを使用してさまざまなチームから行われた$H_0$評価を示した後、この緊張を解決できる興味深い新しい物理モデルをいくつかリストし、次の10年間の実験がどのように重要になるかを説明します。
Cosmology Intertwined III：$ f \ sigma_8 $および$ S_8 $
| Title |
Cosmology_Intertwined_III:_$f_\sigma_8$_and_$S_8$ |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Luis_A._Anchordoqui,_Yacine_Ali-Haimoud,_Luca_Amendola,_Nikki_Arendse,_Marika_Asgari,_Mario_Ballardini,_Elia_Battistelli,_Micol_Benetti,_Simon_Birrer,_Marco_Bruni,_Erminia_Calabrese,_David_Camarena,_Salvatore_Capozziello,_Angela_Chen,_Jens_Chluba,_Anton_Chudaykin,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Paolo_de_Bernardis,_Jacques_Delabrouille,_Jo_Dunkley,_Agn\`es_Fert\'e,_Fabio_Finelli,_Wendy_Freedman,_Noemi_Frusciante,_Elena_Giusarma,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Will_Handley,_Luke_Hart,_Alan_Heavens,_Hendrik_Hildebrandt,_Daniel_Holz,_Dragan_Huterer,_Mikhail_M._Ivanov,_Shahab_Joudaki,_Marc_Kamionkowski,_Tanvi_Karwal,_Lloyd_Knox,_Luca_Lamagna,_Julien_Lesgourgues,_Matteo_Lucca,_Valerio_Marra,_Silvia_Masi,_Sabino_Matarrese,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Laura_Mersini-Houghton,_Vivian_Miranda,_David_F._Mota,_Jessica_Muir,_Ankan_Mukherjee,_Florian_Niedermann,_Alessio_Notari,_Rafael_C._Nunes,_Francesco_Pace,_Antonella_Palmese,_Supriya_Pan,_Daniela_Paoletti,_Valeria_Pettorino,_Francesco_Piacentini,_Vivian_Poulin,_Marco_Raveri,_Adam_G._Riess,_Vincenzo_Salzano,_Emmanuel_N._Saridakis,_Anjan_A._Sen,_Arman_Shafieloo,_Anowar_J._Shajib,_Joseph_Silk,_Alessandra_Silvestri,_Martin_S._Sloth,_Tristan_L._Smith,_Carsten_van_de_Bruck,_Licia_Verde,_Luca_Visinelli,_Benjamin_D._Wandelt,_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11285 |
標準の$\Lambda$ColdDarkMatter宇宙論モデルは、現在の宇宙論データに非常によく適合しますが、最新のデータ分析では、いくつかの緊張と異常が統計的に有意になりました。これらの異常は、実験における系統的エラーの存在が原因である可能性がありますが、標準モデルを超えた新しい物理学の必要性も示している可能性があります。このレターオブインタレストでは、物質のエネルギー密度の値$\Omega_m$と構造の成長の振幅または速度（$\sigma_8、f\sigma_8$）。この緊張を解決するための興味深いモデルをいくつか挙げ、一度に1つのパラメーターだけでなく、データの完全な配列を単一のモデルに適合させることの重要性について説明します。
宇宙論が絡み合うIV：宇宙の時代とその曲率
| Title |
Cosmology_Intertwined_IV:_The_Age_of_the_Universe_and_its_Curvature |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Luis_A._Anchordoqui,_Yacine_Ali-Haimoud,_Luca_Amendola,_Nikki_Arendse,_Marika_Asgari,_Mario_Ballardini,_Elia_Battistelli,_Micol_Benetti,_Simon_Birrer,_Marco_Bruni,_Erminia_Calabrese,_David_Camarena,_Salvatore_Capozziello,_Angela_Chen,_Jens_Chluba,_Anton_Chudaykin,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_Francis-Yan_Cyr-Racine,_Paolo_de_Bernardis,_Jacques_Delabrouille,_Agn\`es_Fert\'e,_Fabio_Finelli,_Wendy_Freedman,_Noemi_Frusciante,_Elena_Giusarma,_Adri\`a_G\'omez-Valent,_Will_Handley,_Luke_Hart,_Alan_Heavens,_Hendrik_Hildebrandt,_Daniel_Holz,_Dragan_Huterer,_Mikhail_M._Ivanov,_Shahab_Joudaki,_Marc_Kamionkowski,_Tanvi_Karwal,_Lloyd_Knox,_Luca_Lamagna,_Julien_Lesgourgues,_Matteo_Lucca,_Valerio_Marra,_Silvia_Masi,_Sabino_Matarrese,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Laura_Mersini-Houghton,_Vivian_Miranda,_David_F._Mota,_Jessica_Muir,_Ankan_Mukherjee,_Florian_Niedermann,_Alessio_Notari,_Rafael_C._Nunes,_Francesco_Pace,_Antonella_Palmese,_Supriya_Pan,_Daniela_Paoletti,_Valeria_Pettorino,_Francesco_Piacentini,_Vivian_Poulin,_Marco_Raveri,_Adam_G._Riess,_Vincenzo_Salzano,_Emmanuel_N._Saridakis,_Anjan_A._Sen,_Arman_Shafieloo,_Anowar_J._Shajib,_Joseph_Silk,_Alessandra_Silvestri,_Martin_S._Sloth,_Tristan_L._Smith,_Carsten_van_de_Bruck,_Licia_Verde,_Luca_Visinelli,_Benjamin_D._Wandelt,_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11286 |
宇宙の曲率の正確な測定は、原始的なインフレのパラダイムを確認できるだけでなく、初期の宇宙のさまざまなシナリオを区別するのにも役立つため、宇宙論にとって原始的に重要です。最近の観察結果は、空間的にフラットな標準の$\Lambda$コールドダークマター（$\Lambda$CDM）モデルとおおむね一致していますが、それでも、平らな宇宙。特に、PlanckCosmicMicrowaveBackgroundパワースペクトルは、公称尤度を想定すると、99\％を超える信頼レベルで閉じた宇宙を好みます。新しい物理が動作している可能性がありますが、この異常は、未解決の系統的エラーまたは単なる統計的変動の結果である可能性があります。ただし、正の曲率を使用すると、宇宙の年齢をより長くすることができるため、最も古いオブジェクトの年齢を正確に決定すると、現在のフラットな$\Lambda$CDMモデルを確認または改ざんする際に、煙る銃が提供されます。
暗黒物質の部分構造の天文学的特徴を深層学習する
| Title |
Deep_learning_the_astrometric_signature_of_dark_matter_substructure |
| Authors |
Kyriakos_Vattis,_Michael_W._Toomey,_Savvas_M._Koushiappas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11577 |
暗黒物質の下部構造の天文学の特徴を検出するための機械学習技術の応用を研究します。この原理の証明では、天の川にある暗黒物質のサブハローの集団が、クエーサーなどの銀河系外の起源の源のレンズとして機能します。最先端の畳み込みニューラルネットワークであるResNet-18をトレーニングして、クエーサーの集団の角速度マップをレンズ付きクラスとレンズなしクラスに分類します。運用ベースラインを拡張したSKAのような調査を使用して、天の川の下部構造の内容を調査できることを示します。
| Title |
Cosmology_with_Rayleigh_Scattering_of_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Benjamin_Beringue_and_P._Daniel_Meerburg_and_Joel_Meyers_and_Nicholas_Battaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11688 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）は、宇宙論の宝庫です。今後10年間で、現在および計画中のCMB実験は、ほぼすべての主要CMB情報を使い果たすと予想されます。宇宙論モデルをさらに制約するために、プライマリモードを超えて信号を測定することには大きなメリットがあります。CMBのレイリー散乱は、追加の宇宙情報の1つのソースです。これは、再結合中に形成された中性種によるCMB光子の追加の散乱によって引き起こされ、強力で固有の周波数スケーリング（$\propto\nu^4$）を示します。周波数チャネル全体で十分な感度があれば、レイリー散乱信号は検出可能であるだけでなく、計画された実験に対する制限付きまたは追加の変更なしで、宇宙論的パラメーターの拘束力を大幅に改善できることを示します。特定の宇宙論的パラメーターがレイリー散乱信号の測定から利益を得る理由についての発見的説明を提供し、フィッシャー形式を使用してこれらの直感を確認します。特に、レイリー散乱の観測により、$N_{\rmeff}$および$\summ_\nu$の測定値を大幅に改善できます。
逆行性木星トロイの木馬の動的起源とそれらの高傾斜TNOへの接続について
| Title |
On_the_Dynamical_Origins_of_Retrograde_Jupiter_Trojans_and_their_Connection_to_High-Inclination_TNOs |
| Authors |
Tobias_K\"ohne_and_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11242 |
この10年の間に、高度に傾斜した（軌道傾斜i>60{\deg}）トランスネプチュニアンオブジェクト（TNO）の観測は、現在の太陽系形成モデル（Levisonetal。2008;Nesvorn\'y2015）。これらの注目に値する小さな惑星は、強力な平面外のTNOの遠い貯留層の存在を必要とし、それ自体が動的な生成メカニズムを必要とします（Gladmanetal。2009;Gomesetal。2015;BatyginandBrown2016）。太陽系の高iの小天体の国勢調査への注目に値する最近の追加は、逆行性小惑星514107カエパオカアウェラで、現在、木星とi=163{\deg}で1：1の平均運動共鳴を占めています。Wiegertetal.2017）。この作業では、レトログラードジュピタートロイの木馬と高iケンタウロス間の直接接続を描きます。最初に、100MaのKa'epaoka'awelaのクローンの大規模なサンプルを数値で逆伝播し、長期の安定したクローンが90{\deg}と135{\degの間に集中するまで、それらの傾斜を着実に減少させる傾向があることを示します}、それらの離心率と準主軸が増加する一方で、それらの多くは海王星横断領域にしっかりと配置されます。重要なことに、クローンはプラネット9の研究（Batyginetal。2019）で生成された合成の高iケンタウロスと有意な重複を示し、極地の土星周回軌道を占める小体の比較的顕著な定常状態の個体群の存在を示唆しています。第2に、直接数値フォワードモデリングを通じて、カイパーベルトの散乱ディスク集団の従来のメンバーが惑星9の存在下で逆行する木星トロイの木馬共振器になることができる動的経路を描きます。
高解像度分光法を用いた、最も濁りのあるサブネプチューン系外惑星の特徴付けの見通し
| Title |
Prospects_for_Characterizing_the_Haziest_Sub-Neptune_Exoplanets_with_High_Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
Callie_E._Hood,_Jonathan_J._Fortney,_Michael_R._Line,_Emily_C._Martin,_Caroline_V._Morley,_Jayne_L._Birkby,_Zafar_Rustamkulov,_Roxana_E._Lupu,_Richard_S._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11299 |
地球より大きく、海王星よりも小さい惑星を特徴付ける観測結果は、ヘイズまたは雲がスペクトルの分子的特徴を不明瞭にするため、低いスペクトル分解能でほとんど決定的でない解釈につながりました。ただし、ここでは、高解像度分光法（R$\sim$25,000〜100,000）により、これらの大気中の最も強いスペクトル線のコアが形成される雲の上の領域をプローブできることを示します。一連のGJ1214bに似た惑星の透過スペクトルのモデルを、現在および将来の地上の分光器に関連するさまざまな解像度で1〜5$\mu$mをカバーする厚い光化学ヘイズで提示します。さらに、通常はより正式な尤度ベースのアプローチで使用される相互相関関数の有用性を比較し、尤度ベースの方法のみがヘイズの不透明度の存在に敏感であることを発見しました。CO、CO$_{2}$、H$_{2}$O、CH$_{などの多数の分子を確実に検出するために必要な、テルル汚染を含むこれらのスペクトルのS/N比を計算します4}$、およびHCNなどの光化学製品。波長範囲とスペクトル分解能の関数として。Mバンドのスペクトルは、複数の分子を同時に検出するために最低のS/N$_{res}$を必要とします。CH$_{4}$は、最もクールなモデル（$T_{\rm{eff}}=$412K）とLバンドでのみ観測可能です。これらの要件が現在および将来の機器で達成可能なものとどのように比較されるかを定量的に評価し、地上ベースの高解像度分光法による小さなクールな世界の特性化が十分に手の届く範囲にあることを示します。
地球近くの小惑星の測光研究（155140）2005 UD
アポロ型地球近くの小惑星（155140）2005UDは、ファエトンジェミニド流星群（PGC）のメンバーであると考えられています。その基本的な物理パラメータは、その起源と、他のPGCメンバーおよびGeminidストリームとの関係を明らかにするために重要です。Lommel-Seeliger楕円体法と$H、G_1、G_2$位相関数を採用し、2005〜UDの測光データを用いてスピン、形状、位相曲線の反転を行います。データは、11個の新しいライトカーブ、マイナープラネットセンターからダウンロードされた3個のライトカーブ、およびZwickyTransientFacilityデータベースからダウンロードされた166個のスパースデータポイントで構成されています。その結果、（$285^\circ.8^{+1.1}_{-5.3}$、$-25^\circ.8^{+5.3}_{-12.5}$）の極解を回転周期が$5.2340$hのJ2000.0の黄道帯。対応する3軸形状（semixes$a>b>c$）は、$b/a=0.76^{+0.01}_{-0.01}$および$c/a=0.40^{+0.03}_{-0.01と推定されます}$。2005UDのキャリブレーションされた測光データを使用すると、$H、G_1、G_2$パラメーターは$17.19^{+0.10}_{-0.09}$mag、$0.573^{+0.088}_{-0.069}$、および$0.004と推定されます^{+0.020}_{-0.021}$、それぞれ。これに対応して、位相積分$q$、フォトメトリック位相係数$k$、および強調係数$\zeta$は、0.2447、-1.9011、および0.7344です。$G_1$と$G_2$の値から、2005UDはCタイプの小惑星である可能性があります。新しい$H$値から2005UDの等価直径を推定します。これは、新しい幾何学的アルベド0.14を使用して1.30kmです。
高解像度分光法で雲の上を見る
過去10年間で、地上ベースの高解像度ドップラー分光法（HRS）は、通過するおよび通過しない熱い木星で多くの種を検出し、暖かい海王星と超地球の大気の特性評価に理想的に配置されています。これらのより涼しくより小さな太陽系外惑星の多くは、低解像度の近赤外線観測から曇った大気を示しており、化学種への制約を難しくしています。雲の上の高度を探査するスペクトル線コアに対する感度を考慮して、HRSがこれらをどのように改善できるかを調査します。暖かい海王星GJ〜3470〜bの透過スペクトルをモデル化し、CARMENES、GIANO、およびSPIRou分光器を使用してH$_2$Oの検出可能性を決定します。また、雲頂圧力とH$_2$O存在量の範囲で、別の暖かい海王星GJ〜436〜bのスペクトルのグリッドをモデル化します。H$_2$Oが両方の惑星で適度な観測時間で検出可能であり、高いH$_2$Oの豊富さ-高い雲のデッキの縮退がHRSで壊れていることを示しています。ただし、存在量と雲頂圧力に対する意味のある制約は、高金属性のシナリオでのみ可能です。また、GJ〜436〜bの曇ったモデルからCH$_4$およびNH$_3$の検出が可能であることを示しています。最後に、地表の吸収が最強のH$_2$Oの特徴と重なっている場合、地球の透過スペクトルの存在が最も曇ったシナリオでH$_2$Oの検出をどのように妨げるかを示します。分子種に対するHRSで可能な制約は、組成分析や将来のそのような惑星の化学的多様性の研究に使用できます。
温帯惑星のケイ酸塩風化レジームに対する岩石学的制御
| Title |
Lithologic_Controls_on_Silicate_Weathering_Regimes_of_Temperate_Planets |
| Authors |
Kaustubh_Hakim,_Dan_J._Bower,_Meng_Tian,_Russell_Deitrick,_Pierre_Auclair-Desrotour,_Daniel_Kitzmann,_Caroline_Dorn,_Klaus_Mezger,_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11620 |
温帯惑星の大気は地球化学サイクルによって規制されている可能性があります。ケイ酸塩風化は、地球とおそらく地球サイズの温帯太陽系外惑星の温帯気候を維持するために、炭酸塩-ケイ酸塩サイクル（炭素サイクル）に本質的な負のフィードバックを提供します。風化の強さは通常、個々の鉱物の風化反応の速度論に起因します。輸送制御された風化モデルの実装は、CO$_2$体積混合比が減少するか、または表面温度が上昇すると、動力学ではなく平衡熱力学が風化に強い制御を及ぼすことを示しています。個々の鉱物ではなく、特定の岩石のすべての鉱物の風化をモデル化することが重要です。風速の熱力学的に制限されたレジームと熱力学的に制限されたレジームとの間の移行は、岩質岩相に非常に敏感です。このモデルを地球に適用すると、大陸の花崗岩と海底玄武岩の地球規模の平均風化速度は、新鮮な岩の供給によって制限される可能性が高く、地域的な風化速度は、速度論と熱力学の両方に影響される可能性があります。全溶解無機炭素を風化のプロキシとして検討すると、別のCO$_2$ドローダウン体制が生じます。CO$_2$溶解では、岩の風化によって生成された重炭酸イオンと炭酸イオンの濃度がCO$_2$水溶液よりも低くなります。岩質の関数としての風化の上限は、炭素循環に対する風化の最大の影響を計算するために提供されています。熱力学的に制限されたケイ酸塩の風化の温度感受性は、居住可能ゾーンの内側の端をシフトする可能性がある炭素循環に潜在的な正のフィードバックを提供します。
巨人の影を恐れる：二重星の恒星居住区における永年摂動について
| Title |
Fear_the_Shadows_of_the_Giants:_On_Secular_Perturbations_in_Circumstellar_Habitable_Zones_of_Double_Stars |
| Authors |
\'Akos_Bazs\'o_and_Elke_Pilat-Lohinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11651 |
連星および複数の星系で太陽系外惑星が検出された後、それらのダイナミクスと居住性についての疑問が生じました。この研究では、ハビタブルゾーン（HZ）の向こう側に巨大な惑星を持つ広い連星の5次元パラメーター空間を調査します。私たちの目的は、主星のHZ内の物体を長期的な摂動にさらす軌道と物理パラメータの組み合わせを明らかにすることです。確立された半分析モデルに基づいて、制限された4体問題を処理するために、2つの別々の分析モデルを新しいものに結合します。この新しい結合分析モデル（CAM）をさまざまな合成システムに適用し、経年的共鳴（SR）の発生を体系的にマッピングします。これらのマップは、パラメーター空間の2次元セクションとして視覚化されます。CAMモデルには、数値参照シミュレーションと比較して、3％以下の中央誤差があります。また、ボディ間に中程度から大規模な分離がある階層システムで適切に機能する簡略化されたCAMも導出します。私たちの結果は、（i）惑星の距離が木星の距離よりも大きい場合、または（ii）質量が土星の質量以下である場合、SRがHZに大きな副星の距離（>1000auまで）でも表示されることを示しています。恒星の接近飛行または銀河の潮による二次星の離心率の変化は、以前は動的に静かだったHZを高離心率状態に押し上げる可能性があります。これらの結果に基づいて、特定のユーザー入力に対してCAMを評価し、2次元パラメーター空間プロットでHZ内のSRの位置をトレースする使いやすいオンラインツール「SHaDoS」を提供します。
潮汐加熱によって形成されたUDGの球状星団の過剰
| Title |
An_Excess_of_Globular_Clusters_in_UDGs_Formed_Through_Tidal_Heating |
| Authors |
Timothy_Carleton,_Yicheng_Guo,_Ferah_Munshi,_Michael_Tremmel,_Anna_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11205 |
超拡散銀河（UDG）の周りで観測された球状星団の存在量の上昇の起源を調査するために、潮汐加熱によって形成されたUDGによってホストされている球状星団集団をシミュレートします。具体的には、球状星団（GC）の形成は、高密度の星形成の領域で発生するものとしてモデル化されます。赤方偏移が高いと星形成率密度が高くなるため、大規模な銀河団にある矮小銀河は、高赤方偏移でほとんどの星を形成しましたが、球状星団では星の大部分を形成しています。環境プロセスによって形成されたUDGは、赤方偏移が高いときに追加される可能性が高いため、これらのシステムには非UDGよりも多くのGCがあります。特に、私たちのモデルは、大規模なUDGは、観測とほぼ一致して、同様の恒星質量の非UDGのGC質量の2倍であることを予測しています。この影響はGCの乱れによって多少減少しますが、GCの質量分率とクラスター中心の距離の関係、およびGCの質量分率と銀河の半分の光の半径の関係は、観測結果と非常によく似ています。モデルオブジェクトの中で、UDGと非UDGの両方がハロー質量とGC質量の間に相関関係を示しますが、UDGは特定のGC質量で動的質量が低くなります。さらに、GC破壊の有効性により、UDGの周りのGCは非UDGの周りのGCよりも重い質量関数が上位になるはずです。この分析は、UDGなどの古い恒星の個体群を持つ小人は、孤立した小人などの若い恒星の個体群を持つオブジェクトよりも高い球状星団の質量分率を持つ必要があることを示唆しています。
天の川の状況での超微光の小人：ミントコンディションDCジャスティスリーグシミュレーションの紹介
| Title |
Ultra-faint_dwarfs_in_a_Milky_Way_context:_Introducing_the_Mint_Condition_DC_Justice_League_Simulations |
| Authors |
Elaad_Applebaum,_Alyson_M._Brooks,_Charlotte_R._Christensen,_Ferah_Munshi,_Thomas_R._Quinn,_Sijing_Shen,_and_Michael_Tremmel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11207 |
ミルキーウェイのようなズームイン宇宙シミュレーションの「ミント」解像度DCジャスティスリーグスイートからの結果を提示します。これは、近くの銀河の研究を初めて超微弱な準惑星にまで拡張します。これらのシミュレーションの質量分解能は、$z=0$まで実行された宇宙論的な天の川のズームインシミュレーションでこれまでに発表された最高のものであり、994（17900）M$_\odot$の初期の星（暗黒物質）粒子質量、および87個の力の解像度。これらのシミュレーションの初期結果を提示し、衛星と近接場の両方の矮小銀河に焦点を当てます。シミュレートされた小人および超かすかな小人（UFD）は、$-3<M_V<-19$の銀河の観測された構造的および力学的特性を再現することがわかります。VeraRubinObservatoryが共同で追加したLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）の表面輝度限界を考慮すると、近くの銀河の大部分が観測可能になると予測しています。さらに、速度の分散が$\lesssim5$km/sのかすかな矮星が、ホストハローの激しい潮汐の剥ぎ取りから生じることを示します。これらのシミュレーションにより、流体力学の天の川の状況におけるUFDの消光を初めて調査することができます。UFDの大部分は天の川との相互作用の前にクエンチされますが、クエンチされたUFDの一部は、落下するまでガスを保持します。さらに、これらのシミュレーションは、最初にシミュレートされたいくつかのユニークな小人を生み出します。たとえば、HIリッチフィールドUFD、クレーター2と同様の構造特性を持つ後期成形UFD、および$z=0$には暗黒物質はありません。
GOODS-S / HUDFでのAGNの国勢調査の完了：JWSTの新しい超深度ラジオイメージングと予測
| Title |
Completing_the_Census_of_AGN_in_GOODS-S/HUDF:_New_Ultra-Deep_Radio_Imaging_and_Predictions_for_JWST |
| Authors |
Stacey_Alberts,_Wiphu_Rujopakarn,_George_Rieke,_Preshanth_Jagannathan,_Kristina_Nyland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11208 |
ActiveGalacticNuclei（AGN）とそのホスト銀河の世界的な理解は、選択を行わずにAGN活動のセンサスを完成させることにかかっています。その目標に向けて、6ギガヘルツと3ギガヘルツのKarlG.Jansky超大型アレイからの新しい超深度高解像度イメージングから選択された、宇宙の正午のかすかな無線集団内のAGNを特定します。これらの無線データは、GOODS-S/HUDF地域の超深度レガシー調査、特に比類のないChandra7MsX線イメージングと空間的に一致しています。これらのデータセットを組み合わせると、AGNの完全な国勢調査に独自の基礎が提供され、（1）高X線光度による同時識別が可能になります。（2）硬X線スペクトル;（3）6GHzに対して過剰なX線。（4）中赤外色;（5）SEDフィッティング。（6）無線と赤外線の関係による無線超過。（7）マルチバンド無線によるフラットな無線スペクトル。（8）光学分光法。かすかな無線サンプルの半分の部分でAGNを発見しました。これは、1つのAGNarcmin$^{-2}$のソース密度を示し、同じ領域のX線によって識別された同様の数の無線非検出AGNを示します。私たちの無線で検出されたAGNは大部分が無線で静かで、主に星の形成によって電力が供給されていることと一致する無線放射があります。それにもかかわらず、サンプルではAGN無線シグネチャが見つかります。$\sim12\％$は、無線過剰が無線の大音量を示し、$\sim16\％$の無線または無音のAGN候補がフラットまたは反転した無線スペクトルを示します。後者は下限であり、今後のより深い3GHzの調査が保留になります。最後に、これらの大規模なデータセットにもかかわらず、この作業には依然として非常に不明瞭なAGNが欠けている可能性があります。このとらえどころのない人口とJWST/MIRIでAGN国勢調査を完了するための見通しについて詳しく説明します。
MaNGAの406 AGNのカタログ：ラジオモードAGNとスター形成クエンチングの間の接続
| Title |
A_Catalog_of_406_AGNs_in_MaNGA:_A_Connection_between_Radio-mode_AGN_and_Star_Formation_Quenching |
| Authors |
Julia_M._Comerford,_James_Negus,_Francisco_M\"uller-S\'anchez,_Michael_Eracleous,_Dominika_Wylezalek,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Jenny_E._Greene,_R._Scott_Barrows,_Rebecca_Nevin,_Namrata_Roy,_Aaron_Stemo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11210 |
正確な活動銀河核（AGN）の識別と空間的に解決されたホスト銀河の特性は、銀河とその中心の超大質量ブラックホールの共進化におけるAGNとAGNフィードバックの役割を研究するための強力な組み合わせです。ここでは、ApachePointObservatory（MaNGA）の積分銀河分光法の近くの銀河をマッピングすることによって観測された最初の6261銀河の406AGNのロバストな同定を示します。衝撃と金属性の影響を考慮して解釈するのが難しい光路フラックス比を使用する代わりに、中赤外線のWISE色、Swift/BAT超硬X線検出、NVSSおよび最初の電波観測によりAGNを識別します、およびSDSSスペクトルの幅広い輝線。AGNを無音と無線モードのAGNに細分し、AGNクラスとホスト銀河の星形成率および恒星の個体数との相関を調べます。電波が静かなAGNホスト銀河と比較すると、ラジオモードのAGNホスト銀河は楕円銀河に優先的に存在し、星形成メインシーケンスのさらに下にある（固定銀河質量では星形成率が低い）ことがわかります。恒星の個体群であり、ガラクトセントリック距離（星形成の裏返し消光を示す）を持つより負の恒星年齢勾配があります。これらの結果は、無線モードのAGNと星形成の抑制との間の関係を確立します。
投影密度マップからの深層学習による乱流ガスのスペクトルインデックスの測定
| Title |
Measuring_the_spectral_index_of_turbulent_gas_with_deep_learningfrom_projected_density_maps |
| Authors |
Piero_Trevisan,_Mario_Pasquato,_Alessandro_Ballone_and_Michela_Mapelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11287 |
乱流は、分子雲の星形成において重要な役割を果たし、星団の原始特性に影響を与えます。現在のオブジェクトのモデリングは、それらの初期条件の理解にかかっているため、乱流に対するより良い制約は、銀河考古学、星団のダイナミクス、星の形成に風をもたらす可能性があります。観測上、乱流ガスのスペクトルインデックスを制約するには、通常、速度マップからスペクトルを計算する必要があります。ここでは、ディープラーニングを通じて、スペクトル密度に関する情報が（おそらくダストの放出/吸収によって取得される）列密度マップから直接推論される可能性があることを示します。流体シミュレーションコードRAMSESを使用して、適応メッシュ改良乱流ガスシミュレーションの大規模なセットからモック密度マップを生成します。結果の画像で畳み込みニューラルネットワーク（CNN）をトレーニングして、乱流インデックスを予測し、検証でハイパーパラメーターを最適化し、ホールドアウトセットでテストします。私たちの採用したCNNモデルは、3から4.5の範囲のスペクトルインデックスで、ホールドアウトセットの予測で0.024の平均二乗誤差を達成します。また、変更されたホールドアウトセットの画像と、さまざまな解像度でシミュレーションを実行して得られた画像にモデルを適用して、堅牢性テストを実行します。シミュレーションされた密度マップに関するこの予備的な結果は、観測バイアスやその他の問題を考慮する必要がある実際のデータのさらなる発展を促します。
MaNGA調査で明らかになった外観の変化するAGNのホストギャラクシープロパティ
| Title |
Host_Galaxy_Properties_of_Changing-look_AGN_Revealed_in_the_MaNGA_Survey |
| Authors |
Xiaoling_Yu,_Yong_Shi,_Yanmei_Chen,_Jianhang_Chen,_Songlin_Li,_Longji_Bing,_Junqiang_Ge,_Rogemar_A._Riffel,_Rog\'erio_Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11336 |
変化する外観のアクティブ銀河核（CL-AGN）は、幅広いバルマー輝線が数年以内に出現または消失するAGNのサブセットです。アパッチポイント天文台（MaNGA）の調査で近くの銀河をマッピングして、5つのCL-AGNを特定します。2-Dフォトメトリックマップとキネマティックマップは、一般的なAGNホストと比較して、CL-AGNホストの一般的な機能といくつかの異常なプロパティを明らかにします。すべてのMaNGACL-AGNは、MaNGA非変化型AGN（NCL-AGN）と同様に、星形のメインシーケンスに存在します。CL-AGNの$80\％\pm16\％$は疑似バルジ機能を備えており、NCL-AGN全体の$M_{BH}-\sigma_{*}$関係に従います。運動学的測定は、それらが角運動量対銀河楕円率の面で同様の分布を持っていることを示しています。しかし、MaNGACL-AGNは、一般的な星形成集団のそれ（1.84\％\pm0.61\％$）と比較して、逆回転機能の割合は高くなりますが、統計的に有意ではありません（$20\％\pm16\％$）。。さらに、MaNGACL-AGNは、タイプIのNCL-AGNよりも正面を向いています（軸比$>$0.7）。これらの結果は、ホスト銀河がCL-AGN現象に役割を果たす可能性があることを示唆しています。
AstroSatによるz = 1.42銀河からのライマン連続体放射の検出
| Title |
AstroSat_detection_of_Lyman_continuum_emission_from_a_z=1.42_galaxy |
| Authors |
Kanak_Saha,_Shyam_N._Tandon,_Charlotte_Simmonds,_Anne_Verhamme,_Abhishek_Paswan,_Daniel_Schaerer,_Michael_Rutkowski,_Anshuman_Borgohain,_Bruce_Elmegreen,_Akio_K._Inoue,_Francoise_Combes,_Mieke_Paalvast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11394 |
現在の観測宇宙論の未解決の問題の1つは、宇宙暗黒時代の後に電離放射線の大部分を生成した線源の性質を理解することです。これらの再イオン化源を直接検出することは、銀河間媒質の透過率が急激に低下するため、高赤方偏移では実際には実行不可能です。ただし、〜900オングストローム〜レストフレームでライマン連続体を放出する多くの低赤方偏移アナログが$z<0.4$で検出されるようになり、$2.5<z<3.5$の範囲でも検出されます。ここでは、ピークの前と近くで検出が行われていない赤方偏移範囲の中央にある、z=1.42の低質量塊銀河からの高脱出率（>20％）のライマン連続体放射の検出を報告します。コズミックスター形成の歴史の。観測は、ハッブルエクストリームディープフィールドで、AstroSatに搭載された広視野紫外線観測望遠鏡によって行われました。これは、遠方の銀河からのレストフレーム波長600オングストロームでの極端紫外線の最初の検出であり、イオン化スペクトルの形状を制限するための新しいウィンドウを開きます。AstroSatでさらに観測を行うと、CosmicNoonのLymancontinuum漏洩銀河のサンプルが大幅に増えるはずです。
$ z \約1.2 $での2つの高不透明度HI 21cm吸収体の巨大なMetrewave電波望遠鏡検出
| Title |
Giant_Metrewave_Radio_Telescope_detections_of_two_high-opacity_HI_21cm_absorbers_at_$z_\approx_1.2$ |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_Chengalur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11403 |
J0229+0044への$z=1.2166$とJ0229+0053への$z=1.1630$で、低光度の活動銀河核（AGN）に対する2つの注目に値する高不透明度HI21cm吸収体の発見を報告します。吸収材は、DEEP2調査フィールドの電波源に対するHI21cm吸収の不偏の巨大波電波望遠鏡調査で検出されました。速度統合HI21cm光学深度は$（74.2\pm7.8）$kms$^{-1}$（J0229+0044）および$（78.41\pm0.81）$kms$^{-1}$（J0229+0053）、$z>0.12$で既知の赤方偏移HI21cm吸収体よりも高く、高いH{\sci}カラム密度、$>10^{22}$cm$^{-2}$。J0229+0044の放出赤方偏移はHI21cm吸収赤方偏移と一致していますが、J0229+0053に対する吸収の強度と速度の広がりは、AGN環境のガスからも生じていることを示唆しています。"システム。2つのAGNには、低静止フレームの1.4GHz無線と1215オングストロームの紫外線光度（$\lesssim10^{26.1}$WHz$^{-1}$および$\lesssim10^{21.7}$WHz$^{-1}$、それぞれ）、どちらもHI21cmの検索がこれまで$z\gtrsim1$で実行されていたAGNの典型的な光度よりも大幅に低い。$z\gtrsim1$でのHI21cm吸収体の不足は、HI21cm吸収が検索された高$z$AGNサンプルの光度バイアスが原因である可能性があり、高AGN紫外光度がその環境の物理的条件に影響します。中性水素をイオン化します。
ACTおよびDESを使用して大規模なクラスター内の銀河の進化を探る：宇宙時計としてのスプラッシュバック
| Title |
Probing_galaxy_evolution_in_massive_clusters_using_ACT_and_DES:_splashback_as_a_cosmic_clock |
| Authors |
Susmita_Adhikari,_Tae-hyeon_Shin,_Bhuvnesh_Jain,_Matt_Hilton,_Eric_Baxter,_Chihway_Chang,_Risa_H._Wechsler,_Nick_Battaglia,_J._Richard_Bond,_Sebastian_Bocquet,_Joseph_DeRose,_Steve_K._Choi,_Mark_Devlin,_Jo_Dunkley,_August_E._Evrard,_Simone_Ferraro,_J._Colin_Hill,_John_P._Hughes,_Patricio_A._Gallardo,_Martine_Lokken,_Amanda_MacInnis,_Jeffrey_McMahon,_Mathew_S._Madhavacheril,_Frederico_Nati,_Laura_B._Newburgh,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Antonella_Palmese,_Bruce_Partridge,_Eduardo_Rozo,_Eli_Rykoff,_Maria_Salatino,_Alessandro_Schillaci,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_Chun-Hao_To,_Ed_Wollack,_Hao-Yi_Wu,_Zhilei_Xu,_Michel_Aguena,_Sahar_Allam,_Alexandra_Amon,_James_Annis,_Santiago_Avila,_David_Bacon,_Emmanuel_Bertin,_Sunayana_Bhargava,_David_Brooks,_David_L._Burke,_Aurelio_C._Rosell,_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11663 |
暗黒エネルギー調査（DES）で観測された銀河を使用して、高度なアタカマ宇宙望遠鏡（AdvACT）の調査から、Sunyaev--Zeldovich（SZ）効果によって選択されたクラスターの銀河の投影数密度プロファイルとスプラッシュバック機能を測定します。完全な銀河サンプルのスプラッシュバック半径は、CDMのみのシミュレーションからの理論的測定と一致しており、$2.4^{+0.3}_{-0.4}$Mpc$h^{-1}$にあります。銀河の色に基づいてサンプルを分割し、プロファイルの形状に大きな違いを見つけます。赤い銀河と緑の谷の銀河は、理論的予測と一致するスロープバックプロファイルでスプラッシュバックのような最小値を示しますが、最も青い銀河は、より小さい半径で現れる弱い特徴を示します。クラスタのハローへの降下時間に基づいてサブハローを分割することにより、$N$体シミュレーションで銀河のサブハローへのマッピングを作成します。最も急な傾斜の場所とプロファイルの形状の違いは、さまざまな色の銀河の平均落下時間の違いにマッピングできることがわかります。銀河プロファイルの勾配の最小値は、暗黒物質ハローの位相空間の不連続性を追跡します。空間プロファイルをさまざまな色の銀河の降下時間に関連付けることにより、銀河の消光を理解するための時計としてスプラッシュバックを使用できます。赤い銀河は平均して$3.2〜\rmGyrs$、緑の銀河は約$2.2〜\rmGyrs$の間クラスターにありますが、青い銀河は最近追加されており、アポセンターに達していません。完全な放射状プロファイルからの情報を使用して、単純な消光モデルを当てはめ、クラスターでの銀河消光の開始が約1ギガ年の遅延の後に発生し、その後、銀河が$0.6$Gyrの指数関数タイムスケールで急速に消光することを確認します。
銀河ブラックホール候補X線バイナリMAXI J1535-571での高速コンパクトジェット消光
| Title |
Rapid_compact_jet_quenching_in_the_Galactic_black_hole_candidate_X-ray_binary_MAXI_J1535-571 |
| Authors |
T._D._Russell,_M._Lucchini,_A._J._Tetarenko,_J._C._A._Miller-Jones,_G._R._Sivakoff,_F._Krau{\ss},_W._Mulaudzi,_M._C._Baglio,_D._M._Russell,_D._Altamirano,_C._Ceccobello,_S._Corbel,_N._Degenaar,_J._van_den_Eijnden,_R._Fender,_S._Heinz,_K._I._I._Koljonen,_D._Maitra,_S._Markoff,_S._Migliari,_A._S._Parikh,_R._M._Plotkin,_M._Rupen,_C._Sarazin,_R._Soria,_and_R._Wijnands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11216 |
ブラックホールX線バイナリMAXI〜J1535$-$571の準同時電波、（サブ）ミリ、赤外線、光学、およびX線観測の6つのエポックからの結果を示します。これらの観察結果は、線源が硬い中間のX線状態から軟らかい中間のX線状態に移行するにつれて、ジェットが劇的かつ急速に変化したことを示しています。粒子の加速が始まるジェットの最もコンパクトな領域に対応するジェットスペクトルブレークの周波数（高い周波数はブラックホールに近いことを示します）がIRバンドからラジオバンドに進化することを観察しました（$\約減少）1日未満で3桁）。1つの観測期間中に、無線帯域を通じて周波数で発生するジェットスペクトルの破れの証拠が見つかりました。磁場と粒子加速領域のサイズを推定すると、高エネルギージェット放出の急速なフェージングが放射冷却と一致していないことがわかります。代わりに、粒子加速領域は、ほぼ動的なタイムスケールでブラックホールから離れるように見えます。この結果は、コンパクトジェットの急冷が粒子加速の局所的な変化によって引き起こされているのではなく、ジェットフローでブラックホールから離れて移動するジェットの加速領域を観測していることを示しています。X線放出のスペクトル分析は、劇的なジェットの変化の数日前に段階的な軟化を示し、その後、ジェット消光の開始から$\sim$1--2\、daysの急速な軟化が続きます。
星団からの拡散銀河ガンマ線
若い星団は、拡散銀河放射（DGE）に匹敵する$\gamma$線の表面輝度を持っていることを示し、内部銀河の方向の空の範囲が1を超えると推定します。したがって、これらはDGEのかなりの部分を構成することをお勧めします。
| Title |
Forward_Modeling_Populations_of_Flares_from_Tidal_Disruptions_of_Stars_by_Super-massive_Black_Holes |
| Authors |
Nathaniel_Roth,_Sjoert_van_Velzen,_S._Bradley_Cenko,_R._F._Mushotzky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11231 |
超大質量ブラックホール（SMBH）による星の潮汐破壊フレア（TDF）の検出は、光学調査が向上するにつれて急速に蓄積されています。これらの検出は、SMBHの人口統計、恒星のダイナミクス、および銀河の恒星の進化に制約を与える可能性があります。この科学的影響を最大化するには、検出されたフレアのプロパティを設定する際に、天体物理学のパラメータが調査選択効果とどのように相互作用するかをよりよく理解する必要があります。ホスト銀河とフレア自体の属性全体の調査における光学TDF検出の分布をモデル化するためのフレームワークを開発します。このモデルは、各銀河の恒星崩壊率、フレア光度と温度分布、ホスト銀河のダストによる覆い隠しと赤化の影響、および調査選択基準の影響を折りたたみます。このモデルをZwickyTransientFacilityによって検出されたTDFのサンプルに直接適用すると、全体的なフレア検出率が単純な理論的期待値と一致していることがわかります。モデルはまた、全恒星質量の分布とホスト銀河の赤方偏移を再現できますが、光度や温度分布など、検出されたフレアのすべての詳細に一致しません。また、ダスト形成が星形成銀河のTDF検出率を抑制する上で重要な役割を果たす可能性があることもわかりました。「グリーンバレー」のスターバースト後の銀河にホストを持つというTDFの異常な選好は、選択効果によって完全に説明できるわけではありませんが、これらの銀河の真のレートエンハンスメントを定量化するのに役立つモデルがあります。
低月周回SmallSatによる超高エネルギー宇宙線の電波検出
| Title |
Radio_Detection_of_Ultra-high_Energy_Cosmic_Rays_with_Low_Lunar_Orbiting_SmallSats |
| Authors |
Andr\'es_Romero-Wolf,_Jaime_Alvarez-Mu\~niz,_Luis_A._Anchordoqui,_Douglas_Bergman,_Washington_Carvalho_Jr.,_Austin_L._Cummings,_Peter_Gorham,_Casey_J._Handmer,_Nate_Harvey,_John_Krizmanic,_Kurtis_Nishimura,_Remy_Prechelt,_Mary_Hall_Reno,_Harm_Schoorlemmer,_Gary_Varner,_Tonia_Venters,_Stephanie_Wissel,_Enrique_Zas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11232 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）は、観測される最もエネルギーの高い粒子であり、極端な宇宙の探査機として機能します。それらの加速の原因である暴力的なプロセスを理解するための重要な問題は、どのクラスの天体物理学的オブジェクト（たとえば、活動銀河核やスターバースト銀河）がそれらの到着方向に相関するかを識別することです。銀河の磁場の偏向によって線源のクラスタリングが制限されますが、最高のエネルギーでは、散乱角は線源カタログとの相関を保持するのに十分なほど低くなります。ピエールオージェ天文台と望遠鏡アレイからのデータとソースカタログの相関関係を特定しようとするいくつかの研究がありましたが、等方性背景を超える重要性はまだ発見のしきい値に達していません。全天のUHECR天文台がUHECRの異方性成分に対する感度を大幅に向上させることは、数十年前から知られています。軌道から地球の大気中の蛍光検出を使用して、OWL、JEM-EUSO、POEMMAなどのUHECR源の識別を対象とした、その時に開発されたいくつかの概念があります。このホワイトペーパーでは、低月軌道から月のレゴリスで相互作用しているUHECRによって生成されたAskaryan電波放射の電波検出を使用してUHECRのソースを特定するために設計されたZettavoltAskaryanPolarimeter（ZAP）と呼ばれる概念を紹介します。
中程度の重力のない自由落下点質量での自己相似断熱強爆発
| Title |
Self_Similar_Adiabatic_Strong_Explosion_in_a_Medium_Gravitationally_Free_Falling_to_a_Point_Mass |
| Authors |
Almog_Yalinewich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11236 |
媒体の自由が爆発の中心の点質量に落ちる、古典的なセドフテイラー爆発への一般化を展開します。分析結果を検証するために、一連の数値シミュレーションと比較します。臨界エネルギーが存在し、それを下回ると、衝撃が外側に伝播する代わりに、重力の下で失速して崩壊することがわかります。さらに、断熱指数が増加し、衝撃を受けた領域内に材料がより均一に分布すると、臨界エネルギーしきい値の値が減少することがわかります。このモデルを、原始中性子星が点質量として機能する、コア崩壊超新星における衝撃バウンスの問題に適用します。しきい値エネルギーと衝撃波の質量分布の関係は、乱流がコア崩壊超新星爆発で衝撃波の失速と後退をどのように防ぐかを説明するのに役立ちます。
Blazar S5 0716 + 714の分光モニタリング：輝度依存のスペクトル挙動
| Title |
Spectroscopic_Monitoring_of_Blazar_S5_0716+714:_Brightness-Dependent_Spectral_Behavior |
| Authors |
Hai-Cheng_Feng,_Sen._Yang,_Zi-Xu._Yang,_H._T._Liu,_J._M._Bai,_Sha-Sha._Li,_X._H._Zhao,_Jin._Zhang,_Y._B._Li,_M._Xiao,_Y._X._Xin,_L._F._Xing,_K._X._Lu,_L._Xu,_J._G._Wang,_C._J._Wang,_X._L._Zhang,_J._J._Zhang,_B._L._Lun,_S._S._He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11341 |
この論文では、雲南天文台の麗江天文台で、2019年9月から2020年3月までの2.4mの光学望遠鏡による$\gamma$-rayblazarS50716+714の分光観測の新しい結果を報告します。観測の平均ケイデンスは$\sim$1日です。2番目の観測期間（Epoch2）の間、観測データは非常に明るい状態と、より明るい（BWB）クロマティズムを明らかにします。Epoch2のBWBトレンドは、最初の観測期間（Epoch1）のトレンドとは大きく異なります。Epoch1とEpoch2の合計データには、大幅に明るさに依存するBWBクロマティズムが現れます。BWBの傾向は明るい状態に向かって弱くなり、最も高い状態で飽和する可能性があります。対数放物線関数、シンクロトロンピークフラックスと周波数のべき乗則$\nu_{\rm{p}}$、およびシンクロトロンスペクトルの曲率とその$\nu_{\rm{のべき乗則p}}$、シミュレーションは、S50716+714の輝度依存のBWBトレンドをよく再現します。BWBの傾向は、観測ウィンドウに対する$\nu_{\rm{p}}$のシフトによって制御されているようであり、放出領域の電子平均エネルギーと磁場の変動によって効果的に支配されている可能性があります。
10年前のタイプI超光速超新星PTF10hgiからの電波放射：FRB121102との比較
| Title |
Radio_emission_from_a_decade_old_Type_I_superluminous_supernova,_PTF10hgi:_Comparison_with_FRB121102 |
| Authors |
Surajit_Mondal,_Apurba_Bera,_Poonam_Chandra,_Barnali_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11375 |
唯一のラジオで検出されたタイプI超発光超新星（SLSN）PTF10hgiと最もアクティブな繰り返し高速ラジオバーストFRB121102の間の比較研究を実行します。この研究は、SLSNで生まれたマグネターがFRBに電力を供給することができるという仮説のFRB-SLSN接続にそのルーツがあります。ここに示すPTF10hgiの広帯域スペクトル（0.6〜15GHz）は、電波放射のマグネター風星雲起源の強力な証拠を提供します。同じスペクトルにより、電波放射領域の半径と磁場のロバストな推定を行うことも可能になり、星雲がマグネターの回転エネルギーによって駆動されることを示しています。次に、このスペクトルを、アーカイブデータを使用して400MHzまで拡張するFRB121102のスペクトルと比較します。新しく追加された測定は、FRB121102に関連付けられたコンパクトな永続的なソースの放出モデルに非常に厳しい制約を課します。どちらのソースも下にあるマグネターの回転エネルギーで駆動できる一方で、FRB121102では平均エネルギー注入率がはるかに高いことがわかります。したがって、PTF10hgiが実際に高速無線バーストを放出している場合、それらはFRB121102のものよりもエネルギー的にはるかに弱いと仮定します。
高速青色光過渡現象AT2018Cowのモデル：脈動対不安定超新星の星間相互作用
| Title |
A_Model_for_Fast_Blue_Optical_Transient_AT2018Cow:_Circumstellar_Interaction_of_a_Pulsational_Pair-instability_Supernova |
| Authors |
Shing-Chi_Leung,_Sergei_Blinnikov,_Ken'ichi_Nomoto,_Petr_Baklanov,_Elena_Sorokina,_Alexey_Tolstov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11404 |
FastBlueOpticalTransient（FBOT）ATLAS18qqn（AT2018cow）は、超発光超新星のように明るい光曲線を持っていますが、上昇と下降がはるかに高速です。以前の研究で研究したPPISNモデルに基づいて、脈動ペア不安定性（PPI）超新星（SN）モデルの星間相互作用によってこの光度曲線をモデル化します。私たちは質量$0.50の星状物質$M_\odot$を持つ42$M_\odot$He星（80$M_{\odot}$星の中心）に焦点を合わせます。パラメータ化されたマスカットと爆発$E$の運動エネルギーを使用して、PPISNモデルの元素合成と光学光度曲線の流体力学的計算を実行します。AT2018cowの最初の$\sim$20日間の光学光度曲線は、$42〜M_{\odot}$の星間物質の衝撃加熱によってよく再現され、$E=5\times10^{51}の星型です$erg。20日目以降、光曲線は、爆発における$^{56}$Niの崩壊生成物である0.6$M_\odot$$^{56}$Coの放射性崩壊によって再現されます。また、光度曲線の形状がCSMの構造や構成などのさまざまなモデルパラメータにどのように依存するかについても調べます。また、（1）他の可能なエネルギー源とその制約、（2）観測された高エネルギー放射線の起源、および（3）結果が放射伝達コードにどのように依存するかについても説明します。AT2018cowの成功モデルとCSMの質量が$20〜M_\odot）$のSLSNのモデルに基づいて、CSMが十分に大きい場合はPPISNがSLSNeを生成し、CSMが$\未満の場合はFBOTを生成するという仮説を提案します。sim1〜M_\odot$。
縞模様のパルサー風の散逸と非熱粒子加速：3D PICシミュレーション
| Title |
Dissipation_of_the_striped_pulsar_wind_and_non-thermal_particle_acceleration:_3D_PIC_simulations |
| Authors |
Beno\^it_Cerutti,_Alexander_Philippov,_Guillaume_Dubus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11462 |
大規模な電流シートの形成は、パルサー磁気圏の一般的な特徴です。磁気軸が星の回転軸とずれている場合、現在のシートは、縞模様風と呼ばれる傾斜角によって決定される赤道ウェッジを埋める振動構造です。このプロセスの効率についてはこの文脈で議論されていますが、相対論的再結合は、磁気エネルギーと粒子加速の大幅な散逸につながる可能性があります。この研究では、パルサー風の散逸と粒子加速に新たな光を当てるために、パルサー風力学のグローバルモデルと同じ数値フレームワーク内のストライプの再接続の調整を目指しています。この目的のために、我々は、スプリッターモノポール磁気圏の大きな3次元パーティクルインセルシミュレーションを、恒星表面からパルサーから離れた50個の光シリンダー半径まで実行します。プラスモイドが支配する再接続は、電流シートを効率的に断片化して、高速磁気音波ポイントを通過しても、すべての半径で効率的にフィールドを消費する二次電流シートによって分離された相互作用する磁束ロープの動的ネットワークに分割します。私たちの結果は、シートの再結合率によってのみ決定される普遍的な散逸半径があり、パルサーを生成する孤立ペアの終端衝撃半径のかなり上流にあることを示唆しています。風の大きさのローレンツ因子は、以前考えられていたよりも相対論的ではありません。移動するフレームでは、風はフラックスロープ内に閉じ込められたホットペアで構成されます。このパワーペアは、発射時の風の磁化によって最大エネルギーが制限されます。縞模様の風は、パルサー風星雲に入ると完全に消散する可能性が高いと結論付けています。散逸後の予測された風粒子スペクトルは、カニ星雲の電波放出電子を連想させます。
間接的なダークマター検索のステータス、課題、方向性
暗黒物質の間接探索は、銀河、太陽、地球などの重い宇宙物体に重力によって蓄積された暗黒物質候補の消滅または崩壊で生成される光子、ニュートリノ、または宇宙線の異常フラックスの検出に基づいています。さらに、間接的にも理解できる暗黒物質の証拠は、宇宙マイクロ波背景温度の変動、軽元素の原始的な存在量、または水素21cm線などの初期宇宙探査から取得できます。これらの異なるシグネチャを検出するために必要な技術には、非常に異なるタイプの検出器が必要です。エアシャワーアレイ、チェレンコフ望遠鏡、ニュートリノ望遠鏡、電波望遠鏡、または気球や衛星内の粒子検出器です。これらの検出器の多くは、もともと暗黒物質を検索することを目的としていませんでしたが、直接的な検索の取り組みを補完するユニークなツールであることが証明されています。このレビューでは、ダークマターの間接検索の現状をまとめ、これらの手法が直面する課題と制限についても触れます。
DQSEGDB：重力波観測所メタデータを保存するための時間間隔データベース
| Title |
DQSEGDB:_A_time-interval_database_for_storing_gravitational_wave_observatory_metadata |
| Authors |
Ryan_P._Fisher,_Gary_Hemming,_Marie-Anne_Bizouard,_Duncan_A._Brown,_Peter_F._Couvares,_Florent_Robinet,_Didier_Verkindt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11316 |
データ品質セグメントデータベース（DQSEGDB）ソフトウェアは、レーザー干渉計重力波天文台（LIGO）、Virgo、GEO600、および神岡重力波検出器で使用されるデータベースサービス、バックエンドAPI、フロントエンドグラフィカルWebインターフェイス、およびクライアントパッケージです。検出器のステータスを説明するメタデータにアクセスする。DQSEGDBは、高度な検出器の時代に公開されたすべての重力波の検出の分析に使用されています。DQSEGDBは現在、約6億のメタデータエントリを格納し、1日あたり約60万のクエリに応答し、平均応答時間は0.223ミリ秒です。
動的インダクタンス検出器ベースのサブミリ波電波天文学の読み出し
| Title |
Readout_for_Kinetic-Inductance-Detector-Based_Submillimeter_Radio_Astronomy |
| Authors |
Ran_Duan,_MUSIC_Team,_Xinxin_Zhang,_Chenhui_Niu_and_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11365 |
ほこりっぽい銀河、銀河団、星形成領域に関する情報を含む、重要な科学的情報のかなりの量が、サブミリ波および遠赤外線（FIR）波長の天文データに含まれています。ただし、これらの波長は、そのような研究に関与する技術的な困難さのために、天文学で最も探究されていない分野の1つです。過去20年間、サブミリ波およびミリ波の天文機器および望遠鏡の開発に多大な努力が費やされてきました。検出器の数はそのような機器の重要な特性であり、現在の研究の主題です。将来の望遠鏡では、視野、スキャン速度、解像度の観点から必要な要件を満たすために、何十万もの検出器が必要になります。ピクセル数が多いことは、動的インダクタンス検出器（KID）技術を使用する多重化可能な検出器の開発の1つの利点です。このペーパーでは、サブミリ波/ミリ波イメージングアレイでこれまでに達成された最大の検出器数の1つである合計2304個の検出器を可能にした、KIDベースの機器の読み出し電子回路のすべての側面の開発について説明します。このホワイトペーパーで紹介する作業は、Caltechサブミリ波天文台（CSO）の新しい機器であるMUltiwavelengthサブミリ波インダクタンスカメラ（MUSIC）に実装されています。
電波干渉法における古典的およびベイジアンイメージングの比較
| Title |
Comparison_of_classical_and_Bayesian_imaging_in_radio_interferometry |
| Authors |
Philipp_Arras,_Richard_A._Perley,_Hertzog_L._Bester,_Reimar_Leike,_Oleg_Smirnov,_R\"udiger_Westermann,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11435 |
無線干渉法で一般的に使用されているイメージングアルゴリズムであるCLEANには、次の欠点があります。その基本バージョンでは、拡散フラックスの概念がなく、CLEANコンポーネントとCLEANビームを畳み込むという一般的な慣習により、超解決;不確実性情報を出力しません。非物理的な負のフラックス領域を持つ画像を生成します。そしてその結果は、いわゆる重み付けスキームだけでなく、イメージングを導くためのクリーンなマスクの人間の選択にも大きく依存します。ここでは、上記の問題を解決し、自然に超解像につながるベイズイメージングアルゴリズムの解決策を示します。この出版物では、4つの異なる周波数でのCygnus〜AのVLA観察を行い、それをシングルスケールCLEAN、マルチスケールCLEANで画像化して解決します。上空の明るさの分布の解決と並んで、ノイズバジェットのベースラインに依存する補正関数を推定します。0.3から340までのノイズ補正係数を報告します。resolveによって達成された機能強化は、より高い計算労力によって支払われます。
GPU高速化画像削減パイプライン
| Title |
GPU-accelerated_Image_Reduction_Pipeline |
| Authors |
Masafumi_Niwano,_Katsuhiro_L._Murata,_Ryo_Adachi,_Sili_Wang,_Yutaro_Tachibana,_Youichi_Yatsu,_Nobuyuki_Kawai,_Takashi_Shimokawabe_and_Ryousuke_Itoh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11486 |
ハードウェアアクセラレータとしてグラフィックスプロセッシングユニット（GPU）を使用した高速画像縮小パイプラインを開発しました。天文学者は、系統的な追跡観測を整理するために位置情報を共有するために、重力波源のEMカウンターパートをできるだけ早く検出することを望んでいます。したがって、高速画像処理が重要です。ロボット望遠鏡システム用の新しい画像縮小パイプラインを開発しました。これは、PythonパッケージCuPyを介してGPUを使用し、高速画像処理を実現します。その結果、同じ機能を維持しながら、処理速度は現在のパイプラインの40倍以上に向上しました。
強度干渉法によるLISAの偏光予測に向けて
| Title |
Towards_a_Polarisation_Prediction_for_LISA_via_Intensity_Interferometry |
| Authors |
Sandra_Baumgartner,_Mauro_Bernardini,_Jos\'e_R._Canivete_Cuissa,_Hugues_de_Laroussilhe,_Alison_M._W._Mitchell,_Benno_A._Neuenschwander,_Prasenjit_Saha,_Timoth\'ee_Schaeffer,_Deniz_Soyuer_and_Lorenz_Zwick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11538 |
軌道周期が数時間のコンパクトな銀河バイナリシステムは、重力波（GW）でLISAまたは類似のミッションによって検出されると予想されています。現在、これらのいわゆる検証バイナリは、GWの周波数と振幅の予測を提供します。完全な偏光予測は、LISAおよび他のGW観測所を較正する新しい方法を提供しますが、現在のところ不可能である、空のバイナリの方向を解決する必要があります。kmスケールの光強度干渉法を使用して、とらえどころのないバイナリの方向を決定し、GWの偏光を予測する方法を提案します。最も有望な候補はCD-30$^{\circ}$11223で、$m_B=12$の高温のヘリウム準矮星と、70.5分の周期でほぼエッジオンの軌道にある、はるかに暗い白色矮星の伴星で構成されています。明るい星は、潮汐で6％引き伸ばされていると推定します。潮汐の引き伸ばしを解決すると、バイナリオリエンテーションが提供されます。必要な解像度は現在の機器をはるかに超えていますが、現在の技術を超えていません。kmスケールのベースラインを備えた望遠鏡のアレイ、および/または超大型望遠鏡（VLT）と超大型望遠鏡（ELT）に最近開発されたキロピクセルサブナノ秒の単一光子カウンターが装備され、強度に使用されるシナリオを検討します干渉法。VLTとELTのチームアップにより、24時間の観察で2\\sigma$の信頼度で$\pm1^{\circ}$への方向を測定できると推定します。
楕円体変数の休止ブラックホールの検索I.測光変調の予想される振幅の再検討
| Title |
Search_for_Dormant_Black_Holes_in_Ellipsoidal_Variables_I._Revisiting_the_Expected_Amplitudes_of_the_Photometric_Modulation |
| Authors |
Roy_Gomel,_Simchon_Faigler_and_Tsevi_Mazeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11209 |
楕円体変数は、伴星との潮汐相互作用によって引き起こされる恒星の歪みによって引き起こされる光曲線変調を示します。楕円変調の分析近似モデルは、MorrisandNaftilan1993（MN93）による離散フーリエ級数として与えられています。PHOEBEコードを使用した数値シミュレーションに基づいて、モデルの最初の3つの高調波の更新された振幅をここに示します。予想される振幅は、バイナリシステムの質量比と傾き、およびプライマリのフィルアウト係数（星の半径とそのロシュローブの比）の関数として与えられます。ユニティに近いフィルアウトファクターの場合、MN93モデルと比較して、最大30％の補正が可能です。更新されたモデルは、フォトメトリックライトカーブの大規模なデータセット内のコンパクトオブジェクトセカンダリを持つ短期間バイナリの検索に役立ちます。1つのOGLEライトカーブの例に示すように、最小の質量比は、3つの高調波の振幅と恒星温度の推定のみを使用して取得できます。十分に大きな振幅は、1より大きい質量比のバイナリを特定するのに役立ちます。その一部にはコンパクトなコンパニオンがある場合があります。
新規デュアルゾーン開口部X線太陽分光計（DAXSS）を使用した静止太陽活動領域の軟X線観測
| Title |
Soft_X-Ray_Observations_of_Quiescent_Solar_Active_Regions_using_Novel_Dual-zone_Aperture_X-ray_Solar_Spectrometer_(DAXSS) |
| Authors |
Bennet_D._Schwab,_Robert_H._A._Sewell,_Thomas_N._Woods,_Amir_Caspi,_James_Paul_Mason,_Christopher_Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11313 |
Dual-zoneApertureX-raySolarSpectrometer（DAXSS）は、2018年6月18日にNASA36.336の打ち上げロケット飛行で飛行し、幅広いエネルギー範囲にわたってこれまでで最高の解像度の太陽軟X線（SXR）スペクトルを得ました。この観測は、太陽円盤上に静止した（フレアのない）小さな活動領域があり、10.7cmの電波束（F10.7）が75の太陽束単位（1sfu=10-22W/m^2/Hz）。DAXSS機器は、LASPが開発したデュアルゾーンアパーチャと、Amptekの市販のX線分光計で構成されており、1keVに近い20の分解能で0.5〜20keVの太陽フルディスク放射照度を測定します。このペーパーでは、分光計の新しい設計と機器の特性評価手法について説明します。さらに、2018年に観測されたロケット飛行から得られた太陽測定値は、太陽コロナプラズマの温度、放射測定、および相対元素量に適合するようにCHIANTIスペクトルモデルを使用して分析されます。鉄の存在量は、静止した太陽のコロナで予想されるより35％高いことがわかりました。これは、スペクトルモデルにさらに高度な機能が必要か、基になる原子データベースに更新が必要な可能性があることを示唆しています。このスペクトル範囲の将来の長期的な系統的観測が必要です。DAXSSは2020年後半にINSPIRESat-1CubeSatで飛行します。そのSXRスペクトルデータは、活発な地域と太陽フレアイベントの発達中の相対的元素量の変化をモデル化することにより、コロナ加熱の発生源に対するさらなる洞察を提供します。
CYRA：Big BearのGoode太陽望遠鏡用の低温赤外分光器
| Title |
CYRA:_the_cryogenic_infrared_spectrograph_for_the_Goode_Solar_Telescope_in_Big_Bear |
| Authors |
Xu_Yang,_Wenda_Cao,_Nicolas_Gorceix,_Claude_Plymate,_Sergey_Shumoko,_Xianyong_Bai,_Matt_Penn,_Thomas_Ayres,_Roy_Coulter,_Philip_Goode |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11320 |
CYRA（CrYogenicsolarspectrogRAph）は、ビッグベアー太陽観測所（BBSO）にある1.6メートルのGoode太陽望遠鏡（GST）の設備機器です。CYRAは、1から5ミクロンの近赤外線太陽スペクトルの研究に焦点を当てています。これは、光球の磁気診断のための肥沃な地面であるだけでなく、光球の上にある彩層へのユニークなウィンドウを可能にします。CYRAは、マクマスピアス望遠鏡とミーズ望遠鏡の2つが前身であり、検出器とオーダーソーティングフィルターを除く暖かい光学系に基づいた、太陽観測所で初めて完全に極低温分光器になりました。CYRAは、さまざまな太陽の特徴と静かな光球の磁場を調べるために使用されます。CYRA測定は、太陽磁場の新しくより優れた3D外挿を可能にし、太陽活動モデルにより正確な境界条件を提供します。150,000以上の優れたスペクトル分解能により、一酸化炭素（CO）スペクトルバンドで彩層の観測を強化でき、太陽大気におけるエネルギー輸送をよりよく理解できます。CYRAは、Fore-OpticsModuleとSpectrographという2つの光学サブシステムに分かれています。スペクトログラフは装置の心臓部であり、IR検出器、回折格子、スリット、フィルター、およびイメージング光学系をすべて低温冷却されたデュワー（クライオスタット）に内蔵しています。検出器はTeledyneScientific＆Imaging、LLCが製造した2048x2048ピクセルのHAWAII2アレイです。クライオスタットの内部と読み出し電子回路は、ヘリウム冷媒ベースのクライオクーラーによって90ケルビンに維持され、IRアレイは30ケルビンに冷却されます。Fore-Opticsモジュールは、太陽画像の回転と安定化を行い、スキャン機能を提供し、GST画像をスペクトログラフに転送します。CYRAがインストールされ、試運転段階に入っています。
KIC 9406652：激変星の傾斜ディスクの実験室
| Title |
KIC_9406652:_A_laboratory_of_the_tilted_disk_in_cataclysmic_variable_stars |
| Authors |
Mariko_Kimura,_Yoji_Osaki_and_Taichi_Kato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11328 |
KIC9406652は激変変数（CV）であり、「IWAndタイプスター」としてサブ分類され、明るくなることで終了する振動変動を伴う停止の繰り返しを示します。このシステムは、負のスーパーハンプ、軌道周期よりわずかに短い周期を持つ半周期変動、および超軌道信号を示しました。これらは両方とも、歳差運動する傾斜した降着円盤に由来すると考えられています。1500dを超えるケプラー光度曲線を再検討しました。IWAndタイプのライト変動のサイクルに従って、負のスーパーハンプの周波数は再現可能な変動を示しました：増光中の急激な低下と停止中の漸進的な増加。これらは、半径方向の質量分布の急激な変化と、傾斜した円盤の膨張として解釈されます。これは、IWと星の既存のモデルでは予想されていません。負のスーパーハンプのフラックス振幅の不変性は、それらの光源が傾斜したディスクの表面を横切る明るいスポットであることを確認します。負のスーパーハンプと超軌道信号の周波数は、長いタイムスケールで一致して変化し、それらの共通の起源である傾斜したディスクを示唆しています。増光時の軌道信号は、第2の星の照射によって支配され、傾斜した円盤の向きによって変化しました。振幅は超軌道信号の最小値で最大になり、光の最大値は超軌道位相が進むにつれて初期の軌道位相にシフトしました。これは、円盤が2進軌道平面から傾いていて、逆行的に歳差運動しているという最初の直接的な証拠です。超軌道信号の半振幅から推定されるディスクの傾斜角は3度未満でした。負のスーパーハンプの光度曲線の多様性はこれをサポートし、ガスストリームの一部がディスクエッジからオーバーフローしていることを示唆しています。したがって、この研究はCVの傾斜したディスクに関する豊富な情報を提供します。
恒星の明るさの変化のパワースペクトルの変曲点III：回転周期が既知の星の斑点対スポット優勢
| Title |
Inflection_point_in_the_power_spectrum_of_stellar_brightness_variations_III:_Faculae_vs._Spot_dominance_on_stars_with_known_rotation_periods |
| Authors |
E._M._Amazo-Gomez,_A.I._Shapiro,_S.K._Solanki,_G._Kopp,_M._Oshagh,_T._Reinhold,_and_A._Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11492 |
恒星の回転周期は、恒星が回転するときに可視の恒星円盤を通過する活動的な磁気領域によって引き起こされる明るさの変化を観察することによって決定できます。ケプラーとTESSの観測に基づいて成功した恒星測光調査は、何万もの若い活動的な星の回転周期の決定につながりました。しかし、太陽のように古くて活動が少ない星の回転周期に関する情報はまだ不足しています。恒星の回転周期に匹敵するか、それよりも短い、活動領域の減衰時間によって引き起こされる光度曲線の不規則な時間プロファイルは、活動領域のランダムな出現と組み合わさって、そのような星の周期決定を非常に困難にします。以前に決定された回転周期を持つ星に対する恒星の回転周期を決定するための新しい方法の性能をテストしました。この方法は、パワースペクトルの勾配（GPS）を計算し、変曲点（つまり、勾配が最も高い点）の位置を特定することに基づいています。GPS法は、特に太陽のような活動度の低い星の回転周期を決定することを目的としています。ケプラー望遠鏡で観測された太陽のような1047個の星にGPS法を適用しました。GPSメソッドが恒星の回転周期の正確な値を返すことを示します。さらに、それはそれらが出現した瞬間に活動領域のファキュラとスポット領域の間の比率を制限することを可能にします。恒星の回転速度とともに相対的な眼の面積が減少することを示します。私たちの結果は、GPS法を正常に適用して、規則的な光曲線と非規則的な光曲線の両方を含む星の周期を取得できることを示唆しています。
最後の2つの太陽周期に対するMCMESIの時間的および周期的な変動。異なるクラスのX線太陽フレアの数との比較
| Title |
Temporal_and_Periodic_Variation_of_the_MCMESI_for_the_Last_Two_Solar_Cycles;_Comparison_with_the_Number_of_Different_Class_X-Ray_Solar_Flares |
| Authors |
A._Kilcik,_P._Chowdhury,_V._Sarp,_V._Yurchyshyn,_B._Donmez,_J.P._Rozelot,_A._Ozguc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11506 |
この研究では、最後の2つの太陽周期（サイクル23と24）の最大CME速度指数（MCMESI）と異なるクラス（C、M、X）の太陽X線フレアの数の時間的および周期的変動を比較しました。。MCMESIと太陽フレア数の間の相関を取得するために、相互相関分析が月次データセットに適用されました。また、すべてのデータセットの定期的な動作を調査するために、2009年から2018年までの毎日のデータを使用してマルチテーパー法（MTM）とモーレットウェーブレット分析法を実行しました。ウェーブレット分析を評価するには、クロスウェーブレット変換（XWT）とウェーブレット変換コヒーレンス（WTC））メソッドが実行されました。データセット間の因果関係はさらに収束クロスマッピング（CCM）法で調べた。分析の結果、次のことがわかりました。1）CクラスのX線フレア数は、太陽周期24の間に周期23と比較して約16％増加しましたが、他のすべてのデータセットは減少しました。MCMESIは約16％減少し、MおよびXクラスのフレアの数は約32％減少しました。2）すべてのX線太陽フレアクラスは、MCMESIとの顕著な正の相関を示します。MCMESIフレアとCクラスフレアの間の相関関係は、一般的な太陽サイクルの傾向に由来しますが、主に、Xクラスフレアの場合のデータの変動から生じます。3）一般に、すべてのクラスフレア番号とMCMESIは、同様の周期的な動作を示します。4）MCMESIで検出された546日の周期性は、太陽起源ではないか、少なくとも太陽フレアはこの周期性の原因ではありません。5）CおよびMクラスの太陽フレアは、Xクラスの太陽フレアと比較して、MCMESIに対してより強力な原因効果をもたらします。ただし、MCMESIとCクラスのフレア数の間では、唯一の双方向の因果関係が得られます。
AGBスタースペクトルエネルギー分布からジオメトリと質量損失率を解く方法-EP Aqrの場合
| Title |
How_to_disentangle_geometry_and_mass-loss_rate_from_AGB-star_spectral_energy_distributions_--_The_case_of_EP_Aqr |
| Authors |
J._Wiegert,_M.A.T._Groenewegen,_A._Jorissen,_L._Decin,_and_T._Danilovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11525 |
漸近巨大分岐（AGB）星の高角度分解能観測は、ガスとダストのエンベロープの非球形の形態を明らかにします。スペクトルエネルギー分布（SED）、質量推定、およびその後の質量損失に対するAGBエンベロープのダスト成分のさまざまな形状（球対称、らせん形、およびディスク形）の影響を定量化するパイロット研究を行うことを目指していますレート（MLR）の見積もり。また、SEDが不適切な幾何学モデルに適合している場合は、MLRで発生したエラーを推定します。3Dモンテカルロベースの放射伝達コードRADMC-3Dを使用して、さまざまなジオメトリ（ただし、空間拡張は固定）のダストエンベロープからの放出をシミュレートします。これらの予測を相互に比較し、COに見られるように、エンベロープがディスクのようなものであり、スパイラルアームを備えていることが知られているため、ベンチマークとして使用するAGBスターEPAqrのSEDと比較します。最も大きなエンベロープを含むSEDさまざまなジオメトリが最大の影響を与えるものであり、主に10および18umのケイ酸塩フィーチャに影響を与えます。これらの異なる形状は、光学的深さの大きな違いに起因します。巨大な螺旋と円盤は黒体のように見えます。光学的に厚いエッジオンスパイラルとディスク（ダストの質量が1e-4および1e-5Msunの場合）は、正面が同じ構造の表面と同じ質量の球体よりも冷たく見える黒体SEDを示しますが、光学的に厚い正面は分布は暖かい放射として表示されます。球形とらせん状の分布を組み合わせた、より現実的なモデルは、同様のSEDを持つ球体よりも0.1倍から0.5倍軽量であることがわかります。より極端で、現実的ではないシナリオでは、らせんと円盤は対応する球体よりも0.01から0.05倍軽量です。これは、AGBの周囲のエンベロープに間違ったジオメトリを採用すると、SEDフィッティングから導出された場合、MLRが1〜2桁も不正確になる可能性があることを意味します。
VLTI / PIONIERは進化したシステムHD101584の近い環境を明らかにします
| Title |
VLTI/PIONIER_reveals_the_close_environment_of_the_evolved_system_HD101584 |
| Authors |
J._Kluska,_H._Olofsson,_H._Van_Winckel,_T._Khouri,_M._Wittkowski,_W._J._de_Wit,_E._M._L._Humphreys,_M._Lindqvist,_M._Maercker,_S._Ramstedt,_D._Tafoya_and_W._H._T._Vlemmings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11555 |
コンテキスト：漸近後の巨大ブランチ（AGB後）および赤の巨大ブランチ（RGB後）のバイナリの観測された軌道特性は理解されていません。それらを説明するために欠けている成分は、おそらく中央バイナリとその星周環境との継続的な相互作用にあると思われます。目的：最も内側の構造と大規模構造の間の接続を調査することにより、これらの複雑なシステムの周囲の材料を研究することを目的としています。方法：強力なバイナリ相互作用のエピソードにより、ディスクのような形態と双極流出を伴うミリ波波長で見られるような複雑な構造を持つHD101584の近赤外線連続体で、高角度分解能の観測を実行します。ターゲットの複雑さを説明するために、最初に画像再構成を実行し、この結果を使用して形状モデルを近似して、環境の形態学的および熱的特徴を抽出します。結果：画像は、予期しない二重リング構造を示しています。ディスクの平面にあるダストからの放出によって生成される内輪と、ディスク平面の1.6[D/1kpc]auに位置するダストからの放出によって生成される外輪を解釈します。リングの内径（3.94[D/1kpc]au）と温度（T=1540$\pm$10K）は、ディスクのダスト昇華前面と互換性があります。面外リングの直径（直径7.39[D/1kpc]au、温度1014$\pm10$K）の原因は、一時的な噴出または流出のダスト凝縮フロントにある可能性があります。結論：観測された外側のリングは、ALMAによって観測された大規模な流出の青方偏移側にリンクしている可能性があり、その発射位置を中心の星まで追跡しています。そのような観察は、駆出メカニズムに形態学的制約を与える。平面外構造の原点を制約するには、追加の観測が必要です。
マルチエポックHST / STIS光学、近赤外、およびラジオ画像と分光法を使用したHerbig Ae Star HD
163296のディスク照明とジェット変動
| Title |
Disk_Illumination_and_Jet_Variability_of_the_Herbig_Ae_Star_HD_163296_Using_Multi-Epoch_HST/STIS_Optical,_Near-IR,_and_Radio_Imagery_and_Spectroscopy |
| Authors |
Evan_A._Rich,_John_P._Wisniewski,_Michael_L._Sitko,_Carol_A._Grady,_John_J._Tobin,_Misato_Fukagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11606 |
ハッブル宇宙望遠鏡/宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフコロナグラフィックイメージングの2つの新しいエポックを、HD163296システムのマルチエポックの光学的、近赤外、および無線モニタリングとともに紹介します。以前のエポックHST画像で特定されたansaeの特徴は、第4リングであり、長径3.25インチ（330au）の半長距離に存在します。ダストのスケールの高さは、径方向距離330auで64auであると判断します。。大規模で方位角的に非対称な変化を含む、3か月未満のタイムスケールで4番目のリングの表面の明るさの変化を観察します。この変化は、最も内側のディスクリング（0.66"、67au）の以前の研究に似ており、共通の起源を示唆しています。2018年に発生すると予測される新しいHHノットの排出の証拠は見つかりませんでした。さらに、古いHHノットが検出されなかったため、ノットのショック加熱が少なくなっている可能性があります。また、2018年の光学ライトカーブで明確なディッパーイベントを1つ検出します。観察したディスクイルミネーションの変化の時間スケールと空間範囲を使用して、このシャドウイングのソースが星から0.5au以内にあると推定し、少なくとも0.08延長する必要がありますauはディスクの中立面より上にあり、方位角範囲は0.26auです。ディッパーイベントのソースは、0.41auの中立面から0.37auのスケールの高さに達し、0.3auの方位角範囲を持つと推定します。これらの類似性は、同じ（または類似の）メカニズムがシステムでディッパーと可変リング照明の両方を生成する原因であることを示す可能性があることをお勧めします。
急速に回転する若いMドワーフの複雑な変調：パズルにピースを追加する
| Title |
Complex_Modulation_of_Rapidly_Rotating_Young_M_Dwarfs:_Adding_Pieces_to_the_Puzzle |
| Authors |
Maximilian_N._G\"unther,_David_A._Berardo,_Elsa_Ducrot,_Catriona_A._Murray,_Keivan_G._Stassun,_Katalin_Olah,_L.G._Bouma,_Saul_Rappaport,_Joshua_N._Winn,_Adina_D._Feinstein,_Elisabeth_Matthews,_Daniel_Sebastian,_Benjamin_V._Rackham,_B\'alint_Seli,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Edward_Gillen,_Alan_M._Levine,_Brice-Olivier_Demory,_Micha\"el_Gillon,_Didier_Queloz,_George_Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_Sara_Seager,_David_W._Latham,_Jon_M._Jenkins,_C._E._Brasseur,_Knicole_D._Col\'on,_Tansu_Daylan,_Laetitia_Delrez,_Lionel_J._Garcia,_Rahul_Jayaraman,_Emmanuel_Jehin,_Martti_H._Kristiansen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Peter_Philmann_Pedersen,_Francisco_J._Pozuelos,_Joseph_E._Rodriguez,_Bill_Wohler,_Zhuchang_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11681 |
Kepler/K2とTESSのデータを使用して、複雑で鋭いピークの、厳密に周期的な測光変調を備えた若いM矮星の新しいセットが最近発見されました。これらのターゲットはすべて、若い星形成協会の一部です。推奨される説明は、ダストディスクの付着から、回転する物質の雲、恒星の斑点まで、スピン軌道がずれたダストディスクによって周期的に遮られるところまであります。ここでは、これらの仮説のすべての側面の包括的な概要を提供し、TESSおよびSPECULOOS南天天文台（SSO）からの測光でこれらのオブジェクトを理解するための努力に、より多くの観測制約を追加します。3つの異なる角度から仮説を精査します。（1）既存の若い星のカタログを通じて、これらのシナリオの発生率を調査します。（2）TESSとSSOからの1年間以上の組み合わせ測光を使用して、これらの機能の寿命を調査します。（3）SSOからマルチカラー測光を使用して、予想される色依存性を調べます。このプロセスでは、活動効果を説明する恒星パラメーターを再検討し、1年にわたる時間スケールでの活動指標として恒星フレアを研究し、典型的な形態を模倣するおもちゃモデルを開発します。仮説のどの部分が真であるか、またはこれらの新しい観察によって挑戦されるかを特定します。これまでのところ、どの仮説も明確な答えとして際立っておらず、それぞれに制限があります。これらの複雑な回転子の謎は残っていますが、ここでは、今後のすべての研究のために、貴重な観察ピースをパズルに追加します。
宇宙線生成からのミリ荷電粒子に対する新しい制約
| Title |
New_Constraints_on_Millicharged_Particles_from_Cosmic-ray_Production |
| Authors |
Ryan_Plestid,_Volodymyr_Takhistov,_Yu-Dai_Tsai,_Torsten_Bringmann,_Alexander_Kusenko,_and_Maxim_Pospelov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2002.11732 |
すべての陸上実験の永続的なMCP生成源を構成する宇宙線と大気の衝突からのエキゾチックなミリ荷電粒子（MCP）の生成を研究します。MCPフラックスの計算を使用して、電離粒子の周囲フラックス。大規模な地下ニュートリノ検出器は、結果として得られるMCPの特に好ましいターゲットです。Super-K実験の利用可能なデータを使用して、MCPに新しい制限を設定します。これは、質量範囲$0.1の感度到達範囲で最も優れており、\lesssimm_{\chi}\lesssim0.5$GeVであり、加速器ベースと競合します。1.5GeVまでの質量を検索します。暗黒物質（DM）のサブドミナントコンポーネントが部分的に帯電しているモデルにこれらの制約を適用することで、DMの存在量に関する想定とは無関係に、従来の直接検出DM実験で困難なパラメーター空間の一部をプローブできます。これらの結果は、次世代の大規模ニュートリノ検出器でさらに改善できます。
フレーバー振動と原始元素合成を含むニュートリノデカップリング
| Title |
Neutrino_decoupling_including_flavour_oscillations_and_primordial_nucleosynthesis |
| Authors |
Julien_Froustey,_Cyril_Pitrou_and_Maria_Cristina_Volpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.01074 |
初期宇宙のニュートリノとフレーバーの振動とのデカップリングを再検討します。BBGKYのような階層に基づいてニュートリノの進化を決定する量子運動方程式を再導出し、完全な衝突項を含めます。化学ポテンシャルがゼロの場合に焦点を当て、これらの方程式を数値的に解きます。また、物質ベースでの断熱進化に基づく近似スキームを開発します。実際、振動と宇宙論的時間スケールの大きな違いは、微分系ヤコビアンの直接計算と組み合わせると、数値積分を2桁高速化できる平均化されたフレーバー振動を考慮することを可能にします。近似数値スキームはまた、ニュートリノの減結合の物理学をより深く理解するのにも役立ちます。プラズマ熱力学QED補正に関する最新の結果を含め、ニュートリノの有効数を$N_{\mathrm{eff}}=3.0440$に更新します。最後に、ニュートリノ分離時のフレーバー振動がその後の原始元素合成に与える影響を調べます。
核物質のGM1状態方程式（EoS）のアキシオンスカラーフィールドを使用して$R^2$重力で均一に回転する中性子星の平衡構成を調査します。質量-半径図、質量-中心エネルギー密度は、静的な星と比較していくつかの周波数で示されています。星の赤道半径と極半径、慣性モーメントも計算します。アキシオンフィールド$\phi$の場合、$\simR^2\phi$という形式のカップリングが想定されます。私たちの検討から、いくつかの興味深い結果が得られました。カップリング項の寄与により、与えられたEoSで可能な最大の星の質量が増加します。一般相対性理論と比較して、回転の最大周波数を増加させる可能性を発見しました。結果として、高速回転する星の質量の下限が減少します。周波数が$f=700$Hzの場合、質量が$\simM_\odot$の中性子星がパラメータの選択に存在します（同じEoSの一般相対性理論では、この制限は約$1.2M_{\odot}$です）。私たちのソリューションのもう1つの特徴は、静的な場合と比較して、高周波での星の半径の比較的小さな増加です。したがって、最終的に、アキシオンを備えた$R^2$重力の中性子星の新しいクラス、つまり中間質量の高速回転コンパクト星が発見されました。
核対称性エネルギーの曲率勾配相関と、正準中性子星の地殻-コア遷移、半径および潮汐変形能へのその痕跡
背景：核対称エネルギー$E_{sym}（\rho）$は、核システムをより中性子リッチにするために必要なエネルギーに関する情報をエンコードすることは、特に超飽和密度ではあまり知られていませんが、中性子星の特性に大きな影響を与えます。核物質の飽和密度$\rho_0$での勾配パラメーターLは、最近の天体物理学の観測と地球の核実験によって比較的よく制約されていますが、その曲率$K_{\rm{sym}}$は$E_{sym}（\rho）$約$2\rho_0$はほとんど制約を受けません。さまざまな核理論と文献の相互作用を使用した$E_{sym}（\rho）$の520以上の計算は、いくつかの大幅に異なる$K_{\rm{sym}}-L$相関を予測しています。目的：$E_{sym}（\rho）$の一意の$K_{\rm{sym}}-L$相関がしっかりと確立できれば、$E_の高密度動作を徐々により適切に制約できるようになります{sym}（\rho）$は、その勾配パラメーターLで使用可能な制約を使用します。異なる$K_{\rm{sym}}-L$相関が中性子星の観測値に影響を与えるかどうか、およびその程度を調査します。方法：3つの代表的な$K_{\rm{sym}}-L$相関関数を持つ核状態方程式（EOS）のメタモデルを使用して、中性子星の複数のEOSを生成します。次に、$K_{\rm{sym}}-L$相関がクラストコアの遷移密度と圧力、および正準中性子星の半径と潮汐変形に及ぼす影響を調べます。結果：$K_{\rm{sym}}-L$の相関関係は、地殻とコアの遷移密度と圧力の両方に大きく影響します。また、特に小さなL値で、標準的な中性子星の半径と潮汐変形性に強い痕跡があります。LIGO/VIRGOおよびNICERからの利用可能なデータは、勾配Lにいくつかの有用な制限を設定しますが、考慮される3つの代表的な$K_{\rm{sym}}-L$相関を区別できません。
ラージN展開とストリング理論の不均衡
Schwinger-Keldyshの定式化とその前方および後方成分を含む閉じたリアルタイム輪郭を使用して、変動する行列の自由度と$SU（N）$対称性を持つ一般的な非平衡系の大$N$展開を分析します。平衡状態では、このようなシステムの大きな$N$展開は、トポロジーの複雑さを増す2次元表面のトポロジーの合計につながり、ストリング理論による二重記述の可能性を予測します。この議論を平衡から遠ざけ、双対ストリング理論におけるトポロジー展開の普遍的な特徴を研究します。非平衡ストリング摂動論では、ワールドシートトポロジーの合計がさらに洗練されていると結論付けます。各ワールドシートサーフェス$\Sigma$は、時間コンターの前方ブランチに対応する部分$\Sigma^+$に三重に分解されます。後方ブランチの$\Sigma^-$の部分と、時間コンターの2つのブランチが交わる遠い未来の瞬間に対応する$\Sigma^\wedge$の部分。トポロジーの合計は、トリプル分解の合計になります。有限温度でのシステムに関連するKadanoff-Baymの時間コンター、および閉じた状態と開いた状態の、方向付けされた、または方向付けされていないストリングの場合に、結果を一般化します。私たちの結果は普遍的なものであり、大規模な$N$展開の機能からのみ従うもので、ワールドシートのダイナミクスに関する想定はありません。
ウティヤマとキブルの作品以来、重力は標準モデルの場と同じ足場に重力を置くローレンツ群を測ることによって得られることはよく知られています。結果として得られる理論-アインシュタイン-カルタン重力-には必然的に、スピンの自由度に関連するねじれに起因する4フェルミオン相互作用が含まれます。この相互作用が初期宇宙で一重項フェルミオンを生成するための新しい普遍的なメカニズムにつながることを示します。これらのフェルミオンは暗黒物質粒子の役割を果たすことができます。このメカニズムは、数keVから$\sim10^8〜$GeVまでの広範囲の暗黒物質粒子質量で機能します。この方法で生成されたkeVスケールの暗黒物質の潜在的な観測結果について、特に右手系ニュートリノの場合について説明します。原始的な暗黒物質の運動量分布を決定することで、重力によるフェルミオン相互作用に光を当てることができるかもしれないと私たちは結論付けます。
