階層的推論による強力なレンズ効果のクラスター化
銀河団によるレンズは宇宙論と銀河系外宇宙物理学の多目的なプローブですが、その予測の一部の精度は、自由度が（そうでなければ扱いにくい）数を減らすために採用された簡略化されたモデルによって制限されます。私たちは、すべてのクラスターメンバー銀河のパラメーターがゼロ以外の散乱を伴ういくつかの一般的なスケーリング関係の周りで自由に変化し、データがそれを必要とする場合に限り、それらから大幅に逸脱するクラスターレンズモデルを目指しています。すべてのレンズパラメータと、レンズ制約と（与えられた場合は）恒星の運動学的測定からの固有散乱を含むスケーリング関係ハイパーパラメータの決定を可能にするベイズ階層推論フレームワークを考案しました。これは、レンズの可能性に対する一般的なパラメトリックレンズコードの専用ラッパーであるBayesLensを通じてこれを達成し、パラメーターとハイパーパラメーターの事後をサンプリングします。現実的な不確実性を持つ単純な模擬クラスターレンズデータセットに対してコードの機能テストを実行しました。パラメータとハイパーパラメータは68％の信頼性範囲内で回復され、「観察された」すべての複数の画像の位置は、過剰適合なしに、BayLens最適モデルによって正確に再現されます。多数の自由度にもかかわらず、高速で扱いやすい推論により、クラスターメンバー銀河の正確な記述が可能であることを示しました。これは、現在のクラスターレンズモデルの最先端を超えています。その後、宇宙論、銀河の進化、および高赤方偏移銀河集団の研究への正確な影響を、実際の銀河クラスターで定量化できます。他の体系的な情報源が存在し、実際のクラスターでは重要である可能性がありますが、我々の結果は、クラスターメンバー集団における固有の散乱の寄与を制御できることを示しています。
21cmの全球信号と銀河系外のガンマ線背景からの原始ブラックホールの豊富さ
| Title |
The_abundance_of_primordial_black_holes_from_the_global_21cm_signal_and_extragalactic_gamma-ray_background |
| Authors |
Yupeng_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11859 |
初期の宇宙で形成された原始ブラックホール（PBH）は、重力により暗黒物質粒子を降着させ、超コンパクトミニハロ（UCMH）を形成する可能性があります。理論的な研究とシミュレーションにより、UCMHの暗黒物質の密度プロファイルは$\rho（r）\simr^{-2.25}$の形式であることが示されています。人気のあるダークマターハローモデルと比較すると、NFWモデルでは、暗黒物質の消滅率はUCMHで大きくなります。暗黒物質の消滅を考慮すると、赤方偏移とは無関係に扱われたUCMHには最大コア密度$\rho_{\rmmax}$があります。この作業中に、$\rho_{\rmmax}$は赤方偏移に依存し、UCMHの暗黒物質消滅率も時間とともに変化することを指摘します。暗黒物質の消滅によるUCMHからの$\gamma$線フラックスを再調査し、銀河系外のガンマ線背景（EGB）への寄与に焦点を当てます。フェルミのEGBデータを利用して、PBHの存在量に関する制約が導出されます。$\Omega_{\rmPBH、EGB}\lesssim2\times10^{-8}$。EDGES実験によるグローバル21cm信号の最近の観測に動機付けられて、グローバル21cm信号に対するUCMHの暗黒物質消滅の影響を調査し、PBHの存在量に関する制約、$\Omega_{\rmPBH、21cm}\lesssimを導き出します2\times10^{-10}$。導出された制約は、質量範囲$10^{-6}M_{\odot}\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^{3}M_{\odot}$に対して有効です。
暗黒エネルギー調査の3年間の宇宙論的サンプルにおけるタイプIa超新星に対する環境の影響
| Title |
The_Effect_of_Environment_on_Type_Ia_Supernovae_in_the_Dark_Energy_Survey_Three-Year_Cosmological_Sample |
| Authors |
L._Kelsey,_M._Sullivan,_M._Smith,_P._Wiseman,_D._Brout,_T._M._Davis,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_M._Grayling,_C._P._Guti\'errez,_S._R._Hinton,_R._Kessler,_C._Lidman,_A._M\"oller,_M._Sako,_D._Scolnic,_S._A._Uddin,_M._Vincenzi,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_A._G._Kim,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_J._L._Marshall,_P._Martini,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_et_al._(12_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12101 |
タイプIa超新星（SNeIa）の分析により、標準化された光度とホスト銀河特性の間の不可解な相関関係が見つかりました。高質量のSNeIa、パッシブホストは、低質量の星形成ホストよりも明るく見えます。SNeIaのホスト銀河をダークエネルギー調査の3年間で分光学的に確認された宇宙論的サンプルで調べ、SNを中心とした一連の「ローカル」アパーチャとグローバルホスト銀河の測光を取得します。恒星の質量やレストフレームの$U-R$色など、これらのホスト銀河の特性の違いと、ハッブル残差を含むSNIaパラメータとの相関関係を調べます。すべてのハッブル残差ステップは、従来のサンプル中央値での分割と最大有意性のステップの両方で、有意差が$>3\sigma$であることがわかります。恒星の質量の場合、最大局所ステップは$0.098\pm0.018$等でした。サンプルで$\sim0.03$等級は、全球での最大の恒星質量ステップ（$0.070\pm0.017$等）よりも大きいサンプル中央値で分割する場合、ローカルとグローバルの$U-R$ステップの差はどちらも$\sim0.08$ですが、グローバルな恒星の質量ステップ（$0.057\pm0.017$mag）よりも重要です。SNIaライトカーブパラメーターに基づいてデータをサブサンプルに分割します。ストレッチ（$x_1$）と色（$c$）の両方で、より赤いオブジェクト（$c>0$）のハッブル残差ステップが大きくなっています。質量および$UR$、ローカルおよびグローバル測定の両方で、$\sim0.14$mag。さらに、青い（星を形成する）ローカル環境は、ローカルの$U-R$r.m.sを使用して、より均質なSNIaサンプルをホストします。ローカルに青い$U-R$環境で青（$c<0$）SNeIaに対して$0.084\pm0.017$程度の低い散乱。
HI強度マッピング実験の多重極展開：不偏パラメーター推定
| Title |
Multipole_expansion_for_HI_intensity_mapping_experiments:_unbiased_parameter_estimation |
| Authors |
Paula_S._Soares,_Steven_Cunnington,_Alkistis_Pourtsidou_and_Chris_Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12102 |
機器および前景の除去効果を含む、単一皿のHI強度マッピングの場合の多極展開形式のパフォーマンスを評価します。この形式は、赤方偏移空間の歪みやアルコック-パチンスキー効果など、さまざまなHIおよび宇宙論的パラメーターのMCMC予測を提供するために使用されます。まず、シミュレーションデータにフィッティングし、単極、四重極、および16極の寄与に集中して、パワースペクトルモデリングの有効範囲を決定します。次に、前景の減算効果が宇宙論的パラメーターの決定に深刻なバイアスをもたらす可能性があることを示します。2パラメーターのフォアグラウンドモデリング処方を作成することでこれらのバイアスを説明しようとしましたが、私たちの処方が宇宙論的パラメーターの推定不確実性の増加を犠牲にして不偏パラメーター推定につながることがわかりました。さらに、機器と前景の除去効果が理論的な共分散行列に大きく影響し、異なる多極間の共分散が無視できなくなることがわかります。最後に、高次多極子を分析に含めることの効果と、これらを使用してHI強度マッピングデータの機器効果と系統的効果の存在を調査する方法を示します。
熱核反応速度と原始元素合成
宇宙バリオン密度の最良の数値と3つのニュートリノフレーバーの存在を仮定すると、標準的なビッグバン元素合成はパラメーターなしのモデルです。観察された原始的な存在量がシミュレーションによって再現できるかどうかを評価することが重要です。多数の研究により、シミュレーションは、観測と比較して、原始$^7$Liの存在量を$\約$$3倍過大予測していることが示されています。この不一致は、$^7$Liの観測における未知の体系、星におけるリチウムの十分に理解されていない枯渇、リチウムとベリリウムの合成に関与する熱核速度の誤差、または標準モデルを超えた物理学によって引き起こされる可能性があります。ここでは、核物理学ソリューションの可能性に焦点を当てます。主要な核反応率の状況が要約されています。ビッグバン元素合成シミュレーションは最新の反応速度で実行され、予測される存在量の不確実性はモンテカルロ法を使用して確立されます。存在量と反応速度の相関は、相互情報量の測定基準に基づいて調査されます。4つの反応の割合は、原始的な$^7$Liの存在量に影響します：$^3$He（$\alpha$、$\gamma$）$^7$Be、d（p、$\gamma$）$^3$彼、$^7$Be（d、p）2$\alpha$、および$^7$Be（n、p）$^7$Li。遺伝的アルゴリズムを使用して、観測されたすべての原始的な存在量を説明できるこれら4つの反応の同時速度変化を検索します。最近報告された不確実性よりもはるかに広い反応速度範囲で検索を実行すると、許容できる解決策は見つかりません。現在利用可能な証拠に基づいて、宇宙論的リチウム問題が核物理学の解決策を持つ可能性は非常に低いと結論付けています。
PBHとセカンダリGWは、超低速ロールと中断されたインフレから
| Title |
PBHs_and_secondary_GWs_from_ultra_slow_roll_and_punctuated_inflation |
| Authors |
H.V._Ragavendra,_Pankaj_Saha,_L._Sriramkumar,_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12202 |
[要約]原始スカラーパワースペクトルは、主に宇宙マイクロ波背景（CMB）の異方性の観測によって、大規模に十分に制約されています。過去数年にわたって、小規模でのパワーの急激な上昇は、原始ブラックホール（PBH）の形成の強化につながり、より高い、場合によっては検出可能な振幅の二次重力波（GW）も生成することが認識されています。CMBスケールでのCOBE正規化振幅とより小さなスケールでの強化された振幅を持つスカラーパワースペクトルは、インフレーションの単一の標準スカラーフィールドモデルにおけるスローロールからの偏差により生成できることはよく理解されています。実際、いわゆる超低速ロール膨張の時代は、望ましい増幅をもたらすことができます。超スローロールにつながるシナリオは、大きく2つのタイプに分類できます。1つは、インフレからの短い逸脱（パンクチュエーテッドインフレと呼ばれるシナリオ）があり、もう1つは、そのような逸脱が発生しないものです。超低速ロールと中断されたインフレにつながる正準スカラーフィールドを含む単一フィールドインフレモデルのセットを検討し、これらのモデルでのPBHの形成とセカンダリGWの生成を調べます。特定のモデルを検討することとは別に、最初のスローロールパラメーターの特定の機能選択からポテンシャルを再構築して、超スローロールと中断されたインフレーションを導き、それらの観測シグネチャを調査します。これらのシナリオでは、2次テンソルパワースペクトルに加えて、2次テンソルバイスペクトルを等辺制限で計算します。さらに、すべてのケースで発生するインフレスカラーバイスペクトルを計算し、形成されたPBHの範囲とセカンダリGWの振幅に対するスカラー非ガウス性の痕跡を議論します。
フィールドクラスター質量関数のドリフト係数で暗い縮退を打破する
| Title |
Breaking_the_Dark_Degeneracy_with_the_Drifting_Coefficient_of_the_Field_Cluster_Mass_Function |
| Authors |
Suho_Ryu_(1),_Jounghun_Lee_(1),_Marco_Baldi_(2,3,4)_((1)_Seoul_National_University,_(2)_Alma_Mater_Studiorum_Universit\`a_di_Bologna,_(3)_Osservatorio_Astronomico_di_Bologna,_(4)_Sezione_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12212 |
フィールドクラスター質量関数のドリフト係数の赤方偏移進化がいくつかの宇宙縮退を破ることができるという証拠をサポートする数値分析を提示します。この証拠は、結合された暗黒エネルギー、$f（R）$重力、および$f（R）$重力と大規模なニュートリノの組み合わせを含むさまざまな非標準宇宙論に対して個別に実行されたCoDECSおよびDUSTGRAIN-pathfinderシミュレーションからのデータに基づいています。標準の$\Lambda$CDM宇宙論については。最初に、各宇宙論に対して$0\lez\le1$の範囲のさまざまな赤方偏移でのフィールドクラスター質量関数を数値的に決定します。次に、各赤方偏移でドリフト係数$\beta$を調整することにより、以前の研究で開発された分析式と数値的に得られたフィールドクラスター質量関数を比較します。すべての宇宙論のすべての赤方偏移で、最適な係数の分析式が数値結果によく一致していることがわかります。ドリフト係数$\beta（z）$の経験的に決定された赤方偏移の進化は、異なる宇宙論間で大幅に異なることがわかります。また、背景宇宙論に関する以前の情報を使用しなくても、ドリフト係数$\beta（z）$は、統計的有意性が高いため、退行した非標準宇宙論を$\Lambda$CDMだけでなく、互いに。Einstein-deSitter状態からの逸脱の進化と$\beta（z）$によって定量化された球対称の崩壊プロセスは、重力とダークセクターの物理学の強力なプローブであると結論付けられました。
公開されているキホーテシミュレーションを使用して、大規模なニュートリノを含むN体シミュレーションにおける暗黒物質ハローのアセンブリバイアスの最初の測定値を示します。線形バイアス$b_1$の3つのハロープロパティへの依存に注目します。1）濃度$c$、2）スピン$\lambda$、および3）楕円率$s$。これらのシミュレーションは大規模なボリュームをカバーしますが、将来の調査よりも優れていますが、固定ハロー質量での関係$b_1（c）$、$b_1（\lambda）$および$b_1（s）$に対するニュートリノの影響は検出されません。さらに、ハローの特性と環境のニュートリノへの依存性を調べ、これらの量がアセンブリバイアスと同じレベルのニュートリノ質量の影響を受けることを発見しました。スピンと形状に対するニュートリノの影響は、ニュートリノシミュレーションでの冷たい暗黒物質$\sigma_8$の変化に大きく起因することがわかりますが、これは集中の場合とは異なります。
TOI-824 b：熱いネプチューン砂漠の下端にある新しい惑星
| Title |
TOI-824_b:_A_New_Planet_on_the_Lower_Edge_of_the_Hot_Neptune_Desert |
| Authors |
Jennifer_A._Burt,_Louise_D._Nielsen,_Samuel_N._Quinn,_Eric_E._Mamajek,_Elisabeth_C._Matthews,_George_Zhou,_Julia_V._Seidel,_Chelsea_X._Huang,_Eric_Lopez,_Maritza_Soto,_Jon_Otegi,_Keivan_G._Stassun,_Laura_Kreidberg,_Karen_A._Collins,_Jason_D._Eastman,_Joseph_E._Rodriguez,_Samuel_P._Halverson,_Johanna_K._Teske,_Sharon_X._Wang,_R._Paul_Butler,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Xavier_Dumusque,_Damien_Segransen,_Stephen_A._Shectman,_Jeffrey_D._Crane,_Fabo_Feng,_Benjamin_T._Montet,_Adina_D._Feinstein,_Yuri_Beletski,_Erin_Flowers,_Maximilian_N._G\{"u}nther,_Tansu_Daylan,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Tianjun_Gan,_Eric_L._N._Jensen,_John_F._Kielkopf,_Thiam_Guan_Tan,_Ravit_Helled,_Caroline_Dorn,_Jonas_Haldemann,_Jack_J._Lissauer,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Joseph_D._Twicken,_Jeffrey_C._Smith,_Peter_Tenenbaum,_Scott_Cartwright,_Thomas_Barclay,_Joshua_Pepper,_Gilbert_Esquerdo,_William_Fong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11732 |
\textit{ExitingExoplanetSurveySatellite}（TESS）からのデータを使用して、近傍（d=64pc）のK4VスターであるTOI-824（SCRJ1448-5735）を周回する通過する海王星の太陽系外惑星の検出を報告します。新しく発見された惑星の半径は$R_{\rm{p}}$=2.93$\pm$0.20R$_{\oplus}$で、軌道周期は1.393日です。PlanetFinderSpectrograph（PFS）と高精度RadialspeedPlanetSearcher（HARPS）スペクトログラフを使用した放射速度測定により、惑星の存在が確認され、その質量は$M_{\rm{p}}$=18.47$\と推定されます。pm$1.84M$_{\oplus}$。惑星の平均密度は$\rho_{\rm{p}}$=4.03$^{+0.98}_{-0.78}$gcm$^{-3}$で、海王星の2倍以上の密度になります。TOI-824bの高い平衡温度は、惑星に雲のない大気が存在する可能性が高くなるため、大気調査のフォローアップの優れた候補となります。地上と宇宙の両方からのTOI-824bの大気の検出可能性は有望であり、現在までその大気を保持している高温のネプチューン砂漠の端にある最も照射された小さな惑星の詳細な特性につながる可能性があります。
$ z \ sim 0.2 $の巨大な楕円銀河は、星とNavarro-Frenk-White暗黒物質ハローによってよく説明されています
| Title |
Massive_elliptical_galaxies_at_$z_\sim_0.2$_are_well_described_by_stars_and_a_Navarro-Frenk-White_dark_matter_halo |
| Authors |
Anowar_J._Shajib,_Tommaso_Treu,_Simon_Birrer_and_Alessandro_Sonnenfeld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11724 |
レンズダイナミクスの共同解析から、$z\sim0.2$で楕円銀河の内部構造を調査します。スローンレンズACS（SLACS）調査から選択された23個の銀河-銀河レンズのサンプルのハッブル宇宙望遠鏡の画像をモデル化します。元のSLACS分析では、運動学と画像データを組み合わせて対数勾配を推定していましたが、対数勾配は画像データからのみ推定しました。レンズのみの対数勾配の分布は、元のSLACS分析と一致して、中央値$2.08\pm0.03$および固有分散$0.13\pm0.02$を持っていることがわかります。レンズの制約と恒星の運動学を組み合わせ、暗黒物質（DM）ハローの断熱収縮の量を制約します。DMハローは、一定の恒星質量対光比（$M/L$）モデルと恒星$M/Lの両方について、平均で収縮のない標準のNavarro-Frenk-Whiteハローによって適切に記述されていることがわかります$勾配モデル。$M/L$勾配モデルの場合、ほとんどの銀河は$M/L$勾配なしで一貫していることがわかります。推定された恒星の質量と恒星の人口合成法から得られた質量との比較は、サルピーターIMFなどの重い初期質量関数（IMF）をサポートします。以前の観測とシミュレーションのコンテキストで結果を議論し、私たちの結果は、アクティブな銀河核フィードバックがDMハローのバリオン冷却駆動収縮を打ち消すシナリオと一致していると主張します。
近傍の恒星軌道に基づくSgrA $ ^ * $のスピンの上限
天の川の中心にある大規模なブラックホール（BH）のスピンSgrA$^*$は、これまでのところ十分に拘束されていません。SgrA$^*$のスピンに上限を設定します。これは、およそ$\pm45^\circの位置角度で配置された2つのほぼエッジオンのディスクに配置されたSスターの空間分布に基づいています。銀河中心の周りのミリパーセックなスケールでの銀河平面に関する$。フレームを引っ張る歳差運動がSスター軌道角運動量歳差運動をするのに十分な時間を持っていなかったことを要求すると、天の川の中心にある巨大なBHのスピンは$\chi\lesssim0.1$に制限できます。
OVIは、$ z \ sim 1 $の巨大銀河の宇宙論シミュレーションで、衝突イオン化された境界を持つ光イオン化ストリームをトレースします
| Title |
OVI_Traces_Photoionized_Streams_With_Collisionally_Ionized_Boundaries_in_Cosmological_Simulations_of_$z_\sim_1$_Massive_Galaxies |
| Authors |
Clayton_Strawn_(1),_Santi_Roca-F\`abrega_(2),_Nir_Mandelker_(3_and_4_and_5_and_6),_Joel_Primack_(1),_Jonathan_Stern_(7),_Daniel_Ceverino_(8),_Avishai_Dekel_(6_and_1),_Bryan_Wang_(9),_Rishi_Dange_(9)_((1)_University_of_California_Santa_Cruz,_Santa_Cruz,_USA,_(2)_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(3)_Yale_University,_New_Haven,_USA,_(4)_Heidelberger_Institut_f\"ur_Theoretische_Studien,_Heidelberg,_Germany,_(5)_Kavli_Institute_for_Theoretical_Physics,_Santa_Barbara,_USA,_(6)_The_Hebrew_University_of_Jerusalem,_Jerusalem,_Israel,_(7)_Northwestern_University,_Evanston,_USA,_(8)_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(9)_The_Harker_School,_San_Jose,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11863 |
VELA宇宙拡大シミュレーションで$z\sim1$にある$\sim10^{12}$M$_\odot$の暗黒物質ハローのCircumgalacticMedium（CGM）におけるOVIの分布と起源を分析します。流入するコールドストリームのOVIは主に光イオン化されますが、バルクボリュームでは主に衝突イオン化されます。光イオン化成分は、大きな衝突パラメータ（$\gtrsim0.3R_{\rmvir}$）で観測されたカラム密度を支配しますが、衝突イオン化成分はより近くに支配します。衝突OVIの大部分は、質量で、光イオン化ストリームの比較的薄い境界。結果が、河川と境界の特性の分析的予測、および観測値との互換性とどのように一致するかについて説明します。これにより、将来のCGM観測でOVIおよびその他のイオンのプロファイルを予測し、それらを解釈するためのおもちゃモデルを提供できます。
HIに富む超拡散銀河へのCO観測
| Title |
CO_observations_toward_HI-rich_Ultra_Diffuse_Galaxies |
| Authors |
Junzhi_Wang_(SHAO),_Kai_Yang,_Zhi-Yu_Zhang,_Min_Fang,_Yong_Shi,_Shu_Liu,_Juan_Li_and_Fei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11890 |
6つのHIに富む超拡散銀河（UDG）のサンプル、およびIRAM30m望遠鏡を搭載した乙女座クラスター内の1つのUDG（VLSB-A）のサンプルに対するCO観測を示します。UDGでのCO排出の最初の検出として、CO1-0はAGC122966で4シグマレベルでわずかに検出されます。COラインの非検出から他の銀河の分子量の上限を推定します。これらの上限とAGC122966の限界CO検出は、分子ガスと原子ガスの質量比が低いことを示しています。分子ガスからの星形成効率から、このようなHIが豊富なUDGでの星形成の非効率性は、分子ガスからの星形成の低効率ではなく、原子ガスからの分子変換の低効率が原因である可能性が高いことを示唆しています。
z〜1.6でのBCGの構築におけるAGNアクティビティの役割
XDCPJ0044.0-2033はz〜1.6で最も巨大な銀河団の1つであり、過去数年間に豊富な多波長測光データと分光データが収集されました。ディープHST測光、SINFONI、KMOSIFU分光法、およびチャンドラX線、ALMA、JVLA無線データから導き出された、クラスターの非常に中央の領域（約70kpcx70kpc）の銀河メンバーの特性について報告しました。クラスターのコアでは、銀河の2つのグループ（コンプレックスAとコンプレックスB）を特定しました。そのうちの7つはクラスターメンバーであることが確認されており、進行中のマージの兆候があります。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、各複合体の中心に位置する2つは、広いHalpha線を示す、明るく不明瞭で非常に付着しているAGN（λ=0.4-0.6）をホストすることがわかっています。さらに、3番目の光学的に覆い隠されたタイプ2AGNがコンプレックスAのBPTダイアグラムによって発見されました。コンプレックスBの中心にあるAGNはX線で検出され、他の2つとそのコンパニオンは空間的に電波放射に関連しています。3つのAGNは、10kpc（40kpc）の最小（最大）投影距離で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つを提供します。z〜1.6の銀河クラスターの混雑したコアに関連付けられている高度に星形成している領域で複数のAGNアクティビティが発見されたことは、これらのプロセスが、ローカルクラスターの中心で観察される、発生期の最も明るいクラスター銀河の形成に重要な役割を果たすことを示唆しています。私たちのデータによると、XDCPJ0044.0-2033のコアにあるすべての銀河は、Mstar〜10^{12}MsunのBCGを形成し、2x10^{8}-10^{9}MsunのBHをホストします。2.5Gyrsのオーダーの時間スケール。
NGC 2366：可能な超新星残骸の光学的探索
近くの不規則な銀河NGC2366の超新星残骸（SNR）の光学探索の結果が表示されます。T\"{U}B\。{I}TAKNationalObservatory（TUG）にあるトルコのアンタルヤにあるf/7.71.5mロシアトルコ望遠鏡（RTT150）を使用して、干渉フィルター画像を収集し、スペクトルデータを3つのエポックで収集しました。連続体減算H$\alpha$および連続体減算[SII]$\lambda\lambda$6716、6731の画像とそれらの比率がSNRの識別に使用されました。[SII]/H$\alpha$$\geq$0.4基準、4つの可能なSNR候補がNGC2366で[SII]/H$\alpha$比$\sim$（0.68、0.57、0.55および0.75）、H$\alpha$強度$\sim$（2.10、0.36、0.14、0.11）$\times10^{-15}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$[SII]$\lambda$6716/$\lambda$6731平均流束比$\sim$（1.01and1.04）、$N_{\rme}$$\sim$（582and513）cm$^{-3}$および[OIII]$\lambda$5007/H$の電子密度\beta$$\lambda$4861$\sim$（3.6および2.6）ライン比の値は、2つのSNR候補について取得されます。衝撃速度$V_{\rms}$of80$\leq$$V_{\rms}$$\leq$100kms$^{-1}$が報告されています。スペックこれらの可能なSNR候補について、初めてtralパラメーターが取得されます。ここで得られた4つのSNRの位置は、これまでに報告された光および無線の結果と一致していることがわかります。拡張X線源位置としてXMM-Newtonの観測で以前に分類された線源の1つは、ここで報告されている4つの可能なSNR候補の1つと一致していることがわかります。
ガイア宇宙におけるベンフォードの法則
ベンフォードの法則は、広いダイナミックレンジをカバーするスケールおよびベースの不変データセットの場合、最初の有効数字の分布は低い値に偏っていると述べています。これは、財務データ、地理データ、アトミックデータなど、非常に異なるデータセットに当てはまることが示されています。天文学では、以前の研究で、ベンフォードの法則がESAヒッパルコスミッションからの視差の逆数として推定される距離にも適用されることが示されました。ガイアの2回目のデータリリース（ガイアDR2）に含まれている13億の視差がベンフォードの法則に当てはまるかどうかを調査します。以前の研究とは対照的に、負の視差も含まれています。視差反転の代わりにベイジアンアプローチを使用して計算された距離の推定値がベンフォードの法則に従っているかどうかを調べます。最後に、ガイア視差のゼロ点の検証ツールとしてのベンフォードの法則の使用を調査します。
HSTを使用したLMC超新星残骸N103Bの画像とUV分光法
| Title |
Imagery_and_UV_Spectroscopy_of_the_LMC_Supernova_Remnant_N103B_Using_HST |
| Authors |
William_P._Blair,_Parviz_Ghavamian,_John_C._Raymond,_Brian_J._Williams,_Ravi._Sankrit,_Knox_S._Long,_P._Frank_Winkler,_Norbert_Pirzkal,_and_Ivo._R._Seitenzahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12273 |
大マゼラン星雲のIa型超新星の残骸であるN103BのHST/WFC3マルチバンド画像、および最も明るい放射衝撃領域のHST/COS紫外分光法を紹介します。画像は、一次爆風による平滑なバルマー線が支配する無衝突衝撃から、密度増強における二次衝撃による塊状の放射衝撃フィラメントまで、形態と相対輝線強度の広い範囲を示しています。COSデータは、この視線に沿って適度に高い消光にもかかわらず、強いFUVライン放出を示しています。以前の光学スペクトルを含むCOSデータを使用して、衝撃条件を抑制し、存在量分析を改良して、不確実性の範囲内で局所的な星間物質に典型的な存在量を見つけます。衝撃を受けた物質が超新星以前の系から放出されたという仮定の下で、この発見は、その物質の有意な濃縮、したがっておそらく単一縮退タイプIa超新星であったものの非縮退星に制約を課します。
| Title |
The_mass_budget_for_intermediate-mass_black_holes_in_dense_star_clusters |
| Authors |
Yanlong_Shi,_Michael_Y._Grudi\'c,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12290 |
中間質量ブラックホール（IMBH）は、若い大規模星団（YMC）内の大規模星の暴走合体によって形成される可能性があります。YMC形成の一連の数値シミュレーションを動的摩擦と大規模な星の融合と中央準星の進化の半解析モデルと組み合わせて、最終的な準星と遺物IMBHの質量がクラスターのプロパティでどのようにスケールするかを予測します（および観察と比較してください）。シミュレーションでは、形成時の内部YMC密度プロファイルが急勾配（等温に近づく）であり、球状クラスター（GC）に似た平坦な中央プロファイルを想定するモデルとは異なり、比較的低い有効密度のクラスターでもいくつかの効率的なマージを生成すると主張します。中央緩和。結果は、$M_{\rmIMBH}\proptov_{\rmcl}^{3/2}$を使用して、単純な分析スケーリングで近似できます。ここで、$v_{\rmcl}^{2}=G\、M_{\rmcl}/r_{\rmh}$は、初期クラスター質量$M_{\rmcl}$および半質量半径$r_{\rmh}$による円速度です。これは、典型的なクラスターでもIMBH形成が可能であることを示唆していますが、これらのシステムの予測IMBH質量は$\sim100-1000\、M_{\odot}$または$\sim0.0003\、M_と小さいことを示しています。{\rmcl}$、すべての既知のケースで最も保守的な観測上限を下回っています。IMBHの質量は、中心の核星団、超小型矮星、またはコンパクト楕円体で$\gtrsim10^{4}\、M_{\odot}$に達する可能性がありますが、これらすべてのケースで、予測は現在の観測値をはるかに下回っています。これらのシステムの超大質量BH質量。
星がブラックホールによって潮のように破壊された後、残骸は細長い小川を形成します。結合部分が元の恒星の中心に戻る前に、このガスの進化を研究することから始めます。軸方向の動きは完全に弾道的ですが、流れの横方向は、通常、自己重力の制限効果のために細くなります。この基本的な状況は、凝集塊の形成、水素の再結合、磁場、周囲の媒体との相互作用などの追加の物理的影響によっても影響を受ける可能性があります。次に、ブラックホールの近くに戻って降着流を形成するときに、この流れの運命を調べます。最近の進歩にもかかわらず、これまでのところ完全に自己矛盾のないシミュレーションを実行することを妨げてきた計算上の制限により、このフェーズの流体力学は不確実なままです。初期のエネルギー散逸のほとんどは、流れとそれ自体の交差から生じる自己交差衝撃によって提供されるようです。この衝突中のデブリの進化は、相対論的な無歳差歳差運動、ペリセンターからの流れの拡大、およびブラックホールスピンによって引き起こされる節状歳差運動に依存します。これらの影響の複合的な影響は完全には理解されていませんが、現在の研究では、この相互作用は通常、軌跡を大幅に円形化するには弱すぎ、その主な結果は衝撃を受けたガスの膨張であることを示唆しています。簡略化された初期条件を使用したディスク形成のグローバルシミュレーションでは、デブリがさらに衝突を経験し、最終的に厚い構造に落ち着くまで軌道がより円形になることがわかります。これらの作品は、このプロセスがより強い衝撃によるより相対論的な出会いのために速く完了することを示唆しています。ただし、数値的な課題とこのプロセスの複雑さのため、執筆時点では重要な側面がまだ理解されていません。
若い無線パルサーの制動指数：理論的展望
最近、Partssarathy等。85の若い無線パルサーの長期タイミング観測を分析しました。彼らは、11個のオブジェクトが古典的な値$n=3$から遠く、$\sim10-100$の範囲のブレーキインデックスを持っていることを発見しました。彼らはまた、$n$の測定値とラジオパルサーの特徴的な年齢との間に穏やかな相関があることを指摘しました。この記事では、大きなブレーキインデックスの物理的な原因の可能性を体系的に分析します。これらの測定値のごく一部は、パルサーの目に見えない超幅の伴侶からの重力加速度または歳差運動によって引き起こされる可能性があることがわかりました。残りのブレーキングインデックスは、パルサーの傾斜角の進化によっても、ポロイダル磁場の複雑な高次多重極構造によっても説明できません。最も説得力のある説明は、いくつかの若いオブジェクトでは$\sim10^4-10^5$年の時間スケールで動作しますが、他の無線パルサーでは大幅に長い時間スケールを持つポロイダルダイポール磁場の減衰です。この減衰は、測定された$n$の振幅と、$n$と特性年齢との間の何らかの相関の両方を説明できます。崩壊は、いくつかの孤立した電波パルサーの地殻内の結晶不純物の増加、または低質量中性子星のゆっくりとした冷却によるフォノンからの電子散乱に関連する抵抗率の増加によって引き起こされる可能性があります。この効果が確かに大きなブレーキインデックスとして現れる急速な磁場減衰の主な原因である場合、大きなブレーキインデックスを持つパルサーは、$n\約3$を持つパルサーに比べて高温になると予測します。
z = 0.5--4でのAGN X線スペクトルにおける相対論的降着円盤反射：4つの\ textit {Chandra}深部磁場の研究
| Title |
Relativistic_accretion_disk_reflection_in_AGN_X-ray_spectra_at_z=0.5--4:_a_study_of_four_\textit{Chandra}_deep_fields |
| Authors |
Linda_Baronchelli,_Kirpal_Nandra,_Johannes_Buchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11761 |
スペクトルが2つのコンプトン反射コンポーネントを含むモデルに最も適していることを確認します。1つは遠方の材料から、もう1つは内部降着円盤からの相対論的広がりを示しています。相対論的な広がりの程度は、高いブラックホールスピンが優先されることを示しますが、反射は、点光源で照明されたフラットディスクで予想される反射よりも弱いです。鉄のラインの狭いコンポーネントと広いコンポーネントの両方のX線ボールドウィン効果を確認し、光度、赤方偏移および覆い隠しの関数としてコンプトン反射シグネチャを調査します。反相関は、赤方偏移および列密度の不明瞭化でも見られますが、ボールドウィン効果から解きほぐすことは困難です。私たちの方法論は、信号対雑音比の低い複数のスペクトルから情報を抽出することができ、eROSITAなどの将来のデータセットに適用できます。ただし、シミュレーションを使用して、適切な信号対雑音比のカットをサンプルに適用して、スペクトルが有用な情報を追加するようにする必要があることを示します。
LOTAASパルサーからの$ \ gamma $線放出の検索
LOw-FrequencyARray（LOFAR）は最近、北半球のパルサーの調査（LOFARTied-ArrayAll-skySurvey;LOTAAS）を実施し、73の新しいパルサーを発見しました。これらのパルサーの特性を研究する目的で、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡（Fermi）に搭載された大面積望遠鏡（LAT）で取得した全天調査データを使用して、対応する$\gamma$-rayを検索します。70のLOTAASパルサー（2ミリ秒のパルサーと23.5秒の既知の最長のスピン周期を持つパルサーを除く）のLATデータを分析します。PSRJ1017$+$30に対応する候補が1つ見つかりました。タイミングソリューションが利用可能になったら、$\gamma$-ray脈動信号を検索する必要があります。他のLOTAASパルサーについては、0.3--500GeVのフラックス上限を導出します。LOTAASパルサーを既知の$\gamma$-rayパルサーと比較するために、FermiLATの4番目のソースカタログに含まれる後者の112の0.3--500GeV$\gamma$-rayフラックスも導出します。$\gamma$-rayパルサーのプロパティから、LOTAASパルサーのスピンダウン光度の上限を導き出します。上限はそれほど制約的ではありませんが、LOTAASパルサーのほとんどがおそらく$<10^{33}$ergs$^{-1}$のスピンダウン光度を持ち、FermiLATで検出可能ではないことを示唆しています。
Insight-HXMT追跡観察によるFRB180916.J0158 + 65の一時的な高エネルギー活動の抑制
| Title |
Constraining_the_transient_high-energy_activity_of_FRB180916.J0158+65_with_Insight-HXMT_followup_observations |
| Authors |
C._Guidorzi,_M._Orlandini,_F._Frontera,_L._Nicastro,_S.L._Xiong,_J.Y._Liao,_G._Li,_S.N._Zhang,_L._Amati,_E._Virgilli,_S._Zhang,_Q.C._Bu,_C._Cai,_X.L._Cao,_Z._Chang,_L._Chen,_T.X._Chen,_Y._Chen,_Y.P._Chen,_W.W._Cui,_Y.Y._Du,_G.H._Gao,_H._Gao,_M._Gao,_M.Y._Ge,_Y.D._Gu,_J._Guan,_C.C._Guo,_D.W._Han,_Y._Huang,_J._Huo,_S.M._Jia,_W.C._Jiang,_J._Jin,_L.D._Kong,_B._Li,_C.K._Li,_T.P._Li,_W._Li,_X._Li,_X.B._Li,_X.F._Li,_Z.W._Li,_X.H._Liang,_B.S._Liu,_C.Z._Liu,_H.X._Liu,_H.W._Liu,_X.J._Liu,_F.J._Lu,_X.F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_R.C._Ma,_X._Ma,_B._Meng,_Y._Nang,_J.Y._Nie,_G._Ou,_J.L_Qu,_X.Q._Ren,_N._Sai,_L.M._Song,_X.Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_L._Tao,_Y.L._Tuo,_C.Wang,_L.J._Wang,_P.J._Wang,_W.S._Wang,_Y.S._Wang,_X.Y._Wen,_B.Y._Wu,_B.B._Wu,_M._Wu,_G.C._Xiao,_S._Xiao,_Y.P._Xu,_R._Yang,_S._Yang,_Y.J._Yang,_Q.B._Yi,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11965 |
マグネターと高速無線バースト（FRB）ソース間のリンクがついに確立されました。この文脈では、未解決の問題の1つは、どの銀河系FRBのどのソースがX/ガンマ線バーストを示すか、および放射能と相関するかどうかです。銀河系外のマグネターからの強力なフレアであると互換性のあるタイムスケールとエネルギーの範囲にわたるバーストを探すことにより、現在広いエネルギー範囲にわたって知られている最も近い銀河系外のFRBソースの1つからの可能なX/ガンマ線バーストアクティビティを制限することを目指しています。2020年2月4〜7日のアクティブフェーズ中に、Insight-HardX線変調望遠鏡を使用して、わずか149Mpcの距離、周期的なリピーターFRB180916.J0158+65で、まだ最も近い銀河系外FRB光源を追跡しました（HXMT）。広帯域、広い有効面積、および利用可能ないくつかの独立した検出器の組み合わせを利用して、以前に特徴付けおよび最適化された高感度アルゴリズムを使用して、1msから1.024秒までの一連のタイムスケールでバーストを検索しました。さらに、シミュレーションを通じて、合成フレアのセットに対して解放されたエネルギー期間位相空間での技法の感度を調べ、異なるエネルギースペクトルを想定しました。1〜100keVのエネルギーバンドでフレアが発生する可能性を、数十ksの露出で0.1秒未満の持続時間でE<10^46ergに制限します。銀河マグネターのいくつかのケースで観察されたものと同様の巨大フレアの発生を除外することができます。観測中に報告された放射能がないため、同時に発生する可能性のある高エネルギー放出についての記述はできません。
SS 433からのガンマ線エコー
マイクロクエーサーSS433への2つのガンマ線源の検出が最近報告されました。最初の線源はSS433の東部ジェットローブと関連付けることができますが、2番目の線源は可変であり、バイナリシステムの歳差周期と互換性のある約160日間という大きな周期性を示します。この可変コンポーネントの場所は、SS433ジェットの場所と互換性がありません。観測された現象論を説明するために、降着円盤エンベロープの界面で加速された相対論的陽子による高密度ガス雲の照明に基づくシナリオが提案されています。ただし、SS433の運動エネルギーの大部分を中央バイナリシステムから36パーセク離れたエミッターに定期的に導くことができる未知のメカニズムが必要であるため、エネルギー論はこのシナリオを強く制約します。
フェルミブレイザーの長期的な光学および赤外線変動特性
| Title |
Long_term_optical_and_infrared_variability_characteristics_of_Fermi_Blazars |
| Authors |
P.Z._Safna,_C.S._Stalin,_Suvendu_Rakshit,_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12072 |
{\itFermiGamma-RaySpaceTelescope}によって$\gamma$-rayバンドで検出された37個のブレザーの光学的および近赤外線フラックス変動性の長期分析を提示します。このうち、30はフラットスペクトル無線クエーサー（FSRQ）で、7はBLLacオブジェクト（BLLacs）です。光学（BVR）バンドと赤外線（JK）バンドの測光データは、2008$〜$2018の間に取得された小型および中程度の開口部研究望遠鏡システムからのものです。異なる波長での光曲線の相互相関分析から、PKS1144$-$379、PKSB1424$-$418および3C273の3つの光源を除いて、異なる波長での変動間の有意な時間遅延は見つかりませんでした。BバンドデータとJバンドデータの両方で、大部分のFSRQとBLラックで、Jバンドの変動性の振幅（$\sigma_m$）がBバンドよりも大きく、熱降着ディスクコンポーネント上のサーマルジェット。サンプルとしてFSRQとBLラックを考えると、$\sigma_m$は両方でより長い波長に向かって徐々に増加する兆候がありますが、FSRQのBバンドとJバンドの間でのみ統計的に有意であることがわかりました。B$-$Jv/sJカラーマグニチュードダイアグラムでは、複雑なスペクトル変動パターンに気づきました。ほとんどのオブジェクトは、明るい（RWB）動作のときに赤みを示しました。一部のオブジェクトでは、BWBとRWBの両方の動作が確認された一方で、明るい（BWB）傾向のときに青く表示されるオブジェクトはほとんどありませんでした。フラックスと色特性に関するこれらの結果は、FSRQとBLラックのジェット放出が区別できないことを示しています。
サブGeV暗黒物質での宇宙線の弾性および非弾性散乱
天の川のサブGeV暗黒物質（DM）における宇宙線の衝突からのシグネチャを再検討します。広く議論されている既存のDMおよびニュートリノ実験で探査できる上方散乱DMコンポーネントに加えて、非弾性散乱のために、広いエネルギー範囲にわたる$\gamma$線およびニュートリノの関連信号を初めて調べます。説明のための単純なベクトルポータルDMモデルを想定して、宇宙線の陽子による上方散乱DMフラックスと、その結果生じる二次$\gamma$線の放出と、陽子励起、ハドロン化、およびその後の中間子からの高エネルギーニュートリノを計算します減衰。$\gamma$-rayと、Fermi、H.E.S.S、IceCubeなどの高エネルギーニュートリノ望遠鏡からのデータを使用して、ベクトルポータルモデルの結合定数の制限を導き出します。これらの制限は、低エネルギーDM/ニュートリノ検出器XENON1T/MiniBooNEおよびIceCubeでの上方散乱DM信号を考慮することによって得られる制限と比較されます。この特定のモデルでは、制限は主に、XENON1Tでの上方散乱DMイベントの非検出によって設定されます。これは、低エネルギーでの大きな散乱断面積によるほとんどのDM質量範囲に対してです。それにもかかわらず、私たちの研究は、伝統的にDM消滅と崩壊の間接的なプローブと見なされていた$\gamma$線とニュートリノ信号も、直接探索実験を補完するDM-核子相互作用の抑制に直接使用できることを示しています。
CHIME / FRBを使用して非反復高速無線バーストをローカライズするための総観的VLBI手法
| Title |
A_Synoptic_VLBI_Technique_for_Localizing_Non-Repeating_Fast_Radio_Bursts_with_CHIME/FRB |
| Authors |
Calvin_Leung,_Juan_Mena-Parra,_Kiyoshi_Masui,_P.J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Mathieu_Bruneault,_Tomas_Cassanelli,_Davor_Cubranic,_Jane_F._Kaczmarek,_Victoria_Kaspi,_Tom_Landecker,_Daniele_Michilli,_Nikola_Milutinovic,_Chitrang_Patel,_Andre_Renard,_Pranav_Sanghavi,_Ingrid_H._Stairs,_Keith_Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11738 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）とCHIMEパスファインダーの間の400mのベースラインで、2および25アーク秒の精度の2つの高速無線バースト（FRB）のブラインド干渉検出と位置確認を示します。非常に長いベースライン干渉法（VLBI）と同じ精神で、望遠鏡は別々のクロックに同期され、チャネル化された電圧（ここでは「ベースバンド」と呼ばれます）データは、オフラインで実行された相関関係でディスクに保存されました。ブラインドFRB検索に必要な広い視野と高感度の同時は、高いデータレート（CHIMEの場合は6.5テラビット/秒（Tb/s）、Pathfinderの場合は0.8Tb/s）を意味します。このような高いデータレートは継続的に保存できないため、両方の望遠鏡のデータをローカルで$\約40$秒間メモリにバッファーし、CHIMEFastRadioBurstInstrument（CHIME/FRB）からの低遅延トリガーの受信時にディスクに書き込みます）。2つの望遠鏡の$\約200$deg$^2$の視野により、フィールドキャリブレーターを使用して、別々のキャリブレーター観測値または原子タイミング標準を必要とせずに2つの望遠鏡を同期させることができます。FRBの観測に加えて、パルサーB0329+54およびB0355+54からの明るい単一パルスを分析して、系統的な位置特定エラーを特徴付けます。私たちの結果は、CHIME/FRBアウトリガー（CHIME望遠鏡とともに数千の単一FRBイベントを50ミリ秒の精度にローカライズする円筒VLBIアウトリガー望遠鏡）の主要なソフトウェア、トリガー、およびキャリブレーションの課題の成功した実装を示しています。
NBFTP：ドームAでのリモート天文観測用の専用データ転送システム
| Title |
NBFTP:_A_Dedicated_Data_Transfer_System_for_Remote_Astronomical_Observation_at_Dome_A |
| Authors |
Siyuan_Huang,_Ce_Yu,_Chao_Sun,_Yi_Hu,_Zhaohui_Shang,_Bin_Ma,_Ming_Che,_Xiaoxiao_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11923 |
南極のドームAは、数十年前から地球上で最高の天文サイトの1つと考えられてきました。2008年に初めて天文学者が訪れた時から、天文観測とサイトテストのために数十の施設が配備されました。特別な地理的位置にあるため、ドームAと国内のコントロールセンターの間のデータとメッセージの交換は、イリジウムにのみ依存する可能性があります。イリジウムのリンク帯域幅は非常に限られているため、ネットワークトラフィックのコストは非常に高く、ネットワークはかなり不安定です。この場合、rsyncやscpなどの一般的に使用されるデータ転送ツールは適していません。このホワイトペーパーでは、ドームAの天文観測用にNBFTP（狭帯域幅ファイル転送プロトコル）と呼ばれるデータ転送ツールを設計および実装します。NBFTPは、統一されたインターフェイスを使用してすべてのタイプのデータを整理し、さまざまなデータタイプの特定の伝送方式に一致させます。ルールに。ブレークポイント再開機能と拡張機能も実装されています。私たちの実験結果は、転送が保留されているデータを検出するときに、NBFTPがrsyncより60％少ないネットワークトラフィックを消費することを示しています。1KBの小さなファイルを転送する場合、NBFTPのネットワークトラフィック消費はrsyncより40％少なくなります。ただし、ファイルサイズが大きくなると、NBFTPのネットワークトラフィック消費はrsyncに近づく傾向がありますが、それでもrsyncよりは小さくなります。
現在の重力マイクロレンズ調査では、銀河のふくらみで数億個の星が観測されています。以前のほとんどすべての作品で、非常に厳密な選択カットを適用するか、数万の光度曲線を手動で検査することにより、マイクロレンズ現象が検出されています。ただし、将来の宇宙ベースのマイクロレンズ実験で予想されるマイクロレンズイベントの数により、完全に自動化されたアプローチを検討する必要があります。それらは、しばしば複雑な光度曲線の形態を示し、他の方法では見つけるのが難しいバイナリレンズイベントを選択するために特に重要です。文献には、バイナリレンズイベント用の専用の選択アルゴリズムがなく、統計的研究が妨げられています。ここでは、単一およびバイナリのマイクロレンズイベントを検出するための2つのシンプルなニューラルネットワークベースの分類子を示します。OGLE-IIIおよびOGLE-IVデータセットを使用してそれらの堅牢性を示し、ZwickyTransientFacility（ZTF）からのデータで検出されたマイクロレンズイベントで適切に実行されることを示します。分類子は、単一レンズイベントの約98％およびバイナリレンズイベントの80〜85％を正しく認識できます。
ArPLSおよびSumThresholdメソッドに基づく無線周波数干渉の軽減
| Title |
Radio_Frequency_Interference_Mitigation_based_on_the_ArPLS_and_SumThreshold_Method |
| Authors |
Qingguo_Zeng,_Xue_Chen,_Xiangru_Li,_J._L._Han,_Chen_Wang,_D._J._Zhou,_Tao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11949 |
電波望遠鏡が敏感になるにつれ、電波天文学の興味深い信号にとって電波干渉（RFI）はますます深刻になります。自動で正確かつ効率的なRFI緩和方法を開発する必要があります。したがって、この作業ではRFI検出アルゴリズムを調査しました。まず、ベースラインをより正確に推定するために、非対称に重み付けされたペナルティ付き最小二乗法（ArPLS）を導入しました。推定ベースラインを削除した後、SumThresholdアルゴリズムに基づいて、さまざまなタイプのRFIを検出するためのいくつかの新しい戦略が提案されました。SumThresholdのしきい値パラメータは、自動的かつ適応的に決定できます。人間の介入とオンラインRFI処理パイプラインを削減するには、適応性が不可欠です。FAST（500メートル開口球面望遠鏡）データへのアプリケーションは、ArPLSおよびSumThresholdに基づく提案された方式が、効率とパフォーマンスに関して、RFI検出に一般的に利用可能ないくつかの方法より優れていることを示しています。
2020年代の氷の巨大システムの探査：はじめに
| Title |
Ice_Giant_System_Exploration_in_the_2020s:_An_Introduction |
| Authors |
L.N._Fletcher,_A.A._Simon,_M.D._Hofstadter,_C.S._Arridge,_I._Cohen,_A._Masters,_K._Mandt,_and_A._Coustenis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12125 |
2020年1月にロンドンで開かれた国際惑星科学コミュニティは、遠く離れたアイスジャイアンツ、天王星、海王星への最初の専用ロボットミッションを実現するために団結し、総合的に探究されていない唯一の主要な太陽系惑星のクラスです。氷の巨大サイズの世界は、惑星形成プロセスの一般的な結果であるように見え、惑星の起源、エキゾチックな水に富んだ惑星の内部、動的な季節的大気、複雑な磁気圏構成、地質的に豊富な氷の理解に対するユニークで極端なテストをもたらします衛星（自然と捕獲の両方）、および繊細な惑星リング。この記事では、2020年代初頭の王立協会Aの氷の巨大システム探査に関する哲学的トランザクションの特集を紹介します。今後数十年で天王星や海王星を探査するための野心的な国際パートナーシップについて、科学的な可能性と既存のミッション設計の概念を確認します。
副南極から電波観測を行うための長いベースラインアンテナの配列
| Title |
The_Array_of_Long_Baseline_Antennas_for_Taking_Radio_Observations_from_the_Sub-Antarctic |
| Authors |
H._C._Chiang,_T._Dyson,_E._Egan,_S._Eyono,_N._Ghazi,_J._Hickish,_J._M._Jauregui-Garcia,_V._Manukha,_T._Moso,_J._Peterson,_L._Philip,_J._L._Sievers,_and_S._Tartakovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12208 |
<30MHzで赤方偏移した21cmの中性水素の放出を測定すると、宇宙の「暗黒時代」、つまり今日まで観測されていない宇宙の歴史の期間を探る可能性があります。これらの周波数での観測は、明るい銀河の前景、電離層の汚染、および地上の無線周波数干渉のため、非常に困難です。<30MHzに存在するスカイマップはほとんどなく、ほとんどのマップは適度な解像度を持っています。既存のデータよりも桁違いに解像度が向上した低周波数の銀河放射を画像化することを目的とした新しい実験である、副南極（ALBATROS）から電波観測を行うための長いベースラインアンテナのアレイを紹介します。ALBATROSアレイは、自律的に動作するアンテナステーションで構成され、それぞれ干渉ベースでオフラインで結合されるベースバンドデータを記録します。アレイはマリオン島に設置され、最終的には10ステーションで構成され、動作周波数範囲は1.2〜125MHz、最大ベースライン長は最大20kmです。アルバトロスの機器設計を提示し、2018年から2019年の間にマリオン島から得られたパスファインダーの観測について説明します。
TESS IIを使用した進化した大規模星の短期変動性：クールで脈動する超巨星の新しいクラス
| Title |
Short_Term_Variability_of_Evolved_Massive_Stars_with_TESS_II:_A_New_Class_of_Cool,_Pulsating_Supergiants |
| Authors |
Trevor_Z._Dorn-Wallenstein,_Emily_M._Levesque,_Kathryn_F._Neugent,_James_R._A._Davenport,_Brett_M._Morris,_Keyan_Gootkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11723 |
巨大な星は、HRダイアグラムを横切って赤色に進化し、赤い超巨星（RSG）に拡大するときに、黄色の超巨星（YSG）フェーズを短時間通過します。高質量の星は、重大なRSG質量損失を経験した後、青色に進化するにつれて、YSGフェーズを再び通過します。これらのポストRSGオブジェクトは、どの星がRSGとしての寿命を終えるのか、そしてその理由について、魅力的な垣間見ることができます。星の内部構造によっては、RSG後のオブジェクトの1つの明確な兆候が、脈動に対する不安定性である可能性があります。ここでは、脈動周期が1日より速い5つのYSGの発見を報告します。これは、2分のケイデンスで\tessによって観測された76の冷たい巨人のサンプルで見つかりました。これらの脈動YSGは、以前は脈動に関連付けられていなかったHR図領域に集中しています。これは、本物の新しいクラスの脈動する星、FastYellowPulsatingSupergiants（FYPS）であると結論付けました。各FYPSについて、反復的な事前白色化によって周波数を抽出し、時間-周波数分析を実施します。1つのFYPSには、トリプレットに分割される抽出された周波数があり、そのピークの振幅は、トリプレットの周波数間隔と同じタイムスケールで変調されます。回転もバイナリ効果も原因ではない可能性があります。FYPSの進化のステータスについて説明し、RSG後の候補であると結論付けます。サンプル内のすべての星は、熱いOB星で見られ、内部重力波に起因する同じ確率的低周波変動（SLFV）も示しています。最後に、サンプルで4つの$\alpha$Cygni変数を見つけ、そのうち3つが新たに発見されました。
Messier 3球状星団のRR Lyrae変数の近赤外線センサスと期間-光度関係
| Title |
Near-infrared_Census_of_RR_Lyrae_variables_in_the_Messier_3_globular_cluster_and_the_Period--Luminosity_Relations |
| Authors |
Anupam_Bhardwaj,_Marina_Rejkuba,_Richard_de_Grijs,_Gregory_J._Herczeg,_Harinder_P._Singh,_Shashi_Kanbur,_and_Chow-Choong_Ngeow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11745 |
3.6mのカナダフランスハワイ望遠鏡でWIRCam装置を使用して、メシエ3（NGC5272）球状星団のRRLyrae変数の新しい近赤外線（$JHK_s$）時系列観測を提示します。私たちの観測は、クラスター中心の$\sim21'\times21'$の空の領域をカバーし、均一な$JHK_s$バンドフォトメトリーの平均20エポックを提供します。新しい均質測光を使用して、175の基本モード（RRab）、47の倍音モード（RRc）、および11の混合モード（RRd）変数のロバストな平均等級を推定します。233のRRLyrae変数のサンプルは、時間分解マルチバンド近赤外測光を使用した単一クラスターでこれまでに取得された最大のものです。メシエ3のRRLyraeの近赤外線と光の振幅比は、RRcから短周期（$P<0.6$〜日）および長周期（$P\gtrsim0.6$〜日）のRRab変数に移動する系統的な増加を示します。$JHK_s$-bandPeriod--Luminosity関係をRRab、RRc、および変数の組み合わせサンプルについて導出します。RRLyrae星の理論的に予測された期間-光度-金属性の関係に基づく絶対校正により、距離係数$\mu=15.041\pm0.017〜（\textrm{statistical}）\pm0.036〜（\textrm{systematic}）$〜mag、メシエ3へ。{\itハッブル宇宙望遠鏡}と{\itGaia}ミッションの近くのRRLyrae星の三角パララックスに固定されている場合、距離の推定値は理論的なキャリブレーションの結果と一致しています。比較的大きな系統的不確実性はありますが。
2018年のWZ Sge型ドワーフノヴァEG Cancriのスーパーバースト時の多波長測光
| Title |
Multi-wavelength_photometry_during_the_2018_superoutburst_of_the_WZ_Sge-type_dwarf_nova_EG_Cancri |
| Authors |
Mariko_Kimura,_Keisuke_Isogai,_Taichi_Kato,_Naoto_Kojiguchi,_Yasuyuki_Wakamatsu,_Ryuhei_Ohnishi,_Yuki_Sugiura,_Hanami_Matsumoto,_Sho_Sumiya,_Daiki_Ito,_Kengo_Nikai,_Katsura_Matsumoto,_Sergey_Yu._Shugarov,_Natalia_Kathysheva,_Hiroshi_Itoh,_Pavol_A._Dubovsky,_Igor_Kudzej,_Hiroshi_Akitaya,_Kohei_Oide,_Takahiro_Kanai,_Chihiro_Ishioka,_Yumiko_Oasa,_Tonny_Vanmunster,_Arto_Oksanen,_Tam\'as_Tordai,_Katsuhiro_L._Murata,_Kazuki_Shiraishi,_Ryo_Adachi,_Motoki_Oeda,_Yutaro_Tachibana,_Seiichiro_Kiyota,_Elena_P._Pavlenko,_Kirill_Antonyuk,_Oksana_Antonyuk,_Nikolai_Pit,_Aleksei_Sosnovskij,_Julia_Babina,_Alex_Baklanov,_Koji_S._Kawabata,_Miho_Kawabata,_Tatsuya_Nakaoka,_Masayuki_Yamanaka,_Kiyoshi_Kasai,_Ian_Miller,_Stephen_M._Brincat,_Wei_Liu,_Mahito_Sasada_and_Daisaku_Nogami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11871 |
EGCncでの2018年スーパーアウトバーストの多波長測光について報告します。ステージAのスーパーハンプと長期にわたる後期のスーパーハンプを光学測光で検出し、バイナリの質量比とその可能な範囲を制限しました。質量比の中央値は0.048で、上限は0.057です。これは、EGCncが周期バウンサーの可能な候補の1つであることを意味しています。このオブジェクトはまた、このスーパーアウトバーストで複数の再ブライトニングを示しました。これは、メインのスーパーアウトバーストの違いにもかかわらず、1996年から1997年の以前のスーパーアウトバーストと同じです。これは、明るくなるタイプが各オブジェクトに固有であり、スーパーバーストの開始時の初期ディスク質量とは無関係であることを表します。また、$BI$と$J-K_{\rmS}$の色は、再ブライトニングフェーズの直前に異常に赤くなり、再ブライトニングの間の静止時に青くなることもわかりました。これは、最も外側のディスクの低温マスリザーバーメインのスーパーバーストの後、時間とともに増加します。また、紫外線フラックスは光フラックスと同様に再ブライトニングに敏感であり、$U-B$カラーは再ブライトニングフェーズ中に赤くなりました。これは、このオブジェクトが再ブライトニングを繰り返したときに内部ディスクが冷たくなったことを示します。したがって、私たちの結果は、基本的に、最も外側のディスクの冷たいリザーバーが再ブライトニングの原因であるという考えをサポートしています。
太陽コロナループにおける編組誘導乱流による非熱線広がり
| Title |
Non-thermal_line_broadening_due_to_braiding-induced_turbulence_in_solar_coronal_loops |
| Authors |
D._I._Pontin,_H._Peter,_and_L._P._Chitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11915 |
目的：太陽コロナループからの輝線プロファイルは、現在のモデルでは説明できない特性を示します。磁力線編組によって誘発されるコロナループのプラズマ加熱に関連する非熱的広がりを調査します。方法：最初に編まれた磁場の乱流崩壊の3D電磁流体力学モデルによってコロナループを記述します。これから、約1.5MKを形成する193オングストロームでFeXIIラインを合成します。結果：コロナからの極端なUVラインの現在の観測の主な特徴は、合成されたスペクトルで再現されます。（ii）幅は、視野のサイズにほぼ依存しません。（iii）線の強度と非熱的広がりの間に相関関係があります。（iv）スペクトルは非ガウス型で、翼のパワーが10〜20％強化されています。結論：私たちのモデルは、加熱プロセスを観察された非熱線の広がりに一貫して接続しているという説明を提供します。スペクトルの非ガウス性は、乱流の断続性のサインとして解釈される、基礎となる速度変動の非ガウス性の結果です。
F6-K4星周辺の居住可能ゾーンにおける地球-質量惑星検出可能性に対する造粒と超造粒の影響
| Title |
The_effects_of_granulation_and_supergranulation_on_Earth-mass_planet_detectability_in_the_habitable_zone_around_F6-K4_stars |
| Authors |
N._Meunier,_A.M._Lagrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11952 |
太陽系外惑星の検出可能性と放射速度でのそれらの予測された質量の決定は、恒星の磁気活動と光球力学に影響されます。造粒の効果、さらには超造粒の効果は、ソーラーケースで重要であることが示されています。私たちの研究は、他の星に対するこれらの流れの影響を定量化し、そのような寄与がそれらの性能にどのように影響するかを推定することを目的としています。これらの星の周囲の居住可能ゾーン内を周回する地球質量惑星に焦点を当て、F6からK4までのスペクトルタイプの主系列星のこれらのプロセスをモデル化する広範な拡張合成時系列を分析しました。予想される検出率と検出限界を推定し、ブラインドテストを実施しました。トランジット検出のフォローアップを実行すると、これらの星の造粒と超造粒の両方が半径方向速度の惑星質量特性に大きな影響を与えることがわかります。造粒および低レベルの超造粒の場合、検出率はK星および後期G星（点の数が多い場合）には良好ですが、より大規模な星には不十分です。最高レベルの超造粒は、Kスターであっても、パフォーマンスが非常に低下します。これは、10年以上にわたる非常に密度の高い時間的サンプリングであっても、検出率が低いことと、偽陽性のレベルが高いことが原因です。標準の誤警報の確率から推定される誤検知レベルは、ポイントの数によっては、実際のレベルを大幅に過大または過小評価する場合があります。造粒と超造粒は、太陽系外惑星の検出能に大きな影響を与えると結論付けています。今後の作業では、誤検知の数を減らし、検出率を向上させ、観測からの誤警報確率の推定を改善するという側面の改善に焦点を当てます。
生成的敵対的ネットワークによるフルディスク太陽観測の画質評価
| Title |
Image_Quality_Assessment_for_Full-Disk_Solar_Observations_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Robert_Jarolim,_Astrid_Veronig,_Werner_P\"otzi,_Tatiana_Podladchikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12030 |
さらなる科学的分析のために十分な品質の一連の安定した記録画像を保証するには、客観的な画像品質測定が必要です。特に、変化する観測条件や雲の影響を受ける地上観測を扱う場合、品質評価では複数の影響を考慮に入れ、影響を受ける地域に関する情報を提供する必要があります。この研究では、異常を特定し、太陽のフルディスクH$\alpha$フィルターグラムの画質評価を提供するのに適したディープラーニング手法を開発します。このアプローチは、構造の外観と高品質の観察の真の画像分布に基づいています。エンコーダーデコーダーアーキテクチャを備えたニューラルネットワークを使用して、選択した高品質の観測値の恒等変換を実行します。エンコーダーネットワークは、入力データの圧縮表現を実現するために使用され、デコーダーによって元のデータに再構築されます。高品質の画像分布に基づいて切り捨てられた情報を回復するために、敵対的なトレーニングを使用します。品質が低下した画像が変換されると、未知の特徴（雲、飛行機雲、部分的な掩蔽など）の再構成により、元の特徴からの逸脱が示されます。この違いは、観測の質を定量化し、影響を受ける領域を識別するために使用されます。2012年から2019年にかけて記録されたKanzelh\"oheObservatoryのフルディスクH$\alpha$フィルターグラムにこの方法を適用し、参照観測を必要とせずに、さまざまな大気条件と機器の影響について信頼できる画質評価を実行する機能を実証します。私たちの品質測定基準は、品質低下効果のある観測と明確な観測を区別することで98.5％の精度を達成し、人間の知覚とよく一致する継続的な品質測定を提供します。
ビジュアルバイナリのスピン軌道整列
恒星のスピン軸と恒星または惑星の伴星の軌道面との間の角度は、そのようなシステムの形成と進化に重要な意味を持っています。Hale（1994）の研究では、分離が$a<30$のバイナリは優先的に整列されているが、より広い軌道上のバイナリは頻繁に整列がずれていることがわかった。私たちは、独立して導出された恒星パラメータとベイズ形式を使用して、測定された回転周期で視覚バイナリのサンプルを再分析することにより、Hale（1994）結果の堅牢性をテストすることを目指しています。私たちの分析は、Hale（1994）のデータと、HertzsprungSONG望遠鏡から新しく取得した分光データを、GaiaDR2とWashingtonDoubleStarCatalogからの天文学データと組み合わせたものに基づいています。恒星の半径と回転周期の測定値を組み合わせて、恒星の回転速度$v$を取得します。回転速度$v$を予測回転速度$v\sini$の測定値と組み合わせて、恒星傾斜角$i$の事後確率分布を導き出します。星の傾斜角と天体の軌道傾斜角を比較することにより、見通し線の投影されたスピン軌道角を決定します。利用可能なデータの精度は、ビジュアルバイナリのスピン軌道整列について推論するには不十分であることがわかります。データは、すべての軌道分離でのアラインメントおよびミスアラインメントと同等に互換性があります。以前に報告された、分離$a<30$のバイナリが優先的に整列されるという以前に報告された傾向は誤っていると結論付けています。ビジュアルバイナリのスピン軌道整列分布には制約がありません。シミュレートされた観察結果に基づいて、ビジュアルバイナリのスピン軌道整列に関する強力な統計的推論を行うために必要な$v\sini$、回転周期、および軌道傾斜で十分な精度に到達するのは難しいと予測します。
深層学習による太陽磁束要素の特定と追跡
| Title |
Identifying_and_Tracking_Solar_Magnetic_Flux_Elements_with_Deep_Learning |
| Authors |
Haodi_Jiang,_Jiasheng_Wang,_Chang_Liu,_Ju_Jing,_Hao_Liu,_Jason_T._L._Wang,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12080 |
深層学習は、さまざまな機器から収集された大きく複雑な観測データの処理におけるその効果により、近年多くの関心を集めています。ここでは、南西自動磁気識別スイート（SWAMIS）に基づいて観測されたベクトルマグネトグラムの太陽磁束要素または特徴を識別および追跡するための、SolarUnetと呼ばれる新しい深層学習手法を提案します。私たちの方法は、SWAMISツールからのトレーニングデータを準備するデータ前処理コンポーネント、高速かつ正確な画像セグメンテーションのためのU型畳み込みニューラルネットワークとして実装された深層学習モデル、追跡結果を準備する後処理コンポーネントで構成されています。SolarUnetは、BigBear太陽観測所にある1.6メートルのGoode太陽望遠鏡からのデータに適用されます。広く使用されているSWAMISツールと比較すると、SolarUnetは高速でありながら、機能サイズとフラックス分布についてSWAMISにほぼ同意し、長寿命機能の追跡でSWAMISを補完します。したがって、提案された物理学に基づく深層学習ベースのツールは、太陽磁気追跡の代替方法と見なすことができます。
若い太陽のような超高速回転子V530 Perの磁場と卓越性
| Title |
Magnetic_field_and_prominences_of_the_young,_solar-like,_ultra-rapid_rotator_V530_Per |
| Authors |
T._-Q._Cang,_P._Petit,_J._-F._Donati,_C._P._Folsom,_M._Jardine,_C._Villarreal_D'Angelo,_A._A._Vidotto,_S._C._Marsden,_F._Gallet,_B._Zaire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12120 |
若いオープンクラスター$\alpha$〜PerseiのGタイプの太陽のようなメンバーである超高速回転子V530Perの表面および卓越したシステムにおける磁場と活動の兆候を調査します。このオブジェクトの回転周期は、利用可能な磁気マップを持つすべての星よりも短くなっています。ESPaDOnSを使用してCFHTで2夜にわたって収集された時系列の分光偏光測定で、Zeeman-Dopplerイメージング法を使用して、表面の明るさとV530Perの大規模磁場を再構成します。また、緯度差回転による輝度分布の短期的な変化を推定します。同じデータセットを使用して、H\alphaエミッションのトモグラフィーを通じて、突出部の空間分布を最後にマッピングします。明るさマップは、極付近の大きな暗いスポットに支配されており、低緯度では明るい特徴と暗い特徴が複雑に分布しています。磁場マップも再構築され、大規模な磁場エネルギーのほとんどはトロイダル磁場成分に保存されます。主な放射状フィールド構造は、暗い極点の位置で、約500Gの正の領域です。V530Perの輝度マップは、極と赤道の間の回転速度の差の大まかな太陽の値を使用して、太陽のような差分回転によってシアーされます。\halpha〜は発光で観測され、主に恒星の回転周期によって変調されます。卓越性システムは、共回転半径のおおよその位置にあるリング状に編成されており、観測する2つの夜の間には大きな進化が見られます。V530Perは、表面型磁場とプロミネンスが一緒にマッピングされた太陽型星の最初の例です。これにより、最もアクティブな星の角運動量進化におけるスリングショットプロミネンスの役割をよりよく理解するための重要な観測制約がもたらされます。
再発性新星Tコロナボレアリスの赤い巨大成分の同位体比
| Title |
Isotopic_ratios_in_the_red_giant_component_of_the_recurrent_nova_T_Coronae_Borealis |
| Authors |
Ya._V._Pavlenko_(Academy_of_Sciences_of_the_Ukraine),_A._Evans_(Keele_University),_D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India),_T._R._Geballe_(Gemini_Observatory),_U._Munari_(INAF_Astronomical_Observatory_of_Padova,_Italy),_R._D._Gehrz,_C._E._Woodward_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_S._Starrfield_(Arizona_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12150 |
新しい2.284--2.402$\mu$mおよび3.985--4.155$\mu$からの再発性新星Tコロナボレアリスの赤い巨大成分の光球におけるC、O、およびSiの存在量と同位体比の決定を報告します。m分光法。光球の存在量と同位体比は、（i）浚渫中に表面にもたらされる赤色巨星内部のプロセス、（ii）バイナリ進化の共通エンベロープフェーズ中のいずれかでの赤色巨星の汚染に影響される可能性があります。または、再発性の新星爆発で合成された物質、またはその2つの組み合わせ。C、O、およびSiの存在量は、$^{16}$O/$^{17}$O比と同様に、最初の浚渫後の赤い巨人の予想される組成と合理的に一致していることがわかります。$^{28}$Si/$^{29}$Si比は$8.6\pm3.0$であり、$^{28}$Si/$^{30}$Siは$21.5\pm3です.0$。$^{12}$C/$^{13}$C比率（$10\pm2$）は、最初の浚渫で予想されるよりもやや低くなっています。$^{16}$O/$^{18}$O比（$41\pm3$）は、レッドジャイアントの進化（$\sim550$）または製品によるレッドジャイアントの汚染から予想されるものと非常に矛盾しています新星熱核暴走の。特に、CとOの同位体比を組み合わせて使用することは難問です。高解像度の分光法を使用して、結果の確認を求めます。また、異常な量と同位体比を持つ噴出物による汚染の再発性新星系における二次星への影響の徹底的な理論的研究を奨励します。
CMEchaser、コロナマスイジェクションによる見通し内食を検出
フォアグラウンドの太陽コロナ質量放出によるバックグラウンドソースの掩蔽を検出するpythonベースのツールを紹介します。このツールは、ソースの標準的な天体座標を入力として取り、それらをヘリオプロジェクション平面に変換するため、さまざまな背景の天体ソースでの使用に適しています。このツールは、そのような交差点の大規模なアーカイブデータセットを検索する簡単な手段を提供し、十分にテストされたAstropyおよびSunpyモジュールに依存します。
M31のルミナスブルー変数の候補
| Title |
Luminous_Blue_Variable_candidates_in_M31 |
| Authors |
A._Sarkisyan_(1),_O._Sholukhova_(1),_S._Fabrika_(1,4),_D._Bizyaev_(2,3),_A._Valeev_(1,4),_A._Vinokurov_(1),_Y._Solovyeva_(1),_A._Kostenkov_(1,5),_V._Malanushenko_(2),_and_P._Nedialkov_(6)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_of_the_Russian_Academy_of_Sciences,_Nizhnij_Arkhyz,_Russia_(2)_Apache_Point_Observatory_and_New_Mexico_State_University,_Sunspot,_USA_(3)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia_(4)_Kazan_(Volga_region)_Federal_University,_Kazan,_Russia_(5)_Saint_Petersburg_State_University,_Saint_Petersburg,_Russia_(6)_Department_of_astronomy,_Sofia_University,_Sofia,_Bulgaria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12240 |
アンドロメダ銀河の5つのルミナスブルー変数（LBV）候補と天の川の1つ（MN112）を研究します。アパッチポイント天文台の3.5メートル望遠鏡とSAORASの6メートル望遠鏡で、同じ時代の近赤外（NIR）スペクトルと光学スペクトルを取得します。候補者は、スペクトルに典型的なLBVの特徴を示しています。広くて強い水素線、HeI、FeII、および[FeII]線です。スペクトルエネルギー分布を使用して、星の温度、発赤、半径、光度を推定します。候補のボロメータ光度は、アンドロメダ銀河で知られているLBV星の光度に似ています。候補の1つであるJ004341.84+411112.0は、測光のばらつき（Vバンドで約0.27等）を示し、これをLBVとして分類できます。星J004415.04+420156.2は、B[e]-supergiantsの典型的な特性を示しています。星J004411.36+413257.2はFeII星として分類されます。星J004621.08+421308.2とJ004507.65+413740.8が暖かい超巨星であることを確認しました。銀河系LBV候補MN112のNIRスペクトルを初めて取得しました。M31の類似の星との比較のためにMN112の光学スペクトルとNIRスペクトルの両方を使用し、J004341.84+411112.0の同一のスペクトルと同じ温度に注目します。これにより、MN112がLBVであることを確認できます。LBVは、長時間の観測で輝度の変動を示すはずです。
星雲分光法による超新星2016gkgの2成分エジェクタの直接的な証拠
| Title |
Direct_evidence_of_two-component_ejecta_in_supernova_2016gkg_from_nebular_spectroscopy |
| Authors |
Hanindyo_Kuncarayakti,_Gaston_Folatelli,_Keiichi_Maeda,_Luc_Dessart,_Anders_Jerkstrand,_Joseph_P._Anderson,_Kentaro_Aoki,_Melina_C._Bersten,_Lucia_Ferrari,_Lluis_Galbany,_Federico_Garcia,_Claudia_P._Gutierrez,_Takashi_Hattori,_Koji_S._Kawabata,_Timo_Kravtsov,_Joseph_D._Lyman,_Seppo_Mattila,_Felipe_Olivares_E.,_Sebastian_F._Sanchez,_and_Schuyler_D._Van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12294 |
300-800日でタイプIIb超新星（SN）2016gkgのスペクトル観測が報告されます。スペクトルは星雲の特性を示し、前駆星の金属に富むコアからの放出を明らかにし、爆発の運動学および物理的条件への手掛かりを提供します。星雲スペクトルは、[OI]$\lambda\lambda6300、6364$および[CaII]$\lambda\lambda7292、7324$の輝線によって支配されます。他の注目に値する、弱いながらも輝線には、MgI]$\lambda4571$、[FeII]$\lambda7155$、OI$\lambda7774$、CaIIトリプレット、およびH$\alphaの位置にある幅広いボックス状のフィーチャが含まれます。$。他のストリップエンベロープSNeとは異なり、[OI]ダブレットは、強い狭いコンポーネントの存在により明確に解決されます。ダブレットは、[OI]$\lambda6300、6364$ラインごとに少なくとも3つのコンポーネントで構成される前例のない輝線プロファイルを示します。広いコンポーネント（幅$\sim2000$kms$^{-1}$）とペア残りの速度に対してミラーリングされた狭い青と赤のコンポーネント（幅$\sim300$kms$^{-1}$）ナロー成分は他のラインにも現れ、[OI]で目立ちます。これは、低速および高速での材料の複数の異なる運動学的構成要素の存在を示します。低速成分は、中心近くの密集した、ゆっくりと移動する放出領域によって生成される可能性が高く、広い成分は、より大きな体積にわたって放出されます。これらの観察結果は、非対称爆発を示唆しており、結果として得られる遅い時間のスペクトルと光度曲線に影響を与える2成分エジェクタの概念をサポートしています。したがって、SN2016gkgは、標準エネルギーのSN爆発における有意な非対称性の顕著な証拠を示しています。1Dシミュレーションでは予測されない、低速での材料の存在は、SNeの多次元爆発モデリングの重要性を強調します。
| Title |
Bounds_on_axion-like_particles_from_the_diffuse_supernova_flux |
| Authors |
Francesca_Calore,_Pierluca_Carenza,_Maurizio_Giannotti,_Joerg_Jaeckel,_Alessandro_Mirizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.11741 |
過去のすべてのコア崩壊超新星（SNe）からのアキシオン様粒子（ALP）の累積放出は、エネルギー${\mathcalO}（50）$MeVの拡散流束をもたらします。これを使用して、光子と核子へのカップリングを特徴とするALPを制約します。光子のみに結合されたALPは、Primakoffプロセスを介してSNコアで生成され、次に銀河磁場でガンマ線に変換されます。$m_a\lesssim10^{-11}〜{\rmの$g_{a\gamma}\lesssim5\times10^{-10}〜{\rmGeV}^{-1}$に境界を設定しましたeV}$、Fermi-LAT望遠鏡によって観測された拡散ガンマ線フラックスの最近の測定値を使用。ただし、ALPが核子とも結合する場合、ALPの核子-核子制動放射プロセスにより、SNでのそれらの生成率は大幅に向上します。現象論的に許容される最大のALP核子結合を想定すると、拡散ガンマ線束の境界は、はるかに強い$g_{a\gamma}\lesssim6\times10^{-13}〜{\rmGeV}^{-につながります同じ質量範囲で1}$。ALPが$\sim$keVより重い場合、光子への減衰が大きくなり、再び拡散ガンマ線フラックスが発生します。光子結合のみの場合、例えば、$g_{a\gamma}\lesssim5\times10^{-11}〜{\rmGeV}^{-1}$$m_a\sim5〜{\rmkeV}$の場合核子への（最大の）カップリングを考慮に入れると、制限は$m_a\sim20の$g_{a\gamma}\lesssim10^{-19}〜{\rmGeV}^{-1}$のレベルに向上します〜{\rmMeV}$は、これまでで最も強い制約を表しています。
人口II星の内部の重力変化
人口IIの星の内部での修正重力のホルンデスキを超えた理論の効果を研究します。メインシーケンスを離れた$1.1M_{\odot}$星の単純な現象論的モデルを考えます。薄い水素燃焼シェルに部分的に縮退した等温コアがあり、異なる不透明な2つの領域を持つ放射エンベロープで囲まれています。2つの内部境界で適切なマッチング条件を使用して、修正重力で結果として得られる恒星方程式の数値解析を実行します。全体として、重力が弱まり、光度が低下し、星の半径が増加する可能性がありますが、これらの効果はコアの近くで逆転します。モデルは、その制限内で、変更された重力パラメータの限界をどのように生み出すことができるかが示唆されています。
極限イベントのコンダクタンスモデル：オーロラコンダクタンスが宇宙天気予報に与える影響
| Title |
Conductance_Model_for_Extreme_Events_:_Impact_of_Auroral_Conductance_on_Space_Weather_Forecasts |
| Authors |
Agnit_Mukhopadhyay,_Daniel_T_Welling,_Michael_W_Liemohn,_Aaron_J_Ridley,_Shibaji_Chakrabarty_and_Brian_J_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12276 |
電離層コンダクタンスは、ホールおよびペダーセン電流として電離層を通過する磁場に整列した電流の閉鎖を調整する上で重要な要素です。磁気圏-電離層結合の予測調査におけるその重要性にもかかわらず、オーロラ領域における電離圏コンダクタンスの推定は、ほとんどのグローバルな第一原理ベースのモデルでは不安定です。オーロラコンダクタンスを推定する際のこの不正確さは、極端な宇宙天気イベント中の磁気圏-電離圏システムの理解と予測能力の両方を妨げます。この記事では、フィールドアラインメントされた現在値からオーロラコンダクタンスを推定する極端なイベントの高度なコンダクタンスモデル（CMEE）を開発して、この懸念に対処します。CMEEは、特に太陽風-磁気圏-電離圏システムの極端な駆動の時間を含む、同化マップからの1分の価値の1分の解像度出力の非線形回帰を使用して開発されました。このモデルには、オーロラオーバルを調整するための追加の調整を使用して、オーロラのコンダクタンスを強化するための規定も含まれています。CMEEは、宇宙天気シミュレーションで使用するために、宇宙天気モデリングフレームワーク（SWMF）のリドリー電離圏モデル（RIM）に組み込まれています。このペーパーでは、6つの宇宙天気イベントの検証プロセスを通じて、CMEEのパフォーマンスをRIMの既存のコンダクタンスモデルと比較します。性能分析は、地上の宇宙天気予報に対する電離層フィードバックの全体的な改善を示しています。具体的には、モデルは、シミュレートされたdB/dtおよび{\Delta}Bに影響を与える電離層電流の予測を改善し、dB/dt予測スキルを大幅に向上させることができます。
