| Title |
An_Algorithm_to_locate_the_centers_of_Baryon_Acoustic_Oscillations |
| Authors |
Z._Brown,_G._Mishtaku,_R._Demina,_Y._Liu,_and_C._Popik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12793 |
初期宇宙のバリオン音響振動（BAO）から形成された宇宙構造は、大規模な調査で観測可能な銀河分布に刻印され、現代の宇宙論の標準的な定規として使用されます。BAOは通常、2点統計で優先的な長さスケールとして検出されます。これは、実空間でのBAO構造の位置に関する情報をほとんど提供しません。このホワイトペーパーで説明するアルゴリズムの目的は、宇宙物質分布におけるBAOの推定中心を見つけることです。アルゴリズムは、異なる位置に配置された可変半径の球形シェルカーネルを使用して、物質密度の3次元分布をたたみ込みます。畳み込みの最高値に対応する位置は、BAOの推定中心に対応します。この方法は、オープンソースの計算効率の高いアルゴリズムで実現されます。アルゴリズムについて説明し、それをSDSSDR9CMASS調査および関連する模擬カタログに適用した結果を示します。詳細なパフォーマンス研究は、BAOセンターを特定するアルゴリズムの能力を実証し、そうすることで銀河調査におけるBAOスケールの新しい検出を提示します。
Sunyaev-Zeldovichフルバイスペクトルによる退化の解消
| Title |
Breaking_degeneracies_with_the_Sunyaev-Zeldovich_full_bispectrum |
| Authors |
Andrea_Ravenni,_Matteo_Rizzato,_Sla{\dj}ana_Radinovi\'c,_Michele_Liguori,_Fabien_Lacasa_and_Elena_Sellentin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12947 |
熱スニャエフ-ゼルドビッチ（tSZ）効果の非ガウス（NG）統計には、パワースペクトルに含まれていない重要な情報が含まれています。ここでは、tSZパワースペクトルとバイスペクトルの合同フィッシャー分析を実行して、完全なバイスペクトルがパラメーター制約の改善にどれだけ貢献できるかを検証します。私たちはいくつかの点でこの種の類似の研究を超えています。まず、分析に完全なパワースペクトルとバイスペクトル（自動およびクロス）共分散を含め、すべてのNG寄与を計算します。さらに、マルチコンポーネントの前景シナリオを検討し、予測におけるコンポーネント分離の影響をモデル化します。最後に、宇宙論的パラメーターとクラスター内メディアパラメーターの両方の拡張セットを検討します。tSZバイスペクトルがパラメーター退化を破るのに非常に効率的であることを示し、tSZパワースペクトルよりも強い宇宙論的制約を生成できるようにします。マルチパラメータを検討すると、$\sigma_8$の標準偏差は$\sigma^\text{PS}（\sigma_8）=0.35$から$\sigma^\text{BS}（\sigma_8）=0.065$に縮小します分析。これは主に、モデルパラメーターの変化に対する個別の三角形のタイプ（等辺およびスクイーズなど）の応答が異なるためであることがわかります。この形状依存性は弱いものの、宇宙論的パラメータでは明らかに無視できないものであり、予想されるように、クラスタ内媒体パラメータではさらに強くなります。
Kilo-Degree Surveyの4番目のデータリリースでの赤シーケンス銀河のクラスタリング
| Title |
Clustering_of_red-sequence_galaxies_in_the_fourth_data_release_ofthe_Kilo-Degree_Survey |
| Authors |
Mohammadjavad_Vakili,_Henk_Hoekstra,_Maciej_Bilicki,_Maria-Cristina_Fortuna,_Konrad_Kuijken,_Angus_H._Wright,_Marika_Asgari,_Michael_Brown,_Elisabeth_Dombrovskij,_Thomas_Erben,_Benjamin_Giblin,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Harry_Johnston,_Shahab_Joudaki,_Arun_Kannawadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13154 |
キロ度サーベイの4回目のデータリリースで大規模構造を研究するために、明るい赤シーケンス銀河のサンプルを紹介します。選択された銀河は、赤方偏移を条件とする色と大きさの関係のデータ駆動型モデルの形式で、赤シーケンステンプレートによって定義されます。この作業では、赤シーケンステンプレートは、KiDS-VIKINGの広帯域光+近赤外測光法と重複する分光データセットを使用して構築されます。選択プロセスには、赤シーケンス赤方偏移の推定、サンプルの純度の評価、および赤方偏移ビンの基になる赤方偏移の分布の推定が含まれます。選択を実行した後、測光の重みを銀河に割り当てることにより、観測された銀河の数密度に対する調査プロパティの影響を軽減します。4つの赤方偏移ビンで赤銀河の角度2点相関関数を測定し、固定された$\Lambda$CDM宇宙論を仮定して、赤系列サンプルの大規模バイアスを制約します。2つの明度しきい値サンプル（濃密と明るい）の一貫した線形バイアスが見つかりました。私たちの制約は、受動的進化モデルによって十分に特徴付けられていることがわかります。
$ H_0 $テンションに照らした暗黒物質ハローの合併履歴
ハッブルの緊張は、標準の$\Lambda$CDMモデルを改訂して暗黒エネルギーと暗黒物質の物理を解明するための新しい行動方針を導入する可能性があります。ハッブルのパラメーターは、バックグラウンドの進化モデルの遅い時間の観測によって独立して再構築され、ハッブルの張力を調整します。この作業では、再構築されたハッブルパラメーターを構造形成および大規模構造の観測量に関連付けます。エクスカーションセット理論を使用して、暗黒物質ハローの数密度、サブハロー前駆細胞の分布、および暗黒物質ハローの結合率を計算します。エクスカーションセット理論のマルコフ拡張と非マルコフ拡張の両方の結果を取得します。$M<10^{12}M_{の質量範囲のPlanck-2018$\Lambda$CDMと比較して、再構築されたモデルの暗黒物質ハローの数密度に$\sim2\sigma$の違いがあることを示します\odot}$。また、暗黒物質ハローの合併率を、ペア銀河の統計と比較し、HST、CANDEL調査の観測データからのそれらの合併率を比較します。$zの赤方偏移範囲で$\sim5$倍正確な観測値\simeq0.75-2.5$は、再構築されたモデルとPlanck-2018$\Lambda$CDMを区別できると主張します。
弱い重力レンズ効果のための光線追跡対数正規シミュレーション：銀河との相互相関への応用
| Title |
Ray-tracing_log-normal_simulation_for_weak_gravitational_lensing:_application_to_the_cross-correlation_with_galaxies |
| Authors |
Ryu_Makiya,_Issha_Kayo,_Eiichiro_Komatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13195 |
Redshift空間でモック弱い重力レンズ効果の収束フィールドと銀河分布を首尾一貫して生成するアルゴリズムを提示します。対数正規分布に従う3次元の宇宙密度フィールドを生成し、それらをレイトレースして収束マップを作成します。レイトレーシングと同じ方法で同じ密度フィールドから銀河分布を生成するため、モックから測定された銀河収束クロスパワースペクトルは、理論上の期待と正確に一致します。このシミュレーションを使用して、SubaruHyperSuprime-Cam（HSC）およびPrimeFocusSpectrograph（PFS）調査からの銀河剪断相互相関測定の品質を予測します。公称HSCおよびPFS調査では、信号対雑音比が20および5のクロスパワースペクトルがそれぞれ最低（$z=0.7$）および最高（$z=2.2$）のレッドシフトビンで検出されることがわかりました。
宇宙論的ソフト定理に対する局所オブザーバー効果
ソフトリミットの原始摂動の非ガウス性は、インフレーション中の光の自由度に関する重要な情報を提供します。曲率摂動のソフトモードは、ローカルの観測者には観測できず、空間座標の再スケーリングとして機能します。折りたたまれた制限内のトライスペクトルが、ソフトモードによる再スケーリングによってどのようにシフトされるかを決定します。$f_{\rmNL}$と$\tau_{\rmNL}$パラメータの間の不等式の形式は再スケーリングの影響を受けないことがわかり、光の自由度の指標としての不等式の役割が示されていますそのまま残ります。また、超スローロールインフレの一貫性関係に対するローカルオブザーバーの影響についてもコメントします。
相互作用する暗黒物質と宇宙加速
相互作用に関する最近の提案フレームワークのコンテキストで暗黒物質を記述する2つのスカラーフィールドコンポーネント間の明示的な相互作用の効果を研究します。非常に小さなカップリングを仮定しても、宇宙定数の観測効果を説明するだけで十分であり、エキゾチックな暗黒エネルギーを仮定せずに$\Lambda$CDMモデルの問題を克服することもわかります。
マルチフィールド暗黒エネルギー：急なポテンシャルでの宇宙加速
| Title |
Multi-field_dark_energy:_cosmic_acceleration_on_a_steep_potential |
| Authors |
Yashar_Akrami,_Misao_Sasaki,_Adam_R._Solomon,_Valeri_Vardanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13660 |
複数のフィールドを持つダークエネルギーは理論的に十分に動機付けられており、特にフィールド空間で非常に非測地的である軌道に沿って宇宙加速が行われる場合、明確な観測シグネチャを予測すると主張します。そのようなモデルは、$\Lambda$CDMに比べて斬新な物理学を提供し、急峻なポテンシャルで宇宙加速を可能にすることによって典型的なものを提供します。理論的な観点から見ると、これらの理論は推測される沼地の制約を容易に満たすことができ、場合によっては、標準的な単一フィールドの暗黒エネルギーを悩ませる技術的に自然な問題である可能性があります。観察的には、このようなマルチフィールドモデルはバックグラウンドレベルでの一致宇宙論とほとんど区別がつかない可能性が高い一方で、暗黒エネルギー摂動がクラスター化し、大規模構造の成長を促進し、早期にテスト可能になると主張します。次世代の宇宙論調査。
私たちは、重力波で見られるブラックホールの合併イベントが原始ブラックホール（PBH）の合併である可能性を徹底的にベイズ分析します。対数正規質量関数から抽出されたPBHバイナリの最新のマージ率モデルを使用して、LIGO-Virgoの最初の2つの観測実行からのデータを使用して事後パラメーター制約とベイジアンエビデンスを計算します。マージ率を大幅に抑制できるPBHを囲むことによるバイナリの混乱の可能性による理論的な不確実性を考慮します。また、単純な天体物理学的に動機付けられたモデルを検討し、これらがPBHシナリオよりも決定的に支持されており、ベイズの証拠比率によって定量化されていることを確認します。事前パラメーターの影響とモデルフィットの品質に注意を払い、予測チャープ質量分布をデータのチャープ質量分布と比較することで証拠比を理解できることを示します。モデル間を区別するための重要なツールとしてチャープ質量の事後予測分布を特定します。すべてのマージがPBHバイナリであるモデルは、一部には$\mathcal{M}_{{\rmchirp}}\gtrsim40\、M_\観測と一致しない観測された質量の範囲にわたるodot$および正の歪度。最大質量カットオフ、バイモーダル質量関数を追加したり、PBHバイナリが後から形成されるようにしたりしても、近似が大幅に改善されないことがわかります。成功したPBHモデルは、初期質量関数の対数正規形状を大幅に変更するか、観測されたすべての結合バイナリが原始であるという仮説を放棄する必要があると主張します。重力波ソースのサンプルサイズが大きくなるにつれて、ロバストな統計的推論に必要となる重力波データを使用してPBHモデルを分析する手法を開発して適用します。
DebrisWatch I：かすかな静止デブリの調査
| Title |
DebrisWatch_I:_A_survey_of_faint_geosynchronous_debris |
| Authors |
James_A._Blake,_Paul_Chote,_Don_Pollacco,_William_Feline,_Grant_Privett,_Andrew_Ash,_Stuart_Eves,_Arthur_Greenwood,_Nick_Harwood,_Thomas_R._Marsh,_Dimitri_Veras_and_Christopher_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12799 |
人工衛星やロケット本体によって示された最近の異常は、かすかなデブリの集団が自然除去メカニズムのない静止（GEO）高度に存在することを強調しています。以前の光学調査ではサイズが約10〜20cmであることが判明しましたが、GEOでのかすかな光源の定期的な監視は困難であり、したがって、私たちの知識はまだまばらです。アクティブなGEO衛星にもたらされるリスクをよりよく理解するために、大型の望遠鏡を使用してかすかなデブリ集団を探査し続けることが不可欠です。このために、カナリア諸島のラパルマにある2.54mのアイザックニュートン望遠鏡で行ったGEO地域の調査からの測光結果を示します。21番目の視覚等級（約10cm、アルベドが0.1のランバーシアン球を想定）を調査し、調査を構成するダークグレーの時間の8夜にわたってGEOのような動きのある129軌道軌道を明らかにします。センサーの感度限界に達するまで、輝度分布のかすかな端は上昇し続けます。これは、モーダルな明るさがさらに暗いことを示唆しています。急速なタンブリングの測光シグネチャを示す多くのかすかな、カタログされていないオブジェクトを発見します。それらの多くは、1回の露出の過程で調査の限界の大きさにまたがり、オブジェクトサイズを推定するときに複雑な問題を引き起こします。この作品は、ウォリック大学と国防科学技術研究所（英国）の間で進行中の共同作業である、DebrisWatchの最初の記事であり、GEOの破片のかすかな人口を調査しています。
傾斜した衛星を備えた扁平体の周りのリングダイナミクス：Haumeaの場合
マイナーボディと矮小惑星の周りのリングと巨大な衛星の最近の発見は、例えばハウメアの周りのように、それらがしばしば共存するかもしれないことを示唆しています。偏平な中心体と傾斜した衛星によって摂動されたリングは、短いタイムスケールで分散する可能性があります。リングが存続する可能性のある条件は、分析的にも数値的にも調査されます。リング粒子の軌道は、3軸楕円体の重力場と（a）衝突の影響を含む（a）巨大衛星の影響下で統合されます。中心体の赤道面に最初に形成されたリングは、衛星がKozaiLidovレジーム（39.2<i<144.8）で傾斜している場合、中断されます。傾斜が小さい場合、激しい衝突減衰により、リングは衛星軌道面に緩和します。一方、重要なJ2項は、KozaiLidovサイクルの場合でも、臨界準主軸内の傾斜衛星の摂動を簡単に抑制します。ただし、リングが最初に赤道面に対して傾斜している場合、同じJ2摂動は保護因子ではなく、代わりに短いタイムスケールでリングを破壊します。ボディの非対称形状と中央ボディの回転との3：1共振の存在による衝撃速度の上昇にもかかわらず、ハウメア周辺にあるリングは安定しています。偏平中心体に近いリングは、赤道面の近くで検索する必要があります。J2摂動は、外部傾斜衛星の摂動から保護します。傾斜した構成では、J2用語自体が破壊的です。
収束軌道上の低質量惑星の周りのダスト分布
超地球は大きな軌道半径で形成され、星間円盤との潮汐相互作用のために内側に移動できます。このシナリオでは、収束移動が発生し、惑星の共鳴ペアの形成につながる可能性があります。収束移動と共鳴捕獲が行われる条件、および共鳴ペアを取り囲むダスト分布にどのような動的結果が期待できるかを探ります。流体力学的惑星-ディスク相互作用モデルをダスト進化計算と組み合わせて、平均運動共鳴における惑星のペアによってダスト分布で生成されたシグネチャを調査します。私たちは、外惑星がより大規模であるときに収束移動が起こることを発見しました。ただし、収束移行はディスクのローカルプロパティにも依存し、分岐移行も発生する可能性があります。同様の円盤パラメーターの場合、低次の共振（2：1または3：2など）での捕捉が星の近くで好まれます。この場合、共振の強さは、気体の円盤によって加えられる潮汐トルクをより簡単に克服できます。星から遠く離れていると、収束的な移動により、高度な共鳴が捕捉される可能性があります。塵の分布は、通常、惑星が2：1の共振に閉じ込められている場合に観測可能な特徴を示します。他の場合では、高次の共振（たとえば、5：4または6：5）で、ダストの特徴が十分にはっきりしないため、簡単に観察できません。一対の超地球によって確立された共振の程度は、キャプチャが発生したディスク内の場所を示している可能性があります。共振している1つの超大地と1対の超大地の周りのダスト分布には大きな違いがある可能性があります。
高偏心移動シナリオにおける高温木星の周りのエキソムーンの不吉な運命
| Title |
The_ominous_fate_of_exomoons_around_hot_Jupiters_in_the_high-eccentricity_migration_scenario |
| Authors |
Alessandro_A._Trani,_Adrian_S._Hamers,_Aaron_Geller,_Mario_Spera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13778 |
太陽系のすべての巨大惑星は多数の自然衛星をホストしています。太陽系外システムの月は検出が困難ですが、最近、海王星サイズのエキソムーン候補が、ケプラー-1625bシステムで木星サイズの惑星の周りに見つかりました。比較的容易に検出できるため、ホストスターの周りの近い軌道に数日周期で存在するホットジュピター（HJ）は、エキソムーンを検索するのに非常に適した候補です。HJ人口がexomoonsをホストできる（またはホストした可能性がある）かどうかはまだ不明です。HJの形成チャネルとして提案されているのは、潮汐散逸と組み合わされた恒星の連星によって引き起こされる高偏心移動です。ここでは、exomoonがHJの高偏心マイグレーションを防止または許可できる状況を調査します。後者の場合は、exomoonが移行プロセスに耐えられるかどうかを調べます。半解析的引数と潮汐相互作用を含む直接のN体シミュレーションの両方を使用します。私たちの結果は、大規模なエキソムーンが高偏心移動の防止に効果的であることを示しています。exomoonが惑星の移動を可能にする場合、形成されたHJがexomoonをホストできるとは考えられません。移動プロセス中に月が惑星に螺旋状に移動するか、惑星から脱出するためです。いくつかの脱出したエキソムーンは、木星が移動した後、または潮汐で自分自身を移動することによって、安定した惑星になることができます。エキソムーンの大部分は、システムから排出されたり、主星やホスト惑星と衝突したりします。それでも、そのような衝突は、主な星の周りの破片円盤や接近している巨人の周りの嘆きのような観察可能な特徴を残すかもしれません。
SAGAサーベイ。 II。天の川のような銀河の周りの衛星システムの統計的サンプルの作成
| Title |
The_SAGA_Survey._II._Building_a_Statistical_Sample_of_Satellite_Systems_around_Milky_Way-like_Galaxies |
| Authors |
Yao-Yuan_Mao_(1),_Marla_Geha_(2),_Risa_H._Wechsler_(3),_Benjamin_Weiner_(4),_Erik_J._Tollerud_(5),_Ethan_O._Nadler_(3),_Nitya_Kallivayalil_(6)_((1)_Rutgers,_(2)_Yale,_(3)_KIPAC/Stanford/SLAC,_(4)_Arizona/Steward,_(5)_STScI,_(6)_U_Virginia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12783 |
進行中のサテライトアラウンドギャラクティックアナログ（SAGA）調査のステージIIの結果を示します。完了すると、SAGAサーベイは$M_{r、o}=-12.3$よりも明るい衛星銀河を分光学的に識別し、$z\sim0.01$で約100の天の川（MW）アナログを識別します。ステージIIでは、ステージIのサンプルサイズが4倍以上になり、36MWのアナログ付近の127の衛星からの結果を提供します。ターゲット選択戦略が改善され、ダークエネルギー調査とレガシー調査からのディープフォトメトリックイメージングカタログが提供されています。25,372の銀河の赤方偏移が得られ、ピークは$z=0.2$付近にあります。これらのデータは、SAGAホスト周辺の$17<r_o<20.75$で、非常に低赤方偏移のオブジェクトの分光カバレッジを大幅に増やし、ローカルグループをより広いコンテキストに配置する一意のデータセットを作成します。システムごとに確認された衛星の数は0から9の範囲で、ホスト銀河の光度と最も明るい衛星の光度と相関しています。MW衛星の数と光度は、SAGAシステムと同じ基本的な分布から引き出されたものと一致していることがわかります。確認されたSAGA衛星の大部分は星形成であり、衛星の恒星質量とホスト銀河からの投影半径が減少すると、消光率が増加します。全体として、SAGAシステム間の衛星消光率は、ローカルグループの衛星消光率よりも低くなっています。SAGA衛星の光度関数と放射状分布を、コールドダークマターシミュレーションと経験的銀河ハロー接続モデルに基づく理論的予測と比較し、結果が広く一致していることを確認します。
星間媒体におけるHNCの最初の中赤外線検出：オリオンホットコアに向けた極端な環境の調査
| Title |
The_First_Mid-Infrared_Detection_of_HNC_in_the_Interstellar_Medium:_Probing_the_Extreme_Environment_Towards_the_Orion_Hot_Core |
| Authors |
Sarah_Nickerson,_Naseem_Rangwala,_Sean_Colgan,_Curtis_DeWitt,_Xinchuan_Huang,_Kinsuk_Acharyya,_Maria_Drozdovskaya,_Ryan_C._Fortenberry,_Eric_Herbst,_and_Timothy_J._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12787 |
星間媒質におけるHNCおよびH13CNの最初の中赤外線（MIR）検出、および多数の解決されたHCN振動遷移を提示します。私たちの観測範囲は、赤外線天文学用成層圏天文台（SOFIA）に搭載されたエシェロンクロスエシェル分光器で取得されたホットコアOrionIRc2に向かって12.8〜22.9ミクロンです。最高5km/sの非常に優れた分解能により、HNCおよびHCNのP、Q、およびRブランチの個々の回転遷移が区別されます。およびH13CNRブランチ。これにより、種の励起温度、カラム密度、相対存在量を直接測定できます。HNCおよびH13CNは-7km/sのローカル標準静止速度を示します。これは、近くの電波源Iからの流出と約100Kの励起温度に関連している可能性があります。HCNの2つの速度成分を解決します。主要成分も温度165Kで-7km/s。これまで観測されたことのない最も高温のコンポーネントは、温度309Kで1km/sです。これは、これまでに測定された高温コアの中心に最も近いコンポーネントです。導出された12C/13C=13は、Orionのガラクトセントリック距離の予想を下回っていますが、この極端な環境では、導出されたHCN/HNC=72が予想されます。以前のサブmmおよびmmの観測と比較して、この領域のSOFIAライン調査は、解決されたMIR分子遷移が明確な物理コンポーネントを調査し、ホットコアに最も近い化学物質を分離していることを示しています。
ライマンアルファ放出によるシミュレートされた高赤方偏移の銀河系周囲の媒質の追跡
| Title |
Tracing_the_simulated_high-redshift_circum-galactic_medium_with_Lyman_alpha_emission |
| Authors |
Peter_Mitchell,_J\'er\'emy_Blaizot,_Corentin_Cadiou,_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12790 |
MultiUnitSpectroscopicExplorer（MUSE）を使用すると、赤方偏移（3<z<6）で個々のかすかな（M_UV〜-18）銀河から空間的に拡張されたライマンアルファ放射を検出できるようになりました。暗黒物質のハロービリアル半径。このような観測の意味を探るために、単一の銀河の宇宙線放射流体力学シミュレーションを提示します。これは、MUSEがディープフィールドで検出するLymanアルファ放出銀河の典型であるように選択されています。このシミュレーションを使用して、高赤方偏移の銀河系内物質（CGM）の起源とダイナミクスを研究します。拡散CGMの質量の大部分は、ハローセンターに向かって初めて落下する物質で構成されていますが、内側のCGMには、第1ペリセントリック通路を通過して移動した同等の質量も含まれており、回転的にサポートされる構成に落ち着くプロセス。ライマンアルファ放射への接続を作成すると、観測された拡張表面輝度プロファイルは、3つのコンポーネントの組み合わせによるものであることがわかります。小さな衛星銀河からのアルファ放出。これらの寄与の重みは銀河からの距離によって異なり、（1）散乱が内部領域を支配し（r<7kpc）、表面の輝度が数10^-19cgsよりも大きい場合、（2）すべての成分がrの周りに等しく寄与します〜10kpc（またはSB〜10^-19）、および（3）小さな衛星銀河の寄与が長距離（またはSB〜10^-20）で引き継ぎます。私たちのシミュレーションでは、全身速度に対して赤方偏移した観測されたライマンアルファスペクトル形態の特性を再現できず、シミュレーションには中性流出ガスの重要なコンポーネントが欠落していることになります。
最も極端な環境での星団形成：HiPEEC調査からの洞察
| Title |
Star_cluster_formation_in_the_most_extreme_environments:_Insights_from_the_HiPEEC_survey |
| Authors |
A._Adamo,_K._Hollyhead,_M._Messa,_J._E._Ryon,_V._Bajaj,_A._Runnholm,_S._Aalto,_D._Calzetti,_J._S._Gallagher,_M._J._Hayes,_J._M._D._Kruijssen,_S._K\"onig,_S._S._Larsen,_J._Melinder,_E._Sabbi,_L._J._Smith,_and_G._\"Ostlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12794 |
ハッブルイメージングの極端な環境とクラスターのプローブ（HiPEEC）調査を提示します。HSTNUVをNIRブロードバンドおよびH$\alpha$フラックスに適合させて、星団の年齢、質量、消滅を導き、6つの銀河の星形成率（SFR）を決定します。これらのシステムは、局所宇宙では珍しい、極端なガス物理条件下でのクラスター形成を追跡するための優れた実験室ですが、宇宙の正午に星を形成する銀河に典型的です。年齢が1〜500マイアで、質量が$10^7$M$_\odot$を超えるクラスターを検出します。最近のクラスター形成履歴とホスト銀河内でのそれらの分布は、NGC34、NGC1614、NGC4194のようなシステムが最終的な合体フェーズに近いことを示唆しています。年齢間隔1-100Myrでのクラスター質量関数のベイズ分析は、6つの銀河のうち4つに指数関数的に打ち切られたべき法則が観測された質量分布をよりよく記述するという強力な証拠を提供します。2つの銀河の場合、統計の数が少ないため、近似は決定的ではありません。べき乗則の勾配$\beta\sim-1.5$から$-2.0$を決定し、打ち切り質量M$_c$を$10^6$から数倍の$10^7$M$_\odot$の間で決定します文献で報告された最高値。高度な合併は、初期/中期の合併段階の銀河よりもM$_c$が高く、合併中の高密度ガス状態の急激な変化を示唆しています。クラスタ内の全恒星質量を銀河のSFRと比較すると、これらのシステムが局所宇宙で星団を形成する最も効率的な環境の1つであることがわかります。
赤方偏移が高い場合と低い場合のダストの蓄積と銀河の覆い隠蔽に関する理論的な手がかり
| Title |
Theoretical_clues_about_dust_accumulation_and_galaxy_obscuration_at_high_and_low_redshift |
| Authors |
J._H._Barbosa-Santos,_Gast\~ao_B._Lima_Neto,_and_Amancio_C._S._Fria\c{c}a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12798 |
宇宙の星形成のエポックは$z\sim2$でピークになるため、その大部分は高質量銀河では不明瞭になり、低質量銀河では放射線は妨げられずに漏れます。再イオン化時代の間に、進化した塵の覆い隠された銀河の存在は、銀河の形成と進化モデルへの挑戦です。化学力学進化モデルを使用して、初期バリオン質量が$7.5\times10^{7}$〜M$_\odot$から$2.0の範囲の銀河で大量のダストを構築するために必要な星の形成とダスト生成を調査します\times10^{12}$〜M$_\odot$。星形成効率は、不規則な矮小銀河から巨大楕円銀河までの星形成率を表すためにも選択されました。\citep[][CaseA]{dwek1998evolution}からのダストの凝集効率と、CaseAの約5分の1の低効率（CaseB）を採用しました。これらのパラメーターのすべての可能な組み合わせが計算され、40の異なるシナリオ。高恒星形成システムでは、ISMのダストの降着が星形成ピーク前の恒星生成を支配しているため、これらのシステムはダストの凝集効率にほとんど影響されないことがわかります。低星形成システムでは、主に小さな銀河で、ケースAとケースBの違いが長く続きます。したがって、小さな不規則な銀河は、さまざまな粉塵源を区別するのに最適な場所であるはずです。文献から得られた観測サンプルでは、恒星の質量と星の形成率の両方について、ダストとガスの比率はダストの質量よりも広がる傾向にあります。ダスト-ガス対ダスト-スターの図は、ガス、星、ダスト、星の形成率が関連しているため、銀河とダストの両方の進化の優れたトレーサーです。ただし、モデルはこのすべての量を同時に制約しません。新世代の施設（JWST、ELT、VLT、SPICAなど）は、宇宙全体のダスト形成を抑制するために不可欠です。
ミリ秒パルサータイミングによる天の川加速度計
| Title |
Milky_Way_Accelerometry_via_Millisecond_Pulsar_Timing |
| Authors |
David_F._Phillips,_Aakash_Ravi,_Reza_Ebadi,_and_Ronald_L._Walsworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13052 |
ミリ秒のパルサーの時間的安定性は非常に高く、長いタイムスケールでいくつかの地上の原子時計にさえ匹敵します。このプロパティを使用して、銀河の近傍に分布するミリ秒のパルサーが、局所的な銀河の加速度を直接抽出できる加速度計の集団を形成することを示します。パルサーのスピン周期測定から、117個のパルサーを使用して約1$\sigma$の精度で加速感度を実証します。また、パルサーブレーキングに関連する体系を排除する13のバイナリパルサーシステムの軌道周期を使用した補足分析の結果も示します。この研究は、最終的に私たちに天の川銀河の暗黒物質密度分布について知らせてくれる加速度勾配を動的に測定するための最初のステップです。
AGNトリガーにおけるバーと環境の相対的な役割
$0.02<z<0.055$、$M_r<19.5$、および$\sigma>70\rmmssのボリューム制限サンプルを使用して、正面渦巻銀河でのAGNトリガーにおける銀河環境とバーの存在の相対的な役割を定量化します。^{-1}$がSDSSデータリリース7から選択されました。絡み合う可能性のある影響を分離するために、サンプルを棒と非棒のサンプルに分割し、各サンプルをさらに3つの環境のケースに分離します。ペア、および銀河をクラスター化します。分離されたケースは、コントロールサンプルとして使用されます。これらの6つのケースでは、中心の恒星形成率と中心の速度分散$\sigma$でAGN比率を測定します。バーとガスの流入の内部プロセスは、AGNトリガーにおいて、グループとクラスター周辺での銀河相互作用の外部メカニズムよりも効率的であることを示しています。バーの不安定性と銀河環境の重要な影響は、比較的大きな膨らみのない銀河で見られます。AGN銀河の共進化の観点から、巨大なブラックホールは渦巻銀河の進化の主要なドライバーの1つであると結論付けます。それが満たされない場合、バーの不安定性は進化を助け、バーがない場合、銀河の相互作用/合併が重要になります。言い換えれば、大規模な中央エンジンが存在する場合、2つのガス流入メカニズムの役割が減少するか、ほとんどなくなります。また、ホスト銀河がクラスター内にある場合、巨大銀河のバーがAGN比率の増加に非常に決定的であることがわかります。
COSMOSフィールドにおける星形成銀河の星形成活動と恒星質量に対する環境の影響
| Title |
Effect_of_the_environment_on_star_formation_activity_and_stellar_mass_for_star-forming_galaxies_in_the_COSMOS_field |
| Authors |
S._M._Randriamampandry,_M._Vaccari_and_K._M._Hess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13131 |
環境と銀河のメインシーケンスの関係（恒星の質量と星形成率の関係）と、環境と電波の明るさ（P$_{\rm1.4GHz}$）の関係を調べて、影響に新しい光を当てます銀河の環境の。3つの異なる環境（フィールド、フィラメント、クラスター）と3つの異なる種類の銀河（衛星、中心、孤立）の星形成銀河（SFG）と静止銀河（AGN）で構成されるVLA-COSMOS3GHzカタログを使用します。銀河環境を考慮し、0.1$\leq$z$\leq$1.2で電波観測を使用して、文献のメインシーケンス（MS）コンセンサス領域に関するSFGの分布の比較分析を初めて実行します。私たちの結果は、SFRが文献と一致する宇宙時間で減少していることを裏付けています。さまざまな$z$およびM$_{*}$ビンのMSの勾配は、環境に関係なく、より高い赤方偏移ビンに向けて徐々に進化するMSコンセンサスよりも浅いことがわかります。大きなエラーを考えると、環境と銀河タイプの両方でSFR傾向は見られません。さらに、サンプルの星の質量が高い場合、環境がMSの平坦化の原因ではないようです。
分子雲の拡散エンベロープにおけるダストフィラメントの形成
星の形成過程を理解するための道は、分子雲の形成の研究から始まります。これらの雲の外層は、それらが形成された拡散暖かい中性媒質（WNM）とプロパティを共有します。低いカラム密度により、紫外線の透過が可能になり、無視できないほどの電離率と、ガスと混合された小さなダスト粒子の帯電が発生します。ダストとガスは密接に相関しているという一般的な仮定にもかかわらず、いくつかの観測的および理論的研究により、拡散雲と冷たい雲に対するダスト対ガス比の変動が報告されています。塵とガスの相対的な動きは、雲の内部の波の伝播を妨害する可能性があり、したがって、星の形成に直接影響を及ぼします。この作業では、WNMのダストダイナミクスを分析するための新しい荷電粒子モジュールの実装を紹介します。このモジュールを使用して、乱流の磁化WNM内の小さな荷電粒子（0.05$\mu$m）の単一の集団の進化を研究します。粒子と磁場の結合によりダスト対ガス比の変動が生じ、ガスから切り離された細長いダスト構造が形成されることを示します。これは、特に星形成研究のために、星間物質のさまざまな段階をシミュレートするときに、帯電したダストのダイナミクスを考慮することの重要性を強調しています。
M104（ソンブレロ）グループの距離と質量
| Title |
Distance_and_mass_of_the_M104_(Sombrero)_group |
| Authors |
Igor_D._Karachentsev,_Lidia_N._Makarova,_R._Brent_Tully,_Gagandeep_S._Anand,_Luca_Rizzi,_and_Edward_J._Shaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13152 |
明るい初期型銀河M104（ソンブレロ）の近くの銀河の距離と半径速度を使用して、暗黒物質の質量を導き出します。2つの矮小銀河：M104の近くにあるUGCA307とKKSG30は、ハッブル宇宙望遠鏡の調査用の高度なカメラで観測されました。距離$9.03^{+0.84}_{-0.51}$Mpc（UGCA307）および$9.72^{+0.44}_{-0.41}$Mpc（KKSG30）は、赤い巨大分岐法の先端を使用して決定されました。これらの距離は、ソンブレロの衛星である矮小銀河と一致しています。UGCA307、KKSG30、および正確な距離を持つ3番目の銀河（KKSG29）の半径速度と投影距離、および精度の低い距離を持つ他の12個の想定されたコンパニオンを使用すると、M104の総質量は$（1.55\pm0.49）10^{13}M_{\odot}$。ソンブレロ銀河のKバンド光度が$2.410^{11}L_{\odot}$の場合、その総質量対光度比は$M_T/L_K=（65\pm20）M_{\odot}/L_です。{\odot}$は、膨らみのない明るい銀河の約3倍です。
アストラエウスIII：再電離源の環境と物理的性質
| Title |
Astraeus_III:_The_environment_and_physical_properties_of_reionization_sources |
| Authors |
Anne_Hutter,_Pratika_Dayal,_Laurent_Legrand,_Stefan_Gottl\"ober,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13215 |
この作業では、最初の10億年で銀河の形成と再イオン化を結合するASTRAEUS（N体のダークマットでの銀河形成と再イオン化の半数値的放射伝達結合）フレームワークを使用します。再イオン化フィードバックのいくつかのモデルと銀河環境からの電離放射線の脱出率（$f_\mathrm{esc}$）を調査し、再形成への星形成銀河の寄与が放射フィードバックモデルにどのように依存するかを定量化します$f_\mathrm{esc}$、および環境の過密度。主な調査結果は次のとおりです。（i）定数$f_\mathrm{esc}$モデル、中間質量銀河（$M_h\simeq10^{9-11}$M$_\odot$のハロー質量と絶対UV等級）中密度領域の$M_{UV}\sim-15$から$-20$の範囲）は再イオン化を促進します。（iii）ハロー質量の減少に伴って$f_\mathrm{esc}$が増加するシナリオは、再イオン化を推進する銀河集団をより低い光度のより低い質量の銀河（$M_h<10^{9.5}$M$_\odot$）にシフトします（$M_{UV}>-16$）と過剰密度;（iii）再イオン化は、トポロジーを低質量銀河（$M_h<10^{9}$M$_\odot$）の電離放射率に放射フィードバックによって刻印します。密度の高い領域（以前に再イオン化された領域）の銀河は、放射フィードバックによって星形成の抑制が強くなり、電離放射率が低くなります。（iv）したがって、銀河の特性を伴う$f_\mathrm{esc}$の変化は、再電離の発生源とその検出可能性に最大の影響を及ぼし、放射フィードバック強度と環境の過密度が優勢な役割を果たします。（v）JWST調査（制限の大きさが$M_{UV}=-16$の場合）は、$zでの再イオン化光子の$\sim60\％$（$\sim20\％$）を提供する銀河を検出できます定数$f_\mathrm{esc}$モデル（$f_\mathrm{esc}$がハロー質量の減少に伴って増加するシナリオ）の場合=7$。
[C II]のSOFIA観測によって追跡されたエッジオン銀河の平面外ガス
| Title |
Extraplanar_gas_in_Edge-on_Galaxies_traced_by_SOFIA_observations_of_[C_II] |
| Authors |
William_T._Reach,_Dario_Fadda,_Richard_J._Rand,_Gordon_J._Stacey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13259 |
銀河での局所的な星形成のバーストは、中立面から物質を浮上させる可能性があります。エッジオンの渦巻銀河は、銀河の中立面から浮上する物質を明確に区別できます。SOFIAを使用して、[CII]157.7ミクロンの線放出の2つの近くのエッジオン銀河NGC891とNGC5907の垂直分布を測定しました。中央領域と北部の活発な星形成領域でNGC891のNGC5907の場合、薄い（0.3kpc）ディスクは、指数スケールの高さが約2kpcの厚いディスクで補われます。[CII]は中赤外放射（0.1kpc、現在の大規模な星の形成をトレース）よりもはるかに拡張されていますが、HI（100kpc、低金属の環境/銀河間物質をトレース）ほど拡張されていません。平面外[CII]は、円盤をハローに接続する煙突の壁に発生する可能性があります。
NIHAO XXVI：自然対養育、星形成メインシーケンス、およびその散乱の起源
| Title |
NIHAO_XXVI:_Nature_versus_nurture,_the_Star_Formation_Main_Sequence_and_the_origin_of_its_scatter |
| Authors |
Marvin_Blank,_Liam_E._Meier,_Andrea_V._Macci\`o,_Aaron_A._Dutton,_Keri_L._Dixon,_Nadine_H._Soliman_and_Xi_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13379 |
NIHAO銀河が観測された星形成メインシーケンス（SFMS）とどのように一致するか、およびその散乱の起源は何かを調査します。NIHAO銀河はSFMSを再現し、一般に観測値と一致しますが、勾配はほぼ1であるため、観測値よりも大幅に大きくなります。これは、SFMSの一部であるにも関わらず、大きな恒星の質量で観測された銀河がすでに消光の影響を受けているためです。AGNフィードバックによるこの星の形成の部分的な抑制は、星の形成率を低下させ、したがって観測される勾配を低下させます。私たちの銀河にAGNの影響を含めると、観測結果と一致する傾斜が生じることを確認します。SFMSからの銀河の偏差は、その$z=0$暗黒物質ハロー濃度と、したがってそのハロー形成時間と相関していることがわかります。これは、平均よりも高い星形成率（SFR）を持つ銀河が後に形成され、逆もまた同様です。SFMS（平均よりも高いSFR）の上にある銀河を、SFMS（平均よりも低い恒星の質量）の左側にあると再解釈することにより、SFRとのこの明らかな相関関係を説明します。したがって、後に形成されるハローの星の質量は平均よりも低くなります。これは、星を形成する時間が平均よりも短いためであり、逆もまた同様です。したがって、SFR対恒星の質量平面における銀河の経路を設定するのは、これらの銀河が形成される方法と時期という性質です。
高密度分子雲における炭素分別のガス粒子モデル
| Title |
Gas-grain_model_of_carbon_fractionation_in_dense_molecular_clouds |
| Authors |
Jean-Christophe_Loison,_Valentine_Wakelam,_Pierre_Gratier_and_Kevin_M._Hickson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13411 |
冷たい分子雲内の炭素含有分子は、複数の観測を通じてさまざまなレベルの同位体分別を示しています。このような影響を理解するために、更新された13C分別反応（15N、18O、34Sの対応する反応も含む）を使用して、新しいガス粒子化学モデルを開発しました。濃密な雲に典型的な化学的年代の場合、私たちの名目上のモデルは2つの13C貯留層につながります。名目モデルは、観察とは対照的に、C3、c-C3H2、およびC2Hの強い濃縮をもたらします。C3が酸素原子と反応するとき、さまざまな観測とシミュレーションの間の全体的な一致は、各種に固有の変動する13C分別レベルを示すかなり良いものです。あるいは、水素原子反応は、C2H、c-C3H2、およびC2Sの2つの非等価同位体の顕著な13C分別効果につながります。いくつかの重要な分別反応があるため、一部の炭素含有種は13C、特にCOに富んでおり、気相中の原子13Cを減少させます。これにより、粒子表面に形成されたCH4に13Cの減少が誘発されます。この影響は、太陽系のCH4、特にタイタンでは観察されません。これは、原始星円盤の形成と惑星の形成につながる、分子雲の崩壊の間の物質の変換を示しているようです。または、穀物に付着している原子状炭素が、穀物にすでに存在している化学種と反応して、CH4がほとんど発生しないことを意味します。
3 mm分子発光からの$ H_2 $カラム密度の定量的推論：Orion Bへの事例研究
| Title |
Quantitative_inference_of_the_$H_2$_column_densities_from_3_mm_molecular_emission:_A_case_study_towards_Orion_B |
| Authors |
Pierre_Gratier,_J\'er\^ome_Pety,_Emeric_Bron,_Antoine_Roueff,_Jan_H._Orkisz,_Maryvonne_Gerin,_Victor_de_Souza_Magalhaes,_Mathilde_Gaudel,_Maxime_Vono,_S\'ebastien_Bardeau,_Jocelyn_Chanussot,_Pierre_Chainais,_Javier_R._Goicoechea,_Viviana_V._Guzm\'an,_Annie_Hughes,_Jouni_Kainulainen,_David_Languignon,_Jacques_Le_Bourlot,_Franck_Le_Petit,_Fran\c{c}ois_Levrier,_Harvey_Liszt,_Nicolas_Peretto,_Evelyne_Roueff_and_Albrecht_Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13417 |
水素分子は冷たい分子雲では観測できず、分子ガスのカラム密度測定は現在、遠赤外線でのダスト放出観測または星のカウントに依存しています。多数の微量分子の（サブ）ミリメートルの観測は地上の望遠鏡から効果的ですが、1つの分子線の放出とH2カラム密度（NH2）の関係は非線形であり、励起条件、光学的深さ、存在量の変動に敏感です基礎となる物理化学のため。多分子線放出を使用して、電波観測からNH2を推測することを目指しています。無線分子線観測からNH2を決定するためのデータ駆動型アプローチを提案します。OrionB分子雲の広視野ハイパースペクトルIRAM-30m観測に教師付き機械学習法（ランダムフォレスト）を使用して、限られた分子線のセットを入力として使用し、NH2の予測子をトレーニングし、ハーシェルベースのダスト由来のグランドトゥルース出力としてのNH2。オリオンB分子雲と同様の条件の場合、ハーシェルベースの推定から、標準的な係数1.2内のNH2の予測を取得します。予測に対するさまざまな線の寄与の分析は、最も重要な線が$^{13}$CO（1-0）、$^{12}$CO（1-0）、C$^{18であることを示しています}$O（1-0）、およびHCO$^+$（1-0）。拡散、半透明、フィラメント、および高密度のコア条件を区別する詳細な分析により、これらの4つの線の重要性はレジームに依存し、N$_2$H$^+$（1-0）を追加することが推奨されることが示されています高密度コア条件でのNH2の予測のためのCH$_3$OH（20-10）ライン。この記事は、ミリ波ドメインの分子線放出から重要な物理的パラメーターを直接推論するための有望な道を開きます。次のステップは、メソッドをさらにテストするために、いくつかのパラメーター（NH2や遠紫外照明フィールドなど）を同時に推測することです。【要約】
| Title |
A_Recent_Major_Merger_Tale_for_the_Closest_Giant_Elliptical_Galaxy_Centaurus_A |
| Authors |
Jianling_Wang,_Francois_Hammer,_Marina_Rejkuba,_Denija_Crnojevi\'c,_Yanbin_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13418 |
私たちは流体力学的シミュレーションを使用して、最も近い巨大楕円銀河、CentaurusAの形成をモデル化しました。最大1.5の質量比を持つ単一の主要な合併イベントは、約2Gyr先に発生しましたが、銀河の運動学、内部のガス円盤、恒星のハローの年齢と金属性、およびハローで観察された多くのかすかな特徴を含む、その特性。細長いハロー形状は、主に、合併によって堆積した前駆体の残差でできており、ケンタウルス座Aハローで観測された恒星の殻にも寄与しています。現在のモデルでは、測定された惑星状星雲の視線速度とその速度分散も再現されています。質量比が小さく、ガス分率が比較的低いモデルでは、観測値とモデルの期待値と一致するドヴォクーループロファイル分布が得られます。最近の合併により、ハロー内で見つかった若い恒星および球状星団の個体群（2〜4歳）と一致する年齢分布に痕跡が残りました。ケンタウルス座Aのすべての特性が正確に再現されていなくても、最近観察されているように、最近の主要な合併により、ケンタウルス座A銀河が形成された可能性があります。
| Title |
Consequences_for_the_Scalar_Field_Dark_Matter_model_from_The_McGaugh_Observed-Baryon_Acceleration_Correlation |
| Authors |
Luis_E._Padilla,_Jordi_Sol\'is-L\'opez,_Tonatiuh_Matos_and_Ana_\'Avilez-L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13455 |
標準の宇宙論モデル、いわゆる$\Lambda$ColdDarkMatter（「$\Lambda$CDM」）は、宇宙論レベルでの観測によく適合しているように見えますが、銀河系でいくつかの矛盾があることはよく知られていますスケール。$\Lambda$CDMの問題に小規模で対処するために、代替モデルが提案されています。最も人気のあるものの中で、超軽量ボソンで作られた宇宙の暗黒物質の提案は、今日では有力な候補ですこの作業では、SPARCカタログの観測されたバリオン加速の相関とスカラーフィールドの暗黒物質モデルとの対比から生じる結果を分析的アプローチを通じて研究します。構造形成シミュレーションから抽出された銀河ハローの特徴を考慮して、そのような分析を実行します。システム全体における他の非暗黒物質要素（バリオンや超大質量ブラックホールなど）の存在を考慮することから、具体的には、彼のモデルは、さまざまなサイズと形態の多数の銀河について観察が示唆していることとは対照的に、コアの一定の表面密度を再現することはできません。この方向で、銀河系全体における暗黒物質を含まない構成要素の寄与が考慮に入れられると、この不一致が緩和できることを示します。さらに、質量$m\simeq1.41\times10^{-22}\eV/c^2$はすべての調査結果を再現し、天の川銀河からの回転曲線を正しく調整できることがわかります。
雲形成中の原子および分子ガス特性
| Title |
Atomic_and_molecular_gas_properties_during_cloud_formation |
| Authors |
J._Syed_(1),_Y._Wang_(1),_H._Beuther_(1),_J._D._Soler_(1),_M._R._Rugel_(2),_J._Ott_(3),_A._Brunthaler_(2),_J._Kerp_(4),_M._Heyer_(5),_R._S._Klessen_(6_and_7),_Th._Henning_(1),_S._C._O._Glover_(6),_P._F._Goldsmith_(8),_H._Linz_(1),_J._S._Urquhart_(9),_S._E._Ragan_(10),_K._G._Johnston_(11),_F._Bigiel_(4)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_(3)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(4)_Argelander-Institut_f\"ur_Astronomie,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Massachusetts,_(6)_Universit\"at_Heidelberg,_Zentrum_f\"ur_Astronomie,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_(7)_Universit\"at_Heidelberg,_Interdisziplin\"ares_Zentrum_f\"ur_Wissenschaftliches_Rechnen,_(8)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(9)_Centre_for_Astrophysics_and_Planetary_Science,_University_of_Kent,_(10)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_(11)_School_of_Physics_and_Astronomy,_E.C._Stoner_Building,_The_University_of_Leeds) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13502 |
星の誕生の場を持つ分子雲は、星間物質（ISM）の原子相から形成されます。ISMの原子相と分子相を特徴付け、それらの物理的特性を雲形成プロセスのコンテキストに設定することを目指しています。巨大分子フィラメントGMF20.0-17.9に対する$\rmHI$自己吸収（HISA）によって冷中性媒質（CNM）を研究し、$^{13}\rmCOによって追跡された分子ガスと結果を比較しました$排出。HISA機能のベースラインを、1次および2次多項式関数を使用して$\rmHI$放出スペクトルに合わせました。この方法で特定されたCNMは、分子ガスの西部地域への形態と空間的に相関しています。ただし、HISAと$^{13}\rmCO$の空間的な相関関係は、フィラメントの東部に向かって明らかではありません。HISAのピーク速度と線幅の分布は、フィラメント全体の$^{13}\rmCO$とよく一致しています。HISA（CNM）と$\rmHI$放出（CNMと暖かい中性媒質、WNMの両方をトレース）の列密度確率密度関数（N-PDF）は、フィラメントのすべての部分で対数正規形状を示し、これらの構造の主な推進力としての乱流運動の。$\rmH_2$N-PDFは、対数正規分布を示し、べき乗則の尾が重力収縮の開始を示唆しています。$\rmHI$列密度の飽和は、$\sim$25$\rm\、M_{\odot}\、pc^{-2}$で観察されます。フィラメント内にはさまざまな進化段階があることは明らかです。東部では、原子ガス貯留層からの分子雲の形成の開始を目撃していますが、西部はより進化しており、顕著な$\rmH_2$カラム密度のピークと活発な星形成の兆候を示しています。
放射効率とQSOの質量との間の可能な本質的な関係の抽出：最尤法とSDSS DR7 QSOへのその応用
| Title |
Extracting_the_Possible_Intrinsic_Relation_between_Radiative_Efficiency_and_Mass_of_QSOs:_a_Maximum_Likelihood_Method_and_its_Application_to_the_SDSS_DR7_QSOs |
| Authors |
Fupeng_Zhang_and_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13555 |
QSOの放射効率とその分布は、質量と質量の大きなブラックホール（MBH）のスピンの進化に関する豊富な情報を宇宙時間全体にエンコードします。この論文では、光度の分布からQSOの放射効率（$\epsilon$）と質量（$M_{\bullet}$）の間の固有の関係を統計的に抽出する最尤法を開発します（経験的に推定されたビリアル）。質量平面。モックサンプルを使用することにより、スローンデジタルスカイサーベイのサンプルと同様の均一なQSOサンプルとQSOから、赤方偏移$z\lesssim0.4$で$\epsilon-M_{\bullet}$関係に強い制約を課すことができることがわかります調査の等級限界を$\sim1-2$（または$2-3$）等級深くできる場合、$z\sim0.6$（または$\lesssim1.0$）のサンプル。$z\lesssim0.7$を使用してこの方法をSDSSDR7QSOに適用すると、$\epsilon\proptoM_{\bullet}^{0\sim1.1}$（または$\epsilon\proptoM_{\bullet}^{が見つかります-$\sim0}$）は、H$\beta$（またはMgII）の経験的質量推定器に従って取得された質量とQSOの相関関係です。これらの矛盾する結果は、2つの質量推定器の未知の系統誤差によるものである可能性があり、現在利用可能なQSOサンプルを使用して$\epsilon-M_{\bullet}$関係を正確に制約できません。MBH質量の推定値とエディントン比分布関数の両方が$\epsilon-M_\bullet$関係の影響を受ける可能性があることがわかり、この関係の決定がMBHの降着と成長の履歴を理解するために重要であることを示唆しています。将来、固有の$\epsilon-M_{\bullet}$関係は、ホスト銀河の汚染と質量推定器の系統誤差が十分である場合、SDSSよりも深い調査から得られたQSOサンプルを使用することで強く制約されると予想されますモデル化または削除されました。
大規模なH $ \ alpha $放出銀河の強力な過密度に関連するz = 2.16でのPlanck選択のダストプロトクラスター
| Title |
A_Planck-selected_dusty_proto-cluster_at_z=2.16_associated_with_a_strong_over-density_of_massive_H$\alpha$_emitting_galaxies |
| Authors |
Yusei_Koyama,_Maria_del_Carmen_Polletta,_Ichi_Tanaka,_Tadayuki_Kodama,_Herv\'e_Dole,_Genevi\`eve_Soucail,_Brenda_Frye,_Matt_Lehnert,_Marco_Scodeggio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13614 |
COSMOSフィールド（PHzG237.0+42.5）のPlanckコンパクトソースに関連するHアルファ放出銀河の高密度が、Subaru/MOIRCSによる狭帯域イメージング観測によって発見されました。このPlanckが選択したz=2.16のダストプロトクラスターには、観測されたMOIRCS4'x7'フィールド（〜2.0x3.5〜Mpc^2に対応）に分光的に確認された6つの銀河を含む38個のHアルファエミッターがあります。log（M*/Msun）>10.5の大規模なH-alphaエミッターがプロトクラスターのコアに強くクラスター化していることがわかります（H-alphaエミッターの密度ピークから約300kpc以内）。このプロトクラスターのほとんどのH-alphaエミッターは、H-alphaベースのSFR推定値を使用してスター形成メインシーケンスに沿ってありますが、H-alphaベースのSFRを統合することによって導出されるクラスターの合計SFRは、1桁小さいですPlanck/HerschelFIR測光から推定されたものよりも。私たちの結果は、Hアルファが中程度の星形成銀河を検出し、高zのダストの多いプロトクラスター内およびその周辺の大規模環境を追跡するのに適していることを示唆していますが、星形成の大部分が存在する可能性がありますダストで覆い隠され、H-アルファ観測では検出されなかった。
Gaia DR2データから構築された天の川銀河の152個の球状星団の軌道
Vasiliev（2019）のリストから平均GaiaDR2固有運動と他の天文学データを使用して取得した天の川銀河の152個の球状星団の軌道とそのプロパティを示します。軌道統合では、ナバロフランクホワイトダークハローに基づく銀河ポテンシャルの軸対称モデルを使用し、ガラクトセントリックな距離の広い領域（最大200kpc）の銀河オブジェクトの円形速度を使用して、バジコバとボビレフ（2016）によって修正しました。）Bhattacharjeeet.al.（2014）カタログ。得られた軌道の分析に基づいて、Massarietal。al。（2019）。
z = 1.7でのプロトクラスターにおける銀河成長を促進する分子ガスの発見
| Title |
Discovery_of_molecular_gas_fueling_galaxy_growth_in_a_protocluster_at_z=1.7 |
| Authors |
Q._D'Amato,_R._Gilli,_I._Prandoni,_C._Vignali,_M._Massardi,_M._Mignoli,_O._Cucciati,_T._Morishita,_R._Decarli,_M._Brusa,_F._Calura,_B._Balmaverde,_M._Chiaberge,_E._Liuzzo,_R._Nanni,_A._Peca,_A.Pensabene,_P._Tozzi,_and_C._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13665 |
CO（2-1）ライン遷移のALMAバンド3観測に基づいて、3つの新しいガスリッチ（M_H2〜1.5-4.8x10^10M_sun、5〜100M_sun/yrの範囲のSFR）の発見を報告します）z=1.7の過密領域にある銀河。すでに8つの分光学的に確認されたメンバーが含まれています。これにより、推定距離が1.15Mpc以内で、赤方偏移範囲がDz=0.012の合計11の高密度メンバーが確認されます。単純な仮定の下で、システムの総質量は>=3-6x10^13M_sunであると推定し、z=0で>〜10^14M_sunクラスターに進化する可能性が高いことを示します。過密度には、強力なコンプトン厚のファナロフライリータイプII（FRII）電波銀河であり、その周りに大きな分子ガスリザーバー（M_H2〜2x10^11M_sun）を発見しました。FRIIで解決されたCO放出を、主軸（副軸）が〜27（〜17）kpcの2次元ガウスモデルに適合させました。これは、光学静止フレーム放出よりも約3倍大きい係数です。単純なエッジオンディスクモルフォロジーの仮定の下で、銀河系の星間媒質は、核に向かって約5.5x10^23cm^-2の列密度を生成することがわかります。そのような高密度のISMは、中央付近の小さなPCスケールの吸収体に加えて、X線（N_（H、X）〜1.5x10^24cm^-2）で測定された核の覆い隠しに大きく貢献する可能性があります。エンジン。このソースの速度マップは、ラジオジェットに垂直なガスの回転運動を明らかにします。FRIIは、構造部材の投影された空間分布の中心にあり、赤方偏移分布のピークからのその速度オフセットは、構造の速度分散内に十分あります。これらすべてと、FRIIの周りの大量のガス、その恒星の質量が3x10^11M_sun、SFRが200〜600M_sun/年、強力なラジオからX線への放射と相まって、これはソースは、将来の最も明るい銀河の始祖である可能性があります。
APOGEEから見た銀河中心のクールな星：M巨人、AGB星、超巨星/候補
| Title |
Cool_stars_in_the_Galactic_Center_as_seen_by_APOGEE:_M_giants,_AGB_stars_and_supergiant_stars/candidates |
| Authors |
M._Schultheis,_A._Rojas-Arriagada,_K._Cunha,_M._Zoccali,_C._Chiappini,_A.B.A._Queiroz,_D._Minniti,_T._Fritz,_D.A.Garc\'ia-Hern\'andez,_C._Nitschelm,_O._Zamora,_S._Hasselquist,_J.G._Fern\'andez-Trincado_and_R.R._Munoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13687 |
核円盤を含む銀河中心領域は、極度の絶滅と恒星の密集のため、最近まで化学センサス研究ではほとんど回避されてきました。最新のAPOGEEデータリリース（DR16）を利用して、この地域のクールなAGBの星と超巨星を初めて研究することができます。5つの既知のAGB星と1つの超巨大星（VR5-7）の恒星パラメーターは、それらの位置がRGBの先端よりかなり上にあることを示しています。APOGEE/ASPCAPパイプラインからの信頼できる恒星パラメーターを使用したAPOGEE調査。3200Kまでのクールなスターグリッドを使用しています。距離、星間消滅値、および放射速度を確認して、これらの星が実際に銀河中心領域にあることを確認しました。[Fe/H]〜+0.3dexの支配的な金属に富んだピークと[Fe/H]=-0.5dex、0.2dexの周りの金属に乏しいピークで、金属性分布関数の明確な二峰性構造を検出しますバーデの窓よりも貧弱です。アルファ元素Mg、Si、Ca、Oは、銀河バルジと同様の傾向を示します。金属に乏しい成分はアルファ元素が強化されており、この集団が古典的なふくらみと速い形成シナリオに関連している可能性があることを示唆しています。$\rmv_{gal}>300\、km/s$の回転する核恒星円盤と高速星のかなりの部分の明確な署名が見つかりました。金属に富む星は、金属に乏しい星（$\rm\sim140\、km/s$）よりもはるかに高い回転速度（$\rm\sim200\、km/s$）を示します。化学的存在量および金属性分布関数は、核恒星円盤と核星団が異なる化学的特徴を示し、異なる形で形成されることを示唆しています。
不完全な分光データからの高赤方偏移での銀河の存在量とクラスタリングの測定：模擬カタログのテストとzCOSMOSへの適用
| Title |
Measuring_galaxy_abundance_and_clustering_at_high_redshift_from_incomplete_spectroscopic_data:_Tests_on_mock_catalogs_and_application_to_zCOSMOS |
| Authors |
Jiacheng_Meng,_Cheng_Li,_Houjun_Mo,_Yangyao_Chen,_Kai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13733 |
銀河の数密度と相関関数は、観測された銀河の分布を特徴付ける2つの重要な量です。高$z$分光測量調査は、通常、複雑なターゲット選択を含み、赤方偏移サンプリングでは不完全ですが、高$z$宇宙でこれらの量を確実に測定する機会と課題の両方を提示します。現実的な模擬カタログを使用して、ターゲットの選択と赤方偏移の不完全さが結果に大幅な偏りをもたらす可能性があることを示します。分光サンプルの作成元である親の測光データによって提供される情報を使用して、このようなバイアスを修正する方法を開発します。現実的な模擬サンプルを使用したテストは、本手法が真の恒星質量関数と相関関数を確実に再現できることを示しています。アプリケーションとして、既存のzCOSMOS明るい銀河サンプルと今後のPFS銀河進化調査の2つの高z調査のために、模擬カタログが作成されます。zCOSMOS-brightサンプルにメソッドを適用し、以前に得られた結果と比較します。模擬サンプルの同じセットを使用して、さまざまなサンプルサイズで予想される宇宙分散を定量化します。数密度と相関関数の両方について、PFS銀河調査における宇宙分散による相対誤差は、zCOSMOSと比較すると3〜4倍減少することがわかります。
SDSS渦巻銀河の進化に対するバーの影響
$0.020<z<0.055$、$M_{\rmr}<-19.5$および$\sigma>70\rmkms^{-1}$がSDSSDR7から選択されました。中心のSFrate-$\sigma$平面で、サンプル内の強いバーを持つ銀河の割合と、それぞれ、禁止銀河と非禁止銀河のAGN割合を測定します。バーとAGNフラクションの比較により、SFクエンチングとAGNアクティビティの2つの現象の因果関係が明らかになります。大量のBHと豊富なガス燃料は、AGNをトリガーするのに十分な条件です。2つの条件を満たすことによってトリガーされたAGNが強いAGNフィードバックを駆動し、中央のSFを突然抑制し、SFシーケンスを離れると推測します。2つの条件のいずれかが十分ではない銀河では、バーはAGNトリガーの大きな助けとなり、進化の全プロセスを加速します。これは、疑似バルジ銀河で特に顕著です。すべての調査結果は、中心速度分散と中心SFR（銀河スケールSFRではない）でプロットした場合にのみ取得され、AGN駆動のSF消光が中心kpc領域に限定されていることを示しています。
太陽質量ブラックホールは、従来の恒星の進化からは予想されませんが、小さな原始ブラックホール（PBH）の捕獲によって引き起こされる中性子星（NS）爆縮によって、またはいくつかの種類の粒子暗黒物質（DM）の蓄積から自然に生成できます。そのような「変換された」太陽質量BHの独特の特徴は、それらの質量分布がNSの質量分布に従うということです。これは、従来の恒星進化または初期宇宙PBH生成のいずれかによって予測された太陽質量範囲のブラックホールの質量関数とは異なります。$\sim1-2.5\、{\rmM}_\odot$の狭い質量ウィンドウ内での太陽質量BH集団の質量分布の分析は、これらのBHの起源の簡単かつ強力なテストを提供できることを提案します。バイナリのマージイベントGW190425およびGW190814の最近のLIGO/VIRGO重力波（GW）観測は、$\sim1.5-2.6〜M_{\odot}$の範囲のBH質量と一致しています。これらの結果は暗黒物質変換された太陽質量BHの憶測を煽っていますが、これらの特定のイベントの起源がNS内破に由来する可能性は低いことを示しています。今後のGW観測からのデータは、太陽質量BHとNSを高い信頼度で区別できるようになります。この機能により、提案されたテストの効率が向上します。
移動メッシュ上のAGNジェットフィードバック：弱い衝撃と葉の破壊により、冷却の大災害を穏やかに防止
| Title |
AGN_jet_feedback_on_a_moving_mesh:_weak_shocks_and_lobe_disruption_gently_prevent_the_cooling_catastrophe |
| Authors |
Martin_A._Bourne_and_Debora_Sijacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12784 |
銀河団やグループでのAGN駆動のジェットの圧倒的な観測的証拠はありますが、ジェットエネルギーが周囲の媒体に供給されるかどうか、またその方法は未解決のままです。ここでは、移動するメッシュコードAREPOを使用して、宇宙論的に進化したライブクラスター内で非常に高解像度のAGNジェットシミュレーションを実行します。模擬X線とラジオローブのプロパティは、FR-IからFR-IIのような形態に遷移するさまざまなパワージェットの観測結果とよく一致していることがわかります。葉の膨張段階では、内部衝撃と船首衝撃の両方による加熱が葉のエネルギー論に寄与し、フィードバックエネルギーの約40％が、拡大する葉によって行われるPdV作業に使用されます。低出力ジェットは、葉の膨張中にガスを単純に置換する可能性が高くなりますが、高出力ジェットは、衝撃を駆動し、クラスター内媒体（ICM）を加熱するのにより効果的になります。ただし、衝撃が$\mathcal{M}$〜2-3を超えることはめったにありません。葉の膨張段階が終了すると、クラスターの天気が葉の進化に大きく影響します。低出力のジェットローブは、ICMでより容易に破壊および混合され、注入されたエネルギーの約70％まで堆積しますが、最終的には、フィードバックエネルギーの$\gtrsim$50％に相当するものが、システムのポテンシャルエネルギーになります。。ジェットがオフになった後、平均ICMエントロピーが最大80Myrまで増加しても、AGN加熱は穏やかであり、観測に従ってクラスターの放射状プロファイルに大きな変動は生じません。
中性子星の質量と半径に対する電磁と重力波の制約の組み合わせ
| Title |
Combining_Electromagnetic_and_Gravitational-Wave_Constraints_on_Neutron-Star_Masses_and_Radii |
| Authors |
Mohammad_Al-Mamun,_Andrew_W._Steiner,_Joonas_N\"attil\"a,_Jacob_Lange,_Richard_O'Shaugnessy,_Ingo_Tews,_Stefano_Gandolfi,_Craig_Heinke,_and_Sophia_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12817 |
GW170817、静止低質量X線バイナリ（QLMXB）の観測、光球半径拡張X線バースト（PRE）、およびJ0030+0451。このデータセットでは、事前分布の形式が後部質量半径（MR）曲線と状態方程式（EOS）に影響を与えますが、この影響は、QLMXBのみを考慮した場合に最近得られたものよりも小さくなります。不確実性への「固有の散乱」の寄与を含めることによって電磁データの一貫性を分析し、事後分布のわずかな広がりのみを見つけます。これは、中性子星構造の重力波および電磁観測が、中性子星の質量半径曲線とEOSの一貫した図を提供していることを示唆しています。
内部エジェクタの3Dシミュレーションによる$ 11.8 \、M_ \ odot $超新星の元素合成：全体の収量と初期太陽系における短寿命放射性核種への影響
| Title |
Nucleosynthesis_of_an_$11.8\,M_\odot$_Supernova_with_3D_Simulation_of_the_Inner_Ejecta:_Overall_Yields_and_Implications_for_Short-Lived_Radionuclides_in_the_Early_Solar_System |
| Authors |
Andre_Sieverding,_Bernhard_Mueller,_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12831 |
初期太陽組成を使用した$11.8\、M_\odot$前駆モデルの3D超新星シミュレーションに基づいて、エジェクタの最も内側の$0.1\、M_\odot$をカバーするトレーサーを使用して元素合成を研究します。これらの噴出物は主にプロトンが豊富で、かなりの量の$^{45}$Scと$^{64}$Znをもたらします。より重い同位体の生成は、電子フラクションに敏感であり、原始中性子星からのニュートリノ放出に敏感です。これらの同位体の収量は、シミュレーションで使用されるおおよそのニュートリノ輸送のため、かなり不確実です。超新星全体の総収量を取得するために、トレーサーの結果と適切な1Dモデルの外層の結果を組み合わせます。短命の放射性核種（SLR）の収量を使用して、$11.8\、M_\odot$超新星が太陽系の形成を引き起こし、隕石で測定されたSLRの一部を提供した可能性を探ります。特に、他のSLRのデータを超えることなく、少なくとも$^{41}$Ca、$^{53}$Mn、および$^{60}$Feのデータを説明できる2つの新しいシナリオについて説明します。
| Title |
Models_of_high-frequency_quasi-periodic_oscillations_and_black_hole_spin_estimates_in_Galactic_microquasars |
| Authors |
Andrea_Kotrlov\'a,_Eva_\v{S}r\'amkov\'a,_Gabriel_T\"or\"ok,_Kate\v{r}ina_Goluchov\'a,_Hor\'ak_Ji\v{r}\'i,_Odelle_Straub,_Debora_Lan\v{c}ov\'a,_Zde\v{n}ek_Stuchl\'ik,_Marek_Abramowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12963 |
その軸対称および非軸対称の遊星振動モードの周波数の降着円盤に存在する非測地線圧力の影響を探ります。{3つの銀河マイクロクエーサー、GRS1915+105、GROJ1655$-の降着ブラックホール（BH）のX線フラックスで観測された高周波準周期振動（QPO）のモデルへの影響について説明します$40とXTEJ1550$-$564。低方位角遊星モード$\lvertm\rvert\leq2$を扱う以前に検討されたQPOモデルに焦点を当て、BHスピンの推定$a\in[0,1]$の結果の概要を説明します。}調査した6つのモデルのうち4つについては、測地線の場合と比較してわずかな、わずかな変化のみが見つかりました。一方、他の2つのモデルでは、スピンの推定上限のかなりの増加があります。QPOモデルの改ざん可能性に関して、調査されたセットからの1つの特定のモデルがデータと互換性がないことがわかります。マイクロクエーサーのスペクトルスピンが$a>0.65$を指すことが完全に確認された場合、さらに2つのQPOモデルが除外されます。さらに、GROJ1655$-$40の$a\約0.65$とGRS1915+105の$a\約1$のように、スピンの2つの非常に異なる値が確認された場合、1つを除くすべてのモデルはサポートされないままになります私たちの結果によって。最後に、中性子星（NS）QPOのコンテキストで相対論的歳差モデルのディスク振動ベースの変更として最近提案されたモデルの影響について説明します。このモデルは、NSデータの全体的な適合を提供し、相対論的歳差モデルと比較してNS質量のより現実的な値を予測します。これは、マイクロクエーサーのBHスピンの上限が大幅に高いことも意味していると結論付けています（$a\sim0.75$対$a\sim0.55$）。
スノーマス2021関心の手紙：マルチメッセンジャー天体物理学（POEMMA）のプローブ
| Title |
Snowmass_2021_Letter_of_Interest:_The_Probe_Of_Multi-Messenger_Astrophysics_(POEMMA) |
| Authors |
A.V.Olinto,_F.Sarazin,_J.H.Adams,_R.Aloisio,_L.A.Anchordoqui,_M.Bagheri,_D.Barghini,_M.Battisti,_D.R.Bergman,_M.E.Bertaina,_P.F.Bertone,_F.Bisconti,_M.Bustamante,_M.Casolino,_M.J.Christl,_A.L.Cummings,_I.De_Mitri,_R.Diesing,_R.Engel,_J.Eser,_K.Fang,_G.Fillipatos,_F.Fenu,_E.Gazda,_C.Guepin,_E.A.Hays,_E.G.Judd,_P.Klimov,_J.Krizmanic,_V.Kungel,_E.Kuznetsov,_S.Mackovjak,_L.Marcelli,_J.McEnery,_K.-D.Merenda,_S.S.Meyer,_J.W.Mitchell,_H.Miyamoto,_J.M.Nachtman,_A.Neronov,_F.Oikonomou,_Y._Onel,_A.N.Otte,_E.Parizot,_T.Paul,_J.S.Perkins,_P.Picozza,_L.W.Piotrowski,_G.Prevot,_P.Reardon,_M.H.Reno,_M.Ricci,_O.Romero_Matamala,_K.Shinozaki,_J.F.Soriano,_F.Stecker,_Y.Takizawa,_R.Ulrich,_M.Unger,_T.M.Venters,_L.Wiencke,_D.Winn,_R.M.Young,_M.Zotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13047 |
プローブオブエクストリームマルチメッセンジャーアストロフィジックス（POEMMA）は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の発生源を特定し、宇宙のニュートリノを観測するように設計されています。NASA宇宙物理学探査機クラスのミッションとして開発されたPOEMMAは、高度525km、傾斜軌道28.5度の緩い編成で飛行する2つの宇宙船で構成されています。各宇宙船は、大きな収集領域と広い視野を備えたシュミット望遠鏡をホストしています。小説の焦点面は、広範な空気シャワー（EAS）からのUV蛍光信号とEASからのビーム光チェレンコフ信号の両方を観察するために最適化されています。POEMMA-ステレオ蛍光モードでは、POEMMAは、20EeVを超えるUHECRのスペクトル、組成、および全天分布を、UHEニュートリノに対する優れた感度とともに高い統計量で測定します。宇宙船は、POEMMAリムモードにすばやく向きを変えて、地球の縁の真下にある機会のターゲット（ToO）の一時的な天体物理学ソースからのニュートリノ放出を観測するように設計されています。このモードでは、POEMMAは、地球内部のニュートリノタウの相互作用に続く出現するタウレプトンの崩壊によって引き起こされる上向きに移動するEASを測定することにより、20PeVを超える宇宙ニュートリノタウイベントに対して独自の感度を持ちます。
TeV BL Lacオブジェクトによる銀河系外背景光の研究
| Title |
Studies_of_Extragalactic_Background_Light_with_TeV_BL_Lac_Objects |
| Authors |
Longhua_Qin,_Jiancheng_Wang,_Quangui_Gao,_Weiwei_Na,_Huaizhen_Li,_Ju_Ma,_and_Jianping_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13107 |
非常に高いエネルギー（VHE;$E\geq$100GeV）宇宙距離からの$\gamma-$rayは、IRからUVバンドの銀河系外の背景光（EBL）によって減衰されます。測定された放出と固有の放出を対比することにより、EBL光子密度を導き出すことができます。ただし、固有のスペクトルもEBLも、それらの複合効果を除いて、個別に知られていません。ここでは、まず、1ゾーンレプトンシンクロトロンセルフコンプトンモデル（SSC）を介してTeVBLLacsオブジェクトの発光スペクトルをフィッティングすることにより、EBLを研究するための柔軟なモデル依存の光学深度法を紹介します。ジェットの電子エネルギー分布（EED）に関する情報はほとんどありません。これは、SSCシナリオでスペクトルエネルギー分布（SED）を構築するために非常に重要です。現在の粒子加速モデルに基づいて、2種類のEEDを使用します。すなわち、観測されたスペクトルにフィットするために、べき乗対数放物線（PLLP）EEDと壊れたべき則（BPL）EEDを使用します。EBL密度の上限は約30nWm$^{-2}$sr$^{-1}$であり、これは公開されている測定値に類似しています。さらに、減少したEBL密度を銀河数によって得られた限界と単に比較することによってTeVオブジェクトに含まれる放射メカニズムをテストする前例のない方法を提案し、一部のBLラックでは、少なくとも、1ゾーンSSCモデルを再検討する必要があることを示します。
チャンドラを用いた球状星団M62のマルチエポックX線イメージング
{\itChandra}によって取得された総露出が$\sim144$ksのアーカイブスペクトルイメージングデータを使用すると、球状星団M62（NGC6266）の半分の光の半径内で43個のX線源が検出されます。X線の色光度図または既知の線源との位置の一致に基づいて、これらの線源を激変変数（CV）、静止低質量X線バイナリ（qLMXB）、ミリ秒パルサー（MSP）とブラックホール（BH）。12個のCV、4個のqLMXB、2個のMSP、および1個のBHの対応するX線の候補が分析で特定されています。今回の分析で使用したデータは、12年ごとに区切られた2つのフレームで構成されており、各観測ウィンドウ内の長期的な変動と短期的なX線束の変動を検索できます。短期変動性および長期変動性の証拠は、それぞれ7および12のソースで見つかりました。X線の明度が$L_{x}\gtrsim10^{32}$〜erg/sの多くの明るい光源について、それらのスペクトル特性をさらに詳細に特性化しました。M62のX線の母集団を他のいくつかの典型的な球状星団のX線の母集団と比較すると、M62の明るい光源の割合が大きく、その活動的な動的形成プロセスの結果である可能性があります。
Jetted Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies＆Co .:どこに立つ？
ナローラインセイファート1銀河（NLS1s）からの高エネルギーガンマ線の2008年の発見により、強力な相対論的ジェットを放出できるブレーザーと電波銀河以外に活動銀河核（AGN）が存在することが明らかになりました。NLS1に加えて、フェルミ大面積望遠鏡の優れた性能により、セイファート、コンパクトスティープスペクトラムギガヘルツピークソース（CSS/GPS）、ディスクホスト型ラジオなど、より多くのクラスのAGNから放出されるMeV-GeV光子を発見することが可能になりました。銀河。観測はさまざまなオブジェクトを示していますが、それらの物理的特性は、比較的小さな質量のブラックホールによって駆動される中央エンジンを指します（ただし、明らかに、この見解に対する解釈があります）。このエッセイは、過去8年間にこれらのトピックに関して公開された文献を批評的にレビューし、今後数年間の展望を分析します。
2009-2018年の光学からX線帯域におけるblazar 3C 279のスペクトル変動
| Title |
Spectral_variability_of_the_blazar_3C_279_in_the_optical_to_X-ray_band_during_2009-2018 |
| Authors |
Sungmin_Yoo_and_Hongjun_An_(Department_of_Astronomy_and_Space_Science,_Chungbuk_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13397 |
長期的な電波変動が観測されたMJD55100と58400の間の光からX線の帯域でのblazar3C279のスペクトル変動について報告します。光（$2\times10^{14}$-$1.5\times10^{15}$Hz）とX線（0.3-10keV）の各バンドの光度曲線とバンドスペクトルを作成し、スペクトルパラメーター（フラックス$F$およびスペクトルインデックス$\alpha$）、およびバンド内およびバンド全体の$F$と$\alpha$の間の相関を調査します。$\sim$MJD55500の後で光学特性の相関関係が劇的に変化し、$\sim$MJD57700の後で光度曲線がより頻繁な活動を示すことがわかります。したがって、相関特性に基づいて時間間隔を3つの「状態」に分割します。そして、光度曲線の活動を発生させ、3つの状態のそれぞれを個別に分析します。状態のスペクトルパラメーターと、状態2のX線（MJD55500-57700）のX線に対する発光の興味深い65日間の遅延の間には、さまざまな相関関係があります。これらの結果について、1ゾーンのシンクロコンプトン放出シナリオを使用して説明します。
X-1のサイクロトロン線エネルギー：崩壊後も安定
| Title |
The_cyclotron_line_energy_in_Her_X-1:_stable_after_the_decay |
| Authors |
R._Staubert_(IAA_Tuebingen),_L._Ducci_(IAA_Tuebingen),_L._Ji_(IAA_Tuebingen),_F._Fuerst_(ESA-ESAC),_J._Wilms_(Remeis-Observatory_and_ECAP),_R._E._Rothschild_(CASS,_UCSD),_K._Pottschmidt_(NASA-GSFC_and_CSST,_UMBC),_M._Brumback_(Dartmouth_College),_F._Harrison_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13434 |
繰り返しのNuSTAR観測を通じて、Her〜X-1のサイクロトロンラインの進化を追跡するための2012年から2019年までの献身的な取り組みの結果をまとめます。以前に観測されたサイクロトロンラインエネルギーのほぼ20年に及ぶ減衰は2012年頃に終了しました。それ以降、パルス位相平均フラックス補正サイクロトロンラインエネルギーは、Ecyc=（37.44+/-0.07）の平均値で安定して一定のままです。keV（磁束レベル6.8RXTE/ASM-cts/sに正規化）。2007年に発見されたEcycのフラックス依存性は現在高精度で測定され、（0.675+/-0.075）keV/（ASM-cts/s）の勾配を与えます。これは、フラックスの増加に対してEcycの6.5％の増加に対応します。2の因数で。また、すべてのラインパラメーターと連続体パラメーターがX線フラックスとの相関関係を示すこともわかりました。EcycとX線フラックス（正と負の両方）の間の相関関係は、基礎となる物理学に対するさまざまな提案を持ついくつかの降着バイナリーで現在知られていますが、長期的な減衰の現象はこれまでHer〜X-でのみ見られました1とVela〜X-1、説得力のある説明ははるかに少ない。
コア崩壊超新星のシミュレーションにおける軽いおよび重い核クラスターのための中程度の修正-状態方程式および弱い相互作用への影響
| Title |
Medium_modifications_for_light_and_heavy_nuclear_clusters_in_simulations_of_core_collapse_supernovae_--_Impact_on_equation_of_state_and_weak_interactions |
| Authors |
Tobias_Fischer,_Stefan_Typel,_Gerd_R\"opke,_Niels-Uwe_F._Bastian,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13608 |
現在の記事は、コア崩壊超新星研究のために新しく開発された状態方程式に基づいて、重い核クラスターと弱く束縛された軽い核クラスターの役割を調査します。準粒子アプローチと連続体相関を考慮に入れて、核クラスターの記述のために新しいアプローチが提案されます。これは、軽いクラスターと重いクラスターの記述のために、非相互作用粒子に基づいて一般的に採用されている核統計平衡アプローチが、飽和密度に近い暖かい核物質に対して無効になることを示しています。これは、コア崩壊超新星の研究にとって重要な結果をもたらします。このために、任意の温度、バリオン密度、アイソスピン非対称性に対して提供されるこの核状態方程式を実装して、球対称のコア崩壊超新星シミュレーションにダイナミクスとニュートリノ放出への影響を研究します。軽いクラスターを含む一連の弱いプロセスを含めるために、平均フィールドレベルでの中程度の修正を含むレート式が導出されます。ポストバウンスダイナミクスまたはニュートリノ放出への軽いクラスターを含むさまざまな弱い反応の包含による実質的な影響は見つかりませんでした。
すべての既知のタイプIa超新星モデルは、観測された$ t_0-M_ \ text {Ni56} $相関を再現できません
| Title |
All_known_Type_Ia_supernovae_models_fail_to_reproduce_the_observed_$t_0-M_\text{Ni56}$_correlation |
| Authors |
Amir_Sharon,_Doron_Kushnir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13612 |
タイプIa超新星（SNeIa）は、炭素-酸素白色矮星の熱核爆発である可能性が高いですが、その前駆システムはとらえどころのないままです。SNeIaのいくつかの観測特性と一致することが示されている、前駆システムのいくつかの理論的なシナリオが提案されています。ただし、いくつかの計算上の課題により、観測との強力な比較ができません。観察された$t_0-M_\text{Ni56}$関係に注目します。ここで、$t_0$（エジェクタからの$\gamma$-raysのエスケープ時間）は$M_\text{Ni56}$（合成された$^{56}$Ni質量）。$t_0-M_\text{Ni56}$の関係と比較すると、$t_0$の値はエジェクタから直接推測できるため、放射伝達計算の必要性を回避できます。すべての既知のSNeIaモデルは、観測された$t_0-M_\text{Ni56}$相関を再現できないことを示しています。
| Title |
Muonization_of_supernova_matter |
| Authors |
Tobias_Fischer,_Gang_Guo,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Matthias_Liebend\"order,_Anthony_Mezzacappa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13628 |
本稿では、初期のミュー粒子ニュートリノ放出に特に焦点を当てて、コア崩壊超新星に対するミュー粒子の影響を調査します。ミュー粒子の存在は中性子星の文脈でよく理解されていますが、Bolligらによる最近の研究までは、[Phys。レット牧師。119、242702（2017）]コア崩壊超新星におけるミュー粒子の役割は無視されていました-考慮されたレプトンは電子とニュートリノだけでした。彼らの研究では、Bollig〜et〜al。ミューオンとタウのニュートリノと反ニュートリノのもつれを解き、さまざまなミューオンの弱い反応を含みました。それから初めて、恒星のコアがバウンドする直前のミュー粒子の出現と、バウンス後のプロンプトニュートリノ放出がどのように変更されるかを定量化することが可能になります。
射手座A *の偏光測定によるALP-光子結合のテスト
| Title |
Testing_the_ALP-photon_coupling_with_polarization_measurements_of_Sagittarius_A* |
| Authors |
Guan-Wen_Yuan,_Ziqing_Xia,_Chengfeng_Tang,_Yaqi_Zhao,_Yi-Fu_Cai,_Yifan_Chen,_Jing_Shu,_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13662 |
アキシオンやアキシオン様粒子（ALP）などの超軽量ボソンは、暗黒物質問題を解決する有望な候補です。このようなALPを検出するユニークな方法は、ALP暗黒物質がソリトンコアを形成する領域から放出される直線偏光された光子の位置角の周期的な振動特性を検索することです。この作業では、天の川の中心、つまり射手座A$^\star$（SgrA$^\star$）の超大質量ブラックホール（SMBH）近くの放射の高解像度偏光測定を使用します。）、EventHorizonTelescopeのサブアレイにより、超軽量ALPを検索します。$m\sim（10^{-19}-10^{のALP質量に対する$\sim10^{-12}{\rmGeV^{-1}}$のALP-光子結合の上限を導出します-18}）$eV。私たちの結果は、SN1987Aの観測と（$10^{-19}-10^{-17}$）eVの質量ウィンドウでの超新星の母集団から得られた結果よりも強力です。完全なイベントホライズン望遠鏡による偏光測定の改善により、制約がさらに強化されます。
超新星とSN 2001emの高密度の分離シェルとの相互作用
| Title |
Supernova_Interaction_with_a_Dense_Detached_Shell_in_SN_2001em |
| Authors |
Poonam_Chandra,_Roger_A._Chevalier,_Nikolai_Chugai,_Danny_Milisavljevic_and_Claes_Fransson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13724 |
超新星\snem\の包括的な分析を、発見から19年の期間にわたって実施しています。SN2001emは、ストリップされたエンベロープから相互作用する超新星への変態を経験したことが知られている最も古い超新星です。初期のスペクトルは、それがタイプIb超新星として爆発したことを示しています。その後、噴出物は高密度の星状H殻に追いつき、爆発の数千年前に放出され、超新星噴出物と高密度の殻の間の相互作用を引き起こし、電波、X線、H$\alpha$放出を引き起こしました。公開されているH$\alpha$の測定値とともに、ラジオバンドのVeryLargeArrayとX線バンドのChandra、XMM-NEWTON、SWIFT-XRTのアーカイブデータを使用します。これらのデータを、3つの周波数をカバーする2つのエポックでの巨大電波電波望遠鏡による低無線周波数観測と組み合わせます。衝撃が高密度の殻に入ったとき、観測は位相を逃しましたが、X線は、衝撃が1750日頃に高密度の殻から出たことを示しています。データは、X線放射の前方衝撃の起源を示唆しています。無線データは、約3GHzで後期（$>5000$\、d）のスペクトル反転を示し、これはSN1986Jに見られる中心の吸収成分の特性を模倣しています。このコンポーネントの考えられる説明は、\snem\の祖先が、共通のエンベロープ進化の期間を経た大規模なバイナリシステムであったことです。\snem\前駆細胞からの水素エンベロープは、バイナリ相互作用の結果として失われた可能性があります。
直交パルサーPSR J1906 + 0746の電波偏波のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_the_radio_polarization_of_an_orthogonal_pulsar_PSR_J1906+0746 |
| Authors |
A.K._Galishnikova,_A.A._Philippov_and_V.S._Beskin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13750 |
パルサー磁気圏における電波伝搬の最近構築された理論は、電波曲線と偏光形成の一般的な側面を概説しています。これにより、直線偏波の位置角（$PA$）やパルサー磁気圏のペア生成領域の現実的な構造の円偏波など、平均プロファイルの一般的な特性を説明できます。この研究では、パルサーPSRJ1906+0746の電波観測への電波伝搬理論の応用を紹介します。このパルサーは特に興味深いものです。なぜなら、バイナリシステムでの相対論的スピン歳差の観測により、その幾何学に強い制約を課すことができるからです。パルサーはほぼ直交する回転子であるため、両方の磁極を観測できます。私たちが示すように、これは電波伝搬の理論をテストし、磁気圏プラズマのパラメータの制約を取得するために重要です。我々の結果は、プラズマパラメータが、極冠放電におけるペアプラズマ生成の理論と質的に一致していることを示しています。具体的には、PSRJ1906+0746の場合、プラズマの多重度$\lambda\sim10^3$と二次プラズマのローレンツ因子$\gamma\sim$を数百に制限します。
| Title |
Phase_Fresnel_Lens_Development_for_X-ray_and_Gamma-ray_Astronomy |
| Authors |
John_Krizmanic,_Gerald_Skinner,_Zaven_Arzoumanian,_Vlad_Badilita,_Neil_Gehrels,_Keith_Gendreau,_Reza_Ghodssi,_Nicolas_Gorius,_Brian_Morgan,_Lance_Mosher,_Robert_Streitmatter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12810 |
原則として、回折光学系、特にフェーズフレネルレンズ（PFL）は、回折限界が大きく、非常に効率的なX線/$\gamma$線望遠鏡を構築する機能を提供し、角度分解能と光子束の劇的な改善につながります感度。光子エネルギーの増加に伴って回折限界が向上するため、ガンマ線天文学は、電磁スペクトル全体にわたって最高の角度分解能を提供します。これらの光学系の全領域が光子に焦点を合わせているため、メーターサイズのPFLを構築できれば、光源の感度が大幅に向上します。メリーランド大学で微小電気機械システム（MEMS）製造技術を使用して小型のプロトタイプPFLを製造し、GSFC600メートル干渉法で8keV以上のエネルギーX線を使用して、回折限界に近い性能を高効率で測定しましたテストベッド。第1世代の8keVPFLは、理論的期待の$\sim$70$\％$の効率で、約20ミリ秒の角度分解能に対応するイメージングを実証しました。結果は、PFLベースの光学系のX線/$\gamma$-rayエネルギーバンドにおける優れたイメージングの可能性を、天文機器に拡張可能な形式で示しています。このPFL開発に基づいて、「原理証明」屈折回折色消しレンズも製造し、初期測定では、広いエネルギー範囲にわたってほぼ均一なイメージング性能が実証されています。これらの結果は、回折光学に固有の色度を軽減できることを示しています。
金星探査機の深い雰囲気が次の10年のミッション優先度として
| Title |
Deep_Atmosphere_of_Venus_Probe_as_a_Mission_Priority_for_the_Upcoming_Decade |
| Authors |
James_B._Garvin,_Giada_N._Arney,_Sushil_Atreya,_Stephanie_Getty,_Martha_Gilmore,_David_Grinspoon,_Natasha_Johnson,_Stephen_Kane,_Walter_Kiefer,_Ralph_Lorenz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12821 |
これは、惑星科学および宇宙生物学の10年調査に提出されたホワイトペーパーです。金星の深い大気はほとんど未踏ですが、太陽系全体およびそれ以降に影響を与える主要なケイ酸塩惑星の進化経路への手がかりを秘めている可能性があります。金星の進化と現在の状態に関連する重要な未解決の問題を解決するには、現場でのデータが必要です。機器の分析スイートを運ぶ深層大気の「プローブベース」の現場ミッションは、次の10年（2030年まで）に実装可能になり、金星に関する基本的な質問への回答を明らかにし、JWSTで観測される金星を太陽系外惑星のアナログに接続するのに役立ちます天体物理学の時代。
データドリブン天文学のためのサイバーヒューマンディスカバリーシステムの設計における人間の理解
| Title |
Understanding_the_human_in_the_design_of_cyber-human_discovery_systems_for_data-driven_astronomy |
| Authors |
Christopher_J._Fluke,_Sarah_E._Hegarty,_Clare_O.-M._MacMahon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13112 |
データ分析と視覚化という発見に焦点を当てたタスクで天文学者をサポートするには、高品質で使いやすく効果的なソフトウェアが不可欠です。天文学データの量が増え、さらに重要なこととして、天文学者の役割が変化しています。視覚的な検査ではなく、自動化された自律的な発見と意思決定ワークフローへの依存が高まっています。私たちは、天文学者（人間）が現在どのようにデータから視覚的な発見を行っているかについての理解を深める必要性を主張しています。この洞察は、サイバーヒューマンディスカバリーシステムの将来の設計、開発、および効果的な使用にとって重要な要素です。天文学者は、自動化されたシステムと密接に連携して、継続的なリアルタイムのデータストリームから理解を得ます。具体的には、視覚的発見における専門知識とスキルの領域、および認知要素の識別と管理を対象として、関連する人間のパフォーマンスデータを収集する方法について説明します。人間のパフォーマンスが評価および測定される他の分野を検討することにより、次の4つの初期段階のアプリケーションを提案します。（1）天文学者が自分の視覚的発見スキルを評価し、潜在的に改善できるようにする。（2）ジャストインタイムのコーチングをサポートします。（3）人材の特定を可能にする。（4）スキルレベルと認知状態に自動的に応答するユーザーインターフェイスが作成されます。全体を通して、ユーザースタディの重要性と、参加型デザインおよび共同デザインプラクティスを代替ユーザーインターフェースと視覚的発見環境の計画、実装、評価に組み込むことを提唱しています。
このプロジェクトでは、変光星分類アルゴリズム手法の完全な開発について概説します。天文学におけるビッグデータの出現により、プロの天文学者は、大量のデータをどのように管理するか、そして宇宙の理解を改善するためにこの膨大な情報をどのように研究できるかという問題に取り残されています。私たちの焦点は、光度曲線データと関連情報に基づいて変光星のタイプを識別するための機械学習方法論の開発にありますが、この作業の目標の1つは、真の機械学習方法論の開発にはサービスに入るもの（機能、最適化方法）の研究のみですが、サービスから何が得られるかを理解する方法に関する研究（パフォーマンス分析）です。最初から最後までのシステム開発戦略の完全な開発は、次の個別の開発（シミュレーション、トレーニング、特徴抽出、検出、分類、およびパフォーマンス分析）として提示されます。LSSTなどの次世代の大きな望遠鏡からのビッグデータの次の時代に使用する完全な機械学習戦略では、このタイプの設計統合を考慮する必要があることを提案します。
Wray 15-906：WISE、ハーシェル、SALTで発見された明るい青色変数の候補
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Wray_15-906:_a_candidate_luminous_blue_variable_discovered_with_WISE,_Herschel_and_SALT |
| Authors |
O.V._Maryeva,_V.V._Gvaramadze,_A.Y._Kniazev,_L.N._Berdnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12797 |
広視野赤外線サーベイエクスプローラーとハーシェル宇宙天文台を使って（直径約2pcの）赤外線星状殻の検出によって明らかにされた銀河候補の明るい青色の変数Wray15-906の研究結果を示します。恒星の大気コードCMFGENとガイア視差を使用すると、Wray15-906は比較的光度が低く、log（L/Lsun）\約5.4、25\pm2kKの星、質量損失があることがわかりました速度\約3\回10^{-5}Msun/年、風速280\pm50km/s、表面ヘリウム存在量65\pm2パーセント（質量）。単一の星の進化の枠組みでは、得られた結果は、Wray15-906が初期質量\約26\pm2Msunのポストレッド超巨星であり、超新星として爆発する前に、短時間WN11hに変形する可能性があることを示唆しています。星。南部アフリカ大型望遠鏡（SALT）による分光モニタリングでは、過去8年間のレイ15-906のスペクトルに大きな変化は見られませんが、この星のVバンドの光度曲線は、1999年から2019年にかけて、周期が約1700d、振幅が約0.1等の周期変動。ガス対ダストの質量比を200と想定して、シェルの質量を2.9\pm0.5Msunと推定しました。このようなシェルの存在は、Wray15-906が最近かなりの質量損失を被ったことを示しています。オープンスタークラスターC1128-631がWray15-906の誕生場所である可能性があることを発見しました。この星が連星進化の若返った生成物（青いストラグラー）である場合に限られます。
フレア静止領域とフレア活動領域の光球磁気パラメータの時系列分析：変動のスケーリング特性
| Title |
Time_Series_Analysis_of_Photospheric_Magnetic_Parameters_of_Flare-quiet_versus_Flaring_Active_Regions:_Scaling_Properties_of_Fluctuations |
| Authors |
Eo-Jin_Lee,_Sung-Hong_Park,_Yong-Jae_Moon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13085 |
太陽活動領域（AR）の光球磁気パラメーターの時系列を使用して、そのような時系列に埋め込まれた変動のスケーリングプロパティがフレアサイレントARとフレアARの区別に役立つかどうかを答えます。太陽ダイナミクス天文台（SDO）に搭載されたHelioseismicandMagneticImager（HMI）によって2010年から2016年に観測された、合計118のフレア静止および118のフレアARパッチ（HARPと呼ばれる）を調べます。具体的には、変動のスケーリング指数は、調査中のすべてのHARPの12分のケイデンスで、18の光球磁気パラメーターの8日間の時系列のデータセットにトレンド除去変動分析（DFA）メソッドを適用して導出されます。最初に、特に、磁力線のねじれ、電流密度、および電流ヘリシティに関連するいくつかの空間平均の符号付きパラメーターについて、フレアクワイエットHARPとフレアHARPの間のスケーリング指数の分布に統計的有意差を見つけます。フレアのHARPは、分布間にかなりのオーバーラップがある場合でも、フレアの静かなHARPに比べてスケーリング指数の値が高くなる傾向があります。さらに、フレアクワイエットHARPとフレアHARPの両方について、DFA分析は、（1）検討中のさまざまな磁気パラメーターのほとんどの時系列が非定常である、および（2）符号なし磁束の合計と平均の時系列であることを示します光球の磁気自由エネルギー密度は一般に非定常の永続的な特性を示しますが、磁気極性反転線付近の合計の符号なし磁束と電流密度に関連するパラメーターは、時系列で非定常の非永続的な傾向を示します。
非球面星状物質と相互作用する超新星爆発：光度曲線、スペクトル線プロファイル、および偏光への影響
| Title |
Supernova_explosions_interacting_with_aspherical_circumstellar_material:_implications_for_light_curves,_spectral_line_profiles,_and_polarization |
| Authors |
P._Kurf\"urst,_O._Pejcha,_J._Krti\v{c}ka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13169 |
一部の超新星（SN）爆発は、その光度曲線、スペクトル線プロファイル、および偏光シグネチャで既存の非球対称の星状媒質（CSM）との相互作用の証拠を示しています。連星との関係をよりよく理解し、観測の解釈を支援するために、2次元の軸対称流体力学シミュレーションを実行し、現実的な密度と速度プロファイルで初期化された拡張球状SN噴出物がさまざまな非球面CSM分布と衝突するようにします。CSMは、星間円盤の形、異なる方向とSN前駆体からの距離のあるバイナリ星で衝突する風殻、および$\eta$〜Carのホムンクルス星雲の縮小バージョンを表す双極ローブの形で考えます。おおよその光度曲線、後期の指標となるスペクトル線プロファイル、偏光シグネチャの推定値など、シミュレーションが観測値にどのようにマッピングされるかを調査します。SN-CSM衝突層は、通常の斜めの衝撃、反射波、および加速とせん断の不安定性につながる他の流体力学的現象で構成されていることがわかります。その結果、衝撃相互作用領域がSNエンベロープに深く埋め込まれている場合、出現する光の曲線は滑らかになる可能性がありますが、総衝撃加熱力は時間とともに変動します。星周円盤または双極ローブを備えたSNeは、静止速度と比較的高い偏波に対して対称な後期スペクトル線プロファイルを示します。対照的に、衝突する風の殻を持つSNeは、非対称で時間的に変化する青と赤の翼と低い分極を持つラインプロファイルを自然に導きます。重い星の間の連星の頻度が高いことを考えると、SN噴出物と既存の衝突する風殻との相互作用が発生しなければならず、観測されたシグネチャを使用して連星コンパニオンを特徴付けることができます。
キャリントンストーム中の南米のオーロラレポート
| Title |
South_American_auroral_reports_during_the_Carrington_storm |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Jos\'e_R._Ribeiro,_Yusuke_Ebihara,_Ana_P._Correia,_and_Mitsuru_S\^oma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13180 |
磁気スーパーストームの調査の重要性は、学術的関心に限定されていません。なぜなら、これらのスーパーストームは、技術インフラへの依存度が高まっているため、現代の文明に壊滅的な影響を与える可能性があるからです。この文脈では、1859年9月のキャリントンストームは、その磁気障害とオーロラオーバルの赤道範囲により、観測履歴のベンチマークと見なされています。これまでのところ、その時点でいくつかの最近のオーロラレポートが公開されていますが、それらのレポートは主に北半球に由来しています。この研究では、南米およびその周辺からのデータオーロラレポートを分析し、哲学的および天文学的なアプローチを使用してオーロラの範囲を評価し、-17.3{\deg}の磁気緯度でオーロラの可視性を特定し、さらにオーロラの赤道境界を再構築します。楕円は、不変緯度で25.1{\deg}+/-0.5{\deg}になります。興味深いことに、南アメリカのセクターでは、北半球よりも明るくカラフルなオーロラディスプレイが報告されました。この南北の非対称性は、磁気共役点に比べて南米上空の磁気経度と弱い磁場の変動、および上層大気への磁気圏電子降水量の増加に関連していると考えられます。これらの結果は、キャリントンストームのマグニチュードが、オーロラオーバルの赤道境界に関して、1921年5月と1872年2月に発生したような他のスーパーストームの範囲内であることを示していることを証明しています。
V1460 Her：進化したドナースターから降り注ぐ高速回転する白色矮星
| Title |
V1460_Her:_A_fast_spinning_white_dwarf_accreting_from_an_evolved_donor_star |
| Authors |
R._P._Ashley,_T._R._Marsh,_E._Breedt,_B._T._Gaensicke,_A._F._Pala,_O._Toloza,_P._Chote,_John_R._Thorstensen,_M._R._Burleigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13242 |
V1460〜Herの時間分解光学および紫外分光法と測光を示します。これは、4.99\、hの軌道周期を持ち、K5タイプの過剰なドナースターを備えた日食変動変数です。光学スペクトルは、ドナーからの吸収線とともに降着円盤からの輝線を示します。これらを使用して放射速度を測定します。これは、測光による軌道傾斜の制約とともに、$M_1=0.869\pm0.006\、\mathrm{M}_\odot$および$M_2=0.295\pm0の質量を意味します。白色の小人とドナーには004\、\mathrm{M}_\odot$。ドナーの半径$R_2=0.43\pm0.002\、\mathrm{R}_\odot$は、その質量を考えると、予想よりも$\約50$パーセント大きいですが、スペクトルタイプは同じような質量の主系列星に期待されるM3.5型。HSTスペクトルは、強い$\mathrm{N{\smallV}}$1240A放出を示しますが、$\mathrm{C{\smallIV}}$1550A放出は示しません。CNO処理された材料の証拠です。したがって、ドナーは、高質量移動の熱タイムスケールステージの肥大化した過剰な残光であり、まだ熱平衡を再確立する必要があります。注目すべきことに、HST紫外線データはまた、白い矮星のスピンが原因であると説明している、ピークツーピークの強い30％の$38.9\、$s脈動を示し、V1460Herをプロペラと同様のカテゴリに分類する可能性がありますシステムAEAqrのスピン周波数と進化経路の観点から。AEAqrはポストサーマルタイムスケールマスドナーも備えており、V1460Herは降着円盤がまだ存在しているため、弱い磁場アナログである可能性があり、白色矮星は最近の高い降着率の結果です。
北半球の太陽型星の近赤外スペクトル特性評価
| Title |
Near-infrared_Spectral_Characterization_of_Solar-type_Stars_in_the_Northern_Hemisphere |
| Authors |
Collin_D._Lewin,_Ellen_S._Howell,_Ronald_J._Vervack_Jr,_Yanga_R._Fern\'andez,_Christopher_Magri,_Sean_E._Marshall,_Jenna_L._Crowell,_Mary_L._Hinkle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13272 |
太陽アナログ星は過去数十年にわたって広く研究されてきましたが、これらの研究のほとんどは可視波長、特に観測のキャリブレーションツールとして使用される太陽アナログ星を特定することに焦点を当てています。その結果、近赤外線で観測するための、よく特徴付けられたソーラーアナログが不足しています。これは、太陽系の天体の研究に重要な波長範囲です。太陽のようなスペクトルタイプに基づいて選択された184の星と、小惑星の観測を調整するために0.8〜4.2ミクロンの範囲で観測したスペクトルのV-JおよびV-K色を提示します。各星は、吟味された太陽の類似体とのスペクトルの類似性に基づいて、3つのランクの1つに分類されています。184個の星のうち、145個は信頼性の高い太陽アナログ星、21個は低次多項式フィッティングによるスペクトル補正後に使用可能な太陽類似体、18個はスペクトルの形状、変動性、または機能のために校正標準としての使用に不適切であると報告しています低〜中解像度で。5つを除くすべての候補は、2.5から4.2ミクロンのより長い波長範囲で信頼性の高いソーラーアナログです。信頼できる、または使用可能なソーラーアナログとして分類された星の平均色は、V-J=1.148、V-H=1.418、およびV-K=1.491で、全セットがR.A.でかなり均一に分布しています。空を横切って-27度から+67度の間で偏角。
| Title |
Identifying_Flux_Rope_Signatures_Using_a_Deep_Neural_Network |
| Authors |
Luiz_F._G._dos_Santos,_Ayris_Narock,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Marlon_Nu\~nez,_Michael_Kirk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13294 |
宇宙天気の現在の課題の中で、主なものの1つは、惑星間コロナ質量放出（ICME）内の内部磁気構成を予測することです。現在、観測された単調でコヒーレントな磁気構成は、らせん状の磁力線トポロジーを備えた大きな磁束ロープを宇宙船が横切った結果に関連しています。このような配置の分類は、地磁気の乱れを予測するために不可欠です。したがって、分類は、ICMEの内部構造が適切に組織化された磁束ロープであるという仮定に依存しています。このペーパーでは、機械学習と現在の物理的フラックスロープ分析モデルを適用して、ICMEの内部構造を特定し、さらに理解します。円筒形（円形および楕円形の断面）モデル内の多くの可能な軌道の範囲から生成された解析的フラックスロープデータを使用して、画像認識人工ニューラルネットワークをトレーニングしました。次に、訓練されたネットワークは、1995年から2015年の間にWINDから観測されたICMEに対して評価されました。このペーパーで開発された方法論は、単純な実際のケースの84％を正しく分類でき、5％のノイズが適用された幅広いセットに拡張すると76％の成功率になりますが、正のフラックスロープ分類に有利なバイアスを示します。一般化可能な分類およびパラメーター化ツールに向けた最初のステップとして、これらの結果は有望です。さらに調整と改良を加えることで、私たちのモデルは、現場データからフラックスロープ構成を特定するための堅牢なツールに進化する強力な可能性を示しています。
Per OB1の大規模な青と赤の巨人の高解像度分光研究
| Title |
A_high_resolution_spectroscopic_study_of_massive_blue_and_red_supergiants_in_Per_OB1 |
| Authors |
A._de_Burgos,_S._Sim\'on-D\'iaz,_D._J._Lennon,_R._Dorda,_I._Negueruela,_M._A._Urbaneja,_L._R._Patrick,_A._Herrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13299 |
ペルセウスOB1協会は、銀河で最も人口の多い青と赤の超巨星（Sgs）のグループの1つをホストしています。OB1あたりの領域にある大規模なO型星と青/赤のSg星が同じ母集団のメンバーであるかどうかについて議論し、それらのバイナリと暴走状態を調べます。アソシエーションの中心から約4.5度のところにある88の適切な候補の合計405個の高解像度スペクトルを収集し、それらすべてのガイアDR2天文学をコンパイルしました。これは、メンバーシップを調査し、暴走する星を識別するために使用されました。高精度の動径速度（RV）推定値を取得することにより、サンプルのRV分布を調査し、分光バイナリ（SB）を特定しました。調査された星のほとんどは、d=2.5$\pm$0.4kpcにある物理的にリンクされた母集団に属しています。79名の確認済みまたは有望なメンバーと5人のメンバー候補者を特定します。hとXPerseiまたは完全なサンプルの星の視差の分布に重要な違いは検出されません。それどころか、ほとんどのO型星は、運動学的特性の点で差別化された集団の一部であるようです。特に、それらの間の暴走の割合（45％）は、より進化したターゲットの場合よりもかなり高くなっています（すべてのケースで5％未満です）。同様の傾向は、明確に検出されたSBのパーセンテージでも見られます。SBは、OスターとBSgのサンプルを比較すると、それぞれ15％から10％に減少し、より冷たいSgsで実質的に消えます。作業サンプルの4つを除くすべての星は、同じ（相互に関連する）母集団の一部と見なすことができます。ただし、進化論のコンテキストでこの大規模な星のサンプルの経験的特性を説明するさらなる試みは、O星の重要な部分がバイナリ/マルチプルシステムの一部であること、またはそうであった可能性があることを考慮する必要があります。さらに、他のより進化したターゲットのいくつかも、バイナリ進化の影響を受けた可能性があります。
直接シミュレーションによる乱流カスケードと太陽風の加熱とスペクトル異方性の比較
| Title |
Comparing_turbulent_cascades_and_heating_vs_spectral_anisotropy_in_solar_wind_via_direct_simulations |
| Authors |
Victor_Montagud-Camps,_Roland_Grappin,_Andrea_Verdini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13421 |
以前の研究（MGV18）で、準2次元構造によって生成された乱流カスケード（平均磁場に対してほぼ垂直な波動ベクトルを使用）が、太陽風で観測されたものに近い温度プロファイルを生成できることを数値で示しました（$\simeq1/R$）は0.2$\leR\le$1auの範囲です。理論、観測、および数値シミュレーションは、別のロバスト構造であるラジアルスラブを指し、ラジアルスラブはラジアルに沿って支配的な波数ベクトルを持ちます。ここでは、$1/R$温度プロファイルの構築におけるラジアルスラブカスケードの効率を調べます。MGV18と同様に、乱流進化をシミュレートするために、展開を含む3次元MHD方程式を解きます。0.2auで大きなクロスヘリシティを持つ波ベクトルの等方性分布が、大きな風膨張率とともに、再び$1/R$に近い温度減衰率をもたらすが、1auで放射状スラブの異方性があることがわかります。驚くべきことに、乱流カスケードは半径方向を横切る平面に集中し、この平面では$k^{-5/3}$に近いスケーリングで1Dスペクトルを表示します。これは、太陽風の乱流加熱の考えと、加熱の起点での2つの異なる乱流カスケード、準2Dと放射状スラブの存在の両方をサポートします。放射状スラブが乱流の無視できない部分である場合、太陽風の放射状スペクトルをサンプリングすると、実際のカスケード領域と速度に関する情報が不十分になる可能性があると結論付けます。
SOFIA / FLITECAMを使用した惑星状星雲からの3から5.4ミクロンの放射の調査
| Title |
A_Survey_of_3_to_5.4_Micron_Emission_From_Planetary_Nebulae_using_SOFIA/FLITECAM |
| Authors |
Erin_C._Smith,_Sarah_E._Logsdon,_Ian_S._McLean,_Elizabeth_Fletcher,_William_D._Vacca,_E._E._Becklin,5,_Sachindev_Shenoy,_Maureen_Savage,_and_Ryan_T._Hamilton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13635 |
ここでは、3つの若い炭素に富む惑星状星雲IC5117、PNG093.9-00.1、およびBD$+$303639の空中3-5.4$\mu$m分光研究の結果を示します。これらの観測は、グリズム分光法を使用して行われました。NASAの赤外線天文学用成層圏観測所（SOFIA）に搭載された空中科学運用中のFLITECAM機器のモード。この研究の目的は、惑星状星雲における3.3$\mu$mおよび5.25$\mu$mPAHダスト放出を特徴付け、星形成領域の新しい星系に組み込まれる前に、進化した星内のPAH機能の進化を研究することです。。ターゲットは、IRAS、KAO、ISOのソースリストから選択され、Lick天文台の3メートルシェーン望遠鏡でFLITECAMを使用して以前に観測され、地上と空中の観測を直接比較できました。PAH発光の等価幅と中心波長を測定し、PAH発光の形状を分類して、各ターゲットのPAH/脂肪族比を決定します。3.3$\mu$mPAHエミッション機能は、3つのオブジェクトすべてで観察されます。PNG093.9-00.1は、3.4〜3.6$\mu$m領域でNGC7027に似た脂肪族発光を示し、IC5117とBD+303639は、脂肪族構造が少ない。さらに、3つのPNはすべて、5.25$\mu$mでPAHエミッションを示します。
金属の少ない密集した星団における恒星の合体の背後にある巨大な星からの脈動駆動の質量損失
| Title |
Pulsation-driven_mass_loss_from_massive_stars_behind_stellar_mergers_in_metal-poor_dense_clusters |
| Authors |
Daisuke_Nakauchi,_Kohei_Inayoshi,_Kazuyuki_Omukai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13647 |
高赤方偏移（z>6）超大質量ブラックホール（SMBH）の最近の発見は、原始銀河における大量の種子BHの形成を支持しています。考えられるシナリオの1つは、密集したクラスター内での恒星衝突の暴走による大規模な星1e3-1e4Msunの形成であり、大きな質量損失なしに大規模なBHを残します。ゼロエイジ主系列（ZAMS）の質量Mzams/Msun=300-3000および金属性Z/Zsun=0-0.1の質量のある星の脈動不安定性を研究し、脈動駆動の質量損失が質量BHを防止するかどうかを議論します。形成。MSフェーズでは、イプシロン機構によって励起された脈動の不安定性は、約1e3年で成長します。恒星の質量と金属性が増加すると、質量損失率は<1e-3Msun/yrに増加します。赤色超巨星（RSG）相では、不安定性は、水素イオン化ゾーンで動作するカッパ機構によって励起され、約10年間でより急速に成長します。RSGの質量損失率は、金属性とはほぼ無関係であり、約1e-3-1e-2Msun/yrの範囲で分布します。脈動による風によるフィードバックを含む恒星構造の計算を行ったところ、Mzams/Msun=300-3000の恒星モデルは、約200-1200Msunよりも大きな残余BHを残すことができることがわかりました。大規模な合併製品は、z>6で観察されるモンスターSMBHをシードできると結論付けます。
大規模な星形成におけるディスクの断片化と多重度のモデリング
形成中の巨大なプロトスターの周りの降着円盤の形成と初期の進化と断片化を調査します。恒星と塵の進化のために、サブグリッドモジュールを含むグリッドベースの自己重力放射流体力学コードを使用します。意図的に、フラグメントの形成と破壊のすべてのパスを可能にするためにシンクパーティクルを使用しませんが、問題の物理的な長さスケールを適切に解決するのに十分な空間グリッド解像度を維持します。半径方向の対数スケーリングと極方向の余弦スケーリングを備えた球座標の3Dグリッドを使用します。そのため、$\sim$2600万のグリッドセルに対応するグリッドセルの総数の約25％が、ディスクの物理をモデル化するために使用されます。これらは、物理学がここで考慮されている形成中の巨大な星の周りのディスクの断片化でこれまでに実行された最高解像度のシミュレーションを構成します。5つの異なる解像度で同じシミュレーションを実行して、結果の収束を調べます。私たちは分子雲の崩壊から始まります。中心に巨大な（プロト）星が形成され、らせん状の腕を持つケプラーのような断片化した降着円盤に囲まれています。フラグメントには$\sim1M_\odot$の質量があり、ディスク、スパイラルアーム、およびその他のフラグメントとの連続的な相互作用により、偏心軌道が生じます。破片は静水圧コアを形成し、らせん状のアームを備えた二次ディスクに囲まれ、新しい破片も生成します。フラグメントの形成、相互作用、破壊のいくつかのメカニズムを特定しました。フラグメントの中心温度は、水素解離限界に達し、2番目のラーソンコアを形成し、伴星に進化する可能性があります。これに基づいて、シミュレーションによって予測された多重度を調べ、プライマリから異なる距離にある$\sim6$コンパニオンを見つけます：可能な分光多重から、1000と2000auの間の距離にあるコンパニオンまで。
ライン間の読み取り：ZCMa NWバースト中のディスク放出、風、降着
| Title |
Reading_between_the_lines:_Disk_emission,_wind,_and_accretion_during_the_ZCMa_NW_outburst |
| Authors |
A._Sicilia-Aguilar,_J._Bouvier,_C._Dougados,_K._Grankin,_J.-F._Donati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13678 |
（要約）2008年のZCMaNWバースト中のディスク、風、および降着を調査するために、光学分光法を使用します。1000を超える光輝線は、降着、可変の多成分風、および円盤起源の二重ピーク線を示します。可変、非軸対称、降着力の風は、低速（$\sim$0kms$^{-1}$）、中間（$\sim-$100kms$^{-1}$）、高速（$\geq-$400kms$^{-1}$）コンポーネント。速い成分は恒星起源であり、静止すると消えますが、遅い成分は変動が少なく、円盤風に関連している可能性があります。バーストと静止の間のラインの光学的深さの変化は、観測されたバーストの原因である増加した降着と一致しています。バーストの降着率は10$^{-4}$M$_\odot$/yrです。FeIと弱いFeIIの線は、上層が非対称の$\sim$0.5-3$\times$M$_*$/16M$_\odot$auの照射されたフレアディスクから発生し、降着バーストは、0.5au未満のスケールで堆積します。一部のラインプロファイルは非対称に赤方偏移していますが、システムは、特にバーストにおいて、磁気圏降着によって維持される可能性はほとんどありません。降着に関連する構造はいくつかの恒星の半径に広がっており、風のように、おそらく非軸対称です。恒星の質量は$\sim$6-8M$_\odot$で、以前考えられていたよりも低い（$\sim$16M$_\odot$）。エミッションライン分析は、非常に広い範囲の有効温度内で最も内側の領域と星の降着を研究するための強力なツールであることがわかっています。円盤と降着構造の密度範囲は後期型の星よりも高いですが、最も内側の円盤の放出と変動する風を含む全体的な振る舞いは、スペクトルの種類に関係なく非常に似ています。私たちの仕事は、M型から中間質量の星までのスペクトルタイプの星に共通のバースト動作を示唆しています。
1680年5月の主要な太陽地球嵐の間のオーロラ観測候補：Maunder最小の間の宇宙天気イベントへの影響
| Title |
Candidate_Auroral_Observations_during_the_Major_Solar-Terrestrial_Storm_in_May_1680:_Implication_for_Space_Weather_Events_during_the_Maunder_Minimum |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Kristian_Schlegel,_Bruno_P._Besser,_and_Yusuke_Ebihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13739 |
Maunderの最小値（1645-1715）は、現在、1610年以降の望遠鏡の太陽黒点観測における唯一のグランドミニマムと見なされています。ただし、頻度の減少にも関わらず、この期間のオーロラ候補はヨーロッパ中部セクターで報告され、惑星間コロナ質量放出（ICME）の発生に関連しているが、誤解として特定されているものもある。ここでは、1680年6月1日のオーロラ候補のレポートをヨーロッパ中部で同時に観測して分析し、それらの説明を初期の現代のオーロラの視覚的な説明と比較しました。1680年5月22日、24日、27日のほとんどの黒点の図は、この見かけの黒点がICMEのソースである可能性があり、オーロラ候補が報告されていることを示しています。一方、その強度推定は、このオーロラ候補の間の磁気嵐がおそらく、回転相互作用領域（CIR）から導出された嵐の能力の範囲内であったことを示しています。したがって、ICMEとCIRの両方をそれらの可能な発信元として受け入れます。この解釈は、赤道に面したオーロラ境界の再構築されたマージンに基づいて、しばしば引用されるハンガリーのカタログのオーロラ候補に適用できるでしょう。さらに、このカタログ自体は、MM中のかなりの候補者がおそらく誤った解釈であったことを明らかにしました。したがって、ハンガリーでのオーロラの可視性の頻度は、おそらく以前に考えられたものよりも低く、既存の再構成における一般的に遅い太陽風とより一致します。
スカラー摂動によって引き起こされるスカラー摂動の解析解
摂動の2次で現れる非線形相互作用を通じてスカラー摂動によって引き起こされるスカラー摂動を研究します。完全な流体に誘導されたスカラー摂動の解析解を導き出します。特に、放射線が支配的な時代と物質が支配的な時代の摂動について考えます。解析解では、誘導された摂動のパワースペクトルについても説明します。
| Title |
Phase_effects_from_strong_gravitational_lensing_of_gravitational_waves |
| Authors |
Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Daniel_E._Holz,_Wayne_Hu,_Macarena_Lagos_and_Robert_M._Wald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12814 |
2つ以上の重力波（GW）イベントが同じソースのレンズ画像である確率を評価するには、レンズ画像の特性を理解する必要があります。波の影響を無視できる十分に短い波長の場合、レンズ付き画像は一般に、レンズ化仮説で考慮する必要がある固定された相対位相シフトを持ちます。四重極放射が支配的な非歳差運動の円形バイナリでは、これらのレンズの位相シフトは、合体位相または検出器のシフトと方向角の傾き依存シフトのいずれかで縮退します。この縮退は、前者に$|m|\ne2$があり、$|m|の高次高調波モードが存在することで解消されます。後者では\nel$。歳差運動または偏心の存在もこの縮退を壊します。これは、レンズ化されたGW画像が一般相対性理論（GR）からの（レンズ化されていない）予測と必ずしも一致しないことを意味します。したがって、従来の電磁波のシナリオとは異なり、GWの強力なレンズ効果は、観察可能な修正された位相進化を伴う画像につながる可能性があります。ただし、方向角がシフトしたテンプレートは良好な近似のままであり、信号対雑音比の差は、質量比が最大1/18の場合は$1\％$未満、歳差パラメータの場合は$5\％$未満です。0.5まで、および0.4までの離心率。最適な強力レンズ効果検索戦略は、複数レンズ効果の確率の最終評価における正確な処理とともに、強力レンズ効果の識別のすべての段階で位相情報を組み込むと結論付けます。この作業は、GWのフェーズの進化において強力なレンズ効果が果たす役割を明らかにします。それがGRからの明らかな逸脱にどのようにつながるか、GWイベントの検出可能性にどのように影響するか、および強力な重力レンズ効果のケースを特定するのに役立つ方法を明らかにします。重力波の発生源。
数値相対性理論は、相対性理論、電磁流体力学、天体物理学、計算法などを含む学際的な分野であり、他の近似が利用できない数値的に非常に動的な強重力シナリオを解くことを目的としています。ここでは、共変アインシュタイン方程式から始めて、それらを適切な進化方程式系として記述する方法のいくつかの分野の基礎を説明し、現在、重力のモデリングに一般的に使用されているさまざまな形式、座標条件、数値手法について説明します波源。
ガラスの光学特性に対する放射線損傷の影響
宇宙環境で発生する電離放射線に曝されたガラスの光学特性を研究します。24種類のガラスが検討されており、スペース有資格とスペース有資格ではありません。72のサンプル（各ガラスタイプに3つ）を照射して、KVI-CentreofAdvancedRadiationTechnology（Groeningen）で陽子ビームによって課された10kradと30kradの合計線量をシミュレートしました。阻止能と陽子フルエンスに関する情報を組み合わせると、実際の環境で特定の総線量を再現するのに必要な時間を簡単に取得できます。分光透過率や光散乱などの光学特性は、各サンプルの照射の前後に測定されています。透過率は200nm〜1100nmの波長範囲で特徴付けられています。体系的な問題がドーパントまたは組成に依存するという指摘が見つかり、説明されています。この作業の目的は、放射線損傷の観点から、宇宙適合ガラスの既存のリストを拡張することです。
準安定暗黒エネルギーのシナリオは、現在の偽の真空エネルギー密度が原始的なインフレーション段階からの残骸であると仮定することによって再検討されています。ゼロ温度スカラーフィールドポテンシャルは、3つの自由パラメーターに依存する次数6までの偶数級数でここに記述されます。スカラーフィールドの質量（$m$）、標準の自己を指定する無次元（$\lambda$）相互作用項、および縮退した誤った真空状態からのすべての可能な偏差を定量化するフリーカットオフ質量スケール（$M$）。現在の$\Lambda$CDMモデルは、虚偽の真空の非常に長い減衰時間の結果です。これは、有限ではありますが、現在の宇宙の時代よりもはるかに長いものです。この結果は、$m/M$比の任意の組み合わせに対して有効であり、薄壁近似で分析的に決定し、この制限外で数値的に計算できます。文献の多くの主張とは異なり、真空の優位性は一時的なものである可能性があります。減衰時間の有限性は、そのようなシナリオで観測された宇宙の最終段階が、デ・シッター型宇宙論によって駆動されないことを示唆しています。
人為的および自然の物質の地球大気への注入について
毎年、ますます多くのオブジェクトが宇宙に送られます。高高度で軌道に留まっている間、低高度の物体は大気圏に再突入し、ほとんどが崩壊し、上層大気に物質が追加されます。宇宙計画、商業化の推進、および野心的な衛星配置プロジェクトを行う国の増加により、将来の宇宙デブリへの懸念が高まり、大気中への物質移動が継続的に増加します。この研究では、小惑星や彗星などの太陽系の天体に由来する、流星による地球の大気への自然の質量フラックスと人為的な（人為的な）天体の質量流入を比較します。人為起源の大量発生源の現在および近い将来の重要性は、計画され、すでに部分的に設置された大型衛星群を考慮して評価されます。天然および人為的物質の質量、組成、アブレーションに関する詳細情報が提供され、関連する文献を確認します。今日、人為起源の物質は、天然起源の年間注入量と比較して約2.8％を占めていますが、将来の衛星星座は、この比率を40％近くに増やす可能性があります。この場合、いくつかの金属の人為的注入は、自然源による注入にはるかに勝っています。さらに、エアロゾルの大気への人為的注入が不釣り合いに増加することがわかります。これらすべてが、地球の大気と陸生生物にまだ未知の影響を与える可能性があります。
ライトコーンの内部からのスカラーとベクトルのテール放射
一般的な時空では、質量のない場が光源の前方光円錐の表面だけでなく、その内部にも伝播します。この光円錐内部の「尾部放射」は、時空曲率から「散乱」したと説明されることがよくあります。この作業では、光源と観測者の間の見通し線（LOS）から大きく外れている、コンパクトで静的な球対称の弱視野（つまり、低密度）質量分布に対するこのような尾部放射の伝播を調べます。そしてそれは重力にのみ放射と結びついています。このような摂動因子の場合、観測された放射には4つの異なるエポックがあります。後続の初期テール-光の速度で移動する信号がソースから摂動点のある点に移動して、観測者に到達する最初の時間に終了します。それに続くミドルタイムテール。そして、信号がそのような旅をすることができた最後の時間から始まる遅い時間の尾。質量のないスカラーとベクトル（例：電磁放射）の場合、以前に研究された初期および後期の尾を再訪し、中間の時間の最初の完全な検査を実行します。より短い波長と一般的な摂動因子をLOSから十分に離れて研究すると、遅い時間の尾部は観測者が受け取ったエネルギーのごく一部を運ぶことがわかります。ただし、ミドルタイムの合計テールには、はるかに多くのエネルギーが含まれています。また、重力の摂動から「散乱」した放射が予想されるように、観測者には摂動因子から発散しているように見える中期の尾部に対して、後期の尾部はソースから戻ってきているように見えます。暗黒物質の候補や暗黒物質のハローなど、時空の形状に対するさまざまな摂動を検出または探索するための、この中間の時間の尾の潜在的な有用性について推測します。
超周辺衝突における低質量ディレプトンの強化
超周辺核衝突における低質量$e^+e^-$ペアの生成が、ゾンマーフェルト-ガモフ-サハロフ（SGS）因子により強化されることが示されています。この効果は、2光子融合において質量の小さい非結合$e^+e^-$ペアの作成のしきい値付近で特に強力です。そのようなペアの非相対論的成分のクーロン引力は、511keVの光子の強度の増加につながる可能性があります。NICAコライダーで記録することができ、いくつかの天体物理学的な意味があります。同様の効果は、ジレプトン生成のLHCで観察できます。
形状係数安定化、ストリングガス宇宙論、および沼地基準に関する注記
| Title |
Note_on_Shape_Moduli_Stabilization,_String_Gas_Cosmology_and_the_Swampland_Criteria |
| Authors |
Gabrielle_A._Mitchell_and_Robert_Brandenberger_(McGill_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13251 |
ストリングガス宇宙論では、ストリングワインディングモードと運動量モードの存在を考慮に入れることにより、最も単純な形状係数フィールドが自然に安定化されます。これらのフィールドの結果として得られる有効ポテンシャルを決定し、それが有効ストリング理論がスーパーストリング理論と一致するための沼地基準の1つであるdeSitter予想に従うことを示します。
修正された一般相対論におけるすべての可能な重力波分極に対するパルサータイミングアレイ信号のパルス赤方偏移
| Title |
Pulse_redshift_of_pulsar_timing_array_signals_for_all_possible_gravitational_wave_polarizations_in_modified_general_relativity |
| Authors |
Adrian_Bo\^itier,_Shubhanshu_Tiwari,_Lionel_Philippoz,_Philippe_Jetzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13520 |
パルサータイミングアレイ（PTA）は、10^-9〜10^-6Hzの固有の周波数範囲にあるソースからの重力波（GW）を検出する可能性があります。これはまた、低周波領域での一般相対性理論をテストする機会を提供します。PTAによるGWの検出の中心的な概念は、GWの通過によるパルサー信号の到達時間差の測定にあります。つまり、パルスが赤方偏移します。このホワイトペーパーでは、一般相対性理論の変更により生じるGWの6つの可能な偏波すべてについて、赤方偏移計算の完全な導出を提供します。GWソースがパルサーの真後ろにある臨界点での赤方偏移と関連プロパティの滑らかさについて説明します。数学的な議論から、パターン関数の不連続性と特異性を回避するために、赤方偏移を偏光部分（パターン関数）と干渉部分に別々に分割する必要があると結論付けます。このパターン関数の選択は、単一の検出器アームを備えた干渉計に使用する式に一致します。最後に、低周波数の仮定を呼び出さずに原則として任意の周波数のパルサーとGWに使用できる一般的な式を提供します。この仮定を使用して、ひずみの1次まで式を展開し、標準的な赤方偏移の式の補正項を見つけます。。
EfficientNetアーキテクチャを使用したGalaxy形態分類
| Title |
Galaxy_Morphology_Classification_using_EfficientNet_Architectures |
| Authors |
Shreyas_Kalvankar,_Hrushikesh_Pandit,_Pranav_Parwate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13611 |
EfficientNetsの使用法とGalaxyMorphologyClassificationへのそれらのアプリケーションを研究します。EfficientNetsを使用して、KaggleでのGalaxyZoo2チャレンジの79,975テスト画像の投票率を予測します。このモデルは、標準の競争指標、つまりrmseスコアを使用して評価され、パブリックスコアボードで0.07765のパブリックリーダーボードのトップ3にランクされます。EfficientNetB5を使用して銀河を7つのクラスに分類するために微調整されたアーキテクチャを提案します。このネットワークは、他の一般的な畳み込みネットワークとともに、29,941個の銀河画像を分類するために使用されます。精度、再現率、精度、F1スコアなどのさまざまなメトリクスを使用して、モデルのパフォーマンスを評価するとともに、他の最先端の畳み込みモデルの比較研究を行って、どれが最も優れているかを判断します。F1スコアが0.8857の分類モデルで93.7％の精度が得られます。EfficientNetsは、大規模な総観宇宙望遠鏡などの大量のデータを提供する将来の光学宇宙調査における大規模な銀河分類に適用できます。
