Rosella：P-ミレニアムシミュレーションの模擬カタログ
ダークエネルギー分光器による明るい銀河調査（DESIBGS）データの科学的活用には、実際のDESIBGSターゲットの特性を厳密に模倣した銀河集団特性を持つモックの構築が必要です。私たちは、銀河とそのホストの暗黒物質サブハロについての情報を含む、忠実度の高い模擬銀河カタログを作成します。モックカタログは、サブハローアバンダンスマッチング（SHAM）とスキャッターを使用して、P-ミレニアムN体シミュレーションにBGS中央値が約0.2の銀河を配置し、フォーメーションレッドシフト情報を使用して（g-r）レストフレームカラーを割り当てます。モックは、rバンド絶対等級、（gr）静止フレーム色、（542Mpc/h）^3の体積のDESIBGS銀河の完全なサンプルの3D位置と速度、および暗黒物質ハローをホストします。このP-ミレニアムDESIBGSモックカタログは、DESIBGS銀河が存在するサブハロを解決できない近似モックの調整、分析パイプラインでの体系のテスト、および（非宇宙論に焦点を当てた）DESIBGS分析の解釈に最適です。
新しいEarly Dark Energyは現在のLSSデータと互換性があります
最近、大規模構造（LSS）データのフルシェイプ分析が採用され、EarlyDarkEnergy（EDE）モデルのクラスに新しい制約が提供されました。このノートでは、公開されているPyBirdコードを使用して、NewEarlyDarkEnergy（NEDE）に同様の制約を導き出します。LSSの全形状分析と、宇宙マイクロ波背景（CMB）、バリオニック音響振動（BAO）、超新星（SN）のデータの測定を含め、$H_0=71.2\pm1.0〜\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}\、\textrm{Mpc}^{-1}$（$68\％$CL）と$\simeq4\、\sigma$の証拠で、NEDE。これは、フルシェイプLSSデータなしで以前に見つかった値への重要な変更ではありません、$H_0=71.4\pm1.0〜\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}\、\textrm{Mpc}^{-1}$（$68\％$CL）。その結果、NEDEはLSSデータからの現在の制約と互換性があります。
Ly $ \ alpha $フォレストスペクトルの大規模なサンプルからの$ 2 \ leq z \ leq 4
$でのIGMの熱状態の一貫したロバストな測定：後期および急速なHeII再イオン化の証拠
| Title |
A_consistent_and_robust_measurement_of_the_thermal_state_of_the_IGM_at_$2_\leq_z_\leq_4$_from_a_large_sample_of_Ly$\alpha$_forest_spectra:_Evidence_for_late_and_rapid_HeII_reionization |
| Authors |
Prakash_Gaikwad,_Raghunathan_Srianand,_Martin_G._Haehnelt_and_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00016 |
4つの異なる解像度を使用して、103の高解像度、高S/NLy$\alpha$フォレストスペクトルのサンプルで、赤方偏移範囲$2\leqz\leq4$の10個の赤方偏移ビンで銀河間媒質（IGM）の熱状態を特徴付けますフラックス分布統計。私たちの測定は、熱IGM進化コードCITEで後処理された流体力学シミュレーションの大規模なスイートからの模擬スペクトルで較正され、振幅と予想される温度密度関係の勾配を細かくサンプリングします。フラックスパワースペクトルの測定から推定された熱パラメーター、ドップラーパラメーター分布、およびウェーブレットと曲率の統計は、それぞれのエラー内でよく一致し、HeIIから予想される温度密度関係の温度のピークと勾配の最小値をすべて明確に示します再イオン化。さまざまなフラックス統計からの測定値を組み合わせると、平均密度でのピーク温度とそれに対応する最小勾配$\gamma=1.225\pm0.120$の$T_0=（14750\pm1322）$Kが得られます。温度の変化のピークは$z\約3$で発生します。これは、散乱が大きいにもかかわらず、そのようなピークの存在を示唆していた以前の測定と一致しています。CITEを使用して、広く使用されている（空間的に均一な）5つのUV背景モデルによって予測されたIGMの熱状態も計算します。私たちの測定から推測されるかなり急速な熱進化は、中程度の係数$\sim0.7-0.8$によって減少する光加熱率の（物理的に十分に動機付けられた）非平衡進化を仮定すると、2つのモデルによってよく再現されます。他の3つのモデルは、HeII再イオン化が、測定が示唆するよりもいくらか早く、より高い温度ピークでさらに拡張されることを予測しています。
サブハローの人口統計を利用して消滅する暗黒物質を探索する
| Title |
Harnessing_the_Population_Statistics_of_Subhalos_to_Search_for_Annihilating_Dark_Matter |
| Authors |
Jean_J._Somalwar,_Laura_J._Chang,_Siddharth_Mishra-Sharma,_Mariangela_Lisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00021 |
天の川の暗黒物質ハローは、関連する恒星成分が検出されない多数の低質量サブハローをホストすることが期待されています。そのようなサブハローは、暗黒物質が光子などの可視状態に消滅しない限り、見えません。候補サブハローを特定するための確立された方法の1つは、暗黒物質の期待と一致する特性を持つ個々の関連付けられていないガンマ線源を検索することです。ただし、そのような候補者の天体物理学的起源を確実に除外することは困難です。この作業では、サブハローの全母集団に関する情報（銀河における空間および質量分布など）を利用して、暗黒物質を消滅させる信号を検索する補完的なアプローチを示します。シミュレートされたデータを使用して、サブハローからの集団放出が、観測された光子の統計に独自の方法でインプリントできることを示します。さらに、検討するモデルでは、銀河系外および銀河系起源の未解決の天体物理的な点源放出に直面しても信号を識別できることを示します。これは、確立された方法を補完するサブハローの新しい検索手法を確立し、フェルミ大面積望遠鏡やチェレンコフ望遠鏡アレイなどの観測所を使用したガンマ線暗黒物質検索に重要な影響を与える可能性があります。
スカラー場の暗黒エネルギーの非標準的な説明の1つはタキオンです。現在の研究は、共形に結合したタキオン場の暗黒エネルギーモデルで暗黒物質の密度のダイナミクスを研究することに専念しています。モデルは、バックグラウンドレベルで$\Lambda$CDM宇宙論を模倣するように調整されています。暗黒物質の密度の半解析的球崩壊モデルを採用して、非線形進化を研究します。暗黒物質のクラスター化に対するエネルギー収支の非最小結合の影響が調査されます。非最小結合の存在下では、物質の密度の増加率が高くなることが観察されています。相互作用の場合、崩壊時の臨界密度は抑制されます。さらに、赤方偏移に沿った暗黒物質ハローまたは銀河クラスターの数カウントは、Press-SchechterおよびSheth-Tormenハロー質量関数を使用して研究されます。相互作用が許可されると、暗黒物質ハローの数が抑制されます。現在のモデルと$\Lambda$CDMのクラスター数カウントの比較が実行されます。相互作用を許可する現在のモデルは$\Lambda$CDMと比較してはるかに少ない数の銀河クラスターを生成しますが、相互作用がない場合、クラスター数のカウントは$\Lambda$CDMクラスターの数よりわずかに多くなります。
宇宙ストリングからの重力波の確率的背景に対する小規模構造の影響
数値シミュレーションと分析モデルは、無限の宇宙ストリングが、与えられたべき法則を持つすべてのサイズの宇宙ストリングループを生成することを示唆しています。べき乗則指数の正確な推定は依然として議論の余地がありますが、数値シミュレーションには、小規模でネットワークに影響を与えると予想されるすべての放射と逆反応の影響が組み込まれていません。以前は、ボルツマンアプローチを使用して、ループ生成関数の急勾配と重力の逆反応スケールに応じて、いわゆる小ループの追加母集団（EPSL）がループ数密度で生成できることが示されていました。重力波の確率的背景（SBGW）に対するこの小さなループの余分な母集団の影響を研究するためのフレームワークを提案します。この追加の母集団は、$H_0（\GammaG\mu）^{-1}$より高い周波数で有意なシグネチャを持つ可能性があることを示します。ここで、$\Gamma$は$50$のオーダーで、$H_0$はハッブル定数です。宇宙ストリングから予想される重力波パワースペクトルを、Blanco-Pillado、Olum、ShlaerのモデルとLorenz、Ringeval、Sakellariadouのモデルを含む4つのクラスに完全に分類することを提案します。最後に、Polchinski-Rocha指数の不確実性が与えられた場合、重力波パワースペクトルの2つのハイブリッドクラスを考慮して、SBGWに非常に異なる予測を与えることができることを示します。
KiDS + VIKING-450：ソース銀河の色ベースの分割を使用した宇宙シアトモグラフィーの整合性テスト
| Title |
KiDS+VIKING-450:_Consistency_tests_for_cosmic_shear_tomography_with_a_colour-based_split_of_source_galaxies |
| Authors |
Shun-Sheng_Li,_Konrad_Kuijken,_Henk_Hoekstra,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Arun_Kannawadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00367 |
私たちは、KiDS+VIKING-450（KV450）宇宙剪断解析の内部整合性テストを、色に基づくソース銀河の分割で実行します。両方のサブサンプルに同じ測定とキャリブレーションを使用して、せん断測定の特性とキャリブレーションパイプラインのパフォーマンスを検査します。モデリング側では、専用のテストパラメーターを使用したベイズ分析を使用して、観測の迷惑パラメーター、特に赤方偏移のキャリブレーションと固有のアライメントのパラメーターを調べます。現在の迷惑パラメータは、KV450データが2番目と3番目の赤方偏移トモグラフィービンにわずかな偏差が見られる残差系統をキャプチャするのに十分であることを確認します。私たちのテストは、固有のアライメントの推定振幅と低赤方偏移トモグラフィービンにおける赤方偏移の不確実性の間の縮退も示しています。このテストは、バックグラウンドの宇宙論の影響をあまり受けないため、宇宙論的推論が行われる前に実装できます。
太陽系外惑星を検索し、最終的にはそれらの居住性を検討する場合、生命に利用可能な生物必須要素を制約するために、惑星の組成、地球物理学的プロセス、および地球化学サイクルを考慮する必要があります。惑星外の生態系の元素比を決定することはまだ不可能ですが、私たちは一般的に惑星がそれらのホスト星のそれに類似した組成を持っていると仮定します。したがって、近くの星の高解像度恒星存在量のHypatiaCatalogueを使用して、主系列星のC、N、Si、およびP存在比を、平均的な海洋プランクトン、地球の地殻、およびバルクケイ酸塩地球と比較します。火星。一般的に、プランクトン、地球、火星は、近くの星と比較して、Nが少なく、Pが豊富です。ただし、全星の1％と太陽系外惑星のホストの1％にしか存在しないP存在量のデータが不足しているため、太陽系外惑星の進化におけるPの役割はもちろんのこと、恒星データの明確な傾向を推測することは困難です。。私たちの太陽は比較的高いPを持ち、地球の生物学では少量の有限量のPが必要です。Pが大幅に少ないホスト星の周りに形成される岩が多い惑星では、コアへのPの強力な分割により、表面Pおよびその結果、その惑星の表面での生活のために。したがって、将来の研究や望遠鏡の設計において、P観測を優先事項とするように、恒星の豊富なコミュニティーに要請します。
| Title |
Habitable_Zones_in_Binary_Star_Systems:_A_Zoology |
| Authors |
Siegfried_Eggl,_Nikolaos_Georgakarakos_and_Elke_Pilat-Lohinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00144 |
地球型惑星が多星環境で居住可能なままである可能性が高い場所を決定するために、いくつかの概念が提案されました。たとえば、放射性ハビタブルゾーンは、潜在的にハビタブルプラネットの軌道運動を考慮に入れますが、アイソフォットベースのハビタブルゾーンは日射ジオメトリに基づいてハビタビリティを予測します。動的情報に基づいたハビタブルゾーンには、惑星軌道上の重力摂動が含まれ、実物大の自己矛盾のないシミュレーションにより、特定の地球の進化への詳細な洞察が約束されます。上記のアプローチはすべて、恒星の多様性が居住可能性を妨げるものではないことに同意します。そのような環境で居住可能な世界を探す場所に関する予測は、概念によって異なります。この記事の目的は、現在のアプローチの概要を提供し、バイナリスターシステムのさまざまな種類の居住可能ゾーンの簡単な分析的見積もりを提示することです。
遷移ディスクのギャップにおける大規模降着惑星の分離とH-アルファコントラスト：適応光学調査のための予測されたH-アルファ原始惑星の収量
| Title |
The_Separation_and_H-alpha_Contrasts_of_Massive_Accreting_Planets_in_the_Gaps_of_Transitional_Disks:_Predicted_H-alpha_Protoplanet_Yields_for_Adaptive_Optics_Surveys |
| Authors |
Laird_M._Close |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00153 |
1：2：4MeanMotionResonance（MMR）の3つの同一平面の準円形惑星の散乱作用により、移行円盤の大きなギャップがほこりのない状態に保たれることを保証する大規模な降着ギャップ（MAG）惑星モデルを提示します。このモデルは、観測されたギャップサイズの制約とギャップのほこりのない性質を使用して、MMR内の3つの巨大惑星の可能な軌道を約10％以内で決定します。計算された軌道は、観測誤差内のLkCa15bおよびPDS70bおよびPDS70cの観測された軌道およびH-アルファ放射（これらの惑星を観測するための最も明るい線）と一致しています。さらに、モデルは、検出されたH-alpha惑星の希少性が、非コロナグラフィックの現在の制限の選択効果である可能性が高いことを示唆しています。H-アルファ調査。より高いStrehlAOシステム（6.5mのマゼラン望遠鏡MagAO-Xシステムなどの高性能カスタムコロナグラフを使用）がH-alphaで使用されると、検出されたギャップ惑星の数は実質的に10倍以上増加すると予測しています。たとえば、MagAO-Xを使用した最適な19個の移行型ディスクの調査により、25を超える新しいH-アルファ「ギャッププラネット」が潜在的に発見可能であることを示しています。これらの降着する原始惑星の検出は、惑星の形成、惑星の成長と降着、太陽系の構造、および惑星の円盤の相互作用に関する理解を大幅に向上させます。
地球の潮汐の進化について
私たちはラプラスの潮汐理論を地球の自転の地質学的タイムスケールでの月と太陽の潮汐の進化に適用し、潮汐共鳴に焦点を合わせます。私たちは、大陸から遠く離れた中央海域の地球潮汐を研究しています。短いタイムスケールでは、潮汐の高さと地球の自転の線形関係が得られます。長いタイムスケールでは、潮汐は現在1メートル未満ですが、津波と地球の自転の共振により、過去5メートルで、将来は8メートルに達します。地球と月の軌道の分離と地球の自転の減速は、以前よりも速いと結論付けています。
GJ3470bのトランジットでのLy {\ alpha}およびHe 10830 Aラインの吸収のグローバル3D流体力学モデリング
| Title |
Global_3D_hydrodynamic_modeling_of_absorption_in_Ly{\alpha}_and_He_10830_A_lines_at_transits_of_GJ3470b |
| Authors |
I._F._Shaikhislamov,_M._L._Khodachenko,_H._Lammer,_A._G._Berezutsky,_I._B._Miroshnichenko,_M._S._Rumenskikh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00290 |
暖かい海王星GJ3470bは最近、準安定ヘリウムの23S-23P遷移で観測され、[-40;のドップラー速度範囲で約1％の吸収をもたらします。10]km/s。ラインの青と赤の翼の深さ20〜40％のLy{\alpha}での以前の吸収の検出に加えて、現在のモデルのシミュレーションとテストの複雑なターゲットを提供します。得られた結果は、これらの線の両方での吸収は、拡大する惑星の大気と恒星のプラズマ風との相互作用に由来し、恒星のプラズマパラメータと惑星の大気中のヘリウム存在量を制限できることを示唆しています。
潮汐でロックされた惑星の赤道ジェット速度：I-地球の惑星
| Title |
The_Equatorial_Jet_Speed_on_Tidally_Locked_Planets:_I_--_Terrestrial_Planets |
| Authors |
Mark_Hammond,_Shang-Min_Tsai,_Raymond_T._Pierrehumbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00358 |
潮汐でロックされた惑星の大気循環は、超回転する東向き赤道ジェットによって支配されています。このジェットの形成に関する予測理論を開発し、昼夜強制勾配によって引き起こされる3次元定常波が赤道加速度を生成するメカニズムを提案します。これは、結果として生じるジェットと大気の垂直運動の間の相互作用によって、平衡状態でバランスが取れています。帯状加速の3次元構造は、このメカニズムに不可欠です。このメカニズムをモデルの階層で示します。これらの惑星への強制によって引き起こされる3次元定常波を計算し、これらの波によって生成される帯状加速度の垂直構造を示します。これを使用して、ジェットが形成されるメカニズムを提案します。GCMシミュレーションは、このメカニズムによって予測される平衡状態を確認するために使用されます。この状態では、これらの波からの加速度は、帯状平均鉛直速度とジェット間の相互作用によってバランスが保たれます。「弱い温度勾配」近似を使用して、これの簡単なモデルを導き出します。これは、地球の潮汐でロックされた惑星のジェット速度の推定値を示します。提案されたメカニズムは、地上の潮汐ロックされた惑星での赤道ジェットの形成の良い説明であり、これらの惑星の観測とシミュレーションを解釈するのに役立つはずであると結論付けます。このメカニズムでは、赤道ロスビー半径が大きく、過渡波による加速が弱いなどの仮定が必要です。また、別のメカニズムにより、潮汐でロックされたガス状惑星に赤道ジェットが生成される場合があります。
YORP、ヤルコフスキーおよび衝突下での小惑星ファミリーの進化
| Title |
Evolution_of_an_asteroid_family_under_YORP,_Yarkovsky_and_collisions |
| Authors |
Francesco_Marzari_(1),_Alessandro_Rossi_(2),_Oleksiy_Golubov_(3)_and_Daniel_Scheeres_(4)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Padova_(2)_IFAC-CNR_(3)_School_of_Physics_and_Technology,_V.N._Karazin_Kharkiv_National_University_(4)_Department_of_Aerospace_Engineering_Sciences,_University_of_Colorado_at_Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00392 |
小惑星ファミリーのような小惑星の集団は、ヤルコフスキー効果のために準長軸に分散します。ドリフトの量は、小惑星のスピン状態の進化によって変調され、日変化と季節変化のヤルコフスキー力のバランスを決定します。小惑星のスピン状態は、次に、部分的にYORP効果によって制御されます。小惑星のその他の点ではスムーズな進化は、衝突によって突然変化する可能性があり、スピン状態に衝撃的な変化を引き起こし、小惑星を別のYORPトラックに移動させる可能性があります。さらに、衝突により、小惑星の表面的な特徴と全体的な形状が変化することにより、YORPパラメータも変更される場合があります。したがって、YORPとYarkovskyの間の結合は、各ボディの衝撃履歴にも強く影響されます。この結合を調査するために、YORP-Yarkovsky結合の下での準主軸の時間発展をモデル化する統計コードを開発しました。これには、NYORP（通常のYORP）、TYORP（接線YORP）、および影響が確定的に計算され、統計的な方法で追加されない衝突の寄与が含まれます。衝突とTYORPの両方が、スピン軸の進化を滑らかでなく規則的なものにすることによって、準主軸のファミリの分散を増加させることがわかります。時間とともに家族の構造の進化が複雑であり、衝突がYORPの進化をランダム化することを示します。私たちのテストファミリでは、長期間の経過後でも、半長軸と直径の分布に「YORP目」が形成されることはありません。存在する場合、「YORP-eye」は、衝突フラグメントの初期の駆出速度パターンの遺物である可能性があります。
宇宙論的シミュレーションにおけるアンドロメダの恒星ハローの観測：Auriga2PAndASパイプライン
| Title |
Observing_the_stellar_halo_of_Andromeda_in_cosmological_simulations:_the_Auriga2PAndAS_pipeline |
| Authors |
Guillaume_F._Thomas,_Nicolas_F._Martin,_Azadeh_Fattahi,_Rodrigo_A._Ibata,_John_Helly,_Alan_W._McConnachie,_Carlos_Frenk,_Facundo_A._Gomez,_Robert_J.J._Grand,_Stephen_Gwyn,_Dougal_Mackey,_Federico_Marinacci,_Rudiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00010 |
M31の恒星ハローのパンアンドロメダ考古学調査（PAndAS）による観測と、Aurigaシミュレーションによる6つの銀河の恒星ハローの直接比較を示します。Auriga2PAndASパイプラインを介してシミュレートされたハローを処理し、調査データのすべての観測限界（天の川の星からの前景の汚染、恒星カタログの不完全さ、測光の不確実性など）を折りたたむPAndASのようなモックを作成します。これにより、同じ方法で調査データとモックを調査し、直接比較可能な密度マップと放射状密度プロファイルを生成できます。シミュレーションが全体的に観測と互換性があることを示します。それにもかかわらず、モック内の金属に富む星の優勢など、いくつかの体系的な違いが存在します。これらの違いは、シミュレーションされたシステムと比較して、M31の降着履歴が異なるか、質量が異なることを示唆している可能性がありますが、Aurigaシミュレーションの解像度に関連して、銀河の星形成履歴の急冷の結果である可能性が高いです。私たちのアプローチによって可能になった直接比較は、観測とシミュレーションの間の観察可能な違いを特定するのに役立つため、銀河形成の理解を向上させる手段を提供します。理想的には、このアプローチは、他の恒星ハローシミュレーションへの適用を通じてさらに開発されることになります。このステップを容易にするために、パイプラインを解放してモックを生成し、このコントリビューションで提示および使用される6つのモックも一緒に生成します。
ハロー質量を超えて：消光銀河質量集合における渦度に富むフィラメントの役割
| Title |
Beyond_halo_mass:_the_role_of_vorticity-rich_filaments_in_quenching_galaxy_mass_assembly |
| Authors |
Hyunmi_Song,_Clotilde_Laigle,_Ho_Seong_Hwang,_Julien_Devriendt,_Yohan_Dubois,_Katarina_Kraljic,_Christophe_Pichon,_Adrianne_Slyz,_and_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00013 |
中心銀河の質量集合が宇宙ウェブ内のそれらの位置にどのように依存するかを調べます。HORIZON-AGNシミュレーションは、DISPERSEコードを使用してz〜2で分析され、マルチスケールの宇宙フィラメントを抽出します。銀河のプロパティの大規模環境への依存性は、ホストハロー質量の（大規模）環境依存性からほとんど継承されていることがわかります。ホストハロー質量効果を削除する残差分析を採用すると、宇宙フィラメントの無視できない影響が直接検出されます。フィラメントへの近接性は恒星の質量の蓄積を促進し、以前の研究と一致しています。ただし、マルチスケール分析では、フィラメントの端で星の形成が抑制されていることもわかります。さらに、フィラメントに近接した恒星分布の圧縮の手がかりを見つけます。渦の多いエッジの高い角運動量の供給により、ハロー（銀河が存在する場所）の外側から内側へのガスの移動がフィラメントに近づくにつれて効率が低下することをお勧めします。より低い赤方偏移での観測から推測されるように、この消光メカニズムは、フィラメントにおける受動銀河のより大きな部分を部分的に説明するかもしれません。
プランク後期の星間塵の物理的性質に関する観測上の制約
| Title |
Observational_Constraints_on_the_Physical_Properties_of_Interstellar_Dust_in_the_Post-Planck_Era |
| Authors |
Brandon_S._Hensley_and_B._T._Draine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00018 |
天体観測の合成を提示し、UVからマイクロ波波長までの星間塵からの波長依存の消光、放射、および偏光を拡散銀河の視線に制限します。それらの視線の代表的な固相存在量も導出されます。Planck衛星によって提供された偏光ダスト放出の敏感な新しい観測を考慮して、連続分極消光、炭素質およびケイ酸塩分光機能の偏光、ダスト放出の波長依存偏光部分、および光偏光消光と遠赤外線偏光発光の関係。一緒に、これらは拡散星間物質中のダストのモデルによって再現されるべき一連の制約を構成します。
遺物：候補となるz〜6.8強い[OIII]エミッターと、SpitzerおよびHubble Imagingから推定されるz> 5.5銀河のその他の特性
| Title |
RELICS:_A_Candidate_z~6.8_Strong_[OIII]_emitter_and_Other_Properties_of_z>5.5_Galaxies_Inferred_from_Spitzer_and_Hubble_Imaging |
| Authors |
Victoria_Strait,_Marusa_Bradac,_Dan_Coe,_Brian_C._Lemaux,_Adam_Carnall,_Larry_Bradley,_Debora_Pelliccia,_Keren_Sharon,_Adi_Zitrin,_Ana_Acebron,_Felipe_Andrade-Santos,_Roberto_J._Avila,_Brenda_L._Frye,_Guillaume_Mahler,_Mario_Nonino,_Sara_Ogaz,_Masamune_Oguri,_Masami_Ouchi,_Rachel_Paterno-Mahler,_Daniel_P._Stark,_Ramesh_Mainali,_Pascal_A._Oesch,_Michele_Trenti,_Daniela_Carrasco,_William_A._Dawson,_Christine_Jones,_Keiichi_Umetsu,_Benedetta_Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00020 |
ReionizationLensingClusterSurvey（RELICS）およびコンパニオンSpitzer-RELICSサーベイからの207$6\lesssimz\lesssim8$銀河候補の物理的性質（恒星の質量、年齢、星形成率を含む）に対する制約を提示します。T-PHOTを使用して測光を測定し、EA$z$YおよびBAGPIPESを使用してスペクトルエネルギー分布フィッティングを実行します。Spitzerフラックスを正常に測定できた207の候補のうち、23はおそらく低赤方偏移（$z<4$）に降格されました。残りの高赤方偏移の候補の中で、$1\times10^6\rm{M_{\odot}}$と$4\times10^9\rm{M_\odot}$の間の固有の恒星質量、およびレストフレームUV絶対等級を見つけます$-22.6$から$-14.5$の間。サンプルは主に$L_{UV}/L^*_{UV}<1$銀河で構成されていますが、サンプルには、$L_{UV}/L^*_{UVに至るまで、より明るいオブジェクトが多数あります}\sim2$。私たちのサンプルの銀河は、星の質量と星形成率が約4桁に及び、最年少から最古までの年齢を示しています。Spitzer/IRACイメージングで検出された11個の銀河を強調表示し、赤方偏移が$z\geq6.5$と推定します。そのいくつかは、進化した恒星の個体群、星雲輝線の大きな寄与、および/またはダストの証拠を示しています。これらの中でPLCKG287+32-2013は、既知の最も明るい$z\sim7$候補の1つ（ABマグ24.9）で、Spitzer3.6$\mu$mのフラックス過剰があり、強い[OIII]+H-$\beta$放出（$\sim$1000\AA\レストフレーム相当の幅）。サンプルの可能な使用法と制限について説明し、すべての207の物理的特性の推定値とともに、ハッブル0.4--1.6$\mu$m+Spitzer3.6$\mu$mおよび4.5$\mu$mの測光の公開カタログを提示しますサンプル内のオブジェクト。それらの見かけの明るさ、高い赤方偏移、および恒星の個体群の多様性のため、これらの天体はジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による追跡の優れたターゲットです。
巨人の網：z = 6.31クエーサーSDSS〜J1030 + 0524の周りの大規模構造の分光学的確認
| Title |
The_web_of_the_Giant:_spectroscopic_confirmation_of_a_Large_Scale_Structure_around_the_z=6.31_quasar_SDSS~J1030+0524 |
| Authors |
Marco_Mignoli,_Roberto_Gilli,_Roberto_Decarli,_Eros_Vanzella,_Barbara_Balmaverde,_Nico_Cappelluti,_Letizia_P._Cassar\`a,_Andrea_Comastri,_Felice_Cusano,_Kazushi_Iwasawa,_Stefano_Marchesi,_Isabella_Prandoni,_Cristian_Vignali,_Fabio_Vito,_Giovanni_Zamorani,_Marco_Chiaberge,_and_Colin_Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00024 |
10億の太陽質量ブラックホールを搭載した、z=6.31QSOSDSS〜J1030+0524の周りの大規模構造の分光学的確認について報告します。構造には、少なくとも6つのメンバー、4つのLymanBreakGalaxies（LBG）と2つのLymanAlphaEmitters（LAE）が存在します。4つのLBGは、QSOから5物理Mpc（15分）の予測分離までにz{AB}<25.5が選択された21個のiバンドドロップアウトのサンプルから特定されています。それらの赤方偏移は、8-10mクラスの望遠鏡での最大8時間の多物体分光観測によって決定されました。2つのLAEは、QSOを中心とした6時間のVLT/MUSE観察で特定されています。6つの銀河の赤方偏移は6.129〜6.355の範囲をカバーしています。固有の速度が無視できると仮定すると、この範囲は、QSOからの+/-5物理Mpcの半径方向の分離に対応します。これは、空で観測されたLBG分布の投影スケールに相当します。この構造は3.5シグマレベル以上で有意であり、銀河密度のレベルは、サンプリングされた大量（約780物理Mpc^3）内で少なくとも1.5-2であると保守的に推定しています。6つのメンバーの銀河（Lyalpha強度とUV光度）のスペクトル特性は、同じような赤方偏移でのフィールド銀河の特性と似ています。これは、宇宙の最初の10億年で超大質量ブラックホールの周りの銀河の高密度の最初の分光学的同定です。私たちの発見は、最も遠くで大規模なブラックホールが大規模構造の大規模な（>10^{12}Msun）暗黒物質ハロー内に形成および成長するという考え、およびそのようなシステムの以前の検出の欠如が原因である可能性が高いという考えを裏付けています観察上の制限に。
S0ギャラクシーNGC 4143の拡張ガスディスク
レンティキュラ銀河NGC4143（おおぐま座）クラスターの周辺メンバーの分光学的研究の結果を示します。6メートルSAORAS望遠鏡でのSCORPIO-2分光器による観測と、WHTでのSAURONIFUによるパノラマ分光法のアーカイブデータを使用して、約中心から3.5kpc、星状円盤の回転とほぼ反対の回転。2.5メートルのCMOSAIMSU望遠鏡でMaNGaL装置を使用して取得されたH-alphaおよび[NII]6583輝線の銀河画像は、輝線が衝撃波によって励起されることを示しています。銀河の恒星円盤にはない渦巻き構造は、電離ガスラインの輝度分布にはっきりと見られます（MaNGaLデータからのH-alphaおよび[NII]およびSAURONデータからの[OIII]）。GALEX宇宙望遠鏡による紫外測定とWISE宇宙望遠鏡による近赤外測定を含む、半径に沿ったリックインデックス分布と統合された色の両方の複雑な分析は、星の形成がないことを示していますおそらく、最後の10ギリシアの銀河。したがって、その運動学からNGC4143で検出された最近の外部ガス降着は、おそらくディスクへのガス流入の傾斜した方向が原因で、星の形成を伴っていませんでした。
| Title |
Cosmic_Amorphous_Dust_Model_as_the_Origin_of_Anomalous_Microwave_Emission |
| Authors |
Masashi_Nashimoto,_Makoto_Hattor,_Frederick_Poidevin,_Ricardo_Genova-Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00137 |
アモルファスシリケートダスト（a-Si）とアモルファスカーボンダスト（a-C）で構成されるアモルファスダストの熱放射は、観測された強度と分子雲の偏光スペクトルの両方に優れたフィットを提供することを示しました。異常なマイクロ波放射（AME）は、ほぼ球形のa-Cに起因する2レベルシステム（TLS）の共鳴遷移から発生します。一方、サブミリ波帯で観測された偏光放射は、a-Siからのものです。a-Cを考慮することにより、AMEの分極率のモデル予測は劇的に減少します。17GHzでのペルセウスとW43分子雲の分極率の3$\sigma$下限のモデル予測は、$8.129\times10^{-5}$と$8.012\times10^{-6}$です。それぞれ。a-Cの熱容量の温度依存性は、a-Siのそれと比較して独特の挙動を示しています。これまでのところ、a-Cの特性は星間ダスト粒子に固有のものです。したがって、私たちはダストモデルを宇宙アモルファスダストモデル（CAD）として作成します。
超音速星間乱流における分子の付着によるダスト成長
冷たい分子雲内のダスト粒子の成長率は、乱流の希薄気体の高度な圧縮性によって強化されることを示しています。高解像度（10243）の数値シミュレーションにより、空間平均成長率がガス密度の分散に比例するという理論を確認します。これはまた、粒成長速度の乱流に起因する変動のために、粒径分布（GSD）の広がりをもたらします。流体力学的乱流の詳細な数値シミュレーションで初めて、GSDは初期分布に関係なく、ガス密度分布の反映である形状に向かって進化することを示します。つまり、等温回転強制乱流の場合、GSDは対数正規分布になる傾向があります。また、極超音速乱流では、ガスとダストの分離が重要になり、これがさらに粒子成長の加速につながることも示しています。
Gaia DR2を使用したオープンスタークラスターKronberger 60の特性
星団の主要なパラメータの推定は、天体物理学研究において非常に重要な目標です。既知のカタログにリストされているオープンクラスターの多くには、天文学パラメーターが不十分です。観測と分析方法を改善すると、それらのいくつかは真のクラスターではないことが証明されました。Gaiaサーベイを使用する上で最も重要な点は、メンバーシップの候補を正確に決定する均一測光を使用したクラスター星の位置、視差、および適切な動きにあります。この点で、開放型星団Kronberger60のいくつかの測光パラメーターが推定されています。半径方向の密度プロファイルを調べると、半径は10.0+/-0.5分角であることがわかります。それは1935+/-90pcの距離にあり、800+/-50Myrの年齢です。また、赤み、明るさ。質量関数、およびクラスターの総質量も推定されています。私たちの研究は、Kronberger60の動的緩和動作を示しています。
IllustrisTNGにおける銀河の固有の配置のパワースペクトル
| Title |
Power_Spectrum_of_Intrinsic_Alignments_of_Galaxies_in_IllustrisTNG |
| Authors |
Jingjing_Shi,_Toshiki_Kurita,_Masahiro_Takada,_Ken_Osato,_Yosuke_Kobayashi,_Takahiro_Nishimichi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00276 |
宇宙流体力学シミュレーションIllustris-TNG300を使用して、$0.1<k/h{\rmMpc^{-1}}<60$の銀河形状/スピンと潮汐場の間の3-{\itdimension}固有のアライメントパワースペクトルを示します。$0.3$から$2$の範囲の赤方偏移。形状-潮汐フィールドのアライメントは銀河の質量とともに増加し、原始潮汐フィールドに対して定義された線形アライメント係数$A_{\rmIA}$は、赤方偏移依存性が弱いことがわかります。また、恒星の質量が制限されたサンプルの形状/スピン-潮汐場の配置の有望な検出と、TNG300ボリュームの星形成銀河の弱い信号またはほぼゼロの信号、$\sim0.01〜（h^{-1}{\rmGpc}）^3$。さらに、固有のアライメントパワースペクトルの形態と環境依存性を調べます。巨大な円盤銀河と回転楕円体銀河の形状は、潮汐場と一致する傾向があります。低質量の回転楕円体の回転はフィラメントと平行になる傾向がありますが、ディスクと巨大な回転楕円体の回転はフィラメントに対して垂直になる傾向があります。中心の形状とスピンは、小規模および大規模の両方で潮汐場と一致します。衛星は1ハロー項領域内で放射状の配置を示し、大規模では強い配置は存在しません。また、スバルHSC/PFSやDESIなどの分光および画像調査のための固有のアライメントパワースペクトルを測定する可能性も予測します。したがって、我々の結果は、銀河固有の配置が銀河形成モデルを制約するための有望なツールとして使用できることを示唆しています。
大マゼラン星雲のN55形成領域N55におけるHCO +およびHCN放出のALMA観測
| Title |
ALMA_Observations_of_HCO+_and_HCN_Emission_in_a_massive_star_forming_region_N55_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
A.J_Nayana,_N._Naslim,_T._Onishi,_F._Kemper,_K._Tokuda,_S._C._Madden,_O._Morata,_S._Nasri,_and_M._Galametz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00383 |
高空間分解能HCO$^{+}$（$1-0$）とHCN（$1-0$）の観測結果を、大マゼラン雲（LMC）のN55南領域（N55-S）で、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）。N55-Sは、低放射フィールドを特徴とするLMCの比較的極端でない星形成領域です。分子発光の詳細な分析を実施して、N55-Sの静止環境での高密度分子凝集塊と星形成の関係を調査しました。有意なHCO$^{+}（1-0）$放出を伴う10個の分子凝集塊、および有意なHCN（$1-0$）放出を伴う8個の分子凝集塊を検出し、ビリアルおよび局所熱力学的平衡分析によって分子凝集塊の質量を推定します。N55-Sで識別されたすべての若い恒星天体（YSO）は、HCO$^{+}$およびHCN放出ピークの近くにあり、これらの塊と最近の星形成活動との関連を示しています。YSOが関連付けられている分子凝集塊は、YSOがないものよりも比較的大きな線幅と質量を示します。N55-Sの凝集特性をLMCの他の巨大分子雲（GMC）の特性と比較すると、N55-S凝集は同じようなサイズですが、線幅は比較的低く、HCN/HCO$^{+}$（1$-$0）フラックス比。これらの結果は、30Doradus-10やN159などの他のアクティブな星形成領域と比較して、比較的低い星形成活動が原因で発生したN55-Sの低放射フィールドに起因する可能性があります。N55-Sの高密度ガスの割合は$\sim$0.025であり、この領域の低い星形成効率をサポートするLMCの他のGMCと比較して低いです。
巨大な星間コアにおける重水素化分子の合成観測
| Title |
Synthetic_observations_of_deuterated_molecules_in_massive_prestellar_cores |
| Authors |
Joaquin_Zamponi_F.,_Andrea_Giannetti,_Stefano_Bovino,_Giovanni_Sabatini,_Dominik_R._G._Schleicher,_Bastian_K\"ortgen,_Stefan_Reissl_and_Sebastian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00407 |
若い大質量星は通常、高密度の大規模な分子の塊に埋め込まれて発見され、非常に不明瞭で遠いことで知られています。それらの形成過程において、重水素化は非常に早い形成段階の潜在的に良い指標と見なされます。この作業では、ortho-H$_2$D$^+$$J_{\rm{K_a、K_c}}=1_{10}$-$1_{11}$の基底状態遷移の可観測性をテストします重水素化化学を含む高質量崩壊分子コアの電磁流体力学シミュレーションを使用して、干渉計および単一皿の合成観測を実行することにより。さまざまな進化時間とソース距離（1〜7kpc）を調べて、合成観測から推定された列密度をモデルの列密度と比較するときの情報損失を推定しました。APEXのようなビームとCASAを使用した干渉観測を考慮し、ALMAアンテナの最もコンパクトな構成を想定して、単一皿の観測を模倣しました。中央集中型の密度分布の場合、高解像度のALMA観測（$\leqslant$1）の場合、カラム密度は約51％、APEX観測（17"）では最大90％と過小評価されていることがわかりました。干渉計は実際の値に近い値を取得しますが、それらの有限の空間サンプリングにより、短いベースラインがないために大規模構造からの寄与が失われます。遠くの巨大な高密度コアにおけるoH$_2$D$^+$の放出は微弱であり、それぞれ1および7kpcの距離で$\sim$1から$\sim$7時間の観測が必要になると結論付けます。最良のシナリオで14$\sigma$検出を実現します。さらに、そのような観測から得られたカラム密度は、単一皿の場合はビーム希釈の影響を受け、干渉計の場合は空間フィルタリングの影響を受けます。
低赤方偏移銀河でグローバルから空間分解まで
| Title |
From_global_to_spatially_resolved_in_low-redshift_galaxies |
| Authors |
S._F._Sanchez,_C._J._Walcher,_C._Lopez-Coba,_J._K._Barrera-Ballesteros,_A._Mejia-Narvaez,_C._Espinosa-Ponce,_A._Camps-Fari\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00424 |
銀河の構造、組成、進化に関する私たちの理解は、過去数十年で大きく改善されました。これは、主に、大規模な分光測量と画像調査に基づく新しい結果によるものです。特に、イオン化ガスの性質、そのイオン化メカニズム、恒星特性および化学組成との関係、星とガスの間のサイクルを表すスケーリング関係の存在、および対応する進化パターンが広く調査および説明されています。最近では、追加の技術、特に積分フィールド分光法の導入、およびそれらの大規模銀河調査での使用により、空間的に解決された観点からこれらの最近の結果のほとんどを再解釈する必要がありました。このレビューは、銀河の進化の解釈におけるこのパラダイムの変化をまとめて要約するための最近の取り組みを補完することを目的としています。特に、最近のレビューでは詳細にカバーされていない3つの特定の側面について説明します。（i）銀河のイオン化特性の空間的に分解された性質と、統合された量のみを考慮することによって導入される混乱。（ii）グローバルスケーリング関係の性質と空間的に解決された関係との関係。（iii）恒星集団と電離ガスの放射状勾配と特性の恒星質量と銀河形態への依存性。この目的のために、これまでに近くの宇宙にある銀河のIFSデータの最大の編集に基づいて、公開された結果を複製し、新しい結果を提示します。
DeGaS-MC：マゼラン雲の高密度ガス調査I-LMCおよびSMCに対するHCO +およびHCN（2-1）のAPEX調査
| Title |
DeGaS-MC:_Dense_Gas_Survey_in_the_Magellanic_Clouds_I_--_An_APEX_survey_of_HCO+_and_HCN(2-1)_toward_the_LMC_and_SMC |
| Authors |
M._Galametz,_A._Schruba,_C._De_Breuck,_K._Immer,_M._Chevance,_F._Galliano,_A._Gusdorf,_V._Lebouteiller,_M.Y._Lee,_S._C._Madden,_F._L._Polles,_and_T._A._van_Kempen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00431 |
星の形成を調べるには、高密度分子ガスの特性を正確に知る必要があります。大小のマゼラン雲の低い金属性と幅広い星形成活動は、局所的な物理的条件が高密度ガス貯留層にどのように影響するかを研究するための主要な実験室になります。マゼラン雲の高密度ガス調査（DeGaS-MC）プロジェクトの目的は、HCO+（2-1）とHCNで観測されたLMCとSMCを対象とすることにより、高密度ガスの特性と星形成活動の関係に関する知識を拡大することです。（2-1）遷移。APEX望遠鏡に設置されたSEPIA180装置と、13の星形成領域での追跡マッピングキャンペーンを使用して、30のLMCおよびSMC分子雲に対するポインティング調査を実施しました。この最初のペーパーでは、線の特性カタログと、ソースの統合された線強度マップを提供します。HCO+（2-1）は20で検出され、HCN（2-1）は29のポインティングのうち8つで観測されました。高密度ガスの速度パターンは、恒星の母集団から導出された見通し内速度場に従います。HCNの放出は、HCO+の放出よりも延長されません。HCO+（2-1）/HCN（2-1）の輝度温度比の範囲は1〜7で、低金属環境で一般的に見られる大きな比と一致しています。HCO+の強度が高く、HCO+/HCNのフラックス比が低くなると、より若い視界の天体が多数見つかるようになり、視線の密度が高くなります。密なガスの光度は、観測によってカバーされる2桁にわたる全赤外線光度によって追跡される星形成率と相関しますが、かなりの領域ごとの変動が観察されます。
冷却による雲の破砕問題における多相ガスの成長と構造
放射冷却を使用したクラウドクラッシング設定での高密度/低温ガスの成長の問題を再検討します。このモデルの問題は、既存の冷たい雲と、それが移動する高温で希薄な背景媒体との相互作用を捉えています。相対運動は、短い冷却時間で混合ガスの乱流境界層を生成します。雲の後流でのこの混合ガスの冷却は、銀河系周囲の媒体（CGM）や銀河/恒星/AGN流出などのさまざまなソースにおける多相ガスの遍在性を説明する可能性があります。放射冷却がない場合、冷たいガスはそれと一緒に移動する前に熱い媒体に混合されます。最近、Gronke＆Ohは、3D流体力学シミュレーションに基づいて、乱流境界層内の混合ガスの効率的な放射冷却により、冷たい雲が継続的に成長し、拡散背景から質量を取り込むことができることを示しました。彼らはそのような成長が起こるための分析的基準を提示しました-つまり、混合相の冷却時間は古典的な雲の破砕時間よりも短いです（$t_{\rmcc}=\chi^{1/2}R_{\rmcl}/v_{\rmwind}$）。最近の別の研究（Lietal。）はこの基準に矛盾し、熱風の特性に基づいたしきい値を提示しました。この作業では、放射冷却による雲の破砕の広範な3D流体力学シミュレーションを実行し、Gronke＆Ohと一致する結果を見つけます。リーら小さいボックスサイズと高解像度の組み合わせによる雲の破壊と、雲の破壊の定義による雲の破壊をご覧ください。高密度のコントラスト（$\chi$）とマッハ数が高温相の冷却時間が長いことを意味していると認識すれば、さまざまなグループの結果の間の明らかな不一致を解決できます。このようなシミュレーションは、テストのために長く実行する必要があります放射混合層での冷たい塊の成長の可能性。[要約]
M31の元素の豊富さ：内恒星ハローの特性
| Title |
Elemental_Abundances_in_M31:_Properties_of_the_Inner_Stellar_Halo |
| Authors |
Ivanna_Escala,_Evan_N._Kirby,_Karoline_M._Gilbert,_Jennifer_Wojno,_Emily_C._Cunningham,_Puragra_Guhathakurta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00529 |
低のスペクトル合成を使用して取得された巨大なステラストリーム（GSS）を含む、M31の恒星ハロー内の128の個々の赤い巨大枝星（RGB）の[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]の測定値を示します。-および中解像度のKeck/DEIMOS分光法（それぞれ$R\sim3000$および6000）。M31の恒星ハローの4つのフィールド（9、18、23、31kpcの投影半径）と、GSSの2つのフィールド（33kpc）を観察しました。既存の文献測定と組み合わせて、[Fe/H]および[$\alpha$/Fe]測定のサンプルサイズを101から合計229の個別のM31RGBスターに増やしました。このサンプルから、M31の内部ハローの化学的存在量の特性を調べ、$\langle$[Fe/H]$\rangle$=$-$1.08$\pm$0.04および$\langle$[$\alpha$/Feを見つけます。]$\rangle$=0.40$\pm$0.03。8から34kpcの間で、内部ハローは急な[Fe/H]勾配（$-$0.025$\pm$0.002dexkpc$^{-1}$）と無視できる[$\alpha$/Fe]勾配を持ち、ここで、内部ハローの下部構造は、所定の投影距離におけるハローの滑らかな成分よりも系統的に金属に富んでいます。内部の星のハローの化学的存在量は、現在のM31の矮小回転楕円体（dSph）衛星銀河の化学的存在量とほとんど一致していませんが、化学的に豊富なパターンを持つ星のハローの滑らかな成分と運動学的に関連する22個のRGB星を特定しましたM31dSphs。M31のハローの形成シナリオについて説明します。これらのdSphのような星は、同様の恒星質量と星形成の歴史、またはより高い恒星質量と同様の星形成効率の銀河から降着した可能性があると結論付けます。
| Title |
Radio_impulsive_events_in_quiet_solar_corona_and_Axion_Quark_Nugget_Dark_Matter |
| Authors |
Shuailiang_Ge,_Md_Shahriar_Rahim_Siddiqui,_Ludovic_Van_Waerbeke_and_Ariel_Zhitnitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00004 |
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）は、周波数98、120、132、および160MHzの静かな太陽コロナで\cite{Mondal-2020}インパルス無線イベントを記録しました。これらの無線イベントは、いわゆるアキシオンクォークナゲット（AQN）フレームワーク内での暗黒物質消滅イベントの直接の出現を表すことを提案します。以前、静かな太陽コロナ\cite{Zhitnitsky：2017rop、Raza：2018gpb}でのAQN消滅イベントは、元々パーカーによって\cite{Parker-1983}によって推測されたナノフレアで識別できると主張されていました。本研究では、出現頻度、時間的および空間的分布、エネルギー論、その他の関連する観測値を含む電波観測\cite{Mondal-2020}が、AQN消滅の一般的な結果とうまく一致していることを実証することにより、この主張をさらに支持します。静かなコロナでのイベント。異なる周波数帯域で相関するクラスタリング無線インパルスイベントを分析することにより、これらのアイデアをテストすることを提案します。また、すでに記録されているが\cite{Mondal-2020}によってまだ公開されていない低（80および89）MHzおよび高（179、196、217、240）MHzの周波数帯域の一般的な予測も行います。また、MWA無線信号と太陽紫外線探査機の極紫外線フォトン（「キャンプファイヤー」と呼ばれる）の記録との相互相関を調べて、この提案を支持または否定することにより、この提案をテストすることをお勧めします。
宇宙線修正ショックIIの運動シミュレーション：粒子スペクトル
| Title |
Kinetic_Simulations_of_Cosmic-Ray-Modified_Shocks_II:_Particle_Spectra |
| Authors |
Damiano_Caprioli,_Colby_C._Haggerty,_Pasquale_Blasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00007 |
拡散衝撃加速は、宇宙や天体物理学システムでエネルギー粒子を生成するための顕著なメカニズムです。このような高エネルギー粒子は、衝撃の流体力学的構造に影響を与えることが長い間予測されており、その結果、テスト粒子の予測よりもフラットなCRスペクトルにつながります。ただし、コンパニオンペーパー、CCHaggertyおよびD.Caprioli、2020、arXiv：2008.12308[astro-ph.HE]と一緒にこの作業では、自己矛盾のないハイブリッド（運動イオン-流体電子）シミュレーションを使用して最初のCR変更された衝撃が実際に急なスペクトルを生成する時間。急変は、衝撃の下流の磁気乱流に埋め込まれたCRの強化された移流によって引き起こされます。これは、「ポストカーソル」と呼ばれます。これらの結果は、超新星および超新星残骸の多波長観測と一致しており、一般に宇宙/宇宙物理学の衝撃に対して重要な現象論的な意味を持っています。
Big Glitcherの復活：NICERタイミングとPSR J0537-6910の不具合
| Title |
Return_of_the_Big_Glitcher:_NICER_timing_and_glitches_of_PSR_J0537-6910 |
| Authors |
Wynn_C._G._Ho,_Cristobal_M._Espinoza,_Zaven_Arzoumanian,_Teruaki_Enoto,_Tsubasa_Tamba,_Danai_Antonopoulou,_Michal_Bejger,_Sebastien_Guillot,_Brynmor_Haskell,_Paul_S._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00030 |
BigGlitcherとしても知られているPSRJ0537-6910は、既知の最も多発的なグリッチパルサーであり、そのスピンによって引き起こされる脈動はX線でのみ検出可能です。2017年8月から2020年4月までのNICERタイミング観測の2.7年の分析結果を示します。タイムスパン全体の回転位相接続タイミングモデルを取得します。これはLIGO/Virgoの3番目の観測実行と重複するため、この潜在的に強力な重力波放出パルサーの最も敏感な重力波検索を可能にします。グリッチ間の短期的なブレーキングインデックスは、前のグリッチから長い時間で7以下の値に向かって減少していることがわかります。NICERとRXTEのデータを組み合わせることにより、長期的なブレーキングインデックスn=-1.25+/-0.01を測定します。私たちの分析では、RXTEの終わり近くに2011年以降最初に検出された8つの新しいグリッチが明らかになり、NICERとRXTEのグリッチアクティビティの合計は8.88x10^-7yr^-1です。新しいグリッチは、RXTEデータを使用して以前に確立された、次のグリッチまでの時間一見ユニークなグリッチサイズの相関に従い、5dマイクロヘルツ^-1の勾配を持ちます。NICERがどちらかの側で2日間観察する1つのグリッチについて、グリッチに関連している可能性のあるスペクトルまたはパルスプロファイルの変化の明確な証拠を検索しますが、表示しません。
ChandraとNICERを使用したPSR J1813-1749の適切な動き、スペクトル、タイミング
| Title |
Proper_motion,_spectra,_and_timing_of_PSR_J1813-1749_using_Chandra_and_NICER |
| Authors |
Wynn_C._G._Ho,_Sebastien_Guillot,_P.M._Saz_Parkinson,_B._Limyansky,_C.-Y._Ng,_Michal_Bejger,_Cristobal_M._Espinoza,_B._Haskell,_Gaurava_K._Jaisawal,_C._Malacaria |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00031 |
PSRJ1813-1749は、回転エネルギーを利用した最もエネルギーの高いパルサーの1つで、パルサー風星雲（PWN）とガンマ線およびTeV放出を生成しますが、そのスピン周期はX線でしか測定できません。10年以上離れた2つのChandraデータセットと最近のNICERデータの分析を示します。Chandraデータの長いベースラインにより、パルサー固有運動mu_R.A。=-（0.067"+/-0.010"）yr^-1およびmu_decl。=-（0.014"+/-0.007"）yr^を導出できます-1および速度v_perp〜900-1600km/s（距離d=3-5kpcと仮定）、ただし、PWNの輝度構造の非常に近くの変化による測定されたパルサー位置の変化への寄与は除外できませんパルサー。吸収力の法則を使用してPWNとパルサースペクトルをモデル化し、最適な吸収NH=（13.1+/-0.9）x10^22cm^-2、フォトンインデックスガンマ=1.5+/-0.1、および0.3-10keVを取得しますPWNおよびGamma=1.2+/-0.1の明度Lx〜5.4x10^34erg/s（d/5kpc）^2およびPSRJ1813のLx〜9.3x10^33erg/s（d/5kpc）^2-1749。これらの値は、2006年と2016年の観測値の間で変化しません。2019年のNICER観測を使用して、スピン周波数nu=22.35Hzおよびスピン周波数時間微分nudot=（-6.428+/-0.003）x10^-11Hz/sのPSRJ1813-1749のタイミングモデルを取得します。2009-2012のnu測定値と2019年の値も当てはめ、長期的なスピンダウンレートnudot=（-6.3445+/-0.0004）x10^-11Hz/sを見つけます。スピンダウン率の違いは、グリッチアクティビティまたは発光モードの切り替えによるものと推測します。
アクティブ銀河核の多波長特性のフォワードモデリング：X線およびWISE中赤外サンプルへの応用
| Title |
Forward_modeling_the_multiwavelength_properties_of_Active_Galactic_Nuclei:_application_to_X-ray_and_WISE_mid-infrared_samples |
| Authors |
Antonis_Georgakakis_(NOA),_Angel_Ruiz_(NOA),_Stephanie_M._LaMassa_(STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00060 |
経験的フォワードモデリングフレームワークは、アクティブ銀河核（AGN）の多波長特性を解釈し、電磁スペクトルのさまざまな部分で選択されたサンプルの重複と不完全性に関する洞察を提供するために開発されました。モデルの中核は、X線で選択されたAGNによる銀河の占有に関する観測的に導出された確率です。これらは、恒星質量関数から引き出された模擬銀河に降着イベントをシードし、それらを恒星とAGNの放射成分の両方を表すスペクトルエネルギー分布に関連付けるために使用されます。このアプローチは、X線とWISEの中赤外線AGN選択方法の間の相補性を研究するために使用されます。最初に、X線とWISEAGNの基本的な観測特性（マグニチュード、赤方偏移分布）がモデルによって適切に再現されることを示します。次に、WISE選択の汚染レベルを推測し、これが赤方偏移z<0.5の非AGNによって支配されていることを示します。これらは、色に影響を与える測光の不確実性のために、WISEAGN選択ウェッジに散乱する星形成銀河です。私たちのベースラインモデルは、WISEバンドのコンプトンの厚い限界を超えて、非常に覆い隠されたAGNの数密度の急激な低下を示しています。モデルは、観測と比較して、WISEAGN選択ボックス内のX線関連の割合を1.5倍に過大予測します。これは、モデルでは再現できない、X線のかすかな線源の集団を示唆しています。この不一致は、非常に覆い隠されているか、本質的にX線の弱いAGNのコンテキストで説明されています。後者を支持する証拠が見つかりました。
| Title |
A_General_Overview_for_Localizing_Short_Gamma-ray_Bursts_with_a_CubeSat_Mega-Constellation |
| Authors |
Fadil_Inceoglu,_Nestor_J._Hernandez_Marcano,_Rune_H._Jacobsen,_Christoffer_Karoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00078 |
{\itFermiGamma-RaySpaceTelescope}のガンマ線バーストモニター（GBM）が初めて、2017年に重力波信号GW170817を伴う短いガンマ線バースト（SGRB）信号を検出しました。検出と重力波とガンマ線源の位置特定により、他のすべての宇宙ベースおよび地上ベースの観測所が電磁スペクトル全体でそのキロノバと残光を測定し、天文学の新時代、いわゆるマルチメッセンジャー天文学が始まりました。したがって、確認された重力波の対応物としての短いガンマ線バーストの位置特定は、観測所がこれらの爆発に関連するキロノバと残光を測定できるようになるため、非常に重要です。私たちの結果は、StellarObservationsNetworkGroup（SONG）などの天文台の自動ネットワークを、相互接続されたCubeSatの相互接続されたマルチホップ配列（IMPACT）と組み合わせて、SGRBをローカライズできることを示しています。IMPACTは$\sim$80CubeSatのメガコンステレーションであり、それぞれに超高時間分解能のガンマ線検出器が搭載されており、50〜300keVのエネルギー範囲で全天調査を実施し、必要なデータを迅速にダウンリンクします。検出されたSGRBの地上局への高精度の位置特定。さらに、SGRB信号の受信から地上局のオフロードまでの伝播および伝送の遅延を分析して、コンステレーションデザイン、リンク、およびプレーンあたりの衛星、データレート、消失訂正コードなどのコーディングゲインなどのネットワークパラメーターの影響を検討します。IMPACTは、SGRBのほぼリアルタイムのローカリゼーションを$\sim$5秒の遅延で提供し、SONG望遠鏡がマルチメッセンジャー天文学を追求し、これらのイベントの基礎となる物理学を解読する取り組みに参加できるようにします。
現在のニュートリノ望遠鏡のためのブレザーフレアの検出可能性について
| Title |
On_the_Detection_Potential_of_Blazar_Flares_for_Current_Neutrino_Telescopes |
| Authors |
M._Kreter,_M._Kadler,_F._Krau{\ss},_K._Mannheim,_S._Buson,_R._Ojha,_J._Wilms_and_M._B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00125 |
Blazarジェットは極端な環境であり、紫外光子場との相対論的陽子相互作用により、フォトピオン生成が生じる可能性があります。個々の高エネルギーニュートリノとブレザーフレアの信頼性の高い関連付けは、空間的および時間的に一致する検出を介して達成できます。2017年、トラックのような非常に高エネルギーのニュートリノイベントIC170922Aが、ブレーザーTXS0506+056からの$\gamma$線放出の増加と一致することがわかり、最も有望なニュートリノ点源候補が特定されました。はるか。\textit{Fermi}/LAT観測の最初の6.5年間に観測された明るい短期のブレザーフレアの広帯域パラメーター化に基づいて、IceCubeで検出できるニュートリノイベントの予想数を計算します。ほとんどの個々のブレザーフレアの統合されたkeVからGeVへのフルエンスは、IceCubeで1つ以上のニュートリノを検出するための実質的なポアソン確率を生成するには小さすぎることがわかります。個々のブレザーフレアからの潜在的に検出可能な高エネルギーニュートリノのサンプルはかなり小さいことを示します。さらに、ブレザー3C279とPKS1510$-$089が、明るく短期的なブザーフレアからの全天ニュートリノの予測を支配していることを示しています。最後に、IceCubeとKM3NeTの将来のデータ非盲検化でより重要な関連を検索するための戦略について説明します。
動的に形成されたブラックホールバイナリ：クラスター内と排出された合併
| Title |
Dynamically_Formed_Black_Hole_Binaries:_In-Cluster_Versus_Ejected_Mergers |
| Authors |
Oliver_Anagnostou,_Michele_Trenti,_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00178 |
レーザー干渉計重力波天文台（LIGO）によって検出されたブラックホールバイナリ（BHB）合併の増加により、コンパクトバイナリの形成を支配する物理プロセスと天体物理学的条件の前例のない特性化が可能になる可能性があります。この論文では、恒星の進化、重力ブレーキ、重力による軌道崩壊を含む、N<=200,000の粒子を使用した最新の58の直接N体シミュレーションによる高密度星団におけるBHBの動的形成の調査に焦点を当てます。放射線と銀河の潮汐相互作用。シミュレーションには、原始連星の存在を含む、典型的な若い球状星団を表す一連の初期条件が含まれます。システムは、約12Gyrでシミュレーションされます。データセットは117のBHB重力波イベントを生成し、97のバイナリがホストクラスター内でマージされ、20が排出された後にマージされます。排出されたすべてのBHBの8％だけが、宇宙の時代の中で合流します。このマージするサブセット内のシステムは、このパラメータの組み合わせにより重力放射の放出が大きくなるため、分離が小さくなり、偏心が大きくなる傾向があります。バイナリの質量とクラスターの古さの間の反相関など、モンテカルロシミュレーションからの既知の傾向を確認します。さらに、クラスター内と排出された合併の間の質量比分布の低い値での違いを初めて強調表示します。ただし、結果は重力波の反動の強さに関する仮定に依存するため、クラスター内の合併はかなりの信頼度で除外できません。観測されたイベントの発生源を制約するには、BHB合併のより充実したカタログとN体シミュレーションのより広範なライブラリが必要です。
Swift J1818.0-1607の時間的およびスペクトル的進化のNICER観測：マグネターと回転動力パルサー間のミッシングリンク
| Title |
NICER_Observation_of_the_Temporal_and_Spectral_Evolution_of_Swift_J1818.0-1607:_a_Missing_Link_between_Magnetars_and_Rotation_Powered_Pulsars |
| Authors |
Chin-Ping_Hu,_Beste_Begicarslan,_Tolga_Guver,_Teruaki_Enoto,_George_Younes,_Takanori_Sakamoto,_Paul_S._Ray,_Tod_E._Strohmayer,_Sebastien_Guillot,_Zaven_Arzoumanian,_David_M._Palmer,_Keith_C._Gendreau,_C._Malacaria,_Zorawar_Wadiasingh,_Gaurava_K._Jaisawal,_Walid_A._Majid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00231 |
新たに発見されたマグネターSwiftJ1818.0-1607の軟X線の時間的およびスペクトル進化の硬X線バーストと最初の約100日間のNICERモニタリングについて報告します。バーストプロパティは、$T_{90}=10\pm4$msの持続時間と$kT=8.4\pm0.7$keVの温度を持つ典型的なマグネターです。2〜8keVのパルスは、パルスの割合が30％から43％に時間とともに増加する、広い単一のピークプロファイルを示します。NICERの観測では、$\dot{\nu}$が不規則に10倍に変動する強力なタイミングノイズが明らかになり、平均の長期的なスピンダウンレートは$\dot{\nu}=（-2.48\pm0.03）\times10^{-11}$〜s$^{-2}$は、$2.5\times10^{14}$Gの赤道表面磁場と$\sim$470年の若い特徴的な年齢を意味します。MJD58928.56で大きなスピンアップグリッチが検出され、その後MJD58934.81で候補のスピンダウングリッチが検出されますが、付随する磁束の強化はありません。Swift〜J1818.0-1607の持続的な軟X線スペクトルは、約1keVの吸収された黒体としてモデル化できます。NICER観測キャンペーンで、モデル化された放出領域が約30％減少する一方で、その流束は約60％減少しました。この減少は、パルスフラクションの増加と相まって、中性子星表面のホットスポットの縮小を示しています。6.5kpcの距離を想定して、スピンダウン光度$7.2\times10^{35}$erg/sよりも低いピーク1.9X回の光度$1.9\times10^{35}$erg/sを測定します。その静止時の熱光度は$\lesssim1.7\times10^{34}$erg/sであり、標準的な若いマグネターよりも低くなっています。SwiftJ1818.0-1607は、通常のマグネターと高磁場回転駆動パルサーとの間の重要なリンクであると結論付けています。
エネルギーフレアイオンからのパイ中間子崩壊ガンマ線のFLUKAシミュレーション
| Title |
FLUKA_Simulations_of_Pion_Decay_Gamma-radiation_from_Energetic_Flare_Ions |
| Authors |
A_L_MacKinnon_(1),_S._Szpigel_(2),_G._Gimenez_de_Castro_(2,3),_J_Tuneu_(2)_((1)_University_of_Glasgow,_Glasgow,_UK,_(2),_Universidade_Presbiteriana_Mackenzie,_S\~ao_Paulo,_Brazil,_(3)_UBA/CONICET,_Buenos_Aires,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00414 |
>10MeVの光子エネルギーでのガンマ線連続体は、太陽で>0.2-0.3GeV/核子イオンに関する情報を生成します。汎用のモンテカルロコードFLUKA（FLUktuierendeKAskade）を使用して、厚いターゲットソースと薄いターゲットソースに注入されたイオンの輸送、パイ中間子やその他の二次粒子を生成する核プロセス、および大気からの光子の脱出をモデル化します。一次イオン速度分布と線源領域に関するさまざまな仮定を使用して計算された光子スペクトルの例を示します。FLUKAが以前の処理と一致してパイ中間子崩壊光子放射率の結果を与えることを示します。二次生成物の方向性、ならびにコンプトン散乱および太陽を脱出する前の光子のペア生成を通じて、予測されるスペクトルは視野角に大きく依存します。100MeV範囲の光子スペクトルの詳細は、一次イオンの角度分布とそれらが相互作用する深さを制約する場合があります。入射イオンのエネルギーと角度分布、および視野角についてさまざまな仮定を立てて作成された一連の厚いターゲットスペクトルを表示します。イオンが非常に強く下向きにビームされる場合、またはイオンエネルギーが1GeV/核子をはるかに超えて拡大しない場合、光子スペクトルはイオン分布の詳細に非常に影響を受けません。最も単純な仮定のもとでは、ディスクの中心付近で観測されたフレアは、1GeVの光子エネルギーを超える大きな放射を示すべきではありません。2010年6月12日のフレアからのフェルミ大面積望遠鏡データへの適用例を示します。
GRB 160625B：ガウス型ジェットの証拠
| Title |
GRB_160625B:_Evidence_for_a_Gaussian-Shaped_Jet |
| Authors |
Virginia_Cunningham,_S._Bradley_Cenko,_Geoffrey_Ryan,_Stuart_N._Vogel,_Alessandra_Corsi,_Antonino_Cucchiara,_Andrew_S._Fruchter,_Assaf_Horesh,_Tuomas_Kangas,_Daniel_Kocevski,_Daniel_A._Perley,_and_Judith_Racusin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00579 |
残光Pythonパッケージのマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用して、長いガンマ線バーストGRB160625Bからの残光の多波長モデリングを提示します。GRB160625Bは非常に明るいバーストで、無線周波数からガンマ線周波数までの豊富な観測セットがあります。これらの観察の範囲は、0.1日から1000日を超えるため、このイベントはこのようなモデリングに非常に適しています。この作業では、GRBジェットのコリメーション角度、視野角、およびその他の物理パラメーターの最適値を見つけるために、トップハットとガウスジェット構造タイプを比較します。従来のシルクハットモデルよりもガウス型のジェット（2.7〜5.3シグマ）が好ましいことがわかりました。バーストの開口角度の推定値は、ジェット形状モデルに応じて、1.26〜3.90度の範囲です。また、ジェットの形状、視野角、特に電子の関与率に関する仮定が、GRBの固有エネルギー放出の最終的な推定と、その結果生じる相対論的流出のエネルギー収支に与える影響についても説明します。最も注目に値するのは、参加率を変化させると、相対論的エネルギーの推定合計が約$10^{53}$エルグになることです。これは、合計の割合が1であると想定されている場合よりも2桁大きいため、このパラメーターは、長いGRB中央エンジン、サークバーストメディアの詳細、およびホスト環境に制約を課すことに強い関連性があります。
極低温彗星サンプルリターン
| Title |
Cryogenic_Cometary_Sample_Return |
| Authors |
Andrew_J._Westphal,_Larry_R._Nittler,_Rhonda_Stroud,_Michael_E._Zolensky,_Nancy_L._Chabot,_Neil_Dello_Russo,_Jamie_E._Elsila,_Scott_A._Sandford,_Daniel_P._Glavin,_Michael_E._Evans,_Joseph_A._Nuth,_Jessica_Sunshine,_Ronald_J._Vervack_Jr,_Harold_A._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00101 |
彗星は、原始太陽系星雲の外側領域で形成された可能性が高く、原始太陽系前物質、外側ディスクに存在する揮発性物質、およびディスク全体からのより耐火性の物質を組み込んで保存しました。揮発性物質（すなわち、氷と同伴ガス）のサンプルが、彗星核の他の成分とともに戻ることにより、多くの主要な科学的機会が生まれます。私たちは鉱物学/岩石学のレンズを通して氷を考えることに慣れていませんが、極低温では、氷は他の岩石物質の鉱物成分と見なすことができます。これは、TerraIncognitaです。自然の極低温（数10K）環境のサンプルは、どのような状況でも前例のないものです。現在、これらの物質の性質については、微視的なスケールでしか推測できません。そのようなサンプルは、初期の太陽系星雲に存在する原始的なガスと氷を比類のない形で提供し、星雲の気相とガス粒子化学への洞察を可能にします。彗星のサンプルの難溶性成分との微視的、岩石学的関係における氷の性質を理解することで、それらの関係と相互作用の研究、および小さな氷体上の進化過程の研究が可能になります。前回の2013-2022惑星10年調査には、そのようなミッションの科学的重要性を考慮して、フラグシップクラスの極低温彗星核サンプル帰還ミッションの調査が含まれていました。しかし、重要なテクノロジーが未成熟であることもあり、前回の10年間の調査では飛行は推奨されませんでした。10年経った今でも、ミッションの科学的重要性は残っており、関連する技術的進歩が飛行用と実験室用の両方のクライオ機器で行われています。そのような使命は次の10年間に行われるべきである。
大規模な恒星パラメーター推論のためのパイプラインであるSPInS：年代測定、重み付け、星のサイズアップなどのための公開Pythonツール
| Title |
SPInS,_a_pipeline_for_massive_stellar_parameter_inference:_A_public_Python_tool_to_age-date,_weigh,_size_up_stars,_and_more |
| Authors |
Yveline_Lebreton,_Daniel_Roy_Reese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00037 |
恒星パラメータは、太陽系外惑星の特性評価から銀河考古学に至るまで、さまざまな状況で必要です。中でも、星の年齢は直接測定できませんが、質量と半径は特定の場合（バイナリシステム、干渉法）で測定できます。恒星の年齢、質量、半径は、適切な手法によって恒星の進化モデルから推測する必要があります。SPInSという名前のPythonツールを設計しました。これは、一連の測光、分光、干渉、および/または天体観測の制約を取得し、恒星モデルのグリッドに依存して、特に星の年齢、質量、半径、およびエラーバーと相関関係を提供します。専用のWebサイトを介して、コミュニティがツールを利用できるようにします。SPInSは、ベイジアンアプローチを使用して、一連の古典的制約から恒星パラメーターのPDFを検索します。コードの中心には、MCMCソルバーと、事前に計算された恒星モデルグリッド内の補間が組み合わされています。IMFやSFRなどの事前確率を考慮することができます。SPInSは、バイナリシステムや星団のメンバーなど、単一の星または同時代の星を特徴付けることができます。ヘルツスプルングラッセル線図上に広がる星を調べることにより、SPInSの機能を説明します。次に、いくつかのカタログで星の年齢と質量を推定し、それらを文献の結果と比較することで、ツールを検証します。年齢と質量に加えて、SPInSは半径、表面重力、地震指数などの派生量を効率的に提供できることを示しています。私たちは、SPInSが年月日を取り、共通の年齢と化学組成を共有する同時代の星を特徴付けることができることを示しています。SPInSツールは、Gaia、Kepler、TESS、PLATOなどの宇宙ミッションによって期待される、またはすでに提供されている豊富なデータなど、大規模な調査の結果を準備および解釈するのに非常に役立ちます。
ソーラーネイバーフッド。 XLVI。新しいMドワーフバイナリとその軌道アーキテクチャを明らかにする
| Title |
The_Solar_Neighborhood._XLVI._Revealing_New_M_Dwarf_Binaries_and_their_Orbital_Architectures |
| Authors |
Eliot_Halley_Vrijmoet,_Todd_J._Henry,_Wei-Chun_Jao,_Serge_B._Dieterich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00121 |
CTIO/SMARTS0.9-mのRECONSプログラムからの20年の天文学データを使用して、太陽近傍の複数の星系に対する新しい洞察を提供します。210のシステムに新しいパララックスを提供し、2.49年から16.63年の9つの高品質の天文軌道を導き出します。RECONSからの合計542のシステムの視差を使用して、25パーセク内のシステムをGaiaDR2と比較し、DR2の結果から未解決の天文学の倍数を選択するための基準を定義します。DR2の25個以内の4つの未解決のマルチスターレッドドワーフシステムのうち3つにparallax_error$\geq0.32$mas、astrometric_gof_al$\geq56$、astrometric_excess_noise_sig$\geq108.0$、ruwe$\geq2.0$、長期RECONSの結果とは$\sim$10％以上異なる視差。これらの基準は、連星系を求める研究から惑星探査のために単一の星を対象とする取り組みまで、近くの星を対象とするあらゆる作業に幅広い用途があります。
電磁流体力学的加熱プロファイルからのナノフレア診断
| Title |
Nanoflare_Diagnostics_from_Magnetohydrodynamic_Heating_Profiles |
| Authors |
Kalman_J._Knizhnik,_Will_T._Barnes,_Jeffrey_W._Reep,_Vadim_M._Uritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00132 |
コロナ加熱のナノフレアパラダイムは、太陽コロナにおける数百万度の高温ループの存在を説明するのに非常に有望であることが証明されています。このパラダイムでは、局所的な加熱イベントにより、太陽大気を観測温度まで加熱するのに十分なエネルギーが供給されます。ただし、このプロセスを厳密にモデル化することは困難です。これは、磁場の動特性と再結合、および磁気摂動に対するプラズマの応答の両方を正確に処理する必要があるためです。この論文では、光球運動によって駆動されるコロナ活動領域プラズマの完全に3Dの電磁流体力学（MHD）シミュレーションとコロナループの空間平均の時間依存流体力学（HD）モデリングを組み合わせて、観測と定量的に比較できる物理的に動機付けされた観測値を取得します。活性領域コアの測定。再接続された磁力線の動作をMHDシミュレーションから取得し、それらを使用してHDモデルにデータを入力し、プラズマの熱力学的進化と、その後の放出測定分布を取得します。MHDモデルの光球駆動は、非常に低い周波数のナノフレア加熱のみを生成することがわかります。これは、低温放出測定勾配によって測定されるアクティブ領域のコア観測の全範囲を説明できません。さらに、集団行動を示す磁力線の空間的および時間的分布を計算し、隣接する磁力線のクラスターで発生するランダムな通電が原因でループが発生することを主張します。
ガイアとunWISE Iの明るい白色矮星の周りの赤外線の超過
白色矮星の周りの過剰な赤外線放射の研究は、主系列シーケンスを超えた惑星系と低質量星の進化に重要な制約を提供します。このペーパーシリーズでは、赤外線が過剰な明るい白色矮星の特定と特性評価に焦点を当てます。ここでは、GaiaとunWISEからの188の赤外線過剰候補を紹介します。そのうち147は新しい発見です。このサンプルをさらに特性化すると、白色矮星の破片円盤と低質量の伴侶を持つ白色矮星の現在のリストが大幅に増える可能性があります。
ニュートリノ磁気モーメントによる赤い塊星中のリチウムの増強
| Title |
Enhancement_of_Lithium_in_Red_Clump_Stars_by_the_Neutrino_Magnetic_Moment |
| Authors |
Kanji_Mori,_Motohiko_Kusakabe,_A._Baha_Balantekin,_Toshitaka_Kajino,_Michael_A._Famiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00293 |
7Liは低温で容易に破壊されるため、星が進化するにつれて表面のリチウム存在量は減少します。これは、ほとんどの赤い巨人の大気で観察されたリチウムの枯渇によってサポートされています。しかし、最近の研究では、ほとんどすべての赤い塊星は、リチウムの存在量A（Li）>-0.9が高く、これは低質量の恒星進化の標準理論では予測されていません。観測とモデルの間の不一致を調整するために、ニュートリノ磁気モーメントによって引き起こされる追加のエネルギー損失を考えます。Cameron-Fowlerメカニズムによる7Be生成のため、熱塩混合の標準モデルでもA（Li）は赤い巨大分岐の先端近くでわずかに増加しますが、結果として得られる7Liの存在量は観測値よりはるかに低くなります。ニュートリノ磁気モーメントが呼び出されると、7Beの生成がより活発になることがわかります。これは、モハリン混合がより効率的になり、ヘリウムフラッシュの遅延により重いヘリウムコアが形成されるためです。（2-5）*10^{-12}mu_Bのニュートリノ磁気モーメントが適用されると、矛盾が緩和されます。ここで、mu_Bはボーア磁子です。
3DCOREおよび近似ベイズ計算を使用したコロナ質量放出フラックスロープシグネチャの分析
| Title |
Analysis_of_coronal_mass_ejection_flux_rope_signatures_using_3DCORE_and_approximate_Bayesian_Computation |
| Authors |
Andreas_J._Weiss,_Christian_M\"ostl,_Tanja_Amerstorfer,_Rachel_L._Bailey,_Martin_A._Reiss,_J\"urgen_Hinterreiter,_Ute_A._Amerstorfer,_Maike_Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00327 |
コロナマス放出フラックスロープをモデル化するための3Dコロナルロープ放出（3DCORE）技術の主要な更新を、モデルをその場の磁場測定に適合させるために使用される近似ベイズ計算（ABC）アルゴリズムと組み合わせて提示します。モデルは、太陽圏内で自己相似的に拡大し、太陽風環境との単純化された相互作用の影響を受け、埋め込まれた分析磁場に沿って移動する、経験に基づいたトーラスのような磁束ロープ構造を想定しています。改善された3DCORE実装により、ABC逐次モンテカルロ（SMC）アルゴリズムを使用してグローバルな最適モデルパラメーターを見つけるために使用する非常に大規模なアンサンブルシミュレーションを生成できます。このアルゴリズムを使用すると、磁場測定の不確実性に関するいくつかの基本的な仮定の下で、単一の現場観察のみを使用してモデルパラメータの不確実性に関する推定をさらに生成できます。フィッティング手順の実装の有効性を証明するために、モデルを合成的に生成された測定に適用します。また、2018年11月12日の0.25AUでの太陽の最初のフライバイの直後に、モデルの範囲内でパーカーソーラープローブ（PSP）によってキャプチャされたイベントの簡単な分析を示します。提示されたツールセットは、複数の宇宙船によってキャプチャされたイベントの分析に簡単に拡張でき、そのようなイベントの調査を容易にします。
ソーラーダイナミクス天文台からの同時画像で、ソーラーオービターの「キャンプファイヤー」の外観を紹介します。また、SDOデータベースの他の場所にもそのような機能を示しています。私はそれらを詳細に示し、それらの性質について議論します。
若い星からのジェット
ジェットは宇宙のいたるところにあり、このボリュームで示されているように、多数の天体物理学の物体から見られます。いくつかの理由、特にそれらの近接性とそれらの特性を決定する診断の豊富な範囲のために、若い星からのジェットとそれに関連する流出は、ジェットが一般的に生成される方法と、流出とその降着円盤。最近、ジェットが周囲の原始惑星系円盤から角運動量を取り除き、それによって降着を進めることを可能にする星形成プロセスの基本であることが明らかになりました。さらに、惑星の形成は以前に考えられていたよりもはるかに早く始まるという認識により、ジェットは初期の環境特性を決定することによって惑星を偽造するのにも役立ちます。これは、いわゆる地球型惑星形成ゾーン内で特に当てはまるようです。ここでは、アルマ望遠鏡、スピッツァー、ハーシェル、HSTなどの宇宙観測所、LOFARやVLAなどのラジオ設備などの新しい設備から大きな恩恵を受けた若い星からのジェットの観測結果を確認します。CHARAやGRAVITYのような干渉計は、それらがどのように打ち上げられるかを解決することに浸透し始めており、JWSTとSKAが稼働するときに、この現象の理解に明るい未来が期待できます。さらに、若い星からのジェットがどのように生成されると考えられているか、および観測がこれらのさまざまなオプションから選択するのにどのように役立つかについて、さまざまな電磁流体力学モデルを調べます。
平方キロメートルアレイによる原始惑星系円盤の観察-I.惑星の形成によって引き起こされる小石の下部構造の特徴
| Title |
Observing_protoplanetary_discs_with_the_Square_Kilometre_Array_--_I._Characterising_pebble_substructure_caused_by_forming_planets |
| Authors |
John_D._Ilee_(1),_Cassandra_Hall_(2,3,4),_Catherine_Walsh_(1),_Izaskun_Jim\'enez-Serra_(5),_Christophe_Pinte_(6,7),_Jason_Terry_(3,4),_Tyler_Bourke_(8)_and_Melvin_Hoare_(1)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leeds,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Georgia,_(4)_Center_for_Simulational_Physics,_The_University_of_Georgia,_(5)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Centro_de_Astrobiolog\'ia_CSIC-INTA,_(7)_Univ._Grenoble_Alpes,_CNRS,_(8)_SKA_Organisation,_Jodrell_Bank) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00562 |
mm波長（数auのスケール）でのディスクの高角度分解能の観測は現在では一般的ですが、cm波長での観測に匹敵する角度分解能の現在の欠如があります。これは、惑星の形成、特にダスト粒子がmmからcmのサイズにどのように成長するかを理解する上で大きな障害となります。このホワイトペーパーでは、平方キロメートルアレイ（SKA）が若い惑星形成円盤内の塵の下部構造をcm波長で観察する能力を調べます。ダストの流体力学と連続体放射伝達を使用して、ディスク内の1cmのダスト粒子（または小石）の分布と放出を予測し、12.5GHzの周波数で現在のSKA1-MID設計ベースラインで連続体観測をシミュレーションします（バンド5b、約2.4）cm）5-10auスケール。SKAは、合計で数百時間の積分時間で、ディスク内のcmダスト放出下部構造の高忠実度の観測を提供します。放射状構造は、十分な解像度とS/Nで、画像平面での方位角平均により、より短い（数十時間）積分時間から取得できます。可視性平面で直接強度分布をモデル化することにより、高忠実度イメージングに必要な時間よりも1〜2桁短い積分時間での観察から、同様のレベルの（軸対称）構造詳細を復元できます。私たちの結果は、SKA1-MIDが原始惑星系円盤の小石である惑星を構築するための原料の分布と形態に重要な制約を与えることを示しています。
Robo-AOイメージングを使用した分光-バイナリー多重度特性の評価
| Title |
Assessing_Spectroscopic-Binary_Multiplicity_Properties_Using_Robo-AO_Imaging |
| Authors |
Stefan_Laos,_Keivan_G._Stassun,_Robert_D._Mathieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00575 |
KittPeak2.1m望遠鏡でRoboticAdaptiveOpticsシステム（Robo-AO）が取得した0.75ミクロンのイメージングデータに基づいて、60の太陽型分光バイナリの高次多重度の結果を示します。私たちのコントラスト曲線は、1秒角の間隔で最大5等の感度を示しています。バイナリ全体の62％の第3の仲間を見つけますが、この割合は内部のバイナリ軌道周期の強力な関数です。P_{binary}>30日の場合は〜47％からP_{binary}<=5日の場合は〜90％までの範囲です。同様に、Robo-AOで観測されたケプラー食連星の二次サンプルで、短周期連星の三次随伴頻度が増加していることがわかります。ガイア距離を使用して、各三次コンパニオンの上限軌道周期を推定し、フィールド内のシステムと星形成領域内のシステムの三次対二元周期比を比較します。まとめると、これらの結果は、3体相互作用からの角運動量移動のさらなる証拠を提供し、結果として、プレメインシーケンスからフィールドエイジまで広がる3次の緊密なバイナリが生成されます。
SS 433：ディスク光球からのC II放出
銀河マイクロクエーサーSS433はバイナリシステムのメンバーですが、コンポーネントの軌道速度に関するデータが不足しています。7231および7236オングストロームのCIIダブレットの輝線は、2つの軌道サイクルにわたって毎晩追跡されています。スペクトルは、これらのラインがコンパニオンに隠れていることを確認し、コンパクトオブジェクトの軌道速度の測定値を抽出するのに十分です。線はディスクの光球に形成されます。この速度は176プラス/マイナス13km/sです。XSHOOTERの方が優れているでしょうか？
閉じ込めゲージ理論で複合状態として生じる軽いフェルミオンは、フェルミオン数の保存により安定しています。これは、基本的なDMと同様に動作するダークマター候補につながりますが、宇宙論的安定性は理論の偶発的な対称性から自動的に発生します。SMの下でDMが請求される「tHooft異常マッチング条件」に基づく明示的なモデルを提示します。たとえば、SU（2）$_L$の随伴表現とトリプレットにフェルミオンがあるSU（N）ゲージ理論は、複数の"Wino"トリプレットからなるDMを生成し、SO（N）ゲージ理論は$N_F=N-4$フレーバーはニュートラリーノのようなシステムまたはSM5つ組を生成します。複合効果は現象学を決定するために重要です。
| Title |
Phase_effects_from_strong_gravitational_lensing_of_gravitational_waves |
| Authors |
Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Daniel_E._Holz,_Wayne_Hu,_Macarena_Lagos_and_Robert_M._Wald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.12814 |
2つ以上の重力波（GW）イベントが同じソースのレンズ画像である確率を評価するには、レンズ画像の特性を理解する必要があります。波の影響を無視できる十分に短い波長の場合、レンズ付き画像は一般に、レンズ化仮説で考慮する必要がある固定された相対位相シフトを持ちます。四重極放射が支配的な非歳差運動の円形バイナリでは、これらのレンズの位相シフトは、合体位相または検出器のシフトと方向角の傾き依存シフトのいずれかで縮退します。この縮退は、前者に$|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。
静的非最小結合巨大スカラー場で作られた空間的に規則的なボソン星のゴーゴー定理
| Title |
No-go_theorem_for_spatially_regular_boson_stars_made_of_static_nonminimally_coupled_massive_scalar_fields |
| Authors |
Shahar_Hod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2008.13384 |
重力への非最小結合を伴う静的な空間的に規則的な大規模スカラーフィールドが、球対称の漸近的に平坦な水平線物質構成を形成できないという事実を明らかにするコンパクトな定理を提示します。特に、ノーゴー定理は、時空の曲率と巨大なボソン場の間の結合を定量化する物理パラメーター$\xi$の一般的な値を持つ静的なスカラー場で作られたボソン星の存在を除外します。
| Title |
The_response_of_ultralight_dark_matter_to_supermassive_black_holes_and_binaries |
| Authors |
Lorenzo_Annulli,_Vitor_Cardoso,_Rodrigo_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00012 |
スカラー場は、ボソン星やQボールなどの閉じ込められた構造を生じさせる可能性があります。これらのオブジェクトは興味深い架空の新しい「ダークマタースター」ですが、フィールドが超軽量の場合のダークマターハロの適切な説明でもあります。ここでは、外部物質（星、惑星、ブラックホール）の近くで励起されたときの、このような閉じ込められたボソン構造の動的応答を調べます。このような摂動因子は、ボソニック構成を突っ込んでいるか、単に周期的なソースとして機能するかのどちらかです。私たちの設定は、銀河中心でのバリオン物質の崩壊により、巨大な物体が「キック」を受けた直後に、巨大なブラックホールと周囲の環境との間の相互作用を効率的に表すこともできます。また、ハロー内のインスピレーションを与えるバイナリへの反応として暗黒物質の枯渇を描写しています。総エネルギー損失、およびこれらのプロセス中に放射される線形および角運動量を計算し、これらのバックグラウンドで移動体に作用する動的摩擦の最初の自己矛盾のない計算を実行します。ニュートンボソンスター（NBS）の中心にある超大質量ブラックホールへの重力崩壊には、周囲のコアの小さな変化が伴うことを示しています。NBSは最終的に追加されますが、天体物理学パラメータのハッブルスケールよりも数倍だけ大きいです。ステラまたは超大容量のバイナリは、NBSからスカラーを「かき混ぜて」排出できます。LIGOバンドまたはLISAバンドのバイナリの場合、合体に近く、スカラー放出は、主要な四重極項に対して$-6$PNの先頭で波形に影響します。係数が小さすぎるため、次世代の干渉計で検出できません。私たちの結果は、ブラックホールまたは星とそれらが住んでいる超軽量暗黒物質環境との間の相互作用の完全な図を提供します。
大きなレプトンフレーバーの非対称性に対する宇宙のQCD遷移
| Title |
The_cosmic_QCD_transition_for_large_lepton_flavour_asymmetries |
| Authors |
Mandy_M._Middeldorf-Wygas,_Isabel_M._Oldengott,_Dietrich_B\"odeker,_Dominik_J._Schwarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00036 |
大規模なレプトンフレーバーの非対称性が宇宙のQCD遷移に与える影響を調べます。等しくないレプトンフレーバーの非対称性のシナリオは、観測的にほとんど制約がなく、したがって、宇宙のQCD遷移の性質を研究するためにまったく新しいパラメーター空間を開きます。非常に大きな非対称性については、現在の方法に2つの制限があることを指摘します。すなわち、パイ中間子のボーズ・アインシュタイン凝縮の形成の可能性と、この研究で適用されるテイラー展開の信頼性です。
重力波データの時間-周波数分析
重力波検出器からのデータは、重力波信号に加えて無数のノイズ源からの寄与を含む時系列として記録されます。地上および将来の宇宙ベースの干渉計など、定期的にサンプリングされたデータが利用可能な場合、解析は通常、周波数領域で実行され、定常（時間不変）ノイズプロセスを非常に効率的にモデリングできます。実際には、検出器のノイズは、短時間のノイズ過渡とパワースペクトルの長時間のドリフトの組み合わせにより、定常的ではありません。この非定常性により、異なる周波数でサンプル全体に相関が生じ、周波数領域分析の主な利点がなくなります。ここでは、離散的な直交ウェーブレットウェーブパケットを使用する、重力波データ解析に対する代替の時間-周波数アプローチが提案されています。時間領域データは、時間-周波数ピクセルの均一なグリッドにマッピングされます。局所的に定常的なノイズ、つまり、断熱的に変化するスペクトルを持つノイズの場合、時間-周波数ピクセルは相関がないため、尤度などの量の計算が大幅に簡略化されます。さらに、バイナリシステムからの重力波信号は、時間-周波数空間のラインの集まりとしてコンパクトに表すことができます。その結果、波形を計算するための計算コストと、時間サンプル数の平方根としてスケーリングされる可能性が生じます。時間または周波数ベースの分析の線形スケーリング。このアプローチの鍵は、ウェーブレットドメインで直接バイナリ信号を計算する高速な方法を持つことです。複数の高速変換メソッドが詳細に開発されています。
イオンスケール乱流による太陽風陽子加熱の観測的証拠
| Title |
Observational_evidence_for_solar_wind_proton_heating_by_ion-scale_turbulence |
| Authors |
G._Q._Zhao,_Y._Lin,_X._Y._Wang,_D._J._Wu,_H._Q._Feng,_Q._Liu,_A._Zhao,_H._B._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00120 |
この手紙は、2005年から2015年の風力探査機による現場測定に基づいて、陽子温度と太陽風の乱気流の間の明確なスケール依存関係を初めて報告します。陽子スケールの乱流の統計分析は、ヘリシティの大きさの増加がより急な磁気エネルギースペクトルに対応することを示しています。特に、陽子垂直温度と乱流磁気エネルギーの間に$0.3\lesssimk\rho_p\lesssim1$のスケールで正のべき法則相関（勾配$\sim0.4$が存在）が存在し、$k$は波数と$\rho_p$は陽子回転半径です。これらの調査結果は、陽子規模の乱流による太陽風加熱の証拠を示しています。それらはまた、太陽風の乱流散逸の物理学に対する洞察と観察上の制約を提供します。
CdTe検出器用の低ノイズフロントエンドASICの開発
| Title |
Development_of_a_Low-noise_Front-end_ASIC_for_CdTe_Detectors |
| Authors |
Tenyo_Kawamura,_Tadashi_Orita,_Shin'ichiro_Takeda,_Shin_Watanabe,_Hirokazu_Ikeda,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00158 |
テルル化カドミウム両面ストリップ検出器（CdTeDSD）の読み取りと高分光イメージングに使用される最新のASICを紹介します。0.35umCMOSテクノロジ（X-FabXH035）で実装され、64個の読み出しチャネルで構成され、各チャネルで同時にAD変換を実行する機能を備えています。54.9e-+/-11.3e-（rms）の等価ノイズ電荷は、ASICを検出器に接続せずに測定されます。CdTe片側ストリップ検出器を使用した分光測定から、13.9keVで1.12keV（FWHM）のエネルギー分解能が得られ、6.4keVから122.1keVのエネルギー内の光子が検出されます。実験結果に基づいて、シェーパでのスルーレート制限モードとそれに続くピーク検出器回路を利用した新しい低ノイズ読み出しアーキテクチャを提案します。
直接検出実験からのサブeV暗黒物質の制約
高エネルギー宇宙線（CR）によって上方散乱された明るい暗黒物質（DM）粒子はエネルギーがあり、従来の直接検出（DD）実験で検出可能になります。一次CRフラックスのエネルギースペクトルがべき乗則$\simE^{-3}$に従う場合、一定の断面積に対して、上方散乱されたDMフラックスは$\simE^{-の普遍的なべき乗則に従うことを示します2}$は、DM粒子の質量$m_{\chi}$とは無関係です。その結果、DD実験から導出されたDM核子散乱断面積$\sigma_{\chip}$の制約は、$m_{\chi}$にも依存せず、$m_の制限まで正式に拡張できます。{\chi}\to0$。観測された一次CRフラックスが実際に何桁にもわたって$\simE^{-3}$に非常に近いという事実は、特に「膝」構造の後で、現在のDD実験は超軽量DMをはるかに下に制限できることを示唆していますeVスケール。$\sim10^{20}\thinspace\text{eV}まで測定された超高エネルギー一次CRフラックスを使用して、$\sigma_{\のスピンに依存しない断面のXenon-1Tデータから保守的な制約を導き出しますchip}\lesssim（10^{-32}-10^{-31}）\thinspace\text{cm}^{2}$は$\sim$eVから$\sim10^{-12}\text{eV}$。
量子コヒーレンスは星間距離まで維持できます。電波やX線の範囲内など、電磁スペクトルの特定の領域における光子の平均自由行程は、銀河の距離まで光子の量子状態を維持できることを示しています。したがって、量子テレポーテーションなどの量子エンタングルメントを含むプロセスは、天の川や他の銀河の非常に長い距離にわたって実現できます。これは基本的な関心事であり、量子力学の役割に新しい方向性を提供します。この観察のいくつかの限られたアプリケーションが説明されています。
二元中性子星の併合、恒星の崩壊、低エネルギー重イオン衝突に特徴的な条件下で、サブサチュレーション密度、非ゼロ温度、アイソスピン非対称性における核物質の組成を調べます。構成には、質量数$A\le4$、重い原子核（$^{56}$Fe）、$\Delta$-共鳴、パイ中間子のアイソトリプレット、および$\Lambda$ハイペロンの軽いクラスターが含まれます。核子の平均場は、ゼロ範囲密度汎関数から計算されますが、パイ中間子と核子の相互作用は、カイラル摂動論の主要な順序で扱われます。温度や密度の増加に伴って、物質の組成が軽いクラスターから重いバリオンが支配するものにシフトし、アイソスピンの大きさにほとんど依存せずに遷移が起こることを示します。私たちの調査結果は、天体物理学および重イオン物理学のコンテキストにおける軽いクラスターと重いバリオンの同時処理の重要性を強調しています。
教師あり機械学習による近地球空間のプラズマ領域の自動分類：磁気圏マルチスケール2016-2019観測への応用
| Title |
Automatic_classification_of_plasma_regions_in_near-Earth_space_with_supervised_machine_learning:_application_to_Magnetospheric_Multi_Scale_2016-2019_observations |
| Authors |
Hugo_Breuillard,_Romain_Dupuis,_Alessandro_Retino,_Olivier_Le_Contel,_Jorge_Amaya,_Giovanni_Lapenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00566 |
地球近傍空間のプラズマ領域の適切な分類は、衝撃、磁気再結合、波と乱流、ジェット、およびそれらの組み合わせなどの基本的なプラズマプロセスの明確な統計的研究を実行するために重要です。利用可能な研究の大部分は、視覚データの選択や、さまざまな観察可能な血漿量への事前定義されたしきい値の適用など、人間主導の方法を使用して行われています。人間主導の方法では多くの統計的研究を実行できますが、これらの方法は多くの場合時間がかかり、重要なバイアスをもたらす可能性があります。一方、最近の大規模で高品質の宇宙船データベースの利用可能性は、機械学習アルゴリズムの大幅な進歩とともに、in-situプラズマデータへの機械学習の意味のあるアプリケーションを可能にします。この研究では、完全な畳み込みニューラルネットワーク（FCN）のディープマシンリーニングアルゴリズムを最近の磁気圏マルチスケール（MMS）ミッションデータに適用して、2016年から2019年の期間に地球に近い空間の10個の主要なプラズマ領域を分類します。この目的のために、MMSバーストデータに適用される人間主導の選択的ダウンリンクを使用してラベル付けされた、このような各プラズマ領域の時系列の利用可能な間隔を使用します。両方の方法の精度を評価するためのいくつかの定量的パラメーターについて説明します。我々の結果は、FCN法は、各地域のプラズマデータの動的な特徴を考慮に入れるため、ラベル付き時系列データを正確に分類するのに信頼できることを示しています。ラベルなしのMMSデータに適用した場合のFCNメソッドの精度も示します。最後に、この方法がMMSデータで使用される方法をクラスターミッションからのデータに拡張できることを示します。このような方法は、任意のinsitu宇宙船プラズマデータベースに正常に適用できることを示します。
