HMcode-2020：バリオニックフィードバックによる非線形宇宙パワースペクトルのモデリングの改善
| Title |
HMcode-2020:_Improved_modelling_of_non-linear_cosmological_power_spectra_with_baryonic_feedback |
| Authors |
Alexander_Mead,_Samuel_Brieden,_Tilman_Tr\"oster,_and_Catherine_Heymans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01858 |
幅広い宇宙論にわたって非線形物質パワースペクトルの正確な予測を行うために使用できるHMcode拡張ハローモデルの更新バージョンを紹介します。主要な改善には、パワースペクトルにおけるBAO減衰のモデリングと、大規模なニュートリノの最新の処理が含まれます。モデルをシミュレートされたパワースペクトルに適合させ、結果をさまざまな宇宙論全体で2.5％のRMSエラーと一致させることができることを示し、$k<10\、h\mathrm{Mpc}^{-1}$をスケーリングします。そして、赤方偏移$z<2$。エラーはめったに5％を超えず、16％を超えることはありません。最悪のエラーは$z\simeq2$で、または異常なダークエネルギー状態方程式を含む宇宙論で発生します。これは、HMcodeの以前のバージョン、および他の一般的なフィッティング関数、特にニュートリノ質量が大きい大規模ニュートリノ宇宙論に対して、大幅な改善を表しています。また、パワースペクトルに対するバリオンフィードバックの影響をモデル化するために使用できる単純なハローモデルを示します。この6パラメータの物理モデルには、AGNフィードバックによるガス放出が含まれ、星の形成がカプセル化されます。このモデルを流体力学的シミュレーションのデータと比較することにより、フィードバックに対するパワースペクトル応答が$z<1$および$k<20\、h\mathrm{Mpc}^{の$<1$パーセントレベルで一致することを示します-1}$。また、このモデルの単一パラメーターバリアントを示します。これは、フィードバックの強さに関してパラメーター化されていますが、精度はやや低くなっています。https://github.com/alexander-mead/HMcodeで、非線形モデルとバリオンモデルのコードを利用できるようにしており、CAMBおよびCLASS内ですぐに利用できるようになります。
単一の空の統計：制約されたランダムフィールドと銀河クラスタリングに対するバーディーンポテンシャルの痕跡
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Statistics_of_a_single_sky:_constrained_random_fields_and_the_imprint_of_Bardeen_potentials_on_galaxy_clustering |
| Authors |
Vincent_Desjacques,_Yonadav_Barry_Ginat,_Robert_Reischke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02036 |
銀河クラスタリング統計の測定に対する単一の観測者の視点の影響を調査します。観測された銀河パワースペクトルに特徴的なスケール依存のシグネチャを刻印するバーディーンポテンシャルに焦点を当てます。オブザーバーの存在は、自発的な対称性の破れのように、彼女/彼の位置で特定のフィールド値を特定するため、均一性を破ります。その結果、観察者の位置に固定されたバーディーン電位を保持しながら、データの空間平均を実行する必要があります。実際には、これは制約付きランダムフィールドの形式化を使用して実装できます。従来のデカルトフーリエ分解では、この制約により、観測の基本モードに相当する波数で観測された銀河パワースペクトルにシグネチャが刻印されます。ただし、通常の変動では、この影響は宇宙の変動の範囲内です。球形のベッセルフーリエ分解では、この制約は、CMBデータと同様に、観測された銀河分布の単極子のみに影響します。当然の結果として、局所的な原始的な非ガウス性によって引き起こされる非ガウスバイアスのスケール依存性は、観測者の視点に大きく影響されません。
大規模構造調査での相対論的特徴の観察-I：パワースペクトルの多重極
| Title |
Observing_relativistic_features_in_large-scale_structure_surveys_--_I:_Multipoles_of_the_power_spectrum |
| Authors |
Caroline_Guandalin,_Julian_Adamek,_Philip_Bull,_Chris_Clarkson,_L._Raul_Abramo_and_Louis_Coates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02284 |
将来の宇宙論調査で観測可能な最大距離スケールを調査する計画的な取り組みは、インフレから残された遺物相関を検出したいという願望と、一般相対性理論（GR）を超えて新しい重力現象を制約する可能性によって動機付けられます。そのような大規模では、パワースペクトルやバイスペクトルなどの要約統計量をモデリングするための通常のニュートン法では不十分であり、微妙なバイアスを回避するために、銀河数カウントなどの観測量の完全に相対論的でゲージに依存しない処理を考慮する必要があります。$f_{\rmNL}$パラメータの決定。この作業では、相対論的スペクトルと相関関数を正確にモデリングおよび回復できる分析パイプラインの初期アプリケーションを紹介します。概念の証明として、過去の光円錐で評価された厳密にゲージに依存しない観測可能な量を使用して、暗黒物質ハローの異なる質量ビンの相互相関で生じる赤方偏移空間パワースペクトルの非ゼロダイポールに焦点を当てます赤方偏移ビン$1.7\lez\le2.9$における完全相対論的N体シミュレーションの例。パワースペクトルの多重極の正確な推定に特に注意を払い、調査ジオメトリ（ウィンドウ関数）や過去のライトコーンに対する進化/バイアスの影響などの複雑さを説明するさまざまな方法を比較し、以前の試行との結果の比較方法について説明します相対論的シミュレーションから新しいGR署名を抽出する。
物質のトリスペクトル：理論モデリングとN体シミュレーションとの比較
| Title |
Matter_trispectrum:_theoretical_modelling_and_comparison_to_N-body_simulations |
| Authors |
Davide_Gualdi,_Sergi_Novell,_H\'ector_Gil-Mar\'in_and_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02290 |
パワースペクトルは、長い間、大規模構造宇宙解析の主な要約統計でした。ただし、重力非線形進化は、貴重な宇宙論情報を2点統計（パワースペクトルなど）から高次相関に移動します。さらに、原始的な非ガウス信号に関する情報は、高次相関にもあります。これらを利用しない限り、その情報は隠されたままです。3点関数（またはバイスペクトル）は、広範囲に及ばなくても研究され、データに適用されてきましたが、4点/トリスペクトルについては限られた議論しかありませんでした。これは、統計の高次元性（実空間ではスキュー四辺形は6自由度を持っています）と多数のスキュー四辺形により、トライスペクトルが数値的およびアルゴリズム的に非常に困難になるためです。ここでは、4つの$k$モード係数にのみ依存する統合トライスペクトルであるi-trispectrumを導入することで、この課題に取り組みます。実空間と赤方偏移空間の両方で5000個の\textsc{Quijote}N体シミュレーションのセットから問題のi-trispectrumをモデル化して測定し、シミュレーション出力と穏やかな非線形スケールまでのモデルとの間の良い一致を見つけます。シミュレーションから推定されたパワースペクトル、バイスペクトル、i-trispectrumジョイントデータ-ベクトル共分散行列を使用して、i-trispectrumによって提供される付加価値の定量化を開始します。特に、ローカルの原始非ガウス性振幅パラメーター$f_\mathrm{nl}$および$g_\mathrm{nl}$の制約に対するi-trispectrumの改善を予測します。たとえば、完全なジョイントデータベクトルを使用して、実際の（赤方偏移）空間では、i-trispectrumを使用しない場合よりも2倍（$\sim32\％$）小さい$f_\mathrm{nl}$制約を予測します。
eBOSS DR16クエーサーとDESI Legacy Imaging Surveysからの測光銀河間の予測相互相関関数におけるバリオン音響振動
| Title |
Baryon_Acoustic_Oscillations_in_the_projected_cross-correlation_function_between_the_eBOSS_DR16_quasars_and_photometric_galaxies_from_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys |
| Authors |
Pauline_Zarrouk,_Mehdi_Rezaie,_Anand_Raichoor,_Ashley_J._Ross,_Shadab_Alam,_Robert_Blum,_David_Brookes,_Chia-Hsun_Chuang,_Shaun_Cole,_Kyle_S._Dawson,_Daniel_J._Eisenstein,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_Peder_Norberg,_Will_J._Percival,_Francisco_Prada,_Michael_Schubnell,_Hee-Jong_Seo,_Gregory_Tarl\'e,_Cheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02308 |
SDSS-IVDR16eBOSSクエーサーと、DESIレガシーイメージングサーベイから選択された銀河の密な光度測定サンプルの間の横方向移動半径にビニングされた予測相互相関関数で、バリオン音響振動を検索します。この赤方偏移範囲の銀河の測光サンプルの密度は、約2900deg$^{-2}$であると推定されます。これは、公式のDESIELGの選択よりも深く、分光サンプルの密度は約20deg$^です。{-2}ドル。検出限界に近いさまざまな画像調査の使用に関連する体系を緩和するために、画像属性と観測された銀河密度の間の複雑な依存関係を説明するニューラルネットワークアプローチを使用します。測光サンプルの密度と純度に影響を与える画像調査の深さ、およびクェーサーサンプルとの赤方偏移におけるオーバーラップが、メソッドのパフォーマンスに影響を与えることに制限されていることがわかります。フォトメトリックギャラクシーと$0.6\leqz\leq1.2$のクエーサーを相互相関させる場合、相互相関関数は、移動する角距離$D_{\rmM}$（6\％精度）に比べてより良い制約を提供できます。自己相関から得られた球面平均距離$D_{\rmV}$（9\％精度）の制約。まだ競争力はありませんが、この手法は、今回の調査で特定した現在の制限を超えることができる、今後の調査からのより深い測光データの到着から利益を得ます。
太陽系外惑星の周りの月の形成、検出、および居住性に関する天体物理学シミュレーションおよびデータ分析
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Astrophysical_Simulations_and_Data_Analyses_on_the_Formation,_Detection,_and_Habitability_of_Moons_Around_Extrasolar_Planets |
| Authors |
Ren\'e_Heller_(1,2)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01881 |
太陽系には惑星の約20倍もの月が含まれていますが、これまでに何千もの太陽系外惑星の周りに決定的に検出された月はありません。どうしてエキソムーンの検出がまだ達成されていないのかという疑問が自然に生じます。この累積的なハビリテーションの論文は、太陽系外衛星の進行中の検索に関連する3つの重要な側面をカバーしています。2.これらの月の新しい検出戦略。3.太陽系外生命の宿主としてのエキソムーンの可能性。この作品は次のように構成されています。パートIでは、太陽系外衛星の形成、検出、および居住性に特別な注意を払いながら、太陽系の衛星の分野を幅広く紹介します。パートIIでは、この論文の累積的な部分を提示します。この論文の著者を筆頭著者としてリストした合計16の査読付きジャーナル出版物、およびこの論文の著者を共著者とする6つの出版物があります。パートIIIでは、ゲオルクアウグスト大学のオッティンゲンのマスター学生アニナティマーマンと、太陽系科学の国際マックスプランクリサーチスクールおよび大学G\"ottingen。付録は、私たちの太陽系外衛星の研究をさらに普及させる、著者による査読のない会議の議事録と人気のある科学出版物のコレクションです。
天王星と海王星の上部大気の現在の理解をレビューし、これらの刺激的な惑星を研究するために利用できる今後の機会を探ります。氷の巨人は、太陽系の中で最も理解されていない惑星であり、それぞれ1986年と1989年に1つの宇宙船によってのみ訪問されました。上層大気は、大気を磁場内に含まれる力とプロセスに接続する上で重要な役割を果たします。たとえば、オーロラ電流システムは、荷電粒子を大気中に送り込み、ジュール加熱によって加熱します。H$_3^+$の地上観測は、上層大気内で発生する物理的特性とプロセスの強力なリモート診断を提供し、天王星には豊富なデータセットが存在します。これらの観測はほぼ30年に渡り、上層大気は1992年から2018年にかけて年間約8Kで$\sim$750Kから$\sim$500Kまで冷え続けていることがわかりました。この傾向の理由は依然として不明ですが、傾斜磁場とオフセット磁場によるジュール加熱率の季節的に引き起こされる変化に関連している、または炭化水素の垂直分布の変化に関連している可能性があります。H$_3^+$はまだネプチューンでは検出されていませんが、この発見はジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）や次世代の30メートル望遠鏡などの今後の施設に低水準の成果をもたらします。ネプチューンでH$_3^+$を検出すると、1989年以来初めて、上層大気の特徴付けが可能になります。氷の巨人を完全に理解するには、カッシーニ宇宙船が土星を探査したのと同じように、専用の軌道ミッションが必要です。磁場の現場観測と軌道内リモートセンシングを組み合わせることによってのみ、大気と磁場の間でエネルギーがどのように移動するかを完全に把握できます。
コンパクトな超地球によって示される偏心二分法の起源について：冷たい巨人による動的加熱
| Title |
On_the_origin_of_the_eccentricity_dichotomy_displayed_by_compact_super-Earths:_dynamical_heating_by_cold_giants |
| Authors |
Sanson_T._S._Poon_and_Richard_P._Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02245 |
NASAのケプラーミッションで発見された惑星の約半分は、単一の惑星がそのホスト星を通過するシステムにあり、残りの惑星は多惑星システムにあることが観察されています。最近の分析では、単一惑星が通過するシステムによって表示される偏心分布が、多惑星システムによって表示されるものと比較して二分されていることが報告されています。$N$体のシミュレーションを使用して、超地球の内部システムは動的に不安定になり、内部システムを混乱させる可能性のある巨大惑星の外部システムを頻繁に伴うため、この二分法が発生したという仮説を調べます。私たちの初期条件は、既知のケプラー5惑星系のサブセットを内部システムのテンプレートとして使用し、海王星と土星の間の質量を持ち、軌道半径を中心とする外部巨大惑星のシステム$2\lea_{\rmp}\le10$au。外部システムのパラメーターは、想定される半径方向速度検出しきい値3ms$^{-1}$を常に下回るように選択されます。結果は、平均離心率とシステムの多重度との逆の関係を示しています。最終的なシステムの総合的なトランジット観測を実行すると、ケプラーのデータとほぼ一致している、偏心と多重度の両方の分布の二分法が明らかになります。したがって、ケプラーによって発見された超地球のコンパクトシステムの観測された軌道および物理特性を理解するには、形成の期間中および期間後の惑星の内部および外部システムの両方のダイナミクスを結合する全体的なモデリングが必要になる場合があります。
アロコスとプルート氷の起源と熱安定性について
| Title |
On_the_Origin_and_Thermal_Stability_of_Arrokoths_and_Plutos_Ices |
| Authors |
C.M._Lisse,_L.A._Young,_D.P._Cruikshank,_S.A._Sandford,_B._Schmitt,_S.A._Stern,_H.A._Weaver,_O._Umurhan,_Y.J._Pendleton,_J.T._Keane,_G.R._Gladstone,_J.M._Parker,_R.P._Binzel,_A.M._Earle,_M._Horanyi,_M._El-Maarry,_A.F._Cheng,_J.M._Moore,_W.B._McKinnon,_W._M._Grundy,_J.J._Kavelaars,_I.R._Linscott,_W._Lyra,_B.L._Lewis,_D.T._Britt,_J.R._Spencer,_C.B._Olkin,_R.L._McNutt,_H.A._Elliott,_N._Dello-Russo,_J.K._Steckloff,_M._Neveu_and_O._Mousis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02277 |
熱力学的、地質学的に経験的な方法で、EKBの4.6Gyrの常温物体として居住した後のカイパーベルトオブジェクト2014MU69に存在する可能性のある安定した多数の氷の長期的な性質について説明します。彗星、ケンタウロス、KBOで一般的に見られる氷のスイートに対する真空への昇華の安定性とMyrtoGyr上のMU69の平均〜40Kの太陽に照らされた表面温度を考慮すると、本当に耐火性である3つの一般的な氷のみが見つかります：HCN、CH3OH、およびH2O（安定性の高い順に）。NH3とH2COの氷はわずかに安定しており、近くの超新星と通過するO/B星によって1e8〜1e9年ごとに生成されるEKBの正の温度変動によって除去される可能性があります。これまでにNHチームは、豊富なCH3OHの存在とMU69s表面のH2Oの証拠を報告しています（Lisseetal。2017、Grundyetal。2020）。NH3が検索されましたが、見つかりませんでした。今後の吸収機能の検出は、HCNまたはポリH2COベースの化学種によるものであると予測しています。MU69の形成時代にEKB領域に存在する条件を考慮すると、光学的に厚い中平面に「暗闇」で形成され、初期の可変で非常に明るい若い恒星天体を見ることができないと推測されます。TTauriSun、およびそのKBOには、短周期彗星の子孫に見られるH2O氷相に加えて、HCNおよびCH3OH氷相が含まれています。最後に、私たちの氷の熱安定性分析をMU69に関連する体/個体群に適用すると、メタノールの氷が外部の太陽系の至る所にある可能性があることがわかります。冥王星が完全に分化した物体でない場合、太陽系が存在する最初の数個のマイアで原始惑星系円盤源からその超揮発性氷を獲得したに違いない。そして、その非常に揮発性が高く、非常に原始的な彗星C/2016R2は、同様のタイムスケールでOortクラウド軌道に配置されました。
惑星形成の物語：塵から惑星へ
太陽系外惑星とそれらの誕生原始惑星系円盤の特性は、過去10年間で非常に進歩しました。その恩恵を受けて、地球の形成に関する私たちの世界的な理解が大幅に改善されました。このレビューでは、まず、太陽系外惑星とディスク観測のフロンティア状態を要約します。さらに、ダストの成長と放射状のドリフト、ストリーミングの不安定性による微惑星の形成、微惑星の降着によるコアの成長、小石の降着など、現代のコア降着による惑星形成シナリオの包括的なパノラマビューを提示します。各成長段階の主要な概念と物理的プロセスについて議論し、理論的研究と観察的啓示の間の接続について詳しく説明します。最後に、惑星形成研究の重要な質問と将来の方向性を指摘します。
局所的な星形成銀河集団全体の雲スケールの分子ガス特性
| Title |
Molecular_Gas_Properties_on_Cloud_Scales_Across_the_Local_Star-forming_Galaxy_Population |
| Authors |
Jiayi_Sun,_Adam_K._Leroy,_Eva_Schinnerer,_Annie_Hughes,_Erik_Rosolowsky,_Miguel_Querejeta,_Andreas_Schruba,_Daizhong_Liu,_Toshiki_Saito,_Cinthya_N._Herrera,_Christopher_Faesi,_Antonio_Usero,_J\'er\^ome_Pety,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Eve_C._Ostriker,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Alberto_D._Bolatto,_M\'ed\'eric_Boquien,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Sinan_Deger,_Eric_Emsellem,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Brent_Groves,_Jonathan_Henshaw,_Maria_J._Jimenez-Donaire,_Jenny_J._Kim,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Janice_C._Lee,_Sharon_Meidt,_Karin_Sandstrom,_Amy_E._Sardone,_Dyas_Utomo,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01842 |
PHANGS-ALMACO（2-1）調査を使用して、70の近くの銀河の102,778の独立した見通し線にわたって${\sim}$100pcスケールで分子ガスの特性を特徴付けます。これにより、これまでに取得された局所的な星形成銀河集団全体の雲スケールでの分子ガス特性の最良の合成ビューが得られます。以前の研究と一致して、私たちはサンプルの銀河全体で広範囲の分子ガス表面密度（3.4dex）、速度分散（1.7dex）、および乱流圧力（6.5dex）を観察します。サブレゾリューションガス構造に関する単純化した仮定の下で、推論されたビリアルパラメーターは、分子ガスの運動エネルギーが${\sim}$100pcスケールでの自己重力結合エネルギーを通常、適度な係数（平均1.3）超えることを示唆しています。雲スケールの表面密度、速度分散、および乱流圧力（1）銀河の内部に向かって増加（2）は、銀河の中心で非常に高くなっています（ガスも重力で束縛されていないように見えます）。（3）スパイラルアームの方がアーム間領域よりも適度に高い。これらのガス特性の銀河全体の平均はまた、統合された恒星の質量、星形成率、およびホスト銀河の星形成主系列からのオフセットと相関しています。これらの相関関係は、銀河間変動に大きく寄与する、銀河中心の異常なガス特性を持つ領域を除外した場合でも持続します。私たちの結果は、分子雲の集団とそれらの銀河環境の間の物理的なリンクに重要な経験的制約を提供します。
解像した星を使用して電離光子の脱出フラクションをマッピングする：NGC 4214のはるかに高い脱出フラクション
| Title |
Mapping_the_Escape_Fraction_of_Ionizing_Photons_Using_Resolved_Stars:_A_Much_Higher_Escape_Fraction_for_NGC_4214 |
| Authors |
Yumi_Choi,_Julianne_J._Dalcanton,_Benjamin_F._Williams,_Evan_D._Skillman,_Morgan_Fouesneau,_Karl_D._Gordon,_Karin_M._Sandstrom,_Daniel_R._Weisz,_and_Karoline_M._Gilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01844 |
宇宙の再電離の原因であると考えられている高赤方偏移のスターバースト銀河のローカルアナログであるNGC4214の解像された星のハッブル宇宙望遠鏡イメージングを使用して電離光子の脱出率を測定する新しい方法を示します。具体的には、$\sim$83,000の分解された星の近赤外スペクトルエネルギー分布を介してUVをモデル化し、個々の電離フラックス出力を推定します。星によって生成される電離光子の数を、ダストによって吸収されるか、個々の星形成領域で周囲の中性水素を電離することによって消費される数と比較することにより、局所脱出率を抑制します。脱出率（0-40％）にかなりの空間変動が見られます。銀河全体を統合すると、25％（+16％/-15％）のグローバルエスケープ割合が得られます。この値は、この銀河について報告された以前のゼロの脱出率よりもはるかに高いです。この見かけ上の緊張の原因について議論し、視野角と3DISMの幾何学的効果が原因であることを示します。多くの高赤方偏移銀河のように、NGC4214に内部ダストがないと仮定すると、59％（NGC4214の上限）の脱出率が見つかります。これは、任意の赤方偏移でのUVかすかな（M$_{\rmFUV}$=-15.9）銀河の最初の非ゼロエスケープフラクション測定であり、スターバーストUVかすかな矮小銀河が十分な量の銀河を提供できるという考えをサポートします。銀河間媒体への光子の電離。
MUSE TIMERプロジェクトの近くの銀河における核円盤とバー駆動の経年変化の運動学的特徴
| Title |
Kinematic_signatures_of_nuclear_discs_and_bar-driven_secular_evolution_in_nearby_galaxies_of_the_MUSE_TIMER_project |
| Authors |
Dimitri_A._Gadotti,_Adrian_Bittner,_Jesus_Falcon-Barroso,_Jairo_Mendez-Abreu,_Taehyun_Kim,_Francesca_Fragkoudi,_Adriana_de_Lorenzo-Caceres,_Ryan_Leaman,_Justus_Neumann,_Miguel_Querejeta,_Patricia_Sanchez-Blazquez,_Marie_Martig,_Ignacio_Martin-Navarro,_Isabel_Perez,_Marja_K._Seidel_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01852 |
円盤銀河の中央領域は、それらの形成と進化を支配するプロセスへの手がかりを保持しています。TIMERプロジェクトは、21の巨大なバード銀河の内側の数kpcの高い信号対雑音比と空間分解能の積分フィールド分光データを取得しており、前例のない空間分解能で恒星の運動学を研究できます。恒星の運動学に及ぼすバーの影響の理論的予測を確認し、穏やかに傾斜した銀河と中程度に傾斜した銀河の運動学的特性からボックス/ピーナッツを特定し、ボックス/ピーナッツが約62％の巨大なバード銀河の割合の下限を見つけます。さらに、バレンセ、ボックス/ピーナッツ、バー間の接続の運動学的証拠を提供します。19銀河の核円盤の存在を確立し、それらの運動学が低圧サポートのほぼ円形の軌道によって特徴付けられることを示し、それらの形成のためのバー駆動の経年進化の図と一致しています。実際、これらの核円盤が、それらが支配する領域では、基礎となる主銀河円盤よりも大きな回転サポートを持っていることを示しています。核円板の運動学的半径を定義し、それが棒の半径、楕円率と強度、および棒と全体の比率に関連していることを示します。結果を測光研究と比較すると、採用されている画像に十分な物理的空間解像度がある場合、最先端の銀河画像分解では、古典的なバルジから核円盤を識別できることがわかります。実際、核円板は通常、（ほぼ）指数関数的なプロファイルを持つ測光バルジなどの画像分解で識別されることを示しています。ただし、複合バルジ（古典的なバルジと核円盤の両方をホストする銀河）の存在は、測光のみに基づく研究では気付かれないことが多く、純粋な古典的なバルジを持つ銀河を特定するために、セルシックインデックスにより厳しいしきい値を提案します。。
DECamとGaiaによるCanis Majorの恒星の高密度の改訂されたビュー：青い星の恒星の反りの新しい証拠
| Title |
A_revised_view_of_the_Canis_Major_stellar_overdensity_with_DECam_and_Gaia:_new_evidence_of_a_stellar_warp_of_blue_stars |
| Authors |
Julio_A._Carballo-Bello,_David_Mart\'inez-Delgado,_Jes\'us_M._Corral-Santana,_Emilio_J._Alfaro,_Camila_Navarrete,_A._Katherina_Vivas_and_M\'arcio_Catelan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01855 |
ガイアDR2データと組み合わせたDECamイメージングを提示して、CanisMajorの過剰密度を研究します。色の大きさの図の低汚染領域にいわゆるブループルームスターが存在することで、仮想のコアの見通し線に沿ったこの恒星の特徴の距離と適切な動きを導き出すことができます。恒星の過密度は、低銀河の緯度で、平面の下で、230$^\circ<\ell<255^\circ$の間の広い領域に広がります。カニス・メジャーのために導出された軌道によると、それは天の川の周りの平面上の回転を示します。さらに、BluePlume星の密度がさらに高くなっているのは、平面の周囲と銀河全体にあり、これらのオブジェクトがその構造に関連しているだけではないことを証明しています。ガイアの天文学データを使用して導出されたこれらの星の空間分布は、大質量のカニスの検出が、矮小銀河の降着よりも天の川の円盤の歪んだ構造に起因することを確認しています。
TIMER調査の棒銀河における核円盤の裏返しの形成と古い中央回転楕円体の欠如
| Title |
The_inside-out_formation_of_nuclear_discs_and_the_absence_of_old_central_spheroids_in_barred_galaxies_of_the_TIMER_survey |
| Authors |
Adrian_Bittner,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Dimitri_A._Gadotti,_Justus_Neumann,_Francesca_Fragkoudi,_Paula_Coelho,_Adriana_de_Lorenzo-C\'aceres,_Jes\'us_Falc\'on-Barroso,_Taehyun_Kim,_Ryan_Leaman,_Ignacio_Mart\'in-Navarro,_Jairo_M\'endez-Abreu,_Isabel_P\'erez,_Miguel_Querejeta,_Marja_K._Seidel,_and_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01856 |
円盤銀河の中心には、内部プロセスと外部プロセスの両方で構築されたさまざまな構造があります。この研究では、平均的な恒星の年齢、金属性および[$\alpha$/Fe]存在量のマップを導出することにより、これらの中心構造、特に核リングと核円盤の形成と進化を抑制します。21の巨大な銀河のTIMERサンプルにMUSE積分フィールドスペクトログラフで得られた観測を使用します。私たちの結果は、核ディスクと核リングが同じ物理的コンポーネントの一部であり、核リングが核ディスクの外縁を構成していることを示しています。サンプル内のすべての核円盤は、その恒星の個体群特性に基づいて明確に区別されます。バー主導の経年変化の図で予想されたように、核円盤は、周囲の環境と比較して、より若く、金属が豊富で、[$\alpha$/Fe]の向上が低いです。さらに、核円盤は明確に定義された放射状勾配を示し、年齢と金属性は減少し、[$\alpha$/Fe]存在量は核環への半径とともに増加します。多くの場合、これらの勾配は、核円盤の端から中心までの途切れを示さず、これらの構造が銀河のまさに中心まで拡張していることを示唆しています。連続的な（星の）核円盤は、棒が進化するにつれて、半径が大きくなる一連の棒で構築された（最初はガスが豊富な）核リングから形成される可能性があると主張します。この図では、核リングは単に（しばしば）星を形成する核円盤の外縁です。最後に、私たちの結果を付随する運動学的研究の結果と組み合わせると、これらの銀河の中心に分散が支配的な大きな成分が存在する証拠は見つかりません。これは、大きな銀河の質量にもかかわらず、静かな合併の歴史の結果であるか、あるいはこれらの運動学的に熱いコンポーネントの形成を妨げる高い角運動量と強いフィードバックプロセスの可能性があります。
自己重力系における恒星散乱と指数ディスクの形成
| Title |
Stellar_scattering_and_the_formation_of_exponential_discs_in_self-gravitating_systems |
| Authors |
Jian_Wu_(1),_Curtis_Struck_(1),_Elena_D'Onghia_(2),_Bruce_G._Elmegreen_(3)_((1)_Iowa_State_University,_(2)_University_of_Wisconsin-Madison,_(3)_IBM_Watson_Research_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01929 |
NボディコードGADGET-2を使用して、巨大な塊による恒星の散乱が指数関数的なディスクを生成する可能性があることを示します。プロセスの有効性は、散乱中心の質量と銀河ディスクの安定性に依存します。安定性の低いディスクの重くて密な散乱中心は、1Gyrより短いタイムスケールで指数関数的なプロファイルをすばやく生成します。散乱によるプロファイルの進化は、さまざまな初期恒星分布の下でほぼ指数関数的なディスクを作成できます。この結果は、散乱過程を予測する分析理論をサポートし、プロファイルが指数に近いJeans/Poisson方程式に対して常にゼロエントロピー勾配の解を優先します。プロファイルの変更には、ディスクの肥厚が伴います。また、鉛直方向と半径方向の両方での恒星速度分散のべき法則の増加も、進化を通じて観察されます。星と塊の接近は、恒星の軌道に急激な変化を引き起こし、星を放射状にシフトさせる可能性があります。これらのイベントは、軌道をより偏心させる可能性がありますが、多くの場合、偏心性はほとんど変わりません。平均して、星の軌道偏心は時間とともに緩やかに増加します。
異なるスケールでの星形成のドライバーの診断としての気相金属性
この研究には主に2つの部分が含まれています。SFRと気相金属性$Z$の相関に関する理論的予測と観測結果です。最初に、SFR、コールドガスの質量、およびガスレギュレーターフレームの$Z$の間の相関関係を予測します。これは、瞬間的なSFRが流入、流出、星形成の相互作用によって制御されることを示しています。平均SFRは平均流入速度と質量負荷係数$\lambda$によって決定されますが、平均$Z$は流入ガスの金属性$Z_{\rm0}$と実効収率（$y_{\rmeff}\equivy/（1+\lambda）$）。$\Delta$SFRおよび$\DeltaZ$として示される、それらの平均値に対するSFRおよび$Z$は、ガスレギュレーターを時間変動する流入速度で駆動すると負に（または正に）相関することがわかります（またはSFE）。次に、2つの2次元分光測量に基づく$\sim$100pcスケールと銀河スケールの両方で、観測から$\Delta$sSFRと$\DeltaZ$（モデルと同様の方法で定義）の相関を調べますさまざまな空間解像度、MADとMaNGA。$\Delta$sSFRと$\DeltaZ$は、銀河の母集団全体で銀河系または銀河系未満のスケールで負の相関があり、銀河内の$\sim$100pcスケールで正の相関があることがわかります。これは、星形成が主に銀河スケールでの時変流入によって駆動され、$\sim$100pcスケールで時変SFEによって駆動されるという結論を強く支持します。さらに、銀河系未満のスケールでは、ガス減少時間の関数としての$\Delta$sSFRと$\DeltaZ$の変動は、時間変化する流入量のモデル予測とよく一致し、結論を強く強化します。SFR、コールドガスの質量、金属性の相関関係、およびそれらの変動性を理解するための包括的なフレームを構築します。これにより、異なるスケールでの星形成の関連する物理的プロセスが明らかになります。
| Title |
Augmenting_machine_learning_photometric_redshifts_with_Gaussian_mixture_models |
| Authors |
P._W._Hatfield,_I._A._Almosallam,_M._J._Jarvis,_N._Adams,_R.A.A._Bowler,_Z._Gomes,_S._J._Roberts,_C._Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01952 |
広域画像調査は、宇宙論、銀河形成の物理学、および今後数年間の宇宙の大規模構造についての理解を深めるための重要な方法の1つです。これらの調査では、通常、膨大な数（数億から数十億）の銀河の赤方偏移を計算する必要があります。そのほとんどすべてが、分光法ではなく測光法から導き出される必要があります。このホワイトペーパーでは、統計モデルを使用して銀河の色の大きさの分布を構成する母集団を機械学習のフォトメトリック赤方偏移コードと組み合わせて赤方偏移の推定値を改善する方法を調査します。特に、ガウス混合モデルの使用と高性能機械学習のフォトzアルゴリズムGPzを組み合わせ、トレーニングとテストデータのさまざまな色の大きさの分布を個別にモデル化して説明すると、赤方偏移の推定が改善され、最大半分まで見積もり、アルゴリズムの実行時間を高速化します。これらの方法は、2つの別個のディープフィールドのディープオプティカルおよび近赤外線データからのデータを使用して示されています。さまざまな色の大きさの分布のトレーニングおよびテストデータは、いくつかの不均一な調査から導出された既知の分光赤方偏移を持つ銀河から構築されます。
z〜2の巨大銀河の構造進化
| Title |
Structural_evolution_in_massive_galaxies_at_z~2 |
| Authors |
Ken-ichi_Tadaki,_Sirio_Belli,_Andreas_Burkert,_Avishai_Dekel,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Reinhard_Genzel,_Masao_Hayashi,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Tadayuki_Kodama,_Kotaro_Kohno,_Yusei_Koyama,_Minju_M._Lee,_Dieter_Lutz,_Lamiya_Mowla,_Erica_J._Nelson,_Alvio_Renzini,_Tomoko_L._Suzuki,_Linda_J._Tacconi,_Hannah_\"Ubler,_Emily_Wisnioski,_Stijn_Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01976 |
質量が選択された恒星の質量85のサンプル（$M_\mathrm{star}>10^{11}〜M_\odot$）の870$\mu$mにおける0.2arcsec解像度のAtacamaラージミリ/サブミリアレイ観測を提示します。UDSおよびGOODS-Sの3D-HST/CANDELSフィールドのz=1.9-2.6にある星形成銀河（SFG）。62の大規模SFGのレストフレーム遠赤外線（FIR）放射の有効半径を測定します。それらは、$R_\mathrm{e、FIR}=$0.4kpcから$R_\mathrm{e、FIR}=$6kpcの広範囲のFIRサイズに分散されます。FIR放射の有効半径は、光学放射の有効半径よりも2.3$^{+1.9}_{-1.0}$倍小さく、1.9$^{+1.9}_{-1.0倍小さい}$は半質量半径よりも小さい。潜在的な拡張コンポーネントを考慮しても、FIRサイズは約10％変化します。FIRと発光の空間分布を組み合わせることで、銀河が発光の有効半径と$M_\mathrm{1kpc}$の半径内で恒星の質量をどのように変化させるかを調査します。コンパクトなスターバーストは、現在の星形成活動とその空間分布が維持されている場合、大規模なSFGのほとんどをz〜2の静止銀河（QG）の質量とサイズの関係に300Myr以内に配置します。また、300Myr以内では、大規模なSFGの約38％が、大規模なSFGとQGの境界付近にある$M_\mathrm{1kpc}=10^{10.5}〜M_\odot$の中心質量に到達できることもわかりました。これらの結果は、散逸性のディスク内流入を介して、拡張コアの中心に高密度コアが形成される、アウトサイドイン変換シナリオを示唆しています。ALMA870$\mu$mおよびJWST3-4$\mu$mでの同期された観測は、このシナリオを明示的に検証します。
ガンマ線ブライトAGNの干渉モニタリング：OJ 287
| Title |
Interferometric_Monitoring_of_Gamma-ray_Bright_AGNs:_OJ_287 |
| Authors |
Jee_Won_Lee,_Sang-Sung_Lee,_Juan-Carlos_Algaba,_Jeffrey_Hodgson,_Jae-Young_Kim,_Jongho_Park,_Motoki_Kino,_Dae-Won_Kim,_Sincheol_Kang,_Sungmin_Yoo,_Sang_Hyun_Kim,_Mark_Gurwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02084 |
OJ\、287の22、43、86、および129\、GHzでの同時マルチ周波数イメージング観測の結果を示します。ガンマ線ブライトアクティブ銀河核（iMOGABA）の干渉モニタリングの一部として韓国のVLBIネットワークを使用しました。iMOGABAの観測は、2013年1月16日から2016年12月28日までの31エポックで行われました。15\、GHzOVROおよび225\、GHzSMA磁束密度データも使用しました。光度曲線の4つのフラックス増強を分析しました。3つのフラックス強化の推定時間スケールは、2つの周波数で$\sim$50日の時間スケールと同様でした。4番目のフラックスの強化には、約2倍の長さの変動タイムスケールがありました。時間遅延分析では、225GHzの拡張により15GHzの拡張が7〜30日の範囲で進んだことがわかりました。43〜86GHzの周波数では、フラクショナル変動は変化しないことがわかりました。ソースのコアのターンオーバー周波数$\nu_{\rmc}$を3つのエポックで確実に測定できました。これは、27から50\、GHzの範囲であることが測定され、ターンオーバー周波数での磁束密度$S_{\rmm}$は3-6\、Jyの範囲です。導出されたSSA磁場$B_{\rmSSA}$は、$0.157\pm0.104$から$0.255\pm0.146$mGの範囲です。等分割磁場強度は$0.95\pm0.15$から$1.93\pm0.30$mGの範囲であると推定しました。等分割磁場強度は、$B_{\rmSSA}$の値よりも最大10倍高くなります。下流のジェットは、より多くの粒子エネルギーが支配的である可能性があると結論付けます。
銀河球状星団の統合光スペクトルの分析
| Title |
Analysis_of_integrated-light_spectra_of_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
M.E._Sharina,_V.V._Shimansky,_N.N._Shimanskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02104 |
年代、ヘリウムの質量分率（Y）、使用した恒星進化モデル、金属性（[Fe/H]）、元素C、O、Na、Mg、Ca、Tiの存在量の測定結果を提示します。、銀河の26個の球状星団のCr、Mn。この作業では、球状星団と恒星大気のモデルの中解像度の統合光スペクトルを使用する、私たちが開発した方法を適用します。この論文では、研究対象の星の微小乱流速度の自動計算によってそれを補足しています。26のオブジェクトについて得られたデータと以前の研究の結果に基づいて、炭素を除いて、測定した化学元素の存在量は、以下の分析からの文献推定と一致していることが示されています。クラスタの統合光スペクトルと、それらの最も明るい星の高解像度分光観測から。[C/Fe]の推定値は、クラスターの積分光スペクトルから得られた文献値と一致しています。球状星団の導出された[C/Fe]と星団の最も明るい星の文献[C/Fe]値の系統的な違いを、星の大気中の化学組成の変化による変化として解釈します。クラスターの推定絶対年齢と平均Yは、オブジェクトのカラーマグニチュードダイアグラムの分析からの文献データと合理的に一致しています。
超新星とそのホスト銀河-VII。タイプIa超新星前駆体の多様性
| Title |
Supernovae_and_their_host_galaxies_--_VII._The_diversity_of_Type_Ia_supernova_progenitors |
| Authors |
A._A._Hakobyan,_L._V._Barkhudaryan,_A._G._Karapetyan,_M._H._Gevorgyan,_G._A._Mamon,_D._Kunth,_V._Adibekyan,_M._Turatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02135 |
光曲線（LC）低下率の分析$（\Deltam_{15}）$407の通常および特異な超新星（SNe）Iaおよびそれらのホスト銀河のグローバルパラメーターの分析を提示します。以前に知られているように、通常のSNeIaの$\Deltam_{15}$とホストのグローバルエイジ（形態、色、質量）の間には有意な相関があります。平均して、レッドシーケンスの銀河にあるこれらの通常のSNeIa（初期タイプの大規模な古いホスト）は、ブルークラウドのそれ（後期タイプの大規模な若いホスト）に比べてLCの低下が速い色質量図。通常のSNeIaの$\Deltam_{15}$とホストのパラメーターの間で観測された相関関係は、古いおよび若い恒星コンポーネントからの通常のSNeIaの減少が速い、遅い、少なくとも2つの異なる個体群の重ね合わせが原因であるようです。私たちは初めて、別々に考慮された91bgおよび91TのようなSNeの$\Deltam_{15}$がホストの形態および色とは無関係であるが、色質量図の異なる母集団に由来することを示します。年齢で発散。91bgのような（91Tのような）SNeは、ホストの古い（それぞれ若い）恒星集団からのみ発生します。平均して、02cxのようなSNeホストの最も若いグローバルエイジとカラーマスダイアグラムにおけるそれらの位置は、これらのイベントが若い恒星の人口に由来する可能性が高いことを示唆していますが、LCの減少率は91Tのようなイベントとは異なります。最後に、可能性のある爆発チャネルについて説明し、観測されたSNホストの関係を説明する可能性のあるSNIaモデルを示します。
最もUV-Lyaの明るい星形成銀河の発見：QSOに似た光度を備えた、ダストや金属の少ない若いスターバースト
| Title |
The_discovery_of_the_most_UV-Lya_luminous_star-forming_galaxy:_a_young,_dust-_and_metal-poor_starburst_with_QSO-like_luminosities |
| Authors |
R._Marques-Chaves,_J._Alvarez-Marquez,_L._Colina,_I._Perez-Fournon,_D._Schaerer,_C._Dalla_Vecchia,_T._Hashimoto,_C._Jimenez-Angel,_Y._Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02177 |
私たちは、z=2.469でのBOSS-EUVLG1の発見を報告します。これは、どの赤方偏移でも知られている、最も明るく、ほとんど遮られていない星形成銀河です。バリオン振動分光法調査で最初にQSOとして分類された、グランテレスコピオカナリアでの追跡観察により、その大きな光度、MUV=-24.40およびlog（L_Lya/ergs-1）=44.0は激しいバーストが原因であることが明らかになりましたAGNや重力レンズではなく、星の形成についてです。BOSS-EUVLG1はコンパクト（reff=1.2kpc）、若い（4-5Myr）スターバーストで、恒星の質量ログ（M*/Msun）=10.0+/-0.1と驚異的な星形成率〜1000Msunyr-1。ただし、これは金属とダストが少ない（12+log（O/H）=8.13+/-0.19、E（BV）=0.07、log（LIR/LUV）<-1.2）であり、ISMを強化する時間がなかった激しいスターバーストの非常に早い段階。BOSS-EUVLG1は、以前の調査では見落とされていた、赤方偏移が高い星形成銀河の短命（<100万年）でありながら重要なフェーズを表す可能性があります。銀河の進化的スキームの中で、BOSS-EUVLG1は、塵の多い星形成期の前でさえ、大量の静止銀河の進化のごく初期の段階を表す可能性があります。
| Title |
Multi-Dimensional_Solution_of_Fast_Neutrino_Conversions_in_Binary_Neutron_Star_Merger_Remnants |
| Authors |
Ian_Padilla-Gay,_Shashank_Shalgar,_Irene_Tamborra_(Niels_Bohr_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01843 |
ニュートリノの高速ペアワイズ変換は、中性子星の合体の残骸に遍在すると予測されており、鉄より重い元素の元素合成に大きな影響を与える可能性があります。（2+1+1）次元設定内の残余円盤上のニュートリノ味の進化の最初の高度な数値解を提示します：2つの空間座標、1つの角度変数、および時間。残りのディスクの上の定常状態のフレーバー構成を探します。線形安定性分析は、残存ディスクの上の任意の場所でフレーバーの不安定性を予測しますが、非線形レジームでのシミュレーションでは、高速のペアワイズ変換が最小限のニュートリノ混合（<1％）につながることを示しています。フレーバーの平衡化は、モデルでは決して達成されません。重要なことに、高速ニュートリノ変換は、（反）ニュートリノ減結合表面の端近くの局所領域内でより顕著であり、残りの極領域ではほとんど無視できます。高速ペアワイズ変換の役割に関する私たちの発見は、セットアップに固有の近似であるため、注意深く解釈する必要があり、より現実的なフレームワーク内でのさらなる作業を推奨しています。
FLEET：水素に乏しい超発光超新星を迅速に特定するためのRedshiftに依存しない機械学習パイプライン
| Title |
FLEET:_A_Redshift-Agnostic_Machine_Learning_Pipeline_to_Rapidly_Identify_Hydrogen-Poor_Superluminous_Supernovae |
| Authors |
Sebastian_Gomez,_Edo_Berger,_Peter_K._Blanchard,_Griffin_Hosseinzadeh,_Matt_Nicholl,_V._Ashley_Villar,_and_Yao_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01853 |
過去10年間の広視野光時間領域調査により、過渡現象の発見率が$\lesssim10\％$に分光学的に分類されるようになりました。これにもかかわらず、これらの調査により、現在までに約150のイベントが確認されており、水素欠乏超新星超新星（SLSN-I）のクラスなど、珍しい種類の過渡現象の発見が可能になりました。ここでは、SLSN-Iの純粋なサンプルの迅速な識別を目的とした機械学習分類アルゴリズムを提示し、分光学的および多波長のフォローアップを可能にします。このアルゴリズムは、FLEET（発光およびエキゾチックな銀河系外遷移を見つける）観測戦略の一部です。ライトカーブとコンテキスト情報の両方を利用しますが、赤方偏移を必要とせずに、新たに発見された各トランジェントにSLSN-Iである確率を割り当てます。この分類子は、SLSN-I候補の選択を観察したときに、約85\％（完全性は20\％）の最大純度を達成できます。さらに、赤方偏移または完全な光度曲線のいずれかを使用し、さらに高い純度と完全性を達成できる2つの代替分類子を示します。現在の発見率で、FLEETアルゴリズムは85\％の純度で分光学的フォローアップのために年間約$20$のSLSN-I候補を提供できます。LegacySurveyofSpaceandTimeでは、これが年間$\sim10^3$以上のイベントになると予想しています。
カラム密度インジケーターとしての標準的なX線蛍光線強度
X線ラインの蛍光は、強力な降着源、つまり活動銀河核とX線連星の周りに遍在しています。最も明るく最もよく研究された線は、$\lambda=1.937$\AA（6.4\、keV）のFeK$\alpha$線です。この論文は、MgとNiの間の元素からのいくつかのK$\alpha$蛍光線を特徴とするすべてのよく測定されたChandra/HETG回折格子スペクトルの調査を提示します。さまざまなソースと物理的条件にもかかわらず、要素間のK$\alpha$ライン強度比を決定する一般的な傾向を特定します。ほとんどの場合、線の強度は、ほぼ中性で太陽に豊富な、高い列密度（$N_{\textrm{H}}>10^{24}$cmの単純な平面平行近似によって適切に説明されます$^{-2}$）中。この近似により、すべての要素のK$\alpha$蛍光の標準的な光子強度線比が得られます。たとえば、Si：\、S：\、Fe：\、Niの場合は0.104：\、0.069：\、1.0：\、0.043、それぞれ。これらの比率からの逸脱は、主に銀河系の柱を越えた見通し線に沿った過剰な柱の密度が原因であることが示されています。したがって、測定された蛍光線比は、$N_{\textrm{H}}$の独立した推定と、降着源の環境への洞察を提供します。正準比の残差は、$N_{\textrm{H}}<10^{24}$\、cm$^{-2}$の蛍光媒体などのさまざまな影響が原因である可能性があります。ニュートラルメディア、照明スペクトルの変動、非太陽の存在量、または不規則な光源の形状。しかし、明らかにそしておそらく驚くべきことに、これらはまれであり、その影響は軽微なままです。
Sgr A *のイベントホライズン近くの動的に重要な磁場
| Title |
Dynamically_important_magnetic_fields_near_the_event_horizon_of_Sgr_A* |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_A._Jim\'enez-Rosales,_J._Dexter,_F._Widmann,_M._Baub\"ock,_R._Abuter,_A._Amorim,_J.P._Berger,_H._Bonnet,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_P.T._de_Zeeuw,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_P._Garcia,_F._Gao,_E._Gendron,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_X._Haubois,_G._Heissel,_T._Henning,_S._Hippler,_M._Horrobin,_L._Jochum,_L._Jocou,_A._Kaufer,_P._Kervella,_S._Lacour,_V._Lapeyr\`ere,_J.-B._Le_Bouquin,_P._L\'ena,_M._Nowak,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_O._Pfuhl,_G._Rodr\'iguez-Coira,_J._Shangguan,_S._Scheithauer,_J._Stadler,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L.J._Tacconi,_F._Vincent,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_E._Wieprecht,_E._Wiezorrek,_J._Woillez,_S._Yazici,_and_G._Zins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01859 |
2018年7月28日にGRAVITY装置で観測された明るいNIRフレア中のSgrA*の時変線形分極を調べます。観測された天文学と偏光の両方のシグネチャの時間発展を動機として、データを固定されたバックグラウンド磁場ジオメトリのブラックホールを周回するコンパクトな領域（「ホットスポット」）の偏光放出。一般的な相対論的光線追跡モデルのグリッドを計算し、機器の応答をシミュレートして模擬観測を作成し、予測された偏光測定量を測定値と直接比較しました。時間の関数としての機器の応答が含まれるようになった、改善された機器のキャリブレーションを考慮し、さまざまな理想的な磁場構成を調査します。フレア中に直線偏光角度が回転することがわかります。これは、以前の結果と一致しています。ホットスポットモデルは、直線偏光の観測された進化を説明できます。このフレアの天文周期を一致させるために、地平線近くの磁場は、強力で動的に重要な磁場に関連付けられている重要なポロイダル成分を持つ必要があります。$\simeq30\％$の観測された直線分極率は、モデルによって予測されたもの（$\simeq50\％$）よりも小さくなっています。放出はおそらくビームの偏光解消であり、フレア放出領域がブラックホールに近い磁場構造を解決することを示しています。
| Title |
Merger_rate_of_black_hole_binaries_from_globular_clusters:_theoretical_error_bars_and_comparison_to_gravitational_wave_data |
| Authors |
Fabio_Antonini,_Mark_Gieles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01861 |
球状星団で動的に形成されたブラックホール連星は、宇宙の重力波の主な発生源の1つであると考えられています。ここでは、新しい集団合成コードであるcBHBdを使用して、球状星団で形成されたブラックホールバイナリのマージレート密度と質量の赤方偏移進化を決定します。$\sim2000万ドルのモデルをシミュレーションして、実際のクラスターおよびすべての質量スケールに関連するパラメーター空間を探索します。初期クラスター質量関数と半質量半径の関係の不確実性が適切に考慮されると、それらは、合併率に理論上の誤差範囲を設定する際の2つの主要な要因になることを示します。他のモデルパラメータ（出生時のキック、ブラックホールの質量、金属性など）は、マージするブラックホールの質量には影響しますが、ローカルのマージレート密度には実質的に影響しません。マージ率密度を赤方偏移の関数として$R（z）=R_0（1+z）^\lambda$を$z<2$でモデル化し、不確実性を取り除いて、$R_0=7.2^{+21.5を見つけます。}_{-5.5}{\rmGpc^{-3}yr^{-1}}$および$\lambda=1.6^{+0.4}_{-0.6}$（$90\％$の信頼性）。クラスタ内でマージするバイナリのレートパラメータは${R}_{\rm0、in}=1.6^{+1.9}_{-1.0}{\rmGpc^{-3}yr^{-1}です}$および$\lambda_{\rmin}=2.3^{+1.3}_{-1.0}$;重力波捕獲の結果としてこれらの形式の$\sim20\％$は、球状星団からの偏心的な合併がローカルに$\lesssim0.4\rmGpc^{-3}yr^{-1}$寄与することを意味します割合。LIGO-Virgoによって報告されたマージ率との比較は、検出されたブラックホールマージのほとんどが球状星団で形成されるシナリオが現在の制約と一致し、初期クラスターの半質量密度を必要とすることを示しています$\gtrsim10^4M_\odot\rmpc^{-3}$。興味深いことに、そのような高密度モデルは、推測されたブラックホールの質量分布によりよく一致します。
超新星によって形成されたダスト粒子のダイナミクス、破壊、および生存
| Title |
The_Dynamics,_Destruction,_and_Survival_of_Supernova-Formed_Dust_Grains |
| Authors |
Jonathan_D._Slavin,_Eli_Dwek,_Mordecai-Mark_Mac_Low,_and_Alex_S._Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01895 |
観測は、超新星が効率的にダストを生成することを示しました。これは、超新星と漸近巨大分岐星が宇宙でのダストの主な生産者であるという仮説と一致しています。しかし、若い超新星残骸の内部で検出されたダストのどれだけが星間物質に逃げることができるかという長年の疑問がありました。CasAのような残骸内の密集した噴出塊で形成されたダスト粒子の進化の新しい流体力学的計算を提示します。粒子が塊に逆衝撃を受けた後、粒子がガスから分離するときの粒子のダイナミクスを追跡します。それらはその後、残骸を通過するときに熱的および速度論的スパッタリングによる破壊を受けます。十分に大きい粒子（ケイ酸塩の場合は$\sim0.25\、\mu$m、炭素質の粒子の場合は\\sim0.1\、\mu$m）は星間媒体に脱出する一方で、小さい粒子はトラップされて破壊されます。しかし、星間媒体に到達する穀物はまだ高速であり、減速するため、さらに破壊されます。大きな（$\sim0.25-0.5\、\mu$m）粒子を含む初期の粒径分布では、ケイ酸塩粒子の10〜20\％が存続し、炭素質粒子の30〜50\％が存続することがわかります初期のサイズ分布がより小さい（$0.25\、\mu$m）サイズで途切れる場合でも。CasAの始祖に似た19M$_{\odot}$の星の場合、形成されるダスト粒子が大きい場合、最大0.1M$_{\odot}$のダストが生き残ることができます。したがって、適切な条件下での超新星が星間塵の重要な発生源になる可能性があることを示します。
シミュレートされたブラックホール降着流のコロナにおける逆コンプトン冷却
| Title |
Inverse_Compton_Cooling_in_the_Coronae_of_Simulated_Black_Hole_Accretion_Flows |
| Authors |
Brooks_E._Kinch,_Scott_C._Noble,_Jeremy_D._Schnittman,_and_Julian_H._Krolik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01914 |
ブラックホールの降着の3DGRMHDシミュレーションの拡散した熱いコロナ領域で使用される局所冷却関数の定式化を示します。この新しい冷却関数は、コロナの各セルの関連する微物理を考慮し、ディスク表面からの熱シード光子束を積分することにより、そこでの放射エネルギー密度とコンプトン温度を概算することにより、逆コンプトン散乱による冷却速度を計算します。この方法では、イオンと電子の温度が等しいと仮定するか（1T）、実際の関連する速度方程式（クーロンとコンプトン）に基づく瞬間平衡アプローチを使用して、それらを別々に計算します（2T）。この方法は、冷却の大部分が発生するより詳細なレイトレーシング計算と一致することが示されていますが、実行コストは大幅に低くなっています。例として、これらのメソッドを、10ドルのM_\odot$、回転しないブラックホールの\textsc{harm3d}シミュレーションに適用し、名目上1\％のエディングトン値で降格します。1Tと2Tの両方のアプローチは、特に1Tの場合、\textsc{harm3d}で使用される元の目標温度冷却関数と比較して、放射効率の向上とコロナの総冷却の大きな割合をもたらします。時間平均後処理により、これらのシミュレーションから予測された連続体スペクトル観測は、実際のX線バイナリデータに質的に類似していることが明らかになりました。2Tバージョンへ（$\Gamma=2.53$）
この総説では、高エネルギー宇宙ニュートリノ天体物理学の主な側面を紹介します。まず、発生源から検出器への伝播の影響を含む、宇宙ニュートリノの一般的な期待について説明します。次に、現在のニュートリノ望遠鏡の動作原理を紹介し、観測可能なイベントの主な機能（トポロジ）を調べます。宇宙線によって地球大気中に生成された二次粒子が付随して存在するため、主なバックグラウンドプロセスについて説明した後、IceCube検出器によって大きく貢献された天体物理学的関連性を持つ観測の現在の状態を要約します。次に、これらの発見のさまざまな解釈を調べ、宇宙ニュートリノの最良の候補源を評価しようとします。最後に、この分野が数年以内にどのように進化するかについて簡単に説明します。
| Title |
Looking_for_the_possible_gluon_condensation_signature_in_sub-TeV_gamma-ray_spectra:_from_active_galactic_nuclei_to_gamma_ray_bursts |
| Authors |
Wei_Zhu,_Zechun_Zheng,_Peng_Liu,_Lihong_Wan,_Jianhong_Ruan_and_Fan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01984 |
動的モデルとしての陽子のグルオン凝縮は、サブTeVガンマ線スペクトルの一連の未解決のパズルを処理するために使用されます。これらには、ブレーザーの放射のべき乗則の破れ、1ES1426+428、Mkn501の硬化混乱が含まれます。そして最近記録されたGRB180720BとGRB190114CのサブTeVガンマスペクトル。上記のガンマ線エネルギースペクトルの異常現象は、QCDグルオン凝縮効果に基づく単純な破れたべき法則で理解できることがわかります。
明るくフラットなスペクトルの電波クエーサーにおける光学および$ \ gamma $線フラックス変動間の相関
| Title |
Correlation_between_optical_and_$\gamma$-ray_flux_variations_in_bright_flat_spectrum_radio_quasars |
| Authors |
Bhoomika_Rajput,_C._S._Stalin,_S._Sahayanathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02055 |
ブレイザーは、低エネルギー無線から高エネルギーガンマ線までの一連のエネルギーにわたってフラックス変動を示すことが知られています。ブレーザーの光学曲線と$\gamma$線の光相関曲線の相互相関分析では、フラックスの変動が一般に両方の帯域で相関していることを示していますが、例外もあります。4つのフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）のこの光学的GeV接続を、長期的な光学曲線と$\gamma$光線の光度曲線の系統的調査によって調査しました。4つの線源、つまり3C273、3C279、PKS1510$-$089、およびCTA102の分析では、光学フラックスとGeVフラックスの変動の間に異なる動作が見られました。（i）光とGeVのフラックスの変動が密接に相関している場合（ii）$\gamma$-ray対応のないフレアが存在する場合と（iii）$\gamma$-ray対応のないフレアがある場合があることを発見しました。これらの多様な動作を理解するために、1ゾーンレプトン放出モデルを使用して、さまざまなエポックでソースの広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングを実行しました。光学UV放射は、光源PKS1510$-$089、CTA102および3C273の降着円盤からの放射が支配的であることがわかりますが、3C279では、ジェットからのシンクロトロン放射が光学UV放射を支配します。私たちのSED分析は、（i）相関のある光学および$\gamma$光線フラックスの変動は、バルクローレンツ因子（$\Gamma$）の変化によって引き起こされること、（ii）光学対応なしの$\gamma$光線フレアが原因であることを示しています$\Gamma$および/または電子エネルギー密度を増加させること、および（iii）$\gamma$-ray対応なしの光学フレアは、磁場強度の増加が原因です。
ガンマ線バイナリシステムLS 5039からの硬X線脈動の兆候
| Title |
Sign_of_hard_X-ray_pulsation_from_the_gamma-ray_binary_system_LS_5039 |
| Authors |
Hiroki_Yoneda,_Kazuo_Makishima,_Teruaki_Enoto,_Dmitry_Khangulyan,_Takahiro_Matsumoto,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02075 |
最も明るいガンマ線バイナリシステムLS5039の性質を理解するために、2007年と2016年にそれぞれSuzaku観測所とNuSTAR観測所で取得されたオブジェクトの硬X線データを分析しました。2つのデータセットは共同で、硬いX線の周期性の仮の証拠を提供しました。周期は$\sim9$sで、周期の増加率は$\sim3\times10^{-10}$ss$^{-1}$。したがって、LS5039のコンパクトオブジェクトは、ブラックホールではなく、回転中性子星であると推測されます。さらに、数行の議論から、この物体には$\sim10^{10}$Tの数倍の磁場があり、典型的な中性子星の磁場より2桁高いことが示唆されています。したがって、オブジェクトはマグネターであることが示唆されています。これは、バイナリで最初に見つかるマグネターです。結果はまた、LS5039で動作していることが知られている非常に効率的な粒子加速プロセスが、巨大な主星からの密な恒星風とマグネターの超強力磁場との間の相互作用を通じて出現することを示唆しています。
Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project：XMM-Newton
X線源カタログとマルチバンド対応物
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_the_XMM-Newton_X-ray_source_catalog_and_multi-band_counterparts |
| Authors |
Teng_Liu,_Andrea_Merloni,_Torben_Simm,_Paul_J._Green,_William_N._Brandt,_Donald_P._Schneider,_Tom_Dwelly,_Mara_Salvato,_Johannes_Buchner,_Yue_Shen,_Kirpal_Nandra,_Antonis_Georgakakis,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02193 |
XMM-RMプロジェクトは、SloanDigitalSkySurveyReverberationMapping（SDSS-RM）フィールドのX線カバレッジを提供するように設計されました。ChandraAEGISフィールドの周囲に配置された41のXMM-Newton露出が撮影され、6.13deg^2の領域をカバーし、公称露出深度が約15ksに達しました。PSFフィッティングアルゴリズムとサンプル選択しきい値を使用して、これらのデータで検出された3553線源のX線カタログを提示します。PSFフィッティングの可能性に加えて、アパーチャ内のソースとバックグラウンドのカウントを使用して、ポアソン理論に基づいて2番目のソースの信頼性測定を計算します。ポアソン尤度を使用して、高純度のサブサンプルを選択し、以前のX線調査と同様の数カウントプロファイルを持っていることを確認します。ベイドラ法「NWAY」は、ChandraX線源の光学/IR対応物から作成された2次元unWISEマグニチュードカラーを使用して、光学LegacyおよびIRunWISEカタログからX線源の対応物を識別するために採用されました。相当数の光学/IRの対応物は、検出の可能性が低い光源に対応しており、低い尤度の検出をカタログに保持することの価値を証明しています。932のXMM-RMソースは、SDSS分光観測でカバーされています。それらの89％はAGNとして分類され、これらのAGNの71％はSDSS-RMクエーサーカタログにあります。SDSS-RMクエーサーの中で、XMM観測の深さで80％が検出可能です。
任意のスペクトルを持つ確率論的重力波と相互作用する天体物理学的ニュートリノのフレーバー比
| Title |
Flavor_ratios_of_astrophysical_neutrinos_interacting_with_stochastic_gravitational_waves_having_arbitrary_spectrum |
| Authors |
Maxim_Dvornikov_(IZMIRAN) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02195 |
確率論的重力波（GW）と相互作用する固定された巨大ニュートリノの進化と振動を研究します。これらのGWのエネルギースペクトルはガウス分布であり、振幅の相関係数は任意です。この場合、フレーバーニュートリノの密度行列の方程式を導き出します。2つのフレーバーの近似では、この方程式を分析的に解くことができます。3つのニュートリノフレーバーの一般的な場合の密度行列の数値解を求めます。現実的なスペクトルを持つ確率論的GWのソースとして、バイナリブラックホールのマージを検討します。通常の質量順序と逆質量順序の両方が分析されます。主に超大質量ブラックホールから放出される確率論的GWにおけるニュートリノフラックスの緩和について議論します。この状況では、緩和プロセスが最も効率的なエネルギーの範囲と伝播長を取得します。天体物理学のニュートリノのフラックスの観測への我々の結果の応用について議論します。
高エネルギーピークブレーザーのX線スペクトル進化
高エネルギーピークブレーザーのシンクロトロンこぶは、一般に0.1〜10keVの範囲にあり、そのような線源は、X線帯域で極端なフラックスとスペクトル変動を示します。さまざまなスペクトル研究により、高エネルギーピークブレザーのX線スペクトルは湾曲しており、対数放物線モデルでより適切に記述されていることがわかりました。曲率は、エネルギーに依存する統計的加速メカニズムに起因します。この作業では、高エネルギーピークブレザーのX線スペクトル研究をレビューします。対数放物線モデルは、ピークの周りの広いエネルギー間隔のスペクトルをよく表していることがわかります。対数放物線モデルは、それから導出されたスペクトルパラメーター間の相関を調査する可能性を提供します。したがって、我々は、対数放物線モデルから導き出されたさまざまなパラメーターとそれらの意味との間の相関関係の研究をまとめて、ブレザーの変動メカニズムを説明しました。
TeV Blazars Mrk 421およびPKS 2155-304のX線フラックスとスペクトル変動
TeVを放出するブザーであるMrk421とPKS2155-304のさまざまなX線衛星でこれまでに研究されたX線フラックスとスペクトル変動特性をレビューしました。Mrk421とPKS2155-304は、それぞれ北半球と南半球で最もX線の明るいブザーです。ブレイザーは、数分から数時間、数日、数週間、数か月、さらには数年に及ぶさまざまなタイムスケールで完全な電磁スペクトルのフラックスとスペクトルの変動を示します。さまざまなタイムスケールでのフラックスとスペクトルの変動性を使用して、放出領域のサイズを制限し、超大質量ブラックホールの質量を推定し、超大質量ブラックホールのすぐ近くで支配的な放出メカニズムを見つけ、準周期振動を検索できます。時系列データおよび〜ブレザーのいくつかの他の物理的パラメータ。フラックスとスペクトルの変動性も、観測のさまざまな時期におけるブレーザーからのジェットおよびディスクの放出を説明するための主要なツールです。
降着速度とは関係なく、ブレーザージェットのバリオン負荷、光度ではない
| Title |
Baryon_loading_of_blazar_jets_independent_of_accretion_rate,_not_so_their_luminosity |
| Authors |
Jesus_M._Rueda-Becerril,_Amanda_O._Harrison,_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02273 |
最も極端に活動的な銀河核（AGN）は、相対論的ジェットが私たちの視線の近くに伝播する放射能活動の核です。これらのオブジェクトは、最初に、輝線の特徴に従ってフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）とBLLacertaeオブジェクト（BLLacs）に分類されました。最近では、観測により、\emph{ブラザーシーケンス}として知られるこれらのオブジェクト間の傾向と、観測されたパワーとシンクロトロンピークの周波数との反相関が明らかになりました。現在の作業では、ブザールの人口全体を説明できるかなり単純なアイデアを提案します。すべてのジェットは、その力とは無関係に、バリオンごとに同様のエネルギーで発射されます。最も強力なジェットであるFSRQの場合、ラジオで観測されたように、ローレンツ係数が大きくなりました。結果として、それらは放出領域でかなり控えめな磁化を持ち、その結果、磁気再結合が急な粒子エネルギー分布を注入し、その結果、$\gamma$線で急な放出スペクトルになります。弱いジェット、つまりBLラックについては、逆のことが当てはまります。つまり、ジェットは非常に高いバルクローレンツ係数を達成しないため、非熱粒子加速に利用できる磁気エネルギーが増え、周波数$\gtrsim$GeVでの放出スペクトルが硬くなります。このシナリオでは、シミュレーションにより、ブザーの観測可能なすべてのプロパティを回復します。これには、軽度のバリオン負荷のモデル（\60\lesssim\mu\lesssim80$）の\emph{ブザーシーケンス}が含まれます。したがって、このブレザーポピュレーションの解釈は、明るさに関係なく、ブザージェットのバリオンあたりのエネルギーを厳しく制限します。
Blazar H 2356-309のX線フラックスとスペクトル変動
XMM-Newton観測を使用したblazarH2356-309のタイミングとスペクトル分析の結果を示します。このブレザーは2005年6月13日から2013年12月24日までの間に合計9回観測されています。5つの観測結果は、振幅が1.7〜2.2％で中程度のフラックス変動を示しています。これら5つの光度曲線で日内変動タイムスケールを検索しましたが、どれも見つかりませんでした。一般に、フラクショナル変動の振幅は、ハードバンドよりもソフトバンドで低く、これは、エネルギー依存シンクロトロン放射に起因します。硬度比分析を使用して、この線源のフラックス変動とともにX線スペクトル変動を検索します。ただし、1日のタイムスケールでの有意なスペクトル変動は見つかりませんでした。また、blazarH2356-309のX線スペクトル曲率を調査し、6つの観測結果がalpha=1.99-2.15およびbeta=0.03-0.18の対数放物線モデルによって適切に記述されていることを発見しました。私たちの観察のうちの3つは、べき乗則モデルによってよく説明されています。X線スペクトルの破壊エネルギーは1.97〜2.31keVの間で変化します。対数放物線モデルから派生したさまざまなパラメーター間の相関関係を調査し、それらの影響について説明します。
SPHEREとCRIRES +を組み合わせることで、高スペクトル分解能の若い巨大太陽系外惑星の直接的な特性評価
| Title |
Direct_characterization_of_young_giant_exoplanets_at_high_spectral_resolution_by_coupling_SPHERE_and_CRIRES+ |
| Authors |
G._P._P._L._Otten,_A._Vigan,_E._Muslimov,_M._N'Diaye,_E._Choquet,_U._Seemann,_K._Dohlen,_M._Houll\'e,_P._Cristofari,_M._W._Phillips,_Y._Charles,_I._Baraffe,_J.-L._Beuzit,_A._Costille,_R._Dorn,_M._El_Morsy,_M._Kasper,_M._Lopez,_C._Mordasini,_R._Pourcelot,_A._Reiners,_J.-F._Sauvage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01841 |
高解像度スペクトログラフによる直接撮像された太陽系外惑星の大気の研究は、それらの特性が主に研究された太陽系外惑星の位置での恒星ハロー上のノイズによって制限されることを示しました。したがって、このノイズを抑制し、スペクトル線を解決する高コントラストイメージングと高スペクトル解像度の機器の組み合わせにより、より高品質のスペクトルを得ることができます。直接画像化された惑星のスペクトル特性評価のために、VLTでSPHEREとCRIRES+の間で提案されているHiRISEファイバーカップリングのパフォーマンスを調査します。HiRISEのエンドツーエンドシミュレーションを使用して、$H$および$K$バンドの既知の太陽系外惑星の分子種の検出のS/Nを決定し、それらをCRIRES+と比較します。HiRISEの最終的な検出限界を恒星の大きさの関数として調査し、さまざまなコロナグラフとシステム伝送の影響を定量化します。HiRISEは、$\beta$Picや51Eriのような明るいホストの仲間と比べて、CRIRES+を大きく上回っています。$H=3.5$ホストの場合、HiRISEで200マスのコンパニオンで同じS/Nに到達する時間を観察すると、最大36倍のゲインが見られます。より一般的には、HiRISEは、$H<8.5$のホストでは50〜400マス、$H<7$のホストでは50〜800マスの2時間の統合時間でCRIRES+よりも優れたパフォーマンスを提供します。PDS70やHIP65426のような暗いホストでは、大きな改善は見られません。コロナグラフを使用しないと、透過率が高くなり、ファイバーベースのスターライトが抑制されるため、既知の太陽系外惑星を特徴付けるときに最高のS/Nが得られます。システムの全体的な伝送が実際にパフォーマンスの主な推進力であることを示します。最後に、HiRISEが明るい星のSPHEREの最高の検出限界を上回り、他の手法によって検出される将来の惑星コンパニオンの特性評価に大きな可能性を開くことを示します。
銀河系外の画像調査のためのノイズ除去アルゴリズムの比較分析
| Title |
A_comparative_analysis_of_denoising_algorithms_for_extragalactic_imaging_surveys |
| Authors |
V._Roscani,_S._Tozza,_M._Castellano,_E._Merlin,_D._Ottaviani,_M._Falcone_and_A._Fontana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01846 |
ノイズ除去（「ノイズ除去」）アルゴリズムのパフォーマンスの包括的な分析を提示して、銀河系外調査画像でのソース検出に利点があるかどうかを判断します。分析中のメソッドは、Perona-Malikフィルタリング、バイラテラルフィルター、全変動ノイズ除去、構造-テクスチャ画像分解、非局所平均、ウェーブレット、ブロックマッチングです。私たちは、ハッブル、スピッツァー、ユークリッド宇宙望遠鏡、および地上の計器に典型的な解像度と深さで、銀河系外のフィールドのシミュレーション画像でアルゴリズムをテストしました。最適な内部パラメーター構成を選択した後、解像度、背景レベル、および画像タイプの関数としてのパフォーマンスを評価し、オブジェクトのフラックスと形状を保存する機能もテストします。CANDELSGOODS-Southフィールドの実際のH160（HST）およびKバンド（HAWK-I）観測で、シミュレートされたEuclidWideSurveyVIS画像にノイズ除去アルゴリズムを適用した後に抽出されたカタログを、完全性と純度の観点から分析します。ノイズ除去アルゴリズムは、多くの場合、画像のポイント拡散関数（PSF）を使用したフィルタリングの標準的なアプローチよりも優れています。Euclid-VIS画像に構造テクスチャ画像分解、ペローナマリクフィルタリング、Chambolleによるトータルバリエーションメソッド、バイラテラルフィルタリングを適用すると、標準的なアプローチに基づくものよりも0.2等級だけ純粋で完全なカタログが得られます。H160画像に適用されたStructure-Texture画像分解アルゴリズムでも同じ結果が得られます。PSFフィルタリングに関するノイズ除去手法の利点は、深さが増すと増加します。さらに、これらの手法は、PSF平滑化に関して検出されたオブジェクトの形状をより適切に保存します。ノイズ除去アルゴリズムは、かすかな物体の検出を大幅に改善し、現在および将来の銀河系外調査の科学的リターンを高めます。
星間通信ネットワーク。 II。重力レンズ効果を備えた深宇宙ノード
星間通信ネットワークのデータレートは、星間の距離が非常に大きいため、逆二乗則の影響を受けます。高い（Gbits/s）データレートを実現するには、大きな開口部と高出力の組み合わせが必要です。または、星の重力レンズによって信号を集束させて、直接経路と比較して$10^{9}$程度のゲインを得ることができます。重力レンズ物理学は、レシーバーと開口部のサイズと位置に一連の制約を課します。これらの特性には、最小および最大受信機サイズ、最大送信機サイズ、および太陽中心受信機距離が含まれます。レシーバーとトランスミッターの最適なサイズはメートル単位です。そのような小さなデバイスは、大きな開口部に影響を与える一時的な不鮮明さを回避しながら、ビーム内のメインローブのキャプチャを可能にします。これらのプロパティおよびその他のプロパティを使用して、レンズ通信ネットワークの最も可能性の高いパラメータを記述し、太陽中心座標系における通信ノードの正確な位置を決定できます。
証拠を使用して意思決定を行う
ベイジアンエビデンス比は、モデルを比較する非常に魅力的な方法を提供し、特定のモデルのオッズを引用できることは、選択を行うための非常に明確な動機のようです。ジェフリーズの証拠のスケールは、証拠比率の解釈によく使用されます。当然の質問は、証拠比率のしきい値に基づいて選択すると、どれくらいの頻度でそれが正しくなるかです。エビデンス比はデータの実現方法によって異なります。その有用性はネイマンピアソンのような方法で調べて、統計的検出力（「正しくなる」可能性）と偽警報率。ヌルが実際に真であるときに対立仮説を選びます。いくつかの簡単な例を示して、データのさまざまな実現において、証拠比の範囲が驚くほど広い可能性があることを示します。決定を下す必要がある場合は、単にジェフリーの尺度に頼るのではなく、何らかの証拠比率が決定的であると見なされた場合に「間違った」決定を下す可能性を調べることも最善のようです。興味深いことに、チューリングはこれを知っていて第二次世界大戦中にそれを適用しましたが、（他の多くのように）彼はそれを公開しませんでした。
NenuFARを使用したパルサー：バックエンドとパイプライン
| Title |
Pulsars_with_NenuFAR:_backend_and_pipelines |
| Authors |
L._Bondonneau,_J.-M._Grie{\ss}meier,_G._Theureau,_I._Cognard,_M._Brionne,_V._Kondratiev,_A.Bilous,_J._W._Mckee,_P._Zarka,_C._Viou,_L._Guillemot,_S._Chen,_R._Main,_M._Pilia,_A._Possenti7,_M._Serylak,_G._Shaifullah,_C._Tiburtzi,_J._P._W._Verbiest,_Z._Wu,_O._Wucknitz,_S._Yerin,_C.Briand,_B._Cecconi,_S._Corbel,_R._Dallier,_A._Loh,_L._Martin,_J._N._Girard,_and_C.Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02076 |
NenuFAR（Nan\c{c}ayのLoFARをアップグレードする新しい拡張機能）は、Nan\c{c}ay電波天文台のサイトに開発および構築された新しい電波望遠鏡です。10〜85MHzの大部分が未踏の周波数ウィンドウを監視するように設計されており、全帯域幅にわたって高い感度を提供します。NenuFARは、2019年7月に「初期の科学」運用を開始し、最終的な収集エリアの58\％が利用可能になりました。パルサーは、この周波数範囲を科学的に活用するための主要なトピックの1つであり、計測の観点から重要な課題を表しています。これらの周波数での計装の設計は、観測された信号に対する星間媒質と電離層の両方の影響を補償する必要があるため、複雑です。当社のリアルタイムパイプラインLUPPI（低周波UltimatePulsarProcessingInstrumentation）は、高いデータレートに対応し、NenuFAR（10\、MHz）が到達する最低周波数までリアルタイムコヒーレント分散を提供できます。完全なバックエンド機能と、主要なパルサー観測モード（フォールド、シングルパルス、波形、ダイナミックスペクトル）について説明します。この計測により、85メガヘルツを下回る最初のターゲット検索で172パルサーを検出できました。これには10ミリ秒のパルサーが含まれます（そのうち6つは100MHz未満で初めて検出されました）。また、パルサーに関するNenuFARの「初期の科学」結果の一部を示します。PSRB1919$+$21の放出プロファイルの高周波解像度マッピングと、PSR〜B0809$+$74からの単一パルスサブ構造の詳細な観察16\、MHzまで、68.7\、MHz（43イベント/分）で検出されたクラブパルサーからのジャイアントパルスの高レート、および計測の非常に優れたタイミングパフォーマンスの図。細部のバリエーション。
正確な形状決定のための画像処理
| Title |
Image_processing_for_precise_geometry_determination |
| Authors |
Ines_Belgacem,_Gr\'egory_Jonniaux_and_Fr\'ed\'eric_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02159 |
宇宙探査機で撮影した画像のメタデータにエラーが存在するため、惑星のリモートセンシングアプリケーションで信頼性の高い空間情報を取得することは困難です。私たちは、ニューホライズンズのロングレンジ偵察イメージャー、ガリレオのソリッドステートイメージャー、ボイジャーのイメージングサイエンスサブシステムで撮影された木星の月エウロパのディスク分解画像でこの問題に対処するパイプラインを設計しました。宇宙船の位置、ポインティング、ターゲットの姿勢の誤差を同じ基準と比較して修正します。また、メタデータを検討する前に、歪みを修正する方法についても説明します。最後に、画像のピクセルを楕円形のターゲットに効率的に投影し、各インターセプトポイントでの観測の座標とジオメトリを計算するベクトル化された方法を提案します。
基本リファレンスAGNモニタリング実験（FRAMEx）
| Title |
The_Fundamental_Reference_AGN_Monitoring_Experiment_(FRAMEx) |
| Authors |
B._Dorland_(1),_N._Secrest_(1),_M._Johnson_(1),_T._Fischer_(2),_N._Zacharias_(1),_J._Souchay_(3),_S._Lambert_(3),_C._Barache_(3)_and_F._Taris_(3)_((1)_U.S._Naval_Observatory,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02169 |
米国海軍天文台（USNO）は、パリ天文台（OP）と協力して、基本参照AGNモニタリング実験（FRAMEx）を実施しています。FRAMExは、USNOとOPの社内観測資産を、電波、赤外線（IR）、可視、およびこれらの目的でアクセスできる他の地上および宇宙ベースの望遠鏡（X線など）で使用します。現在および候補の参照フレームオブジェクト（RFO）（アクティブな銀河核（AGN）で構成される）および代表的なAGNを観察および監視して、複数のタイムスケールでの天文学および測光の変動をよりよく理解する。FRAMExはRFOの選択を改善するだけでなく、AGN研究コミュニティに重要な新しいデータを提供します。このペーパーでは、FRAMExの目的、特定の調査領域、および初期のデータ収集キャンペーンについて説明します。
ヘリウムの大規模な星風の性質とWolf-Rayetタイプの質量損失について
重いヘリウム星の質量損失率は、現代の天体物理学における主要な不確実性の1つです。連星の仲間によって剥がれたか、外層を自分で剥がしたかに関わらず、ヘリウム星の影響と最終的な運命、特に結果として生じるブラックホールの質量は、剥がれたときの風の質量損失に大きく依存します。エンベロープオブジェクト。巨大なヘリウム星の経験的な質量損失の制約は過去数十年で改善されましたが、結果として得られるレシピは、個々の星を十分に解像する観測能力を持つ金属に制限されています。しかし、理論的な取り組みは、より重いヘリウムスターから生じるウルフレイエット（WR）風の複雑さによって妨げられてきました。前例のない努力で、$2.0$と$0.02\、Z_\odot$の間の広い金属性の範囲にわたって、最大$500\、M_\odot$のFeバンプ駆動風を伴うヘリウムの主要シーケンススターに似た次世代の恒星大気モデルを計算します。WRタイプの風の複雑な$\Gamma_\text{e}$依存性と、それらの金属性依存の内訳を明らかにします。後者は多重散乱の開始に関連している可能性があり、より低い金属性でより高い$L/M$比を必要とします。私たちの調査結果に基づいて、私たちは理論的に動機付けられた最初の質量ヘリウムスターの質量損失レシピを導き出しました。また、LyCとHeIIの電離フラックスの推定値も提供します。これにより、低金属性でかなりの寄与をする剥がれたヘリウムスターが見つかります。OBスター風とは対照的に、ヘリウムスターの質量損失は終端速度に比例します。ヘリウムの主系列に限定されますが、私たちの研究は、ヘリウムの星の進化のより良い理論的理解に向けた大きな一歩を示しています。
ハートビートスターとそれらの潮汐励起された振動の詳細な特性評価
| Title |
Detailed_Characterization_of_Heartbeat_Stars_and_their_Tidally_Excited_Oscillations |
| Authors |
Shelley_J._Cheng,_Jim_Fuller,_Zhao_Guo,_Holger_Lehman,_Kelly_Hambleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01851 |
ハートビートスターは、主に潮汐の歪みによって引き起こされる、ペリアストロンでの光度曲線に特徴的な「ハートビート」信号と短周期軌道を持つ偏心連星のクラスです。多くのハートビートスターでは、周期的に励起された振動が、軌道周波数全体の正確な整数倍の周波数で、軌道全体で観測されます。ここでは、心拍星KIC6117415、KIC11494130、およびKIC5790807の潮汐励起振動を特徴付けます。ケプラー光度曲線と動径速度測定を使用して、重力暗化、四肢暗化などのバイナリモデリングソフトウェアELLCを使用して、最初に心拍星をモデリングします。、ドップラーブースティング、反射。次に、周波数分析を行って、潮汐で励起された振動の振幅と周波数を決定します。最後に、各システムの恒星構造モデルに潮汐理論を適用して、偶然の共鳴が観測された潮汐励起振動の原因であるかどうか、または共鳴ロックプロセスが機能しているかどうかを判断します。KIC11494130では共振ロックが発生している可能性が高いが、KIC6117415またはKIC5790807では発生していない。
原始惑星系円盤力学に対する光度バーストの影響
| Title |
The_effect_of_luminosity_outbursts_on_the_protoplanetary_disk_dynamics |
| Authors |
E._I._Vorobyov_(1,2,3),_V._Elbakyan_(2),_Michihiro_Takami_(4),_Hauyu_Baobab_Liu_(4)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_1180,_Austria,_(2)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov-on-Don,_344090_Russia,_(3)_Ural_Federal_University,_51_Lenin_Str.,_620051_Ekaterinburg,_Russia,_(4)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_11F_of_Astronomy-Mathematics_Building,_AS/NTU_No.1,_Sec._4,_Roosevelt_Rd,_Taipei_10617,_Taiwan,_R.O.C.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01888 |
目的：原始惑星系円盤のさまざまな持続時間の光度バーストへの応答を研究して、円盤内の重力不安定性の強度と持続可能性に対するバーストの影響を決定します。バースト中およびバースト後のガスおよび成長したダスト（1mmから数cm）の空間分布に特別な重点が置かれています。方法：FEOSADコードを使用した数値流体力学シミュレーションを使用して、薄いディスクの限界におけるガスとダストのダイナミクスを研究しました。反作用とダストの成長を含むダストとガスの摩擦も考慮されました。さまざまな期間（100年から500年）のバーストは、熱点火された磁気回転不安定性に従って開始されました。マグニチュードが一定のバーストと減少するバーストの輝度曲線を採用して、FUオリオンス型噴火の2つの典型的な制限ケースを表しています。結果：バーストの短期的な影響は、ディスクを加熱して膨張させることにより、重力不安定性の強度を低減することです。スパイラルの回転周期に匹敵する持続時間を持つ最長のバーストは、バーストの終わりまでにガスディスクの元の2アームスパイラルパターンを完全に溶解できますが、最短のバーストはスパイラルパターンを弱めるだけです。バーストに対する成長したダストの反応は多少異なります。アーム間領域に深い空洞があるスパイラル状の初期分布は、深いギャップを持つリング状の分布に変わります。この変換は、最長のバーストで最もよく表されます。バーストの長期的な影響は、バーストの開始時の初期ディスク状態に依存します。場合によっては、バースト後の数千年で激しいディスクフラグメンテーションが発生しますが、バーストのないモデルにはありませんでした（省略）。
太陽周期予測の進歩：視点での太陽黒点周期24-25
太陽の動的な活動は、その内部で働く電磁流体力学的ダイナモ機構によって支えられており、空間内の電磁環境、粒子環境、および放射環境を変調します。短いタイムスケールでの太陽活動の変化は宇宙天気を生み出しますが、ゆっくりとした長期変調は宇宙気候の基礎を形成します。宇宙天気は多様な宇宙依存技術に影響を与え、宇宙気候は惑星の大気と気候に影響を与えます。これらの状況では、太陽の活動について事前に知ることが重要です。ただし、太陽恒星の磁気活動を予測することは、未解決の課題として残っています。このレビューでは、黒点周期24と次の周期25の予測が要約され、批評的に評価されます。分析は、さまざまな手法に基づく予測が太陽周期24〜25で一致しない一方で、太陽周期25の物理学ベースの予測が収束し、弱い太陽黒点周期25を示していることを示しています。物理学ベースの予測におけるこの収束は、太陽サイクルの予測可能性の基本的な理解における進歩の概要。この理解に基づいて、太陽サイクル予測に関連するいくつかの未解決の問題の解決策について説明します。
銀河の前景における進化した恒星の人口を特徴づけるI：ボロメータ等級、空間分布およびP-L関係
| Title |
Characterizing_the_Evolved_Stellar_Population_in_the_Galactic_Foreground_I:_Bolometric_Magnitudes,_Spatial_Distribution_and_P-L_Relations |
| Authors |
Luis_Henry_Quiroga-Nu\~nez,_Huib_Jan_van_Langevelde,_Lor\'ant_O._Sjouwerman,_Ylva_M._Pihlstr\"om,_Anthony_G._A._Brown,_R._Michael_Rich,_Michael_C._Stroh,_Megan_O._Lewis_and_Harm_J._Habing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01909 |
メーザー恒星ビーコンを使用したラジオキャンペーンは、銀河恒星の個体群を特徴付ける重要な情報を提供しています。現在、バルジ非対称および動的進化（BAaDE）プロジェクトは、SiOメーザーの赤外線（IR）色選択ターゲットを調査しています。これは、視線速度とおそらくVLBI固有運動を使用して、内部の光学的に隠された銀河を研究するために使用できる進化した星のサンプルを提供します。運動学研究にBAaDEサンプルを使用するには、恒星の個体数を特徴付ける必要があります。この研究では、BAaDEターゲットはIR（2MASS）および光学Gaiaサンプルとクロスマッチングされています。このクロスマッチの相乗効果をガイア視差と絶滅マップとともに探索することにより、ローカル（$d<2$kpc）AGBスターを特徴付けることができます。私たちは、BAaDEターゲットとIRおよび光学調査のクロスマッチングから得られた20,111個のソースの\textit{BAaDE-Gaia}サンプルを定義しました。このサンプルから、正確な視差測定で1,812個の進化した星の〜{\local}サンプルが確認され、進化した恒星の進化段階が確認されました。太陽の周囲2kpc以内の距離が選択され、絶対（ボロメトリック）等級が推定されました。変動するGaiaの対応を持つ進化した恒星の人口は、中程度の明度（$1,500^{+3,000}_{-500}\L_\odot$）と250〜1,250日の期間のAGB星に主に関連付けられているようです。
3年間のHARPS-N高解像度分光法および太陽の正確な放射速度データ
| Title |
Three_Years_of_HARPS-N_High-Resolution_Spectroscopy_and_Precise_Radial_Velocity_Data_for_the_Sun |
| Authors |
X._Dumusque,_M._Cretignier,_D._Sosnowska,_N._Buchschacher,_C._Lovis,_D._F._Phillips,_F._Pepe,_F._Alesina,_L._A._Buchhave,_J._Burnier,_M._Cecconi,_H._M._Cegla,_R._Cloutier,_A._Collier_Cameron,_R._Cosentino,_A._Ghedina,_M._Gonzalez,_R._D._Haywood,_D._W._Latham,_M._Lodi,_M._Lopez-Morales,_J._Maldonado,_L._Malavolta,_G._Micela,_E._Molinari,_A._Mortier,_H._Perez_Ventura,_M._Pinamonti,_E._Poretti,_K._Rice,_L._Riverol,_C._Riverol,_J._San_Juan,_D._Segransan,_A._Sozzetti,_S._J.Thompson,_S._Udry,_T._G_Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01945 |
HARPS-Nに接続された太陽望遠鏡は、2015年の夏以来太陽を観測しています。このようなハイケイデンスで長いベースラインのデータセットは、太陽と装置によって引き起こされる偽の放射速度（RV）信号を理解するために重要です。この原稿は、この論文と一緒にリリースされた3年間の太陽データの前例のないRV精度を得るために実行されたデータ削減について説明しています。私たちの太陽のほぼ継続的な観測により、現在のHARPS-Nデータ削減ソフトウェア（DRS）によって削減されたHARPS-N太陽データのサブシステムを検出することができました。太陽データのRV精度を改善するために、新しいESPRESSODRSを使用してそれらを削減し、検出された系統を緩和する新しいレシピを開発しました。新しいデータ削減によってもたらされる最も重要な改善は、毎日のRVのばらつきが1.28から1.09\msに大幅に減少したことです。これは、波長ソリューションを導出するためのより安定した方法のおかげですが、より近い時期にキャリブレーションを使用することによるものです。また、現在のHARPS-NDRSは、不安定なトリウムラインを使用しているため、$\sim$1.2\msの長期ドリフトを引き起こすことも示しています。その結果、古い太陽のRVは太陽磁気サイクルと弱い相関関係にあり、これは予想されていません。それどころか、新しく導出されたRVははるかに相関が高く、ピアソン相関係数は0.93です。また、機器の体系から解放されたカルシウム活動指数を抽出するためのゴースト汚染の特別な修正についても説明します。私たちの仕事は、HARPS-Nスペクトログラフに影響を与える機器およびデータ削減体系のより良い理解につながります。これまでにない時系列の34550の高解像度スペクトルと正確なRVを表す、リリースされた新しい太陽データは、他の地球の検出を可能にすることを目的として、太陽型星の恒星活動信号を理解するために重要です。
彩層とコロナからの相対放出：スペクトルのタイプと年齢への依存
| Title |
The_relative_emission_from_chromospheres_and_coronae:_dependence_on_spectral_type_and_age |
| Authors |
Jeffrey_L._Linsky,_Brian_E._Wood,_Allison_Youngblood,_Alexander_Brown,_Cynthia_S._Froning,_Kevin_France,_Andrea_P._Buccino,_Steven_R._Cranmer,_Pablo_Mauas,_Yamila_Miguel,_Sebastian_Pineda,_Sarah_Rugheimer,_Mariela_Vieytes,_Peter_J._Wheatley_and_David_J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01958 |
恒星コロナからの極端紫外線とX線の放出は、惑星外大気からの質量損失を引き起こし、恒星彩層からの紫外線放出は、太陽系外大気の光化学を引き起こします。ホスト星のスペクトルエネルギー分布の比較は、したがって、太陽系外惑星の進化と居住性を理解するために不可欠です。MUSCLES、Mega-MUSCLES、およびその他の最近のHST観測プログラムで観測された多数の星は、重要なものを特定するためにX線フラックスと比較する、再構築されたライマンアルファフラックスの大きなサンプル（79星）を初めて提供しました恒星の年齢と有効温度の関数としてのこれら2つの大気領域からの相対放出のパターン。主系列で星が古くなるにつれて、それらの彩層とコロナからの放出は、これらの大気層における磁気加熱の量に応じたパターンに従うことがわかります。単一のトレンドラインの傾きは、GとKの矮星のX線対ライマンアルファ放射のパターンを表しますが、Mの矮星の異なるトレンドラインは、M星のライマンアルファフラックスが同じ星の暖かい星よりも著しく小さいことを示していますX線フラックス。X線およびライマンアルファ光度を恒星ボロメータ光度で割ると、恒星の年齢に応じて異なるパターンが表示されます。L（Lyman-alpha）/L（bol）比率はすべての年齢層のより冷たい星にスムーズに増加しますが、L（X）/L（bol）比率は異なる傾向を示します。古い星の場合、T（eff）の減少に伴うコロナ放射の増加は、彩層放射よりも急です。大気特性とコロナおよび彩層加熱に関連するトレンドラインの間の基本的なリンクを提案します。
若い星のリチウム回転関係
リチウムは、恒星の内部で動作する混合プロセスに対する敏感なプローブです。長年にわたり、おそらくは回転によって引き起こされる内部混合の結果として、リチウム存在量と恒星の回転の間に関連があると疑われてきました。近年、いくつかの研究が低質量の若い星についてこの関係を確認し、洗練させました。さまざまな星形成領域と若い散開星団では、回転の速いK矮星は、回転の遅い兄弟と比較して、リチウムに富んでいることがわかります。このリチウム回転の相関関係は、単純な期待に反していますが、それを説明するためにいくつかのモデルが提案されています。ここでは、最近の観察結果を確認し、提案された解釈について簡単に説明します。
ガイアデータとリチウムテストに基づく若い近くの暴走星の同定
| Title |
Identification_of_young_nearby_runaway_stars_based_on_Gaia_data_and_the_lithium_test |
| Authors |
R._Bischoff,_M._Mugrauer,_G._Torres,_T._Heyne,_O._Lux,_V._Munz,_R._Neuh\"auser,_S._Hoffmann,_A._Trepanovski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02123 |
若い近くの暴走星は、それらの起源の場所と、おそらく中性子星などの関連オブジェクトを検索するのに適しています。Tetzlaff、Neuh\"auser＆Hohle（2011）は、Hipparcosから若い（$\le50$Myr）暴走星候補を選択しました。候補は、Hertzsprung-Russellダイアグラムと進化モデルの場所から年齢を推定しました。ここで、新しいGaiaDR2データを使用するだけでなく、若者の指標であるリチウムを測定することによって、若い年齢をより正確に再決定または制約します。308星の場合、スペクトルを取得して、リチウム7同位体の強い共鳴二重項を検索しました6708$\unicode{xC5}$にあります。スペクトルは、2015年2月から2018年6月に大学天文台イェーナのエシェルスペクトログラフFLECHASで、2011年4月から2017年6月にフレッドL.ホイップル天文台でTRESを使用して取得しました。彼らのスペクトルでリチウムの有意な出現を伴う208個の星を発見し、5個は可能年齢より若くまたは約50マイアを持っています。これらの標的のうちの3個はGJ182、約24個の最も近い既知の暴走星よりさらに近いです。これらの星は若い暴走星の動的または超新星放出からのそれらの起源のさらなる調査に適しています。
| Title |
The_Galactic_cosmic_ray_intensity_at_the_evolving_Earth_and_young_exoplanets |
| Authors |
D._Rodgers-Lee,_A._A._Vidotto,_A._M._Taylor,_P._B._Rimmer_and_T._P._Downes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02173 |
宇宙線は地球の生命の始まりに貢献したかもしれません。ここでは、年齢$t=0.6-6.0\、$Gyrからの地球の銀河宇宙線スペクトルの進化を調査します。1D宇宙線輸送モデルと1.5D恒星風モデルを使用して、太陽型星の進化する風特性を導き出します。$t=1\、$Gyrで、地球上で生命が始まったとおおよその場合、$\sim$GeVの銀河宇宙線の強度は、現在の値よりも$\sim10$倍小さいことがわかります。運動エネルギーが低いと、銀河宇宙線の変調はさらに厳しくなります。より一般的には、低エネルギー銀河宇宙線の微分強度は若い年齢で減少し、太陽回転速度の破れたべき法則によってよく説明されることがわかります。地球の軌道におけるさまざまな年齢の銀河宇宙線スペクトルの分析式を提供します。私たちのモデルは、異なる半径で周回する太陽系外惑星を持つ他の太陽型の星にも適用できます。具体的には、20$\、$auで$t=600\、$Myrの銀河宇宙線スペクトルを使用して、若い画像を周回する直接画像化された太陽系外惑星HR$\、$2562bの大気中の宇宙線の侵入を推定します。太陽型の星。粒子$<0.1$GeVの大部分は、圧力$\gtrsim10^{-5}\、$barで減衰するため、$\sim100\、$km未満の高度に到達しないことがわかります。暖かい木星の大気中の銀河宇宙線スペクトルを観測的に制限すると、若い地球のような太陽系外惑星に到達する宇宙線の束を制限するのに役立ちます。
断面放出プロファイルにおける複数の隠されたコロナストランドの証拠と分析：NASAの高解像度ソーラーコロナルイメージャーからのさらなる結果
| Title |
Evidence_for_and_Analysis_of_Multiple_Hidden_Coronal_Strands_in_Cross-Sectional_Emission_Profiles:_Further_Results_from_NASA's_High-resolution_Solar_Coronal_Imager |
| Authors |
Thomas_Williams,_Robert_W._Walsh,_Hardi_Peter,_Amy_R._Winebarger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02210 |
NASAの高解像度コロナルイメージャー（Hi-C2.1）17.2nmの観測を利用した以前の研究では、データセットで利用可能な空間スケールが増加しても、まだ完全に解決されていないコロナ構造の証拠がある可能性があることが明らかになりました。このフォローアップ調査では、コロナストランドの断面スライスがHi-C2.1の視野全体にわたって取得されます。以前のループ幅の研究に続いて、コロナストランドを分離するためにバックグラウンド放射が削除されます。結果の強度変動は、非線形最小二乗曲線フィッティング法を使用して複数のガウスプロファイルを同時にフィッティングすることによって再現されます。合計で、183のガウスプロファイルは、データで示唆されている可能な構造について調べられます。半値全幅（FWHM）は、ガウスごとに決定され、照合および分析されます。最も頻度の高い構造幅は約$450-575kmで、NASAの太陽力学観測所大気撮像アセンブリ（AIA）分解スケール（600-1000km）の下のストランド幅の47％です。AIAピクセル幅（435km）の下に存在するのは17％だけで、Hi-C2.1分解スケール（$\約220〜340km）でストランドの6％しかありません。これらの結果は、Hi-C2.1によって観測された非ガウス型の断面放出プロファイルが、さらに細かいサブ解像度要素の結果ではなく、解決可能な統合された見通し線に沿った複数のストランドの結果であることを示唆しています。
Collinder 135とUBC 7：オープンクラスターの物理ペア
| Title |
Collinder_135_and_UBC_7:_A_Physical_Pair_of_Open_Clusters |
| Authors |
Dana_Kovaleva,_Marina_Ishchenko,_Ekaterina_Postnikova,_Peter_Berczik,_Anatoly_E._Piskunov,_Nina_V._Kharchenko,_Evgeny_Polyachenko,_Sabine_Reffert,_Kseniia_Sysoliatina,_Andreas_Just |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02223 |
2つのオープンクラスターCr135とUBC7が空に近いことを考慮して、2つのクラスターが物理的に関連している可能性を調査します。オープンクラスターのCollinder135とUBC7（太陽から300個）の現在の恒星メンバーシップを回復し、運動学的パラメーター、年齢、質量を制約し、原始的な位相空間構成を復元することを目指しています。最も信頼性の高いクラスターメンバーは、GaiaDR2データの使用のために変更された従来の方法で選択されます。数値シミュレーションでは、元の高次Hermite4コード\PGRAPEを使用して、時間を遡ってクラスター軌道を統合します。クラスタの年齢、空間座標、速度、半径、質量を制約します。クラスタ中心の実際の分離は24個に相当すると推定します。軌道積分は、現在の視線速度が非常に類似しており、総質量が決定された最も信頼できるメンバーの質量の7倍以上大きい場合、クラスターは過去により近いことを示しています。観測的証拠と数値シミュレーションに基づいて、Cr135とUBC7の2つのクラスターが物理的なペアを形成した可能性が非常に高いと結論付けています。偶然の一致の確率は約$2\％$です。
太陽サイクル予測の代数的方法に向けてI.個々の活動領域の極限双極子寄与の計算
| Title |
Towards_an_algebraic_method_of_solar_cycle_prediction_I._Calculating_the_ultimate_dipole_contributions_of_individual_active_regions |
| Authors |
Krist\'of_Petrovay,_Melinda_Nagy,_Anthony_R._Yeates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02299 |
次の太陽サイクルにおける活動レベルの最も信頼性の高い前駆体であると広く考えられている、太陽極小での太陽軸双極子モーメントの値を計算する代数的方法の潜在的な使用について説明します。この方法は、太陽の軸双極子モーメント\revtwo{サイクルの終わり}に対する個々のアクティブ領域の最終的な寄与を合計することで構成されます。アプローチの潜在的な制限は、基礎となる表面流束輸送（SFT）モデルの詳細への依存です。分析的方法と数値的方法の両方で、アクティブ領域の初期双極子モーメントと極限双極子モーメントの寄与に関連する因子が、パラメーター$\eta/\Delta_u$を介してSFTモデルの詳細のみに依存するパラメーターを持つ緯度のガウス依存性を表示することを示しますここで、$\eta$は超粒状拡散係数、$\Delta_u$は赤道上の子午面流の発散です。2$\times$2Dダイナモモデルでシミュレーションされたサイクルとの比較で、代数的方法に関連する不正確さがわずかであり、大多数のサイクルで双極子モーメント値を再現できる可能性があることをさらに示します。
太陽サイクル予測の代数的方法に向けてII。 ARDoRで詳細な入力データの必要性を減らす
| Title |
Towards_an_algebraic_method_of_solar_cycle_prediction_II._Reducing_the_need_for_detailed_input_data_with_ARDoR |
| Authors |
Melinda_Nagy,_Krist\'of_Petrovay,_Alexandre_Lemerle,_Paul_Charbonneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02300 |
このシリーズの最初の論文では、太陽黒点の最小値での太陽双極子モーメント値の再構築および予測の代数的方法（次の太陽周期の振幅の優れた予測因子であることがわかっている）が提案されました。この方法は、太陽サイクルの個々のアクティブ領域の最終的な双極子モーメントの寄与を合計します。これには、詳細かつ信頼性の高い入力データが、原則として太陽サイクルの数千のアクティブ領域に必要です。詳細な入力データの必要性を減らすために、ここではARDoR（不正領域のアクティブ領域度）と呼ばれる新しいアクティブ領域記述子を提案します。2$\times$2Dダイナモモデルでシミュレートされた多数の活動サイクルの詳細な統計分析で、ARDoRを減らして活動領域をランク付けすると、サイクルの終わりに太陽双極子モーメントが適切に再現されることがわかります。このリストの上位の$N$リージョンを明示的に検討するのに十分です。$N$は比較的小さい数値ですが、他のリージョンではARDoR値をゼロに設定できます。たとえば、$N=5$の場合、$\pm$30％を超えるエラーで双極子モーメントが再現されるサイクルの割合は12％にすぎず、$N=0$の場合、つまりARDoRがゼロに設定されている場合と比べて大幅に減少します。この割合が26％であるすべてのアクティブな領域。これは、太陽活動のサイクル間変動に対する確率的影響が、多数の小さなARの複合効果ではなく、少数の大きな「ローグ」アクティブ領域の影響によって支配されていることを示しています。この方法は、将来の太陽サイクル予測に使用できる可能性があります。
量子トンネリングへの確率的アプローチの定量分析
| Title |
Quantitative_Analysis_of_the_Stochastic_Approach_to_Quantum_Tunneling |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Fabrizio_Rompineve,_Neil_Shah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.00017 |
最近、場の理論で量子トンネリングを計算する別の方法への関心が高まっています。特に興味深いのは、（i）場と運動量共役の確率的初期条件を得るために、自由理論ガウス近似からウィグナー分布へのサンプリングを行い、次に（ii）古典的な場の運動方程式の下で展開する確率的アプローチです。ランダムな泡の形成につながります。以前の研究は、この確率論的アプローチにおけるトンネル速度の対数と通常のインスタントン近似の間のパラメトリックな一致を示しました。しかし、最近の研究[1]では、これらの方法間の正確な定量的合意が主張されています。ここでは、このアプローチが実際には正確に一致しないことを示します。確率論的方法は、インスタントントンネリングレートを過剰に予測する傾向があります。これを定量化するために、初期確率変動の標準偏差を$\epsilon\sigma$でパラメーター化します。ここで、$\sigma$はガウス分布の実際の標準偏差であり、$\epsilon$はファッジ係数です。$\epsilon=1$は物理的な値です。[1]で定量的な一致を得るための初期条件の選択が$\epsilon=1/2$に対応することを示します。確率的アプローチを数値的に実装して、1+1次元のポテンシャルの範囲の気泡形成率を取得します。$\epsilon$は、インスタントンレートに向かってはるかに大きな確率的レートを抑制するために、常に1よりも少し小さい必要があることがわかります。。他のウィグナー分布からサンプリングする場合、および初期量子システムが正確なガウス状態で準備されている場合でも、単一粒子量子力学でも予測の不一致が発生することがわかります。目標が2つの方法の間の合意を得ることである場合、変動の最適なファッジファクターを指定するための処方箋を開発できれば、確率論的アプローチが有用であることを私たちの結果は示しています。
離散的なフレーバー対称性からの重力波のサイン
| Title |
Gravitational_wave_signatures_from_discrete_flavor_symmetries |
| Authors |
Graciela_B._Gelmini,_Silvia_Pascoli,_Edoardo_Vitagliano_and_Ye-Ling_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01903 |
非アーベル離散対称性は、レプトンの質量とフレーバーの混合のパターンを説明するために広く使用されています。これらのモデルでは、与えられた対称性が高いスケールで想定され、真空期待値を取得するスカラー（フラボン）によって自発的に破られます。通常、振動パラメーターの結果として生じる主要な次数の予測には、ニュートリノ振動データに準拠するための修正が必要です。対称性の明示的な小さな破れを通じて、このような修正を導入します。これには、インフレに頼らずにこれらのモデルの宇宙論的問題を解決するという利点があります。明示的な破壊は、異なる真空間のエネルギー差または「バイアス」を引き起こし、対称性の破壊後に不可避的に生成される磁壁の消滅をそれらの消滅に向けます。重要なことに、壁の消滅は重力波につながり、現在および/または将来の実験で観測される可能性があります。壁が消滅すると、複数の重なり合ったピークを持つ重力波の特徴的なパターンが生成されることを示します。これは、将来の検出器の到達範囲内です。また、バイアスを適切に選択すれば、壁を離れて膨らませる必要がなく、1〜$10^{18}$GeVの自然破壊スケールに対して、離散的なフレーバー対称性からの宇宙壁が宇宙論的に安全である可能性があることも示しています。例として、特定の$A_4$モデルを使用します。このモデルでは、右手系ニュートリノ質量項に明示的な破壊が含まれています。
スカラー$ \ epsilon $ -Field Dark Energyでのベイジアンモデルの選択
| Title |
Bayesian_model_selection_on_Scalar_$\epsilon$-Field_Dark_Energy |
| Authors |
J._Alberto_V\'azquez,_David_Tamayo,_Anjan_A._Sen_and_Israel_Quiroz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.01904 |
この論文の主な目的は、宇宙の加速された膨張を説明し、その観測量を現在の宇宙観測と比較するための主要な候補として、最小結合スカラー場（真髄と幻影）を分析することです。副産物として、Pythonモジュールを提示します。この作業にはパラメーター$\epsilon$が含まれており、これにより、同じ分析内に本質と幻影の両方のフィールドを組み込むことができます。これまでに含まれているポテンシャルの例は、$V（\phi）=V_0\phi^{\mu}e^{\beta\phi^\alpha}$および$V（\phi）=V_0（\cosh（\alpha\phi）+\beta）$$\alpha$、$\mu$および$\beta$は自由パラメーターですが、分析は他のスカラー場ポテンシャルに簡単に拡張できます。フィールドコンポーネントと物質の標準的な内容に加えて、コードには空間曲率（$\Omega_k$）からの寄与も組み込まれています。これは、最近の研究で注目されているためです。分析には、最新のデータセットとネストされたサンプラーが含まれ、モデル選択を実行できるベイジアンエビデンスとともに事後分布を生成します。この作業では、2つの一般的なポテンシャルを説明するパラメーター空間を制約し、いくつかの組み合わせの中で、現在のデータセットへの最適なフィットが、潜在的な$V（\phi）=V_0の典型的なフィールドをわずかに優先するモデルによって与えられることを発見しました\phi^\mue^{\beta\phi}$、$\beta=0.22\pm1.56$、$\mu=-0.41\pm1.90$、わずかに閉じた曲率$\Omega_{k、0}=-0.0016\pm0.0018$。標準LCDMモデルからの$1.6\sigma$の偏差を示します。このポテンシャルには3つの追加パラメーターが含まれていますが、ベイジアンの証拠$\mathcal{B}_{L、\phi}=2.0$は、曲率（$\Omega_{k、0}=0.0013のあるLCDMと比較してそれを区別できません。\pm0.0018$）。最小のベイジアンの証拠を提供する可能性は、$V（\phi）=V_0\cosh（\alpha\phi）$と$\alpha=-0.61\pm1.36$に対応します。
| Title |
Primordial_gravitational_waves_in_a_minimal_model_of_particle_physics_and_cosmology |
| Authors |
Andreas_Ringwald,_Ken'ichi_Saikawa,_Carlos_Tamarit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02050 |
このホワイトペーパーでは、標準モデル*アクシオン*シーソー*ヒッグスポータルインフレーション（SMASH）モデルで予測された原始重力波（GW）のスペクトルを分析します。これは、5つの基本的な問題に対処する標準モデルの最小拡張として提案されました。素粒子物理学と宇宙論（インフレ、バリオン非対称、ニュートリノ質量、強いCP問題、暗黒物質）SMASHモデルには、2次のペッチェー・クイン（PQ）相転移$T_c\sim10^8\、\mathrm{GeV}$の臨界温度の一意の予測があり、次の方程式に劇的な変化があることを示唆しています。その温度での宇宙の状態。このようなイベントは、インフレ中の原始テンソル変動に起因し、$T\simT_c$で地平線に入るGWのスペクトルに刻印されます。これは、$f\sim1\、\mathrm{Hz}$に対応し、将来の宇宙搭載GW干渉計でカバーされる最高の周波数範囲。PQ相転移全体の有効相対論的自由度を正確に推定し、それを使用して、今日観測されているGWのスペクトルを評価します。将来の高感度GW実験（究極のDECIGO）は、このモデルのPQ相転移から生じる重要な機能を調査できることが示されています。
修正されたテレパラレル重力モデルにおける宇宙論的摂動：境界項拡張
| Title |
Cosmological_perturbations_in_modified_teleparallel_gravity_models:_Boundary_term_extension |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Viktor_Gakis,_Stella_Kiorpelidi,_Tomi_Koivisto,_Jackson_Levi_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02168 |
Teleparallel重力は、一般相対論を超えて重力モデルを構築するための新しい道を提供します。テレパラレル重力は、一般相対性理論と動的に等価になるように組み立てることができますが、その変更は、変更された重力への従来のルートとほとんど同じではありません。$f（T、B）$重力はそのような重力理論の1つであり、場の方程式への2次および4次の寄与が分離されます。この作業では、この新しい重力のフレームワークのすべての重要な宇宙論的摂動を探索します。重力伝搬方程式、そのベクトル摂動安定条件、およびそのスカラー摂動を導出します。物質の摂動と共に、このフレームワークで有効な重力定数を導出し、調査されている特定の重力モデルに依存する興味深い分岐動作を見つけます。これらの結果と他の重力理論との関係についての議論で締めくくります。
非消失レプトンフレーバー非対称性での初期宇宙におけるパイ中間子凝縮とその重力波サイン
| Title |
Pion_condensation_in_the_early_Universe_at_nonvanishing_lepton_flavor_asymmetry_and_its_gravitational_wave_signatures |
| Authors |
Volodymyr_Vovchenko,_Bastian_B._Brandt,_Francesca_Cuteri,_Gergely_Endr\H{o}di,_Fazlollah_Hajkarim,_J\"urgen_Schaffner-Bielich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02309 |
レプトン風味の非対称性の非消失値で、初期宇宙におけるパイ中間子のボーズ・アインシュタイン凝縮相の可能な形成を調査します。非ゼロアイソスピン密度での第一原理格子QCDシミュレーションに基づく、パイ中間子相互作用のあるハドロン共鳴ガスモデルを使用して、電子、ミューオン、およびタウレプトンの非対称性のさまざまな値での宇宙軌道を評価し、レプトンの総非対称性に関する利用可能な制約を満たします。。電子とミューオンの非対称性の組み合わせが十分に大きい場合、宇宙軌道はパイ中間子凝縮相を通過できます。$|l_e+l_{\mu}|\gtrsim0.1$。個々のフレーバーの非対称性の違い$l_e-l_\mu$にはほとんど影響されません。したがって、個々のレプトンフレーバーの非対称性の値に対する将来の制約は、宇宙のQCDエポック中のパイ中間子の凝縮を確認または除外することができます。私たちは、パイ中間子凝縮相が原始重力波のスペクトルとQCDスケールでの原始ブラックホールの質量分布の両方に痕跡を残すことを示します。最近のLIGOイベントGW190521のブラックホールバイナリをそのフェーズで形成できます。
ブラックホールの増加と直接検出によるダークフラックス
| Title |
Dark_Fluxes_from_Accreting_Black_Holes_and_Direct_Detections |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Sichun_Sun,_Bing_Zhang,_Yun-Long_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.02315 |
ブラックホールシステムを降着することは、いくつかの異なるメカニズムを介してkeVの光暗黒物質フラックスのソースになる可能性があることを示しています。システムの2つのタイプについて説明します。アクティブな銀河核（AGN）の超大質量ブラックホールの周りのコロナ熱プラズマと、恒星質量X線ブラックホールバイナリ（BHB）の降着円盤です。これらのブラックホールシステムがどのようにkeVのライトダークマターフラックスを生成するかを調査し、XENON1Tの過剰を説明するために、観測されたAGNおよびBHBsソースからのダークフラックスがエディントンの制限を超える必要があることを確認します。また、ブラックホールの質量領域を原始ブラックホール（PBH）に拡張し、PBHの超放射またはホーキング放射を介してkeV光の暗フラックスに寄与する可能性について説明します。さらに、ブラックホールは、重い暗黒物質粒子を付着させて増強するための優れた加速器となります。衝突や暗い電磁気を考慮すると、それらの粒子は脱出して、XENON1T検出器で0.1cのベンチマーク速度に達する可能性があります。
