自己相互作用する暗黒物質密度プロファイルの等温ジーンズモデリングの驚くべき精度
| Title |
The_surprising_accuracy_of_isothermal_Jeans_modelling_of_self-interacting_dark_matter_density_profiles |
| Authors |
Andrew_Robertson_(1),_Richard_Massey_(1),_Vincent_Eke_(1),_Joop_Schaye_(2)_and_Tom_Theuns_(1)_((1)_Durham-ICC,_(2)_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07844 |
自己相互作用暗黒物質（SIDM）の観察証拠の最近の主張は、SIDMを含む銀河および銀河クラスターの密度プロファイルを予測するための半分析的手法に依存しています。等温ジーンズモデリングとして知られているこの方法の完全な説明を示し、宇宙論的シミュレーションから取得されたハローの大きなアンサンブルでそれをテストします。私たちのシミュレーションは、冷たい無衝突暗黒物質（CDM）と2つの異なるSIDMモデルを使用して実行されました。すべて、暗黒物質のみのバリアントと、バリオンと関連する銀河形成の物理を含むバージョンを使用しています。さまざまなボックスサイズと解像度を組み合わせて、3e10から3e15Msunの範囲の質量を持つハローを研究します。全体的に、等温ジーンズモデルは、CDMハローのNavarro-Frenk-Whiteプロファイルと同様に、シミュレートされたSIDM密度プロファイルの正確な説明を提供することがわかります。シミュレーションされた密度プロファイルと比較して、モデル予測を使用して、シミュレーションの実行に使用される入力DM-DM散乱断面積を決定できます。これは特に大きな断面積でうまく機能しますが、CDMの結果は、モデルパラメータースペースのサンプリングに採用された方法に固有の小さな断面積に対するバイアスにより、非ゼロ（かなり小さい）断面積を優先する傾向があります。バリオンを含めると、SIDM断面積に強く依存しない中間質量（10^12-10^13Msun）のハローのDMプロファイルが得られますが、モデルはハローの質量範囲全体で機能します。したがって、最も厳しい制約は、質量の小さいハローと小さいハローから生じます。それは、矮小銀河と銀河団です。
Djorgovski-Gurzadyan暗黒エネルギー積分方程式とハッブル図について
最初にGurzadyan-Xueモデルに基づいて、量子真空ゆらぎからの暗黒エネルギー密度の値の観測的側面を検討します。Djorgovski-Gurzadyan積分方程式を、移動する地平線の微分方程式に変換し、次に、得られた明度距離の明示的な形式を使用して、2つのクラスの観測サンプルのハッブル図を作成します。超新星とガンマ線バーストデータの場合、このアプローチは、少なくとも$\Lambda$CDMモデルと同等の量で、最大$z\simeq9$までの距離に対して実行可能な予測を提供することを示します。両方のモデルのハッブルパラメータ依存$H（z）$は、$z=0.4018$での相互交差も明らかにしますが、その解釈はそれほど明白ではないようです。
NANOGravコラボレーションは最近、確率論的重力波背景として解釈される確率論的共通スペクトルプロセスの強力な証拠を公開しました。そのような信号は、インフレーション中に生成されるかなりのスカラー摂動の崩壊から原始ブラックホールの形成中に生成される2次重力波によって説明できることを示します。この可能性には次の2つの予測があります。）M_\odot$および$ii$）重力波の確率的背景もLISA実験で確認できます。
フラクタル地平線ホログラフィック暗黒エネルギーの幾何学的観測範囲
変更された領域エントロピーをもたらすCOVID-19ジオメトリに触発された宇宙論的地平線の新しいフラクタル構造は、暗黒エネルギーを提供するために宇宙論に適用されます。観測データの完全なセットに基づく制約が導出されます。標準の$\Lambda$CDMモデルと比較して、このような暗黒エネルギーを支持する強いベイズの証拠があり、このエネルギーを宇宙定数に還元することはできません。さらに、バリオン密度パラメーターの値を小さくし、ハッブルパラメーターの値を大きくするシフトがあり、ハッブル張力が減少します。
BAOからの音の地平線とハッブル定数の組換えに依存しない決定
| Title |
Recombination-independent_determination_of_the_sound_horizon_and_the_Hubble_constant_from_BAO |
| Authors |
Levon_Pogosian,_Gong-Bo_Zhao,_Karsten_Jedamzik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08455 |
ハッブルの緊張と再結合の物理学を変更することによってそれを解決しようとする試みは、$H_0$を決定する方法を見つける動機を与え、どちらも依存しない方法で$r_{\rmd}$をバリオン分離のエポックで音の地平線に再結合モデルでも、後期ハッブルデータでも。この作業では、$r_{\rmd}$と$H_0$を独立した自由パラメーターとして扱うときに、現在および将来のBAOデータから何を学べるかを調査します。BAOが製品$r_{\rmd}H_0$に絶妙な制約を与えることはよく知られています。ここでは、$\Omega_{\rmm}h^2$に適度な事前を課すと、$r_{\rmd}$と$H_0$の間の縮退が壊れることを示しています。最近リリースされたeBOSSDR16を含む最新のBAOデータと、Planckの最適な$\Lambda$CDMモデルに基づく$\Omega_{\rmm}h^2$を使用して、$r_{\rmd}=143.7\pm2.7$Mpcおよび$H_0=69.6\pm1.8$km/s/Mpc。したがって、BAOデータは、$\Lambda$CDMモデルのPlanckデータから推定されるデータよりも、やや低い$r_{\rmd}$と高い$H_0$を優先します。BAOをパンテオン超新星、DES銀河の弱いレンズ効果、PlanckまたはSPTPolCMBレンズ効果、および宇宙クロノメーターデータと組み合わせると、同様の値が見つかります。DESIの予測を実行し、$\Omega_{\rmm}h^2$で適度な事前の支援を受けた場合、DESIは再結合モデルを仮定せずに$r_{\rmd}$と$H_0$を測定することがわかりますPlanckによる現在の最良の見積もりを上回る精度で。
クラスター差分画像測光調査。 II。 TOI 837：IC 2602で検証された若い惑星
| Title |
Cluster_Difference_Imaging_Photometric_Survey._II._TOI_837:_A_Young_Validated_Planet_in_IC_2602 |
| Authors |
L._G._Bouma,_J._D._Hartman,_R._Brahm,_P._Evans,_K._A._Collins,_G._Zhou,_P._Sarkis,_S._N._Quinn,_J._de_Leon,_J._Livingston,_C._Bergmann,_K._G._Stassun,_W._Bhatti,_J._N._Winn,_G._\'A_Bakos,_L._Abe,_N._Crouzet,_G._Dransfield,_T._Guillot,_W._Marie-Sainte,_D._M\'ekarnia,_A._H.M.J._Triaud,_C._G._Tinney,_T._Henning,_N._Espinoza,_A._Jord\'an,_M._Barbieri,_S._Nandakumar,_T._Trifonov,_J._I._Vines,_M._Vuckovic,_C._Ziegler,_N._Law,_A._W._Mann,_G._R._Ricker,_R._Vanderspek,_S._Seager,_J._M._Jenkins,_C._J._Burke,_D._Dragomir,_A._M._Levine,_E._V._Quintana,_J._E._Rodriguez,_J._C._Smith,_B._Wohler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07845 |
TOI837bの発見と通過する惑星としての検証について報告します。NASATESSミッション、ESAガイアミッション、ElSauceとASTEP400からの地上測光、CHIRON、FEROS、Veloceからの分光法を使用して、システムを特徴付けます。TOI837は、南部のオープンクラスターIC2602で$T=9.9$等級G0/F9の矮星であることがわかります。したがって、星と惑星は$35^{+11}_{-5}$百万年前のものです。クラスターの光度図から導き出された恒星パラメーターのトランジット測光を以前の測光と組み合わせると、惑星の軌道周期は$8.3\、{\rmd}$で、木星（$R_{\rmp}=0.77^{+0.09}_{-0.07}\、R_{\rmJup}$）。動径速度監視から、$M_{\rmp}\sini$を1.20未満に制限します$M_{\rmJup}$（3-$\sigma$）。トランジットは、星の手足を放牧するか、ほぼ放牧します。放牧トランジットは、天体物理学的な偽陽性のシナリオを示すことが多いため、懸念の原因となります。私たちのフォローアップデータは、そのようなシナリオはありそうもないことを示しています。マルチカラー測光、高解像度イメージング、および放射速度の組み合わせにより、階層的な日食のバイナリシナリオが除外されます。スペックルイメージングによって制限されますが、背景を覆うバイナリシナリオは0.2％の可能性のままです。したがって、TOI837bは検証済みの思春期の太陽系外惑星です。システムの惑星の性質は、恒星の傾斜と惑星の質量の観測を通じて確認または反駁することができます。そのような観察はまた、太陽系外惑星の物理的および軌道特性が時間の経過とともにどのように変化するかについての私たちの理解を改善するかもしれません。
測光的に選択されたケプラーサンプルを使用した既知の惑星の傾向の確認
| Title |
Confirming_known_planetary_trends_using_a_photometrically_selected_Kepler_sample |
| Authors |
Jonah_T._Hansen,_Luca_Casagrande,_Michael_J._Ireland_and_Jane_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08154 |
太陽系外惑星とそれらのホスト星の特性の統計的研究は、惑星形成の情報モデルに重要でした。特に、豊富な\textit{Kepler}データセットから多数の傾向が生じています。これには、太陽系外惑星が金属性が高く、惑星半径の分布に1.9\、$の「ギャップ」が存在する星の周囲で発見される可能性が高いことなどが含まれます。R_\oplus$。ここでは、APOGEE分光測量法を使用して\textit{Gaia}、2MASSおよびStr\"omgren測光に基づいて金属性キャリブレーションを構築する\textit{Kepler}フィールドの新しい分析を示します。このキャリブレーションと質量および半径ベイジアンイソクロンフィッティングアルゴリズムから、これらの傾向の多くを、最近の研究と比較してサンプルサイズは小さいものの、偏りのない測光的に導出されたパラメーターでテストするために使用されます。頻度は、[Fe/H]\、<\、0の場合は$0.88\pm0.12$〜percent、[Fe/H]\、$\geq$\、0の場合は$1.37\pm0.16$〜percentです。惑星の半径のギャップ、および恒星の質量とのわずかな正の相関関係。この方法は、太陽系外惑星のロバストな統計を導き出す可能性があることを示しています。また、\textit{Gaia}DR3からの分光測光法は、狭いバンドと同様の効果的な解像度を持つことに注意してください。フィルターし、小さなサンプを克服することができますこの調査に固有のファイルサイズ。
明るいM矮星TOI-776の周りの半径谷遷移の近くに2つの遷移するミニネプチューンがある惑星系
| Title |
A_planetary_system_with_two_transiting_mini-Neptunes_near_the_radius_valley_transition_around_the_bright_M_dwarf_TOI-776 |
| Authors |
R._Luque,_L._M._Serrano,_K._Molaverdikhani,_M._C._Nixon,_J._H._Livingston,_E._W._Guenther,_E._Pall\'e,_N._Madhusudhan,_G._Nowak,_J._Korth,_W._D._Cochran,_T._Hirano,_P._Chaturvedi,_E._Goffo,_S._Albrecht,_O._Barrag\'an,_C_Brice\~no,_J._Cabrera,_D._Charbonneau,_R._Cloutier,_K._A._Collins,_K._I._Collins,_K._D._Col\'on,_I._J._M._Crossfield,_Sz._Csizmadia,_F._Dai,_H._J._Deeg,_M._Esposito,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_I._Georgieva,_A._Glidden,_R._F._Goeke,_S._Grziwa,_A._P._Hatzes,_C._E._Henze,_S._B._Howell,_J._Irwin,_J._M._Jenkins,_E._L._N._Jensen,_P._K\'abath,_R._C._Kidwell_Jr.,_J._F._Kielkopf,_E._Knudstrup,_K._W._F._Lam,_D._W._Latham,_J._J._Lissauer,_A._W._Mann,_E._C._Matthews,_I._Mireles,_N._Narita,_M._Paegert,_C._M._Persson,_S._Redfield,_G._R._Ricker,_F._Rodler,_J._E._Schlieder,_N._J._Scott,_S._Seager,_et_al._(7_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08338 |
通過する太陽系外惑星観測衛星のセクター10の観測中に検出された明るいM1VスターLP961-53（TOI-776、J=8.5mag、M=0.54+-0.03Msun）の周囲にある2つの通過惑星の発見と特性評価を報告します（TESS）。それらをHARPS放射速度と組み合わせて、MEarthとLCOGT望遠鏡からの地上ベースの追跡通過観測と同様に、内部惑星TOI-776b、周期8.25d、半径1.83+-0.11Reを測定しました。質量は4.66+-0.97Me;外側の惑星の場合、TOI-776c、周期は15.66d、半径は2.06+-0.13Re、質量は6.1+-1.5Meです。ドップラーデータは、35dの周期で、星の回転周期に関連する1つの追加信号を示しています。15年間の地上の測光モニタリングデータの分析とさまざまなスペクトル線インジケーターの検査により、この仮定が確認されます。TOI-776bとcのかさ密度は、幅広い可能な内部および大気組成を可能にします。ただし、どちらの惑星も、エンベロープの質量分率がわずかに異なるかなりの大気を保持しています。M個の小人の半径ギャップの近くに位置するおかげで、太陽のような星と比較して、低質量の星の周りの半径谷の出現の原因となるメカニズムを探索することができます。このパラメータ空間で十分に特徴付けられた惑星のより大きなサンプルが確定的な結論を出すには依然として必要ですが、熱駆動の質量損失が半径谷を彫刻するための主な形成経路ではない恒星の質量は、0.63の間であると暫定的に推定しますそして0.54Msun。星の明るさのため、TOI-776システムはJWSTの優れたターゲットでもあり、惑星内部モデルの縮退を破り、低質量の星の周りの小さな惑星の形成と進化の理論をテストするための注目すべき実験室を提供します。
太陽系外の小天体1I / 2017 U1（ `Oumuamua）と2I / Borisovのスピン軸の向きの制約
| Title |
Constraining_the_orientation_of_the_spin_axes_of_extrasolar_minor_bodies_1I/2017_U1_(`Oumuamua)_and_2I/Borisov |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos_and_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08423 |
環境。彗星のスピン軸の向きは、赤道の傾斜と太陽の彗星中心の経度の値によって定義されます。これらのパラメータは、彗星活動が十分に特徴付けられている場合、ガス放出によって引き起こされる非重力の成分から計算できます。太陽系を通過する既知の星間体の軌跡は、非重力加速度を示します。ねらい。1I/2017U1（`オウムアムア）のスピン軸の方向はまだ決定されていません。2I/Borisovの場合、すでにリリースされた結果は相互に排他的です。ここでは、アウトガスを考慮した公的な軌道決定を使用して、`Oumuamuaおよび2I/Borisovのスピン軸の方向を調査します。メソッド。共分散行列法とモンテカルロランダムサーチテクニックを併用してモンテカルロを適用し、非重力パラメーターの値から、近日点でのオウムアムと2I/ボリソフにおける赤道の斜度と太陽の彗星中心経度の分布を計算しました。結果。「オウムアムア」の赤道傾斜は、非常に扁平な形状（紡錘状）の場合は約93度、非常に扁平な場合（円盤状）の場合は16度に近いことがわかりました。2I/Borisovの異なる軌道決定は、その傾斜に対して59度と90度の値を与えました。彗星中心の経度の分布は一般に多峰性でした。結論。赤道座標での「オウムアム」の最も可能性の高いスピン軸方向は、非常に長い場合は（280度、+46度）、非常に扁平な場合は（312度、-50度）になります。ここで使用されている2I/Borisovの軌道決定では、最も可能性の高い極がそれぞれ（275度、+65度）および（231度、+30度）を指しています。私たちの分析では2I/Borisovの扁平な形状を支持していますが、扁長な形状を除外することはできません。
典型的な超拡散銀河であるDragonfly 44は暗い天の川ではありません
超拡散銀河（UDG）には独特の特性があるため、その起源を理解することは大きな課題です。以前のX線研究は、UDGの大部分が実質的なX線放出を欠いていることを示しており、低質量の暗黒物質ハローに存在することを示唆しています。この結果は、他の観測的および理論的研究と連携して、ほとんどのUDGが矮小銀河のクラスに属していることを指摘しました。ただし、UDGのサブセットは大量の球状星団（GC）をホストしていると考えられており、これは大量の暗黒物質ハローを示しています。これは、一部のUDGが$\rmL_{\star}$銀河で失敗している可能性があることを示しています。この作業では、ChandraとXMM-Newtonによる2つの典型的なUDG、Dragonfly44とDFX1の観測を紹介し、高温ガス放出と低密度の母集団から発生するX線放出に基づいて、それらの暗黒物質ハロー質量を制限します。GCに存在する質量X線バイナリ。Dragonfly44とDFX1はどちらも、X線では検出されません。X線放射の上限は、これらの銀河が巨大な（$M_{\rmvir}\gtrsim5\times10^{11}\\rm{M_{\odot}}$）暗黒物質ハローに存在する可能性を除外します、それらは失敗した$\rmL_{\star}$銀河ではないことを示唆しています。これらの結果は、これらの象徴的なUDGでさえ、$M_{\rmvir}\lesssim10^{11}\\rm{M_{\odot}}$の矮小銀河に似ていることを示しており、UDGが単一の銀河集団を表していることを示しています。
HSCトランジェント調査からのレンズの強い候補者
| Title |
Strongly_lensed_candidates_from_the_HSC_transient_survey |
| Authors |
Dani_C.-Y._Chao,_James_H.-H._Chan,_Sherry_H._Suyu,_Naoki_Yasuda,_Tomoki_Morokuma,_Anton_T._Jaelani,_Tohru_Nagao,_C._E._Rusu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07854 |
HSCトランジェント調査でレンズシステムの時間変動に基づくレンズ付きクエーサー検索を提示します。HSCトランジェント調査で$\textit{i}$バンド差分画像を含む101,353個の可変オブジェクトから始めて、時間変動ベースのレンズ検索方法を使用して、差分画像の空間的広がりを測定し、レンズ付きクエーサー候補の候補を選択します。この可変性の選択に保守的な制約を採用し、レンズ候補として83,657個の可変オブジェクトを取得します。次に、画像構成に基づくレンズ検索アルゴリズムであるCHITAHを83,657個の可変オブジェクトに対して実行し、2,130個の可変オブジェクトがレンズ付きオブジェクトとして識別されます。2,130の可変オブジェクトを視覚的に検査し、そのうちの7つがレンズ付きクエーサーの最終候補です。さらに、偶然の発見としてレンズ付き銀河の候補が1つ見つかりました。8つの最終レンズ付き候補のうち、1つは調査フィールドで唯一知られている4倍レンズ付きクエーサー、HSCJ095921+020638です。他の7つのレンズ付き候補者のいずれも、以前はレンズとしてもレンズ付き候補者としても分類されていません。HSCJ095921+020638を含む、利用可能なハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像を含む5つの最終候補のうち3つは、HST画像のレンズ機能の手がかりを示しています。変動性の選択基準を厳しくすると、レンズ化されていないオブジェクトを効率的に削除せずに、レンズ付きクエーサー候補、特にかすかな明るさや間隔の狭いレンズ付きクエーサーを失う可能性があります。したがって、CHITAHは、オブジェクト構成を通じてレンズの検索効率を向上させるための高度な検査として重要です。HSCJ095921+020638の回復は、時間変動ベースのレンズサーチ法の実現可能性を証明します。このレンズサーチ法は、今後のルービン天文台の時空のレガシー調査など、他のケイデンスイメージング調査で使用できます。
雲-雲衝突による若い大規模クラスターの形成における衝突速度、雲密度、および乱流の役割
| Title |
The_role_of_collision_speed,_cloud_density,_and_turbulence_in_the_formation_of_young_massive_clusters_via_cloud-cloud_collisions |
| Authors |
K._Y._Liow_and_C._L._Dobbs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07857 |
若い大規模なクラスター（YMC）は最近、異常に高い星形成率を持つ天体として形成されています。巨大分子雲（GMC）の衝突は、YMCの形成メカニズムとして考えられます。これは、他の著者が結論付けたYMCコンベヤーベルト形成モードと一致しています。雲と雲の衝突の平滑化粒子流体力学シミュレーションを実施し、雲の衝突速度、初期の雲密度、および雲の乱流のレベルがグローバルな星形成率と衝突から形成されたクラスターの特性に及ぼす影響を調査しました。衝突速度が大きく、初期雲の密度が高く、乱流が少ないことで、全体的な星形成率が増加し、クラスター質量の大きいクラスターが生成されることを示しています。一般に、相対速度$\gtrsim25$km/s、初期雲密度$\gtrsim250$cm$^{-3}$、および$\約2.5$km/sの乱流との衝突は、プロパティを持つ大規模なクラスターを生成できます観測された天の川のYMCに似ています。
不均一な不確実性を持つ離散恒星速度データをモデル化するための近ガウス分布
| Title |
Near-Gaussian_distributions_for_modelling_discrete_stellar_velocity_data_with_heteroskedastic_uncertainties |
| Authors |
Jason_L._Sanders_and_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07858 |
恒星トレーサーの速度分布は、一般に、銀河の軌道構成と潜在的なポテンシャルに関する弱い非ガウス性のエンコーディング情報を示します。非ガウス性を測定するための標準的なソリューションには、負の確率密度の領域を生成できる級数展開（たとえば、Gauss-Hermite級数）の構築が含まれます。これは、不均一な不確実性を持つ離散データのモデリングにとって重要な問題です。ここでは、ガウス分布を持つ特定のカーネルの畳み込みによって、正定確率分布を構築する方法を紹介します。観測の不確実性によるさらなる畳み込みは簡単です。結果の分布の統計（モーメントとキュムラント）は、カーネル分布によって管理されます。2つのカーネル（ユニフォームとラプラス）は、歪度のオプションを使用して、負および正の過剰尖度分布のGauss-Hermiteシリーズの単純なドロップイン置換を提供します。私たちは、尖度が軌道異方性を示し、したがって質量対異方性の縮退を壊すための経路を尖星対の識別のために壊すための経路である、矮小回転銀河の実際および模擬視線速度データセットに適用することにより、私たちの方法の力を示します有核暗黒物質プロファイル。Fornaxドワーフ回転楕円体銀河に関するデータは、過剰な尖度が正であることを示し、コアのある暗黒物質プロファイルを支持します。新しいモデルの分析フーリエ変換は、離散データ用に設計されていますが、スペクトルフィッティングにも適しています。これにより、見通し内速度分布の非物理的な負の翼を回避することにより、高品質データのフィットを改善できます。
SDSS-IV MaNGA：渦巻銀河におけるバーと星形成の早期停止との関連
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_The_link_between_bars_and_the_early_cessation_of_star_formation_in_spiral_galaxies |
| Authors |
Amelia_Fraser-McKelvie,_Michael_Merrifield,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Thomas_Peterken,_Katarina_Kraljic,_Karen_Masters,_David_Stark,_Francesca_Fragkoudi,_Rebecca_Smethurst,_Nicholas_Fraser_Boardman,_Niv_Drory,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07859 |
バーは赤方偏移が少ない円盤銀河では一般的であるため、ホストへの影響を定量化することは銀河進化の分野にとって重要です。私たちは、MaNGA銀河調査から245の銀河銀河の恒星の人口と星形成の歴史を決定し、それらを質量と形態が一致する非銀河の比較サンプルと比較します。恒星の質量と形態が固定されている場合、縞模様の銀河は、縞模様のない銀河よりも光学的に赤色です。完全なスペクトルフィッティングコードStarlightを使用した恒星の個体数分析から、この違いは、古くより金属に富む恒星の個体群の両方に起因すると考えられます。ただし、防塵されたサンプルでは、ダストの減衰は低くなります。銀河の星形成履歴は、銀河以外の銀河よりも早くピークに達し、銀河はより早い時期に質量を増やします。このサンプルでは、禁止銀河と非禁止銀河のローカル環境に有意差は検出されませんが、HIガスの質量分率は高質量（$\rm{M}_{\star}>10で著しく低いことがわかります^{10}〜\rm{M}_{\odot}$）は、非銀河銀河よりも銀河銀河です。銀河の噴水の副産物の効率的な再分布やガスの少ない円盤での暴走するバーの形成シナリオなど、今日では、銀河の古さを増し、金属が豊富でガスが少ないことを可能にしたメカニズムについて推測しています。銀河の消光に対するバーの効果を完全に決定することは不可能ですが、バーの存在と銀河内の星形成の早期停止は密接に関連していると結論付けています。
GMCの構造を放射と風で形作る
${\rmを特徴とする複雑な化学ネットワークを実装する3D放射伝達、流体シミュレーションにより、巨大分子雲（GMC）の進化に対する恒星フィードバック（光解離/イオン化、放射圧、風）の影響を研究しますH}_2$の形成と破壊。質量$M>1\、{\rmM}_\odot$の個々の星の形成を確率的レシピで追跡します。各星は、スペクトルに応じて放射線を放出し、近赤外から極端紫外バンドまでの10個のフォトンビンでサンプリングされます。風は、隣接するセルへのエネルギー注入によって実装されます。質量$M=10^5\、{\rmM}_\odot$のGMCのシミュレーションを実行し、さまざまな気相の展開を追跡します。さまざまな恒星フィードバックメカニズムを同時に含めることにより、雲の進化には2つの段階があります。（1）放射と風は、質量のある星の周囲の電離した低密度の気泡を刻み、FUV放射は、ほとんどの${\rmH}_2$を解離します。雲の中で、密集した自己遮蔽された塊は別として。（2）急速な星の形成（SFR$\simeq0.1\、{\rmM}_\odot\、{\rmyr}^{-1}$）は、密集した塊の分子ガスを消費するため、UV放射が漏れ、GMC内の残りのHIガスをイオン化します。${\rmH}_2$は$1.6$Myrで使い果たされ、最終的な星形成効率は36％になります。FUVおよび電離場の平均強度は、時間とともにほぼ着実に増加します。シミュレーションの終わり（$t=2.5$Myr）までに、$\langleG_0\rangle\simeq10^3$（Habing単位）、およびイオン化パラメーター$\langleU_{\rmion}\rangle\が見つかりますsimeq10^2$、それぞれ。電離場はまた、GMC内のFUV分布よりも斑状の分布を持っています。進化を通じて、雲からの電離光子の脱出率は$f_{\rmion、esc}<0.03$です。
$ z \ sim1.6 $のクラスター銀河と野外銀河におけるH $ \ alpha $星形成メインシーケンス
| Title |
The_H$\alpha$_star_formation_main_sequence_in_cluster_and_field_galaxies_at_$z\sim1.6$ |
| Authors |
Julie_Nantais,_Gillian_Wilson,_Adam_Muzzin,_Lyndsay_J._Old,_Ricardo_Demarco,_Pierluigi_Cerulo,_Michael_Balogh,_Gregory_Rudnick,_Jeffrey_Chan,_M._C._Cooper,_Ben_Forrest,_Brian_Hayden,_Chris_Lidman,_Allison_Noble,_Saul_Perlmutter,_Carter_Rhea,_Jason_Surace,_Remco_van_der_Burg,_Eelco_van_Kampen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07861 |
H$\alpha$ベースの星形成率を計算し、$z\sim1.6$の3つのSpARCSクラスターのメンバーと、クラスターと同様の赤方偏移で偶然に特定されたフィールド銀河の星形成率と星の質量関係を決定します。私たちは、星の質量の範囲全体にわたって、クラスター銀河と野外銀河で同様の星形成率を見つけます。結果は、同様の赤方偏移で他のクラスターに見られるものに匹敵し、クラスター内のほとんどの消光活動に関する以前の測光の証拠と一致しています。私たちの結果の1つの考えられる説明は、$z\sim1.6$クラスター内の銀河が、最近になって、環境消光の兆候を示すことができなくなったということです。また、クラスターはまだ動的に成熟していないため、ラム圧力ストリッピングやハラスメントなどの低赤方偏移で重要であることが示されている重要な環境消光効果を生み出すことはできません。
マルチチャネル特異スペクトル分析を使用した銀河ダイナミクスの研究
| Title |
Using_Multichannel_Singular_Spectrum_Analysis_to_Study_Galaxy_Dynamics |
| Authors |
Martin_D._Weinberg_and_Michael_S._Petersen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07870 |
N体シミュレーションは、銀河の構造と進化に関する洞察のほとんどを提供しますが、これらの分析は、多くの場合、ヒューリスティックであり、単純な統計に基づいています。複数の時系列の基底関数展開係数とその他の対象データフィールドで最も相関のある時間信号を見つけることにより、空間と時間のダイナミクスを一緒に発見する方法を提案します。この方法は、重力場の空間変動の主要な傾向と、時間の経過に伴う追加のデータ場を抽出します。この方法の数学は、マルチチャネル特異スペクトル分析（M-SSA）として知られています。本質的に、M-SSAは時系列複製の共分散の主成分分析であり、それぞれが一定の間隔で連続的に遅れています。主要主成分は、相関信号の最大部分を含む傾向を表します。次の主成分は最初の主成分に直交し、次に大きい部分を含み、以下同様です。以前に分析された一連のシミュレーションを使用して、M-SSAがバーの形成とモード結合とパターン速度減衰を含む進化を説明していることがわかります。また、運動学的データを使用してバーの垂直振動を研究するために調整された新しいシミュレーションを分析します。さらに、驚いたことに、M-SSAは以前に分析されたシミュレーションでいくつかの新しいダイナミクスを明らかにし、この新しいアプローチの力を強調しました。
OGLE-IIIとIVからの公共銀河バルジ重力マイクロレンズ化イベントの再分析
| Title |
A_Reanalysis_of_Public_Galactic_Bulge_Gravitational_Microlensing_Events_from_OGLE-III_and_IV |
| Authors |
Nathan_Golovich,_William_A._Dawson,_Fran_Bartoli\'c,_Casey_Y._Lam,_Jessica_R._Lu,_Michael_S._Medford,_Michael_D._Schneider,_George_Chapline,_Edward_F._Schlafly,_Alex_Drlica-Wagner,_Kerianne_Pruett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07927 |
重力マイクロレンズ現象の現代の調査は、年間数千を検出するように進歩しています。調査では、銀河の構造、恒星の進化、レンズの数、ブラックホールの物理学、暗黒物質の性質を調べることができます。これを行うための重要な手段の1つは、マイクロレンズ化アインシュタイン半径交差時間分布（$t_E$）を研究することです。ただし、個々の光度曲線の体系と過度に単純化したモデリングは、結果に偏りをもたらす可能性があります。これに対処するために、地球の運動、系統的な計器効果、およびガウスプロセスモデルでレンズのない恒星変動に起因するマイクロレンズ視差を同時に処理するモデルを開発しました。約10,000のOGLE-IIIとIVの天の川バルジマイクロレンズイベントに光度曲線を使用し、それぞれをモデルに適合させました。また、個々のイベントからのポイント推定値を使用するのではなく、データからのフォワードモデリングによってタイムスケール分布を推測するフォワードモデルアプローチを開発しました。ベースラインの変動性をモデル化すると、個々のイベントに大きなバイアスの原因がなくなり、以前の分析では、視差効果と恒星を無視する単純化されたモデルが原因で、長いタイムスケール（$t_E>100$日）のイベント数が過大評価されました変動。近似を使用して、ブラックホールと思われる数百のイベントを特定します。
可変的に降着する若い星HBC722を囲むディスクの検出
| Title |
Detection_of_a_Disk_Surrounding_the_Variably_Accreting_Young_Star_HBC722 |
| Authors |
Xi_Yek_(Zach),_Michael_M._Dunham,_H\'ector_G._Arce,_Tyler_L._Bourke,_Xuepeng_Chen,_Joel_D._Green,_Agnes_Kospal,_and_Steven_N._Longmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08019 |
FUOrionisObjectHBC722の新しいALMA233GHz連続体観測を紹介します。これらのデータを使用して、初めてミリ波長でHBC722を検出し、この検出を使用して0.024太陽質量の星間円盤の質量を計算し、バーストトリガーメカニズムの影響について説明します。
星間物質の進化におけるダスト破壊とダスト成長の役割
私たちは、これら2つのプロセスが銀河の星間媒質の特性にどのように影響するかを調査するために、ダストの破壊と成長の新しい処理を伴う天の川のような化学力学シミュレーションを使用します。2つの特定のパラメーターの役割に焦点を当てます：f_des（超新星を囲む単一のガス粒子で破壊されたダストの割合を決定する新しいパラメーター）およびC_s（金属原子またはイオンが衝突後にダスト粒子に付着する確率、つまり、付着係数）銀河内のダスト、冷たいガス、金属の量と分布を調整する際の係数。f_desが低いか、C_s値が高いシミュレーションされた銀河は、より多くのダストを生成するだけでなく、ダストの表面密度と総ガス表面密度の相関が浅く、ダストとガスの比率と金属性の相関がより急であることを発見しました。0.01と0.02の間のf_desの値、および0.5と1の間のC_sの値に対してのみ、シミュレーションは、観測と一致するダスト対ガス比対金属性関係の平均勾配を生成します。f_des値は、0.42から0.44の間の単一の超新星によって破壊されたダストの総割合の範囲に対応します。最後に、いくつかのシミュレーション（異なる星形成レシピ、ガス分率、中心金属性、および金属性勾配）の予測を空間的に解決されたM101銀河と比較し、金属性がダストの空間分布の主要なドライバーであると結論付け、ダスト-to-gas比は、原子から分子への水素変換率を調整するため、冷たいガスの分布を制御します。
MAMMOTH：H $ \ alpha $エミッターを使用した$ z = 2.24 $での2つの巨大な銀河の高密度の確認
| Title |
MAMMOTH:_Confirmation_of_Two_Massive_Galaxy_Overdensities_at_$z=2.24$_with_H$\alpha$_Emitters |
| Authors |
XianZhong_Zheng_(1,2),_Zheng_Cai_(3),_FangXia_An_(4),_Xiaohui_Fan_(5)_and_DongDong_Shi_(1,2,5)_((1)_PMO,_(2)_USTC,_(3)_Tsinghua_University,_(4)_IDIA,_South_Africa_(5)_Steward_Observatory,_UA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08068 |
宇宙の星形成のピーク時代の巨大な銀河の高密度は、銀河と大規模構造の形成理論のための理想的なテストベッドを提供します。15$-$30$h^{-1の銀河間媒質からのLy$\alpha$吸収を使用してMAMMOTHプロジェクトから選択された$z=2.24$、BOSS1244およびBOSS1542の2つの巨大な銀河の高密度の確認を報告します。}$Mpcがクエーサースペクトルに刻印されています。密度トレーサーとしてH$\alpha$エミッター（HAE）を使用し、CFHT/WIRCamで取得したディープナローバンド$H_2S1$およびブロードバンド$K_{\rms}$イメージングデータを使用してそれらを特定します。合計すると、これら2つのフィールドで244と223のラインエミッターが検出され、$196\pm2$および$175\pm2$は、$>2.5\times10^-のH$\alpha$フラックスを持つHAEであると予想されます。17}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$（$>$5M$_\odot$yr$^{-1}$のSFRに対応）。HAE候補の検出率は、$54\times32\times32$cMpc$^3$のボリュームに対して$\delta_{\rmgal}=5.6\pm0.3$および$4.9\pm0.3$の密度係数を示唆しています。スケールの高密度領域$10-15$cMpcに焦点を合わせると、過密係数は$2-3$倍増加します。興味深いことに、HAE密度マップはBOSS1244が主要な構造を含んでいることを明らかにしていますが、BOSS1542は巨大なフィラメント構造として現れます。H$\alpha$光度関数（HLF）を測定し、BOSS1244のHLFが同じエポックでの一般的なフィールドのHLFとほぼ同じであることを確認し、BOSS1542はHH\\alpha$光度の高いHAEの過剰を示し、強化された星形成またはAGN活動の存在。2つの巨大なMAMMOTHの高密度が急速な銀河の質量集合を経験していると結論します。
発光円盤銀河の進化に対する光電加熱効果
光電加熱（PEH）は、星間物質（ISM）の温度と密度に影響を及ぼし、また星の形成にも影響を与える可能性があります。PEHは、矮小システムと比較してより大きなダストリザーバーをホストしているため、大規模な銀河に対してより強い影響を与えることが期待されています。したがって、この論文では、ガス、ダスト、および星間放射フィールド（ISRF）の進化を自己矛盾なく実装する平滑化粒子流体力学（SPH）コードを使用して、天の川のような銀河におけるPEH効果を研究します。ダストの進化には、星によるダストの形成、SNeによる破壊、高密度媒体での成長が含まれます。ISM密度を低下させる過剰な加熱により、PEHが星の形成を抑制することがわかります。この抑制は、コードによって調査されたガスフラクション、星形成レシピ、ダストモデル、およびPEH効率の全範囲にわたって見られます。抑制は、特定の実装に応じて、無視できる値から約5倍の範囲です。ガスの割合が高い銀河モデルでは、星の形成が抑制されます。採用されたダストモデルは、星形成抑制の範囲も変更します。さらに、PEHをオンにすると、銀河モデルはガス流出率が高くなり、SNeフィードバックの向上を示す負荷率が高くなります。ガスリッチモデル（つまり、0.5のガス分率）では、PEHが激しいディスクの不安定性を介してディスクの塊の形成を抑制し、中央領域への塊の移行を介してバルジの形成を抑制することもわかります。
大規模なクラスターに落下するHIに富む銀河のラム圧力ストリッピング
| Title |
Ram_pressure_stripping_of_HI-rich_galaxies_infalling_into_massive_clusters |
| Authors |
Jing_Wang,_Weiwei_Xu,_Bumhyun_Lee,_Min_Du,_Roderik_Overzier,_Li_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08159 |
X線検出クラスター内のHIが豊富な銀河のラム圧力ストリッピング（RPS）の強度を推定します。強いRPSの下の銀河は、同様の恒星質量、恒星表面密度、積分星形成率を持つフィールド内の制御銀河と比較して、全体のHI質量が大幅に減少し、中心SFRが強化される傾向があることを発見しました。RPSが強いまたは弱い銀河は、R200でHIが豊富な人口の約40％を占め、最も大規模なクラスターではR200を超えています。私たちの結果は、銀河がクラスターのコア領域に到達するずっと前に、環境処理のチャネルとしてのRPSの重要な役割を示唆しています。
銀河と質量の集合：GAMAグループの光度と恒星の質量関数
| Title |
Galaxy_and_Mass_Assembly:_luminosity_and_stellar_mass_functions_in_GAMA_groups |
| Authors |
J.A._V\'azquez-Mata,_J._Loveday,_S.D._Riggs,_I.K._Baldry,_L.J.M._Davies,_A.S.G._Robotham,_B.W._Holwerda,_M.J.I._Brown,_M._E._Cluver,_L._Wang,_M._Alpaslan,_J._Bland-Hawthorn,_S._Brough,_S.P._Driver,_A.M._Hopkins,_E.N._Taylor,_A.H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08212 |
銀河の特性（恒星の質量、光度、星形成率、形態など）とその進化は、ホストの暗黒物質ハローの質量にどのように依存しますか？GalaxyandMassAssembly（GAMA）グループカタログを使用して、色、形態、中央/衛星で細分化されたグループ化された銀河の光度関数（LF）と恒星質量関数（SMF）のホストハロー質量への依存を調査することにより、この問題に対処します。特に、回転楕円体銀河は、LFとSMFの明るい端と大きな端をそれぞれ支配していることがわかります。より大規模なハローは、より大規模でより明るい中心銀河をホストします。衛星のLFとSMFはそれぞれ、ハロー質量の増加に伴い、特性マグニチュードの系統的な増光と特性質量の増加を示しています。以前のいくつかの結果とは対照的に、かすかな端と低質量の勾配は、ハロー質量への系統的な依存性をほとんど示していません。半解析モデルとシミュレーションは、中心質量と光度のハロー質量への類似または強化された依存性を示します。かすかな低質量のシミュレートされた衛星銀河は、ハロー質量から著しく独立していますが、最も大規模な衛星は、より大規模なグループでより一般的です。グループ環境での低赤方偏移LFおよびSMFの進化の最初の調査では、フィールドの母集団に対して赤方偏移$z\0.3付近から、グループ内の銀河の赤/青の比率が増加していることがわかります。この観察は、銀河群に降着されるときの銀河の星形成の消光が重要で進行中のプロセスであることを強く示唆しています。
パンクロマティックHSTイメージングと広範な分光法による銀河クラスターメンバーの深層学習
| Title |
Deep_learning_of_galaxy_cluster_members_through_panchromatic_HST_imaging_and_extensive_spectroscopy |
| Authors |
G._Angora,_P._Rosati,_M._Brescia,_A._Mercurio,_C._Grillo,_G._Caminha,_M._Meneghetti,_M._Nonino,_E._Vanzella,_P._Bergamini,_A._Biviano,_M._Lombardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08224 |
次世代の大規模でデータ集約的な調査により、膨大な量のデータが生成されます。これは、機械学習手法で効率的に処理して、多次元パラメーター空間内で可能な相関を調査できます。CLASHおよびハッブルフロンティアフィールドプログラムの一部として観測された赤方偏移0.19<z<0.60の15の銀河クラスターのハッブル宇宙望遠鏡画像を使用して、コンボリューションニューラルネットワーク（CNN）の分類機能を探り、銀河クラスターメンバー（CLM）を特定しました。。ナレッジベースを定義するために、MUSE観測と組み合わせたCLASH-VLTVIMOSプログラムに基づいて、広範な分光情報を使用しました。さまざまなテストを実行して、CNNがイメージング情報のみを利用してCLMをどれだけ識別できるかを定量化しました。特に、マグニチュード分布のかすかな端にあるCLMを特定するために、トレーニングカバレッジ外のメンバーシップを予測するCNN機能を調査しました。私たちは、CNNが90％の純度完全率を達成し、銀河の光度と色全体で安定した動作を示し、クラスターの赤方偏移に関して注目すべき一般化があることを発見しました。広範な分光情報がトレーニングのベースとして利用できる場合、提案されたアプローチはカタログベースの方法の有効な代替手段であると結論付けました。このアプローチには、混雑したフィールドで困難で時間のかかる測光測定を回避できるという利点があります。副産物として、mag（F814）<25の372のCLMを特定して、4つの銀河クラスターRXJ2248-4431、MACSJ0416-2403、MACSJ1206-0847、MACSJ1149+2223の812分光メンバーのサンプルを完成させました。今後の調査で利用可能になると予想されるデータに適用すると、この手法は、銀河数密度、光度関数、質量再構成など、CLMの選択を必要とするさまざまな研究にとって効率的なツールになります。
EDGE-CALIFA調査：銀河の星形成の消光に対する分子ガスの役割の調査
| Title |
The_EDGE-CALIFA_survey:_exploring_the_role_of_the_molecular_gas_on_the_galaxy_star_formation_quenching |
| Authors |
D._Colombo,_S.F._Sanchez,_A._D._Bolatto,_V._Kalinova,_A._Weiss,_T._Wong,_E._Rosolowsky,_S._N._Vogel,_J._Barrera-Ballesteros,_H._Dannerbauer,_Y._Cao,_R._C._Levy,_D._Utomo,_L._Blitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08383 |
銀河がどのように星を形成するのをやめるかを理解することは、銀河進化理論にとって傑出した課題を表しています。この「星形成消光」のプロセスは、アクティブ銀河核（AGN）活動、大規模ダイナミクスの影響、銀河が住む環境など、さまざまな原因に関係しています。この論文では、APEX望遠鏡で得られた分子ガスの観測を用いたCALIFAサーベイ銀河のフォローアップからの最初の結果を示します。EDGE調査のCARMA観測とともに、472CALIFA銀河の約1つの有効半径をカバーする$^{12}$CO観測を収集します。星形成メインシーケンス（SFMS）に関する銀河の星形成の不足は、分子ガスが存在しないと、他の統合研究の結果と一致して、分子ガスの星への変換効率が低下すると増加することがわかります。ただし、サンプルを星形成が優勢な銀河と中心で消光した銀河に分割することにより（H$\alpha$に相当する幅の平均値で示されるように）、特定のレベルのガス消費量が増えると、この赤字が急激に増加することがわかりますさまざまなメカニズムが星形成銀河とクエンチ銀河でSFMSからの分離を促進することを示して到達しました。我々の結果は、固定された恒星の質量での分子ガスの量の違いが、SFMSの分散の主な要因であり、星形成消光の開始の最も可能性の高い説明であることを示しています。ただし、いったん銀河が消滅すると、星形成効率の変化により、引退した銀河が、星形成率が同様の質量の星形成銀河からどれだけ離れるかが決まります。言い換えると、分子ガスの不足により星の形成が大幅に減少すると、星の形成効率の変化により銀河が赤い雲の奥深くまで移動し、引退します。
星間媒質中の重水素化多環式芳香族炭化水素：単重水素化種のC-Dバンド強度
| Title |
Deuterated_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_the_Interstellar_Medium:_The_C--D_Band_Strengths_of_Mono-Deuterated_Species |
| Authors |
X.J._Yang,_Aigen_Li,_R._Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08402 |
重水素（D）は、ビッグバンで作成される軽元素の1つです。銀河が進化するにつれて、星間物質（ISM）のD/H存在量は、「アストレーション」のためにその原始的な値から減少します。ただし、一部の星間視線の観測された気相D/H存在量は、星占いだけで予想される減少よりも大幅に低くなっています。不足しているDは、ユビキタスで星間領域に豊富に存在する多環式芳香族炭化水素（PAH）分子に枯渇している可能性があります。星間Dの可能なリザーバーとしてのPAHの仮説を定量的に調査するために、さまざまなサイズのモノ重水素化PAH（およびそれらのカチオン）の赤外線振動スペクトルを量子化学的に計算します。予想どおり、PAHのHをDに置き換えると、3.3、8.6、11.3$\mu$mのCHストレッチモードと曲げモードがそれぞれ$\sim$4.4、11.4、15.4$\muでより長い波長にシフトすることがわかります。$mは$\sim$$\sqrt{13/7}$の因数で、CHオシレータとCDオシレータの換算質量の差です。計算されたスペクトルから、3.3$\mu$mCHストレッチと4.4$\mu$mC--Dストレッチの平均固有強度を$\langleA_{3.3}\rangle\sim13.4$km/molとして導き出します中性重水素化PAHの$\langleA_{4.4}\rangle\sim7.4$km/molは、星間3.3および4.4$\mu$mの放出を支配します。ニュートラルPAHの$\langleA_{4.4}/A_{3.3}\rangle\sim0.56$の計算により導出された平均比を、$\langleの観測強度の平均比（I_{4.4}/I_{3.3}）_{\rmobs}\rangle\sim0.019$、重水素化の程度（つまり、Dの形でCに接続された周辺原子の割合）が〜2.4\％と推定され、Dに対応します-星間D/H存在量に関して約1200倍の濃縮。
金属針の吸収特性について
針状の金属粒子は、中赤外線の星間絶滅から宇宙のマイクロ波背景を生成するための星光の熱化に至るまで、さまざまな天体物理学的現象を説明することが示唆されています。これらの提案は、金属針の吸収断面積の振幅と波長依存性に依存しています。金属針の吸収特性に対する正確な解がない場合、それらの吸収断面積は、アンテナ近似から導出されることがよくあります。ただし、ここでは、アンテナの近似はKramers-Kronigの関係に違反しているため、適切な表現ではないことが示されています。小惑星イトカワの鉄ウィスカと炭素質コンドライトのグラファイトウィスカの最近の発見に刺激されて、おそらく離散双極子近似を用いて、金属針状粒子の吸収断面積の厳密な計算を求めます。また、金属針状粒子の形成および成長メカニズムの実験的研究、ならびに理論計算にバインドされた広い波長範囲にわたるさまざまなアスペクト比の金属針の吸収断面の実験的測定も求めています。
VALES VII：z〜0.15のスターバースト銀河の圧力平衡星間物質における分子およびイオン化ガスの特性
| Title |
VALES_VII:_Molecular_and_ionized_gas_properties_in_pressure_balanced_interstellar_medium_of_starburst_galaxies_at_z_~_0.15 |
| Authors |
Juan_Molina,_Edo_Ibar,_Nicolas_Godoy,_Andres_Escala,_Tomonari_Michiyama,_Cheng_Cheng,_Thomas_M._Hughes,_Maarten_Baes,_Yongquan_Xue,_Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Paul_van_der_Werf_and_Xue-Jian_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08446 |
環境。イオン化された分子ガスの空間分解された観察は、銀河の星間物質（ISM）を支配する物理的プロセスを理解するために重要です。ねらい。$z=0.12-0.17$の3つのダストスターバースト銀河におけるイオン化および分子ガスの形態運動学的特性を研究して、分子ISM気相ダイナミクスと星形成活動の関係を調査します。メソッド。$\sim$kpc-scaleALMACO（1--0）を分析し、限られたSINFONIPaschen-$\alpha$観測値を確認します。COからH$_2$への変換係数を制約するために、ビームスミアリング効果を説明する動的質量モデルを使用します。結果。1つのスターバースト銀河は不規則な形態を示しており、他の2つのシステムは円盤状の形態運動学を示しています。2つのディスク状のスターバーストは、ローカルLIRG/ULIRGで見られるものと同等の分子ガス速度分散値を示しますが、ISMでは、局所的な星形成銀河について報告されたものと一致する分子ガスのフラクションと表面密度値を持ちます。これらの分子ガス速度分散値は、垂直圧力平衡を仮定することによって説明できます。星形成活動は、分子ガス含有量と相関しており、$\sim0.1-1$Gyrのオーダーの枯渇時間を示唆しています。星形成率の面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）は、指数が0.8に近い指数法則に従って、自己重力（$P_{\rmgrav}$）によって設定されたISM圧力と相関します。結論。ほこりっぽい円盤状のスターバースト銀河では、私たちのデータは、分子ガスの速度分散値が、垂直重力のバランスを維持する責任がある自己重力によって設定されたISM圧力によって駆動されるシナリオをサポートします。$\Sigma_{\rmSFR}$と$P_{\rmgrav}$の相関関係は、これらのほこりっぽいスターバースト銀河では、ISM圧力バランスの結果として星形成活動が発生することを示唆しています。
SN2019yvqはSN Ia爆発モデルに準拠していません
| Title |
SN2019yvq_Does_Not_Conform_to_SN_Ia_Explosion_Models |
| Authors |
M._A._Tucker,_C._Ashall,_B._J._Shappee,_P._J._Vallely,_C._S._Kochanek,_M._E._Huber,_G._S._Anand,_J._V._Keane,_E._Y._Hsiao,_T._W.-S._Holoien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07856 |
SN2019yvqの新しい測光および分光観測を提示します。これは、爆発の日数内の過剰なUV/光フラックス、高SiII速度、および低ピーク光度など、いくつかの特異な特性を示すタイプIa超新星（SNIa）です。最初の光の時間の近くの測光は、UV/光フラックス過剰の急速な上昇に新しい制約を課し、以前考えられていたよりも$\sim2$日早くピークに達することを示しています。最大光の後$+173$日での近赤外スペクトルは、HまたはHe放出の存在に厳格な制限を課し、爆発時に近くの非縮退星の存在を事実上排除します。最大光の+128日と+150日で取得された新しい光学スペクトルは、SN2019yvqが星状相に遷移するときに、CaII$\lambda7300〜$\r{A}と永続的なCaIINIR三重項発光の存在を確認します。[OI]$\lambda6300〜$\r{A}排出がないことは、2つのC/O白色矮星（WD）の暴力的な合併を嫌いますが、C/OWDとHeWDの合併は排除できません。二重デトネーション爆発、点火中の外部噴出物への$^{56}$Niの混合、HおよびHe欠乏の環境物質との相互作用など、初期フラックス過剰を説明するために仮定された文献のいくつかのモデルと私たちの調査結果を比較します。各モデルは、初期フラックス過剰と星雲[CaII]放出の両方を説明できる可能性がありますが、新しい矛盾を導入せずに、高い光球速度と低いピーク光度を調和させることができるモデルはありません。
2020年のバーストストームとSGR 1935 + 2154の持続的放出のNICERビュー
| Title |
The_NICER_View_of_the_2020_Burst_Storm_and_Persistent_Emission_of_SGR_1935+2154 |
| Authors |
George_Younes_(1),_Tolga_Guver_(2),_Chryssa_Kouveliotou_(1),_Matthew_G._Baring_(3),_Zorawar_Wadiasingh_(4)_Beste_Begicarslan_(2),_Teruaki_Enoto_(5),_Ersin_Gogus_(6),_Lin_Lin_(7),_Alice_K._Harding_(4),_Alexander_J._van_der_Horst_(1),_Walid_A._Majid_(8),_Sebastien_Guillot_(9)_((1)_The_George_Washington_University,_(2)_Istanbul_University,_(3)_Rice_University,_(4)_NASA/GSFC,_(5)_RIKEN,_(6)_Sabanci_University,_(7)_Open_University,_(8)_Caltech,_(9)_IRAP/CNRS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07886 |
マグネターSGR1935+2154からの最も激しいバースト期間のNICER観測を報告します。2020年4月28日00:40:58から16:21:19UTCに焦点を合わせ、高速無線バーストの2時間未満で終了する間隔です。（FRB）ソースに関連付けられています。最初の1120秒間に、バーストレートが>0.2バースト/秒に対応する217を超えるバーストが検出されます。3時間後のレートは0.008バースト/秒で、その後は比較的低いレベルのままです。バーストの$T_{90}$持続時間分布は840ミリ秒でピークに達します。次のバーストまでの待機時間の分布は、平均2.1秒の対数正規に適合します。バーストの1〜10keVのスペクトルは、平均温度と面積がkT=1.7keVで$R^2=53$km$^2$の単一の黒体によく適合しています。約3桁を超える差分バーストフルエンス分布は、$dN/dF\proptoF^{-1.5\pm0.1}$のべき乗則でうまくモデル化されています。最初のバーストストームの後のソースの永続的な放出のタイミング分析は、マグネタースピン周期を取得し、ダブルピークのパルスプロファイルを導出します。217バーストピーク時間とパルス位相の識別可能な相関関係はありません。ただし、FRBの到着時間が、パルスプロファイルの最も明るいピークと位相が揃っていることがわかります。最後に、2020年7月26日までの永続的な発光スペクトルの進化を示します。そのフラックスと黒体温度は、バーストの初期段階で急速に減少し、40日後に静止状態に達しますが、放出領域のサイズは変わりません。
Fermi-LATガンマ線源の低エネルギー対応物の光学分光観測
| Title |
Optical_spectroscopic_observations_of_low-energy_counterparts_of_Fermi-LAT_gamma-ray_sources |
| Authors |
H._A._Pe\~na-Herazo_(UniTO,_INAOE,_INFN-TO,_INAF-OATO),_R._A._Amaya-Almaz\'an_(INAOE),_F._Massaro_(UniTO,_INAF-OATO,_INFN-TO,_CIFS),_R._de_Menezes_(UniTO,_Univ._de_S\~ao_Paulo),_E._J._Marchesini_(UniTO,_UniLP,_INAF-OAS),_V._Chavushyan_(INAOE),_A._Paggi_(INAF-OATO,_CIFS),_M._Landoni_(INAF-OABrera),_F._Ricci_(PUC),_N._Masetti_(INAF-OAS,_Univ._Andr\'es_Bello),_R._D'Abrusco_(SAO),_C._C._Cheung_(NRL),_F._La_Franca_(UniROMATRE),_H._A._Smith_(SAO),_D._Milisavljevic_(Purdue_Univ.),_E._Jim\'enez-Bail\'on_(UNAM),_V._M._Pati\~no-\'Alvarez_(INAOE,_MPIfRA),_G._Tosti_(UniPG) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07905 |
\fer\衛星に搭載された大面積望遠鏡によって検出されたすべての$\gamma$線源のかなりの部分に、低エネルギーの対応物がまだ不足しています。さらに、確実な分類に欠けている関連する低エネルギーの対応物を伴う$\gamma$線源の集団はまだ大勢います。過去10年間、私たちは関連付けられていない/識別されていない$\gamma$線源（UGS）の問題に対処するために光学分光キャンペーンに着手しました。日付に関連付けられている線源。ここでは、文献にあるオブジェクトと組み合わせて、\fer-LATカタログに関連付けられているソースに対する光学分光キャンペーンの全体的な影響について説明します。文献検索では、\fer-LATカタログソースの対応物または潜在的な対応物の光学スペクトルを提示したさまざまなチームによる取り組みを追跡しました。私たちの要約には、以前に未知の性質の\fer-LAT光源の対応物または潜在的対応物の新たに収集された30の追加の光学スペクトルの分析が含まれています。新しいスペクトルは、Blanco4-mおよびOAN-SPM2.1-m望遠鏡で取得されました。SloanDigitalSkySurvey（データリリース15）アーカイブで利用できるもの。ここで分析された光学スペクトルを持つすべての新しい光源は、ブレザーとして分類されます。私たちのキャンペーンのおかげで、私たちは完全に394個のターゲットを発見して分類し、文献検索から収集された123個のオブジェクトを追加しました。2番目と3番目の\fer-LATソースカタログ（それぞれ2FGLと3FGL）のリリースの間に光学分光キャンペーンを開始し、不確実な性質を持つソースの約25\％を分類し、$でブレザーのような潜在的な対応物を発見しましたそこにリストされているUGSの\sim$10\％。4FGLカタログでは、キャンペーンのおかげで、現在までに約350の\fer-LATソースが分類されています。[不完全な要約]
銀河球状星団M30のかすかなX線源の深いチャンドラ調査、および光学および電波対応物を探す
| Title |
A_deep_Chandra_survey_for_faint_X-ray_sources_in_the_Galactic_globular_cluster_M30,_and_searches_for_optical_and_radio_counterparts |
| Authors |
Yue_Zhao_(1),_Craig_O._Heinke_(1),_Haldan_N._Cohn_(2),_Phyllis_M._Lugger_(2),_Sebastien_Guillot_(3,4),_Constanza_Echibur\'u_(5),_Laura_Shishkovsky_(6),_Jay_Strader_(6),_Laura_Chomiuk_(6),_Arash_Bahramian_(7),_James_C._A._Miller-Jones_(7),_Thomas_J._Maccarone_(8),_Evangelia_Tremou_(9),_Gregory_R._Sivakoff_(1)_((1)_University_of_Alberta,_(2)_Indiana_University,_(3)_IRAP,_CNRS,_(4)_Universit\'e_de_Toulouse,_(5)_McGill_University,_(6)_Michigan_State_University,_(7)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research-Curtin_University,_(8)_Texas_Tech_University,_(9)_LESIA,_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07924 |
銀河系球状星団M30（NGC7099）の深い（$\sim330〜\mathrm{ks}$）{\itChandra}調査を提示します。新しいCycle18を以前のCycle3の観測と組み合わせて、合計23個の線源の拡張X線カタログをコンパイルして、$1.03$の弧光の半分の光の半径内に合計10個の新しいX線点線源を報告します。MAVERIC調査の{\itHubbleSpaceTelescope}と{\itKarlG.JanskyVeryLargeArray}による画像観測を組み込んで、新旧の情報源に対する光学および無線の対応物を検索します。2つのX線源には既知のミリ秒パルサーPSRJ2140$-$2310Aを含む無線対応物があり、その無線位置は以前に報告されたかすかな光学的対応物と一致しており、メインシーケンスよりわずかに赤くなっています。$23$X線源の$18$に対応する光学的対応物を見つけ、$2$新しい激変変数（CV）、$5$新しいCV候補、$2$RSCVnタイプのアクティブバイナリ（AB）の新しい候補、および$2$を特定しましたABのBYDraタイプの新しい候補。残りの分類されていないX線源は、バックグラウンドで活動している銀河核（AGN）である可能性が高いです。最後に、さまざまなソースクラスの放射状プロファイルの分析は、明るいCVが他のコア崩壊した球状星団と一致して、M30のかすかなCVよりも中心に分布していることを示唆しています。
| Title |
Search_for_high-redshift_blazars_with_Fermi/LAT |
| Authors |
M._Kreter,_A._Gokus,_F._Krau{\ss},_M._Kadler,_R._Ojha,_S._Buson,_J._Wilms_and_M._B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07945 |
高$z$ブレーザー（z$\geq2.5$）は、宇宙で最も強力なクラスの永続的な$\gamma$-rayソースです。これらの天体は最高のジェット出力と光度を持ち、ブラックホールの質量が$10^9$の太陽の質量を超えることがよくあります。さらに、高$z$ブレーザーは重要な宇宙論的プローブであり、ブザー進化モデルのテストオブジェクトとして機能します。距離が長いため、高エネルギー放出は通常GeV範囲を下回り、フェルミ/LATでの研究が困難になります。したがって、非常に明るいオブジェクトのみが検出可能であり、現在までのところ、Fermi/LATで検出されたのは少数の高Zブザーのみです。この作業では、3FGLカタログで既知の$\gamma$-ray光源として報告されていない176個のラジオと光学的に検出されたブレーザーのサンプルの、毎月のビニングされた長期的な$\gamma$-ray放射を調査しました。偽陽性の検出を説明するために、空白の空の位置の大きなサンプルの月次フェルミ/LAT光度曲線を計算し、さまざまな検定統計量（TS）レベルで予想されるランダム変動の数を導き出しました。特定のblazarについて、少なくとも1か月でTS>9の検出は、時間の$\sim15\％$と予想されます。このレートは高すぎて個々の線源を確実に検出できませんが、サンプルの半分はそのような1か月の$\gamma$-rayアクティビティを示しており、最大z=5.2の距離にある高エネルギーブレーザーの母集団を示しています。複数のTS>9の月間検出が偶然に発生する可能性は低く、この方法で、最も遠い$\gamma$-rayブレーザー、BZQJ1430+4204（z=4.72）を含むいくつかの新しいソースが検出されました。最後に、z=3.63とz=3.11の赤方偏移での2つの新しい$\gamma$-rayブレーザーは、個々の月次タイムビンの非常に重要な（TS>25）フレアによって明確に検出されます。
ジェットエンジン、形成、伝播、および粒子加速の永続的な謎：それらは実験的に対処されていますか？
| Title |
Persistent_mysteries_of_jet_engines,_formation,_propagation,_and_particle_acceleration:_have_they_been_addressed_experimentally? |
| Authors |
Eric_G._Blackman,_Sergey_V._Lebedev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08057 |
天体ジェットの物理学は3つの体制に分けることができます：（i）エンジンと打ち上げ（ii）伝播とコリメーション、（iii）散逸と粒子加速。天体ジェットは非常に広範囲のスケールと現象で構成されているため、ジェットのほとんどの研究は意図的または不注意でこれらの体制の1つに焦点を合わせており、その中でさえ、1つの仕事の本体は別の境界条件にすぎない場合があります。最初に、それらを研究するために使用された方法とは無関係に、これらの体制のそれぞれの物理学に関連する長年の永続的な謎について説明します。この議論は、より一般的にプラズマ天体物理学の最前線と接触します。観察理論、シミュレーション、そして長い間貿易の主要なツールでしたが、実験室実験はどうですか？ジェット関連の実験は、特定の原理、物理的プロセス、および数値計算と理論計算のベンチマークの制御された研究を提供しています。これらの面でこれまでに何が行われたかについて説明します。実験は確かに特定のプロセス、原理概念の証明、ベンチマークコードを理解するのに役立ちましたが、それでもまだ天体物理学の謎を自分で解決する必要はありません。課題は、これまでにジェット関連の実験に使用された実験ツールは、通常、その目的のために最初に設計された機械や、特定の天体物理学の謎を念頭に置いて設計された機械ではないことです。これは、将来のプラットフォームの開発について別の考え方をする機会を提供します。天体物理学の謎から始めて、それに取り組むための実験を構築します。
地殻変動に起因する中性子励起とパルサーグリッチによる渦のピン止め解除
| Title |
Vortex_unpinning_due_to_crustquake_initiated_neutron_excitation_and_pulsar_glitches |
| Authors |
Biswanath_Layek_and_Pradeepkumar_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08085 |
地震を受けたパルサーは、ひずみエネルギーを放出します。これは、星の内部クラストの内側の小さな領域で吸収され、その中の自由超流動中性子を励起します。これらの中性子が周囲のピン止めされた渦で散乱すると、多数の渦のピン止めが解除され、渦線のピン止め力が効果的に減少する場合があります。中性子散乱によるそのような固定解除は、$\sim10^{-8}-10^{-7}$および$\sim10^{-9}-10の範囲のサイズのカニのようなパルサーとヴェラパルサーのグリッチを生成する可能性があります。^{-8}$、それぞれ。ここでは地殻変動によって開始された励起について説明しますが、この提案は非常に一般的であり、自由超流動中性子を励起したり、パルサーの内部地殻における超流動-中性子超流動の通常の相転移の原因となる他のソースにも同様に適用できます。。
Blazar PKS 1424-418の多周波数時間およびスペクトル変動の研究
| Title |
Multi_Frequency_Temporal_and_Spectral_variability_study_of_Blazar_PKS_1424-418 |
| Authors |
Jayant_Abhir,_Jophin_Joseph,_Sonal_R_Patel,_Debanjan_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08220 |
blazarPKS1424-418の研究は、MJD56000からMJD56600までの、Fermi-LAT、Swift-XRT、Swift-UVOT、およびSMARTS望遠鏡によって収集された多波長帯データを使用して行われました（2012年3月14日から2013年11月4日）。ガンマ線光度曲線を分析することにより、2つのフレアエピソードが特定されました。同時マルチ波帯スペクトルエネルギー分布（SED）は、これら2つのフレアリング期間で取得されました。IR-Opticalと$\gamma$-rayデータの相互相関分析は、同じ地域からのこれらの放出の起源を示唆しました。フレアリング期間中にこの線源から観測された最高エネルギー光子を使用して、ドップラー係数の下限を設定しました。これは$>$12になるはずです。広帯域放出メカニズムは、レプトン放出メカニズムを使用してSEDをモデル化することによって研究されました。
広い白色矮星のトリプルからのタイプIa超新星
超広角システム（外軌道が$10^{3}{\rmAU}を超える）$の場合、銀河フィールドは衝突します。したがって、超広角のトリプルホワイト矮星（TWD）は、フライバイスターによって、トリプルが動的に不安定になるように十分に高い外部離心率まで摂動することができます。不安定なトリプルは、3つすべてのWD間で複数のバイナリ-シングル共振遭遇します。これらの遭遇により、ランダムな2つのWDが直接衝突し、タイプIa超新星（SN）イベントが発生する可能性があります。複数の共振遭遇が衝突を生成しなかった場合、コンパクトなバイナリが形成されます（3番目のWDが排出される間に）、このバイナリは、古典的な二重縮退（DD）チャネルと同様に、重力波放出を介して衝突またはマージします。この調査研究では、このチャネルからのタイプIaSNの銀河率を$4\％-46\％$と推定し、DDシナリオに$1\％-10\％$を追加します。
渦巻く中性子星連星の進化：潮汐相互作用と軌道偏心の影響
動的に形成された中性子星（NS）の連星は、LIGO/VIRGOバンドで重力波（GW）を放出している間、かなりの離心率を持つ可能性があります。ハイブリッド方程式のセットを使用して、このような風変りなインスパイアリングNSバイナリの潮汐効果を研究します。NSは、潮汐力によって非線形に変形できる圧縮可能な楕円体としてモデル化され、軌道の進化は、2.5PNまでのポストニュートン（PN）理論で処理されます。一般に、潮汐の相互作用が吸気を加速し、軌道周波数と位相シフトを引き起こす可能性があることがわかります。円形インスパイラルの場合、私たちの計算は、大きなバイナリ分離で以前の線形結果を再現しますが、小さな分離でのNSの動的応答を組み込みます。偏心インスパイラルの場合、周波数と位相シフトは、中心付近の通路の近くでかなり振動し、振動振幅は、偏心とともに増加します。その結果、GWフェーズも潮汐効果の影響を大きく受けます。合併時に、GWの累積的な位相シフトは10ラジアン（通常のNS質量$1.4M_\odot$および半径11.6km）に達する可能性があり、円形のインスパイラルの場合よりもはるかに大きくなります。奇妙なNS合併の発生率は低いと思われますが、そのような合併の検出は、NS状態方程式に有用な制約を与える可能性があります。
動的に若いSNR G150.3 + 4.5の高エネルギーガンマ線研究
| Title |
High-energy_gamma-ray_study_of_the_dynamically_young_SNR_G150.3+4.5 |
| Authors |
Justine_Devin,_Marianne_Lemoine-Goumard,_Marie-H\'el\`ene_Grondin,_Daniel_Castro,_Jean_Ballet,_Jamie_Cohen,_John_W._Hewitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08397 |
超新星残骸（SNR）G150.3+4.5が最近無線帯域で発見されました。角のサイズが$\sim3^{\circ}$のシェルのような形態を示し、古いSNRまたは近くのSNRを示唆しています。SNRと空間的に一致する拡張$\gamma$線の放出が$\Gamma$=1.91$\pm$0.09のべき乗則スペクトルインデックスで、FermiGalacticExtendedSourceCatalogで報告されました。$\gamma$線放出によるSNRの粒子加速の研究は、加速された粒子の性質とそれらが到達できる最大エネルギーを評価するための主な関心事です。10年以上のFermi-LATデータを使用して、300MeVから3TeVまでのSNRG150.3+4.5の形態およびスペクトル特性を調査します。私たちは、Fermi-LATカタログの最新リリース、機器の応答関数、および銀河と等方性の拡散放射を使用します。ROSATの全天サーベイデータを使用して、熱および非熱のX線放射を評価し、G150.3+4.5までの最小距離と最大距離を導き出します。無線SNRと空間的に一致することがわかっている拡張コンポーネントによるG150.3+4.5の$\gamma$線放射について説明します。スペクトルは困難であり、数百のGeVまでの光子の検出は、動的に若いSNRからの放出に向かっています。X線放射がないため、周囲密度$n_0\leq3.6\times10^{-3}$cm$^{-3}$に厳しい制約が課せられます。G150.3+4.5は過去のSNRとして報告されていないため、$t$=1kyrの年齢に下限を課します。その距離は0.7〜4.5kpcと推定されます。G150.3+4.5は、RXJ1713.7$-$3946やVelaJuniorなどの他の動的でシェル型のSNRとスペクトル的に類似していることがわかります。広帯域非熱放射はレプトンシナリオで説明され、$B=5$$\mu$Gの下流の磁場と数TeVのエネルギーまでの粒子の加速を意味します。
ジャイアントメトロウェーブ電波望遠鏡で分散を監視するための低周波パルサー観測の評価
| Title |
Evaluating_Low-Frequency_Pulsar_Observations_to_Monitor_Dispersion_with_the_Giant_Metrewave_Radio_Telescope |
| Authors |
Megan_L._Jones,_Maura_A._McLaughlin,_Jayanta_Roy,_Michael_T._Lam,_James_M._Cordes,_David_L._Kaplan,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Lina_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08409 |
重力波のための北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）プロジェクトの主な目的は、高精度のパルサータイミングを介して低周波の重力波を検出して特徴付けることです。星間効果の軽減は、重力波の検出に必要な精度を達成するために重要です。分散や散乱などの影響は、観測周波数が低いほど影響力が大きく、パルサータイミングプロジェクトでは高頻度の多周波観測を必要とする、1か月のタイムスケールでこれらの量が変動します。この作業では、GiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）のデュアル周波数観測機能を利用して、既存のパルサータイミングアレイデータと組み合わせると、分散測定（DM）の不確実性の潜在的な減少を評価します。GMRTで322MHzと607MHzで同時に観測された4ミリ秒パルサーのタイミング分析を示し、DMの測定値を、1400〜2300MHzの周波数でのGreenBankTelescope（GBT）とAreciboObservatoryでのNANOGrav観測で得られたものと比較します。GMRTおよびNANOGravプログラムを使用して測定されたDM値は、2つの周波数帯域のパルスプロファイルの進化によって引き起こされる可能性のある、いくつかのパルサーで大きなオフセットを示します。これらの低周波データをNANOGravデータセットに組み込むときに予測されるDMの不確実性と比較して、改善されたDM測定を提供するには、より高精度のGMRTデータが必要であることがわかります。テストパルサーB1929+10のデータのパルスプロファイルのベースラインリップルの検出と分析を通じて、このデータには重要ではないものの、他のタイミングデータセットに関連している可能性があることがわかりました。GMRTデータをNANOGravおよびInternationalPulsarTimingArrayデータセットに組み込むことの利点と課題について説明します。
| Title |
Design_of_the_New_Wideband_Vivaldi_Feed_for_the_HERA_Radio-Telescope_Phase_II |
| Authors |
Nicolas_Fagnoni,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Nick_Drought,_David_R._DeBoer,_Daniel_Riley,_Nima_Razavi-Ghods,_Steven_Carey,_Aaron_R._Parsons_(for_the_HERA_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07939 |
この論文は、再イオン化アレイの水素エポック（HERA）電波望遠鏡用の新しい二重偏波Vivaldiフィードの設計を紹介します。この広帯域フィードは、フェーズIダイポールフィードを置き換えるために開発されたもので、直径14mの皿を照らすために使用されます。宇宙の夜明けと再イオン化の時代からの21cmの水素信号を特徴付けることを可能にすることで、HERAの科学能力を向上させることを目的としています。これは、帯域幅を100-200MHzから50-250MHzに増やし、アンテナ-受信機システムの時間応答を最適化し、その感度を向上させることで達成されます。この新しいVivaldiフィードは、円形のキャビティ内に配置され、テーパースロットの中央を通るケーブルを介してバックエンドに接続された差動フロントエンドモジュールによって直接供給されます。この特定の構成が放射パターンとシステム応答に及ぼす影響は最小限であることを示します。
US ELTプログラムで変革をもたらす惑星科学
| Title |
Transformative_Planetary_Science_with_the_US_ELT_Program |
| Authors |
Michael_H._Wong,_Karen_J._Meech,_Mark_Dickinson,_Thomas_Greathouse,_Richard_J._Cartwright,_Nancy_Chanover,_Matthew_S._Tiscareno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08029 |
提案されている米国超大型望遠鏡（ELT）プログラムは、北部の30メートル望遠鏡と南部の巨大マゼラン望遠鏡での観測時間の少なくとも25％への全国的なオープンアクセスを確保します。ELTは、並外れた角度分解能、感度、高度な計装によって太陽系科学を進歩させます。ELTの貢献には、星間オブジェクト、巨大惑星システム、海洋世界の研究、小惑星およびカイパーベルト内の小さなオブジェクトを通して追跡される太陽系の形成、および惑星ミッションの積極的なサポートが含まれます。私たちは、（1）USELTプログラムが太陽系科学の重要なインフラストラクチャとしてリストされていること、（2）NASAからのサポートがミッションサポート機能を確実にするために提供されていること、および（3）USELTプログラムが太陽系コミュニティを拡大することをお勧めします開発、計画、運用への参加。
高度な乙女座フォトンキャリブレーター
| Title |
The_Advanced_Virgo_Photon_Calibrators |
| Authors |
D._Estevez,_P._Lagabbe,_A._Masserot,_L._Rolland,_M._Seglar-Arroyo,_D._Verkindt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08103 |
LIGO、Virgo、およびKAGRA検出器の感度が向上するにつれて、干渉計出力のキャリブレーションがますます重要になり、科学的結果に影響を与える可能性があります。O3の観測では、Virgoが初めて光子キャリブレータ（PCal）を使用して、高度なVirgoエンドミラーに入射する変調された補助レーザービームの放射圧を使用して干渉計を校正しました。これらの光学デバイスは、LIGOでも使用されており、グローバルな重力波検出器ネットワークのキャリブレーション基準になっています。ゴールドスタンダードと呼ばれる同じ絶対参照に基づくLIGOとVirgoPCalsの相互キャリブレーションにより、PCalを使用したVirgoキャリブレーションに存在していた3.92％の体系的なバイアスを取り除くことができました。AdvancedVirgoのエンドミラー（NEおよびWE）のPCalによる変位の不確実性バジェットは、O3aでは1.35％、O3bではNEPCal（それぞれWEPCalでは1.73％）と推定されています。この不確実性は、高度な乙女座のグローバルキャリブレーションの限界です。次の観測実行では、1％未満に削減されると予想されます。
2014年4月14〜15日の皆既月食中の空の質と気象変数の比較分析およびBortleスケールの定性的測定への影響
| Title |
Comparative_analysis_of_sky_quality_and_meteorological_variables_during_the_total_lunar_eclipse_on_14-15_April_2014_and_their_effect_on_qualitative_measurements_of_the_Bortle_scale |
| Authors |
C._G\'oez_Ther\'an,_S._Vargas_Dom\'inguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08225 |
皆既月食は、いくつかの環境物理パラメータの変化、特に空の明るさ、湿度、温度の状態に影響を与える可能性があります。2014年4月14日の日食中に、これらのパラメータは光度計と気象観測所で測定されました。得られた結果は、タタコア砂漠での観測天文学の作業に最適な条件を実際に比較することを可能にし、したがって、それを夜空の天文観測を開発するのに適した完璧な場所として認定します。この調査は、ある程度、この場所が光学的範囲内で天文学の仕事と研究を実行するのに適していることを決定しました。したがって、天文現象中に記録された変化により、BortleScaleに基づく空の分類が可能になりました
鉛筆コード、偏微分方程式と粒子のモジュラーMPIコード：多目的およびマルチユーザー管理
| Title |
The_Pencil_Code,_a_modular_MPI_code_for_partial_differential_equations_and_particles:_multipurpose_and_multiuser-maintained |
| Authors |
A._Brandenburg,_A._Johansen,_P._A._Bourdin,_W._Dobler,_W._Lyra,_M._Rheinhardt,_S._Bingert,_N._E._L._Haugen,_A._Mee,_F._Gent,_N._Babkovskaia,_C.-C._Yang,_T._Heinemann,_B._Dintrans,_D._Mitra,_S._Candelaresi,_J._Warnecke,_P._J._K\"apyl\"a,_A._Schreiber,_P._Chatterjee,_M._J._K\"apyl\"a,_X.-Y._Li,_J._Kr\"uger,_J._R._Aarnes,_G._R._Sarson,_J._S._Oishi,_J._Schober,_R._Plasson,_C._Sandin,_E._Karchniwy,_L._F._S._Rodrigues,_A._Hubbard,_G._Guerrero,_A._Snodin,_I._R._Losada,_J._Pekkil\"a,_C._Qian_(The_Pencil_Code_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08231 |
鉛筆コードは、幅広いアプリケーションに適応できる高度にモジュール化された物理学指向のシミュレーションコードです。それは主に圧縮性流体力学の偏微分方程式（PDE）を解くように設計されており、天体物理学の流体力学（MHD）から気象雲の微物理学や燃焼における工学アプリケーションに至るまでのアドオンがたくさんあります。それにもかかわらず、フレームワークは一般的で、流体力学やPDEに関係しない状況にも適用できます。たとえば、メッセージパッシングインターフェースやコードの入出力戦略のみを使用する場合などです。コードはまた、ラグランジュ（慣性および非慣性）粒子、それらの凝固および凝縮、さらに流体との相互作用を進化させることができます。
非バイナリシステム：惑星科学における男女平等の未来に向けて
| Title |
Nonbinary_Systems:_Looking_Towards_the_Future_of_Gender_Equity_in_Planetary_Science |
| Authors |
Beck_E._Strauss,_Schuyler_R._Borges,_Thea_Faridani,_Jennifer_A._Grier,_Avery_Kiihne,_Erin_R._Maier,_Charlotte_Olsen,_Theo_O'Neill,_Edgard_G._Rivera-Valent\'in,_Evan_L._Sneed,_Dany_Waller,_and_Vic_Zamloot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08247 |
ジェンダーの平等は惑星科学の分野が直面している主要な問題であり続けており、宇宙科学および関連する学問分野におけるジェンダーの格差に取り組むことに幅広い関心があります。これらのトピックに関する多くの研究は、ジェンダー研究や社会学などの分野の研究に比較的不慣れな専門の惑星科学者によって行われてきました。その結果、彼らは性別の規範的な見方を「男性」または「女性」の二者択一として採用し、性別がそのモデルに適合しない惑星科学者をそのような研究から完全に除外しています。ジェンダーの還元的枠組みと、ジェンダー現象の指標としての定量化の過度の強調は、周縁化されたジェンダーの人々、特に人種、障害、社会経済的地位などの周縁化の複数の軸の交差点に住む人々にとって有害です。私たちが次の10年に進むときに、惑星科学コミュニティが周辺化されたメンバーに最善のサービスを提供するためには、新しいパラダイムを確立する必要があります。このペーパーは、ジェンダーへのより深いアプローチに基づいたより良い調査の実践と制度的政策を推奨することにより、惑星科学におけるジェンダー平等の未来に取り組むことを目的としています。
木星成層圏のフライト。エンジンのコンセプトと飛行高度の決定
| Title |
Flight_in_the_Jovian_Stratosphere._Engine_Concept_and_Flight_Altitude_Determination |
| Authors |
Nedislav_S._Veselinov,_Martin_N._Karanikolov,_Vladislav_V._Shihskin,_Dimitar_M._Mladenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08307 |
太陽系の惑星を詳細に観察するための効果的な方法は、大気圏で飛行できる車両を使用することです。最も有望なのは、フライヤー（他の惑星大気圏の航空機）です。大気を直接調査する利点に加えて、彼らは選択された方向と高度で飛行する能力を持っているので、広範囲にわたる情報を収集するのに適しています。フライヤーに核推進力を装備すると、可燃性燃料や酸化剤を機内に持ち込む必要なく、数か月間飛行することができます。太陽系の惑星とその衛星の中で、ジュピターは空力飛行に適した厚い大気を特徴とし、ミッションの終了後に汚染される可能性のある固体表面がなく、設計のための大気データがあるため、探査の実行可能なターゲットです。チラシはすぐに入手できます。この論文では、高度と異なる加熱室の温度の関数として、水平定常飛行の推力、揚力、最大許容質量を評価するための数学モデルを提案します。
NASAの研究と分析の提案とレビューシステムの改善に関するホワイトペーパー
| Title |
White_Paper_on_Improvements_to_the_NASA_Research_and_Analysis_Proposal_and_Review_System |
| Authors |
Paul_K_Byrne,_Christina_R._Richey,_Julie_C._Castillo-Rogez,_and_Mark_V._Sykes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08312 |
NASAの調査および分析プログラムに関連するいくつかの重要な問題を確認し、これらの問題を軽減または解決するための推奨アクションを提供します。特に、NASAがR＆Aプログラムの健全な選択率（約40％）をサポートするために資金を増やすことを推奨しました。これは、NASAミッションデータによる多くの科学的発見を支え、米国の惑星科学コミュニティの大部分が（一部は）依存しているまたは完全に）。また、NASAが米国でより公平で持続可能な惑星科学研究コミュニティを確保するために取ることのできる追加のアクションを推奨します。これには、次世代の惑星研究者のサポート、査読におけるバイアスの最小化への取り組み、R＆Aを準備する科学者の負担の軽減などが含まれます。提案。
モデルを正しくする;分光法の情報基準
| Title |
Getting_the_model_right;_an_information_criterion_for_spectroscopy |
| Authors |
John_K._Webb,_Chung-Chi_Lee,_Robert_F._Carswell_and_Dinko_Milakovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08336 |
分光学的遷移へのロバストなモデルフィッティングは、多くの科学分野にわたる要件です。修正された赤池およびベイジアン情報基準（AICcおよびBIC）は、最適な数のフィッティングパラメーターを選択するために最も頻繁に使用されます。一般に、AICcモデリングは過剰適合（モデルパラメーターが多すぎる）とBIC不足であると考えられています。分光モデリングでは、AICcとBICの両方に2つの重要な点が欠けています。（a）検出強度に近い弱い線のパラメーターが強い線と同じ重要度で扱われ、（b）いいえスペクトル線が狭いデータ領域に影響を与える方法が考慮されます。このホワイトペーパーでは、これらの欠点に対処する新しい情報基準である「スペクトル情報基準」（SpIC）を紹介します。スペクトルシミュレーションは、パフォーマンスを比較するために使用されます。主な調査結果は、（i）信号対ノイズデータが高い場合にSpICがAICcよりも明らかに優れている、（ii）信号対ノイズデータが低い場合にSpICとAICcが同等に機能するが、SpICはより少ないパラメーターでこれを実現し、（iii）BICは実行しない（このアプリケーションの場合）よく、回避する必要があります。新しい方法は、異なるモデルパラメーターが大きなデータセット内の分離された狭い範囲に影響を及ぼしたり、感度が大きく変動したりする場合（分光法を超えて）に、より広い適用性を持つ必要があります。
nazgul：ガンマ線バースト位置特定への統計的アプローチ。非定常時系列モデルによる三角測量
| Title |
nazgul:_A_statistical_approach_to_gamma-ray_burst_localization._Triangulation_via_non-stationary_time-series_models |
| Authors |
J._Michael_Burgess,_Ewan_Cameron,_Dmitry_Svinkin,_Jochen_Greiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08350 |
環境。ガンマ線バーストは、太陽系全体の軌道にあるガンマ線検出器を使用して、到着時間信号の三角測量によって特定できます。ビニングされた光度曲線の相互相関に基づく古典的なアプローチは、時系列データのポアソン特性を無視し、問題の完全な複雑さをモデル化することができません。ねらい。惑星間ネットワーク（IPN）に使用される元の手順に対する最新の更新として、統計的に適切で堅牢なGRBタイミング/三角測量アルゴリズムを提示する。メソッド。未知の時間信号の進化に対する階層的なベイジアンフォワードモデルは、ランダムフーリエ機能（RFF）を介して学習され、適切なポアソン尤度を介して空のGRBの位置に対応する時間差を持つ各検出器の時系列データに適合されます。結果。私たちの新しい方法は、シミュレーションで検証されたGRBの位置をロバストに推定できます。この方法で生成された不確実性は堅牢で、多くの場合、従来の方法と比較してより正確です。このように、私たちは重力波の追跡のための貴重なツールになることができる方法を持っています。すべてのソフトウェアと分析スクリプトは、レプリケーションを目的として、ここ（https://github.com/grburgess/nazgul）で公開されています。
金星の大気のその場調査のためのチップサットエントリーの実現可能性分析と予備設計
| Title |
Feasibility_Analysis_and_Preliminary_Design_of_ChipSat_Entry_for_In-situ_Investigation_of_the_Atmosphere_of_Venus |
| Authors |
Salvatore_Vivenzio,_Dan_Fries,_Chris_Welch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08396 |
宇宙船での使用に適した非常に小型、低コスト、低電力の構成での電子機器の最近の小型化は、チップグラム、数グラムの質量を持つセンチメートル規模の衛星などの革新的な小規模衛星の概念に影響を与えました。これらの非常に小さな宇宙船は、宇宙科学のアクセシビリティの新時代の到来を告げる可能性を秘めています。弾道係数が低いため、ChipSatは群れの星座で惑星大気の長期調査に使用できる可能性があり、高い信頼性と冗長性を備えた大量のデータを提供します。金星の大気中の微視的生命体の痕跡を検索する目的で、ChipSat惑星大気突入ミッションの予備的な実現可能性分析を提示します。実際、好ましい大気条件とミクロンサイズの硫酸エアロゾルが存在するため、金星の大気の下層雲層は、微生物の生命体を探索するのに適したターゲットになる可能性があります。十分な大気データが利用可能な任意の大気に適用可能な、指定された形状の宇宙船の惑星進入をシミュレートする数値モデルが実装され、検証されます。その結果は、生命の存在に有利な高度で金星の大気を巡航するChipSatミッションの高レベルの設計を作成するために使用されます。このペーパーでは、ChipSatミッションの概念と、潜在的なペイロードの選択など、システムレベルでの宇宙船の予備設計に関する考慮事項について説明します。
Ca IIおよびH $ \ alpha $からの太陽系外惑星を用いたM個の矮星の紫外線放射の推定
| Title |
Estimating_the_Ultraviolet_Emission_of_M_dwarfs_with_Exoplanets_from_Ca_II_and_H$\alpha$ |
| Authors |
Katherine_Melbourne,_Allison_Youngblood,_Kevin_France,_C._S._Froning,_J._Sebastian_Pineda,_Evgenya_L._Shkolnik,_David_J._Wilson,_Brian_E._Wood,_Sarbani_Basu,_Aki_Roberge,_Joshua_E._Schlieder,_P._Wilson_Cauley,_R._O._Parke_Loyd,_Elisabeth_R._Newton,_Adam_Schneider,_Nicole_Arulanantham,_Zachory_Berta-Thompson,_Alexander_Brown,_Andrea_P._Buccino,_Eliza_Kempton,_Jeffrey_L._Linsky,_Sarah_E._Logsdon,_Pablo_Mauas,_Isabella_Pagano,_Sarah_Peacock,_Seth_Redfield,_Sarah_Rugheimer,_P._Christian_Schneider,_D._J._Teal,_Feng_Tian,_Dennis_Tilipman,_and_Mariela_Vieytes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07869 |
M個の矮小星は、温帯の地球サイズの惑星を含む太陽系外惑星を探すための優れた候補です。惑星大気の光化学を評価するには、惑星のホストスターのUVスペクトルエネルギー分布を特徴付けることが不可欠です。酸素やオゾンなどの惑星大気中の分子には、UV（900-3200$\r{A}$）でピークとなる波長依存性の高い吸収断面積があるため、この波長体制は重要です。非同時性の光学観測とUV観測の関係を特定することにより、直接的なUVデータなしで、MドワーフのUV放射を推定する広く適用可能な方法を提供することを目指しています。私たちの研究では、M矮星の遠紫外および近紫外観測の最大のサンプルを使用していますが、まだ組み立てられていません。3つの一般的に観測されている光彩層活動指数-H$\alpha$に相当する幅とlog$_{10}$L$_{H\alpha}$/L$_{bol}$、およびマウントウィルソンCaを評価しますIIH＆KSおよびR$'_{HK}$インデックス-HARPS、UVES、およびHIRESアーカイブからの光学スペクトルと新しいHIRESスペクトルを使用します。アーカイブおよび新しいハッブル宇宙望遠鏡のCOSおよびSTISスペクトルを使用して、1200〜2800$\r{A}$の間の最も明るい彩層および遷移領域輝線の線束を測定します。私たちの結果は、恒星ボロメータ光度に正規化されたUV輝線光度とCaIIR$'_{HK}$の相関関係を示しています。ライン。また、正規化されたUVラインの光度とH$\alpha$log$_{10}$L$_{H\alpha}$/L$_{bol}$とSインデックスとの相関関係もわかります。これらの関係により、UVデータが利用できない場合に、M0からM9の矮星からの平均UV放射を推定できます。
太陽サイクル24の間の太陽コロナ回転と太陽活動における半球非対称性の間の強い関係の証拠
| Title |
Evidence_of_strong_relationship_between_hemispheric_asymmetry_in_solar_coronal_rotation_and_solar_activity_during_solar_cycle_24 |
| Authors |
Jaidev_Sharma,_Anil_K_Malik,_Brajesh_Kumar,_and_Hari_Om_Vats |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08121 |
この記事では、太陽コロナ回転速度における半球非対称性と太陽活動の間の非常に高く統計的に有意な関係の証拠を報告します。私たちのアプローチは、回転速度における半球非対称指数（AI）と年間の太陽活動指標との相互相関に基づいています。太陽回転速度の半球非対称性を得るために、太陽地球関係によって記録された24番目の太陽サイクル、つまり2008年から2018年までの期間に30.4nm、19.5nm、および28.4nmの波長の太陽フルディスク（SFD）画像を使用します天文台（STEREO）宇宙ミッション。私たちの分析は、回転速度の半球非対称性が2011年から2014年までの太陽極大期に高いことを示しています。一方、半球非対称性は両側で徐々に低下します（つまり、2008年から2011年まで、および2014年から2018年まで）。結果は、非対称指数（AI）が太陽黒点数を1.56年までリードすることを示しています。これは、半球の非対称性が太陽の回転差と一緒に働く黒点の形成を引き起こすことを明確に示しています。
共鳴吸収：圧縮運動の渦運動への変換
| Title |
Resonant_absorption:_transformation_of_compressive_motions_into_vortical_motions |
| Authors |
M._Goossens,_I._Arregui,_R._Soler,_T._Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08152 |
この論文は、電磁流体力学（MHD）波がアルフの連続体で共鳴減衰を起こすときの空間特性の変化を調査します。分析は、直線磁場を伴う1D円筒形の無圧プラズマに対して実行されます。空間波変数に対する減衰の影響は、共振減衰の結果として生じる複素周波数を使用して決定されます。MHD波の空間進化を特徴付けるために、圧縮と渦度が使用されます。最も顕著な結果は、磁場に平行な渦成分の巨大な空間変動です。平行渦度は、平衡の均一な部分で消えます。ただし、MHD波が不均一な部分に移動すると、平行な渦度が爆発し、直線磁場に垂直な平面の横成分によって得られる値よりも桁違いに高くなります。平衡プラズマの不均一な部分では、MHD波は平行渦によって制御され、線形波でも圧力変動があるという不慣れな特性を持ち、アルフベン波に似ています。
V4362 SagittariiとDO Aquilaeに関連付けられた2つの新しいNovaシェル
| Title |
Two_New_Nova_Shells_associated_with_V4362_Sagittarii_and_DO_Aquilae |
| Authors |
E.J._Harvey,_M.P._Redman,_P._Boumis,_S._Akras,_K._Fitzgerald,_S._Dulaimi,_S.C._Williams,_M.J._Darnley,_M.C._Lam,1_M._Kopsacheilli,_S._Derlopa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08272 |
古典的な新星は、降着する連星系の白い矮星の表面の噴火です。白色矮星表面から放出された物質は、一般に軸対称の殻を形成します。新星の殻の形成メカニズムは、惑星状星雲と超新星残骸の間のエネルギースケールで行われるプロセスのプローブです。新星後のシステムV4362Sagittarii（1994）を取り巻く新星の殻の発見とDOAquilae（1925）のより限定的な観測について報告します。V4362Sgrの0.5p/m1.4kpcとDOAqlの6.7p/m3.5kpc-0.2の距離測定は、拡張視差法に基づいています。成長率は、DOAqlの場合は0.07インチ/年、V4362Sgrの場合は0.32インチ/年と測定されています。V4362Sgrに関連する新星の殻のイオン化構造の予備調査が提示されます。観測された新星の殻のイオン化構造は、それらの形態と観測者に向かう中心成分の方向に強く依存します。これらの興味深いオブジェクトをよりよく理解するには、X線、IR、UVの観測、および光積分フィールドユニット分光法が必要です。
目的。編組磁場を伝搬する横波の数値モデルから生成された合成観測シグネチャを調査します。メソッド。異なるレベルの磁場ブレイディングを使用した2つのシミュレーションを調べ、下部境界に周期的な横波ドライバーを課します。波が上部境界で反射した後、波の干渉の複雑なパターンが形成されます。フォワードモデリングコードFoMoによって生成される合成放出を分析します。線の強度、ドップラーシフト、およびいくつかの見通し（LOS）角度に沿った運動エネルギーを調べます。結果。ドップラーシフトは横波の存在を示した。ただし、強度を分析する場合、波はより複雑な磁場では簡単に観測されず、バックグラウンドノイズと間違われる可能性があります。LOS角度に応じて、特に複数の輝線が利用できる場合、波の観測可能な兆候は磁場の編組の一部を反映します。より複雑なシミュレーションでは、位相混合のシグネチャを特定できます。合成放出シグネチャに基づいて、波動モードの解釈における不明瞭さを特定します。結論。3D空間におけるパラメーターの進化についての知識があれば、この記事内のほとんどのオブザーバブルは期待どおりに動作します。ただし、いくつかの興味深い観測署名が存在します。磁場が複雑な領域を検出することは、波が存在する場合にある程度可能です。ただし、異なるラインからの同時分光イメージングは、これらの場所を識別するために重要です。強度とドップラー速度シグネチャをねじり運動として解釈する場合は注意が必要です。セットアップでは、このようなシグネチャは磁場の複雑さの結果であり、ねじれ波の結果ではありません。最後に、ドップラー速度で推定される運動エネルギーは、波の分極、バックグラウンドフィールドの複雑さ、およびLOSに依存します。
太陽フレアエネルギーの分配と輸送-衝動期（Heliophysics 2050ホワイトペーパー）
| Title |
Solar_Flare_Energy_Partitioning_and_Transport_--_the_Impulsive_Phase_(a_Heliophysics_2050_White_Paper) |
| Authors |
Graham_S._Kerr,_Meriem_Alaoui,_Joel_C._Allred,_Nicholas_H._Bian,_Brian_R._Dennis,_A._Gordon_Emslie,_Lyndsay_Fletcher,_Silvina_Guidoni,_Laura_A._Hayes,_Gordon_D._Holman,_Hugh_S._Hudson,_Judith_T._Karpen,_Adam_F._Kowalski,_Ryan_O._Milligan,_Vanessa_Polito,_Jiong_Qiu,_Daniel_F._Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08400 |
太陽フレアは、太陽噴火イベント（SEE;太陽エネルギー粒子、SEP、およびコロナ質量放出、CME）の基本コンポーネントです。フレアはSEEの最初のコンポーネントであり、大気に影響を与えます。これは、関連するSEPとCMEの到着の準備をすることができます。磁気リコネクションは、太陽コロナ磁場を再構築することによってSEEを駆動し、膨大な量のエネルギーを解放して、粒子の加速、質量と磁場の噴火、大気の加熱、それに続く太陽フレアとしての放射の放出に分割します。これらの地球効果的なイベントを説明し、最終的に予測するには、太陽物理学コミュニティは、蓄積された磁気エネルギーを他の形に変換および分配するプロセスを包括的に理解する必要があります。Heliophysics2050Workshopに提出されたこのホワイトペーパーでは、SEEのフレアインパルス段階について説明し、理論的研究、モデリング研究、および観察研究の組み合わせによって対処する必要がある質問を示します。つまり、2050年までに粒子の加速と伝播のメカニズムを特定し、非熱電子ビームによるエネルギー輸送のパラダイムを超えて、加速された陽子とイオン、および下向きのアルフベン波を考慮する必要があります。
太陽フレアエネルギーの分配と輸送-段階的段階（Heliophysics 2050ホワイトペーパー）
| Title |
Solar_Flare_Energy_Partitioning_and_Transport_--_the_Gradual_Phase_(a_Heliophysics_2050_White_Paper) |
| Authors |
Graham_S._Kerr,_Meriem_Alaoui,_Joel_C._Allred,_Nicholas_H._Bian,_Brian_R._Dennis,_A._Gordon_Emslie,_Lyndsay_Fletcher,_Silvina_Guidoni,_Laura_A._Hayes,_Gordon_D._Holman,_Hugh_S._Hudson,_Judith_T._Karpen,_Adam_F._Kowalski,_Ryan_O._Milligan,_Vanessa_Polito,_Jiong_Qiu,_Daniel_F._Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08407 |
太陽フレアは、太陽噴火イベント（SEE;太陽エネルギー粒子、SEP、およびコロナ質量放出、CME）の基本コンポーネントです。フレアはSEEの最初のコンポーネントであり、大気に影響を与えます。これは、関連するSEPとCMEの到着の準備をすることができます。磁気リコネクションは、太陽コロナ磁場を再構築することによってSEEを駆動し、膨大な量のエネルギーを解放して、粒子の加速、質量と磁場の噴火、大気の加熱、それに続く太陽フレアとしての放射の放出に分割します。これらの地球効果的なイベントを説明し、最終的に予測するには、太陽物理学コミュニティは、蓄積された磁気エネルギーを他の形に変換および分配するプロセスを包括的に理解する必要があります。Heliophysics2050Workshopに提出されたこのホワイトペーパーは、SEEのフレア漸進段階の部分について議論し、理論的研究、モデリング研究、および観察研究の組み合わせによって対処する必要がある質問を示します。要するに、フレアの漸進的段階は予測よりもずっと長く続くため、2050年までに漸進的段階を維持する有意なエネルギー蓄積の特性を特定し、乱流と非局所熱流束の基本的なプロセスに対処する必要があります。
弱いスケールからGUTスケールへのバリオジェネシス
電弱バリオジェネシスとレプトジェネシスに重点を置いて、バリオジェネシスの現在の状態を確認します。最初の詳細な研究は、レプトクォークのCPに違反する崩壊がバリオン非対称性を生成するSU（5）GUTモデルに対して実行されました。これらのGUTモデルは、高温でのB+L違反スファレロンプロセスの発見により除外されました。しかし、新たな可能性、電弱バリオジェネシスが出現しました。ここで、sphaleronプロセスは、強く1次の相転移中にバリオン非対称を生成します。このメカニズムは、標準モデルの多くの拡張機能で研究されています。ただし、LHCおよび低エネルギー精密実験からの制約は、既知のモデルのほとんどを除外し、電弱対称性の破れの複合ヒッグスモデルを興味深い可能性として残します。Sphaleronプロセスはレプトジェネシスの基礎でもあり、重い右手系ニュートリノのCPに違反する崩壊は、部分的にバリオン非対称に変換されるレプトン非対称を生成します。このメカニズムは、GUTのバリオジェネシスの1つと密接に関連しており、GUTモデルに基づく簡単な推定により、観測されたバリオン対光子比の大きさのオーダーを説明できます。1フレーバー近似では、軽いニュートリノ質量の上限が導出されました。これは、ニュートリノ質量の和の宇宙論的上限と一致しています。準縮退右手ニュートリノの場合、レプトジェネシス温度をGUTスケールから弱いスケールに下げることができます。また、GeV無菌ニューティノのCP違反振動も、レプトン生成の成功につながります。熱プラズマのゲージボソンとの相互作用が重要な役割を果たすことを実証した、熱レプトン生成の全分野の理論的記述の開発に大きな進歩がありました。最後に、シーソーのメカニズムとGUTスケールでのB-Lの破れが重力波によって探査される方法について、最近のアイデアについて説明します。
トリチウムベータ崩壊などの陸上ニュートリノ実験からのデータと、宇宙マイクロ波背景や大規模構造調査などの宇宙観測からのデータを組み合わせて、ディラックニュートリノ仮説をテストする方法を提案します。ニュートリノがディラック粒子であり、かつアクティブなニュートリノの無菌パートナーが初期宇宙で一度熱化された場合、この新しい宇宙論的遺物は同時に相対論的種の有効数$N_\text{eff}$に寄与し、さらに宇宙論的に測定された有効ニュートリノ質量の合計$\Sigmam_\nu$と地球上で測定されたアクティブニュートリノ質量の合計$\Sigma_im_i$の間に不一致が生じます。$N_\text{eff}\gtrsim3$および$\Sigmam_\nu\gtrsim\Sigma_im_i$の標準的な予測よりも明確に相関する偏差は、ニュートリノのディラックの性質を明らかにする前兆である可能性があることを指摘します。無菌パートナーの熱遺物集団を予測するディラックレプトジェネシスを含むいくつかのベンチマークの例を提供し、現在および近未来の実験で関連する観測の見通しについて説明します。この研究は、ニュートリノ質量の起源の重要な可能性を探るための新しいアプローチを提供します。
現金統計を使用した線形モデルへのポアソンデータの最尤適合の半分析的ソリューション
| Title |
A_semi-analytical_solution_to_the_maximum_likelihood_fit_of_Poisson_data_to_a_linear_model_using_the_Cash_statistic |
| Authors |
Massimiliano_Bonamente_and_David_Spence |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.07915 |
[要約]Cash統計はC統計とも呼ばれ、独立変数の特定の値のnullカウントを含むデータを含む、少数のポアソンデータの分析に一般的に使用されます。この統計の使用は、解像度を失うことなく結合または再ビニングできない少数のデータに対して特に魅力的です。このペーパーでは、ポアソンベースの現金統計を使用した線形モデルの最適パラメーターの新しい最尤解を示します。このホワイトペーパーで紹介するソリューションは、ポアソンベースのデータ（ヌルカウントを含むデータを含む）の線形モデルの最適パラメーターを測定するための新しくシンプルな方法を提供します。特に、この方法では、独立変数のサポート全体を通して、最適な線形モデルが非負であるという要件が適用されます。この方法は単純なアルゴリズムに要約されており、従来の$\chi^2$統計の使用を完全にバイパスして、任意のサイズのポアソン計数データと計数率を線形モデルに適合させます。
高次元時空における奇妙な星からの流体脈動モード
| Title |
Fluid_pulsation_modes_from_strange_stars_in_a_higher-dimensional_space-time |
| Authors |
Jos\'e_D._V._Arba\~nil,_C\'esar_H._Lenzi,_and_Manuel_Malheiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08001 |
この作業では、追加の次元で非ラジアル脈動方程式を導出する最初のステップを作成し、カウリング近似内の奇妙なクォーク星の$f$-および$p_1$-modeモードの周波数が次元数とともにどのように変化するかを調査します。これに関して、この研究は、$d$次元の時空$（d\geq4）$に合わせて調整された非放射状脈動方程式を数値的に解くことによって実行されます。内部をSchwarzschild-Tangherlini外部メトリックに接続し、$f$-および$p_1$-モードの周波数を分析します。周波数が4次元時空で見られるものよりも高くなる可能性があることを発見しました。$f$モードの周波数は本質的に一定であり、大きな重力半径の場合のみ、重力半径に応じて単調かつ高速に値が増加します。$f$モードの周波数が一定である重力半径範囲では、それらは時空次元$4\leqd\leq6$で増加し、$d\geq7$で減少します。$p_1$モードの周波数については、次元が高くなると常に大きくなり、重力半径の増加に伴って単調に減衰します。追加の次元では、4次元の時空で発生するため、$p_1$モードの周波数は常に$f$モードの周波数よりも大きいことがわかりました。ニュートン重力では、$d$次元の均質な星の場合、$f$モードの固有振動数が一定であり、関係$\omega^2=l\、M\、G_d/R^{d-1}$;ここで、$l$は球面調和指数を表し、$M\、G_d$は星の総質量、$R$は恒星の半径です。
ブラックホールに突入する点質量によって引き起こされる重力波エコー
最近、LIGOによって観測されたバイナリブラックホールの合併に続くデータストリームで重力波エコーを検出する可能性が示唆されました。この提案に動機付けられて、以前の研究でブラックホール摂動に基づくエコーのテンプレートを提示しました。そこでは、エコーをもたらす入射波は、漸近的な無限に直接逃げる波と似ていると想定しました。この研究では、入射波に関する単純な仮定を取り除いたエコーの波形についてより妥当な推測を得るために、カーのブラックホールに突入する点質量によって引き起こされる重力波を調査します。プランジング質量をソースとする線形摂動方程式を、無限遠の純粋に外向きの境界条件と、地平線近くの反射境界条件の下で解きます。超放射不安定性のしきい値を下回る低周波成分が高度に抑制されていることがわかります。これは、前の分析で想定した入射波形と一致しています。また、周波数に関係なく完全に反射する境界条件を採用すると、高周波モードの励起が前の分析で使用したものよりも大幅に大きくなることもわかります。無限大への直接放出と同じ波形が振幅の減少とともに繰り返される単純なテンプレートを使用すると、予想される信号とテンプレートの間の相関が非常に急速に減少することがわかります。
ビッグバン元素合成によるニュートリノ-スカラー非標準相互作用の限界
| Title |
Bounds_on_neutrino-scalar_non-standard_interactions_from_big_bang_nucleosynthesis |
| Authors |
Jorge_Venzor,_Abdel_P\'erez-Lorenzana,_Josue_De-Santiago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08104 |
ニュートリノ-スカラー非標準相互作用（SNSI）によるコヒーレント前方散乱プロセスにより、有効なニュートリノ質量が誘導されます。初期宇宙では、大きなニュートリノ有効質量がニュートリノの生成を制限します。SNSI効果は2つの有効な結合によって変調されます。これらは、ニュートリノと電子/陽電子の間の結合$G_{\rmeff}$とニュートリノの自己相互作用$G_{\rmS}$を説明します。これらのパラメータは相対論的種の有効数に直接関連しており、ゼロ以外の値は予想よりも小さい$N_{\rmeff}$を意味します。ビッグバン元素合成を使用して、SNSI効果を制限します。$G_{\rmeff}<3.8$MeV$^{-2}$および$G_{\rmS}<6.2\times10^{7}$MeV$^{-2}$at95\％CL。$10^{-15}{\rmeV}\lesssimm_{\phi}\lesssim10^{-5}{\rmeV}$の範囲のスカラー質量の場合、ニュートリノ-スカラー結合制約は、以前の結果。
アインシュタイン・ブラソフシステムの数値安定性解析
| Title |
A_numerical_stability_analysis_for_the_Einstein-Vlasov_system |
| Authors |
Sebastian_G\"unther,_Jacob_K\"orner,_Timo_Lebeda,_Bastian_P\"otzl,_Gerhard_Rein,_Christopher_Straub,_J\"org_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08163 |
シュワルツシルト、最大面積、およびエディントン-フィンケルシュタイン座標で球対称アインシュタイン-ブラソフシステムの定常状態の安定性の問題を数値的に調査します。すべての座標系にわたって、定常状態の1パラメータファミリーに沿った最初の結合エネルギー最大値が不安定性の開始を示すという推測を確認します。この最大摂動を超えると、解はブラックホールに崩壊するか、ヘテロクリニック軌道を形成するか、最終的に完全に分散します。以前の研究とは対照的に、負の結合エネルギーは必ずしも完全に分散するソリューションに対応するとは限りません。数値結果の観点から、いわゆるターニングポイント原理についてもコメントします。後者の物理的信頼性は、3つの異なる座標系で一貫した結果を取得し、動的にアクセス可能な摂動を体系的に使用することによって強化されます。
