DES SV弱レンズマップ統計の神経圧縮による最尤法なしの推論
| Title |
Likelihood-free_inference_with_neural_compression_of_DES_SV_weak_lensing_map_statistics |
| Authors |
Niall_Jeffrey,_Justin_Alsing,_Francois_Lanusse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08459 |
多くの宇宙論的推論の問題では、可能性（未知のパラメーターの関数としての観測データの確率）は未知であるか扱いにくいものです。これには近似と仮定が必要であり、暗黒物質と暗黒エネルギーの性質を含む宇宙論的パラメーターの誤った推論をもたらしたり、人工的なモデルの緊張を生み出したりする可能性があります。尤度のない推論は、模擬データのフォワードモデリングを使用して、パラメーターの事後分布を厳密に推定する新しい方法のファミリーをカバーしています。ダークレンズ調査（DES）SVデータからの弱いレンズマップを使用して、弱いレンズマップの要約統計の神経データ圧縮を使用して、尤度フリーの宇宙論的パラメーター推論を示します。ディープコンボリューションニューラルネットワークを使用して、レンズマスマップのパワースペクトル、ピークカウント、ニューラル圧縮サマリーの組み合わせを探索します。データモデリングと確率密度推定の両方のステップで、推論プロセスを検証する方法を示します。尤度のない推論は、銀河調査データ（DES、Euclid、LSSTの場合）を使用した厳密な大規模宇宙論的推論の堅牢でスケーラブルな代替手段を提供します。シミュレートされたレンズマップを公開しました。
分光銀河調査の最適化された角度パワースペクトルを使用した現実的なデータ分析のシミュレーションに向けて
| Title |
Towards_simulating_a_realistic_data_analysis_with_an_optimised_angular_power_spectrum_of_spectroscopic_galaxy_surveys |
| Authors |
Guglielmo_Faggioli,_Konstantinos_Tanidis_and_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08473 |
角度パワースペクトルは、観測された銀河数カウントの変動を分析する自然なツールです。標準的な分析では、角度銀河分布は同心の赤方偏移ビンにスライスされ、ビンのペア間のその調和係数のすべての相関が考慮されます---「断層撮影」と呼ばれる手順。ただし、ビンの数が増加していることを考えると、宇宙論のために近づく分光銀河調査からの比類のないデータ品質により、この方法は計算上不可能になります。ここでは、計算時間を節約するために、以前の研究で提案された新しい方法を合成データに対してテストしました。この方法によれば、銀河全体の赤方偏移の分布は厚いビンに細分され、それらの間のビン間の相互関係は無視されます。ただし、この場合、すべての相互ビン相関を考慮すると、各太いビンはさらに細いビンに細分されます。次に、ベイズフレームワークで分析するシミュレーションデータセットを作成します。新しく提案された方法は、計算時間を節約し、標準的なアプローチを超える結果をもたらすことを確認します。
$ c_s ^ 2（w）$順圧流体モデルの純粋な運動論的kエッセンス記述
| Title |
Purely_kinetic_k-essence_description_of_$c_s^2(w)$_barotropic_fluid_models |
| Authors |
Dalibor_Perkovic,_Hrvoje_Stefancic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08680 |
純粋な運動論的kエッセンスモデルは、暗黒エネルギーまたは暗黒物質-暗黒エネルギー統一の順圧流体モデルと同等の場の理論であることが文献で示されています。順圧流体の二乗された音速がその状態方程式パラメータの関数としてモデル化されるモデリングフレームワークでは、同等の純粋に運動論的なkエッセンスモデルのラグランジュ密度を取得する体系的な手順が提示されます。このモデリング手法は音速から始まるので、音速が観測上の制約と一致する純粋な運動論的kエッセンスモデルを構築できます。順圧流体速度の2乗の選択された関数形式に応じて、純粋に運動論的なkエッセンスラグランジアン密度の解の解析的に扱いやすい例が、パラメトリックな閉じた形式で得られます。
インフレーションの間、真空量子ゆらぎは増幅され、天体物理学的距離に引き伸ばされます。それらは、宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度と分極の変動を引き起こし、私たちの宇宙の大規模構造を引き起こします。また、原始ブラックホール（PBH）の形成をトリガーすることもできます。このようなオブジェクトは、最近検出されたブラックホールの合併の先祖を提供し、暗黒物質の一部またはすべてを構成する可能性があります。彼らの観察は、CMBによって制約されていないインフレセクターの一部への貴重なアクセスを与えるでしょう。PBHは形成に大きな不均一性を必要とするため、量子変動が宇宙のダイナミクスを大幅に変更するシナリオで生成されます。このハビリテーション論文では、この「逆反応」効果を、インフレーション中の量子場の長波長の効果的な理論である確率論的インフレーション形式を使用して調査します。これは、小さな波長が統合されると、古典的だが確率論的な方法で説明できます。。これは、真空量子のゆらぎが遠くまで伸びるときにランダムに修正される、膨張する背景を表しています。確率論的インフレーション形式論の簡単なレビューの後、非摂動の存在下で曲率摂動の完全確率密度関数を提供するために、それを宇宙論的摂動論（$\deltaN$形式論）の標準的な手法と組み合わせる方法を説明します量子拡散。次に、これらの結果をPBHに適用します。量子拡散により、予想される存在量が数桁変化する可能性があることを示しています。最後に、宇宙論的に関連するPBHを生じさせるインフレモデルはスローロールの違反を特徴とすることが多いため、確率的$\deltaN$形式は、非スローロールダイナミクスに一般化されます。最後に、調査が必要ないくつかの研究の方向性を強調します。
VCDMを使用して$ H_0 $の緊張に対処する
高赤方偏移の観測と低赤方偏移の観測による宇宙の現在の膨張率$H_0$を定量化する際の緊張は、過去数年間で高まっています。これは、今日の宇宙論が直面する必要のある最も驚くべき困難な課題の1つです。これらの実験結果は、$\Lambda$ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）モデルとして知られる宇宙論の標準モデルにすぐに挑戦するため、受け入れるのが困難です。一方、実験結果が受け入れられると、このモデルの選択が、宇宙の宇宙論的パラメーター（$H_0$を含む）の推定において、任意に選択された理論に過ぎない可能性に直面する必要があります。ここでは、新しい理論であるVCDMと呼ばれるものを使用する前に理論を変更することで、$H_0$-tensionsを解決できることを示します。これは本質的にハッブルの緊張の低赤方偏移の解決です。
銀河の形態は天体物理学的に興味深い$ f（R）$を除外します
$f（R）$は、一般相対性理論への拡張を新しい光の自由度で典型的に表現するパラダイム修正重力理論であり、質量間の5番目の力をスクリーニングします。これらの力は、銀河の質量成分間のスクリーニングの異なる影響による弱い等価原理の違反によって引き起こされる、銀河の形態に観察可能なシグネチャを生成します。2つの形態学的指標の統計データセット（銀河の星とガスの間のオフセットと星の円盤の反り）を収集し、それらを使用して薄い殻でスクリーニングされた5番目の力の強度と範囲を制約します。これは、過去の作業に包括的なアップグレードのセットを適用することで達成されます（Desmondetal2018a、b）：入力量と周辺化の不確実性の完全な伝播を含む、形態学的信号のロバストな銀河ごとのベイジアンフォワードモデルを構築します天体物理学的ノイズを表す経験的モデルについて。以前よりも厳しいデータ品質の削減を採用すると、コンプトンの波長範囲$0.3-8$Mpcで任意の強度$\DeltaG/G_\text{N}$の5番目の力がスクリーニングされ、$1\sigma$境界が設定された証拠は見つかりません$\DeltaG/G_\text{N}<0.8$が$\lambda_C=0.3$Mpcで$\DeltaG/G_\text{N}<3\times10^{-5}$に強化されて$\lambda_C=8$Mpc。これらは、現在までのところ、1桁以上、太陽系を超えた最も厳しい境界です。$n=1$の$f（R）$のHu-Sawickiモデルの場合、バックグラウンドスカラーフィールド値$f_{R0}<1.4\times10^{-8}$が必要であり、事実上すべての天体物理学オブジェクトが上映。このモデルは天体物理学や宇宙論に関連性がないと結論付けます。
PSZSPT：PlanckとSPT-SZの共同クラスターカタログ
スペース（Planck）と地上（南極望遠鏡、SPT-SZ）の複合ミリ波データから抽出された最初のクラスターカタログを示します。2つのデータセットのさまざまな伝達関数と解像度を処理できる一致マルチフィルター（MMF）を開発して適用します。データセットに個別に適用すると、PlanckとSPTのコラボレーションからの出版物と一致する結果が生成されることを確認しました。また、PlanckクラスターとSPT-SZクラスターのフラックスが互いに一致していることも確認しました。結合データセットに盲目的に適用すると、MMFは419検出（$S/N>5$）のカタログを生成し、そのうち323は既にSPT-SZまたはPSZ2カタログの一部です。37は新しいSZ検出であり、他のカタログまたは調査で識別されています。59名は正体不明の新しい候補者です。MMFは2つのデータセットの相補性を利用します。Planckは低赤方偏移（$z<0.3$）のクラスターを検出するのに特に役立ちますが、SPTは高赤方偏移（$z>0.3$）ソースを効率的に見つけるのに役立ちます。この作品は、空間と地面から取得した不均一な組み合わせのミリ波データセットに対してブラインドクラスター抽出を実行できるという概念実証を表しています。この結果は、計画された地上ベースの宇宙マイクロ波背景（CMB）実験（たとえば、SimonsObservatory、CMB-S4）および想定されるCMB宇宙ミッション（たとえば、PICO、バックライト）にとって非常に重要です。低質量レジーム（$M_{500}\leqslant10^{14}M_\odot$）。クラスター内放出のさまざまな発生源（ガス、ダスト、シンクロトロン）は同じ桁であり、したがって広い範囲が必要です。適切な分離のための同等の空間分解能を備えた地上+空間周波数カバレッジ。
相対論的に変化する物理定数を持つ宇宙論
変動する物理定数モデルは、最近公開された変分アプローチと一致することを示しました。アインシュタイン方程式は、アインシュタインヒルベルト作用を使用して、光速c、重力定数G、宇宙定数{\Lambda}の変動を含むように変更されています。地域の保存法則と契約したビアンキのアイデンティティを満たすことから生じる一般的な制約は、定数の変動の形式とそれらの変動がどのように関連しているかを自由に選択できるようにします。dG/Gdt=3dc/cdt、c=c_0.exp[（a^{\alpha}-1）]、G=G_0.exp[3（a^{\alpha}-1）]および{\を選択した場合Lambda}={\Lambda}_0.exp[（a^（-{\alpha}）-1）]。ここで、aはスケールファクターで、{\alpha}=1.8です。結果のモデルは次のようになります。（a）超新星1aの観測データに{\Lambda}CDMモデルよりわずかによく適合します。（b）l=217.3の多極子値での宇宙マイクロ波背景温度異方性のパワースペクトルの最初のピークを決定します。（c）宇宙の年齢を14.1Gyrとして計算します。（d）BAO音響スケールが145.2Mpcであることがわかります。これらの数値は、{\Lambda}CDMモデルを使用して導出された値の3％未満です。驚くべきことに、有意な負の曲率を持ち、その展開が{\Lambda}CDMモデルによって予測されるよりも速い速度で加速している宇宙では、暗黒エネルギー密度が負であることがわかりました。
CARPool：高価で安価な宇宙論シミュレーションを組み合わせることによる大規模構造統計の高速で正確な計算
| Title |
CARPool:_fast,_accurate_computation_of_large-scale_structure_statistics_by_pairing_costly_and_cheap_cosmological_simulations |
| Authors |
Nicolas_Chartier,_Benjamin_Wandelt,_Yashar_Akrami,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08970 |
次世代の大規模構造調査の力を活用するには、数値シミュレーションのアンサンブルが観測量の統計の正確な理論的予測を与えるために必要です。忠実度の高いシミュレーションには、膨大な計算コストがかかります。したがって、概算ではあるが高速なシミュレーション、サロゲートは、モデルエラーを導入する代わりに速度を上げるために広く使用されています。シミュレーションとサロゲートの間の相関を利用して、少数のシミュレーションのコストでモデルエラーなしに大規模構造の観測値の高速で分散が小さい統計を計算する一般的な方法を提案します。このアプローチを回帰とプーリングによる収束加速（CARPool）と呼びます。意図的に最小限のチューニングを行った数値実験では、CARPoolを、COmovingLagrangianAcceleration（COLA）を使用して計算されたサロゲートとペアになった少数のGADGET-III$N$-bodyシミュレーションに適用します。非線形領域でも$\sim100$倍の分散の減少が見られ、物質パワースペクトルでは最大$k_\mathrm{max}\約1.2$$h{\rmMpc^{-1}}$です。CARPoolは、問題のバイスペクトルに対して同様の改善を実現します。ほぼ線形の体制では、CARPoolははるかに大きなサンプル分散の減少を達成します。Quijoteスイートからの15,000シミュレーションと比較することにより、サロゲートがシミュレーションの真実を最大$60\％$高い$k$で見逃しても、CARPoolの見積もりが不確かであることを確認します。さらに、非線形物質密度確率密度関数のような完全な構成空間統計を使用しても、CARPoolはさらに調整することなく、最大$\sim10$の不偏分散低減係数を実現します。逆に、CARPoolを使用して、いくつかの高精度シミュレーションと組み合わせることにより、高速代理のアンサンブルからモデルエラーを削除できます。
PlanckとACT分極を使用した音響暗黒エネルギーでの$ H_0 $のテスト
正準音響暗黒エネルギーモデル（cADE）は、正準運動学項を含むスカラーフィールドに基づいており、ポテンシャルを物質の放射等量の周りの運動エネルギーに急速に変換し、$\Lambda$CDMにあるハッブル張力を緩和します。Planckからの改善されたCMB音響分極データにより、ますます制約され、代替メカニズムから区別されながら、ACTデータによって提供されるCMB減衰テールの新しい整合性テストに合格することを示します。SH0ES$H_0$測定を含む宇宙観測のスイートに最も適合するcADEモデルは、$H_0=70.25$が$68.23$（kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$）と比較して$\Lambda$CDMおよび有限cADEコンポーネントは、$2.8\sigma$レベルで推奨されます。$H_0$を発生させる機能は、主に、改善されたPlanck音響分極データによって制約されます。これは、cADEを初期のダークエネルギーモデルのより広いクラスから区別する際にも重要な役割を果たします。ACTとPlanckTEの偏光データは、現在、正規化にわずかな差異があり、それに応じてパラメーターの異なる好みを推進しています。宇宙分散の限界に近づく中間スケールの偏光に対する改善された制約は、これらのモデルとその代替案の音響力学の鋭敏なテストになるでしょう。
MOA-2009-BLG-319Lb：予測された大量の砂漠の中の土星下の惑星
| Title |
MOA-2009-BLG-319Lb:_A_Sub-Saturn_Planet_Inside_the_Predicted_Mass_Desert |
| Authors |
Sean_K._Terry,_Aparna_Bhattacharya,_David_P._Bennett,_Jean-Phillipe_Beaulieu,_Naoki_Koshimoto,_Joshua_W._Blackman,_Ian_A._Bond,_Andrew_A._Cole,_Calen_B._Henderson,_Jessica_R._Lu,_Jean_Baptiste_Marquette,_Clement_Ranc,_Aikaterini_Vandorou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08461 |
惑星のマイクロレンズイベントMOA-2009-BLG-319のケックII望遠鏡NIRC2機器からの画像の補償光学（AO）分析を提示します。イベントとケック観測の間の$\sim$10年のベースラインにより、光度曲線モデルの予測と一致して、惑星のホストスターをソーススターから$66.5\pm1.7\、$masの距離で検出できます。ホストスターの輝度と光度曲線のパラメーターの組み合わせにより、M_host=0.514$\pm$0.063M_Sunおよびm_p=66.0$\pm$8.1M_Earthの距離が$D_L=7.0\pm0.7\のホストスターと惑星の質量が得られます。$kpc。星と惑星の投影分離は$2.03\pm0.21\、$AUです。このシステムの惑星と星の質量比$q=（3.857\pm0.029）\times10^{-4}$は、予測された「惑星砂漠」の$10^{-4}<q<4\に配置しますコア降着理論の暴走ガス降着シナリオによると、10^{-4}$です。鈴木ほかの30の惑星のうちの7つ。（2016）サンプルはこの質量比の範囲にあり、これは測定されたホスト質量で3番目です。これらの3つすべてのホスト星の質量は0.5$\leq$M_host/M_Sun$\leq$0.7です。これは、この予測された質量比のギャップが、1M_Sunの2倍以内のホスト星を持つ惑星で満たされていることを意味します。これは、暴走するガスの降着が、太陽よりもやや軽い星の巨大惑星の質量を決定する上で大きな役割を果たしていないことを示唆しています。私たちの分析は、密接に混合された星の明るさと位置を測定するように設計された修正されたDAOPHOTコードで行われました。これは、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡のミッションがマイクロレンズ惑星とそのホストの質量を決定するために使用する主要な方法の開発に役立ちます。
アクセス：WASP-31bの雰囲気にカリウムがないことの確認
| Title |
ACCESS:_Confirmation_of_no_potassium_in_the_atmosphere_of_WASP-31b |
| Authors |
Chima_D._McGruder,_Mercedes_Lopez-Morales,_Nestor_Espinoza,_Benjamin_V._Rackham,_Daniel_Apai,_Andres_Jordan,_David_J._Osip,_Munazza_K._Alam,_Alex_Bixe,_Jonathan_J._Fortney,_Gregory_W._Henry,_James_Kirk,_Nikole_K._Lewis,_Florian_Rodler,_and_Ian_C._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08472 |
4つのトランジット観測を組み合わせることによって得られた、ホットな木星WASP-31b（M=0.48MJ;R=1.54RJ;P=3.41日）の新しい光（400-950nm）透過スペクトルを提示します。これらのトランジットは、ACCESSプロジェクトの一環として、ラスカンパーナス天文台のマゼランバーデ望遠鏡のIMACSで観測されました。この惑星の上部大気にある雲/霞の存在と、観測された特徴に対する恒星活動の寄与を調査します。さらに、アルカリ元素NaIとKIの吸収特性を検索します。特に、KIに焦点を当てています。これについては、以前に2つの反対の結果が発表されています。HST/STISによる観測ではKIが検出されましたが、地上ベースの低解像度および高解像度の観測では検出されませんでした。平衡および非平衡化学検索を使用して、既存の近赤外観測と組み合わせた光学データを使用して、システムの惑星および恒星パラメーター空間を探索します。私たちの最適なモデルは、レイリースロープと一貫した散乱スロープ（alpha=5.3+2.9-3.1）、-3.6+2.7-2.1バールの対数雲頂圧での高高度雲、およびミュートされたH2O機能の可能性。私たちの観測はKIがないという他の地上ベースの主張をサポートしていることがわかります。H2Oのような信号が非常にミュートされ、NaまたはKを検出できない理由として、雲が考えられます。次に、マゼラン/IMACS透過スペクトルを既存のVLT/FORS2、HST/WFC3、HST/STIS、およびスピッツァー観測と並列させて、惑星の光から赤外線への大気の特徴をさらに制約します。急な散乱スロープ（アルファ=8.3+/-1.5）は、400nmのSTIS波長によって固定されており、元のSTIS観測のみが有意なカリウムシグナルを示しています。
RoadRunner：高速で柔軟な太陽系外輸送モデル
Mandel＆Agol（2002）による2次四肢暗化の分析輸送モデルよりも評価が高速である間、放射状対称関数を使用して恒星の四肢暗化をモデル化できる高速外惑星輸送モデルであるRoadRunnerを紹介します。モデルのCPUおよびGPU実装はPyTransitトランジットモデリングパッケージで利用でき、プラットフォームに依存しない並列化、スーパーサンプリング、および複雑な異種時系列のモデリングのサポートが付属しています。コードはCまたはFortranの依存関係なしでnumba-acceleratedPython（およびOpenCLのGPUモデル）で記述されているため、リムを暗くするモデルを任意のPython呼び出し可能関数として指定できます。最後に、アプローチの柔軟性の例として、PyTransitの最新バージョンには、LDTkで生成された四肢の暗くなるプロファイルを分析モデルで近似せずに直接使用する数値の四肢の暗くなるモデルが付属しています。
反射光スペクトルを用いた惑星外大気の多軌道位相および多バンド特性評価
| Title |
Multi-orbital-phase_and_multi-band_characterization_of_exoplanetary_atmospheres_with_reflected_light_spectra |
| Authors |
Mario_Damiano,_Renyu_Hu,_and_Sergi_R._Hildebrandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08579 |
宇宙から広く分離された太陽系外惑星の直接イメージングは、それらの反射光スペクトルを取得し、大気特性を測定します。以前の計算では、軌道位相の変化によってスペクトル信号が発生することが示されていますが、この信号を使用して大気を特徴付けることができるかどうかは示されていません。これまでの最も現実的なシミュレーターSISTERを使用して、スターシェード対応の惑星47Umabの観測をシミュレートし、残留星明り、太陽の輝き、およびエクソゾディアカルライトによる不確実性を推定します。次に、ベイジアン検索アルゴリズムExoReL$^\Re$を使用して、RomanまたはHabExのような望遠鏡を使用した観測から大気特性の制約を決定し、複数の軌道位相または複数の波長帯域で観測する戦略を比較します。ローマのような望遠鏡で600〜800nmの$\sim20\％$帯域幅を使用すると、検索により、ガスの存在量が少なく、雲が真実よりも深い、または存在しない、縮退したシナリオが見つかります。同じ積分時間でS/Nを低下させながら、別の軌道位相または800〜1000nmの2番目の$20\％$波長帯域で観測を繰り返すと、この縮退した解が効果的に排除されます。HabExのような望遠鏡で1回観測すると、縮退シナリオなしで、ガスの存在量と雲の特性に高精度の制約が生じます。これらの結果は、同様の波長カバレッジとS/Nを備えたコロナグラフを使用した高コントラスト分光法にも一般的に適用でき、将来の太陽系外直接イメージング実験の波長帯域幅と観測計画の設計に役立ちます。
個々のコンドリュールのCr-Ti-O同位体から推測される太陽降着円盤の初期の進化
| Title |
Early_evolution_of_the_solar_accretion_disk_inferred_from_Cr-Ti-O_isotopes_in_individual_chondrules |
| Authors |
Jonas_M._Schneider,_Christoph_Burkhardt,_Yves_Marrocchi,_Gregory_A._Brennecka_and_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08684 |
コンドリュールの同位体異常は、太陽降着円盤における混合および輸送プロセスのダイナミクスに関する重要な手がかりを保持しています。これらの異常は、コンドリュールのディスク全体の輸送またはコンドリュール前駆体の局所的な不均一性のいずれかを示すと解釈されています。ただし、これまでのすべての研究は、単一元素（Cr、Ti、またはO）の同位体データに依存していたため、コンドルール同位体異常の原因として、ソースと前駆体のシグネチャを区別できませんでした。ここでは、エンスタタイト、通常、および炭素質コンドライトから、個々のコンドリュールの最初の結合されたO、Ti、およびCr同位体データを取得しました。非炭素質（NC）コンドライトのコンドリュールは、比較的均一な{\Delta}17O、{\epsilon}50Ti、および{\epsilon}54Crを持ち、それらはホストコンドライトの組成に似ています。対照的に、炭素質コンドライト（CC）のコンドリュールは、組成がより多様です。分析されたCCおよびNCコンドリュールの組成は、{\epsilon}50Ti、{\epsilon}54Cr、または{\Delta}17Oのいずれかで重複する場合がありますが、マルチアイソトープ空間では、NCの組成フィールドにCCコンドリュールプロットはありませんコンドライト、およびCCコンドライトのフィールド内にNCコンドルールプロットはありません。このように、私たちのデータはNCとCCのコンドリュール間の基本的な同位体の違いを明らかにします。代わりに、CCコンドルール間の同位体変動は、NCのようなダストと、CAIおよびAOAと同位体的に類似した化学的に多様なダストコンポーネントとの混合から生じる可能性が高いローカルの前駆体の不均一性を反映します。全体のスケールは、それぞれ内部および外部ディスクで表されるNCおよびCC貯留層の異なる同位体組成を確立するための責任があると思われました。
カッシーニプラズマスペクトロメーターIBS観測からのタイタンの電離層における重い正イオングループ
| Title |
Heavy_Positive_Ion_Groups_in_Titan's_Ionosphere_from_Cassini_Plasma_Spectrometer_IBS_Observations |
| Authors |
Richard_P._Haythornthwaite,_Andrew_J._Coates,_Geraint_H._Jones,_Anne_Wellbrock,_J._Hunter_Waite,_Veronique_Vuitton,_Panayotis_Lavvas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08749 |
タイタンの電離層には、Cassini宇宙船に搭載されたイオン中性質量分析計およびCassiniプラズマ分析計（CAPS）で測定される、大量の炭化水素とニトリルカチオンおよびアニオンが含まれています。CAPSイオンビーム分光計（IBS）センサーからのデータは、2009年のタイタンの5つの接近した遭遇について調べられました。タイタンの電離層の冷たいイオンに対するカッシーニの高い相対速度は、CAPSIBSが質量分析計として機能することを可能にします。170〜310u/qの正のイオン質量を調べます。イオン質量グループは、14〜21の重い（炭素/窒素/酸素）原子を含む170〜275u/qで識別されます。これらのグループは、タイタンで利用可能なinsituイオンデータからこれまでに報告された最も重い正イオングループです。イオングループのピークは、多環式芳香族炭化水素（PAH）や窒素含有多環式芳香族分子イオンなど、多環式芳香族化合物（PAC）に関連する質量と一致していることがわかります。イオングループピークの同定は、以前に提案された中性PAHと比較され、PAHの解釈をサポートする同様の質量にあることがわかります。イオングループピーク間の間隔も調査され、CまたはCHの追加を示す12または13u/qの間隔がわかります。最後に、いくつかのイオングループの発生は、調査された5つのフライバイにわたって変化することがわかり、おそらくタイタンの電離層の日変化に関連しています。これらの発見は、低質量イオンと高質量陰イオンの間の理解を深めるだけでなく、タイタンの大気中でのエアロゾルの形成についても理解します。
TOI-481 bおよびTOI-892 b：通過する太陽系外惑星観測衛星からの2つの長周期高温木星
| Title |
TOI-481_b_&_TOI-892_b:_Two_long_period_hot_Jupiters_from_the_Transiting_Exoplanet_Survey_Satellite |
| Authors |
Rafael_Brahm,_Louise_D._Nielsen,_Robert_A._Wittenmyer,_Songhu_Wang,_Joseph_E._Rodriguez,_N\'estor_Espinoza,_Mat\'ias_I._Jones,_Andr\'es_Jord\'an,_Thomas_Henning,_Melissa_Hobson,_Diana_Kossakowski,_Felipe_Rojas,_Paula_Sarkis,_Martin_Schlecker,_Trifon_Trifonov,_Sahar_Shahaf,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Brett_C._Addison,_G\'asp\'ar_\'A._Bakos,_Waqas_Bhatti,_Daniel_Bayliss,_Perry_Berlind,_Allyson_Bieryla,_Francois_Bouchy,_Brendan_P._Bowler,_C\'esar_Brice\~no,_Timothy_M._Brown,_Edward_M._Bryant,_Douglas_A._Caldwell,_David_Charbonneau,_Karen_A._Collins,_Allen_B._Davis,_Gilbert_A._Esquerdo,_Benjamin_J._Fulton,_Natalia_M._Guerrero,_Christopher_E._Henze,_Aleisha_Hogan,_Jonathan_Horner,_Chelsea_X._Huang,_Jonathan_Irwin,_Stephen_R._Kane,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08881 |
通過する太陽系外惑星調査衛星（$TESS$）ミッションからの2つの新しい10日間の巨大惑星の発見を紹介します。その質量は、さまざまな地上の施設を使用して正確に決定されました。TOI-481bとTOI-892bは同様の半径（それぞれ$0.99\pm0.01$$\rmR_{J}$および$1.07\pm0.02$$\rmR_{J}$）と軌道周期（10.3311日と10.6266日）、ただし、質量が大きく異なります（それぞれ$1.53\pm0.03$$\rmM_{J}$と$0.95\pm0.07$$\rmM_{J}$）。どちらの惑星も金属に富む星の軌道を周回します（[Fe/H]=$+0.26\pm0.05$dexおよび[Fe/H]=$+0.24\pm0.05$dex、それぞれTOI-481およびTOI-892の場合）。さまざまな進化の段階で。TOI-481は$\rmM_{\star}$=$1.14\pm0.02$$\rmM_{\odot}$、$\rmR_{\star}$=$1.66\pm0.02$$\rmR_{\odot}$Gタイプの星（$T_{\rmeff}$=$5735\pm72$K）は、年齢が6.7Gyrで、メインシーケンスのターンオフポイントにあります。一方、TOI-892はF型の準星（$T_{\rmeff}$=$6261\pm80$K）で、質量は$\rmM_{\star}$=$1.28です。\pm0.03$$\rmM_{\odot}$、半径$\rmR_{\star}$=$1.39\pm0.02$$\rmR_{\odot}$。TOI-481bとTOI-892bは、10日間を超える軌道周期を持つ通過する巨大ガスのほとんど存在しない領域に加わります。これは、高温木星の形成と構造の理論を制約するために重要です。
WASP-117 b：未来の複雑な化学実験室としての風変りな土星
ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3（WFC3）のG141グリズムで観測された、通過する土星の質量惑星WASP-117bのスペクトル分析を示します。公開されている分析スイートTauREx3.0を使用して完全なベイジアン検索を実行する前に、オープンソースソフトウェアIraclisを使用して生の送信データから抽出されたスペクトルを削減および適合させます。完全に不透明な雲の層に沿って水蒸気を検出し、833Kのターミネーター温度を取得します。この検出の統計的有意性を定量化するために、大気検出可能性指数（ADI）を採用し、2.30の値を導き出します。フラットラインモデルに対する強力な証拠ではありません。ただし、この値は1.3ミクロン未満のスペクトルの散乱領域に非常に敏感であり、分析から1または2データポイントを削除すると、その値は4.3に増加し、しきい値を超えて強力な証拠になります。WASP-117bの偏心軌道により、温度の変化により、化学および混合のタイムスケールが軌道全体で振動する可能性が高く、アパストロンへの進入点が近接しているにもかかわらず、惑星が通過を開始しても、より暖かい化学が可視のままである可能性があります。。将来の宇宙ミッションアリエルとJWSTで観測される惑星のシミュレーションスペクトルを提示し、現在のHSTデータでそのような化学を探査することはできませんが、これらの観測所が遠くない将来にそれを可能にするはずであることを示します。
ルーシーターゲット（11351）Leucusの光曲線とオカルテーションからの凸形状と回転モデル
| Title |
Convex_Shape_and_Rotation_Model_of_Lucy_Target_(11351)_Leucus_from_Lightcurves_and_Occultations |
| Authors |
Stefano_Mottola,_Stephan_Hellmich,_Marc_W._Buie,_Amanda_M._Zangari,_Simone_Marchi,_Michael_E._Brown_and_Harold_F._Levison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08951 |
2017年、2018年、2019年の観測期間中に取得したルーシーミッションターゲット（11351）ロイカスの新しい測光ライトカーブ観測を報告します。これらのデータを5つのエポック（Buieetal。2020）中にキャプチャされた恒星の掩蔽と組み合わせて使用して、恒星回転周期、スピン軸の方向、凸型形状モデル、オブジェクトの絶対スケール、その幾何学的アルベド、およびターゲットのフォトメトリックプロパティのモデル。Leucusは、J2000黄道座標（$\lambda=208\deg$、$\beta=から3{\deg}（1$\sigma$）の空に投影された半径内に位置するスピン軸を持つ順行回転子であることがわかります+77\deg$）またはJ2000赤道座標（RA=248$\deg$、Dec=+58$\deg$）。恒星周期は$P_{sid}=445.683\pm0.007$hに調整されます。凸形状モデルは不規則であり、最大寸法は（60.8、39.1、27.8）kmです。凸型モデルは、掩蔽シルエットの全体的な特徴を説明しますが、わずかな偏差は、局所的な凹みと全体的な凹みが存在することを示唆しています。幾何学的なアルベド$p_V=0.043\pm0.002$を決定します。導出された位相曲線は、ロイカスのDタイプ分類をサポートします。
準解像度の$ K $-バンドスペクトロスコピー（恒星下コンパニオン$ \ kappa $アンドロメダb）
| Title |
Moderate-Resolution_$K$-Band_Spectroscopy_of_Substellar_Companion_$\kappa$_Andromedae_b |
| Authors |
Kielan_K._Wilcomb,_Quinn_M._Konopacky,_Travis_S._Barman,_Christopher_A._Theissen,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Laci_Brock,_Bruce_Macintosh_and_Christian_Marois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08959 |
「スーパージュピター」$\kappa$Andromedaebの中解像度（$R\sim4000$）$K$バンドスペクトルを示します。データは、ケック天文台のOSIRIS積分フィールドスペクトログラフで取得されました。スペクトルは、H$_{2}$OとCOからの分解された分子線を明らかにします。スペクトルは、若い惑星質量オブジェクトに適したカスタム$PHOENIX$大気モデルグリッドと比較されます。マルコフ連鎖モンテカルロフォワードモデリング手法を使用してデータを近似します。中程度の解像度のスペクトルと文献からの低解像度の広帯域データの組み合わせを使用して、$T_\mathrm{eff}$=1950-2150Kの有効温度、$\logg=3.5の表面重力を導き出します-4.5$、メタリック度[M/H]=$-0.2-0.0$。これらの値は、大気モデリングからの以前の推定値と現在好まれているシステムの若い年齢（$<$50Myr）と一致しています。ソースのC/O比は0.70$_{-0.24}^{+0.09}$であり、太陽のC/O比とほぼ一致しています。これは、わずかに太陽の下の金属性と相まって、ホスト星の組成と一致する組成を意味し、迅速なプロセスによる形成を示唆しています。$\kappa$Andromedaebのサブソーラー金属性は、重力不安定性による形成の予測とも一致しています。コンパニオンの形成に対するさらなる制約により、$\kappa$AndromedaeAのC/O比の測定が必要になります。また、$\kappa$Andromedaebの半径方向速度を初めて$-1.4\の値で測定しますホストスターを基準にしたpm0.9\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$導出された動径速度が$\kappa$Andromedaebの推定された高い離心率と一致していることがわかります。
ハッブルフロンティアフィールドのMUSEディープレンズフィールドMACS〜J0416
| Title |
The_MUSE_Deep_Lensed_Field_on_the_Hubble_Frontier_Field_MACS~J0416 |
| Authors |
E._Vanzella,_G._B._Caminha,_P._Rosati,_A._Mercurio,_M._Castellano,_M._Meneghetti,_C._Grillo,_E._Sani,_P._Bergamini,_F._Calura,_K._Caputi,_S._Cristiani,_G._Cupani,_A._Fontana,_R._Gilli,_A._Grazian,_M._Gronke,_M._Mignoli,_M._Nonino,_L._Pentericci,_P._Tozzi,_T._Treu,_I._Balestra,_M._Dijkstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08458 |
コンテキスト：高赤方偏移でのかすかに小さな星形成複合体のセンサスは、再イオン化源、銀河の成長、および球状星団の形成を理解するための鍵です。目的：MUSEディープレンズフィールド（MDLF）プログラムを紹介します。方法：ハッブルフロンティアフィールド銀河クラスターMACS〜J0416上の単一ポインティングでの17.1時間の統合のディープMUSE観測について説明します。結果：48の個別のバックグラウンドソースから描画された66のファミリから出現した、レッドシフト範囲0.9<z<6.6（以前に既知の102から）の182の複数の画像を確認します。背景の高z銀河に属する116個の塊を特定します。それらの大部分は複数の画像で、スパンの大きさ、サイズ、赤方偏移の間隔はそれぞれ[-18、-10]、[〜400-3]パーセク、1<z<6.6であり、最も暗いものまたは最も拡大されたもの、あるいはその両方が調査されます。可能な単一重力結合星団。MDLFの深度とレンズ化倍率を組み合わせると、レンズ化倍率の補正後、数10$^{-20}$erg/s/cm2の未解決の輝線の検出限界に到達します。紫外高イオン化金属線（およびHeII1640）は、個々のオブジェクトのS/N>10で、レンズの大きさ28-30まで検出され、それらがそのようなかすかなソースで一般的であることを示唆しています。結論：既存のHSTイメージングと組み合わせた深いMUSE観察により、次のことが可能になりました。（1）非常に微弱な高z線源の赤方偏移を確認します。（2）それらの内部の塊をじっと見ます（100〜200個のスケールまで）。（3）場合によっては、そのような塊を束縛された星団（25個未満のスケール）に分解します。（4）レンズモデルの制約の数を2倍にし、前例のない182の正真正銘の複数の画像のセットに到達し、最大213の銀河クラスターメンバーを確認します。これらの結果は、JWSTと将来のELTを組み合わせて重力望遠鏡を研究する際の力を示しています。[要約]
IRAS 09149-6206の空間的に分解された広い線の領域
| Title |
The_spatially_resolved_broad_line_region_of_IRAS_09149-6206 |
| Authors |
GRAVITY_Collaboration:_A._Amorim,_W._Brandner,_Y._Cl\'enet,_R._Davies,_P._T._de_Zeeuw,_J._Dexter,_A._Eckart,_F._Eisenhauer,_N.M._F\"orster_Schreiber,_F._Gao,_P._J._V._Garcia,_R._Genzel,_S._Gillessen,_D._Gratadour,_S._H\"onig,_M._Kishimoto,_S._Lacour,_D._Lutz,_F._Millour,_H._Netzer,_T._Ott,_T._Paumard,_K._Perraut,_G._Perrin,_B._M._Peterson,_P._O._Petrucci,_O._Pfuhl,_M._A._Prieto,_D._Rouan,_J._Shangguan,_T._Shimizu,_M._Schartmann,_A._Sternberg,_O._Straub,_C._Straubmeier,_E._Sturm,_L._J._Tacconi,_K._R._W._Tristram,_P._Vermot,_S._von_Fellenberg,_I._Waisberg,_F._Widmann,_J._Woillez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08463 |
アクティブな銀河IRAS09149-6206の核の広いBr$\gamma$輝線を空間的に解決する新しい近赤外VLTI/GRAVITY干渉スペクトルを提示します。これらのデータを使用して、ブロードライン領域（BLR）のサイズを測定し、中央のブラックホールの質量を推定します。スペクトル全体でベースラインあたりの微分位相の不確実性を0.05度に低減する改良された位相校正方法を使用して、ラインと連続体の間で最大約0.5度に達する微分位相信号を検出します。これは、BLRと2.3$\mu$mの連続体によって追跡された高温のダスト分布の重心との間の約120$\mu$as（0.14pc）のオフセットを表します。オフセットはダストの昇華領域内にあり、連続体の測定された直径〜0.6mas（0.7pc）に一致します。オフセットにほぼ垂直な明確な速度勾配は、Br$\gamma$ラインのスペクトルチャネルの再構築された光中心によって追跡されます。BLRの半径は〜65$\mu$as（0.075pc）であると推測します。これは、H$\beta$ラインのタイムラグに基づいて導出された近くのアクティブな銀河核の半径と光度の関係と一致します。残響マッピングキャンペーン。ダイナミックモデリングは、ブラックホールの質量が$\sim1\times10^8\、M_\odot$であることを示しています。これは、標準の$M_{\rmBH}$-$\sigma_*$と少し下ですが、一致しています。関係。
MusE GAs FLOw and Wind（MEGAFLOW）V.銀河系の媒質のダスト/金属性異方性
| Title |
MusE_GAs_FLOw_and_Wind_(MEGAFLOW)_V._The_dust/metallicity-anisotropy_of_the_Circum-Galactic_Medium |
| Authors |
Martin_Wendt_(1,2),_Nicolas_F._Bouch\'e_(3),_Johannes_Zabl_(3),_Ilane_Schroetter_(4),_Sowgat_Muzahid_(2),_((1)_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Potsdam,_Germany,_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik,_Potsdam,_Germany,_(3)_CRAL,_Lyon,_France,_(4)_GEPI,_Paris,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08464 |
MusEGAsFLOwandWind（MEGAFLOW）調査による0.4<z<1.4の13の銀河とMgIIの吸収体ペア（9〜81kpc距離）に基づいて、銀河系周囲の媒体（CGM）のダスト含有量が銀河の長軸に対するクエーサーの視線の位置。銀河の特性と方向はMultiUnitSpectroscopicExplorer（MUSE）から決定され、CGMのダスト含有量は[Zn/Fe]から紫外および可視エシェルスペクトログラフ（UVES）データを使用して取得されます。[Zn/Fe]の直接測定が利用できない場合は、複数の単一イオン化イオン（例、MnII、CrII、ZnII）の枯渇を解決することにある方法から、各イオンが異なるダスト粒子を枯渇させるため、ダストの枯渇を推定します料金。ピアソンのr=0.70+/-0.14で、方位角と[Zn/Fe]の間に正の相関が見られます。主軸に沿った視線は[Zn/Fe]<0.5を示し、[Zn/Fe]は短軸に沿って>0.8です。[Zn/Fe]が金属性の優れたプロキシであることを考えると、これらの結果は、短軸に沿ったCGMが、銀河の主軸に沿って配置されたガスよりも平均して（約1デックス）金属が豊富であることを示唆しています降着モデル。我々の結果は、一定のダスト対金属比がある場合、CGMの金属性異方性を示唆しています。
Dying of the Light：X線フェージングコールドクエーサー（z〜0.405）
| Title |
Dying_of_the_Light:_An_X-ray_Fading_Cold_Quasar_at_z_~_0.405 |
| Authors |
Kevin_C._Cooke,_Allison_Kirkpatrick,_Michael_Estrada,_Hugo_Messias,_Alessandro_Peca,_Nico_Cappelluti,_Tonima_Tasnim_Ananna,_Jason_Brewster,_Eilat_Glikman,_Stephanie_LaMassa,_T._K._Daisy_Leung,_Jonathan_R._Trump,_Tracey_Jane_Turner,_C._Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08465 |
コールドクエーサーは、X線発光の活発な銀河核（AGN）を隠さず、高い星形成率をもたらす冷たいガス供給を維持することが観察されている珍しい亜集団です。これらのオブジェクトは、進化の早い段階でAGNとして解釈されます。新しいSOFIAHAWC+遠赤外線観測、FUV-FIR測光、および光学分光法を提示して、z〜0.405（CQ4479）のコールドクエーサーでの降着と星形成の挙動を特徴付けます。CQ4479はスターバースト銀河であり、主に若い恒星の人口を持ち、ガスの質量分率は50〜70％と高い。AGN成分は、まだFIR放出の主要成分にはなっていません。また、観測方法とプローブされたAGN領域の関数として変化するAGNボロメトリック光度もわかります。最後に、コールドクエーサーにはエネルギーフィードバックがあるという仮説を裏付ける候補となる流出機能を特定します。このオブジェクトは、AGNフィードバックの初期段階に興味をそそる様子を示し、AGNと冷たいガス状成分が共存するまれなフェーズを調査します。
密な星団の階層的トリプルからのブラックホールの合併
| Title |
Black_Hole_Mergers_from_Hierarchical_Triples_in_Dense_Star_Clusters |
| Authors |
Miguel_A._S._Martinez,_Giacomo_Fragione,_Kyle_Kremer,_Sourav_Chatterjee,_Carl_L._Rodriguez,_Johan_Samsing,_Claire_S._Ye,_Newlin_C._Weatherford,_Michael_Zevin,_Smadar_Naoz,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08468 |
階層的トリプルは、球状星団のコアでの頻繁なバイナリ媒介相互作用によって生成されると予想されます。これらのトリプルの一部では、三次コンパニオンは、偏心のあるKozai-Lidovメカニズムの結果として、大きな偏心振動の後に、内部バイナリをマージに駆動できます。このペーパーでは、ブラックホール（BH）の階層的トリプルのダイナミクスとマージ率を調査します。CMCクラスターカタログ（天の川の球状星団を表す現在の特性を持つクラスターシミュレーションスイート）のバイナリーバイナリーエンカウンターによって形成されます。密集した星団の三重から他の合流チャネルへの合流の特性を比較し、三重システムが質量と有効スピン分布の点で有意差を生じないことを示します。ただし、それらはLIGO--乙女座/KAGRA（LVK）、およびLISAやDECIGOなどの将来のミッションによって検出される可能性がある、偏心的な合併を形成するための重要な経路を表しています。ローカルユニバースのこのチャネルから$0.35$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$のマージ率の控えめな下限を導き出し、これらのイベントの最大$\sim9\％$がLVK設計感度で検出可能な偏心。さらに、トリプルシステムは、第2世代のBHを維持する上で重要な役割を果たす可能性があることを発見しました。
銀河系ダストデビル：トルネード超新星残骸候補の遠赤外線観測
| Title |
A_Galactic_Dust_Devil:_far-infrared_observations_of_the_Tornado_Supernova_Remnant_candidate |
| Authors |
Hannah_Chawner,_Alex_D.P._Howard,_Haley_L._Gomez,_Mikako_Matsuura,_Felix_Priestley,_Mike_J._Barlow,_Ilse_De_Looze,_Andreas_Papageorgiou,_Ken_Marsh,_Matt_W.L._Smith,_Alberto_Noriega-Crespo,_Jeonghee_Rho,_and_Loretta_Dunne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08471 |
SpitzerとHerschelの観測を使用して、超新星残骸候補（SNR）の複数の領域内の複雑なダスト構造を示します。ポイントプロセスマッピング、PPMAPを使用して、5〜36分角のネイティブの望遠鏡のビームと比較して、8分角の解像度でトルネード内のダストの分布を調査します。トルネードの頭と尾の両方で、15〜60Kの範囲の複数の温度で複雑なダスト構造が見つかります。頭の中の冷たいほこりは、X線のピークで暖かいほこりを包む電波放射といくらか重なるシェルを形成します。「DustDevils」として知られている陸上の砂の旋風に似ており、トルネード内に大量の塵が含まれているのがわかります。ダスト吸収係数をkappa_300=0.56m^2kg^1と仮定して、16.7太陽質量のトルネードヘッドの総ダスト質量を導出します。これは、高密度領域で拡大するSNRによって掃引される星間物質によって説明できます。トルネードヘッドからのX線、赤外線、および電波放射は、これがSNRであることを示しています。尾の起源はより不明確ですが、SNRにはX線バイナリが埋め込まれていると提案されています。この相互作用は、SNRW50およびマイクロクエーサーSS433と同様の方法でヘリカルテール構造を形成します。
LIRGにおける分子流出の励起と加速：200個のスケールでの拡張ESO 320-G030流出
| Title |
Excitation_and_acceleration_of_molecular_outflows_in_LIRGs:_The_extended_ESO_320-G030_outflow_on_200-pc_scales |
| Authors |
M._Pereira-Santaella,_L._Colina,_S._Garc\'ia-Burillo,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_A._Alonso-Herrero,_S._Arribas,_S._Cazzoli,_J._Piqueras-L\'opez,_D._Rigopoulou_and_A._Usero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08481 |
高空間分解能（70pc;0.3"）COマルチトランジション（1-0、2-1、4-3、および6-5）ALMAデータを使用して、物理的な条件と低温分子流出の運動学を研究しました。ローカルのLIRGESO320-G030（d=48Mpc、logLIR/Lsun=11.3）。ESO320-G030は、二重の孤立したらせん状ですが、コンパクトで隠れた核星形（SFR〜15Msun/yr;Av〜40等））は、より明るいULIRGに似ています。流出では、1-0/2-1比が残りの銀河に対して強化され、CO（4-3）遷移は検出されません。これは、流出する分子ガスがは、核のスターバースト（打ち上げ地点）と銀河円盤内のガスよりも励起されません。非LTE放射伝達モデリングは、流出分子雲の特性が、核および円盤雲の特性とは異なることを明らかにします。〜9K）の流出では、流出する雲のカラム密度が低くなります。10^-4のCO存在量を想定すると、大きな内部速度勾配60^+250_-45km/s/pcは、流出する分子雲が自己重力に拘束されないことを意味します。これらすべては、円盤雲のライフサイクル（形成、崩壊、散逸）が、星を形成できない可能性のある流出雲のライフサイクルとは異なる可能性があることを示唆しています。分子流出の低いTkinは1.7kpcまで一定です。これは、より高温のイオン化流出相による加熱が効率的ではなく、流出分子相の生存を促進する可能性があることを示しています。流出の速度構造は、190〜560pcの間に0.8km/s/pcの速度勾配を示し、その後最大1.7kpcまでの一定の最大速度（〜750km/s）を示します。これは、特定の質量流出率と進入速度の変動の下での流出の純粋な重力変化と互換性があります。あるいは、ラム圧力の加速と雲の蒸発は、観測された運動学と分子相のサイズを説明することができます。
角運動量マップを使用して運動学的に異なる銀河コンポーネントを検出する
| Title |
Using_angular_momentum_maps_to_detect_kinematically_distinct_galactic_components |
| Authors |
Dimitrios_Irodotou,_Peter_A._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08483 |
この作業では、Eagleサンプルに適用する、シミュレートされた銀河のディスク/スフェロイド分解を実行する、物理的に動機付けられた方法を紹介します。HEALPixパッケージを使用して、各銀河の恒星粒子の角運動量マップのモルワイデ図法を作成します。角運動量空間には多くの特徴があり、銀河を分解してさまざまな形態タイプに分類できます。角運動量球上の最も密度の高いグリッドセルから30度未満/30度以上の角度分離を持つ恒星粒子を、それぞれディスク/回転楕円体コンポーネントに割り当てます。銀河のサブサンプルの空間分布を分析し、ディスクと回転楕円体の表面密度プロファイルが、それぞれ指数プロファイルとセルシックプロファイルに従っていることを示します。さらに、ディスクは回転が速く、速度分散が小さく、回転楕円体よりも若く、金属が豊富です。したがって、私たちの形態学的分類は、そのようなシステムの観測された特性を再現します。最後に、我々の方法は、逆回転する円盤でかなりの数の銀河を識別でき、以前の方法と比較してそのようなシステムをより現実的に分類できることを示しています。
DECam Local Volume Exploration（DELVE）調査によるマゼラン雲の近くの超微光星システムの発見
| Title |
Discovery_of_an_Ultra-Faint_Stellar_System_near_the_Magellanic_Clouds_with_the_DECam_Local_Volume_Exploration_(DELVE)_Survey |
| Authors |
W._Cerny,_A._B._Pace,_A._Drlica-Wagner,_P._S._Ferguson,_S._Mau,_M._Adam\'ow,_J._L._Carlin,_Y._Choi,_D._Erkal,_L._C._Johnson,_T._S._Li,_C._E._Mart\'inez-V\'azquez,_B._Mutlu-Pakdil,_D._L._Nidever,_K._A._G._Olsen,_A._Pieres,_J._D._Simon,_E._J._Tollerud,_A._K._Vivas,_D._J._James,_N._Kuropatkin,_S._Majewski,_D._Mart\'inez-Delgado,_P._Massana,_A._Miller,_N._E._D._No\"el,_A._H._Riley,_D._J._Sand,_L._Santana-Silva,_G._S._Stringfellow,_E._H._Neilsen,_D._L._Tucker_(DELVE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08550 |
DECamLocalVolumeExploration（DELVE）調査で、マゼラン雲の近くで発見された新しい超微弱星系の発見を報告します。この新しいシステムであるDELVEJ0155$-$6815（DELVE2）は、$D_{\odot}=71\pm4\text{kpc}$の太陽中心距離にあり、12kpcの3D物理的距離に配置されています。小マゼラン雲（SMC）の中心から、大マゼラン雲（LMC）の中心から28kpc。DELVE2は、古い（$\tau>13.3\text{Gyr}$）および金属に乏しい（${\rm[Fe/H]}=-2.0_{-0.5}^{+0.2}$dex）は、投影された半分の光の半径が$r_{1/2}=21^{+4}_{-3}\text{pc}$で、絶対等級が$M_V=-2.1^{の星+0.4}_{-0.5}\text{mag}$。DELVE2のサイズと光度は、最近発見された超微光の球状星団の集団と最小の超微光の矮小銀河の両方と一致しています。しかし、その年代と金属性により、マゼラン星系で最も古く、金属が少ない球状星団の中に配置されます。DELVE2は、GaiaDR2で明確な適切なモーション信号を使用して検出され、システムの重心の近くに複数の青い水平分岐星があり、適切なモーションは全身平均と一致しています。システムの固有運動を$（\mu_{\alpha}\cos\delta、\mu_{\delta}）=（1.02_{-0.25}^{+0.24}、-0.85_{-0.19}^と測定します{+0.18}）$年$${-1}$。DELVE2の空間位置と適切な動きをLMCの降着衛星のシミュレーションと比較し、LMCに関連付けられている可能性が非常に高いことを確認します。
フィードバック：大規模な星形成の地域で恒星のフィードバックを研究するためのSOFIAレガシープログラム
| Title |
FEEDBACK:_a_SOFIA_Legacy_Program_to_Study_Stellar_Feedback_in_Regions_of_Massive_Star_Formation |
| Authors |
N._Schneider_(1),_R._Simon_(1),_C._Guevara_(1),_C._Buchbender_(1),_R.D._Higgins_(1),_Y._Okada_(1),_J._Stutzki_(1),_R._Guesten_(2),_L.D._Anderson_(3),_J._Bally_(4),_H._Beuther_(5),_L._Bonne_(6),_S._Bontemps_(6),_E._Chambers_(7),_T._Csengeri_(6),_U.U._Graf_(1),_A._Gusdorf_(8),_K._Jacobs_(1),_S._Kabanovic_(1),_R._Karim_(9),_M._Luisi_(3),_K._Menten_(2),_M._Mertens_(1),_B._Mookerjea_(10),_V._Ossenkopf-Okada_(1),_C._Pabst_(11),_M.W._Pound_(9),_H._Richter_(12),_N._Reyes_(2),_O._Ricken_(2),_M._Roellig_(1),_D._Russeil_(13),_A._Sanchez-Monge_(1),_G._Sandell_(14),_M._Tiwari_(9),_H._Wiesemeyer_(2),_M._Wolfire_(9),_F._Wyrowski_(2),_A._Zavagno_(13),_A.G.G.M._Tielens_(9,11)_((1)_I._Physik._Institut,_University_of_Cologne,_Germany,_(2)_MPIfR_Bonn,_Germany,_(3)_Dep._of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_USA,_(4)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Astronomy,_University_of_Colorado,_USA,_(5)_MPA,_Heidelberg,_Germany,_(6)_LAB,_University_of_Bordeaux,_France,_(7)_USRA/SOFIA,_NASA_Ames_Research_Center,_USA,_(8)_LPENS,_Sorbonne_Universite,_Paris,_France,_(9)_Department_of_Astronomy,_University_of_Maryland,_USA,_(10)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_Mumbai,_India,_(11)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_The_Netherlands,_(12)_DLR,_Berlin,_Germany,_(13)_Aix_Marseille_Universite,_LAM,_Marseille,_France,_(14)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Hawaii,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08730 |
FEEDBACKは、SOFIAのレガシープログラムで、巨大な星と環境との相互作用を研究することを目的としています。CIIの158$\mu$m（1.9THz）ラインとOIの63$\mu$m（4.7THz）ラインで、11個の銀河系高質量星形成領域の調査を実行します。14ピクセルのLFAと7ピクセルのHFAupGREAT装置を使用して、これらのFIR構造線をスペクトル分解（0.24MHz）します。観測時間は96時間で、CIIラインでは14.1$''$の角度分解能、OIラインでは6.3$''$で$\sim$6700arcmin$^2$をカバーします。観測は2019年春に開始されました（サイクル7）。私たちの目的は、恒星風、熱膨張、放射圧などの大質量星からのさまざまなフィードバックプロセスによって支配される領域のダイナミクスを理解し、機械的エネルギーの注入と放射加熱効率を定量化することです。CIIラインは、ガスの運動学を提供し、低密度から中程度の密度およびUVフィールドのガスの主要な冷却ラインの1つです。OIラインは、UV電場が強い光解離領域で、または衝撃によって励起された、温かく高密度のガスをトレースします。ソースサンプルは、単一のOBスターから小さなグループのOスター、豊かな若い恒星クラスター、ミニスターバースト複合体まで、幅広い星の特性に及びます。これには、アクイラ、シグナスX領域、M16、M17、NGC7538、NGC6334、ヴェラ、W43などのよく知られたターゲットと、HII領域のバブル、つまりRCW49、RCW79、およびRCW120が含まれています。これらのCIIマップは、あまり探索されていないOI63$\mu$mラインとともに、コミュニティに卓越したデータベースを提供します。それらは公に利用可能になり、さらなる研究とフォローアップ観察をトリガーします。
光イオン化HII領域における恒星風の泡の形状と動的役割
| Title |
The_Geometry_and_Dynamical_Role_of_Stellar_Wind_Bubbles_in_Photoionised_HII_Regions |
| Authors |
Sam_Geen,_Rebekka_Bieri,_Joakim_Rosdahl,_Alex_de_Koter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08742 |
若い重い星からの風は、それらのホスト分子雲に大量のエネルギーを与えます。これは、星形成雲のダイナミクスと観測可能な構造に影響を与えます。この論文では、現実的な恒星進化軌道に従って風と紫外放射を放出する30、60、120太陽質量の個々の星を形成する乱流分子雲の放射磁気流体力学シミュレーションを提示します。風は、光イオン化フィードバックのレベルの10％で、星の周りの拡大する星雲によって運ばれる全半径方向運動量に寄与し、星雲の半径方向の拡大にはわずかな影響しかないことがわかります。ここで検討したシステムでは、放射圧はほとんど無視できます。3Dジオメトリと風の泡の進化は非常に非球面でカオス的で、動きの速い「煙突」と熱駆動の「プルーム」が特徴です。これらのプルームは、雲の中の高密度のガスの流れにより、恒星源から切り離されることがあります。私たちの結果は、関連するシミュレーション、分析モデル、および文献の観測結果と比較して、恒星風を含む完全な3Dシミュレーションの必要性を示しながら、好意的に比較されています。ただし、観察研究の結果をよりよく理解するには、より対象を絞ったシミュレーションが必要です。
| Title |
Oumuamuas_passing_through_molecular_clouds |
| Authors |
Susanne_Pfalzner,_Melvyn_B._Davies,_Giorgi_Kokaia,_Michele_Bannister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08773 |
わずか2年以内の1I/Oumuamuaおよび2I/Borisovの検出は、星間オブジェクト（ISO）が天の川で一般的である必要があることを印象的に示しています。親システムから解放されると、これらのISOは星間空間を介してGyrに移動します。空であるとしばしば想像されますが、星間空間には分子雲の形で最も目立つガスとダストが含まれています。数値シミュレーションを実行して、ISOがこのような分子雲と交差する頻度をテストします。ISOが驚くほど頻繁に分子雲を通過することがわかります。太陽の近所では、ISOは通常、分子雲内を移動の0.1〜0.2％費やします。ISOが比較的遅い場合（$<$5km/s）、これは1〜2％に増加し、1年間に10〜20マイアに相当します。したがって、動的に最も新しいISOは、分子雲で最も長い時間を費やします。言い換えれば、分子雲は主に比較的若いISO（$<$1-2Gyr）を含んでいる必要があります。したがって、ISOによる播種プロセスの半減期は、恒星の寿命よりも大幅に短くなります。MCで費やされた実際の時間は、銀河中心までの距離に応じて減少します。ISOはMCを頻繁に通過するため、250Myrを超える親スターを見つけるためにパスを逆追跡すると、ポイントを超えているように見えます。さらに、恒星の分布に基づいて銀河の中心距離に応じてISO密度の最初の推定を行います。
ポインティング磁束支配ジェットにおけるキンク不安定乱流により駆動される相対論的磁気リコネクションによる粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_by_relativistic_magnetic_reconnection_driven_by_kink_instability_turbulence_in_Poynting_flux_dominated_jets |
| Authors |
Tania_E._Medina-Torrejon,_Elisabete_M._de_Gouveia_Dal_Pino,_Luis_H.S._Kadowaki,_Grzegorz_Kowal,_Chandra_B._Singh,_and_Yosuke_Mizuno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08516 |
磁化された相対論的ジェットの粒子加速は、特に現在のモデルに厳しい制約を課しているブレーザージェットまたはガンマ線バーストで観察される非常に変動性の高い放出を説明しようとする場合、理論家をなお困惑させます。この作業では、乱流と高速磁気再結合を駆動する電流駆動キンク不安定性（CDKI）の影響を受ける3次元相対論的電磁流体ジェットに注入された粒子の加速を調査します。ジェットのほぼ静止したスナップショットに注入された陽子をテストすると、最大エネルギーまで指数関数的に加速します。$B\sim0.1$Gのバックグラウンド磁場の場合、この飽和エネルギーは$\sim10^{16}$eVですが、$B\sim10$Gの場合は$\sim10^{18}$eVです。。シミュレーションは、加速された粒子と高速再結合の領域との明確な関連も明らかにします。ジェットでのCDKIの非線形成長の発達の初期段階では、高速の再結合のサイトがまだない場合、噴射された粒子も効率的に加速されますが、揺れるジェットスパインの磁気曲率ドリフトによって加速されます。ただし、再結合サイトで粒子が加速するのに必要なエネルギーよりもはるかに大きな初期エネルギーを注入する必要があります。最後に、粒子エネルギー$E$、$t_A\proptoE^{0.1}$への依存性が弱い再接続による加速時間もシミュレーションから取得しました。加速された粒子のエネルギースペクトルは、初期の研究と一致して、加速の初めに指数法則指数$p\sim$-1.2の高いエネルギーテールを発生させます。私たちの結果は、実際のシステムでこのプロセスを探索するための適切な多次元フレームワークを提供し、特にいくつかのブレザーで最近検出された非常に高いエネルギーバンドと関連するニュートリノ放出におけるそれらの複雑な放出パターンを説明します。
ミリ秒PSR J0030 + 0451の多極磁場
| Title |
The_Multipolar_Magnetic_Field_of_Millisecond_PSR_J0030+0451 |
| Authors |
Constantinos_Kalapotharakos,_Zorawar_Wadiasingh,_Alice_K._Harding,_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08567 |
中性子星の質量と半径を制約することを目的としたPSRJ0030+0451のより良いX線波形のモデリングでは、表面のホットスポット（極磁極）が推定され、これは非双極子磁場を意味します。この目的を達成するために、静的な真空フィールドとフォースフリーのグローバル磁気圏モデルを使用して、オフセットダイポールと四重極コンポーネントで構成される磁場構成を調査します。Millerらによって提供されたコンパクトさとオブザーバーの角度の値を考慮に入れます。2019およびRileyetal。2019年、観測面から極冠までの測地線を計算して、結果のX線光度曲線を計算します。マルコフ連鎖モンテカルロテクニックを通じて、観測されたX線光度曲線を再現できる詳細な磁場構成を探索し、より良いX線波形に十分な説明を提供できる退化、つまり多様な磁場構成を発見しました。力のない場の構造を取得した後、Kalapotharakosetal。に従って対応するガンマ線光度曲線を計算します。2014;これらをフェルミによって得られたものと比較して、X線とガンマ線の両方のデータと一致するモデルを提供し、それによって多極子場パラメーターをさらに制限します。このアプローチの本質的な側面は、X線とガンマ線の光曲線間の相対位相を適切に計算することです。私たちの研究のより広い意味合いの議論で締めくくります。
ジャムスパルサー観測：III。 20パルサーのヌル
| Title |
Jiamusi_pulsar_observations:_III._Nulling_of_20_pulsars |
| Authors |
P._F._Wang,_J._L._Han,_L._Han,_B._Y._Cai,_C._Wang,_T._Wang,_X._Chen,_D._J._Zhou,_Y._Z._Yu,_J._Han,_J._Xu,_X._Y._Gao,_T._Hong,_L._G._Hou,_and_B._Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08637 |
ほとんどのパルサーヌリング観測は1400〜MHzより低い周波数で行われました。私たちは、比較的高い周波数でのパルサーのヌル動作を理解し、ヌルがパルサー磁気圏の地球規模の変化によって引き起こされているかどうかを確認することを目的としています。Jiamusi66m望遠鏡を使用すると、2250〜MHzで20の明るいパルサーが前例のない長さで観測されます。これらのパルサーのヌル部分が推定され、パルスのヌル状態と放出状態が識別されます。エミッションとヌルの長さの分布を表すために、エミッションとヌルのペアのヌル化の程度とスケールが計算されます。3つのパルサー、PSRJ0248+6021、J0543+2329、J1844+00が初めてnullであることがわかりました。パルスウィンドウ内のヌルからエミッションおよびエミッションからヌルへの遷移の詳細は、小さな確率のイベントであるPSRJ1509+5531で最初に観察されます。PSRJ1709-1640では、長いヌルが何時間も続く完全なサイクルが見られます。これらのパルサーのほとんどについて、ゼロ化度とゼロ化スケールのK-S検定は、ヌルと放出が有意水準が高いランダムなプロセスであるという仮説を棄却します。一部のパルサーのエミッションヌルシーケンスは、準周期的、低周波数、または特徴のない変調を示します。これは、異なる起源に関連している可能性があります。放出状態とヌル状態の間の移行中、パルス強度には変動の多様な傾向があります。パルサーのエネルギー損失率とヌル分数、ヌルケイデンス、およびヌルスケールについて、有意な相関が見られます。文献で報告されたヌルパルサー146のヌルフラクションと組み合わせると、統計的に大きなヌルフラクションは、特徴的な年齢やエネルギー損失率よりもパルサー周期に密接に関連していることがわかりました。
M87 *のEHT 2017画像のジェットベース放出モデル
| Title |
A_Jet-Bases_Emission_Model_of_the_EHT_2017_Image_of_M87* |
| Authors |
Tomohisa_Kawashima,_Kenji_Toma,_Motoki_Kino,_Kazunori_Akiyama,_Masanori_Nakamura,_Kotaro_Moriyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08641 |
一般的な相対論的レイトレーシング放射伝達計算を実行して、ジェットファンネルのよどみ面として作成された$e^{\pm}$プラズマリングからの局所放出が、よどみリングと呼ばれ、EventHorizonTelescope（EHT）2017によって観測されたM87のリング画像。結果の画像は、停滞リングの直接画像と、ブラックホール（BH）重力による強い偏向によって形成されたリング画像で構成されます。「準フォトンリング」。BHスピンが$a_*=0.99$のモデルの場合、カウンタージェットと準フォトンリングの直接画像は、直径$\sim40\mu{\rmas}$のフォトンリングとほぼ一致しますが、接近するジェットは、その中に小さなリングイメージを示します。EHT2017配列を想定した合成観察画像は、M87で観察されたものと一致しています。これは、配列が内側のリング画像を検出するために少し疎であるためです。これは、M87のリングイメージに、フォトンリングに加えてジェットベースの重要な特徴が含まれている可能性があることを示しています。今後のEHT観測により、よどみリングイメージが解決され、プラズマインジェクションメカニズムをジェットファンネルに探査できるようになる可能性があります。
| Title |
Effects_of_modified_theories_of_gravity_on_neutrino_pair_annihilation_energy_deposition_near_neutron_stars |
| Authors |
Gaetano_Lambiase_and_Leonardo_Mastrototaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08722 |
ニュートリノ対の消滅を中性子星の表面近くの電子-陽電子対（$\nu+{\bar\nu}\toe^-+e^+$）に研究します。分析は、拡張された重力理論の枠組みで実行されます。後者は、一般相対性理論と比較して、最小光子球半径（$R_{ph}$）と$R_{ph}$に近い最大エネルギー蓄積率の変更を引き起こします。これらの結果は、GRBを生成するための効率的なメカニズムにつながる可能性があります。
宇宙線ハローの形成：一次宇宙線の銀河スペクトル
| Title |
Formation_of_the_cosmic-ray_halo:_Galactic_spectrum_of_primary_cosmic_rays |
| Authors |
V._A._Dogiel,_A._V._Ivlev,_D._O._Chernyshov,_C.-M._Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08799 |
銀河円盤の周りの1次元宇宙線（CR）ハローの自己矛盾のないモデルは、自由パラメーターの最小数に制限されて定式化されます。MHD波の乱流カスケードが必ずしもハロー形成に必須の役割を果たすとは限らないことが示されています。代わりに、ディスクまでの距離に伴うアルベン速度の増加は、乱流赤方偏移の効率的な一般的なメカニズムにつながり、自己生成されたMHD波によるCR散乱を強化します。その結果、より低いエネルギーでのCRハローの計算サイズは、ハローシースによって決定されます。ハローシースは、ディスクの周りのエネルギー依存領域であり、それを超えるとCRエスケープが純粋に移流します。十分に高いエネルギーでは、ハローサイズは、イオン化ガス分布の特徴的な厚さによって設定されます。計算された陽子の銀河スペクトルは、観測との顕著な一致を示し、スペクトル破壊の位置を約0.6TeVで、スペクトル形状を最大で10TeVまで再現します。
| Title |
Oblate_Schwarzschild_approximation_for_polarized_radiation_from_rapidly_rotating_neutron_stars |
| Authors |
Vladislav_Loktev,_Tuomo_Salmi,_Joonas_N\"attil\"a,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08852 |
オブラートシュヴァルツシルト近似を使用して、高速回転中性子星（NS）の表面から放出される放射線の観測されたストークスパラメータを計算するための完全な理論を開発しました。恒星表面から観測者までの経路に沿った相対論的効果による偏光面の回転を説明しました。結果は、\textsc{arcmancer}コードで完全な数値一般相対論的レイトレーシングを実行することによって得られた結果と一致することが示されました。得られた偏光角（PA）プロファイルは、球形の星で得られたものとは大幅に異なる場合があることを示しました。星の形状が間違っていると仮定すると、偏光データをフィッティングするときにNSパラメータの制約が偏ることがあることを示しました。簡略化されたモデルを使用して、降着NSの幾何学的パラメーターを、イメージングX線偏光計エクスプローラー（IXPE）または拡張Xレイタイミングと偏光測定（eXTP）ミッション。
局所巨大分子雲からの宇宙線の過剰の証拠
| Title |
Evidence_of_Cosmic-Ray_Excess_from_Local_Giant_Molecular_Clouds |
| Authors |
Vardan_Baghmanyan,_Giada_Peron,_Sabrina_Casanova,_Felix_Aharonian,_Roberta_Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08893 |
グールドベルトとアクイラリフト領域に属する6つの近くの巨大分子雲（MC）からのフェルミ大領域望遠鏡データの分析を報告します。べき乗則でよく説明されている3GeVを超える高い統計的{\gamma}線スペクトルにより、MC内の宇宙線（CR）分布の正確な推定値を導き出すことが可能になります。おうし座、オリオンA、およびオリオンBの雲の{\gamma}線スペクトルとアルファ磁気分光計（AMS-02）から期待されるモデルを比較すると、これらの雲がAMS-02に似たパッシブクラウドであることが確認されています。CRスペクトル。AquilaRift、RhoOph、Cepheusのスペクトルを同様に比較すると、スペクトルインデックスと絶対フラックスの両方に大きな偏差が生じます。これは、雲全体でのCRの追加の加速を意味します。さらに、これらの雲の過剰な{\gamma}線スペクトルの理論的モデリングでは、雲内のCRの{\pi}0-decay相互作用を仮定すると、かなりの量の強化されたCRエネルギー密度が得られ、大きな偏差が示されます。30GeVと10TeVの間の平均AMS-02CRスペクトルと比較したスペクトル形状。セフェウスのCRスペクトルのこの変動は、OB協会の風の衝撃における効率的な加速によって説明できる可能性があることをお勧めします。一方、RhoOphでは、雲全体に存在する複数のT-Tauri星によって同様の加速を提供できます。AquilaRiftの場合、絶対CRフラックスの過剰は、超新星残骸または雲内の伝播効果によるCRの追加の加速に関連している可能性があります。
TeVからPeV天体物理学的ニュートリノへの指向性会合とコンパクト電波ジェットをホストする活動銀河
| Title |
Directional_association_of_TeV_to_PeV_astrophysical_neutrinos_with_active_galaxies_hosting_compact_radio_jets |
| Authors |
A.V._Plavin_(ASC_Lebedev,_MIPT),_Y.Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_Y.A._Kovalev_(ASC_Lebedev),_S.V._Troitsky_(INR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08914 |
私たちは最近、IceCubeによって検出された200TeVを超える高エネルギーニュートリノが、放射性明るい銀河核（AGN）の中央領域のいくつかのパーセク内で生成されることを示しました。この結果を独立してテストし、分析をより広いエネルギー範囲に拡張するために、ここではIceCubeの7年間の観測からのすべてのエネルギーの公開データを使用します。IceCube点源尤度マップは、コンパクトな電波束密度によって選択された大規模な完全サンプルからのAGNの位置に対して分析されます。後者の分析では$3.0\sigma$の有意性が得られ、両方の研究の試験後の有意性の合計は$4.1\sigma$です。相関関係は多数のAGNによって引き起こされます。サンプルに含まれていない、微弱だが物理的に類似したソースとともに、これらの明るいラジオクエーサーは、ミュオントラック分析から導出されたIceCubeの天体物理学ニュートリノフラックス全体を説明する可能性があります。ニュートリノは、相対論的陽子とパーセクスケールのAGNジェットのX線セルフコンプトン光子との相互作用で生成されます。
AstroVaDEr：銀河の教師なし形態学的分類および合成画像生成のための天文変分ディープエンベダー
| Title |
AstroVaDEr:_Astronomical_Variational_Deep_Embedder_for_Unsupervised_Morphological_Classification_of_Galaxies_and_Synthetic_Image_Generation |
| Authors |
Ashley_Spindler_(Hertfordshire),_James_E._Geach,_Michael_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08470 |
AstroVaDErは、天文画像カタログを使用して、教師なしクラスタリングと合成画像生成を実行するように設計された変分オートエンコーダです。モデルは、画像を低次元の潜在空間に埋め込むことを学習する畳み込みニューラルネットワークであり、同時に埋め込みベクトルのガウス混合モデル（GMM）を最適化してトレーニングデータをクラスター化します。変分推論を利用することにより、学習されたGMMを潜在空間の事前統計として使用して、ランダムサンプリングと合成画像の生成を容易にすることができます。GalaxyZoo2によって分類された銀河のサンプルを使用して、スローンデジタルスカイサーベイからのグレースケールの\textit{gri}画像でAstroVaDErの機能をトレーニングすることにより、AstroVaDErの機能を示します。軸比、表面輝度プロファイル、方向などの機能。学習した混合モデルを使用して、ガウス成分の形態プロファイルに基づいて銀河の合成画像を生成します。AstroVaDErは、ラベル付きのトレーニングデータを必要とせずに、人間が解釈できる方法で銀河の形態を分類する機能を示しています。ネットワークはスケーラブルで柔軟性があり、大規模なデータセットやさまざまな種類の画像データを分類できます。また、学習された分類スキームからサンプリングする銀河の現実的な合成画像を可能にするモデルの生成プロパティも示します。これらを使用して、合成画像カタログを作成したり、デブレンドなどの画像処理タスクを実行したりできます。
効率、インパクトファクター、プローブの質量の影響、プローブの平均余命、および火星ミッションの信頼性の評価
| Title |
Assessment_of_Efficiency,_Impact_Factor,_Impact_of_Probe_Mass,_Probe_Life_Expectancy,_and_Reliability_of_Mars_Missions |
| Authors |
Malaya_Kumar_Biswal_M_and_Ramesh_Naidu_Annavarapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08534 |
火星は月に続く次のフロンティアであり、宇宙探査家は低地球軌道を超えた人間の遠征と技術の範囲を実証します。政府の宇宙機関や民間の宇宙部門は、より良い宇宙企業のために広範囲に努力しています。ロボット衛星によって火星に到達するためのインスピレーションに焦点を当てて、ミッション試行の比例性、火星プローブの効率と信頼性、ミッション期間に対する質量の影響と影響因子、連続するミッション試行間のタイムラグなどの重要なミッションパラメータの一部を解釈しました。さまざまな数学的分析を使用したプローブの寿命と遷移領域の解釈。また、ミッションを達成するためのこれらのパラメーターの重要性についても説明しました。この論文の目新しさは、プローブの質量がミッション期間に悪影響を与えることを説明する深い関係を発見したことです。この関係を適用して、次のミッションのプローブの平均寿命も解釈しました。
アンカラ\ "{U} niversitesi Kreiken Rasathanesinde Bulunan Radyo
Teleskobun Y \" {o} nlendirme Mekanizmas {\ i} n {\ i} n \。{I}
ncelenip Yenilenmesi、Anten Benzetimleri ve Uyumlama Tasar {\ i} m \私}
| Title |
Ankara_\"{U}niversitesi_Kreiken_Rasathanesinde_Bulunan_Radyo_Teleskobun_Y\"{o}nlendirme_Mekanizmas{\i}n{\i}n_\.{I}ncelenip_Yenilenmesi,_Anten_Benzetimleri_ve_Uyumlama_Tasar{\i}m{\i} |
| Authors |
T\"urker_Dolap\c{c}{\i},_\c{S}ahin_K\"uli\u{g},_\"Ozg\"ur_Erg\"ul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08546 |
A。\"{U}の歴史的な電波望遠鏡を作成するには、全波長VHFおよびUHFダイポールアレイを含むKreikenObservatoryを使用できるように、アンテナ回転機構を刷新し、シミュレーション環境でアンテナマッチング構造を設計します。は、並列並列伝送線路スタブを使用して設計されています。従来の半波長素子とは対照的に、高利得全波長素子を使用すると、構造とマッチング方法の重要性が増します。-A.\"{U}。KreikenRasathanesindebulunan、tamdalgaboyundadipolelemanlarasahipVHFveUHFantendizilerindenolu\c{s}antarihiradyoteleskobunfaalhalegetirilmesii\c{c}inanteny\"{o}nlendirmemekanizmirenincel}、teleskopantenininuyumlamatasarimibenzetimortamindager\c{c}ekle\c{s}tirilmi\c{s}tir。Kisadevreilesonlandirilmi\c{s}paraleliletimhattisaplamalarikullanarakuyumlamatasarlanmi\c。Dipolantenelemanlarininboyununyaygintercihedilenyarimdalgaboyuyeriney\"{u}ksekkazan\c{c}litamdalgaboyuolmasi、anteninveuyumlamay\"{o}nteminin\"{o}neminiartirmaktadir。
GeneticKNN：クエーサーの測光赤方偏移推定のための遺伝的アルゴリズムによってサポートされている加重KNNアプローチ
| Title |
GeneticKNN:_A_Weighted_KNN_Approach_Supported_by_Genetic_Algorithm_for_Photometric_Redshift_Estimation_of_Quasars |
| Authors |
Bo_Han,_Li-Na_Qiao,_Jing-Lin_Chen,_Xian-Da_Zhang,_Yanxia_Zhang,_Yongheng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08608 |
K最近傍（KNN）と遺伝的アルゴリズム（GA）を組み合わせて、クエーサーの測光赤方偏移推定を行います。これは、GAでサポートされている重み付きKNNアプローチであるGeneticKNNの略です。このアプローチには、KNNと比較して2つの改善点があります。1つはGAによって重み付けされた機能です。もう1つは、予測された赤方偏移はK個の近傍の赤方偏移の平均ではなく、K個の近傍の赤方偏移の中央値と平均の加重平均、つまり$p\timesz_{median}+（1-p）\timesz_{mean}$です。。SDSSおよびSDSS-WISEクエーサーサンプルに基づいて、他の6つの従来の機械学習方法、つまり最小絶対収縮および選択演算子（LASSO）、サポートベクトル回帰（SVR）と比較して、測光赤方偏移推定のためのGeneticKNNのパフォーマンスを探索します。多層パーセプトロン（MLP）、XGBoost、KNNおよびランダムフォレスト。KNNとランダムフォレストは、その優位性を示しています。KNNの簡単な実装を考慮して、GeneticKNNとしてKNNを改善し、クエーサーの測光赤方偏移推定にGeneticKNNを適用します。最後に、GeneticKNNのパフォーマンスは、すべてのケースでLASSO、SVR、MLP、XGBoost、KNNおよびランダムフォレストのパフォーマンスよりも優れています。さらに、同じ方法でWISEマグニチュードを追加すると、精度が向上します。
K2 RR Lyrae星の自動拡張絞り測光
| Title |
Automated_Extended_Aperture_Photometry_for_K2_RR_Lyrae_stars |
| Authors |
Emese_Plachy,_P\'al_Szab\'o,_Attila_B\'odi,_L\'aszl\'o_Moln\'ar_and_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08786 |
観測された物理現象のタイムスケールとデータに表示される計測器信号とが類似しているため、K2ミッションでRRLyrae星の光度曲線を適切に取得することは困難です。拡張測光法（EAP）と呼ばれる新しい測光方法を開発しました。その主な要素は、望遠鏡の動きを補正し、さらに補正を適用する前に、星から利用可能なすべての光束を収集するために開口を最適なサイズに拡張することです。これまで、個々の星の拡張開口を手作業で決定していました。これで、K2ミッションで観測された約4千のRRLyraeターゲットに使用する予定のパイプラインを自動化することができました。パイプラインの概要を示し、他の測光ソリューションと比較します。
A2Vスターへの若い褐色矮星の伴侶の直接イメージング発見
| Title |
Direct_Imaging_Discovery_of_a_Young_Brown_Dwarf_Companion_to_an_A2V_Star |
| Authors |
Kevin_Wagner,_D\'aniel_Apai,_Markus_Kasper,_Melissa_McClure,_Massimo_Robberto,_Thayne_Currie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08537 |
さそり座-ケンタウロスOB2協会のA2Vスターに0.125秒の非常に小さな間隔で直接撮像されたコンパニオンHIP75056Abの発見と分光法を紹介します。私たちの観測では、2015$-$2019の間にVLT/SPHEREを利用し、低解像度分光法（0.95$-$1.65$\mum$）、デュアルバンドイメージング（2.1$-$2.25$\mum$）、および4年ベースライン。HIP75056Abは、M6$-$L2および$T_{\rmeff}\sim$2000$-$2600Kの範囲のスペクトルタイプと一致しています。コンパニオンの輝度と進化的トラックの比較は、質量が$\sim$20であることを示唆しています$-$30M$_{Jup}$。天文測定は、$\sim$15$-$45auの軌道準主軸と正面に近い傾斜（i$\lesssim$35$^o$）と一致しています。この質量および軌道分離の範囲では、HIP75056Abは、ディスクの不安定性を介して形成されたコンパニオンの分布の低質量側にある可能性がありますが、コア降着によるコンパニオンの形成は除外できません。軌道の制約は、ディスクの不安定性によって予測される適度な離心率の値と一致しています。このシナリオは、さらに天文学的な監視によって確認できます。HIP75056Abは、古くて質量の高い褐色矮星や、若い巨大惑星との低質量大気比較として利用できます。最後に、0.125アーク秒でのHIP75056Abの検出は、近くの太陽のような星の居住可能ゾーンに対応する分離で低質量の仲間を検出する際のマイルストーンを表しています。
バイナリ集団合成
連星相互作用は、コンパクト連星、超新星、ガンマ線バースト、X線連星、パルサー、新星、激変星、熱い準矮星、バリウム星、青いストラグラーなどの興味深いオブジェクトの形成につながります。バイナリポピュレーションの進化とその結果としてのこれらのオブジェクトの形成を研究するために、長年にわたって多くの方法が開発されてきましたが、その中でバイナリポピュレーション合成（BPS）という堅牢なアプローチには特別な注意が必要です。このアプローチは、銀河の恒星含有量の分析、銀河の化学進化に関する研究、星の形成と宇宙の再電離に関する研究など、天体物理学の多くの分野で広く使用されています。このレビューでは、BPSの役割、その全体像、およびそれを構成するさまざまなコンポーネントについて説明します。この安定性はバイナリシステムの運命を大きく左右するため、バイナリでの物質移動の安定性基準には特に注意を払います。この分野の将来に関する私たちの見解をまとめます。
分岐した太陽フィラメント構造の部分的噴火について
| Title |
On_the_partial_eruption_of_a_bifurcated_solar_filament_structure |
| Authors |
Aabha_Monga,_Rahul_Sharma,_Jiajia_Liu,_Consuelo_Cid,_Wahab_Uddin,_Ramesh_Chandra,_Robertus_Erdelyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08619 |
地上と宇宙の両方の施設から得られたデータセットを使用して、分岐した下部構造を持つフィラメントチャネルの部分的な噴火を調査します。領域での小規模なフラックス再接続/キャンセルイベントは、周囲の磁場のパイルアップを引き起こし、フィラメントチャネルのすぐ近くに明るいEUVループとして観察されました。これにより、合体したEUVループとフィラメントチャネル間の相互作用の場所に、別個のプラズモイド構造と関連する双方向の流れが存在するV字型のカスプ構造が形成されました。SDO/AIAからの画像データの分析は、フィラメント構造の2つのサブ構造への垂直分割をさらに示唆しています。フィラメント構造の摂動された上部分岐が立ち上がり、2015年1月28日04:30UTにエネルギッシュなGOESM1.4フレアの開始とともに噴火しました。磁場データは、上部の下部構造に大きなねじれがあるフィラメント構造の垂直分割をサポートしています。トーラスの不安定性による上部枝の平衡の喪失は、これが観察された部分的な噴火の潜在的な誘発メカニズムであることを示唆しています。
Composite-Spectrumバイナリ、ペーパーXXIII：HD 69479/80、クールジャイアントプライマリの90日間バイナリ
HD〜69479/80は複合スペクトルバイナリで、コンポーネントはG後期の巨人とA初期の小人です。軌道の周期はわずか91日（半径$\sim$13の太陽半径を持つクールな巨人を含むシステムでは短いようです）で、非常に小さいですが、おそらくかなりゼロではない偏心です。標準的な単一の巨大スペクトルをテンプレートとして使用して、スペクトル減算の手順によってコンポーネントスペクトルを分離し、クールなコンポーネントのスペクトルに最も近い一致が15〜Cyg（G8\、III）のスペクトルであることを発見しました。カバーされていない各スペクトルから2次成分の動径速度を測定し、システムのSB2軌道を解いて、質量比$m_1$\、/\、$m_2$を1.318に導きました。合成スペクトルを二次成分のスペクトルに当てはめると、\teff〜of9250\、K、{\itlog}\、g=3.75、および回転速度$\sim$90\、\kmsが示されました。恒星間の絶対等級$\delta$Vの差を1.07等と決定しました。後期型の方が明るいです。そこで、両方のコンポーネントの半径と明度を計算し、それらのH--Rダイアグラムの位置をプロットし、進化の軌跡を当てはめることができました。最適なトラックは、巨人の場合は2.9\、\msun〜、小人の場合は2.2\、\msun〜の質量を示し、SB2軌道で指定された質量比と完全に一致していました。ドワーフスターの軌跡は、このコンポーネントがZAMSから進化してきていることを示しています。対応する等時線をそれらのH-R図の位置に合わせると、クールな星がZAMSから進化したので、システムのlog\、（age）は約8.60Gyrであることがわかりました。また、巨大成分のスペクトルで$\lambda$\、6707-\AA〜lithium線を検出したため、赤巨枝の主な上昇の開始点に近いという証拠が追加されました。
大規模なバイナリHD 152248のアプシダルモーション-星の内部構造の制約
| Title |
Apsidal_motion_in_the_massive_binary_HD_152248_--_Constraining_the_internal_structure_of_the_stars |
| Authors |
S._Rosu,_A._Noels,_M.-A._Dupret,_G._Rauw,_M._Farnir,_and_S._Ekstr\"om |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08658 |
大規模な偏心連星のアプシダル運動は、星の内部構造に関する貴重な情報を提供します。これは、ほぼ同一の2つの星で構成される双子連星に特に当てはまります。このシステムを構成するO7.5III-II星の内部構造に対する制約を推測するために、ツインバイナリーHD152248の潮汐誘発性のアプシダル運動を利用します。星の内部で発生する内部混合のさまざまな処方を想定して、コードCl\で恒星の進化モデルを構築します。HD152248のコンポーネントの観測的に決定された現在のプロパティ、およびそれらの$k_2$とシステムのアプシダルモーションレートを最もよく再現するモデルを特定します。オーバーシュート、乱流拡散、金属性など、制約の厳しい入力パラメーターの影響を分析します。さらに、恒星の回転を説明する「単一」および「バイナリ」のGENECモデルを構築して、二値性と回転の影響を調査します。内部構造定数の観点から、アプシダル運動の解釈にバイアスをかける可能性があるいくつかの影響について説明します。観測された$k_2$の値と、他の恒星パラメータと同時に無数の運動速度を再現するには、大量の内部混合または強化された質量損失が必要です。結果は、単一星の進化モデルが、このバイナリシステム内の物理学を記述するのに十分であることを示唆しています。定性的には、観測を再現するために必要な高い乱流拡散は、部分的に恒星の回転に起因する可能性があります。アプシダルモーションの高次項は無視できます。回転軸の非常に深刻なミスアライメントのみが、無振動運動の速度に大きな影響を与える可能性がありますが、このような高いミスアライメントは、このようなバイナリシステムではほとんどありません。両方の星のバイナリ質量と初期質量が$32.8\pm0.6$M$_\odot$の場合、推定年齢$5.15\pm0.13$Myrと推定します。
| Title |
ALMA_observations_of_envelopes_around_first_hydrostatic_core_candidates |
| Authors |
Maria_Jose_Maureira,_Hector_G._Arce,_Michael_M._Dunham,_Diego_Mardones,_Andres_E._Guzman,_Jaime_E._Pineda,_Tyler_L._Bourke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08740 |
5つの最初の静水圧コア（FHSC）候補（L1451-mm、Per-Bolo58、Per-Bolo45、L1448-IRS2EおよびCha-MMS1）に向けて、ALMA3mm分子線および連続体観察を約3.5"の解像度で提示します。私たちの目標は、エンベロープを特徴付け、真正なFHSCである可能性がある最も有望なソースを特定することです。非常に若い進化状態（L1451-mmおよびCha-MMS1）と一致する2つの候補を特定し、L1451-mmが最も私たちの包絡線観測では、Cha-MMS1をまだFHSCとして除外することはできませんが、最近の研究で発表されたCO流出とSEDの特性は、若いプロトスターの予測とよりよく一致しています。残りの3つのソースでは、観測は、Per-Bolo45の星型の性質を支持し、残りをFHSC候補として除外します。Per-Bolo58はクラス0であることと完全に一致していますが、L1448IRS2Eは、高密度トレーサー（NH2DおよびN2H+）の放出を前の場所ずいぶん特定されたコンパクトな連続光源。これも私たちの観測では検出されていません。したがって、FHSC候補L1448IRS2Eの推定位置には埋め込みソースがないと主張します。代わりに、推定されたL1448IRS2E流出からの放出であると考えられていたものが、高密度の周囲物質によって偏向された、近くのクラス0システムからの流出放出に対応することを提案します。この作業で研究したFHSC候補の特性と文献を比較すると、L1451-mmは、確認された流出を備えた、おそらく最年少のソースとして表示されることがわかります。
切り離された日食バイナリを使用したオープンクラスターNGC 2506の非常に正確な経過時間と金属性
| Title |
Extremely_precise_age_and_metallicity_of_the_open_cluster_NGC_2506_using_detached_eclipsing_binaries |
| Authors |
E._Knudstrup,_F._Grundahl,_K._Brogaard,_D._Slumstrup,_J._A._Orosz,_E._L._Sandquist,_J._Jessen-Hansen,_M._N._Lund,_T._Arentoft,_R._Tronsgaard,_D._Yong,_S._Frandsen,_H._Bruntt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08788 |
散開星団の星の正確な恒星パラメータは、恒星の構造と進化のモデルを制約するのに役立ちます。ここでは、オープンクラスターNGC2506の年齢と金属含有量を測定します。このために、質量と半径、および4つの赤を決定する3つの分離した食のバイナリ（DEB;V2032、V4、およびV5）を調査しました。有効な温度、表面の重力、および金属性を決定した巨大分岐星。DEB内の3つの星の質量は、クラスターのターンオフ質量に近いため、非常に正確な年齢決定が可能です。バイナリの質量と半径の値をBaSTIアイソクロンと比較すると、クラスターの年齢を$2.01\pm0.10$Gyrと推定しました。これは、クラスターを適切にモデル化するために対流コアオーバーシュートを含める必要があることがわかった比較で使用されるモデルに依存します。赤い巨枝星から、有効温度、表面重力、および金属性の値を決定しました。これらから、クラスターの金属性は$-0.36\pm0.10$dexであることがわかります。この値と有効温度の値を使用して、赤化がE$（b-y）=0.057\pm0.004$等であると判断します。さらに、Gaia視差からクラスターまでの距離を導出し、$3.101\pm0.017$kpcを見つけ、クラスターのフィールド内の星について放射状速度メンバーシップを決定しました。最後に、TESSミッションのデータの$\gamma$Dorおよび$\delta$Scutiメンバーの振動信号の検出について報告します。これには、2つの赤い巨人での太陽のような振動の検出の可能性も含まれます。
H $ _ {2} $ D $ ^ {+} $とN $ _ {2} $ H $ ^ {+}
$の放出を星間コアにマッピングします。ガストレーサーを使用した崩壊の動的モデルのテスト
| Title |
Mapping_the_H$_{2}$D$^{+}$_and_N$_{2}$H$^{+}$_emission_towards_prestellar_cores._Testing_dynamical_models_of_the_collapse_using_gas_tracers |
| Authors |
E._Koumpia,_L._Evans,_J._Di_Francesco,_F._F._S._van_der_Tak,_R._D._Oudmaijer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08857 |
彼らは星形成の初期条件を設定し、恒星オブジェクトの最終的な質量を決定するので、星前核の研究は重要です。現在までに、いくつかの仮説が重力崩壊を説明しています。2を使用して、372GHzでH$_{2}$D$^{+}$110-111およびN$_{2}$H$^{+}$4-3エミッションの詳細なライン分析とモデリングを実行します「x2」マップ（JCMT）。私たちの目標は、モデル化されたガスの運動学と空間分布（H$_{2}$D$^{+}$とN$_{2}$H$^{+}$）を比較することにより、最も顕著な動的モデルをテストすることです4つの前星（L1544、L183、L694-2、L1517B）と1つの原始星コア（L1521f）に向かって観測されています。RATRANを使用して詳細な非LTE放射伝達モデリングを実行し、H$_{2}$D$^{+}$とN$_{2}$H$^{の予測空間分布とラインプロファイルを比較します+}$すべてのコアに対する観測。そのために、文献から得られた3つの異なる動的モデルによって予測された各コアの物理構造を採用します。。私たちの分析は、星間コアの物理的構造の更新された画像を提供します。コアへのガス放出を説明する際にSISモデルを明確に除外できることがわかりましたが、LPフロー、QE-BES、および静的モデルを明確に区別するには、より大きなサンプルが必要です。崩壊のすべてのモデルは、サンプル内の唯一の原始星コアに向けて、いくつかの要因までガス放出の強度を過小評価しており、異なるダイナミクスが異なる進化コア段階で発生することを示しています。LPモデルが星間核のより大きなサンプルに向けて確認された場合、それらはより大きなスケールからのガスの圧縮または降着によって形成される可能性があることを示します。QE-BESモデルが確認された場合、乱流ISM内に準静水圧コアが存在できることを意味します。
| Title |
Waveform_systematics_in_the_gravitational-wave_inference_of_tidal_parameters_and_equation_of_state_from_binary_neutron_star_signals |
| Authors |
Rossella_Gamba,_Matteo_Breschi,_Sebastiano_Bernuzzi,_Michalis_Agathos_and_Alessandro_Nagar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08467 |
連星中性子星合体からの重力波信号は、潮汐信号で星の状態方程式に関する情報を伝えます。潮汐パラメータ（または直接状態方程式）の推定における主要な問題は、波形近似によって導入される系統誤差です。ゲージ不変の位相分析とフィッシャー情報マトリックスに基づくボトムアップアプローチを使用して、波形体系を調査し、パラメーター推定におけるバイアスの特定を支援します。15の異なるバイナリの模擬分析は、現在の波形モデルの体系が、信号対雑音比（SNR）${\gtrsim}80$で統計誤差よりも支配的であることを示しています。これは、統計的な$90\％$の信頼できる間隔よりも大きい、減少した潮汐パラメーターの推定におけるバイアスを意味します。たとえば、中性子星の半径はSNR80で${\sim}5\％$レベルに制限できますが、系統学は${\sim}10\％$レベルにすることができます。私たちはGW170817（SNR${\sim}30$）に私たちのアプローチを適用し、有意な系統的影響が存在しないことを確認します。分析に最適な周波数範囲を使用して、中性子星の半径を$12.5^{+1.1}_{-1.8}\、$kmと推定します。後者は、電磁情報に基づく以前および最近のNICER測定と一致しています。第3世代の検出器の観点からSNR${\gtrsim}100$を探索すると、現在のすべての波形モデルが、減少した潮汐パラメータの推定において、少なくとも1シグマの違いにつながることがわかります（後者の任意の値について）。。数値相対論からのモデルを含む現在の波形モデルは、高度および第3世代の検出器によって観測される最も大きな（そして潜在的に最も有益な）イベントの状態方程式を推定するには不十分であると結論付けます。
太陽および太陽圏プラズマにおける磁気リコネクションおよび関連する爆発現象を理解する上での主要な科学的課題と機会
| Title |
Major_Scientific_Challenges_and_Opportunities_in_Understanding_Magnetic_Reconnection_and_Related_Explosive_Phenomena_in_Solar_and_Heliospheric_Plasmas |
| Authors |
H._Ji,_J._Karpen,_A._Alt,_S._Antiochos,_S._Baalrud,_S._Bale,_P._M._Bellan,_M._Begelman,_A._Beresnyak,_A._Bhattacharjee,_E.G._Blackman,_D._Brennan,_M._Brown,_J._Buechner,_J._Burch,_P._Cassak,_B._Chen,_L.-J._Chen,_Y._Chen,_A._Chien,_L._Comisso,_D._Craig,_J._Dahlin,_W._Daughton,_E._DeLuca,_C._F._Dong,_S._Dorfman,_J._Drake,_F._Ebrahimi,_J._Egedal,_R._Ergun,_G._Eyink,_Y._Fan,_G._Fiksel,_C._Forest,_W._Fox,_D._Froula,_K._Fujimoto,_L._Gao,_K._Genestreti,_S._Gibson,_M._Goldstein,_F._Guo,_J._Hare,_M._Hesse,_M._Hoshino,_Q._Hu,_Y.-M._Huang,_J._Jara-Almonte,_H._Karimabadi,_J._Klimchuk,_M._Kunz,_K._Kusano,_A._Lazarian,_A._Le,_S._Lebedev,_H._Li,_X._Li,_Y._Lin,_M._Linton,_Y.-H._Liu,_W._Liu,_D._Longcope,_N._Loureiro,_Q.-M._Lu,_Z-W._Ma,_W._H._Matthaeus,_D._Meyerhofer,_F._Mozer,_T._Munsat,_N._A._Murphy,_P._Nilson,_Y._Ono,_M._Opher,_H._Park,_S._Parker,_M._Petropoulou,_T._Phan,_S._Prager,_M._Rempel,_C._Ren,_Y._Ren,_R._Rosner,_V._Roytershteyn,_J._Sarff,_A._Savcheva,_D._Schaffner,_K._Schoeffier,_E._Scime,_M._Shay,_L._Sironi,_M._Sitnov,_A._Stanier,_M._Swisdak,_J._TenBarge,_T._Tharp,_D._Uzdensky,_A._Vaivads,_M._Velli,_E._Vishniac,_H._Wang,_G._Werner,_C._Xiao,_M._Yamada,_T._Yokoyama,_J._Yoo,_S._Zenitani,_E._Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08779 |
磁気リコネクションは、太陽圏と実験室プラズマの多くの爆発的な現象の根底にあります。理論/シミュレーション、観察、および実験室実験における新しい研究機能は、このホワイトペーパーで要約されている壮大な科学的課題を解決する機会を提供します。成功には、関連する資金提供機関からの強化された持続的な投資、省庁/国際的なパートナーシップの増加、太陽、太陽圏、および実験室のプラズマコミュニティの緊密な連携が必要です。これらの投資は、磁気リコネクションおよび宇宙天気イベントを含む関連する爆発現象の理解に革新的な進歩をもたらします。
核子形状因子を中程度に修正した高密度物質におけるニュートリノの平均自由行程に対するニュートリノの磁気モーメントと電荷半径の影響
| Title |
Effect_of_neutrino_magnetic_moment_and_charge_radius_on_the_neutrino_mean_free_path_in_dense_matter_with_medium_modifications_of_the_nucleon_form_factors |
| Authors |
Parada_T._P._Hutauruk,_A._Sulaksono,_K._Tsushima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08781 |
高密度の核物質とのニュートリノ電弱相互作用におけるニュートリノの電荷半径と磁気モーメントの研究は、物質の構成要素の弱い核子と電磁核子のフォームファクターの中程度の変更を考慮することによって実行されます。相対論的平均場モデルとクォーク中間子結合モデルは、それぞれ媒体内有効核子質量と核子形状因子に採用されています。冷たい核媒質でのニュートリノ散乱の断面積は、ニュートリノフォームファクターだけでなく、核子弱および電磁フォームファクターの媒質内での変更も同時に考慮に入れると増加することがわかります。断面積の増加により、特にニュートリノの磁気モーメントと荷電半径が大きくなると、ニュートリノの平均自由行程が減少します。ニュートリノの平均自由行程の最大消光は、$\mu_\nu=5\times10^{-10}\mu_B$および$R_\nu=3.5\times10^の場合、約15--70\％と推定されます{-5}〜\textrm{MeV}^{-1}$は、ニュートリノの磁気モーメントと荷電半径なしで得られた値と比較されます。ニュートリノの平均自由行程の減少は、中性子星の冷却を減速すると予想されます。
PTFE表面からのラドン娘の除去と液体キセノン検出器へのその応用
| Title |
Radon_daughter_removal_from_PTFE_surfaces_and_its_application_in_liquid_xenon_detectors |
| Authors |
S._Bruenner,_D._Cichon,_G._Eurin,_P._Herrero_G\'omez,_F._J\"org,_T._Marrod\'an_Undagoitia,_H._Simgen,_N._Rupp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08828 |
長寿命のラドン娘は、低エネルギーの珍しいイベントを探す実験において重要な背景情報源です。周囲の空気中のラドンに起因する、放射性ポロニウム、ビスマス、および鉛の同位体は、後に実験で使用される材料にプレートアウトされます。このペーパーでは、液体キセノンTPCでよく使用される材料であるPTFE表面からラドン娘を除去する能力について、クリーニング手順を調べます。$^{222}$Rnと$^{220}$Rnの崩壊チェーンで得られた除去効率の間に大きな差があることがわかりました。これは、プレートアウトメカニズムがクリーニングの成功に影響を与えることを示しています。寿命の長い$^{222}$Rn娘は約2分の1に削減できましたが、$^{220}$Rn娘の除去は、治療によっては最大10倍効率的でした。さらに、小規模な液体キセノンTPCで、液体キセノンの純度に対する硝酸ベースのPTFE洗浄の影響が調査されています。
天の川の$ 0.01 \、c $恒星エンジンの豊富さに関する制約
恒星エンジンは、主に推力を発生させて恒星系を加速する目的で、ホスト星からエネルギーを抽出する仮説の巨大構造です。恒星エンジンで実現できる可能性のある最大速度を調査し、$\sim0.1\、c$までの速度がおそらく最適な条件下で達成できる可能性があることを確認します。対照的に、天の川の自然の天体物理現象は、そのような速度を生み出すことはほとんどありません。それゆえ、超高速星の天文調査は、天の川の高速恒星エンジンの豊富さに制約を課すかもしれません。特に、$Gaia$DR-2は、$\sim10^7$スターの1つ未満が恒星エンジンによって$\gtrsim0.01\、c$の速度に推進されることを示唆しています。
核物理学、観測、および高密度QCD計算によって制約された新しい状態方程式
| Title |
New_equations_of_state_constrained_by_nuclear_physics,_observations,_and_high-density_QCD_calculations |
| Authors |
S._Huth,_C._Wellenhofer,_A._Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.08885 |
コア崩壊型超新星と中性子星の併合シミュレーションに適用するための新しい状態方程式を提示します。最初に、飽和密度の2倍までの最近の微視的計算に適合する有効質量パラメーターを紹介します。これは、超新星シミュレーションで原始中性子星の収縮を決定するために示されている予測された熱効果をキャプチャするために重要です。状態方程式の基礎となるエネルギー密度汎関数のパラメーター範囲は、核密度でのカイラル有効場理論の結果、およびQCDに基づく高密度での関数くりこみ群計算によって制約されます。さらに、重中性子星の測定、GW170817の重力波信号、および最近のNICERの結果からの観測制約を実装します。最後に、中性子星の半径と最大質量の予測範囲を含む、状態方程式と中性子星の特性の結果として得られる許容範囲を調べます。
