| Title |
Matter_Power_Spectrum_Emulator_for_f(R)_Modified_Gravity_Cosmologies |
| Authors |
Nesar_Ramachandra,_Georgios_Valogiannis,_Mustapha_Ishak,_Katrin_Heitmann_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00596 |
一般相対性理論（GR）を超えて実行可能な宇宙モデルのサブセットをテストし、宇宙の加速とそれに関連するダークエネルギーに影響を与えることは、ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）とその取り組みの一部の範囲内です。GR-w（z）CDMモデルからの逸脱は、構造とレンズ効果の成長率、および非線形スケールでのスクリーニング効果に現れる可能性があります。このモデルをCOLA（COmovingLagrangianAcceleration）シミュレーションでエミュレートすることにより、f（R）Hu-Sawicki修正重力（MG）候補によって予測された小規模偏差の拘束力を調査します。修正重力効果によるパワースペクトルのブーストをエミュレートするために、実験計画、データ生成、および宇宙パラメータと赤方偏移全体の補間スキームを示します。エミュレーターの3つの予備的なアプリケーションは、宇宙論的パラメーターに対する感度、フィッシャー予測、および基準宇宙論のマルコフ連鎖モンテカルロ推論を強調しています。このエミュレーターは、ルービン天文台LSSTから予想される膨大な量のデータを処理する将来の宇宙論的分析にとって重要な役割を果たします。
2点統計と3点統計の組み合わせを使用した弱いレンズ効果の系統的効果の自己較正
| Title |
Self-calibration_of_weak_lensing_systematic_effects_using_combined_two-_and_three-point_statistics |
| Authors |
Susan_Pyne_and_Benjamin_Joachimi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00614 |
ユークリッドのような調査で、パワースペクトルと一緒に弱いレンズ効果のバイスペクトルを使用して体系的な不確実性を制御する可能性を調査します。3つの体系的な効果が考慮されます：銀河の固有の整列、断層撮影の赤方偏移分布による不確実性、およびせん断信号の測定における乗法バイアス。バイスペクトルは、これらの体系的なエラーを軽減するのに非常に効果的であることがわかります。3つの系統分類学すべてを同時に変化させ、パワースペクトルとバイスペクトルの共同分析により、宇宙パラメータ$\Omega_\mathrm{m}$と$\sigma_8$の信頼できる領域の面積が90分の1に減少します。-パワースペクトルのみを使用し、Euclidに指定された精度要件と一致する事前分布を課すベースラインアプローチと比較して、ダークエネルギーの状態方程式をほぼ20倍変化させます。また、バイスペクトルを含めると、3つの系統的効果すべてが、次の世代の弱いレンズ効果調査で必要とされる厳しいレベルに自己校正され、外部校正データの必要性が減ることを示します。
CAMELSプロジェクト：MachinE学習シミュレーションによる宇宙論と天体物理学
| Title |
The_CAMELS_project:_Cosmology_and_Astrophysics_with_MachinE_Learning_Simulations |
| Authors |
Francisco_Villaescusa-Navarro,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Shy_Genel,_David_N._Spergel,_Rachel_S._Somerville,_Romeel_Dave,_Annalisa_Pillepich,_Lars_Hernquist,_Dylan_Nelson,_Paul_Torrey,_Desika_Narayanan,_Yin_Li,_Oliver_Philcox,_Valentina_La_Torre,_Ana_Maria_Delgado,_Shirley_Ho,_Sultan_Hassan,_Blakesley_Burkhart,_Digvijay_Wadekar,_Nicholas_Battaglia,_Gabriella_Contardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00619 |
MachinELearningSimulations--CAMELS--プロジェクトで宇宙論と天体物理学を紹介します。CAMELSは、それぞれ$（25〜h^{-1}{\rmMpc}）^3$ボリュームの4,233個の宇宙論的シミュレーションのスイートです。2,184個の最先端の（磁気）流体力学シミュレーションがAREPOとIllustrisTNGおよびSIMBAシミュレーション、および2,049個のN体シミュレーションと同じバリオンサブグリッド物理学を採用したGIZMOコード。CAMELSプロジェクトの目標は、宇宙論と天体物理学の関数としてさまざまな観測量の理論予測を提供することであり、機械学習アルゴリズムをトレーニングするために設計された宇宙論的（磁気）流体力学シミュレーションの最大のスイートです。CAMELSには、$\Omega_m$、$\sigma_8$、および恒星とAGNのフィードバックを制御する4つのパラメーターを変化させることにより、数千の異なる宇宙論的および天体物理学的モデルが含まれています。（400〜h^{-1}{\rmMpc}）^3$。シミュレーションを詳細に説明し、物質パワースペクトル、宇宙の星形成率密度、銀河の恒星質量関数、ハローバリオンの割合、およびいくつかの銀河のスケーリング関係の観点から表される広範囲の条件を特徴付けます。IllustrisTNGスイートとSIMBAスイートは、パラメーター空間全体にわたって銀河特性のほぼ同様の分布を生成しますが、ハローバリオンの割合と物質のパワースペクトルに対するバリオン効果が大幅に異なることを示します。これは、宇宙論的調査から最大量の情報を抽出するために、バリオン効果を無視する必要性を強調しています。非線形補間、パラメーター推定、シンボリック回帰、GenerativeAdversarialNetworks（GAN）によるデータ生成、次元削減、異常検出など、いくつかの機械学習アプリケーションを使用して、CAMELSの独自の可能性を説明します。
一次相転移における重力波生成のハイブリッドシミュレーション
| Title |
A_hybrid_simulation_of_gravitational_wave_production_in_first-order_phase_transitions |
| Authors |
Ryusuke_Jinno,_Thomas_Konstandin_and_Henrique_Rubira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00971 |
LISA望遠鏡は、電弱スケールの近くで発生する一次相転移のシナリオを調査する最初の機会を提供します。今では、GWスペクトルへの主な寄与は、プラズマを伝搬する音波に由来することは明らかです。GWスペクトルの現在の推定値は、プラズマと相互作用するスカラー場の数値シミュレーションまたは分析的近似、いわゆるサウンドシェルモデルに基づいています。この作業では、音波からGWスペクトルを計算するための新しいセットアップを紹介します。1Dシミュレーション（球対称）を使用して、衝突後の単一の気泡の速度とエンタルピープロファイルを展開し、速度とエンタルピーの線形重ね合わせを想定して、複数の気泡衝突の3D実現に埋め込みます。3D流体力学シミュレーションと比較した私たちの方法の主な利点は、気泡壁の厚さのスケールを解決する必要がないことです。これにより、シミュレーションがより経済的になり、入力される2つの関連する物理的な長さのスケールは、気泡のサイズとシェルの厚さ（ボックスのサイズとグリッドの間隔で囲まれます）のみです。コストの削減により、広範なパラメーターの研究が可能になり、壁の速度と流体の運動エネルギーの関数として、最終的なGWスペクトルのパラメーター化が提供されます。
局所宇宙における固有速度：異なるモデルの比較と$ H_0 $と暗黒物質への影響
| Title |
Peculiar_velocities_in_the_local_Universe:_comparison_of_different_models_and_the_implications_for_$H_0$_and_dark_matter |
| Authors |
Supranta_S._Boruah,_Michael_J._Hudson,_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01119 |
ハッブルパラメータ$H_0$の値を測定するときは、固有速度の影響を受けない後退速度を知る必要があります。この研究では、局所宇宙における固有速度のさまざまなモデルを研究します。特に、銀河赤方偏移サーベイからの密度再構成と固有速度データのカーネル平滑化に基づくモデルを比較します。密度再構成からの速度フィールドは、2M++銀河赤方偏移コンパイルを使用して取得されます。これは、2つの適応カーネル平滑化速度フィールドと比較されます。1つ目は6dF基本平面サンプルから取得され、もう1つはSFI++を組み合わせて取得されたTully-Fisherカタログを使用します。および2MTF。不偏速度推定値を取得するには、平滑化された速度フィールドを再スケーリングする必要があることを強調します。これらのモデルの予測を、第2修正超新星カタログとタリーフィッシャーカタログから得られた固有速度データのいくつかのテストセットからの観測と比較すると、2M++再構成がローカル宇宙の固有速度のより良いモデルを提供することがわかります。カーネルで平滑化された固有速度モデルよりも。重力波とメガメーザーからの$H_0$の測定に対する固有速度の影響を研究します。そうすることで、視線に沿った固有の速度補正を無視するための確率論的フレームワークを導入します。メガメーザーの場合、2M++速度フィールドを使用して$H_0=69^{+2.9}_{-2.8}$kms^{-1}Mpc^{-1}が見つかります。また、銀河NGC1052-DF2の固有速度を調べ、$\sim$13Mpcの短い距離は、その銀河の異常に低い暗黒物質の割合を説明する可能性は低いと結論付けています。
スピッツァーの4.5 $ \ mu $ m位相曲線の包括的な再分析、および超高温木星MASCARA-1bとKELT-16bの位相変化
| Title |
A_Comprehensive_Reanalysis_of_Spitzer's_4.5_$\mu$m_Phase_Curves,_and_the_Phase_Variations_of_the_Ultra-hot_Jupiters_MASCARA-1b_and_KELT-16b |
| Authors |
Taylor_J._Bell,_Lisa_Dang,_Nicolas_B._Cowan,_Jacob_Bean,_Jean-Michel_D\'esert,_Jonathan_J._Fortney,_Dylan_Keating,_Eliza_Kempton,_Laura_Kreidberg,_Michael_R._Line,_Megan_Mansfield,_Vivien_Parmentier,_Kevin_B._Stevenson,_Mark_Swain_and_Robert_T._Zellem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00687 |
スピッツァー/IRACチャネル1および2の時系列測光を分析するためのオープンソースのモジュラーパイプラインを開発しました。これには、最も一般的な非相関法のいくつかが組み込まれています。このパイプラインを超高温木星マスカラ-1bとKELT-16bの新しい位相曲線観測に適用し、以前に公開された15の位相曲線の最初の包括的な再分析を実行しました。MASCARA-1bとKELT-16bの位相オフセットは$1^{+12}_{-11}〜^{\circ}$Wと$30^{+13}_{-13}〜^{\circであることがわかります。}$W、昼間の気温は$3017^{+92}_{-90}$Kと$3030^{+150}_{-140}$K、夜の気温は$1260^{+400}_{-360}それぞれ$Kと$1520^{+410}_{-360}$K。KELT-16bとMASCARA-1bのボンドアルベドは十分に拘束されていませんが、ゼロと一致しており、両方の惑星は最小限の再循環を示しています。昼間と照射温度の強い相関、夜間温度の照射温度への浅い依存性、ボンドアルベドと惑星表面重力の相関を確認します。また、位相曲線の振幅、軌道周期、および位相オフセットの間の相関関係は、以前の予測と一致しています。さらに、さまざまな非相関モデルが同様のパラメーターを取得することがよくありますが、モデル間、および優先モデルと文献値の間で有意差が生じることがあります。それにもかかわらず、推奨モデルは、公開されている位相オフセットと一致して$1\pm16$度（$0.6\pm2.5$シグマ）以内であり、位相曲線の振幅は平均して$0.02\pm0.19$（$0.27\pm4.9）以内で再現されます。$シグマ）。最後に、BLISSはほとんどの場合に最高のパフォーマンスを発揮しますが、すべてではありません。したがって、将来の位相曲線分析では、最適な適合を確保し、使用する非相関モデルに対する位相曲線パラメーターの依存性を評価するために、さまざまな検出器モデルを検討することをお勧めします。
自由に進化する歪んだ原始惑星系円盤のパラメトリック不安定性
| Title |
Parametric_instability_in_a_free_evolving_warped_protoplanetary_disc |
| Authors |
Hongping_Deng,_Gordon_I._Ogilvie,_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00862 |
低粘度の反った降着円盤は、局所シミュレーションによって確認されたように、慣性波のパラメトリック共振のために流体力学的不安定性を起こしやすい。SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）またはグリッドベースのコードのいずれかを使用したワープディスクのグローバルシミュレーションはどこにでもありますが、そのような不安定性は見られませんでした。ここでは、ハイブリッドゴドゥノフ型ラグランジアン法を利用して、前例のない高解像度（最大1億2000万粒子）で歪んだケプラー円盤のグローバルシミュレーションにおけるパラメトリック不安定性を研究します。最初に局所せん断ボックステストシミュレーションを実行し、以前のグリッドコードシミュレーションよりも低い解像度で線形不安定性の成長率を回復します。グローバルシミュレーションでは、ワープの伝播は、不安定性が始まる前の線形曲げ波動方程式によって十分に説明されます。グローバルシミュレーションで初めてキャプチャされた後続の乱流は、相対的な軌道傾斜を減衰させ、角運動量の不足。その結果、ワープは1回の曲げ波交差時間内に大幅な減衰を受けます。観測された原始惑星系円盤のゆがみは、伴侶または円盤破壊の余波によって維持されている可能性があります。
新しいMARSISデータによって明らかにされた火星の南極の下の複数の氷底水域
| Title |
Multiple_subglacial_water_bodies_below_the_south_pole_of_Mars_unveiled_by_new_MARSIS_data |
| Authors |
Sebastian_Emanuel_Lauro,_Elena_Pettinelli,_Graziella_Caprarelli,_Luca_Guallini,_Angelo_Pio_Rossi,_Elisabetta_Mattei,_Barbara_Cosciotti,_Andrea_Cicchetti,_Francesco_Soldovieri,_Marco_Cartacci,_Federico_Di_Paolo,_Raffaella_Noschese_and_Roberto_Orosei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00870 |
UltimiScopuliの南極層状堆積物の基部での火星高度レーダーによる地下および電離層探査（MARSIS）による液体水の検出は、現在の火星の条件下での液体水の起源と安定性についての議論を再活性化しました。この地域の氷底水の範囲を確立するために、新しいデータを取得し、調査地域全体でレーダーカバレッジを拡大しました。ここでは、通常、陸域の極地の氷床に適用される信号処理手順に基づいて、完全なMARSISデータセットの新しい分析方法によって得られた結果を提示して説明します。私たちの結果は、UltimiScopuliでの液体の水域の検出の主張を強化し、近くに他の湿った領域が存在することを示しています。水は、火星の極地で形成されることが知られており、共晶温度以下で地質規模で長期間生き残ると考えられている高塩分過塩素酸塩塩水であることを示唆します。
KELT-9bの気温構造を制約するためのデータ駆動型アプローチ
| Title |
A_data-driven_approach_to_constraining_the_atmospheric_temperature_structure_of_KELT-9b |
| Authors |
L._Fossati,_D._Shulyak,_A._G._Sreejith,_T._Koskinen,_M._E._Young,_P._E._Cubillos,_L._M._Lara,_K._France,_M._Rengel,_P._W._Cauley,_J._D._Turner,_A._Wyttenbach,_F._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00997 |
環境。太陽系外惑星の気温-圧力（TP）プロファイルを観測的に制約することは、惑星大気モデルを改善するための重要な前進であり、固体地上での透過および発光分光法によるスペクトルの特徴の検出と原子および分子の存在量の測定をさらに可能にします。。目的。目的は、合成スペクトルを観測されたH$\alpha$およびH$\beta$線に適合させることにより、超高温木星KELT-9bのTPプロファイルを制約し、自己無撞着な惑星TPモデルが適合できない理由を特定することです。観察。メソッド。気温の上昇の位置と勾配だけでなく、気温の下限と上限を変化させる126個の1次元TPプロファイルを作成します。TPプロファイルごとに、非局所熱力学的平衡（NLTE）効果を自己無撞着に説明する曇り放射伝達コードを使用してH$\alpha$およびH$\beta$ラインの透過スペクトルを計算します。結果。観測に最適なTPプロファイルは、上層気温が10000-11000Kであり、10$^{-4}$バールを超える圧力での温度プロファイルが反転していることを特徴としています。局所的な熱力学的平衡（LTE）の仮定は、励起された水素のレベル集団を数桁過大評価し、したがってバルマー系列の強度を大幅に過大評価することにつながることがわかります。最適なモデルの化学組成は、高い上層大気温度が金属の光イオン化によって引き起こされる可能性が高く、FeIIとFeIIIが10$^{-6}$bar未満の圧力で同等の存在量を持ち、後者を検出できる可能性があることを示しています。結論。超高温の木星の大気をモデル化するには、金属の光イオン化を考慮する必要があります。[要約]
TRAPPIST-1の通過タイミングと測光分析の改良：質量、半径、密度、ダイナミクス、および天体暦
| Title |
Refining_the_transit_timing_and_photometric_analysis_of_TRAPPIST-1:_Masses,_radii,_densities,_dynamics,_and_ephemerides |
| Authors |
Eric_Agol,_Caroline_Dorn,_Simon_L._Grimm,_Martin_Turbet,_Elsa_Ducrot,_Laetitia_Delrez,_Michael_Gillon,_Brice-Olivier_Demory,_Artem_Burdanov,_Khalid_Barkaoui,_Zouhair_Benkhaldoun,_Emeline_Bolmont,_Adam_Burgasser,_Sean_Carey,_Julien_de_Wit,_Daniel_Fabrycky,_Daniel_Foreman-Mackey,_Jonas_Haldemann,_David_M._Hernandez,_James_Ingalls,_Emmanuel_Jehin,_Zachary_Langford,_Jeremy_Leconte,_Susan_M._Lederer,_Rodrigo_Luger,_Renu_Malhotra,_Victoria_S._Meadows,_Brett_M._Morris,_Francisco_J._Pozuelos,_Didier_Queloz,_Sean_M._Raymond,_Franck_Selsis,_Marko_Sestovic,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Valerie_Van_Grootel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01074 |
スピッツァー宇宙望遠鏡を搭載したTRAPPIST-1システムの通過時間を4年間にわたって収集しました。これらの地上ベースのHSTおよびK2通過時間測定に追加し、惑星と星の質量比を調整するための完全な時間セットを使用して、7惑星系のN体動的解析を再検討します。次に、スピッツァー光度曲線の光力学的分析を実行して、ホスト星の密度と惑星の密度を導き出します。7つの惑星すべての密度は、地球に対して鉄が枯渇した単一の岩石の質量半径の関係で記述でき、Feは地球の32wt％に対して21wt％であり、それ以外の場合は地球のような組成であることがわかります。あるいは、惑星は地球のような組成を持っているかもしれませんが、表面の水層やマントルに酸化鉄を含むコアのない構造などの軽い元素で強化されています。惑星の質量を3〜5％の精度で測定します。これは、視線速度（RV）の精度2.5cm/秒に相当し、現在のRV機能よりも2桁正確です。惑星の奇行は非常に小さいことがわかります。軌道は非常に同一平面上にあります。システムは10Myrのタイムスケールで安定しています。私たちは、8番目の惑星では説明できないまれなタイミングの外れ値の証拠を見つけます。代わりに、ロバストな尤度関数を使用して外れ値を考慮します。JWSTのタイミング観測を予測し、惑星システムの形成、移動、進化に対する惑星密度の考えられる影響について推測します。
惑星大気中の断片化に対する大きな宇宙体の表面形状の影響
| Title |
Effect_of_the_surface_shape_of_a_large_space_body_on_its_fragmentation_in_a_planetary_atmosphere |
| Authors |
Daniil_E._Khrennikov,_Andrei_K._Titov,_Alexander_E._Ershov,_Andrei_B._Klyuchantsev,_Vladimir_I._Pariev_and_Sergei_V._Karpov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01095 |
有限要素法と計算流体力学法を使用して、宇宙体が地球の大気に浸透したときの、宇宙体の断片化またはその完全性の維持の条件を決定しました。惑星大気の密な層を通過する際の宇宙鉄体の断片化に寄与する力の起源が研究されてきました。表面の不規則な形状は、鉄の引張強度のしきい値を超える変形応力を身体に引き起こす可能性のある横方向の空気力を生成する可能性があることが示されました。
ライマン連続体脱出調査：銀河形成のシミュレーションにおける時間依存[OIII]および[OII]線放出とライマン連続体脱出率の接続
| Title |
The_Lyman_Continuum_Escape_Survey:_Connecting_Time-Dependent_[OIII]_and_[OII]_Line_Emission_with_Lyman_Continuum_Escape_Fraction_in_Simulations_of_Galaxy_Formation |
| Authors |
Kirk_S._S._Barrow,_Brant_E._Robertson,_Richard_S._Ellis,_Kimihiko_Nakajima,_Aayush_Saxena,_Daniel_P._Stark,_Mengtao_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00592 |
銀河からのライマン連続光子の脱出は、赤方偏移$z\gtrsim6$で銀河間媒体を再イオン化した可能性があります。ただし、これらの赤方偏移ではライマン連続体を直接観測することはできず、電離光子の収支を推定するには、ライマン連続体の脱出の二次指標を使用する必要があります。観測的に、ライマン連続体が観測的にアクセス可能な赤方偏移$z\sim2-3$で、調査により、かなりのライマン連続体脱出率$f_{esc}$を示す多くのオブジェクトも強化された[OIII]/[OII]（O$_{32}$）輝線比。ここでは、銀河形成の宇宙論的ズームインシミュレーションの放射伝達解析を使用して、$f_{esc}$とO$_{32}$の間の物理的接続を研究します。観測と同様に、最大の$f_{esc}$値は高いO$_{32}\sim3-10$で発生し、高い$f_{esc}$と低いO$_{32}の組み合わせであることがわかります。$は非常にまれです。高い$f_{esc}$とO$_{32}$が同時に観測されることがよくありますが、プロセスの物理的な起源のタイムスケールは大きく異なります。大きなO$_{32}$値は、星団の形成後のWolf-Rayetを動力源とする段階で、短い（$\sim$1Myr）タイムスケールで変動しますが、低吸収のチャネルは、超新星のコレクションによって数十メガ年にわたって確立されます。。$f_{esc}$とO$_{32}$の間に直接的な因果関係はありませんが、高い$f_{esc}$は、対応するエクスカーションを持つ星形成関連のフィードバックイベントからの継続的な入力の後に最も頻繁に発生することがわかります。大量のO$_{32}$排出量に。これらの計算は、O$_{32}$が大きい場合に大きな$f_{esc}$が発生する傾向があるという観測の解釈と一致していますが、大きなO$_{32}$は必ずしも効率的なライマン連続体の脱出を意味するわけではありません。
宇宙望遠鏡と光残響マッピングプロジェクト。 XII。 NGC5548のブロードライン領域モデリング
| Title |
Space_Telescope_and_Optical_Reverberation_Mapping_Project._XII._Broad-Line_Region_Modeling_of_NGC_5548 |
| Authors |
P._R._Williams,_A._Pancoast,_T._Treu,_B._J._Brewer,_B._M._Peterson,_A._J._Barth,_M._A._Malkan,_G._De_Rosa,_Keith_Horne,_G._A._Kriss,_N._Arav,_M._C._Bentz,_E._M._Cackett,_E._Dalla_Bont\`a,_M._Dehghanian,_C._Done,_G._J._Ferland,_C._J._Grier,_J._Kaastra,_E._Kara,_C._S._Kochanek,_S._Mathur,_M._Mehdipour,_R._W._Pogge,_D._Proga,_M._Vestergaard,_T._Waters,_S._M._Adams,_M._D._Anderson,_P._Ar\'evalo,_T._G._Beatty,_V._N._Bennert,_A._Bigley,_S._Bisogni,_G._A._Borman,_T._A._Boroson,_M._C._Bottorff,_W._N._Brandt,_A._A._Breeveld,_M._Brotherton,_J._E._Brown,_J._S._Brown,_G._Canalizo,_M._T._Carini,_K._I._Clubb,_J._M._Comerford,_E._M._Corsini,_D._M._Crenshaw,_S._Croft,_K._V._Croxall,_A._J._Deason,_A._De_Lorenzo-C\'aceres,_K._D._Denney,_M._Dietrich,_R._Edelson,_N._V._Efimova,_J._Ely,_P._A._Evans,_M._M._Fausnaugh,_et_al._(99_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00594 |
2014年にNGC5548に焦点を当てた多波長残響マッピングキャンペーンのブロードライン領域の幾何学的および動的モデリングを提示します。データセットには、H$\beta$、CIV、をカバーする光学および紫外線での測光および分光モニタリングが含まれます。およびLy$\alpha$の幅広い輝線。ほぼ円形のガス軌道と流出ガス軌道が混在する拡張ディスク状のH$\beta$BLRが見つかりましたが、CIVおよびLy$\alpha$BLRはそれほど拡張されておらず、シェルのような構造に似ています。BLRには明確な放射状構造があり、CIVおよびLy$\alpha$放射は、H$\beta$放射よりも小さい半径で発生します。3本の線を使用して、3つの独立したブラックホール質量測定を行います。これらはすべて一貫しています。これらの結果を組み合わせると、$\log_{10}（M_{\rmBH}/M_\odot）=7.64^{+0.21}_{-0.18}$の共同推論が得られます。結果に対するUV連続光度曲線の代わりに$V$バンドを使用した場合の影響を調べ、測定されたUV光学タイムラグと一致するサイズの違いを見つけますが、他の構造的および運動学的パラメーターは変更されていないことを示唆しています。$V$バンドは、BLRの構造と運動学を調べる際の電離連続体の適切なプロキシです。最後に、H$\beta$の結果を、AGNが低光度状態にあった2008年に取得された同様のデータモデルと比較します。この期間中に放出領域のサイズが増加したが、形状とブラックホールの質量は変化していないことがわかり、BLR運動学が中央のブラックホールの重力場を適切に測定していることが確認されます。
| Title |
HOLISMOKES_--_IV._Efficient_Mass_Modeling_of_Strong_Lenses_through_Deep_Learning |
| Authors |
S._Schuldt,_S._H._Suyu,_T._Meinhardt,_L._Leal-Taix\'e,_R._Ca\~nameras,_S._Taubenberger_and_A._Halkola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00602 |
強い重力レンズの質量分布をモデル化することは、それらを天体物理学および宇宙論のプローブとして使用するためにしばしば必要です。今後の調査で予想されるレンズシステムの数が多い（$>10^5$）ため、時間のかかる従来のMCMC手法を超えた効率的なモデリングアプローチを検討するのはタイムリーです。SIE質量モデルのパラメーター（$x、y、e_x、e_y$、および$\theta_E$）を予測するために、銀河スケールのレンズの画像でCNNをトレーニングします。ネットワークを訓練するために、レンズ銀河のHSCサーベイと、レンズ銀河としてのHUDFからの実際の観測に基づいて画像をシミュレートします。さまざまなネットワークアーキテクチャ、さまざまなデータセットの効果、および$\theta_E$のさまざまな入力分布を使用してテストしました。CNNは良好に機能し、$\theta_E$$>0.5"$の一様分布でトレーニングされたネットワークで、$1\sigma$分散の次の中央値を取得します。$\Deltax=（0.00^{+0.30}_{-0.30}）"$、$\Deltay=（0.00^{+0.30}_{-0.29}）"$、$\Delta\theta_E=（0.07^{+0.29}_{-0.12}）"$、$\Deltae_x=-0.01^{+0.08}_{-0.09}$および$\Deltae_y=0.00^{+0.08}_{-0.09}$。$\theta_E$のバイアスは、$\theta_E$が小さいシステムによって引き起こされます。したがって、ネットワーク出力に基づいて複数のレンズ画像の位置と時間遅延をさらに予測する場合、$\theta_E>0.8"$に制限されたサンプルにネットワークを適用します。この場合、予測されたレンズ画像と入力されたレンズ画像の間のオフセット位置は、$x$と$y$の場合、それぞれ$（0.00_{-0.29}^{+0.29}）"$と$（0.00_{-0.31}^{+0.32}）"$です。予測された時間遅延と実際の時間遅延の間で、$0.04_{-0.05}^{+0.27}$が得られます。CNNは単一のCPUでSIEパラメータを数分の1秒で予測でき、出力を使用して画像を予測できます。自動化された方法で位置と時間遅延が発生するため、近い将来、予想される膨大な量のレンズ検出を効率的に処理できます。
星形成雲における密度PDFの進化：重力の役割
星形成雲の重力の存在下での超音速乱流の密度変動のPDFの分析理論を導き出します。この理論は、流体運動のナビエ・ストークス連続方程式と重力のポアソン方程式の組み合わせの厳密な導出に基づいています。これは、最初に重力を含めることによって、次にPDFを静止システムではなく動的システムと見なすことによって、以前のアプローチを拡張します。密度PDFの輸送方程式を導き出し、その進化を特徴づけ、それを超えると重力が乱流のダイナミクスに強く影響し、最終的に支配する密度しきい値を決定します。乱流と重力のバランスの2つの異なる段階に対応する、2つの特徴的な指数を使用して、PDFで{\ittwo}べき乗則の裾の発生を示します。この調査のもう1つの重要な結果は、観測された{\it列密度}PDFを対応する{\it体積密度}PDFに関連付ける手順を提供することです。これにより、カラム密度の観察から、分子雲を特徴付けるさまざまな物理的パラメーター、特にビリアルパラメーターを推測することができます。さらに、この理論は、雲の統計的に有意な部分が崩壊し始めてからの時間である${t}_{\rmcoll}$の単位で雲の日付を付ける可能性を提供します。理論的な結果と診断は、星形成雲の数値シミュレーションと観測を非常によく再現しています。この理論は、星形成領域の観測または数値シミュレーションを分析し、分子雲のさまざまな領域における密度PDFの進化を特徴づけるための、健全な理論的基盤と定量的診断を提供します。
分子ガス存在量測定におけるバイアスと宇宙分散
| Title |
Biases_and_Cosmic_Variance_in_Molecular_Gas_Abundance_Measurements |
| Authors |
Ryan_P._Keenan,_Daniel_P._Marrone_and_Garret_K._Keating |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00609 |
最近の深部ミリ波調査では、CO輝線のブラインド検出を通じて、一酸化炭素（CO）の光度関数と平均分子ガス密度を測定しようとしています。現在、宇宙の星形成率密度は数百分角$^2$以上のフィールドで制限されていますが、分子ガスの研究は$\le50$分角$^2$に制限されています。これらの小さなフィールドは、公開された結果では説明されていない重大なバイアスをもたらします。これらのバイアスを定量化するために、宇宙論的シミュレーションでハローにCO光度を割り当てて、さまざまなフィールドサイズの模擬観測を生成します。フィールド$\lesssim10$arcmin$^2$は、復元された光度関数の形状を変更し、明るいオブジェクトの数を過小評価していることがわかります。私たちのモデルは、現在の調査が、高赤方偏移での宇宙分子ガス密度の約半分の原因となる発生源を検出するのに十分な感度があることを示唆しています。ただし、ガス密度測定の不確実性は大きく、宇宙分散はこれらの調査で主張されている不確実性を2倍にする可能性があります。その結果、分子ガスの赤方偏移の進展を高い信頼性で検出するために必要なフィールドサイズは、現在の調査で達成されたものよりも1桁以上大きくなる可能性があります。ショットパワー強度マッピング測定は、ポアソン分散に特に敏感であり、ガス密度またはその進化を制約するためにさらに大きな領域を必要とします。直接検出と強度マッピング調査の両方について、調査地域と赤方偏移の関数として総CO排出量の不確実性を概算するための簡単な処方箋を提供します。
衛星運動学と銀河の中央恒星速度分散による暗黒物質ハローの追跡
| Title |
Tracing_Dark_Matter_Halos_with_Satellite_Kinematics_and_Central_Stellar_Velocity_Dispersion_of_Galaxies |
| Authors |
Gangil_Seo,_Jubee_Sohn,_Myung_Gyoon_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00693 |
銀河の中心の恒星速度分散は、暗黒物質のハロー質量を直接追跡できることが示唆されています。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース12のかすかな衛星銀河に囲まれた孤立した銀河の完全な分光サンプルを使用して、この仮説をテストします。予測リンク長$\DeltaD<100$kpcおよび放射状の友人の友人アルゴリズムを適用します。サンプルを構築するための速度リンク長$\DeltaV<1000$kms$^{-1}$。私たちのサンプルには、$0.01<z<0.14$の3417個の衛星銀河を持つ2807個の孤立した銀河が含まれています。サンプルを一次銀河の色に基づいて2つのグループに分けます。$（g-r）_{0}=0.85$で分離された赤と青の一次銀河です。一次銀河の中心の恒星速度分散は、同じ銀河の光度と恒星の質量に比例します。一次銀河の中心速度分散に基づいてサンプルを積み重ね、一次銀河のダークマターハロー質量を追跡する伴銀河の速度分散を導き出します。伴銀河のシステム速度分散は、赤と青の両方のサンプルについて、一次銀河の中心速度分散と非常に密接な相関関係を示しています。特に、関係の傾きは、赤のプライマリシステムの傾きと同じです。この緊密な関係は、銀河の中心星速度分散が実際に暗黒物質ハロー質量の効率的でロバストなトレーサーであることを示唆しています。中心恒星速度分散と暗黒物質ハロー質量の間の経験的関係を提供します。
RAiSERed：ローブAGNの無線連続体赤方偏移
| Title |
RAiSERed:_radio_continuum_redshifts_for_lobed_AGNs |
| Authors |
Ross_J._Turner,_Guillaume_Drouart,_Nick_Seymour,_Stanislav_S._Shabala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00790 |
次世代の電波調査では、赤方偏移の中央値がz>1の数千万の活動銀河核（AGN）が検出されると予想されます。対象を絞った調査を超えると、これらのオブジェクトの大部分には分光学的赤方偏移がなく、高赤方偏移の測光赤方偏移があります。赤方偏移AGNの品質は限られており、それでも光学および赤外線分光法が必要です。無線周波数イメージングと広帯域電波測光のみに基づいて、ローブのある電波銀河の赤方偏移を測定するための新しいアプローチを提案します。具体的には、私たちのアルゴリズムは、ローブフラックス密度、角度のサイズと幅、およびスペクトル形状を使用して、半解析環境（RAiSE）動的モデルの無線AGNに基づいて最も可能性の高いソース赤方偏移の確率密度関数を導出します。完全な物理ベースのモデルは、無線AGNの高赤方偏移（2<z<4）サンプルの分光学的赤方偏移の変動の70％を説明しますが、単独で観測された属性のいずれか1つでは最大27％です。未解決のソースで予想されるように、角度サイズの上限は、z>2で正確な赤方偏移測定値を生成するのに十分であることがわかります。既知の分光赤方偏移を持つ少なくとも9つのソースを使用したキャリブレーション時のモデルの誤差は、赤方偏移で<14％です。（1+zとして）すべての赤方偏移にわたって。オンラインライブラリで、無線連続体の赤方偏移の計算とキャリブレーション用のPythonコードを提供しています。
WISE J044232.92 + 322734.9：銀河の塵の塊を通して見た赤方偏移1.1の星形成銀河？
| Title |
WISE_J044232.92+322734.9:_A_star-forming_galaxy_at_redshift_1.1_seen_through_a_Galactic_dust_clump? |
| Authors |
Oskari_Miettinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00808 |
サブミリ波源に向かって見られる物理的に関連のない背景または前景の天体は、銀河の塵の塊に埋め込まれた若い恒星状天体とサブミリ波銀河（SMG）の多波長対応物の両方の研究の潜在的な汚染物質です。広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）からの近赤外線および中赤外線データと、プランク衛星からのサブミリメーターデータを使用し、WISEJ044232.92+322734.9というソースを発見しました。これは星を形成する銀河（SFG）であり、プランクで検出されたダストの塊PGCCG169.20-8.96に向かって投影されています。MAGPHYS+photo-$z$スペクトルエネルギー分布コードを使用して、J044232.92の測光赤方偏移と物理的特性を導き出しました。赤方偏移は$z_{\rmphot}=1.132^{+0.280}_{-0.165}$であると導出されましたが、たとえば、恒星の質量、IR（8-1000$\mu$m）の光度、星形成率は$M_{\star}=4.6^{+4.7}_{-2.5}\times10^{11}$M$_{\odot}$、$L_{\rmIR}=と導出されました。2.8^{+5.7}_{-1.5}\times10^{12}$L$_{\odot}$、および${\rmSFR}=191^{+580}_{-146}$${\rmM}_{\odot}$yr$^{-1}$。$L_{\rmIR}$の導出値は、J044232.92が超高光度赤外線銀河である可能性があることを示唆しており、1.132の赤方偏移で主系列SFGと一致していることがわかりました。さらに、J044232.92の推定物性はSMGの物性に匹敵します。J044232.92の赤方偏移と物理的特性をより適切に制約し、その発生源が銀河の塵の塊を通して見た銀河であるかどうかを確認するには、さらなる観測、特に高解像度（サブ）ミリ波と電波連続体のイメージングが必要です。特に$z\sim1.1$のSMG人口メンバー。
線強度マッピング観測のための深層学習：ノイズの多いマップからの情報抽出
| Title |
Deep_Learning_for_Line_Intensity_Mapping_Observations:_Information_Extraction_from_Noisy_Maps |
| Authors |
Kana_Moriwaki,_Masato_Shirasaki,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00809 |
線強度マッピング（LIM）は、遠方の銀河からの線放射の大規模な変動を調べるための有望な観測方法です。広視野LIM観測からのデータにより、宇宙の大規模構造、銀河集団、およびそれらの進化を研究することができます。LIMの深刻な問題は、前景/背景ソースによる汚染とさまざまなノイズの寄与です。ノイズの多いマップから指定された信号と情報を抽出する条件付き生成的敵対的ネットワーク（cGAN）を開発します。NASAのSPHERExミッションの予想されるノイズレベルに一致するガウスノイズを想定して、30,000の模擬観測マップを使用してcGANをトレーニングします。訓練されたcGANは、観測されたノイズの多い強度マップから、ターゲットの赤方偏移で銀河からのH{\alpha}放射を正常に再構築します。3.5{\sigma}ノイズを超える高さの強度ピークは、60％の精度で配置されます。ノイズが支配的な領域でも、1点確率分布とパワースペクトルが正確に復元されます。ただし、全体的な再構成のパフォーマンスは、ピクセルサイズとトレーニングデータに想定される調査量によって異なります。大きな角度スケールで強度パワースペクトルを再構築するには、十分に大きなボリュームでトレーニングモックデータを生成する必要があります。私たちの深層学習アプローチは、線の混乱やノイズのある観測データに簡単に適用できます。
基底関数展開を使用した天の川の暗黒物質ハローの構造に対する大マゼラン雲の影響の定量化
| Title |
Quantifying_the_impact_of_the_Large_Magellanic_Cloud_on_the_structure_of_the_Milky_Way's_dark_matter_halo_using_Basis_Function_Expansions |
| Authors |
Nicolas_Garavito-Camargo,_Gurtina_Besla,_Chervin_F._P._Laporte,_Adrian_M._Price-Whelan,_Emily_C._Cunningham,_Kathryn_V._Johnston,_Martin_D._Weinberg,_Facundo_A._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00816 |
天の川（MW）全体の不均衡の兆候は、銀河の位相空間分布のコンパクトで柔軟なノンパラメトリックな記述の必要性を浮き彫りにします。基底関数展開（BFE）を使用した天の川と大マゼラン雲（LMC）システムのN体シミュレーションから導出された現在の暗黒物質（DM）分布とポテンシャルの新しい表現を提示します。表現に物理信号を最大化する方法を組み込んでいます。結果として、MW--LMCシステムを表す$10^8$DM粒子のシミュレーションは354の係数で記述できます。LMCは、MWのハローに非対称の摂動（奇数l、m）を誘発することがわかります。これは、扁球、扁長、または3軸のハローでは十分に説明されていません。さらに、高次の偶数モード（l、m$\geq$2）のエネルギーは、宇宙論的シミュレーションで見られる平均的な3軸ハローに似ています。そのため、LMCに対するMWのハローの応答は、その組み立て履歴の痕跡を回復するために説明する必要があります。LMCにより、外側のハロー（$\geq$30kpc）がディスクの重心（COM）から現在$\sim$15-25kpcシフトし、BFEおよび視線速度の双極子として現れます。ハロースター。シフトは、LMCの落下質量、LMCのハローの歪み、およびMWハローの応答に依存します。30kpc以内で、ハロートレーサーは、LMCの落下質量に関係なく、MWのディスクのCOMを周回すると予想されます。LMCのハローは、MWの潮汐によっても歪められます。その質量損失と、その後の現在のマゼラン衛星への影響について説明します。
銀河の粒度分布の進化に基づくダストとPAHのスペクトルエネルギー分布
| Title |
Spectral_energy_distributions_of_dust_and_PAHs_based_on_the_evolution_of_grain_size_distribution_in_galaxies |
| Authors |
Hiroyuki_Hirashita,_Weining_Deng,_Maria_S._Murga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00922 |
銀河の粒度分布の1ゾーン進化モデルに基づいて、ケイ酸塩、炭素質ダスト、および多環芳香族炭化水素（PAH）を考慮して、赤外線スペクトルエネルギー分布（SED）の進化を計算します。星間物質（ISM）の高密度ガス分率（$\eta_\mathrm{dense}$）、星形成の時間スケール（$\tau_\mathrm{SF}$）、および星間放射場の強度に正規化された天の川の値（$U$）が主なパラメータです。SEDの形状は、銀河の進化の初期段階では、塵の量が大きな粒子によって支配されているため、一般に弱い中赤外線（MIR）放射を持っていることがわかります。中間段階（$\tau_\mathrm{SF}=5$Gyrに対して$t\sim1$Gyr）では、気相金属の付着によって小さな粒子の存在量が大幅に増加するため、MIR放出は急速に増加します。また、結果を\textit{Spitzer}によって取得された近くの高赤方偏移（$z\sim2$）銀河の観測データと比較します。金属量の関数として、さまざまなバンドのフラックス比を広く再現します。小さな$\eta_\mathrm{dense}$（つまり、拡散相によって支配されるISM）は、近くと$z\sim2の両方でPAHによって支配される8$\mu$m強度を再現するのに適していることがわかります。$サンプル。長い$\tau_\mathrm{SF}$は、8$\mu$mの放出を近くの低金属量銀河と一致するレベルまで上げます。理論計算と観測値の幅広い一致は、粒子サイズ分布の理解をサポートしますが、PAH放出に対する拡散ISMの重要性は、ISMの空間分解処理の必要性を意味します。
HIFLUGCS銀河団における質量-速度分散関係
最高X線FLUx銀河団サンプル（HIFLUGCS）の29個の銀河団における質量速度分散関係（MVDR）を調査します。これらのクラスターの空間的に分解された視線速度分散プロファイルを測定します。これは、銀河の回転曲線を彷彿とさせる大きな半径でほぼ平坦であることがわかります。バリオン質量$M_\mathrm{bar}$とメンバー銀河のフラット速度分散$\sigma$、つまりMVDR、$\log（M_\mathrm{bar}/M_\odot）の間に密接な経験的関係があることを発見しました。=4.1^{+0.4}_{-0.4}\、\log（\sigma/\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}）+1.7^{+1.0}_{-1.2}$、$12^{+3}_{-3}\％$の対数正規固有分散。MVDRの残差は、温度、クラスター半径、バリオン質量面密度、レッドシフトなどの他のクラスタープロパティとは無相関です。これらの特性は、個々の銀河のMVDRを彷彿とさせますが、特性の加速スケールは約10倍大きくなっています。クラスターのバリオンの割合が宇宙の値を下回っており、問題が明らかになっています。質量が小さく、バリオンの加速度が小さいクラスターでは、不一致が体系的に増加します。
分子衝撃波における自己生成紫外線I.ライマン$ \ alpha $、ライマン$ \ beta $、および2光子連続体の影響
| Title |
Self-generated_ultraviolet_radiation_in_molecular_shock_waves_I._Effects_of_Lyman_$\alpha$,_Lyman_$\beta$,_and_two-photon_continuum |
| Authors |
A._Lehmann,_B._Godard,_G._Pineau_des_For\^ets,_and_E._Falgarone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01042 |
衝撃は星間および銀河間媒体に遍在しており、それらの化学的および放射的特徴がそれらが発生する物理的条件を明らかにします。原始星の流出、超新星残骸、銀河の流出など、多くの環境の物理を理解するには、すべての速度での衝撃の詳細な天体化学モデルが必要です。中速、静止、弱磁化、Jタイプ、分子ショックでの自己生成UV放射の正確な処理を提示します。Paris-Durham衝撃波コードで計算された衝撃波解は、マルチレベル加速$\Lambda$反復放射伝達アルゴリズムを使用して後処理され、Ly$\alpha$、Ly$\beta$、および2光子連続発光が計算されます。主要な原子および分子種のイオン化と解離、および光電効果による加熱に対するその後の影響は、波長に依存する断面積と流体速度プロファイルを考慮に入れています。速度$V=25-60$km/sの衝撃モデルを分析し、高密度（$n\geq10^4$${\rmcm}^{-3}$）のシールドガスで伝播します。自己吸収は、衝撃波の小さな領域にLy$\alpha$光子をトラップしますが、大部分はラインウィングに逃げます。臨界速度$V\sim30$km/sを超えると、衝撃によって標準ISRFの光子束を超えるLy$\alpha$光子束が生成されます。逃げる光子は、衝撃の前に暖かいスラブ（T〜100K）を生成し、イオン化前のCとSも生成します。これらの衝撃は、明るい原子の微細構造（OとSなど）と準安定状態（OとCなど）によって追跡されます。ライン、実質的な分子放出（H2、OH、COなど）、いくつかの種のカラム密度の向上（CH+やHCO+など）、およびH2Oの深刻な破壊。放射前駆体のダストの不透明度が許せば、衝撃の初期運動エネルギーの13〜21％がLy$\alpha$およびLy$\beta$光子に逃げます。
若いマグネターの地殻破壊率について
| Title |
On_the_rate_of_crustal_failures_in_young_magnetars |
| Authors |
Clara_Dehman_(ICE-CSIC),_Daniele_Vigan\`o_(ICE-CSIC),_Nanda_Rea_(ICE-CSIC),_Jose_A._Pons_(U._Alicante),_Rosalba_Perna_(U._Stony_Brook)_and_Alberto_Grac\'ia-Grac\'ia_(ICE-CSIC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00617 |
マグネターの活動は、その強力で動的な磁場によって駆動され、銀河系外の高速電波バーストのトリガーとして提案されています。ここでは、ホールドリフトやオーム散逸を含む詳細な磁気熱シミュレーションで磁気応力を計算することにより、若いマグネターの地殻破壊の頻度を推定します。出生時の初期の内部トポロジーはあまり知られていませんが、双極子よりもはるかに複雑になる可能性があります。したがって、我々は広範囲の初期構成を調査し、地殻破壊の予想される割合が初期の磁気構成に応じて桁違いに変化することを発見しました。私たちの結果は、この速度が、スピンダウントルクに関連する双極子成分の頻繁に使用される表面値ではなく、地殻の磁気エネルギーに比例することを示しています。与えられた双極子コンポーネントの地殻破壊の推定頻度は、新生児マグネターで支配的である可能性が高い地殻非双極子コンポーネントに分配される磁気エネルギーの量に応じて、さまざまな初期条件で桁違いに変化する可能性があります。予想されるイベント率の定量的信頼性は、コア内の磁気進化と弾性/塑性地殻応答のより良い処理によって改善される可能性がありますが、ここには含まれていません。それにもかかわらず、私たちの結果は、若い銀河マグネターの爆発率、および私たちや他の銀河の高速電波バーストとの関係をモデル化するのに役立つ入力です。
| Title |
Composition_determination_of_cosmic_rays_from_the_muon_content_of_the_showers |
| Authors |
A._C._Cobos,_A._D._Supanitsky_and_A._Etchegoyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00618 |
超高エネルギー宇宙線の起源と性質は謎のままです。しかし、ピエールオージェ天文台と望遠鏡アレイによる観測により、近年大きな進歩が見られました。特に、エネルギーの関数としての宇宙線の組成情報は、それらの起源を理解するための基本的な役割を果たすことができると考えられています。一次質量組成の最良の指標は、大規模な空気シャワーのミューオン含有量とシャワーの最大大気深さです。この研究では、地下ミューオン検出器によって測定されたミューオンの数に基づいて質量組成分析を実行する最尤法を検討します。分析は、シャワーの数値シミュレーションに基づいています。検出器によって導入された効果と実験データを再構築するために使用される方法も、シミュレートされたシャワーの情報を入力として使用する専用のシミュレーションを通じて考慮されます。この方法の使用法を説明するために、大規模なエアシャワーのミューオン含有量を直接測定するピエールオージェ天文台の低エネルギー拡張であるAMIGA（AugerMuonsandInfillfortheGroundArray）を検討します。また、実行された組成分析でさまざまな高エネルギーハドロン相互作用モデルを使用した場合の影響についても詳細に調査します。ミューオンの予測数の数パーセントの違いが、組成の決定に大きな影響を与えることがわかります。
金属量範囲全体にわたる連星中性子星合体による銀河のr過程濃縮に対する乱流混合の影響
| Title |
The_impact_of_turbulent_mixing_on_the_galactic_r-process_enrichment_by_binary_neutron_star_mergers_across_the_entire_metallicity_range |
| Authors |
Irina_Dvorkin,_Fr\'ed\'eric_Daigne,_St\'ephane_Goriely,_Elisabeth_Vangioni,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00625 |
合併率を実装した天の川銀河の進化の半解析モデルを使用して、バイナリ中性子星（BNS）の合併で生成された高速中性子捕獲（rプロセス）要素による星間物質の濃縮を研究します。最新の集団合成モデルと一致するBNS合併の時間遅延分布。r過程元素と鉄の相対的な存在量の分散を研究するために、我々は乱流混合スキームを適用しました。そこでは、新しく合成された元素が星間物質に徐々に分散されます。私たちのモデル内で、天の川の星で観測された存在量、特に低金属量での散乱は、BNSの合併によって完全に説明できることを示しています。我々の結果は、連星中性子星合体が低金属量環境におけるr過程要素の主要な源であり、太陽金属量における円盤星のr過程要素の主な源である可能性があることを示唆している。
| Title |
Inference_of_neutrino_flavor_evolution_through_data_assimilation_and_neural_differential_equations |
| Authors |
Ermal_Rrapaj,_Amol_V._Patwardhan,_Eve_Armstrong,_George_Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00695 |
コア崩壊超新星やバイナリコンパクトオブジェクトの合併などの高密度環境におけるニュートリノフレーバーの進化は、重要で未解決の問題を構成します。そのソリューションは、これらの環境でのダイナミクスと重元素元素合成に潜在的な影響を及ぼします。この論文では、モデルパラメータとニュートリノフレーバーの進化の歴史を推定するための推論ベースの手法を探求するための最近の研究に基づいています。データ同化、常微分方程式ソルバー、ニューラルネットワークを組み合わせて、非線形動的システムに合わせた推論アプローチを作成します。このアーキテクチャと単純な2ニュートリノ、2フレーバーモデルを使用して、4つの実験セットアップの助けを借りてさまざまな最適化アルゴリズムをテストします。この新しいアーキテクチャを進化的最適化アルゴリズムとともに使用すると、4つの実験でフレーバー履歴が正確にキャプチャされることがわかります。この作業は、推論技術を多数のニュートリノに拡張するためのより多くのオプションを提供します。
| Title |
The_effect_of_cooling_on_the_accretion_of_circumprimary_discs_inmerging_supermassive_black_hole_binaries |
| Authors |
Camilo_Fontecilla,_Giuseppe_Lodato_and_Jorge_Cuadra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00756 |
超大質量ブラックホール合体の最終段階では、重力波の放出により、エネルギーと角運動量がバイナリ軌道から効率的に除去され、コンパクトオブジェクト間の分離が縮小します。一次周囲の円盤が存在するシナリオでは、圧搾段階が発生し、円盤と二次ブラックホールの間の潮汐相互作用がガスを内側に押し出し、一次への降着率を高め、いわゆる電磁前駆体。これに関連して、3D流体力学シミュレーションを使用して、断熱的な一次降着円盤が、二次的な物体に落下するときに変化する重力ポテンシャルにどのように応答するかを研究します。パラメータ\beta=\Omegat_{cool}によって制御される冷却処方を含めました。これは、最終的な降着率の強さを決定します。より高温のディスクはより厚く、2進平面の外側のガスの潮汐相互作用は抑制されます。私たちの主な結果は、ガスが十分に速く冷却できないシナリオ（\beta>30）の場合、ディスクが厚くなり、システムが見えなくなるのに対し、\beta<10の場合、強力な冷却により、セカンダリの軌道への漏れがブロックされ、残りのシミュレーションを通じて、平均より2桁強い付着率の向上。
球状星団におけるX線源の質量分離効果の調査。 IV。 $ \ omega $星団でのブラックホール燃焼の証拠
| Title |
Exploring_the_Mass_Segregation_Effect_of_X-ray_Sources_in_Globular_Clusters._IV._Evidence_of_Black_Hole_Burning_in_$\omega$_Centauri |
| Authors |
Zhognqun_Cheng,_Zhiyuan_Li,_Wei_Wang,_Xiangdong_Li_and_Xiaojie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00908 |
球状星団（GC）の恒星の動的相互作用の高感度プローブとしてX線源を使用して、$\omega$Cenでの質量分離とバイナリ燃焼プロセスを研究します。X線源の質量分離が$\omega$Cenで抑制されるのに対し、$\omega$CenのX線源の存在量は他のGCよりもはるかに小さく、バイナリ硬度比（$L_として定義）であることを示します。{\rmX}/（L_{\rmK}f_{b}）$、$f_{b}$は二分数、$L_{\rmX}$および$L_{\rmK}$は累積$\omega$CenのGCのX線およびKバンドの光度）は、$L_{\rmX}/（L_{\rmK}f_{b}）-\sigma_{c}$のはるか下にあります。動的に正常なGCの相関線。これらの証拠は、バイナリ燃焼プロセスが$\omega$Cenで高度に抑制されており、他の「加熱メカニズム」、おそらくブラックホールサブシステム（BHS）が$\omega$Cenの動的進化に不可欠であることを示唆しています。「ブラックホール燃焼」プロセス（つまり、BHバイナリの動的硬化）を通じて、BHSは$\omega$Cenのエネルギー生産を支配しており、$\omega$Cenを重力波源の有望な工場にしています。ギャラクシー。
2019年の再発新星V3890Sgrの噴火：Swift、NICER、SMARTSによる観測
| Title |
The_2019_eruption_of_recurrent_nova_V3890_Sgr:_observations_by_Swift,_NICER_and_SMARTS |
| Authors |
K.L._Page_(1),_N.P.M._Kuin_(2),_A.P._Beardmore_(1),_F.M._Walter_(3),_J.P._Osborne_(1),_C.B._Markwardt_(4),_J.-U._Ness_(5),_M._Orio_(6,7)_and_K.V._Sokolovsky_(8,9)_((1)_University_of_Leicester,_(2)_MSSL/UCL,_(3)_Stony_Brook_University,_(4)_GSFC,_(5)_ESAC,_(6)_INAF-Osservatorio_di_Padova,_(7)_University_of_Wisconsin,_(8)_Michigan_State_University,_(9)_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01001 |
V3890Sgrは、これまでに3回爆発が見られた再発性の新星であり、最新の噴火は2019年8月27日UTに発生しています。この最新の爆発に続いて、ニールゲーレルスウィフト天文台が噴火から1日も経たないうちに、新星が太陽観測制約に入るまで、制約が終了した後に少数の追加観測が行われました。X線光度曲線は、最初のハードショック放出を示し、その後、8。5日頃にスーパーソフトソースフェーズが早期に開始され、26日目までにソフト放出が停止します。スーパーソフトスペクトルのピーク黒体温度とともに〜100eVであるため、これらのタイミングは、白色矮星の質量が〜1.3M_sunと高いことを示唆しています。UV測光光度曲線は単調に減衰し、減衰率はX線放射の変化とほぼ同時に何度も変化します。UVグリズムスペクトルは、輝線と連続発光の両方を示しており、N、C、Mg、Oの輝線が注目に値します。これらのUVスペクトルは、SMC減光法則を使用して最もよくデレッドされます。SMARTSからの光学スペクトルは、新星の噴出物とドナー星からの風との間の相互作用の証拠、および超軟X線光子によってフラッシュイオン化されている赤色巨星の拡張された大気を示しています。NICERからのデータは、5％の変調振幅を持つ一時的な83sの準周期的振動を明らかにし、超ソフトフェーズ中にそのような短い変動を示す新星のサンプルに追加します。
シミュレーションからのAGNの長期パワースペクトル密度の推定
パワースペクトル密度（PSD）は、活動銀河核（AGN）などの可変ソースにおける確率的またはランダムノイズタイプの変動を定量化する重要なプロパティを表します。近年、PSDの推定値は、観測された光度曲線の品質とシミュレーションによるモデリングの両方の改善によって洗練されています。これは、準周期的振動の重要性の評価を含む変動性の定量化に役立ちました。このような推定を行う際の中心的な仮定は、弱い非定常性の仮定です。これは、積分パワーが発散するため、べき乗則のPSDインデックスが1よりも急なソースでは違反します。結果として、フラックス確率密度関数（PDF）とPSDの推定値は相互に関連しています。一般に、光度曲線から両方のプロパティのパラメータを評価する場合、複雑で計算コストが高く、制約や解釈が難しい多次元、マルチパラメータモデルを回避することはできません。ただし、よくあることですが、PSDインデックスのみを計算したい場合は、より単純なモデルを使用できます。再構成の品質をテストするために、時系列シミュレーションへの入力として、単純なべき乗則の代わりに曲げべき乗則モデルを調査します。古典的なブレーザーMrk421の長期変動を調べると、Fermi-LATまたはSwift-BATライトカーブに典型的なように複数年に及ぶため、特徴的なタイムスケール$t_bでピンク（PSDインデックス1）からホワイトノイズへの遷移がわかります。\sim500-1000$年は、ディスクの切り捨て半径での粘性のタイムスケールに匹敵し、シミュレーションに適したモデルを提供しているようです。これは、PSDインデックスの計算に使用できる、物理的に動機付けられたモデルであると同時に、計算効率の高いモデルでもあります。
黒ゴケグモとセアカゴケグモからの超高エネルギーのバイナリー内衝撃放射によるX線
| Title |
X-ray_Through_Very-High-Energy_Intrabinary_Shock_Emission_from_Black_Widows_and_Redbacks |
| Authors |
Christian_J._T._van_der_Merwe,_Zorawar_Wadiasingh,_Christo_Venter,_Alice_K._Harding,_and_Matthew_G._Baring |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01125 |
ブラックウィドウとレッドバックシステムはコンパクトなバイナリで、ミリ秒パルサーが加熱され、相対論的な粒子と放射の強風によって低質量のコンパニオンをアブレーションすることさえあります。このようなシステムでは、バイナリ内衝撃が粒子加速および関連する非熱放射のサイトとして形成される可能性があります。軸対称の定常状態アプローチでの拡散、対流、放射エネルギー損失など、選択したスパイダーバイナリのX線およびガンマ線シンクロトロンと逆コンプトンスペクトル成分をモデル化します。新しいマルチゾーンコードは、エネルギーに依存する光度曲線と軌道位相分解スペクトルを同時に生成します。パラメータ研究を使用し、観測されたX線スペクトルと光度曲線、および利用可能な場合はフェルミ大面積望遠鏡スペクトルをシンクロトロンコンポーネントと照合することで、特定のモデルパラメータを制約できます。PSRJ1723--2837の場合、これらは特に、衝撃接線に沿って移動するプラズマの磁場とバルクフロー速度、衝撃加速効率、およびパルサーによって加速されるペアの多重度とスペクトルです。これにより、予想される高エネルギーおよび超高エネルギーのガンマ線フラックスのよりロバストな予測が可能になります。ホットまたはフレアの仲間がいる近くのパルサーは、将来のチェレンコフ望遠鏡アレイの有望なターゲットになる可能性があることがわかりました。さらに、多くのスパイダーは、AMEGOやe-ASTROGAMなどの将来のMeVバンドミッションに大きな関心を寄せる可能性があります。
| Title |
Closure_Traces:_Novel_Calibration-Insensitive_Quantities_for_Radio_Astronomy |
| Authors |
Avery_E._Broderick_and_Dominic_W._Pesce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00612 |
閉鎖位相と閉鎖振幅は、不確実なステーションゲインに鈍感であるため、現代の天文干渉計にとって重要であることが証明されています。ステーションゲインと偏光リークの両方に影響されないパラレルハンドとクロスハンドの可視性から構築されたクロージャー量の最初のセットを提示します。これらの複雑な「クロージャトレース」は、クロージャの振幅とクロージャフェーズの自然な拡張であり、偏光された可視性のすべてのステーションベースの線形破損から独立しており、可視性データに存在するすべての残りの情報を含むという意味で完全です。いわゆる「共役」四角形のクロージャートレースの生成物は、ストークス$I$構造の変動とは無関係に、光源の偏光部分の構造にのみ敏感であり、それによって天文学的な光源の偏光の明確なプローブを提供します。
Pix2Prof：ディープラーニングによる銀河画像からの連続情報の高速抽出
| Title |
Pix2Prof:_fast_extraction_of_sequential_information_from_galaxy_imagery_via_deep_learning |
| Authors |
Michael_J._Smith_(Hertfordshire),_Nikhil_Arora_(Queen's),_Connor_Stone_(Queen's),_St\'ephane_Courteau_(Queen's),_James_E._Geach_(Hertfordshire) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00622 |
銀河表面輝度（SB）プロファイルの測定における手動の手順を排除するディープラーニングモデルである「Pix2Prof」を紹介します。あらゆる種類の銀河の「プロファイル」は、概念的には画像のキャプションに似ていると私たちは主張します。このアイデアにより、自然言語処理の分野の画像キャプション手法を活用できるため、Pix2ProfをSBプロファイルの推測に適したフロートシーケンスの「キャプション」モデルとして設計します。Courteau（1996）によって記述された銀河SBフィッティング法、いくつかの手動ステップを伴うアルゴリズムを近似することによって、この手法を示します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース10（DR10）のg、r、およびiバンド画像を使用して、5367画像とSBプロファイルのペアでPix2Profをトレーニングします。300SDSSDR10銀河画像-g、r、およびiバンドのそれぞれのSBプロファイルペアでPix2Profをテストして、インタラクティブな手動測定と自動抽出の間の平均SB偏差を較正し、手動方法のミラーリングにおけるPix2Profの有効性を示します。Pix2Profは、IntelXeonE5-2650v3では1秒あたり$\sim1$の画像を処理し、NVIDIATESLAV100では1秒あたり$\sim2$の画像を処理し、手動インタラクティブ方式の速度を2桁以上向上させます。重要なことに、Pix2Profは手動での操作を必要とせず、銀河プロファイルの推定は驚異的並列問題であるため、多数のPix2Profインスタンスを同時に実行することでスループットをさらに向上させることができます。見方をすれば、Pix2Profは、単一のNVIDIADGX-2システムで$10^5$銀河のプロファイルを推測するのに1時間もかかりません。一人の人間の専門家が同じタスクを完了するのに約2年かかります。このような自動化された方法論は、何億ものターゲットを生み出すと予想される次世代の大面積の空の調査の分析を加速します。このような場合、すべての手動によるアプローチ（多数の専門家が関与するアプローチであっても）は実用的ではありません。
Dragonfly TelephotoArrayを使用した広視野超狭帯域通過イメージング
| Title |
Wide-field_ultra-narrow-bandpass_imaging_with_the_Dragonfly_Telephoto_Array |
| Authors |
Deborah_M._Lokhorst,_Roberto_G._Abraham,_Pieter_van_Dokkum,_Seery_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00686 |
DragonflyTelephotoArrayに広視野狭帯域光観察機能を追加する計画について説明します。私たちの計画は、アレイを構成する各レンズの前に超狭帯域通過干渉フィルター（$\Delta\lambda\約1$nm）を配置するデバイスである「DragonflyFilter-Tilter」の開発に焦点を当てています。フィルタは、収束ビームではなく光学システムの入射瞳にあるため、収束する光円錐によって性能が低下することはありません。これにより、Dragonflyは、従来の狭帯域フィルターを使用する望遠鏡よりも1桁狭いスペクトル帯域通過で画像化できるため、拡張された低表面輝度線放射のコントラストと検出可能性が大幅に向上します。フィルタを傾けることにより、透過曲線の中心波長を7nmの範囲で調整できます。これは、銀河系外のターゲットの約20Mpcの物理的な距離範囲に対応します。私たちのアプローチのさらなる利点は、オンバンド観測と同時にオフバンド観測を取得できることです。そのため、急激な空の変動によって発生する系統的なエラーを高精度で除去できます。これらの特性を総合すると、私たちのイメージングシステムは、非常にかすかな低表面輝度線の発光を検出できるはずです。DragonflyTelephotoArrayの将来のバージョンは、局所銀河の銀河周辺の媒体を直接画像化するために必要な感度を備えている可能性があります。このホワイトペーパーでは、コンセプトの詳細な説明を提供し、機器の背後にある重要なアイデアを検証するために使用される実験室での測定値を示します。
第三世代重力波検出器による恒星崩壊の物理的性質の推測
| Title |
Inferring_physical_properties_of_stellar_collapse_by_third-generation_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Chaitanya_Afle_and_Duncan_A_Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00719 |
銀河核崩壊超新星は、重力波の考えられる原因の1つです。放射された重力波から崩壊する前駆体の特性を抽出する重力波観測所の能力を調査します。さまざまな前駆体コアの回転速度と核の状態方程式を探索する超新星のシミュレーションを使用し、重力波パラメーター推定を使用してこれらの特性を決定する現在および将来の観測所の能力を調べます。シミュレーションカタログの主成分分析を使用して、波形の主要な特徴を決定し、波形の測定された特性と前駆体の物理的特性の間のマップを作成します。ベイズパラメータ推論とパラメータマップを使用して、重力波観測が与えられた場合の物理的特性の事後確率を計算します。位置エネルギー（$\beta$）に対する前駆体のコア回転運動エネルギーの比率とバウンス後の振動周波数を推定します。$\beta=0.02$の銀河中心（8.1kpc）の距離にある超新星の場合、私たちの方法は、AdvancedLIGOの$90\％$信頼区間$0.02$で$\beta$を推定でき、Cosmicの$0.002$に向上します。冒険者。CosmicExplorerで観測された信号に対してコアが十分に高速で回転している場合、この方法では、陽子中性子星のバウンス後の振動周波数を$10$〜Hz（$90\％$信頼区間）以内の精度で抽出できることを示します。核の状態方程式を制約します。マゼラン雲（48.5kpc）の距離にある超新星の場合、これらのパラメーターを測定するCosmicExplorerの能力は、回転の場合は$0.009$に、バウンス後の振動周波数の場合は$〜50$〜Hzにわずかに減少します（$90\％$信頼区間）。マゼラン雲のソースは、AdvancedLIGOがこれらのプロパティを測定するには遠すぎます。
大型ラテンアメリカミリメータアレイ（LLAMA）は、アルゼンチンのサルタ州のプナデアタカマ砂漠で建設中のVLBI機能を備えた多目的シングルディッシュ12m電波望遠鏡です。この論文では、アルゼンチンとブラジルの間のこの天文学的協力のプロジェクト、機器、現在の状況、および科学的目標をレビューします。
深層学習によるDA白色矮星の大気パラメータの推定
| Title |
Estimating_Atmospheric_Parameters_of_DA_White_Dwarf_Stars_with_Deep_Learning |
| Authors |
Yong_Yang,_Jingkun_Zhao,_Jiajun_Zhang,_Xianhao_Ye_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00905 |
白色矮星（WD）の大気パラメータの決定は、それらの研究にとって非常に重要です。従来の方法論は、モデルスペクトルを観測された吸収線に適合させ、$\chi^2$エラーが最小のパラメーターを報告することです。これは、常に公的にアクセスできるとは限らない理論モデルに強く依存しています。この作業では、水素が支配的な大気のWDに対応するDAスター（DA）のTeffとloggをモデルに依存せずに推定するための深層学習ネットワークを構築します。ネットワークは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）で分光的に確認されたDAの全光波長範囲の正規化されたフラックスピクセルで直接トレーニングおよびテストされます。テストパーツでの実験では、Teffとloggの二乗平均平方根誤差（RMSE）がそれぞれ900Kと0.1dexに近づくことがわかりました。この手法は、Teffが5000Kから40000Kで、loggが7.0dexから9.0dexのDAに適用できます。さらに、このメソッドの適用性は、解像度が低下した$\sim200$のスペクトルに対して検証されます。したがって、中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）によって検出されるDAの分析にも実用的です。
EvryFlare III：EvryscopeとTESSによって同時に観察された数十のスーパーフレアの温度変化と居住性への影響
| Title |
EvryFlare_III:_Temperature_Evolution_and_Habitability_Impacts_of_Dozens_of_Superflares_Observed_Simultaneously_by_Evryscope_and_TESS |
| Authors |
Ward_S._Howard,_Hank_Corbett,_Nicholas_M._Law,_Jeffrey_K._Ratzloff,_Nathan_Galliher,_Amy_L._Glazier,_Ramses_Gonzalez,_Alan_Vasquez_Soto,_Octavi_Fors,_Daniel_del_Ser,_Joshua_Haislip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00604 |
スーパーフレアは、岩が多いハビタブルゾーンのM-矮星惑星（M-Earths）に生物学的に関連する紫外線の主要な源を提供し、惑星の大気と表面生命の条件を変える可能性があります。ラインと連続体のフレア放射の組み合わせは、通常、9000Kの黒体で近似されています。スーパーフレアが高温の場合、UV放射は光学系から予測されるよりも10倍高くなる可能性があります。しかし、M-矮星のスーパーフレアが9000Kを超える温度に達するまでの期間は不明です。多波長の高ケイデンス観測で記録されたのは、ほんの一握りのM-矮星のスーパーフレアです。EvryscopeとTESSの同時観測を使用して、文献のイベントの総数を2倍にし、M-矮星スーパーフレアの温度進化の最初の体系的な調査を提供します。また、公開された時間分解黒体進化を伴う超フレアM矮星の数を約10倍に増やします。27個のK5-M5矮星からの42個のスーパーフレアについて、2分のケイデンスで温度を測定します。スーパーフレアのピーク温度（フレアFWHMに対応する温度の平均として定義）は、フレアエネルギーとインパルスとともに増加することがわかります。14,000Kを超える温度でフレアが放出される時間は、エネルギーに依存することがわかります。フレアの43％が14,000K以上、23％が20,000K以上、5％が30,000K以上を放出していることがわかりました。最大で最も高温のフレアは一時的に42,000Kに達しました。一部は14,000Kに達しません。スーパーフレアの間、M-<200Myrの星を周回する地球は、通常、最大120Wm^-2および最大10^3Wm^-2の大気圏のUV-Cフラックスを受け取り、ProximaCenからの時間平均XUVフラックスの100-1000倍です。。
オリオン原始星のVLA / ALMA新生ディスクおよび多重度（VANDAM）調査。 III。原始星ディスクの下部構造
| Title |
The_VLA/ALMA_Nascent_Disk_and_Multiplicity_(VANDAM)_Survey_of_Orion_Protostars._III._Substructures_in_Protostellar_Disks |
| Authors |
Patrick_D._Sheehan,_John_J._Tobin,_Sam_Federman,_S._Thomas_Megeath_and_Leslie_W._Looney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00606 |
$\sim1-10$Myrの古い原始惑星系円盤の下部構造の普及は、しばしば惑星形成に関連しており、そのような特徴がどのように早く形成されるか、そして当然の結果として、どのように初期の惑星形成が始まるかという問題を提起しました。ここでは、VLA/ALMAの新生ディスクからの7つの原始星ディスク（$\sim0.1-1$Myr）の観測と、明確な下部構造を示すOrion原始星の多重度調査（VANDAM：Orion）を示し、これらの特徴が形成されることを示します。ディスクの寿命の早い段階で。単純な解析モデルと詳細な放射伝達モデリングを使用して、それらの構造を特徴付けます。特に、ソースの少なくとも4つが比較的大きなエンベロープを持っていることを示しています。これは、それらが特に若く、おそらくこれまでに知られている下部構造を持つ最年少のディスクであることを示しています。これらのディスクのいくつかは、リング構造の中心からオフセットされた内部ディスクからの放射も持っています。ディスクのクリアされた領域のサイズを考えると、しかしながら、これらの特徴が惑星形成に関連しているかどうか、あるいはむしろそれらが初期の密接な分離バイナリ形成の道標であるかどうかは不明です。
タイプIcSN2020oiおよびブロードラインIcSN2020bvcの近赤外および光学観測：一酸化炭素、ダストおよび高速超新星噴出物
| Title |
Near-Infrared_and_Optical_Observations_of_Type_Ic_SN2020oi_and_broad-lined_Ic_SN2020bvc:_Carbon_Monoxide,_Dust_and_High-Velocity_Supernova_Ejecta |
| Authors |
J._Rho,_A._Evans,_T._R._Geballe,_D._P._K._Banerjee,_P._Hoeflich,_M._Shahbandeh,_S._Valenti,_S.-C._Yoon,_H._Jin,_M._Williamson,_M._Modjaz,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_C._Pellegrino,_J._Vinko,_R._Cartier,_J._Burke,_C._McCully,_H._An,_H._Cha,_T._Pritchard,_X._Wang,_J._Andrews,_L._Galbany,_M._L._Graham,_S._Blinnikov,_V._Joshi,_A._Pal,_L._Kriskovics,_A._Ordash,_R._Sazkats,_K._Vida,_Z._Chen,_X._Li,_J,_Zhang,_and_S._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00662 |
ジェミニ、LCO、SOAR、およびその他の地上望遠鏡を使用して、銀河M100のタイプIc超新星（SN）2020oiとUGC9379の幅広のタイプIcSN2020bvcの近赤外線および光学観測を示します。爆発以来63日目のSN2020oiの近赤外スペクトルは、強いCO放出と、タイプIcSNからの最初の明確なダスト検出であるKバンド連続体の上昇を示しています。非LTECOモデリングは、COがまだ光学的に厚いこと、およびCO質量の下限が0.001Msunであることを示しています。ダスト温度は810Kで、ダスト質量は〜10^（-5）Msunです。塵が噴出物で新たに形成される可能性、既存の星周円盤で加熱された塵、および赤外線エコーの可能性を探ります。SN2020oiの光度曲線は、標準的な爆発エネルギー、0.07MsunNi質量、および0.7Msunエジェクタ質量を持つSTELLAモデルと一致しています。〜10^（52）erg、0.4MsunNi質量、6.5Msun噴出物質量、星周物質を含む高爆発エネルギーのモデルは、SN2020bvcの二重ピーク光度曲線を再現します。IRCa〜IIトリプレット、1.043ミクロンのS〜I、および5169オングストロームのFe〜IIの吸収特性の時間的変化を観察します。青方偏移した線は、SN2020bvcで最大60,000km/s、SN2020oiで最大20,000km/sの高速を示し、膨張速度は光学的最大値の前に急速に低下します。1.4〜10ミクロンのCOおよびSiO分子バンドのスペクトルシグネチャと診断を提示します。
対不安定型ギャップのブラックホールの恒星合体シナリオ
| Title |
The_Stellar_Merger_Scenario_for_Black_Holes_in_the_Pair-instability_Gap |
| Authors |
M._Renzo,_M._Cantiello,_B._D._Metzger,_Y.-F._Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00705 |
GW190521の最近の検出は、予測されたブラックホール対不安定型質量ギャップを埋める方法についてのアイデアを刺激しました。提案されているシナリオの1つは、対不安定型超新星の2つの星が動的に融合して、小さなコアと特大のエンベロープを持つ星を形成することです。合併中にコアの成長がないことを強制するアドホックな初期条件から始めて、詳細な恒星進化計算でこのシナリオを調査します。このシナリオが克服しなければならない主な課題、特に合併時、その後の進化、およびコア崩壊時にその質量を十分に保持する必要があることを概説します。これらの大規模な合併製品はヘリウムが豊富である可能性が高く、残りの寿命のほとんどを、高光度青色変光（LBV）噴火に似たエンベロープの不安定性が予想されるヘルツシュプルングラッセル図の領域内で過ごすことがわかりました。星の逆反応を無視した質量損失の量の精力的な推定は、低金属量で除去できる質量の総量がであることを示唆しています。1M。これは十分に小さいので、コア崩壊時に、私たちのモデルは、LIGO/Virgoによって検出された最近のものと同様に、対不安定型ギャップにブラックホールを形成するのに十分な質量を保持しています。ただし、このシナリオの実行可能性を確認するには、合併時の質量損失とコア崩壊時のニュートリノ駆動の質量損失をこれらのモデルで定量化する必要があります。
若い前遷移ディスクシステムDoAr44（V2062〜Oph）における磁気圏降着過程の調査。多波長干渉、分光偏光、および測光観測キャンペーン
| Title |
Investigating_the_magnetospheric_accretion_process_in_the_young_pre-transitional_disk_system_DoAr_44_(V2062~Oph)._A_multiwavelength_interferometric,_spectropolarimetric,_and_photometric_observing_campaign |
| Authors |
J._Bouvier,_E._Alecian,_S.H.P._Alencar,_A._Sousa,_J.-F._Donati,_K._Perraut,_A._Bayo,_L.M._Rebull,_C._Dougados,_G._Duvert,_J.-P._Berger,_M._Benisty,_K._Pouilly,_C._Folsom,_C._Moutou,_and_the_SPIRou_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00887 |
若い星は、強い磁気圏を介して降着円盤と相互作用します。若い恒星系DoAr44の磁気圏降着過程を調査します。高分解能の光学および近赤外分光偏光法と、長ベースラインの近赤外干渉法および多色測光を組み合わせて、いくつかの回転サイクルにわたってシステムを監視しました。DoAr44は、若い1.2太陽質量星であり、その円盤から適度に降着しており、低い傾斜で見られます。システムの光度曲線から2.96dの自転周期を導き出します。降着漏斗の流れと降着衝撃を精査するいくつかの光学的および近赤外ラインプロファイルは、恒星の自転周期で変調されます。最も変化しやすいラインプロファイルであるHeI1083nmは、変調された赤方偏移の翼に降着漏斗の流れの兆候を示し、一時的な流出を示す深い青方偏移の吸収を示します。Zeeman-Doppler分析は、星が主に双極子磁場をホストし、約20度傾斜していることを示唆しています。スピン軸上に、光球で約800Gに達する強度で、降着衝撃に最も近い2+/-0.8kGまで。磁場は、約4.6恒星半径（0.043au）の距離で、共回転半径に近い内側の円盤を破壊するのに十分強いように見えます。これは、長いベースライン干渉法から磁気圏のサイズに対して導出した5つの恒星半径（0.047au）の上限をサポートします。DoAr44は、移行前のディスクシステムであり、星周円盤に25〜30auのギャップがあり、内側と外側のディスクの位置がずれています。0.1au以下のスケールで、我々の結果は、システムがその内部ディスクからその傾斜した双極子磁気圏を通って着実に降着することを示しています。高度に構造化された外側の円盤、おそらく進行中の惑星形成の兆候にもかかわらず、磁気圏降着プロセスは星と円盤の相互作用レベルで妨げられることなく進行すると結論付けます。
2つのウォルフ・ライエ星の磁場の探索とWR55の可変磁場の発見
| Title |
The_search_for_magnetic_fields_in_two_Wolf-Rayet_stars_and_the_discovery_of_a_variable_magnetic_field_in_WR55 |
| Authors |
S._Hubrig,_M._Sch\"oller,_A._Cikota,_S.P._Jarvinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00983 |
ウォルフ・ライエ（WR）星の磁場は十分に調査されていませんが、間接的な証拠があります。スペクトル変動とX線放射から、磁場はこれらの星に存在するはずです。WR星は進化の進んだ段階にあり、水素のエンベロープを失っていますが、その濃い風のために恒星の核はほとんど観測できません。最も進化した大質量星の磁場の存在に対する期待を実証するために、FORS2分光偏光観測を使用して磁場の存在を検索するために、2つのWR星、WR46とWR55を選択しました。WR55では、数百ガウスのオーダーの可変平均縦磁場の形式的に明確な検出を実現します。環状星雲RCW78と分子環境に関連するこの星の磁場検出は、星形成を理解する上で非常に重要です。WR46では有意水準3シグマでの磁場検出は達成されませんでしたが、測定された磁場強度の変動は、FUSE観測によって以前に示唆された15.5時間の自転周期でかなりうまく位相調整できます。
$ \ gamma $線バイナリLSI +61303の光学直線偏光の軌道変動と軌道パラメータの新しい制約
| Title |
Orbital_variability_of_the_optical_linear_polarization_of_the_$\gamma$-ray_binary_LS_I_+61_303_and_new_constraints_on_the_orbital_parameters |
| Authors |
Vadim_Kravtsov,_Andrei_V._Berdyugin,_Vilppu_Piirola,_Ilia_A._Kosenkov,_Sergey_S._Tsygankov,_Maria_Chernyakova,_Denys_Malyshev,_Takeshi_Sakanoi,_Masato_Kagitani,_Svetlana_V._Berdyugina,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00999 |
$\gamma$線バイナリLSI+61303の直線偏光と明るさの変動性を研究しました。マウナにある2.2mの遠隔制御UH88望遠鏡でDipol-2偏光計を使用して高精度BVR光偏光観測を実施しました。2016年から2019年にかけて、ハレアカラ天文台（ハワイ）にあるケア天文台と60cm東北望遠鏡で140泊以上。固有偏光$\theta\simeq11^\circ$の位置角を決定しました。これは、空の平面へのBe星の減光円盤軸の投影に関連付けるか、$90^\だけ異なる可能性があります。circ$。Lomb-Scargle法を使用して、偏光測定データと測光データのタイミング分析と周期検索を実行しました。すべての通過帯域で、正規化されたストークスパラメータ$q$および$u$の統計的に有意な周期的変動が見つかりました。変動の最も重要な期間$P_\text{Pol}=13.244\pm0.012$dは、公転周期$P_\text{orb}=26.496$dの半分に等しくなります。Be星を周回する雲によるトムソン散乱のモデルを使用して、小さな離心率$e<0.2$や$\phi_\text{p}\upperx0.6$の周星期位相など、軌道パラメーターの制約を取得しました。ラジオ、X線、TeV放射のピークと一致します。これらの制約は、空のデクリションディスク平面の方向に関する仮定とは無関係です。また、視線速度からの軌道パラメータの以前の測定値との明らかな不一致についても広範囲に説明します。3年間の測光データを公転周期で折りたたむことにより、最大輝度のモーメントの線形位相シフトを発見し、超軌道変動の存在の可能性を確認しました。
M超巨星高質量X線連星4U1954 + 31
X線連星4U1954+31は、M巨星と中性子星（NS）を含む低質量X線連星（LMXB）として分類されています。また、まれなクラスのX線共生星（SyXB）にも含まれています。M星のガイア視差、赤外線色、スペクトル型、存在量、および軌道特性は、このシステムのクールな星が低質量の巨星ではなく、高質量のM超巨星であることを示しています。したがって、4U1954+31は、後期型の超巨星を含む高質量X線連星（HMXB）です。これは、このタイプの唯一の既知のバイナリシステムです。MIの質量は9$^{+6}_{-2}$M$_\odot$であり、このシステムの年齢は12〜50Myrの範囲であり、NSは43Myr以下です。NSの自転周期は、最も長い既知の5時間の1つです。MIとNSの連星システムの存在は、恒星進化論と一致しており、このシステムはHMXB集団のより進化したメンバーです。
| Title |
Gravitational_wave_lensing_beyond_general_relativity:_birefringence,_echoes_and_shadows |
| Authors |
Jose_Mar\'ia_Ezquiaga_and_Miguel_Zumalac\'arregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12187 |
光としての重力波（GW）は、介在する物質によって重力レンズ化され、それらの軌道を偏向させ、それらの到着を遅らせ、時には複数の画像を生成します。一般相対性理論（GR）を超えた理論では、新しい重力の自由度により、GWレンズに複雑さと豊かさの層が追加されます。新しいフィールドとの動的相互作用を含む、一般的な時空にわたるGRを超えたGW伝搬を計算するための形式を開発します。私たちのフレームワークは、短波展開の先頭にある動的伝搬固有状態（メトリックフィールドと追加フィールドの線形結合）を特定することに依存しています。これらの固有状態と、それらがレンズの周りで異なる伝搬速度を獲得する条件を決定します。固有状態間の速度の違いは、電磁気の対応物なしで観察可能なメトリック偏光（$h_+、h_\times$の直交重ね合わせ）間の時間遅延を含む複屈折現象を引き起こします。特に、GWエコーは、累積遅延が信号の持続時間よりも大きい場合に生成されますが、時間遅延が短い場合は、波形のスクランブルが生成されます。また、非伝搬メトリック成分がレンズの周りの追加フィールドの背景によって供給されるため、GWシャドウの形成についても説明します。例として、Vainshteinスクリーニングを使用した四次ホルンデスキー理論に方法論を適用し、複屈折効果がマルチメッセンジャーイベントGW170817からの制約を補完するパラメーター空間の領域をプローブすることを示します。将来的には、活動銀河核などの密集した環境の近くで融合する、識別された強いレンズのGWとブラックホール連星が、これらの新しい重力テストの可能性を満たします。
ブラックホール連星の動的捕獲からの効果的な一体波形
| Title |
Effective-one-body_waveforms_from_dynamical_captures_in_black_hole_binaries |
| Authors |
Alessandro_Nagar,_Piero_Rettegno,_Rossella_Gamba,_and_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2009.12857 |
動的捕捉は、BBH合併の可能な形成チャネルであり、高度に偏心した合併ダイナミクスと、準円形合併とは形態学的に異なる重力波（GW）信号をもたらします。地上ベースまたは宇宙ベースのGW干渉計によるこれらの合併の将来の検出は、天体物理学のブラックホールに関する貴重な洞察を提供できますが、分析には正確な予測と専用の波形モデルが必要です。任意の質量比と非処理スピンを伴う動的捕獲ブラックホール連星からの多極併合リングダウン波形の最先端の実効一体型（EOB）モデルを提示します。このモデルは、準円形の場合に使用される式に一般的なニュートンの前因子を組み込むことによって得られる一般的な軌道に沿った放射反応と波形の分析的記述に依存しています。これは、一般的な連星ブラックホール合体およびGWデータ分析のための波形を生成するためのツールを提供します。モデルは、直接的な急落から、合併に至るまでの連続した接近遭遇まで、動的キャプチャの豊富な現象を確実に説明することを示しています。パラメータ空間は、初期エネルギーと角運動量の観点から完全に特徴付けられています。私たちのモデルは、10個の等質量、非回転、双曲線遭遇数値相対論（NR）シミュレーションからの散乱角を数パーセント再現します。6PNの結果をEOBポテンシャルの1つに組み込み、現在未知の分析パラメータを調整することにより、合意をさらに改善することができます。私たちの結果は、双曲線遭遇（および動的キャプチャ）のNRシミュレーションを使用して、現在および将来のGW検出器の一般的なBBHマージ/遭遇のEOB波形モデルに通知できることを示唆しています。
スカラー場の漸近安全性の制約力
暗黒物質、インフラトン、動的暗黒エネルギー、および標準模型を超えるヒッグスセクターに対する潜在的な重要性に照らして、漸近的に安全な量子重力と結合したスカラー場の現象論を探求します。この作業は、漸近安全パラダイムの制約力を活用することにより、漸近的に安全な湿地の境界を描くための一歩です。まず、量子重力変動がスカラーポテンシャルを平坦性に向かわせる可能性があるという兆候を強化し、インフレとダークエネルギーに興味深い影響を与える可能性があります。次に、漸近的安全性がスカラー暗黒物質のモデルのパラメーター空間の大部分を除外する方法を探ります。第三に、トップクォークの質量が有限である漸近的に安全な不動点で、非最小のヒッグス-曲率結合が制約される可能性があるというヒントを発見します。最後に、素粒子物理学と宇宙論における漸近的安全性の制約力を組み合わせることにより、ヒッグスインフレーションが漸近的に安全な沼地にあるというヒントを見つけます。要約すると、漸近的安全性の抑制力と、その結果として生じる漸近的に安全な湿地の大部分についての以前の兆候を強化します。
暗黒物質は、原子暗黒物質（aDM）の形で散逸性の非対称サブコンポーネントを持つことができます。これは、暗い複雑さの多くのシナリオで発生し、ミラーツインヒッグスモデルなど、中立的な自然さの予測です。白色矮星の冷却がどのようにaDMに強い限界をもたらすかを初めて示します。暗黒光子とSM光子の間に小さな運動混合が存在する場合、星はそれらのコアに原子暗黒物質を蓄積すると予想され、それが暗黒光子の形でエネルギーを放射します。白色矮星の場合、このエネルギー損失はそれらの冷却速度に検出可能な影響を与える可能性があります。白色矮星の光度関数の測定値を使用して、DM質量の何桁にもわたって、$\epsilon\sim10^{-12}$の値まで、暗い光子と可視光子の間の動的混合パラメーターを厳密に制約します。この方法を使用すると、aDMが暗黒物質の総密度の$10^{-3}$という小さな部分を構成するシナリオを制約できます。私たちの方法は、特にaDMが暗いディスクに配置されているシナリオでは、aDMをプローブする他の方法を非常に補完します。これにより、直接検出が非常に困難になる可能性がありますが、実際には冷却の制約がわずかに強化されます。
MHD乱流：偏ったレビュー
このレビューは、過去数年間の進展を標準的なタイムライン（コルモゴロフからイロシュニコフ-クライヒナンからゴールドライヒ-スリダールからボルディレフ）の文脈に置いています。ボルディレフのアラインメント理論がRMHD再スケーリング対称性に違反しているというベレスニャックの異議は、後者が間欠性効果として理解されれば、アラインメントと調和させることができると主張されています。したがって、この解釈で復元されたBoldyrevのスケーリングは、乱流システムにおける間欠性の物理理論の例です。整列した構造の出現は再結合の物理学をもたらすので、MHD乱流の理論は引き裂きと現在のシートの破壊の物理学と絡み合っています。Loureiro、Malletらによるこれに関する最近の研究。がレビューされ、最終的に散逸スケールに至るまでのMHDカスケードのかなり完全な全体像が得られたと主張されています。この写真は、散逸カットオフのベレスニャックのコルモゴロフスケーリングをボルディレフの整列したカスケードと調和させているように見えます。これらのアイデアはまた、再接続によって制御され、その強い平均場の対応物と同様の引き裂き媒介カスケードを小規模に含むと主張されている飽和MHDダイナモの理解におけるいくらかの進歩を可能にします。この核となる物語の余白で、標準的な弱いMHD乱流理論は調整が必要であると主張されており、そのためのスキームが提案されています。-波のカスケード。これで、大規模なMHDカスケードの全体像が完成しました。不均衡なMHD乱流、残留エネルギー、MHD乱流のサブビスカスおよび減衰レジーム（再接続が再び顕著に現れる）に関して、多くの未解決の問題が調査されます。それらについてのいくつかの新しいアイデアが提案されています。最後に、研究の自然な方向性は現在、MHDから離れて運動領域に向かっていると主張されています。
ParaMonte :: Pythonライブラリを介した高速で完全に再現可能なシリアル/パラレルモンテカルロおよびMCMCシミュレーションと視覚化
| Title |
Fast_fully-reproducible_serial/parallel_Monte_Carlo_and_MCMC_simulations_and_visualizations_via_ParaMonte::Python_library |
| Authors |
Amir_Shahmoradi,_Fatemeh_Bagheri,_Joshua_Alexander_Osborne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00724 |
ParaMonte::Python（PythonのParallelMonteCarloの略）は、数学的な目的関数、特にベイズモデリングのパラメーターの事後分布をサンプリングするための（マルコフ連鎖）モンテカルロ（MCMC）ルーチンのシリアルおよびMPI並列化ライブラリです。データ科学、機械学習、および一般的な科学的推論における分析。ParaMonte::Pythonライブラリは、高速で高性能なシリアル/パラレルモンテカルロおよびMCMCサンプリングルーチンへのアクセスを提供することに加えて、ベイジアンでのモデルキャリブレーションと不確実性の定量化のプロセスを自動化および合理化することを目的とした広範な後処理および視覚化ツールを提供しますデータ解析。さらに、ParaMonte::Pythonサンプラーの自動的に有効化された再起動機能により、中断が発生した場合に、モンテカルロシミュレーションのシームレスで完全に決定論的な将来の再起動が保証されます。ParaMonte::PythonライブラリはMITライセンスであり、https：//github.com/cdslaborg/paramonte/tree/master/src/interface/PythonのGitHubで永続的に維持されます。
スピン偏極した$ \ beta $-安定した中性子星物質：核対称エネルギーとGW170817制約
| Title |
Spin-polarized_$\beta$-stable_neutron_star_matter:_the_nuclear_symmetry_energy_and_GW170817_constraint |
| Authors |
Ngo_Hai_Tan,_Dao_T._Khoa,_and_Doan_Thi_Loan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00869 |
回転するパルサーの磁場は非常に強いため、中性子星（NS）物質の状態方程式（EOS）はバリオンのスピン偏極の影響を大きく受ける可能性があります。本研究では、スピン偏極核子のEOSを、非相対論的ハートリーフォック形式で調べ、そのスピンとスピンアイソスピン依存性を正確に調整した現実的な密度依存核子-核子相互作用を使用して、ブリュックナー-ハートリーフォックスピン偏極核子の結果。核対称エネルギーと陽子分率は、バリオンのスピン偏極の増加とともに大幅に増加することがわかり、マグネターの冷却における直接ウルカ過程の確率が高くなります。バリオンのさまざまなスピン偏極で得られた$\beta$安定np$e\mu$物質のEOSは、NSの静水圧構成を決定するためのトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式の入力として使用されます。NSの半径$R_{1.4}$に対するGW170817の制約と$M\upperx1.4_\odot$に基づくと、平均場の結果は、NSマージで最大$60〜\％$のバリオンがスピンする可能性があることを示しています。-分極。この結果は、メッツガーらによって提案されたGW170817の青いキロノバ噴出物のマグネター起源を裏付けています。したがって、バリオンのスピン偏極は、計算されたものを比較する前に、NS物質のEOSの多体計算で適切に処理する必要があります。マルチメッセンジャーGW170817観測によって制約されたNS質量と半径。
地上ベースの重力波検出器によるコンパクト星の双曲線遭遇の検出可能性
| Title |
Detectability_of_hyperbolic_encounters_of_compact_stars_with_ground-based_gravitational_waves_detectors |
| Authors |
Sajal_Mukherjee_and_Sanjit_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00916 |
重力波（GW）天文学は、さまざまな種類の天体物理学的情報源を観測することを約束します。ここでは、現在および次世代の地上ベースの検出器との双曲線相互作用からGWを検出する可能性を探り、そのようなイベントの検出率を推定します。球状星団などの閉じた星団は、これらの相互作用の主要な原因になる可能性があると考えられています。厳密なレート推定では、より広範な相対論的研究が必要ですが、ここでは、天体物理学の領域内に十分なパラメータの合理的なセットが必要であり、そのような相互作用と現実的な初期条件についてクラスター内のローカルジオメトリを考慮すると、控えめな推定では、これらのイベントは、次世代の地上ベースの検出器で検出できる可能性があります。この形式主義に関連する含意のいくつかは、既存の文献との比較とともに表されます。実際には、非常に大きな母集団で外れ値を見つける可能性が高くなる可能性があるため、実際の検出率は推定平均率を大幅に超える可能性があります。このような観測（または観測なし）は、宇宙の孤立したコンパクト星の推定値を提供します。これは、バイナリマージの観測から直接推定することはできず、基本的な問題であるコンパクト星の数に一歩近づきます。観測可能な宇宙。
\ emph {パーカーソーラープローブ}によって観測されたスイッチバックおよび非スイッチバック間隔の乱流特性
| Title |
Turbulence_characteristics_of_switchbacks_and_non-switchbacks_intervals_observed_by_\emph{Parker_Solar_Probe} |
| Authors |
Sofiane_Bourouaine,_Jean_C._Perez,_Kristopher_C._Klein,_Christopher_H._K._Chen,_Mihailo_Martinovic,_Stuart_D._Bale,_Justin_C._Kasper_and_Nour_E._Raouafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00936 |
\emph{ParkerSolarProbe}（\emph{PSP}）の現場測定を使用して、$35.7R_\odot$と$41.7R_\odot$の間の半径距離をカバーする最初の太陽遭遇時の太陽風乱流の特性を分析します。私たちの分析では、いわゆるスイッチバック（SB）間隔（折りたたまれた磁力線）を、主にパーカーのスパイラル磁場に続く非スイッチバック（NSB）間隔から分離します。条件付き相関関数に基づく手法を使用して、Elsasserのパワースペクトル、磁場、バルク速度場をSB間隔とNSB間隔で別々に推定します。2種類の間隔の乱流エネルギースペクトルを比較すると、次の特性がわかります。1）後方に伝搬するElsasser体$z^-$の非相関長は、SB間隔よりもNSB間隔の方が大きい。2）SB間隔の磁気パワースペクトルは、-3/2に近いスペクトルインデックスを持つNSB間隔よりも、-5/3に近いスペクトルインデックスで急勾配です。3）SBとNSBの両方の乱流は、最大のクロスヘリシティを持つNSBと不均衡です。4）残留エネルギーはNSBよりもSB間隔で大きく、5）分析された変動は伝播しているAlfv\'enic変動によって支配されます。SB（NSB）乱気流の\emph{sunward}（\emph{anti-sunward}）方向。これらの観察された特徴は、\emph{PSP}によって観察されたスイッチバックが、それらの乱流の性質への洞察を与える折り畳まれた磁力線に関連しているというさらなる証拠を提供します。
バローエントロピーに対するビッグバン元素合成の制約
バローエントロピーの指数に制約を課すために、ビッグバン元素合成（BBN）データを使用します。後者は、ブラックホール構造への量子重力効果の組み込みから生じる拡張エントロピー関係であり、新しいパラメーター$\Delta$によって効果的にパラメーター化されます。宇宙論の枠組みで、重力熱力学予想に照らして考えると、バローエントロピーは、フリードマン方程式に余分な項が含まれている修正された宇宙論的シナリオにつながります。BBN時代の詳細な分析を行い、標準的な宇宙論の結果と比較して凍結温度の偏差を計算します。$\Delta$の上限を抽出するために、$|\frac{\delta{T}_f}{{T}_f}|$の観測的に決定された境界を使用します。私たちが見つけたように、BBNエポックを台無しにしないために、バロー指数は境界$\Delta\lesssim1.4\times10^{-4}$の内側にある必要があります。これは、標準のBekenstein-Hawking式からの変形が小さいことを示しています。予想通り。
ストレンジ物質の3次元QCD状態図
この作業では、正味のストレンジネスが存在する場合の非閉じ込め相転移を計算する際に、電荷の割合とアイソスピンの割合を制限することの違いを詳細に調べます。電荷とアイソスピンの割合と対応する化学ポテンシャルの関係を示し、弱い平衡から外れた物質の3次元QCD状態図を描きます。最後に、重イオン衝突と二元中性子星合体で生成された物質の比較に、私たちの結果をどのように適用できるかについて簡単に説明します。
M87ブラックホールの影による最初のポストニュートン秩序を超えた重力テスト
| Title |
Gravitational_Test_Beyond_the_First_Post-Newtonian_Order_with_the_Shadow_of_the_M87_Black_Hole |
| Authors |
Dimitrios_Psaltis,_Lia_Medeiros,_Pierre_Christian,_Feryal_Ozel,_Kazunori_Akiyama,_Antxon_Alberdi,_Walter_Alef,_Keiichi_Asada,_Rebecca_Azulay,_David_Ball,_Mislav_Balokovic,_John_Barrett,_Dan_Bintley,_Lindy_Blackburn,_Wilfred_Boland,_Geoffrey_C._Bower,_Michael_Bremer,_Christiaan_D._Brinkerink,_Roger_Brissenden,_Silke_Britzen,_Dominique_Broguiere,_Thomas_Bronzwaer,_Do-Young_Byun,_John_E._Carlstrom,_Andrew_Chael,_Chi-kwan_Chan,_Shami_Chatterjee,_Koushik_Chatterjee,_Ming-Tang_Chen,_Yongjun_Chen,_Ilje_Cho,_John_E._Conway,_James_M._Cordes,_Geoffrey_B._Crew,_Yuzhu_Cui,_Jordy_Davelaar,_Mariafelicia_De_Laurentis,_Roger_Deane,_Jessica_Dempsey,_Gregory_Desvignes,_Jason_Dexter,_Ralph_P._Eatough,_Heino_Falcke,_Vincent_L._Fish,_Ed_Fomalont,_Raquel_Fraga-Encinas,_Per_Friberg,_Christian_M._Fromm,_Charles_F._Gammie,_et_al._(139_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.01055 |
M87の中央光源の2017年の事象の地平線望遠鏡（EHT）観測は、ブラックホールの影のサイズの最初の測定につながりました。この観測は、強磁場領域におけるブラックホール測定基準の新しくクリーンな重力テストを提供します。カーメトリックから逸脱しているが弱磁場テストを満たしている時空は、現在のEHT測定値とさえ一致しない予測ブラックホールシャドウの大きな逸脱につながる可能性があることを分析的に示します。通常のパラメトリックな非カーメトリックの数値計算を使用して、予測されるシャドウサイズを制御するこれらのさまざまなパラメーター化に共通する特性を特定します。シャドウサイズの測定値は、ニュートン後の2番目以降の各メトリックを制御する偏差パラメーターに大きな制約を課すため、弱磁場テストにアクセスできないことを示します。新しい制約は、恒星の質量源からの重力波の観測によって課せられた制約を補完します。
弾道集積におけるエネルギーの役割
反応律速限界における弾道凝集過程を研究します。クラスター密度は、スモルコフスキーの反応速度式の無限のセットに従い、速度は平均粒子エネルギーに依存します。後者は、反応律速限界のすべてのクラスター種で同じであり、密度に応じた方程式に従います。平均エネルギーは、支配方程式を標準のスモルコフスキー方程式に還元できる総クラスター密度で表されます。基本的な漸近的振る舞いを導き出し、それらを数値的に検証します。また、暗黒物質の集積にも形式主義を適用します。
軽いCPの恒星の限界-スカラーでさえ
観測された太陽、赤色巨星、水平分枝星の光度から、標準模型（SM）のヒッグス粒子と混合した一般的な光CP-さらにはスカラー粒子$S$の天体物理学的制約を再検討します。恒星の核での$S$の生成は、電子-原子核制動放射プロセス$e+N\toe+N+S$によって支配されます。$S$の崩壊と再吸収のプロセスを考慮に入れると、恒星の光度の限界は、$S$の質量混合平面内の広範囲のパラメーター空間を除外し、スカラー質量は最大350keVで、混合角度は次の範囲にあることがわかります。$1.4\times10^{-13}$から$3.4\times10^{-3}$まで。また、SMの実一重項スカラー拡張に恒星限界を適用します。ここで、混合角度をスカラーポテンシャルのパラメーターに関連付けることができます。一般的なスカラーの場合と実際の一重項の拡張の両方で、恒星の限界が、太陽から放出された$S$粒子に関して最近観測されたXENON1T過剰のスカラー解釈を妨げることを示します。
