ラグランジュ深層学習で宇宙論的流体力学を生成するための効果的な物理法則を学習する
| Title |
Learning_effective_physical_laws_for_generating_cosmological_hydrodynamics_with_Lagrangian_Deep_Learning |
| Authors |
Biwei_Dai_and_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02926 |
生成モデルの目標は、データ間の複雑な関係を学習して新しいシミュレーションデータを作成することですが、現在のアプローチは非常に高い次元で失敗します。真のデータ生成プロセスが物理プロセスに基づいている場合、これらは対称性と制約を課します。生成モデルは、基礎となる物理の効果的な記述を学習することで作成できます。これにより、生成モデルを非常に高次元にスケーリングできます。この作業では、この目的のためにラグランジュ深層学習（LDL）を提案し、それを宇宙論的流体力学シミュレーションの出力の学習に適用します。モデルは、効果的な物理法則を学習するために、観測量を記述する粒子のラグランジュ変位の層を使用します。変位は、並進および回転の不変性を明示的に満たす有効ポテンシャルの勾配としてモデル化されます。学習されたパラメータの総数はわずか10次であり、それらは有効な理論パラメータと見なすことができます。N体ソルバーFastPMとLDLを組み合わせて、暗黒物質から恒星マップ、ガス密度、温度まで、幅広い宇宙論的出力に適用します。LDLの計算コストは、完全な流体力学的シミュレーションよりも4桁近く低くなっていますが、同じ解像度ではそれを上回っています。数千のタイムステップを伴う典型的な宇宙論的シミュレーションとは対照的に、初期条件から最終出力までのオーダー10レイヤーのみでこれを達成します。これにより、大規模な暗黒物質シミュレーションを必要とせずに、完全にこのフレームワーク内で宇宙論的観測を分析する可能性が開かれます。
大規模構造の有効場の理論におけるバリオン効果とCMB-S4のレンズ効果の分析レシピ
| Title |
Baryonic_effects_in_the_Effective_Field_Theory_of_Large-Scale_Structure_and_an_analytic_recipe_for_lensing_in_CMB-S4 |
| Authors |
Diogo_P._L._Bragan\c{c}a,_Matthew_Lewandowski,_David_Sekera,_Leonardo_Senatore,_and_Raphael_Sgier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02929 |
今後の大規模構造調査は、宇宙論的情報の次の主要な情報源になる可能性が高く、宇宙論的観測量に対するバリオンの影響を正確に理解することが重要になります。大規模構造の有効場の理論（EFTofLSS）は、暗黒物質とバリオンのクラスター化を大規模に予測する一貫した方法を提供します。摂動論の主要な補正は、開始後も単純で計算可能な関数形式によって与えられます。バリオンプロセス。この論文では、摂動論において、2流体のようなシステムを2ループ次数まで拡張します。その過程で、流体の相対速度に比例する新しい線形カウンタータームが一般的に存在する可能性があることを示しますが、その影響は私たちの宇宙では小さいと予想されることを示しています。とにかく、この新しい用語の存在下で摂動論を一貫して実行する方法を示します。2ループオーダーのEFTofLSSは、大規模なバリオンプロセスの詳細を正確に説明できることがわかります。私たちの結果を多くの赤方偏移での流体力学的$N$体シミュレーションと比較し、暗黒物質とバリオンの主要な補正に関連するカウンタータームが赤方偏移$z\約3$と$z\約2$の間で異なり始めることを発見しました。星形成物理学の始まりを知らせます。次に、これらの近似を使用してレンズパワースペクトルを計算し、バリオンプロセスの理解がCMB-S4データの分析に重要であることを示し、2ループEFTofLSSが$\ell\lesssim2000$でこれらの効果を正確にキャプチャすることを示します。私たちの結果は、現在および将来の弱いレンズ効果の調査にも潜在的に興味深いものです。
天の川衛星の存在量からの速度依存暗黒物質-陽子散乱の限界
| Title |
Bounds_on_velocity-dependent_dark_matter-proton_scattering_from_Milky_Way_satellite_abundance |
| Authors |
Karime_Maamari,_Vera_Gluscevic,_Kimberly_K._Boddy,_Ethan_O._Nadler,_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02936 |
ダークエネルギーサーベイとPan-STARRS1からの天の川衛星集団の最新の測定値を使用して、暗黒物質粒子と陽子の間の速度依存相互作用に関するこれまでで最も厳しい天体物理学的限界を推測します。運動量伝達断面積を、自由正規化振幅$\sigma_\text{MT}=\sigma_0v^n$を使用して、相対粒子速度$v$のべき乗則としてモデル化し、内で発生する相互作用を広くキャプチャします。暗黒物質-陽子散乱の非相対論的有効理論。散乱は、初期の宇宙でバリオンと暗黒物質の流体間の運動量と熱伝達をもたらし、最終的には小さな物理的スケールで構造を消去し、今日の矮小銀河をホストする低質量ハローの量を減らします。線形摂動理論の最もロバストな予測に依存する新しい方法を使用して、冷たい衝突のない暗黒物質パラダイムとの観測の一貫性から、$1.4\times10^{-23}$の$\sigma_0$の上限を推測します。、$2.1\times10^{-19}$、および$1.0\times10^{-12}\\mathrm{cm}^2$、それぞれ$n=2,4,6$の暗黒物質の相互作用モデルの場合、$10\\mathrm{MeV}$の粒子質量。これらの結果は、暗黒物質の観測限界を改善します。陽子の散乱は桁違いに大きく、したがって、実行可能なサブGeV暗黒物質候補の重要なガイドを提供します。
自己校正Haloベースのグループファインダー：SDSSへの適用
SDSSのメイン銀河サンプルに新しい銀河群ファインダーを適用します。このアルゴリズムは、カタログを補完的なデータと比較することによって自己較正される銀河にハローを割り当てるための新しい自由をもたらします。これらには、銀河団のデータと、深部画像データからの衛星の全光度の測定が含まれます。星形成と静止集団の銀河-ハロー接続に関する制約を提示します。自己校正されたグループカタログの結果は、以前のグループカタログやハロー占有分析とはいくつかの重要な点で異なります。ハローの半分に静止中心銀河が含まれている遷移ハロー質量スケールは、M_h〜10^12.4Msol/hであり、他の制約よりも大幅に高くなっています。さらに、主に星形成ハローから静止ハローへの遷移の幅は、ハロー質量のより狭い範囲で発生します。低質量ハローの静止中心銀河は、同じハロー質量の星形成中心銀河よりもかなり重いですが、この違いは遷移ハロー質量を超えると逆転します。固定M_hでのlogM*のばらつきは、以前の推定と一致して、大規模なハローでは約0.2dexですが、ハローの質量が小さいほど急激に上昇することがわかります。グループカタログによって割り当てられたハローの質量は、星形成および静止中心銀河の弱いレンズ効果の推定値とよく一致しています。この最初のデータへの適用によって明らかになったアルゴリズムの可能な改善について説明します。グループカタログは公開されています。
NED-Dで複数の推定値を持つ銀河の平均推定距離
多くの研究トピックは、改善された宇宙距離スケール（宇宙論、重力波など）に依存しており、NASA/IPAC銀河間距離データベース（NED-D）は、12,000個の銀河（大マゼラン雲など）の複数の赤方偏移に依存しない距離を表にすることで、これらの取り組みをサポートしています。マゼラン雲（LMC）ゼロポイント）。データから平均推定距離（MED）を確保するための6つの方法が提示されます（例：インジケーターとディシジョンツリー）。6つのMEDはすべて、主要なベンチマークLMC銀河とM106銀河を含め、調査したケースで驚くほど一貫した距離を生み出します。この結果は、宇宙の距離スケールを強化し、体系的な傾向の特定を容易にするNED-DMEDの有用性を強調しています。
波動光学におけるマルチプレーンレンズ
レンズ効果の波動効果は、古典的なコースティックスの特異点と量子干渉の交点に豊富なフィールドを形成しますが、モデル化が難しいことで有名です。プラズマと重力レンズによるコヒーレント電磁波の多平面レンズ効果を多項式時間で定義し、効率的に評価するための新しい方法を紹介します。電波天文学で最近観測されたパルサーと高速電波バーストの数が多いことは、近い将来、波の影響が観測される可能性が高いことを示唆しています。干渉縞は、幾何光学から推測できない物理的パラメータに敏感です。特に、マルチプレーンレンズの場合、パターンはレンズプレーンの赤方偏移に依存します。これらの影響の研究は、電波源を使用して私たちの宇宙を斬新な方法で調査することを可能にします。
宇宙磁壁からの確率的重力波背景の大きな異方性
| Title |
Large_anisotropies_of_the_stochastic_gravitational_wave_background_from_cosmic_domain_walls |
| Authors |
Jing_Liu,_Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03225 |
インフレーション中の軽いスカラー場$\phi$の量子ゆらぎによって引き起こされる宇宙領域壁（DW）からの確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を調査します。$\phi$の摂動は、ハッブルの地平線を離れた後もほぼ一定のままです。2つのドメインの確率は、各大規模領域での$\phi$の平均値に依存し、SGWBのDWエネルギー密度と大きな異方性の大規模な摂動につながります。角度パワースペクトルはスケール不変であり、少なくとも$10^{-2}$のオーダーであることがわかります。これは、将来の重力波（GW）検出器によって検出されると予想されます。原始的なGWはまだ検出されていないため、SGWBの異方性は、インフレの合理性を検証し、インフレのエネルギースケールを決定するのに役立つ可能性があります。
宇宙の再構築
eBOSSSDSS最終リリースからのバリオン音響振動測定値と、ガウス過程回帰を使用したモデルに依存しない方法でのパンテオン超新星コンパイルとの間の相互一貫性をテストします。また、モデルに依存しない方法で、$\Lambda$CDMモデルとの共同整合性をテストします。また、ガウス過程回帰を使用して、これら2つのデータセットで優先される拡張履歴を再構築します。この方法では、$\Lambda$CDMを超えるモデルの柔軟性に大きな優先順位はありませんが、最適な$\Lambda$CDMモデルよりもデータに適合する再構築された拡張履歴を多数生成できます。これらの拡張履歴の例は、$\Lambda$CDMへの変更への道を示している可能性があります。また、パラメーター$\Omega_k$と$H_0r_d$の両方を、$\Lambda$CDMとガウス過程回帰の両方で制約します。$H_0r_d=10030\pm130$km/sおよび$\Omega_k=0.05\pm0.10$が$\Lambda$CDMであり、$H_0r_d=10040\pm140$km/sおよび$\Omega_k=0.02\であることがわかります。ガウス過程の場合は午後0.20ドル。
暗黒物質による原始磁場の観測
| Title |
Observing_primordial_magnetic_fields_through_Dark_Matter |
| Authors |
Sabir_Ramazanov,_Federico_R._Urban,_Alexander_Vikman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03383 |
原始磁場は、銀河系および銀河系外の磁場として今日私たちが観察しているものに咲いた初期の宇宙の種であるとしばしば考えられています。それらのごくわずかな強さのために、原始磁場は宇宙論的および天体物理学的観測で検出するのが非常に困難です。中性の暗黒物質の一部に磁化率がある場合、これがどのように変化するかを示します。このように、ダークマターを研究することにより、原始磁場が共動振幅$B_0\lesssim0.01〜\mbox{nG}$を持っている場合でも、原始磁場の特性に関する情報を得ることができます。私たちのモデルでは、ダークマターは安定した一重項スカラー$\chi$であり、レイリー演算子を介して電磁気学と相互作用します。$\chi^2F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}/\Lambda^2$。初期の宇宙に存在する原始磁場の場合、この演算子はモデルの$Z_2$対称性を自発的に破ることを強制します。その後、原始磁場が臨界値を下回って赤方偏移すると、「逆相転移」によって対称性が回復します。その時点で、磁場$\chi$は振動し始め、「磁気形態」の暗黒物質成分として機能し、原始磁場空間分布の特性を継承します。特に、磁場変動のほぼ平坦なスペクトルの場合、スカラー$\chi$は\emph{統計的に異方性の等方性モード}を持ちます。モデルのパラメータ空間について説明し、暗黒物質の大部分がフリーズインメカニズムによって生成された同じ粒子$\chi$で構成されている可能性を検討します。
宇宙の拡張履歴で最適な$ \ Lambda $ CDMモデルの周りの可能な低赤方偏移振動のヒント
| Title |
Hints_for_possible_low_redshift_oscillation_around_the_best_fit_$\Lambda$CDM_model_in_the_expansion_history_of_the_universe |
| Authors |
L._Kazantzidis,_H._Koo,_S._Nesseris,_L._Perivolaropoulos,_A._Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03491 |
赤方偏移ビニングを使用したモンテカルロシミュレーションとともにパンテオンIa型超新星（SnIa）のコンパイルを分析することにより、宇宙の拡張履歴における一致$\Lambda$CDMモデルの期待からの可能な逸脱を検索します。赤方偏移ビニングされた最適な$\Lambda$CDM物質密度パラメーター$\Omega_{0m}$と最適な有効絶対等級$\calM$が、かなり大きな振幅を持つ完全なデータセットの最適値について振動することを示します。系統的および統計的誤差を考慮したデータの完全な共分散行列を使用して、$z\upperx0.5$未満の赤方偏移では、このような振動はモンテカルロシミュレーションの4〜5$\％$でのみ発生する可能性があることを示します。統計的変動がこの明らかな振動の原因である可能性がありますが、一致モデルの期待を超えるいくつかの動作のヒント、またはデータ内の追加の体系的な可能性を観察した可能性があります。この明らかな振動が統計的または体系的な効果によるものではない場合、それは低い$z$でのコヒーレントな不均一性の存在、または典型的なスカラー場の振動のいずれかが原因である可能性があります。
| Title |
Primordial_black_holes_and_gravitational_waves_from_resonant_amplification_during_inflation |
| Authors |
Zihan_Zhou,_Jie_Jiang,_Yi-Fu_Cai,_Misao_Sasaki,_Shi_Pi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03537 |
原始ブラックホールと重力波の共鳴生成の新しい実現を、第1段階と第2段階を支配する丘のような可能性を持つ別のフィールド\chi。最初の段階で周期構造によってシードされたパラメトリック共振は、ハッブル半径内の両方のフィールドの摂動を増幅します。振動障壁の高さが増加するにつれて、背景軌道の進化は変化を経験しますが、\chiの増幅された摂動はそのままで、最終的な曲率摂動に寄与します。原始パワースペクトルは、小規模で有意な共鳴ピークを示し、原始ブラックホールの豊富な生成につながる可能性があることがわかりました。さらに、重力波は、膨張中の共鳴的に強化された場の摂動からも生成され、その振幅は、将来の重力波干渉計によって制約される可能性があります。
HD113337とHD38529における巨大惑星とその破片ディスク間の相互傾斜
| Title |
Mutual_inclinations_between_giant_planets_and_their_debris_discs_in_HD_113337_and_HD_38529 |
| Authors |
Jerry_W._Xuan,_Grant_M._Kennedy,_Mark_C._Wyatt,_Ben_Yelverton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02961 |
HD113337とHD38529は、巨大惑星のペア、塵円盤、および幅の広いMタイプの恒星の仲間をホストします。ハーシェルからの分解画像で円盤の向きを測定し、ガイア計画とヒッパルコスの位置天文学で外惑星の3次元軌道を制約します。解決されたディスクモデリングはディスクの向きに縮退を残すため、4つの別々の惑星-ディスク相互傾斜（$\DeltaI$）ソリューションを導き出します。最も整合性の高いソリューションでは、HD113337の場合は$\DeltaI=17-32\deg$、HD38529の場合は$\DeltaI=21-45\deg$（両方とも1$\sigma$）になります。どちらのシステムでも、惑星と円盤がほぼ整列している可能性はわずかです（<0.3パーセント）（$\DeltaI<3\deg$）。恒星と惑星の伴星は、ディスク材料の軌道を強制的な傾斜によって定義された平面の周りで歳差運動させます。相互傾斜の結果を解釈するために、これと歳差運動の時間スケールを決定します。両方のシステムのデブリディスクは、外惑星と恒星の伴星の共同の影響によって歪む可能性があり、観測されたミスアライメントを説明している可能性があることがわかりました。ただし、これにはHD113337が古い（0.8-1.7Gyr）必要がありますが、若い（14-21Myr）場合、HD113337で観察されたミスアライメントは原始惑星系円盤相から継承される可能性があります。どちらのシステムでも、恒星のスピン軸の傾きは、円盤と外惑星の傾きと一致しており、代わりに、システム全体の整列またはほぼ整列をサポートしています。ディスクの高解像度の観測と惑星軌道の改善された制約は、（誤った）整列状態についてより確固たる結論を提供するでしょう。
HARPSからの小さな惑星の発生率：銀河の文脈に焦点を当てる
| Title |
Occurrence_rates_of_small_planets_from_HARPS:_Focus_on_the_Galactic_context |
| Authors |
Dolev_Bashi,_Shay_Zucker,_Vardan_Adibekyan,_Nuno_C._Santos,_Lev_Tal-Or,_Trifon_Trifonov,_Tsevi_Mazeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03237 |
環境。天の川の薄い円盤と厚い円盤の星は、金属量や運動学などのいくつかの特性によって区別できます。2つの集団が星を周回する惑星の特性も異なるかどうかは明らかではありません。これを研究するには、十分に大きなサンプルについて、化学組成と質量検出限界の両方を注意深く分析する必要があります。現在、この情報は依然として大きな視線速度（RV）プログラムにのみ限定されています。高精度視線速度系惑星サーチャー（HARPS）スペクトログラフの最近公開されたアーカイブデータベースに基づいて、薄い円盤と厚い円盤の星のサンプルにおける低質量（小さな）惑星の発生率の最初の分析を示します。目的。私たちは、惑星の発生率に対する恒星の特性の影響を評価し、銀河の薄い円盤と厚い円盤における惑星の発生率の最初の推定値を取得することを目指しています。比較のベースラインとして、小さな近距離惑星の発生率の更新値を提供し、それを以前のRVおよびトランジット（$\textit{Kepler}$）作業の結果と比較することも目指しています。メソッド。アーカイブHARPSRVデータセットを使用して、以前に元素の存在量について分析された星のサンプルの検出限界を計算しました。既知の惑星を持つ星については、最初にケプラーの軌道を差し引きました。次に、この情報を使用して、恒星と惑星の特性のさまざまなレジームでの単純化されたベイズモデルに従って惑星の発生率を計算しました。結果。私たちの結果は、金属量の少ない星とより重い星が、より少ない質量の近接惑星をホストしていることを示唆しています。薄いディスクと厚いディスクでのこれらの惑星の発生率は同等であることがわかります。鉄分が少ない領域では、これらの発生率は、低$\alpha$領域（薄い円盤の星）と比較して、高$\alpha$領域（厚い円盤の星）で大幅に大きいことがわかります。一般的に、私たちは見つけます...
Dawn / VIRから見た可視光での（1）セレスの表面
| Title |
The_surface_of_(1)_Ceres_in_visible_light_as_seen_by_Dawn/VIR |
| Authors |
B._Rousseau_(1),_M._C._De_Sanctis_(1),_A._Raponi_(1),_M._Ciarniello_(1),_E._Ammannito_(2),_A._Frigeri_(1),_M._Ferrari_(1),_S._De_Angelis_(1),_F._Tosi_(1),_S._E._Schr\"oder_(3),_C._A._Raymond_(4),_C._T._Russell_(5)_((1)_IAPS-INAF,_via_Fosso_del_Cavaliere_100,_Rome,_Italy,_(2)_Italian_Space_Agency_(ASI),_Via_del_Politecnico,_Rome,_Italy,_(3)_Deutsches_Zentrum_f\"ur_Luft-_und_Raumfahrt_(DLR),_Berlin,_Germany,_(4)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_USA,_(5)_Earth_Planetary_and_Space_Sciences,_University_of_California_Los_Angeles,_Los_Angeles,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03453 |
ドーン宇宙船に搭載された可視および赤外線マッピング分光計（VIR）によって観測された可視波長でのセレスの表面を研究し、表面全体にわたるさまざまなスペクトルパラメーターの変動を分析します。また、この準惑星の表面のいくつかの注目すべき領域に焦点を当てます。新しく修正されたVIR可視データを利用して、550nmでのキャリブレーションされた放射輝度係数のグローバルマップを作成しました。2つのカラーコンポジットと、400〜950nmの3つのスペクトル勾配があります。これらのマップは、Aladinデスクトップソフトウェアを介してコミュニティで利用できるようになっています。セレス表面は、可視範囲で多様なスペクトル挙動を示します。カラーコンポジットと480〜800nmのスペクトル勾配は、表面の他の部分よりも青く見える、新鮮な衝突クレーターと内因性起源の若い地質層を強調しています。465nmの前の急な勾配は非常に明確な変動を示し、$O_2^{-}$->$Fe^{3+}$または$2Fe^{3+}$->によって引き起こされる吸収の代用となる可能性があります。$Fe^{2+}+Fe^{4+}$電荷移動（後者がこのスペクトル範囲の低下の原因であることが判明した場合）。スペクトル勾配とVIRによって赤外線で検出されたフィロケイ酸塩の存在量との間にいくつかの類似点がありますが、炭酸塩種との相関関係を明確に確立することはできません。ダントゥ衝突クレーターの領域は、セレスの他の場所では観察されない組成または表面の物理的特性の変化を示唆する独特のスペクトル挙動を示します（特に465nmより前の色とスペクトル勾配を通して）。
惑星通過検出のための非ガウスノイズとの整合フィルタリング
ノイズの外れ値のガウス化と組み合わせた、マッチドフィルター技術に基づく輸送データの惑星検出方法を開発します。この方法はフーリエ変換に基づいており、惑星検索の既存の方法と同じくらい高速です。GaussinizedMatchedFilter（GMF）メソッドは、誤検出率の点で標準のベースラインメソッドを大幅に上回り、最大30％低い通過振幅で惑星を検出できます。さらに、このメソッドは、すべての主要な惑星通過パラメーター、振幅、周期、位相、および期間を抽出します。シミュレーションと実際のデータの両方で最新のガウス過程法と比較することにより、すべての通過パラメーターが最適な精度（バイアスなし、最小分散）で決定されることを示します。つまり、GMF法は初期の両方に使用できます。惑星の検出とフォローアップの惑星パラメータ分析。
惑星系の天体化学と組成
惑星は、若い星の周りのガスと塵の円盤の中でそれらの組成を形成し、取得します。これらの惑星形成ディスクの化学組成は、大量の元素目録から水や反応性有機物へのアクセスまで、惑星組成のすべての側面を規制します。つまり、惑星の生命へのもてなしとその化学的起源です。ディスクの化学構造は、{\itinsitu}化学プロセスの組み合わせと、星形成プロセスの前の進化段階からの分子の継承によって支配されます。このレビューでは、ディスクの初期条件を設定する原始星および原始星の環境でアクティブな化学プロセス、および惑星形成の最初の100万年の間に化学条件を進化させるディスク化学プロセスの現在の理解を示します。惑星が形成される化学環境の現在の見方につながった最近の観測、実験室、理論的発見、およびそれらが初期の惑星系の組成に及ぼす影響をレビューします。また、残っている多くの未知数について説明し、それらに対処するためのいくつかの可能な経路の概要を示します。
速度依存性の自己相互作用暗黒物質サブハロにおける重力熱コア崩壊の開始
| Title |
The_Onset_of_Gravothermal_Core_Collapse_in_Velocity_Dependent_Self-Interacting_Dark_Matter_Subhaloes |
| Authors |
Hannah_C._Turner_(1,2),_Mark_R._Lovell_(3,4),_Jes\'us_Zavala_(3)_and_Mark_Vogelsberger_(5)_((1)_CfEA_Durham,_(2)_University_of_Hull,_(3)_University_of_Iceland,_(4)_ICC_Durham,_(5)_MIT_Kavli_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02924 |
暗黒物質の自己相互作用（すなわち、自己相互作用する暗黒物質、SIDM）による重力熱崩壊は、天の川（MW）衛星の中央の動的質量の観測された多様性を説明できると提案されています。この仮説の背後にあるプロセスを、速度依存の自己相互作用暗黒物質（vdSIDM）を使用したMWアナログハローの$N$ボディシミュレーションを使用して調査します。このシミュレーションでは、低速の自己散乱断面積$\sigma_\rmn{T}/m_\rmn{x}$、100$〜$cm$^{2}$g$^{-1}$に達する;このモデルをvd100モデルと名付けました。このシミュレーションの結果を、コールドダークマター（CDM）やその他のそれほど極端ではないSIDMモデルなど、さまざまなダークモデルを使用する同じハローのシミュレーションと比較します。vd100ハローの質量は、対応するCDMと非常に似ていますが、最大円速度の値$V_\rmn{max}$は大幅に高くなっています。これらの高い$V_\rmn{max}$サブハロは、質量範囲[$5\times10^{6}$、$1\times10^{8}$]$〜$$\msun$at$z=のオブジェクトであると判断します。重力熱コア崩壊を受ける1ドル。これらの折りたたまれたハローには、シミュレーションの解像度の限界まで単一のべき乗則で記述される密度プロファイルがあり、この密度プロファイルの内部勾配は約$-3$です。減少し続ける崩壊領域を解決することは困難であり、暴走する不安定性を$<1$$〜$kpcのスケールで正確にモデル化するために調整されたシミュレーションが必要になります。
ライマンアルファスペクトルデータベース（LASD）
星形成銀河からのライマン$\alpha$（Ly$\alpha$）放出は、さまざまな天体物理学の質問を研究するための重要なツールです。それは、ソース銀河、その近くの銀河周辺媒体、および周囲の銀河間媒体。したがって、多くの観測的および理論的研究は、この輝線の詳細を理解することに焦点を合わせてきました。しかし、これらの取り組みは、観察研究の比較としても理論的研究の重要なテストとしても使用できる分光学的参照サンプルがないために妨げられてきました。このため、低赤方偏移と高赤方偏移の両方でLy$\alpha$スペクトルの大規模なサンプルを編集し、http：//lasd.lyman-alpha.comで公開されているオンラインデータベースを作成しました。ライマンアルファスペクトルデータベース（LASD）は、これらのスペクトルに加えて、サンプル全体で均一に測定されたスペクトル量と運動量の大規模なセットをホストします。これらはオンラインで簡単に表示でき、表形式でダウンロードできます。LASDには、ユーザーが自分のLy$\alpha$スペクトルを簡単にアップロードする機能があり、すべて同じスペクトル測定が行われ、報告され、データベースに取り込まれます。私たちは積極的にコミュニティにそうするよう呼びかけています。LASDは長期的なコミュニティリソースとなることを目的としています。このホワイトペーパーでは、データベースの設計と、基盤となるアルゴリズムの説明、およびデータベースにある初期のLy$\alpha$エミッターサンプルについて説明します。
ステラスプラッシュバック：クラスター内ライトのエッジ
| Title |
Stellar_splashback:_the_edge_of_the_intracluster_light |
| Authors |
Alis_J._Deason_(Durham),_Kyle_A._Oman_(Durham),_Azadeh_Fattahi_(Durham),_Matthieu_Schaller_(Leiden),_Mathilde_Jauzac_(Durham),_Yuanyuan_Zhang_(Fermilab),_Mireia_Montes_(UNSW),_Yannick_M._Bah\'e_(Leiden),_Claudio_Dalla_Vecchia_(IAC),_Scott_T._Kay_(Manchester),_Tilly_A._Evans_(Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02937 |
C-EAGLEシミュレーションで銀河団の周辺を調べて、恒星と暗黒物質の分布の「エッジ」を定量化します。暗黒物質の最も急な斜面の半径、別名スプラッシュバック半径は、〜r_200mにあります。この特徴の強さと位置は、以前の研究とよく一致して、最近の大量降着率に依存します。興味深いことに、恒星分布（またはクラスター内光、ICL）にも明確なエッジがあり、これはハローのスプラッシュバック半径に直接関係しています。したがって、ICLのエッジを検出することで、ハローの物理的境界と最近の質量降着率を独立して測定できます。これらのコースティクスは、投影された密度プロファイルにも見られることを示していますが、最も急な傾斜の信号にバイアスをかけたり弱めたりする可能性のある下部構造やその他の非拡散材料の影響を考慮する必要があります。これは、暗黒物質よりもサブハロに結合する割合が高い恒星物質にとって特に重要です。最後に、「恒星のスプラッシュバック」機能がICLの現在の観測制約を超えて配置されていることを示しますが、これらの大きな投影距離（>>1Mpc）と低い表面輝度（mu>>32mag/arcsec^2）に到達できます。ベラC.ルービン天文台、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡、ユークリッドなどの今後の観測施設があります。
統合された光スペクトルのスペクトルフィッティングから、年齢と化学的存在量をどれだけうまく判断できますか？
| Title |
How_well_can_we_determine_ages_and_chemical_abundances_from_spectral_fitting_of_integrated_light_spectra? |
| Authors |
Geraldo_Gon\c{c}alves,_Paula_Coelho,_Ricardo_Schiavon_and_Christopher_Usher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02940 |
ピクセル間のスペクトルフィッティング技術は、星の種族の研究でよく使用されます。これにより、ユーザーは、年齢や化学物質の存在量など、統合された光スペクトルからいくつかのパラメーターを推測できます。この論文では、使用する波長範囲の選択によって、推定されるパラメータがどのように変化するかという問題を検討します。文献から球状星団（GC）の統合光スペクトルの2つの異なるライブラリを採用し、コードStarlightを使用してそれらを星の種族モデルに適合させました。スペクトルのさまざまな領域を使用してテストを実行し、赤み、年齢、[Fe/H]およびα/Fe]を推測しました。私たちの結果を、等時性フィッティングから得られた年齢値および高分解能分光法からの化学的存在量と比較すると、次のことがわかります。（1）推定パラメータは使用する波長範囲によって変化します。（2）この方法は一般に、特により広い波長範囲が適合している場合に、良好な赤みの推定値を取得します。（3）年齢、[Fe/H]、およびα/Feを決定するための理想的なスペクトル領域は、それぞれ4170-5540A、5280-7020A、および4828-5364Aです。（4）古い金属の少ないオブジェクトの取得された年齢値は、等時性フィッティングから得られたものよりも数Gyr若い可能性があります。対象となるパラメータと精度要件によっては、可能な限り最大の波長範囲に適合させることが必ずしも最良の戦略であるとは限らないと結論付けています。
UnrealEngineを使用して宇宙論的ボリュームを視覚化する
この作品では、UnrealEngine4を使用してモック宇宙をリアルタイムでレンダリングする宇宙論的視覚化ツール「Astera」を紹介します。宇宙のウェブの大規模構造は2次元で視覚化するのが難しく、これを3Dリアルタイムで投影します。分布により、動的な3Dの世界に視覚的に正確な銀河が配置され、大規模な宇宙の前例のないビューが可能になります。基礎となるデータは、N体暗黒物質シミュレーションの結果を使用して割り当てられた経験的関係に基づいており、スローンデジタルスカイサーベイから画像が抽出された、同様の形態とサイズの銀河と照合されます。UnrealEngine4では、銀河の画像がテクスチャと動的マテリアル（適切な透過性）に変換され、適切なサイズと場所の静的メッシュオブジェクトに適用されます。優れたパフォーマンスを確保するために、これらの静的メッシュは、グラフィックスプロセッシングユニットの全機能を利用するように「インスタンス化」されています。追加のコンポーネントには、加速時間活動銀河核を表すための動的システムが含まれます。最終結果は、正確な大規模構造で、ユーザーがリアルタイムで探索できる視覚的にリアルな大規模宇宙です。Asteraはまだ一般公開の準備ができていませんが、研究アプリケーションとアウトリーチアプリケーションの両方でさまざまなバージョンのコードを利用できるようにするオプションを模索しています。
EAGLEシミュレーションにおける銀河周囲MgIIガスの形態および回転構造と銀河特性への依存性
| Title |
Morphological_and_Rotation_Structures_of_Circumgalactic_Mg_II_Gas_in_the_EAGLE_Simulation_and_the_Dependence_on_Galaxy_Properties |
| Authors |
Stephanie_H._Ho,_Crystal_L._Martin,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02944 |
低イオン化状態のMgIIガスは、銀河系周辺媒体中の冷たい$\sim$$10^4$Kガスを理解するために、クエーサーの視線観測で広く研究されてきました。低赤方偏移銀河の周りのMgIIガスがかなりの角運動量を持っていることを示す最近の観測に動機付けられて、高解像度EAGLE宇宙論シミュレーションを使用して、$z\upperx0.3$銀河周辺のMgIIガスの形態構造と回転構造を分析します。それらがホスト銀河の特性によってどのように変化するかを調べます。星形成銀河の周りでは、MgIIガスが球形ではなく軸対称であり、対称軸がMgIIガスの自転軸と一致していることがわかります。同様の回転構造は、シミュレートされた静止銀河の小さなサンプルではあまり一般的ではありません。また、見通し内速度カットを使用して選択された銀河周辺のMgIIガスに、ビリアル半径（$r_\mathrm{vir}$）の物理的に外側のガスが含まれる頻度も調べます。たとえば、100pkpcの衝突パラメータで、$\pm500$kms$^{-1}$の速度が、恒星の質量が$10^9$-$10^{9.5}\mathrm{M_の銀河の周りを切断することを示します。\odot}$（$10^{10}$-$10^{10.5}\mathrm{M_\odot}$）は、ビリアル半径80％（6％）を超えるMgIIガスを選択します。観測者は通常、このような速度カットを使用してターゲット銀河の周りのMgIIガスを選択するため、この問題が共回転の検出を含む銀河周辺のMgIIガス特性の研究にどのように影響するかについて説明します。共回転するMgIIガスは一般に$0.5r_\mathrm{vir}$を超えますが、ビリアル半径の外側にあるMgIIガスは共回転信号を汚染し、観測者が大きな衝突パラメータ（たとえば、$\gtrsim0）でそのガスを結論付ける可能性を低くします。.25r_\mathrm{vir}$）は共回転しています。
AGN-銀河-ハロー接続：z = 2.5までのAGNホストハロー質量の分布
観測された活動銀河核（AGN）サンプルのクラスタリング測定により、AGNが宇宙時間の大部分にわたって同様の質量のホスト暗黒物質ハローに存在し、log$M/M_\odot$〜12.5-13.0からz〜2.5であることが広く報告されています。。これは、この傾向を悪化させるAGN観測選択効果と組み合わされた、恒星の質量の増加に伴って上昇する銀河のAGNの割合に一部起因していることを示しています。さらに、観測されたAGNクラスタリング振幅を推定平均暗黒物質ハロー質量に変換するために広く使用されている一般的な方法は、系統的にバイアスされたハロー質量をもたらす可能性があります。ここでは、星形成銀河と静止銀河の恒星質量と赤方偏移の関数として決定されたAGN固有の付着率分布関数を、最新の銀河-ハロー接続モデルと組み合わせて使用して、AGNの親およびサブハロー質量分布関数を決定します。。AGNの平均（サブ）ハロー質量$2\times10^{12}M_\odot$は、光度、特定の降着率、および赤方偏移でかなり一定ですが、完全なハロー質量分布関数は広く、スパンしていることがわかります。数桁。AGN衛星の割合は親ハローの質量の増加とともに上昇しますが、中央銀河はしばしばAGNではないことがわかります。私たちの結果は、宇宙時間全体でのAGNホストハローの見かけの均一性の物理的原因を解明し、観測的なAGNクラスタリング結果を解釈する際にAGN選択バイアスを考慮することの重要性を強調しています。さらに、AGNクラスタリングは、絶対バイアス測定だけではなく、銀河サンプルに対する相対バイアスの観点から最も簡単に解釈および理解できることを示しています。
独特の巨大銀河M85の不思議な球状星団システム
| Title |
Mysterious_Globular_Cluster_System_of_the_Peculiar_Massive_Galaxy_M85 |
| Authors |
Youkyung_Ko,_Myung_Gyoon_Lee,_Hong_Soo_Park,_Jubee_Sohn,_Sungsoon_Lim,_Narae_Hwang,_Byeong-Gon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03041 |
特異銀河M85の星の種族と球状星団（GC）の運動学に関する研究を紹介します。MMT/Hectospecを使用して、8kpc$<R<$160kpcで89個のGCの光学スペクトルを取得します。それらを青/緑/赤のGC（B/G/RGC）の3つのグループに分け、その色は$（g-i）_0$です。すべてのGC亜集団の平均年齢は10Gyrですが、金属量に違いが見られます。BGCとRGCは、それぞれ最も金属が少ない（[Z/H]$\sim-1.49$）と金属が多い（[Z/H]$\sim-0.45$）であり、GGCはその中間にあります。内側のGCシステムは、RGCシステムのディスクのような回転に完全に起因する強い全体的な回転を示すことがわかります。BGCシステムはほとんど回転しません。GGCは、GCサブポピュレーション間で明確に異なる運動学的特性を示し、BGCおよびRGCよりも平均速度が高く、M85の主軸に沿って整列しています。これは、GGCが他のGCサブポピュレーションとは異なる起源を持っていることを意味します。RGCシステムの回転補正された速度分散はBGCシステムのそれよりもはるかに低く、M85の赤いハローの切り捨てを示しています。BGCは、M85の暗黒物質の範囲を反映して、$R$=67kpcまでの平坦な速度分散プロファイルを持っています。BGCシステムの速度分散を使用して、M85の動的質量を$3.8\times10^{12}M_{\odot}$と推定します。M85は最近マージイベントを経ており、GCシステムの独特の運動学をもたらしていると推測されます。
ミンコウスキーのオブジェクトの謎めいたISM条件の解明
| Title |
Unravelling_the_enigmatic_ISM_conditions_in_Minkowski's_Object |
| Authors |
Henry_R._M._Zovaro_(1),_Robert_Sharp_(1),_Nicole_P._H._Nesvadba_(2),_Lisa_Kewley_(1_and_3),_Ralph_Sutherland_(1),_Philip_Taylor_(1_and_3),_Brent_Groves_(4),_Alexander_Y._Wagner_(5),_Dipanjan_Mukherjee_(6),_Geoffrey_V._Bicknell_(1)_((1)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Australian_National_University,_(2)_Laboratoire_Lagrange,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_(3)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D),_(4)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_University_of_Western_Australia,_(5)_Center_for_Computational_Sciences,_University_of_Tsukuba,_(6)_The_Inter-University_Centre_for_Astronomy_and_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03139 |
ジェットによって誘発された星形成の局所的な例は、銀河の進化におけるその重要性に貴重な洞察を与え、正のフィードバックの理論モデルに重要な観測上の制約を提供することができます。光学面分光法を使用して、銀河NGC541からの電波ジェットの経路にある特異な星形成矮小銀河であるミンコウスキーの天体（$z=0.0189$）のISM条件の分析を示します。PPXFは、ミンコウスキーの天体が主に若い恒星集団$\sim10$Myroldで構成されていることを示しており、最近のジェット相互作用中に天体の恒星質量の大部分が形成されたことを確認しています。ミンコウスキーの天体は、星形成とほぼ一致する線比を示していますが、非恒星の電離源からの汚染が低レベル（$\lesssim15$パーセント）であるという証拠があります。ストロングライン診断は、オブジェクト内の気相金属量の有意な変動を明らかにし、$\log\left（\rmO/H\right）+12$は$\sim0.5$dexによって変動しますが、これはその場での星形成、ジェットからの濃縮された流出、またはNGC541とNGC545/547の間の恒星橋におけるガスの濃縮。ミンコウスキーの天体は、（a）恒星橋の既存のガス塊でのジェット誘起星形成の結果として形成されたか、（b）星の上昇を経験しているガスが豊富な矮小銀河であると仮定します。ジェットの相互作用による形成率であり、最終的には赤くなり、色あせて、クラスターによって処理されるときに超拡散銀河になります。
SDSSデータに基づいて、極リング銀河の中で活動銀河核の割合を検討します。通常の天体と比較して、極リング銀河の中でセイファート銀河とライナーが過剰であるという証拠が見つかりました。極リング銀河で観測された核活動は、極構造の領域から中央銀河へのガスの降着に関連している可能性があります。
恒星の質量スペクトルを設定する際の恒星の放射フィードバックの役割は何ですか？
| Title |
What_is_the_role_of_stellar_radiative_feedback_in_setting_the_stellar_mass_spectrum? |
| Authors |
Patrick_Hennebelle,_Benoit_Commercon,_Yueh-Ning_Lee,_Gilles_Chabrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03539 |
何十年にもわたる理論的努力にもかかわらず、恒星の初期質量関数（IMF）の物理的起源についてはまだ議論されています。特に重要なのは、何が分布のピークを設定するのかという問題です。この問題を調査するために、特に恒星と降着の光度の役割を調査する放射フィードバックを使用して、高解像度の数値シミュレーションを実行します。また、単純な有効状態方程式（eos）を使用してシミュレーションを実行し、それぞれ0.1および0.4pcの初期半径を持つ1000個の太陽質量の塊を調査します。放射伝達またはeosの両方を使用したほとんどの分析では、0.3〜0.5M$_\odot$付近に広くピークがあり、より高い質量でべき乗則のような質量分布を持つ同様の質量スペクトルが示されることがわかりました。ただし、降着光度を考慮すると、最もコンパクトな凝集塊の結果として得られる質量スペクトルは、適度にトップヘビーになる傾向があります。全体的に低温のままであるコンパクトでないものでは、効果は制限されたままです。私たちの結果は、放射星のフィードバックではなく、これが等温から断熱体制への移行であり、約10$^{10}$cm$^{-3}$のガス密度で発生するという考えを支持しています。初期質量関数のピークを設定する責任があります。これは、降着光度が大きな影響を与える$i）$の非常にコンパクトな塊が非常にまれであり、光度の問題のために$ii）$であるという事実に起因します。これは、有効な降着光度が予想よりも弱い可能性があることを示しています。
銀河中心における星間磁場再結合の証拠
| Title |
Evidence_for_interstellar_magnetic_field_re-connection_in_the_Galactic_center |
| Authors |
Q._Daniel_Wang_(University_of_Massachusetts) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02932 |
最近の観測により、銀河の中央領域でのエネルギー活動をそのハローに明らかに結び付ける星間特徴が明らかになりました。ただし、これらの機能の性質は、ほとんど不確実なままです。銀河の中央の2×4deg^2フィールドのチャンドラマッピングを提示し、銀河中心（GC）から出現するX線放射スレッドとプルームのような構造の複合体を明らかにします。特に、局所的に膨張した非熱無線フィラメント内に、別個のX線スレッドG0.17-0.41が十分に埋め込まれていることがわかります。幅が約1.6インチ（FWHM）のこのスレッドは、GCの距離で約2.6フィートまたは6pcの長さであり、べき乗則または温度が約8の光学的に薄い熱プラズマによって特徴付けられるスペクトルを持っています。keV。X線放射材料は、そのような無線フィラメントでは珍しいことではなく、その強度が約1mGの磁場のロープ内に閉じ込められている可能性があります。電波/X線関連のこれらの形態学的およびスペクトル特性は、磁場の再接続がエネルギー源であることを示唆しており、このプロセスが星間空間で発生するためのこれまでのところおそらく最良の証拠を提供します。このような再接続イベントは、逆平行磁場のフラックスチューブが衝突したり、拡散X線プルーム内およびその周囲でねじれたりした場合によく発生します。これは、GC内の若い巨大な星団によって駆動される噴出スーパーバブルを表しています。太陽フレアと同様に理論的に予測されたプロセスの理解は、星間高温プラズマ加熱、宇宙線加速、および乱流の研究に強い影響を与える可能性があります。
偏りのない統計的手法が偏りのある科学的発見にどのようにつながるか：ガンマ線バーストの輝度-赤方偏移の進化に適用されたエフロン-ペトロシアン統計の事例研究
| Title |
How_unbiased_statistical_methods_lead_to_biased_scientific_discoveries:_A_case_study_of_the_Efron-Petrosian_statistic_applied_to_the_luminosity-redshift_evolution_of_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Christopher_Bryant,_Joshua_Alexander_Osborne,_Amir_Shahmoradi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02935 |
統計的手法は、特定の問題や条件への適用を制限する仮定に基づいて構築されることがよくあります。これらの制限を認識しないと、不正確または偏った結論につながる可能性があります。このような方法の例は、切り捨てられたデータの研究で使用されるノンパラメトリックなエフロン-ペトロシアン検定統計量です。この統計的手法の不適切な使用が、この手法が有効であるという仮定が成り立たない場合に、どのように偏った結論につながる可能性があるかを議論し、示します。赤方偏移を伴う宇宙論的長期ガンマ線バースト（LGRB）の光度/エネルギー分布の進化に関する複数の独立した報告によって最近提供された証拠を再調査することによってこれを行います。以前の研究の大部分では、検出しきい値の影響が大幅に過小評価されている可能性が高いことを示しています。この検出しきい値の過小評価は、強い見かけの光度-赤方偏移またはエネルギー論-赤方偏移の相関を示す、ひどく不完全なLGRBサンプルにつながります。さらに、LGRBとその検出プロセスの宇宙速度と光度/エネルギー分布の広範なモンテカルロシミュレーションを実行することにより、調査結果を確認します。
超ビリアル温度またはネオン過剰？：天の川銀河周囲媒体のすざく観測
| Title |
Super-virial_temperature_or_Neon_overabundance?:_Suzaku_observations_of_the_Milky_Way_circumgalactic_Medium |
| Authors |
Anjali_Gupta,_Joshua_Kingsbury,_Smita_Mathur,_Sanskriti_Das,_Massimiliano_Galeazzi,_Yair_Krongold,_and_Fabrizio_Nicastro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03038 |
天の川銀河周囲媒体（CGM）からのX線放射を特徴づけることを目的として、4つの視線に向けた軟拡散X線背景放射のすざくとチャンドラの観測を分析しました。CGMの2つの熱成分を特定しました。1つはkT=0.176\pm0.008keVの均一温度で、もう1つはkT=0.65-0.90keVの範囲の温度です。均一な低温成分は、銀河のビリアル温度（〜10^{6}K）と一致しています。より高温の成分の温度は、フェルミバブルの近くを通過するブレーザー1ES1553+113の視線で最近発見された温度（〜10^{7}K;Dasetal。）と同様です。あるいは、約0.9keVの過剰放出は、スーパーソーラーネオンの存在量によるものであり、これも1ES1553+113の視線に見られるものと同様です。2つの可能性を区別することはできません。これらの結果は、CGM内の超ビリアル温度ガスが広範囲に存在し、必ずしもフェルミバブルに関連しているわけではないことを示しています。
銀河系の超高エネルギー$ \ gamma $線源集団のモデリング
高エネルギー立体視システム（HESS）銀河面調査（HGPS）は、これまでのところ、非常に高いエネルギー（VHE;$100\、\mathrm{GeV}\leqE\leq）での銀河$\gamma$線源の最も包括的な国勢調査です。100\、\mathrm{TeV}$）。この調査の感度が限られているため、検出された78個の$\gamma$線源は、母集団全体の小さく偏ったサブサンプルのみで構成されています。それでも、数値モデリングにより、このサンプルに基づいて天の川のVHE$\gamma$線源集団を研究することができます。この作業では、いくつかの方位角対称モデルとスパイラルアームモデルを空間ソース分布について比較します。母集団の光度と半径の関数は、HGPSデータセットのソースプロパティから導出され、HGPSの感度バイアスに対して補正されます。これらのモデルに基づいて、VHEソース母集団がシミュレートされ、HGPSに従って検出可能なソースのサブセットがHGPSソースと比較されます。光度と半径関数のべき乗則指数は、光度が$-1.6$から$-1.9$、半径が$-1.1$から$-1.6$の範囲であると決定されます。方位角対称分布と銀河棒のない4アーム渦巻構造に従った分布は、HGPSデータをかなりよく説明しています。銀河系VHE源の総数は、800から7000の範囲で、総光度とフラックスは$（1.6-6.3）\cdot10^{36}$〜ph〜s$^{-1}$であると予測されています。および$（3-15）\cdot10^{-10}$〜ph〜cm$^{-2}$〜s$^{-1}$、それぞれ。モデルに応じて、HGPSサンプルはスキャンされた領域の人口の排出量の$（68-87）\％$を占めます。これは、未解決のソースがHGPSで測定可能な拡散放射の重要なコンポーネントであることを示しています。チェレンコフ望遠鏡アレイの感度が予想されるほど上昇すると、検出可能な光源の数は5〜9倍に増加すると予測されます。
SRGのeROSITAX線望遠鏡
| Title |
The_eROSITA_X-ray_telescope_on_SRG |
| Authors |
P._Predehl,_R._Andritschke,_V._Arefiev,_V._Babyshkin,_O._Batanov,_W._Becker,_H._B\"ohringer,_A._Bogomolov,_T._Boller,_K._Borm,_W._Bornemann,_H._Br\"auninger,_M._Br\"uggen,_H._Brunner,_M._Brusa,_E._Bulbul,_M._Buntov,_V._Burwitz,_W._Burkert,_N._Clerc,_E._Churazov,_D._Coutinho,_T._Dauser,_K._Dennerl,_V._Doroshenko,_J._Eder,_V._Emberger,_T._Eraerds,_A._Finoguenov,_M._Freyberg,_P._Friedrich,_S._Friedrich,_M._F\"urmetz,_A._Georgakakis,_M._Gilfanov,_S._Granato,_C._Grossberger,_A._Gueguen,_P._Gureev,_F._Haberl,_O._H\"alker,_G._Hartner,_G._Hasinger,_H._Huber,_L._Ji,_A._v._Kienlin,_W._Kink,_F._Korotkov,_I._Kreykenbohm,_G._Lamer,_I._Lomakin,_I._Lapshov,_T._Liu,_C._Maitra,_N._Meidinger,_B._Menz,_A._Merloni,_T._Mernik,_B._Mican,_J._Mohr,_S._M\"uller,_K._Nandra,_V._Nazarov,_F._Pacaud,_M._Pavlinsky,_E._Perinati,_et_al._(27_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03477 |
eROSITA（イメージング望遠鏡アレイを使用した拡張レントゲン調査）は、バイコヌール宇宙基地から2019年7月13日に打ち上げられたSpectrum-Roentgen-Gamma（SRG）ミッションの主要な機器です。機器の試運転とその後の校正および性能検証フェーズの後、eROSITAは2019年12月13日に全天の調査を開始しました。2023年の終わりまでに、天球の8回の完全スキャンが実行され、それぞれが6回続きます。月。このプログラムの最後に、軟X線バンド（0.2--2.3\、keV）でのeROSITA全天観測は、ハードバンド（0.2--2.3\、keV）でのROSAT全天観測よりも約25倍感度が高くなります。2.3--8\、keV）それは空の最初の真の画像調査を提供します。eROSITAの設計推進科学は、宇宙の大規模構造を研究し、ダークエネルギーを含む宇宙モデルをテストするために、赤方偏移$z>1$までの銀河団の大規模なサンプルを検出することです。さらに、eROSITAは、不明瞭なオブジェクトを含む数百万のAGNのサンプルを生成することが期待されており、超大質量ブラックホールの進化に関する私たちの見方に革命をもたらします。この調査はまた、X線連星、活動的な星、銀河内の拡散放出など、さまざまな天体物理学的現象に対する新しい洞察を提供します。初期の観測結果（その一部はここに示されています）は、機器の性能がその科学的期待を果たすことができることを確認しています。この論文では、機器の簡潔な説明、地上で測定されたときの性能、宇宙での動作、および軌道上測定からの最初の結果を提供することを目指しています。
磁化された中性子星による超大光度X線源の集団合成
銀河系の薄い円盤と同様の星形成の歴史を持つ渦巻銀河に磁化された中性子星（NULX）を持つ超大光度X線源の集団のモデルがハイブリッドアプローチを使用して計算されます。まず、分析的近似（コードBSE）を適用して、NULXの潜在的な前駆体となる可能性のある近接バイナリ（CBS）のアンサンブルを構築します。次に、磁化された中性子星（NS）への降着を伴う進化が、進化コードMESAによって計算されます。NSへの降着率とX線の光度は、亜臨界および超臨界ディスクのモデルと移流のあるディスクについて計算されます。磁気圏NSへの降着中、超エディントン光度$L_\mathrm{X}>10^{38}$erg〜s$^{-1}$は、内部境界でエネルギーが放出される未臨界段階ですでに達成されています。NS磁気圏によって定義されたディスクのサブエディントンです。磁化されたNSへの降着に特有の特性を考慮したCBSの標準的な進化により、追加のモデルなしでNULXの定量的に観察された特性（X線光度、NSスピン周期、公転周期、視覚成分の質量）を説明できることが示されています。観測された超エディントン光度が高いNSからのX線放射のコリメーションに関する仮定。星形成率が3〜5$M_\odot{\rmyr^{-1}}$のモデル銀河では、いくつかのNULXが存在する可能性があります。$L_{\mathrmX}\sim10^{41}$erg〜s$^{-1}$を使用したNULXからの強力な風の発見は、磁化されたNSへのスーパーエディントン降着の兆候です。
Dusty Evolved Star Kit（DESK）：進化した星のスペクトルエネルギー分布をフィッティングするためのPythonパッケージ
ほこりの多い星の周りの環境と、それらが宇宙にどれだけの物質をもたらすかを理解できる数少ない方法の1つは、さまざまな波長での明るさを、エネルギーがほこりをどのように伝達するかを説明するモデルに適合させることです。DESKは、結果とその不確実性をよりよく理解するために、さまざまな恒星サンプルとモデルグリッドの最適な適合を比較するように設計されたPythonパッケージです。このパッケージは、測光またはスペクトルを使用して、進化した星のスペクトルエネルギー分布（SED）を、最小二乗法を使用して放射伝達モデルのグリッドに適合させます。パッケージには、さまざまなダスト種を使用して新しく作成されたグリッドと、最先端のダスト成長グリッドが含まれています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）からの豊富な赤外線データを考えると、さまざまなモデルグリッドをテストするための堅牢な方法が特に重要になります。
KLCAMによる2017年のドームAでの雲量とオーロラ汚染
| Title |
Cloud_Cover_and_Aurora_Contamination_at_Dome_A_in_2017_from_KLCAM |
| Authors |
Xu_Yang_(1_and_2),_Zhaohui_Shang_(1_and_3),_Keliang_Hu_(1),_Yi_Hu_(1),_Bin_Ma_(1),_Yongjiang_Wang_(1_and_2),_Zihuang_Cao_(1),_Michael_C.B._Ashley_(4),_Wei_Wang_(1)_((1)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China,_(3)_Tianjin_Normal_University,_Tianjin,_China,_(4)_School_of_Physics,_University_of_New_South_Wales,_Sydney_NSW,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03143 |
南極のドームAには、光学からテラヘルツまで、天文観測に最適な場所となる多くの特徴があります。サイトのプロパティを確認するには、サイトの定量的なテストが必要です。この論文では、KunlunCloudandAuroraMonitor（KLCAM）による雲量とオーロラ汚染の統計分析を示します。KLCAMは、ドームAでの使用可能な観測時間と光学的な空の背景の長期監視を目的とした自動無人全天カメラです。2017年1月にドームAに設置され、南半球の冬を乗り越え、490日間で47,000枚以上の画像を収集しました。雲量とオーロラ汚染の半定量的視覚データ分析が5人の個人によって実行されました。分析によると、夜空は83％の時間雲がなく、他の天文台と比較してドームAにランク付けされています。オーロラは画像のどこかで45％近く検出されましたが、最も強いオーロラ輝線はカスタマイズされたフィルターでフィルターで取り除くことができます。
ALESを使用した高コントラスト熱赤外分光法：$ \ kappa $アンドロメダ座の3-4 $ \ mu $ mスペクトルb
| Title |
High_Contrast_Thermal_Infrared_Spectroscopy_with_ALES:_The_3-4$\mu$m_Spectrum_of_$\kappa$_Andromedae_b |
| Authors |
Jordan_M._Stone,_Travis_Barman,_Andrew_J._Skemer,_Zackery_W._Briesemeister,_Laci_S._Brock,_Philip_M._Hinz,_Jarron_M._Leisenring,_Charles_E._Woodward,_Michael_F._Skrutskie,_Eckhart_Spalding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02928 |
$1^で周回する$\sim20〜M_{\mathrm{Jup}}$コンパニオンである$\kappa$〜Andromedae〜bの最初の$L-$band（2.8〜4.1〜$\mu$m）分光法を示します。{\prime\prime}$は、B9タイプの恒星ホストからの分離を予測しました。大双眼望遠鏡ALESの面分光データを他の機器からの測定値と組み合わせて、$\kappa$〜And〜bの大気と物理的特性を分析します。以前に公開された値と比較すると、$\kappa$〜And〜bの$L^{\prime}$フラックスに$\sim20\％$（$2\sigma$）の不一致が報告されています。2013年にALESモジュールが構築された機器であるLBTI/LMIRCamを使用して収集された未公開の画像データセットを使用して、追加の$L^{\prime}$制約を追加します。LMIRCam測定はALES測定と一致しており、どちらも以前の研究よりも暗い$L$バンドスケーリングを示唆しています。ALESおよびLMIRCamイメージングによって測定されたフラックススケーリングを想定したデータは、L3タイプの褐色矮星によく適合しています。大気モデルは0.9-4.8〜$\mu$mに及ぶ測定に適合し、進化モデルの予測との緊張を明らかにしますが、雲のパラメーターを適切に選択することである程度の緩和を提供できます。特に、粒子$\leq1〜\mu$mで構成される非常に低い圧力まで雲が伸びているモデルが必要であるように思われます。より明るい$L^{\prime}$測光が正確である場合、太陽直下の金属量が必要になる可能性があるというヒントがあります。
太陽風流による定常MHD平衡を計算するための最適化原理
| Title |
An_Optimization_Principle_for_Computing_Stationary_MHD_Equilibria_With_Solar_Wind_Flow |
| Authors |
Thomas_Wiegelmann,_Thomas_Neukirch,_Dieter_H._Nickeler,_Iulia_Chifu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02945 |
この作業では、定常MHD平衡を計算するための数値最適化手法について説明します。新しく開発されたコードは、非線形の力のない最適化の原理に基づいています。コードを適用して、境界条件として総観ベクトルマグネトグラムを使用して太陽コロナをモデル化します。約2太陽半径より下では、プラズマ$\beta$とAlfv\'enマッハ数$M_A$は小さく、静止MHDの磁場構成は基本的に非線形の力のない磁場と同じですが、コロナの上の方では（$\beta$と$M_A$は1を超えています）プラズマと流れの影響が重要になり、静止したMHDと力のない構成が大幅に逸脱します。新しい方法では、潜在的な磁場、非線形の力のないモデル、または静磁気モデルよりもさらに外側に向かって冠状磁場を再構築できます。このように、モデルは、ソーラーオービターとパーカーソーラープローブでのリモートセンシングとその場の機器の共同観測のための磁気接続を提供するのに役立つかもしれません。
PHL 417：K2データで発見されたジルコニウムに富む脈動する準矮星（V366 Aquarid）
| Title |
PHL_417:_a_zirconium-rich_pulsating_hot_subdwarf_(V366_Aquarid)_discovered_in_K2_data |
| Authors |
Roy_{\O}stensen,_C._Simon_Jeffery,_Hideyuki_Saio,_J.J._Hermes,_John_Telting,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Joris_Vos,_Andrzej_Baran,_and_Mike_Reed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02978 |
ケプラー宇宙船は、延長されたK2ミッション中に、熱い準矮星PHL417を観測しました。高精度の測光光度曲線は、38〜105分の周期で17の脈動モードの存在を明らかにします。フォローアップの地上分光法から、オブジェクトの温度は35600Kと比較的高く、表面重力は$\logg/{\rmcm\、s^{-2}}\、=\、5.75$と超太陽ヘリウムの豊富さ。驚くべきことに、それはまた、太陽と比較して見かけの+3.9dexの過剰に対応する強いジルコニウム線を示しています。これらの特性は、このオブジェクトを、脈動する重金属星のまれなグループであるV366Aquariiパルセータの3番目のメンバーとして明確に識別します。これらの星は、脈動が高温の準矮星の脈動の標準モデルと矛盾しているという点で興味をそそられます。これは、観測されたより長い周期ではなく、短周期の脈動を表示する必要があると予測しています。K2を使用した2つのキャンペーンのデータに基づいて、脈動モードの安定性解析を実行します。最大振幅モードは、$1.1\cdot10^{-9}$s/s未満の周期ドリフト$\dot{P}$で安定していることがわかります。この結果は、ヘリウムフラッシュ点火の急速な段階で発生する脈動を除外します。
UCHII地域に関連するコンパクトな電波源の性質を探る
| Title |
Exploring_the_nature_of_compact_radio_sources_associated_to_UCHII_regions |
| Authors |
Josep_M._Masqu\'e,_Luis_F._Rodr\'iguez,_Sergio_A._Dzib,_S.-N.X._Medina,_Laurent_Loinard,_Miguel_A._Trinidad,_Stan_Kurtz_and_Carlos_A._Rodr\'iguez-Rico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02992 |
これらの領域に関連するコンパクトな電波源の性質を調査するために、以前に1.3cmで観測された4つの超小型（UC）HII領域の超大型アレイ7mm連続観測を提示します。合計7つのコンパクト電波源を検出しました。そのうち4つは熱放射であり、2つのコンパクト電波源は明確な非熱放射です。熱放射は、静的（つまり、関連する巨大な星の重力半径に閉じ込められている）または流出している（つまり、光蒸発流）イオン化されたエンベロープの存在と一致しています。一方、非熱源の性質は不明なままであり、いくつかの可能性が提案されています。これらのコンパクトな電波源のほとんどが光蒸発物体であり、残りのより進化した物体である可能性は、UCHII地域に関する以前の研究と一致しています。
| Title |
Periodic_Eruptive_Variability_of_the_Isolated_Pre-Main_Sequence_Star_V347_Aurigae |
| Authors |
S._E._Dahm_and_L._A._Hillenbrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02996 |
V347ぎょしゃ座は、小さな暗い雲L1438に関連付けられており、距離$d\約$200pcにある孤立した前主系列星のように見えます。マルチエポックのアーカイブ測光は、数十年続いた$\sim$160日のタイムスケールで発生する振幅$V\upperx2.0$の大きさの周期的な明るさの変化を明らかにします。ZwickyTransientFacilityを使用した光源の定期的なケイデンス、光学イメージングは、V347Aurによって照らされた小さな反射星雲も明るさが変動し、時には完全に消えることを示しています。マルチエポックのKeck/HIRESデータは、2つの異なるスペクトル成分の存在を示唆しています。明るい測光状態と相関する重く覆い隠された連続体を持つ顕著な輝線支配スペクトルと、静止に関連するMタイプの吸収線スペクトルです。すべてのスペクトルは、降着と一致する強いバルマーおよびHeI線放射、および一般にコリメートされたジェットとディスクに関連する[OI]、[NII]、および[SII]の禁止された遷移から生じる高速放射を示します。風。V347Aurの二元性に関する既存の高分散分光法または高解像度イメージングには証拠がありません。繰り返される爆発イベントは、検出されないコンパニオンまたは定期的に質量降着率を増加させる星周円盤内の構造によって引き起こされる降着の不安定性に関連している可能性があります。V347AurはおそらくEXorタイプの変数に類似していますが、より定期的に繰り返されます。
LAMOSTDR4からの新しい水銀マンガン星と候補
本研究では、大空域多目的ファイバー分光望遠鏡（LAMOST）で得られたスペクトルを使用して、新しい水銀マンガン星（HgMn/CP3）を特定する取り組みを紹介します。いくつかのHgIIおよびMnIIの特徴をプローブするMKCLASSコードの修正バージョンを使用して、LAMOSTDR4から事前に選択された初期型スペクトルの中から適切な候補を検索しました。得られた332の候補のスペクトルを視覚的に検査しました。ガイアDR2の視差データと測光を使用して、マグニチュード、太陽からの距離、サンプル星の進化状態を調査しました。また、さまざまな測光測光源を使用して変光星を検索しました。99個の正真正銘のCP3スター、19個の優れたCP3スター候補、および7個の候補を提示します。私たちのサンプルは、ほとんどが新しい発見で構成されており、平均して、既知の最も暗いCP3星が含まれています（ピーク分布9.5<G<13.5等）。すべての星は、B6からB9.5までの狭いスペクトル温度タイプの範囲内に含まれており、期待値と導出された質量推定値（ほとんどのオブジェクトで2.4<M（Sun）<4）と非常によく一致しています。私たちのサンプル星は100Myrから500Myrの古いもので、ゼロ年齢から終末年齢の主系列星までの全年齢範囲をカバーしています。それらは、80％未満の主系列の分数年齢でほぼ均一に分布しており、50％から80％の分数年齢の間のオブジェクトの見かけの蓄積があります。質量と年齢の推定値に対する二値性の重要な影響がわかります。8つの測光変数が発見され、そのほとんどは回転変調と一致する単周期変動を示しています。最近公開されたAPOGEECP3星のカタログと一緒に、私たちの仕事は既知の銀河CP3星のサンプルサイズを大幅に増やし、将来の詳細な統計研究への道を開きます。
CME後の現在のシートに関連するプラスモイドの統計的研究
| Title |
Statistical_Study_of_Plasmoids_associated_with_post-CME_Current_Sheet |
| Authors |
Ritesh_Patel,_Vaibhav_Pant,_K._Chandrashekhar,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03326 |
X-8.3フレアとそれに続く2017年9月10日の高速CME噴火の後に形成された現在のシートで観察されたプラズモイドの特性を、極紫外線（EUV）と白色光コロナグラフ画像を使用して調査します。主な目的は、既存の地上および宇宙ベースの機器を使用して、さまざまな時空間スケールでのプラズモイドの進化を理解することです。{\itAtmosphericImagingAssembly}（AIA）と白色光コロナグラフ、K-CorおよびLASCO/C2の連続画像で観察された現在のシートのプラズモイドを特定しました。現在のシートには、上下に動くいくつかのプラズモイドが伴うことがわかりました。私たちの分析では、下向きと上向きに動くプラズモイドの平均幅は、AIA視野（FOV）でそれぞれ5.92Mmと5.65Mmであることが示されました。ただし、上向きに移動するプラズモイドのK-Corの平均幅は64Mmであり、LASCO/C2FOVの平均幅は510Mmになります。連続する画像でプラズモイドを追跡すると、下向きおよび上向きに移動するプラズモイドの平均速度は、それぞれ$\sim$272kms$^{-1}$および$\sim$191kms$^{-1}$であることがわかります。EUVパスバンド。プラズモイドがLASCOFOVに到達すると、超Alfv\'enicになることに注意してください。さらに、双方向のプラズモイド運動が観察される$\upperx$1.15R$_\odot$での現在のシートのヌルポイントを推定します。形成されたプラズモイドの幅分布を調べたところ、べき乗則が-1.12のべき乗則に支配されていることがわかりました。以前の研究とは異なり、小規模プラズモイドと大規模プラズモイドの傾向に違いはありません。中性点の近くに加速するプラズモイドが存在することは、MHDモデルによって予測されるように拡散領域が長いことを示しています。
EVラックのフレアとCMEの特性：噴出するフィラメントの可能性
フレアとCMEは非常に強力なイベントであり、エネルギーの高い放射線と粒子が短時間で放出されます。したがって、これらのイベントは、これらの星を周回する惑星に強く影響を与える可能性があります。これは、M星の惑星に特に関係があります。これらの星は、進化の過程で長時間アクティブなままでありながら、潜在的に居住可能な惑星が短距離を周回するためです。残念ながら、これまでMスターで観測されたCMEはごくわずかであるため、MスターのフレアとCMEの関係についてはあまり知られていません。M-starのフレアとCMEについてさらに学ぶために、アクティブなM-starEVLacを高解像度で分光的に監視しました。127時間の分光モニタリング中にHalphaで1.6E31〜1.4E32ergのエネルギーを持つ27個のフレアが見つかり、457時間のTESS観測中に6.3E31〜1.1E33ergのエネルギーを持つ49個のフレアが見つかりました。統計分析は、Halphaで放出されたエネルギーに対するTESSバンドの連続体フラックスの比率が10.408+/-0.026であることを示しています。スペクトルの分析は、いくつかのフレアの衝動的な段階の間にHeII4686{\AA}線のフラックスの増加を示しています。3つの大きなフレアで、温度が6900〜23000Kの連続体源を検出します。どのフレアでも、アクティブなMスターでは非常にまれである必要があることを示す明確なCMEイベントは見つかりません。ただし、1つの比較的弱いイベントで、バルマー系列に約220km/sの非対称性が見つかりました。これは、フィラメントの噴出の兆候と解釈されます。
太陽コロナ加熱機能に対する地震学的制約
高温の太陽コロナは、放射冷却と伝導冷却のバランスと、太陽物理学の主要なパズルの1つである反作用する加熱メカニズムのために存在します。コロナの熱平衡は、コロナに豊富に存在する磁気音響波によって乱され、加熱速度と冷却速度のバランスが崩れます。この不均衡のために、波は、波の周期に匹敵する時間スケールで、プラズマを加熱するエネルギー供給からエネルギーを失うか、または得る逆反応を経験します。特に、プラズマは、冠状動脈加熱機能の特定の選択に応じて、波によって誘発される不安定性または過安定性にさらされる可能性があります。不安定な場合、コロナの熱平衡は激しく破壊され、コロナに典型的な長寿命のプラズマ構造の存在を可能にしません。これに基づいて、さまざまなコロナプラズマ構造における遅い磁気音響波の観測を使用して、コロナ加熱関数を制約しました。
ほとんどのELCVnシステムは、階層トリプルの内部バイナリです。
現代の天文学にとって重要であるにもかかわらず、主系列の連星から少なくとも1つの白色矮星を含む連星がどれほど近いかを完全には理解していません。ELCVn連星の発見は、A/F主系列星の伴星を持つ白色矮星に近いものであり、コンパクトな連星形成のモデルをテストするためのユニークな可能性を提供します。バイナリ進化理論は、これらのELCVn星が、3日より短い軌道周期を持つ非常に近い主系列星から派生していると予測しています。これが正しければ、ほとんどすべてのELCVn星は、階層的トリプルの内部バイナリであるはずです。これは、非常に近い主系列星（主張されている前駆体システム）の95％以上が階層的トリプルであることがわかっているためです。ここでは、5つのELCVnバイナリのSPHERE/IRDIS観測を示し、予測どおり、それらすべてで3次オブジェクトを検出します。ELCVnシステムは、階層トリプルの内部バイナリであり、実際、安定した物質移動を経験する非常に近い主系列バイナリから派生していると結論付けます。
偏光放射の角度平均再分配関数の高速で正確な近似
| Title |
Fast_and_accurate_approximation_of_the_angle-averaged_redistribution_function_for_polarized_radiation |
| Authors |
A._Paganini,_B._Hashemi,_E._Alsina_Ballester_and_L._Belluzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03508 |
周波数再分布効果を考慮に入れてスペクトル線プロファイルをモデル化することは、特に偏光現象（原子偏光と偏光放射）を考慮に入れる場合、計算の観点から悪名高い挑戦的な問題です。周波数再分配効果は、再分配関数の形式によって便利に記述され、問題を単純化するために角度平均近似が導入されることがよくあります。この場合でも、特に磁場が存在する場合や複雑な原子モデルが考慮される場合、偏光放射の放出係数の評価は計算コストが高くなります。偏光放射の角度平均再分配関数を数値的に評価するための効率的なアルゴリズムの開発を目指しています。私たちが提案するアプローチは、単変量成分がチェビシェフベースで表される3変量多項式による低ランク近似に基づいています。結果として得られるアルゴリズムは、10^-6から10^-2の範囲のターゲット精度で、標準の直交ベースのスキームよりも大幅に高速です。
分離した白色矮星バイナリを食する8.8分の公転周期
| Title |
An_8.8_minute_orbital_period_eclipsing_detached_double_white_dwarf_binary |
| Authors |
Kevin_B._Burdge,_Michael_W._Coughlin,_Jim_Fuller,_David_L._Kaplan,_S._R._Kulkarni,_Thomas_R._Marsh,_Thomas_A._Prince,_Eric_C._Bellm,_Richard_G._Dekany,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Russ_R._Laher,_Reed_Riddle,_Maayane_T._Soumagnac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03555 |
公転周期がわずか8.8ドルの食変光星であるZTFJ2243+5242の発見を報告します。これは、公転周期が10分未満の2番目に知られている食変光星です。このシステムは、おそらく2つの低質量白色矮星で構成されており、約40万年後に融合して、孤立した高温の準矮星またはかんむり座R星のいずれかを形成します。$6.91\、\rmmin$の対応物、ZTFJ1539+5027と同様に、ZTFJ2243+5242は、宇宙ベースの重力波検出器で検出可能な最強の重力波源の1つです。レーザー宇宙干渉計アンテナ（LISA）は、重力波が波の周波数はLISAの感度のピーク近くに落ちます。$d=2120^{+131}_{-115}\、\rmkpc$の推定距離に基づいて、LISAは動作の最初の数か月以内にソースを検出し、信号対雑音比を達成する必要があります。4年後の$87\pm5$の。$M_A=0.349^{+0.093}_{-0.074}\、M_\odot$および$M_B=0.384^{+0.114}_{-0.074}\、M_\odot$の成分質量、半径$R_A=0.0308^{+0.0026}_{-0.0025}\、R_\odot$および$R_B=0.0291^{+0.0032}_{-0.0024}\、R_\odot$、および有効温度$T_A=22200^{+1800}_{-1600}\、\rmK$および$T_B=16200^{+1200}_{-1000}\、\rmK$。測光測定のみを使用して、これらすべての特性とこのシステムまでの距離を決定し、光学的に弱い（$r>21\、m_{\rmAB}$）重力波の大集団のパラメーターを推定する実行可能な方法を示しました。ベラルービン天文台（VRO）とLISAが特定する必要のある波源。
| Title |
Enhanced_Supernova_Axion_Emission_and_its_Implications |
| Authors |
Pierluca_Carenza,_Bryce_Fore,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi,_Sanjay_Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.02943 |
超新星と中性子星合体で遭遇する物質中の熱パイ中間子が関与する反応からアクシオン放出率を計算し、固有のスペクトルの特徴を特定し、天体物理学と素粒子物理学への影響を調査します。これは、過去の研究で支配的なプロセスであると考えられていた核子-核子制動放射よりも約2〜5倍大きいことがわかります。アクシオンスペクトルもはるかに難しいことがわかります。一緒に、より大きな速度とより高いアクシオンエネルギーは、QCDアクシオンの質量に対するより強い限界を意味し、近くの銀河超新星からの大きな地下ニュートリノ検出器での直接検出のより良い見通しを意味します。
GeVスケール以下の新しい物理学を精査する重要な実験的および観測的進歩に照らして、MeVからGeVの質量ブラケット内で、フェルミ粒子またはベクトルメディエーターを介して電子に結合した軽いスカラー暗黒物質の可能性を再検討します。電子衝突型加速器と固定ターゲットビームから新しい限界を確立し、他の実験室プローブの中でも、精密物理学によってプローブされるループ誘起プロセスの強度を導き出します。さらに、SN1987Aから冷却限界を計算し、自己散乱、構造形成、宇宙論的制約、および直接検出実験における暗黒物質-電子散乱からの限界を考慮します。次に、制約の組み合わせが、これらの粒子の銀河消滅が銀河バルジで観察された511keVの光子の長年のINTEGRAL過剰を説明する可能性を大部分除外することを示します。これらの結論への警告として、ベクトルメディエーターがほぼオンシェルになる共鳴消滅レジームを特定します。
連星連星系におけるロスビーモードの潮汐励起の再考
| Title |
Revisiting_the_tidal_excitation_of_Rossby_modes_in_coalescing_binary_systems |
| Authors |
Sizheng_Ma,_Hang_Yu,_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03066 |
回転する中性子星のロスビーモード（rモード）は、連星の合体における重力磁気力によって励起される可能性があります。フラナガンとラシーンによる以前の研究[Phys。Rev.D75、044001（2007）]は、この種の動的潮汐（DT）が、重力波形に0.1radの位相シフトを引き起こす可能性があることを示しました。これは、第3世代（3G）検出器で検出できます。この論文では、3G検出器の時代における中性子星パラメータの測定に対するこのDTの影響を研究します。異なる状態方程式によって予測される中性子星の特性間に2つの普遍的な関係を組み込みます：（i）慣性モーメントと（fモード）潮汐愛数の間のよく知られたI-Love関係、および（ii）rの間の関係-モードオーバーラップと潮汐愛数。これは、この論文で新たに検討されています。rモードDTは、周波数が10〜100Hzのゆっくりと回転する中性子星に関する豊富な情報を提供することがわかります。バイナリ中性子星システム（CosmicExplorerで信号対雑音比が約1500）の場合、最良のシナリオでは、個々の中性子星のスピン周波数を6％（分数誤差）に制限できます。個々の中性子星の愛数間の縮退は劇的に減少します。最良の場合、個々の愛数は約20％に制限できますが、対称愛数と反対称愛数の両方の部分誤差は約300分の1に減少します。さらに、DTを使用すると、中性子星のスピン傾斜角を最良の場合は0.09radまで測定できるため、NSの出生キックと超新星爆発モデルに制約を課すことができます。パラメータ推定に加えて、DTによって発生するバイナリ進化の詳細な特徴を正確に記述する半分析的方法も開発しました。
振動する状態方程式を持つスカラー場の宇宙論的結果。 II。振動スケーリングとカオス加速ソリューション
| Title |
Cosmological_consequences_of_a_scalar_field_with_oscillating_equation_of_state._II._Oscillating_scaling_and_chaotic_accelerating_solutions |
| Authors |
S._X._Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03314 |
マルチアクセラレーションシナリオは、宇宙論的一致の問題を解決するために使用できます。この論文では、初期の放射の時代を考慮した後、[https://doi.org/10.1103/PhysRevD.101.063531、Phys。Rev.D{\bf101}、063531（2020）]。このモデルにより、宇宙は放射の時代には振動スケーリングソリューション（OSS）として、物質の時代にはカオス加速ソリューション（CAS）として進化することができます。数学的には、OSSからCASへの移行は、周期倍分岐からカオスへのルートです。物理的には、このシナリオが実際の宇宙を説明するのに適した図であると私たちに確信させる2つの理由があります。1つは、宇宙が放射線時代にOSSとして進化した場合、グローバルな宇宙論的パラメーターの制約が実行可能であるということです。もう1つは、CASによって記述された後期の宇宙が、低赤方偏移で観測された宇宙の加速をうまく説明できることです。
TupperSats：宇宙システム工学の枠内で考える
| Title |
TupperSats:_Thinking_Inside_the_Box_for_Space_Systems_Engineering |
| Authors |
David_Murphy,_Robert_Jeffrey,_Deirdre_Coffey,_Morgan_Fraser,_Sheila_McBreen,_Lorraine_Hanlon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03332 |
ユニバーシティカレッジダブリンの宇宙科学技術カリキュラムの修士課程の一環として、学生チームは、1学期にわたって、標準化されたプラットフォームで独自のペイロードを設計、構築、起動（気球上で）、運用、および回復します。各「TupperSat」は、家庭用プラスチック保管コンテナから構築されるか、その中に含まれている必要があります。重量は1kg未満で、場所、高度、内部および外部の温度と気圧を特定でき、を使用してこの情報をブロードキャストできる必要があります。社内通信システム。学生はまた、TupperSatで飛行するために、科学的なペイロードまたは新しい技術のデモンストレーションを設計および構築する必要があります。注目すべき例としては、地球観測植生センサー、粒子サンプルリターン、ガンマ線検出器、エアバッグ着陸システムなどがあります。インストラクターは、顧客と立ち上げ機関の役割を果たします。学生には、RaspberryPiシングルボードコンピューター、5000mAHバッテリー、高高度互換GPSユニット、温度および圧力センサー、および専用に開発された小型の低電力無線トランシーバーモジュールを含む多数の標準コンポーネントが提供されます。LoRa標準に基づくコース。チームには、追加の材料を購入し、ペイロードを構築するために100ユーロ（115ドル）の予算が与えられます。学生は、典型的な宇宙プロジェクト開発サイクルに完全に没頭することにより、宇宙産業の実践を学びます。TupperSatの設計とペイロードの概念は、予備設計レビューで学生チームによって提案されます。計画はクリティカルデザインレビューの前に十分に作成されており、チームは打ち上げの許可を得る前にフライト準備レビューに合格する必要があります。期限を守り、期末の立ち上げを確保するためには、適切なプロジェクト管理が不可欠です。学生の参加が増えるにつれ、モジュールは、学生をさらに動機付ける、より野心的でやりがいのあるプロジェクトを可能にするように変更されました。
宇宙論における量子効果
量子効果は、現代の宇宙論において重要な役割を果たしています。おそらく最も印象的な例は、大規模な構造に由来します。これは、一般に、真空量子ゆらぎに起因すると想定され、膨張段階によって引き伸ばされます。インフレは、このプロセスを説明する上での主要なパラダイムです。インフレモデルのさまざまな観測の成功により、科学界はますます厳格なテストを作成するようになりました。これらのテストは、単純なスローロールの単一フィールドインフレを超えて調査するために同時に使用できます。しかし、インフレは理論ではなく、インフレを超えることが必要です。インフレに対するさまざまな代替案および/または補完的なメカニズムが文献で呼び出されています。特異点を避けながら大規模な観測を説明する能力を備えた最もよく知られている宇宙論モデルは、非特異バウンスモデルと呼ばれるクラスを形成します。これらのモデルの主な特徴は、拡張前の収縮段階の存在と、消えることのないスケールファクターです。量子効果がモデルの一部である場合、非特異バウンスは一般に現れ、特異点の回避につながるレギュレーターの役割を果たします。この論文は、宇宙論における量子効果のハミルトニアン定式化に焦点を当てています。最初に、崩壊する宇宙における確率的摂動を調査します。次に、ボーム解釈による量子宇宙論が初期の特異点を解決することを示します。重力と電磁気学の非最小結合を追加して、磁場の生成が可能であることを示します。最後に、修正重力理論のプロトタイプであるブランス-ディッケ理論にアフィン量子化を適用し、このフレームワーク内でのジョーダンフレームとアインシュタインフレームの量子等価性について説明します。両方のフレームでスムーズなバウンスが期待され、フレーム間の同等性が量子レベルで保持されることを示します。
| Title |
Interactive_Visualization_of_Atmospheric_Effects_for_Celestial_Bodies |
| Authors |
Jonathas_Costa,_Alexander_Bock,_Carter_Emmart,_Charles_Hansen,_Anders_Ynnerman,_Claudio_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.03534 |
惑星表面のインタラクティブな視覚化のために調整された大気モデルを提示します。太陽系の探査がますます正確なミッションと機器で進行するにつれて、惑星環境の忠実な視覚化は、宇宙研究、ミッション計画、および科学コミュニケーションと教育への関心を高めています。大気の影響は、データ分析と惑星データのコンテキスト情報を提供する上で非常に重要です。私たちのモデルは、大気中の光の非線形経路（地球の場合）、オゾン層や火星の塵などの分子や塵の粒子による光吸収効果、および波長に依存する位相関数を正しく考慮しています。ミー散乱。このモードは、対話性、汎用性、およびカスタマイズに重点を置いており、インタラクティブなコントロールの包括的なセットにより、外観を動的に適応させることができます。例として地球と火星を使用して結果を示します。しかし、それは、例えば、太陽系外惑星に見られる他の大気の探査に容易に適合させることができます。地球の大気については、国際宇宙ステーションで撮影した写真やCIEの晴天モデルと視覚的に比較しています。火星の大気は、入手可能な科学データ、ドメインの専門家からのフィードバックに基づいて再現され、キュリオシティローバーによって撮影された画像と比較されます。ここで紹介する作業は、OpenSpaceシステムに実装されており、没入型ドームシアターからバーチャルリアリティヘッドセットまで、幅広い環境でのプレゼンテーションを対象としたインタラクティブなパラメーター設定とリアルタイムのフィードバック視覚化を可能にします。
