宇宙論的流体力学シミュレーションのIllustris-TNG、EAGLE、cosmo-OWLS、およびBAHAMASスイートを使用して、ペアワイズ速度のモーメントに対するバリオン効果（つまり恒星およびAGNフィードバック）の影響を調査します。ガス成分の平均ペアワイズ速度が暗黒物質のそれに従うという仮定は、ここで小さな間隔で研究され、10-20$h^{-1}\mathrm{Mpc}$のペア間隔でもそこにあることがわかります。は4-5％の速度バイアスです。間隔が小さいと、サブグリッドの処方に応じて強度が変化し、大きくなります。異なる物理的プロセスを分離することにより、我々の発見は、大規模な速度バイアスが主にAGNフィードバックではなく恒星によって駆動されることを示唆している。考慮されていない場合、この速度オフセットは、将来の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査における動的スニヤエフゼルドビッチ効果からの宇宙論的制約にバイアスをかける可能性があります。さらに、ペアワイズ速度の1次モーメントと2次モーメントが、物質成分とガス成分の両方に対するバリオン効果とニュートリノ自由流効果の両方によってどのように影響を受けるかを調べます。どちらの瞬間も、バリオン過程の影響を大量のニュートリノの影響から解きほぐすことができました。20$h^{-1}\mathrm{Mpc}$のペア分離より下では、ペアワイズ速度のこれらのモーメントはニュートリノ質量の増加とともに減少することがわかります。したがって、私たちの研究は、ペアワイズ速度統計を利用して、将来のCMB調査および固有速度調査からのニュートリノの合計質量を制約する方法を提供します。
実空間および赤方偏移空間における物質およびバイアストレーサーのマークされたスペクトルのモデリング
| Title |
Modeling_the_Marked_Spectrum_of_Matter_and_Biased_Tracers_in_Real-_and_Redshift-Space |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Alejandro_Aviles,_Elena_Massara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05914 |
実空間と赤方偏移空間におけるマークされた密度の物質場とバイアスされたトレーサーのパワースペクトルの1ループ摂動論を提示します。統計は、宇宙論的パラメーターに印象的な制約をもたらすことが示されています。これを活用するには、正確で計算コストの低い理論モデルが必要です。N体シミュレーションとの比較は、線形理論がすべてのスケールで失敗することを示していますが、1ループの有効場の理論の項を含めると、$z=1$で$\sim5\％$の精度で大幅に改善されます。展開は赤方偏移空間では収束しませんが（$\sim10\％$の精度を達成）、バイアス係数の自由度により、バイアスされたトレーサーが大幅に改善されます。大規模理論には、すべての摂動次数からの無視できない寄与が含まれています。大規模に関連するすべての用語を含む理論の再編成を提案し、1ループでの明示的な形式と無限ループでの構造の両方について説明します。これにより、低$k$の補正項が動機付けられ、実空間（赤方偏移）に2つの自由係数が含まれているにもかかわらず、大規模でサブパーセントの精度のモデルが得られます。さらに、大規模なニュートリノの影響を検討し、摂動カーネルに対するEdSを超える補正は実際には無視できることを示しています。宇宙論的パラメーターの増加がバイアスされたトレーサーに対して有効であり、理論モデルによって捕捉できるかどうかはまだわかりません。
DES Y1の結果：成長とジオメトリを分割して$ \ Lambda $ CDMをテストします
| Title |
DES_Y1_results:_Splitting_growth_and_geometry_to_test_$\Lambda$CDM |
| Authors |
J._Muir,_E._Baxter,_V._Miranda,_C._Doux,_A._Fert\'e,_C._D._Leonard,_D._Huterer,_B._Jain,_P._Lemos,_M._Raveri,_S._Nadathur,_A._Campos,_A._Chen,_S._Dodelson,_J._Elvin-Poole,_S._Lee,_L._F._Secco,_M._A._Troxel,_N._Weaverdyck,_J._Zuntz,_D._Brout,_A._Choi,_M._Crocce,_T._M._Davis,_D._Gruen,_E._Krause,_C._Lidman,_N._MacCrann,_A._M\"oller,_J._Prat,_A._J._Ross,_M._Sako,_S._Samuroff,_C._S\'achez,_D._Scolnic,_B._Zhang,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bhargava,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_J._Estrada,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_T._Giannantonio,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05924 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）データを分析して、パラメーターのサブセット（$\Omega_m$に焦点を当てる）が構造の成長に関連するバージョンに分割される宇宙モデルを制約します（例：$\Omega_m^{\rmgrow}$）および拡張履歴（例：$\Omega_m^{\rmgeo}$）。重力理論として一般相対性理論を含む$\Lambda$CDM宇宙モデルのパラメーターが指定されると、それは幾何学（距離）の進化と宇宙時間にわたる構造の成長の両方を一意に予測します。したがって、形状の測定値と成長の間に矛盾がある場合は、そのモデルの故障を示している可能性があります。したがって、私たちの成長幾何学分割アプローチは、$\Lambda$CDMを超える物理学の（大部分は）モデルに依存しないテストとして、またDESオブザーバブルが宇宙論的情報を提供する方法を特徴付ける手段として機能します。arXiv：1811.02375と同じマルチプローブDESデータを分析します。DES1年目（Y1）の銀河団と弱いレンズ効果は、成長と形状の両方に敏感であり、Y1BAOとY3超新星は形状をプローブします。さらに、BOSSDR12BAOと圧縮されたPlanck2015尤度からの外部幾何学的情報、およびBOSSDR12RSDからの外部成長情報が含まれています。$\Omega_m^{\rmgrow}=\Omega_m^{\rmgeo}$との大きな不一致は見つかりません。DESと外部データを別々に分析すると、ニュートリノの質量と固有の整列を伴う縮退により、$\Omega_m^{\rmgrow}$を測定する能力が制限されますが、DESを外部データと組み合わせると、成長と幾何学的量の両方を制限できます。$\Omega_m$と$w$の両方を分割するパラメーター化も検討しますが、最も制約のあるデータの組み合わせでさえ、$\Omega_m^{\rmgrow}$と$w^{\rmgrowを個別に制約できないことがわかります。}$。$\Lambda$CDMと比較して、成長とジオメトリを分割すると、$\sigma_8$の境界が弱まりますが、$h$の制約は変更されません。
多フィールド再加熱後の非ガウス性
非ガウス性の生成に焦点を当てて、最大65フィールドの2次インフレーション後の再加熱を数値的に調査します。初期条件、質量、崩壊率のいくつかのセットを検討します。予想どおり、再加熱フェーズは非ガウス信号に大きな影響を与える可能性がありますが、この数のフィールドでは、検出可能なレベルの非ガウス性では、初期条件、質量範囲、および減衰率を特定の順序で並べる必要があります。仕方。これがN-flation制限で変わる可能性があるかどうかを推測します。
大規模な異方性銀河の2点および3点相関関数の自己無撞着解析に向けて：模擬銀河カタログへの応用
| Title |
Towards_a_self-consistent_analysis_of_the_anisotropic_galaxy_two-_and_three-point_correlation_functions_on_large_scales:_application_to_mock_galaxy_catalogues |
| Authors |
Naonori_S._Sugiyama,_Shun_Saito,_Florian_Beutler,_Hee-Jong_Seo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06179 |
三極球面調和関数を用いた3PCFの分解形式に基づいて、異方性銀河の2点および3点相関関数（2PCFおよび3PCF）の共同解析の実用的な方法を確立します。MultiDarkPatchyモックカタログを使用してこのような分析を実行し、異方性3PCFの利点を実証および理解します。$80h^{-1}\、{\rmMpc}$を超えるスケールに焦点を当て、2PCFおよび3PCFの形状とバリオン音響振動（BAO）信号からの情報を使用します。また、密度フィールド再構成を適用して、2PCF測定ではBAOの信号対雑音比を増加させますが、3PCF測定では増加させません。特に、角径距離とハッブルパラメータの制約について詳しく調べます。赤方偏移空間でのBAO信号の非線形減衰を含むバイスペクトルまたは3PCFのモデルを構築します。3PCFの理論モデル、ウィンドウ関数の補正、基準値から推定されたパラメーターのバイアス、共分散行列を推定するための模擬実現の数、ビンサイズなど、分析ではさまざまな不確実性を注意深く考慮します。2PCFおよび3PCFの単極および四重極コンポーネントの共同分析では、2PCF分析のみと比較して、2PCF測定の再構築の前後でハッブルパラメータ制約がそれぞれ$30\％$および$20\％$改善されていることが示されています。この研究は、異方性3PCFが銀河調査からの宇宙論的情報を増加させ、私たちが考えるよりも小さなスケールで3PCFのモデリングのさらなる開発を促進することを明確に示しています。
Axion Dark Matter eXperiment：1B分析の詳細を実行
| Title |
Axion_Dark_Matter_eXperiment:_Run_1B_Analysis_Details |
| Authors |
ADMX_Collaboration:_C._Bartram_(1),_T._Braine_(1),_R._Cervantes_(1),_N._Crisosto_(1),_N._Du_(1),_G._Leum_(1),_L._J_Rosenberg_(1),_G._Rybka_(1),_J._Yang_(1),_D._Bowring_(2),_A._S._Chou_(2),_R._Khatiwada_(2,3),_A._Sonnenschein_(2),_W._Wester_(2),_G._Carosi_(4),_N._Woollett_(4),_L._D._Duffy_(5),_M._Goryachev_(6),_B._McAllister_(6),_M._E._Tobar_(6),_C._Boutan_(7),_M._Jones_(7),_B._H._Laroque_(7),_N._S._Oblath_(7),_M._S._Taubman_(7),_John_Clarke_(8),_A._Dove_(8),_A._Eddins_(8),_S._R._O'Kelley_(8),_S._Nawaz_(8),_I._Siddiqi_(8),_N._Stevenson_(8),_A._Agrawal_(9),_A._V._Dixit_(9),_J._R._Gleason_(10),_S._Jois_(10),_P._Sikivie_(10),_J._A._Solomon_(10),_N._S._Sullivan_(10),_D._B._Tanner_(10),_E._Lentz_(11),_E._J._Daw_(12),_M._G._Perry_(12),_J._H._Buckley_(13),_P._M._Harrington_(13),_E._A._Henriksen_(13),_K._W._Murch_(13)_((1)_University_of_Washington_(2)_Fermi_National_Accelerator_Laboratory_(3)_Illinois_Institute_of_Technology_(4)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory_(5)_Los_Alamos_National_Laboratory_(6)_University_of_Western_Australia_(7)_Pacific_Northwest_National_Laboratory_(8)_University_of_California,_Berkeley_(9)_University_of_Chicago_(10)_University_of_Florida_(11)_University_of_G\"ottingen_(12)_University_of_Sheffield_(13)_Washington_University_of_St._Louis) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06183 |
アクシオン暗黒物質を検索して、ADMXコラボレーションは、周波数範囲680〜790MHzに対応する2.81〜3.31$\mu$eVの質量範囲で、2018年1月から10月までのデータを取得しました。ADMX実験では、強磁場内のマイクロ波空洞で構成されるアクシオンハロスコープを使用して、モードによるいくつかのギャップを除いて、この全周波数範囲にわたって100％の暗黒物質密度でDine-Fischler-Srednicki-Zhitnisky（DFSZ）アクシオンを除外しました。交差点。このホワイトペーパーでは、実行1Bの完全なADMX分析について説明し、この実行に固有の詳細によって通知される分析の選択を動機付けます。
QCD相転移中の音速の宇宙論的プローブとしての誘導重力波
| Title |
Induced_gravitational_waves_as_a_cosmological_probe_of_the_sound_speed_during_the_QCD_phase_transition |
| Authors |
Katsuya_T._Abe,_Yuichiro_Tada,_Ikumi_Ueda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06193 |
素粒子物理学の標準モデルは、興味をそそる成功を収めていることが知られています。しかし、相転移（PT）によって表されるそれらの豊富な現象は、未知のダークセクターの存在の可能性を含め、まだ完全には理解されていません。このレターでは、宇宙の重力波（GW）を使用して、PTプラズマの状態方程式パラメーター$w$と音速$c_{\rms}$の測定を調査します。GWの伝播は、それ自体は$c_{\rms}$の影響を受けませんが、音速値は原始密度（またはスカラー曲率）摂動のダイナミクスに影響を与え、地平線の再突入によって誘導されたGWは両方とも間接的なプローブになります。$w$および$c_{\rms}$。スカラー摂動スペクトルの2つの簡単な例である単色スペクトルとスケール不変スペクトルを使用して、予測された誘導GWの具体的なスペクトルを数値的に明らかにします。単色の場合、誘導されたGWの共鳴増幅およびキャンセルスケールは、それぞれ異なる時間での$c_{\rms}$値に依存することがわかります。スケール不変の場合は、より現実的なスペクトルが得られ、その特定の形状が観測値と比較されます。特に、QCDの相転移は、パルサータイミングアレイ（PTA）観測の周波数範囲に対応します。原始スカラーパワーの振幅が$10^{-4}\lesssimA_\zeta\lesssim10^{-2}$の範囲にある場合、誘導されたGWは現在の観測制約と一致しており、スクエアキロメートルでの将来の観測で検出可能です。アレイ。さらに、NANOGrav12。5年分析による確率的GWの最近の可能な検出〜[1]は、$A_\zeta\sim\sqrt{7}\times10^{-3}$の場合、誘導されたGWによって説明できます。
高zエネルギー放出に対する原始元素合成の制約
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）スペクトルは、$z\sim2\times10^6$までの宇宙の熱履歴に厳しい制約を与えます。より高い赤方偏移では、熱化プロセスが非常に効率的になるため、大きなエネルギー放出でさえ、CMBスペクトルに目に見える痕跡を残しません。この論文では、原始元素合成と電子-光子デカップリングでの特定のエントロピーの正確な決定の間の一貫性は、現在のCMBエネルギー密度の7.8％以下が元素合成後の時代に放出された可能性があることを意味することを示します。以前の研究で指摘されているように、原始元素合成は、CMBスペクトルによって提供されるモデルに依存しない制約を補完し、赤方偏移で2桁拡張します。
| Title |
Power_spectrum_of_density_fluctuations,_halo_abundances_and_clustering_with_primordial_black_holes |
| Authors |
Nelson_Padilla,_Juan_Magana,_Joaquin_Sureda,_and_Ignacio_Araya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06470 |
密度変動P（k）のパワースペクトルに対する原始ブラックホール（PBH）にカプセル化されている暗黒物質（DM）の影響を計算します。また、ハローの存在量とそのクラスター化への影響についても見ていきます。物質と放射の平等の瞬間の後にのみ始まるポアソン変動の成長を採用し、単色分布と拡張プレスシェクター分布の両方を研究します。k=1h/Mpcのスケールでラムダ冷暗黒物質パワースペクトルから<10％の偏差を要求することにより、更新された単色ブラックホール質量制約を提示します。私たちの結果は、質量が10^4M_sun/hを超えるPBHが、宇宙のすべての暗黒物質の適合から除外されていることを示しています。ただし、DMのごく一部に適合している場合は、超大質量ブラックホールのシードとして機能することができます。また、この条件を拡張されたPress-Schechter（PS）質量関数に適用すると、赤方偏移、したがってスケールによるPBHの質量密度の変化により、進化を適用する前でもポアソンパワーがスケールに依存することがわかります。それらは異なる時間に重力ポテンシャルに影響を及ぼし始めます。特性質量M*<10^2M_sun/hが許可され、以前の制約と組み合わせると、M*〜10^2M_sun/hと〜10^-8M_sun/hでPS質量関数の2つの特性PBH質量ウィンドウのみが残ることがわかります。ここで、すべてのDMをPBHに含めることができます。これらのウィンドウ内で得られる暗黒物質ハロー質量関数は、素粒子でできた冷たい暗黒物質から生じるものと似ていますが、パラメーターが非現実的なP（k）を生成するとすぐに、結果として生じるハロー質量関数とハローの関数としてのバイアス質量は実際の宇宙で測定された振る舞いから大きく外れています
| Title |
Multipole_decomposition_of_the_general_luminosity_distance_'Hubble_law'_--_a_new_framework_for_observational_cosmology |
| Authors |
Asta_Heinesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06534 |
計量テンソルまたはそれを規定する場の方程式を仮定せずに、一般的な時空の赤方偏移で光度距離級数展開を3次に提示します。この一般的な「ハッブルの法則」の係数は、有限数の物理的に解釈可能な多重極係数で表すことができることがわかります。多重極項は、フリードマン-ルマ\^{\i}トレ-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）クラスのメトリックのハッブル定数、減速パラメーター、曲率パラメーター、および「ジャーク」パラメーターを置き換える有効な方向依存パラメーターに組み合わせることができます。多重極係数の数が有限であるため、正確な異方性ハッブルの法則は、$\mathcal{O}（z）$、$\mathcal{O}（z^2）$の9、25、61自由度で与えられます。、$\mathcal{O}（z^3）$オブザーバーの近く。ここで、$z\！：=\、$redshiftです。これにより、観測者の宇宙近傍の動的自由度のモデルに依存しない決定と、FLRW仮説の直接テストが可能になります。一般的なハッブル法則の導出された多重極表現は、観測的宇宙論における幅広い応用を備えた新しいフレームワークを提供すると主張します。
楕円軌道のステーションビュー期間の長期予測
以前の論文では、エルゴード理論を使用して、Lo[1]は、地上局から衛星までの観測期間の推定値を提供する単純な定積分を導き出しました。これは、衛星が線形の$J_2$摂動下で繰り返されない地上軌道を持つ円軌道にあることを前提としています。新しい特徴は、これがエルゴード理論を採用することによって軌道の伝播なしで行われるということです。これにより、電気通信ミッションの設計と分析が数桁加速され、プロセスが大幅に簡素化されました。この論文では、楕円軌道に積分された視野周期を拡張します。
個別の粒子セットを持つマルチグレインダストのSmoothedParticle Hydrodynamicsアルゴリズム
| Title |
A_smoothed_particle_hydrodynamics_algorithm_for_multigrain_dust_with_separate_sets_of_particles |
| Authors |
Daniel_Mentiplay,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte,_Guillaume_Laibe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06074 |
ガスと複数の種の大きなストークス数のダスト粒子の混合物のダイナミクスをシミュレートする方法を提示します。これは、進化した原始惑星系円盤と破片円盤に典型的です。この方法は、ガス上の複数のダスト種の異なる逆反応をキャプチャすることにより、単一の粒子サイズしか表現できなかった以前の方法を改善します。この効果は、原始惑星系円盤の寿命の後の段階で予想される可能性のある大きなダスト対ガス比の場合に大きくなります。線形波、ダストガス混合物の抗力と衝撃、および原始惑星系円盤の半径方向ドリフトの解析ソリューションに対してメソッドのベンチマークを行い、メソッドが堅牢で正確であることを示しています。
掩蔽からの小惑星の正確な位置天文学と直径-観測のデータセットとそれらの解釈
| Title |
Precise_astrometry_and_diameters_of_asteroids_from_occultations_--_a_data-set_of_observations_and_their_interpretation |
| Authors |
David_Herald,_David_Gault,_Robert_Anderson,_David_Dunham,_Eric_Frappa,_Tsutomu_Hayamizu,_Steve_Kerr,_Kazuhisa_Miyashita,_John_Moore,_Hristo_Pavlov,_Steve_Preston,_John_Talbot_and_Brad_Timerson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06086 |
小惑星による星食は1961年以来観察されており、非常に少ない数から現在では毎年500を超えています。私たちは、5,000を超える観測された小惑星掩蔽の増加するデータセットを作成し、定期的に維持しています。データセットには次のものが含まれます。生の観測値。重心または図（照明ではない）に基づく1masレベルでの位置天文学。可能な場合、小惑星の直径は5km以上で、形状モデルに適合します。小惑星衛星の分離と直径;そして、典型的な分離が数十マス以下である二重星の発見。データセットはNASAのPlanetaryDataSystemで公開されており、定期的に更新されます。ここでは、データセットの概要を示し、位置天文学と直径の決定に関連する問題について説明し、データセットから何を導き出すことができるかの例を示します。また、小惑星の掩蔽直径を、衛星NEOWISE、AKARIAcuA、およびIRASによって測定された直径と比較し、衛星によって決定された最良の直径が3つの衛星すべての直径の組み合わせであることを示します。
アミノ酸は化学の主要な成分であると考えられており、生命につながります。グリシンは最も単純なアミノ酸であり、動物性タンパク質に最も一般的に見られます。糖原性で非必須アミノ酸であり、生体によって自然に生成され、他のいくつかの重要なバイオ化合物やタンパク質の生成に重要な役割を果たします。遷移J=13（13,1）-12（12,0）で最も単純なアミノ酸グリシン（NH$_{2}$CH$_{2}$COOH）の存在の分光検出を報告します。$\nu$=261.87GHz（16.7$\sigma$統計的有意性）、列密度N（グリシン）=7.8$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$、太陽の大気中AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）を使用した惑星金星。金星の大気中でのその検出は、金星の大気でのプレバイオティクス分子の形成メカニズムを理解するための鍵の1つである可能性があります。金星の上層大気は、数十億年前の地球とほぼ同じ生物学的方法を経ている可能性があります。
ベニヤ降着後期における地球の大気の進化
| Title |
Evolution_of_the_Earth's_Atmosphere_during_Late_Veneer_Accretion |
| Authors |
Catriona_A._Sinclair,_Mark_C._Wyatt,_Alessandro_Morbidelli,_David_Nesvorny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06254 |
太陽系の動的な歴史の理解における最近の進歩は、月を形成する衝撃の後、後期ベニアの降着の間の地球の推定された爆撃の歴史を変えました。小惑星や彗星だけでなく、地球型惑星形成後に地球型惑星領域から残された微惑星による爆撃が、地球の初期大気の進化にどのように影響するかを調査します。流体力学シミュレーションと理論から導き出された大気損失と揮発性物質の供給の処方を、現実的なインパクターの集団の動的モデリングの結果と組み合わせて、大気進化のための確率的爆撃の新しい統計コードを開発します。最初は地球のような大気の影響が中程度の大気侵食を引き起こし、大きな小惑星が確率的に供給されて、いくつかの$\％$のケースでかなりの成長（$\times10$）をもたらすことがわかりました。大気の質量の正確な変化は本質的に確率論的であり、残った微惑星のダイナミクスに依存します。また、インパクターの揮発性物質含有量を含む未知数への依存を考慮し、大気は通常、特に乾燥した残りの微惑星（$<0.02〜\％$揮発性物質）によって完全に除去されることを発見しました。注目すべきことに、広範囲の初期大気の質量と組成について、大気は同様の最終質量と組成に向かって収束します。つまり、最初は低質量の大気が成長し、大規模な大気は枯渇します。最終的な特性は想定されるインパクターの特性に敏感ですが、結果として得られる大気の質量は現在の地球の質量に近くなります。これの例外は、大気が最初に組成が原始的でない限り、大きな初期大気を現在の質量まで侵食できないことです。
巨大メートル波電波望遠鏡を使用して、150MHz付近の太陽系外惑星Qatar-1bおよびWASP-80bからの電波放射を検索します。
| Title |
Search_for_radio_emission_from_the_exoplanets_Qatar-1b_and_WASP-80b_near_150_MHz_using_the_Giant_Metrewave_Radio_Telescope |
| Authors |
D._A._Green_and_N._Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06337 |
巨大メートル波電波望遠鏡を使って、太陽系外惑星Qatar-1bとWASP-80bに向けて150〜MHz付近で行われた電波観測を紹介します。これらのターゲットは、比較的近くに照射された巨大な太陽系外惑星、ホットジュピターとホットサターンであり、サイズは木星に匹敵しますが、質量が異なり、密度が低くなっています。両方のターゲットは、同等以上の磁気モーメントを持つ、木星のような拡張H/Heエンベロープをホストすることが期待されています。これらの太陽系外惑星からの電波放射は検出されませんでした。これらのターゲット観測から、Qatar-1bとWASP-80bの3シグマ限界はそれぞれ5.9と5.2mJyでした。これらは、同様の頻度での広視野調査からの太陽系外惑星に利用可能な制限よりもかなり深い制限です。また、Vir61（3つの太陽系外惑星がある）に近い以前に報告された電波源のアーカイブVLA観測を提示します。VLA観測は、銀河系外の電波源、つまりVir61との偶然の関連として特定した電波源を解決します。さらに、最近の惑星外カタログをTIFRGMRTスカイサーベイADR1電波カタログと照合しますが、説得力のあるものは見つかりません。協会。
スーパーアース表面の探索：ほぼ空気のないマグマオーシャン惑星のアルベドと地形
| Title |
Exploring_Super-Earth_Surfaces:_Albedo_of_Near-Airless_Magma_Ocean_Planets_and_Topography |
| Authors |
Darius_Modirrousta-Galian,_Yuichi_Ito,_Giuseppina_Micela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06433 |
この論文では、エアレスおよびニアエアレスのマグマオーシャン惑星（AMOP）の球形アルベド値の解析関数を提案します。さまざまな組成の2Dフラクタルサーフェスを生成し、その上に10,000本の光線を個別に照射しました。フレネルの式の近似形式を使用して、入射光の反射量を測定しました。さまざまな表面粗さでこのアルゴリズムを繰り返した結果、ハースト指数、マグマの地球化学的組成、および波長の関数として球形アルベドが見つかりました。概念実証として、Kepler-10bのモデルを使用して、アプローチの適用可能性を示しました。さまざまな溶岩組成から生成された球形アルベド値と、それらの特性を決定するために観測データに適用できる複数のテストを提示します。現在、AMOPの表面組成には、測定された球状アルベドの大きな不確実性のために強い縮退があります。それにもかかわらず、Kepler-10bに適用すると、その高いアルベドは、FeO、$\rmFe_{2}O_{3}$、$などの酸化金属種が豊富な適度に波打った海によって引き起こされる可能性があることを示しています。\rmFe_{3}O_{4}$。これは、Kepler-10bがコアレスまたはほぼコアレスのボディであることを意味します。
（486958）アロコスの平らな葉の効果的なメカニズムとしての昇華
| Title |
Sublimation_as_an_effective_mechanism_for_flattened_lobes_of_(486958)_Arrokoth |
| Authors |
Yuhui_Zhao,_Ladislav_Rezac,_Yuri_Skorov,_Shoucun_Hu,_Nalin_H_Samarasinha,_Jian-Yang._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06434 |
ニューホライズンズ宇宙船のカイパーベルトオブジェクト（KBO）のフライバイ（486958）アロコスは、高度に平坦化されたローブが両方とも赤道面に整列し、回転軸が軌道面にほぼ整列している（傾斜角〜99度）二葉形状を明らかにしました。アロコスは、太陽の周りの動的に乱されていない軌道を占めるコールドクラシックカイパーベルトオブジェクト集団に属しており、そのため、その場で形成された原始的なオブジェクトです。したがって、その形状が原始的であるか進化的であるかは、KBOと、潜在的にそれらの動的に派生したオブジェクトであるCentaursandJupiterFamilyComets（JFC）の両方の進化を理解する上で重要な意味を持ちます。質量損失駆動型形状進化モデル（MONET）を適用して、ここでは、アロコスの現在の形状は、スピン状態に大きな影響を与えずに、約1〜100Myrのタイムスケールでの揮発性ガス放出による進化起源である可能性があることを示唆します。さらに、そのようなプロセスは、KBOの形成直後の形状の進化において遍在している可能性があると主張します。この形状変化プロセスは、KBOが動的に進化してケンタウロスになり、次にJFCになり、太陽熱が劇的に増加したときにも再活性化される可能性があります。
ロッキースーパーアースのデータにおける形成の化学的指紋
星の組成との関連での岩石系外惑星の組成は、形成理論に重要な制約を提供します。この研究では、不確実性が25％未満の質量と半径の測定値を持つ太陽系外惑星のサンプルを選択し、それらの内部構造を取得します。組成マーカー、マグネシウムとシリコンに対する鉄の比率、および惑星のパラメーターに適合するコア質量分率（cmf）を計算し、それらを星と比較します。成功した惑星形成理論が予測する必要がある4つの重要な結果を見つけます：（1）人口の意味で、岩石惑星の構成は星より広い範囲に及びます。星のFe/Si分布はガウス分布$1.63^{+0.91}_{-0.85}$に近いのに対し、惑星の分布は低い値でピークに達し、尾が長く、$1.15^{+1.43}_{-0.76}$。原始的な恒星の組成が$0.32^{+0.14}_{-0.12}$であるのに対し、岩石の惑星はより広い分布$0.24^{+0.33}_{-0.18}$に従う、cmf空間での不一致を確認するのは簡単です。（2）組成を比較するためのメトリックとして、非圧縮密度（参照圧力/温度での$\overline{\rho_0}$）を導入します。これにより、岩石惑星が形成中に達成する最大の鉄濃縮と思われるものが見つかります（$\overline{\rho_0}$〜6およびcmf〜0.8）。（3）高度に照射された惑星は、広範囲の組成を示します。これらの惑星が大気蒸発の結果である場合、ガスの分散の前に鉄の濃縮とおそらく枯渇が起こらなければなりません。そして（4）、我々は、岩が多い場合、星に対してFe/Siが2倍枯渇するであろう高度に照射された惑星のグループを特定します。鉄が枯渇した惑星を形成するための信頼できる理論がなければ、これらはフォローアップの興味深いターゲットです。
ダスト成分を含む重力粘性原始惑星系円盤。 IV。ディスクの外縁、スペクトルインデックス、および不透明度のギャップ
| Title |
Gravitoviscous_Protoplanetary_Discs_with_a_Dust_Component._IV._Disc_Outer_Edges,_Spectral_Indices,_and_Opacity_Gaps |
| Authors |
Vitaly_Akimkin,_Eduard_Vorobyov,_Yaroslav_Pavlyuchenkov,_Olga_Stoyanovskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06566 |
惑星形成の重要な最初のステップは、ミクロンサイズの塵が巨視的な凝集体に凝集することです。この段階は、原始星の円盤形成の非常に早い段階で発生する可能性が高く、これはアクティブなガスのダイナミクスによって特徴付けられます。原始星/原始惑星系円盤の長期進化の数値シミュレーションを提示します。これには、薄円盤限界での自己重力を伴うガスダイナミクス、および凝固、フラグメンテーション、およびガス中のドリフトによる二分散ダスト粒子進化が含まれます。ディスク周辺への粒径の減少は、ダストのミリメートル放射の鋭い外縁につながることを示します。これは、ダストの表面密度の変化ではなく、ダストの不透明度係数の低下によって説明されます。これらの目に見える外縁は、平均粒子サイズ$\約\lambda/2\pi$の位置にあります。ここで、$\lambda$は観測波長であるため、ダストサイズが外側に減少すると、ディスクは通常、より長い波長でよりコンパクトに見えます。これにより、ディスクの外側領域の粒子サイズを再構築するための簡単なレシピが可能になります。一部の波長で粒子サイズが$\lambda/2\pi$に達しない場合、ディスクはより長い波長で大きく見える場合があります。ディスクの目に見えるサイズは、最初の100万年にわたって単調に変化せず、塵やガスの物理的なサイズとは数倍異なります。私たちのモデルを、ループスの原始惑星系円盤のガスとダストの円盤サイズ、遠赤外線フラックス、スペクトル指数に関する最近の観測データと比較します。また、半径方向の粒子サイズの非単調な変化が、ダスト密度分布の物理的なギャップとは関係のない、波長に依存する不透明度のギャップを引き起こす可能性があることも示しています。
星間氷における複雑な有機分子形成の開始の観測
| Title |
Observations_of_the_Onset_of_Complex_Organic_Molecule_Formation_in_Interstellar_Ices |
| Authors |
Laurie_E._U._Chu,_Klaus_W._Hodapp,_A.C._Adwin_Boogert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05917 |
星間氷における複雑な有機分子形成の開始を研究するために、孤立した高密度分子コアが調査されます。低質量星（B59、B335、およびL483）の継続的な形成を伴う3つのコアと、1つの星のないコア（L694-2）をサンプリングして、9つの背景星と5つの若い恒星状天体（YSO;A_K〜0.5-4.7）への視線をサンプリングします。）。NASAの赤外線望遠鏡施設（IRTF）を使用した2〜5$\mu$mのこれらの星のスペクトルは、H$_2$O（3.0$\mu$m）、CH$_3$OH（CH伸縮）のコアからの署名を同時に表示しますモード、3.53$\mu$m）およびCO（4.67$\mu$m）氷。CO氷は、COと極性氷（CO$_r$）、おそらくCH$_3$OHの混合物のために、5つが長波長の翼を示す9つの星によって追跡されます。これらの視線のうちの2つは、CH$_3$OHの独立した検出も示しています。これらの場合、CH$_3$OH：CO$_r$の比率はL483とL694-2からそれぞれ0.55$\pm$0.06と0.73$\pm$0.07であることがわかります。背景の星への視線を通して初めてCOとCH$_3$OHの両方が検出されると、COのCH$_3$OH氷への変換が観測的に制約されます。視線に沿って、COのほとんどは気相に存在し、COの$\leq$15％が凍結されます。ただし、CH$_3$OH氷はCOに関して豊富で（〜50％）、主にCH$_3$OHに富むCO氷層として存在します。視線のごく一部にのみCH$_3$OHの氷が含まれており、おそらく最も密度が高い氷です。COからCH$_3$OHへの高い変換率は、後期のクラス1低質量YSOエンベロープ（CH$_3$OH：CO$_r$〜0.5-0.6）に見られるCH$_3$OH氷の存在量を説明できます。質量の大きいYSOと1つのクラス0YSOの場合、この比率は大幅に変動します。これは、局所的な変動が氷の形成に影響を与える可能性があることを意味します。CH$_3$OHの氷の存在量が多いことは、複雑な有機分子の形成が、より高いエネルギーの粒子相互作用（宇宙線など）のない寒冷環境での星の前の段階で起こりそうなことを示しています。
LISAによる天の川衛星の計量
| Title |
Weighing_Milky_Way_Satellites_with_LISA |
| Authors |
Valeriya_Korol,_Vasily_Belokurov,_Christopher_J._Moore_and_Silvia_Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05918 |
白色矮星は、銀河系の星の種族を研究するための定評のあるツールです。タイトなバイナリシステムの2つの白色矮星は、天の川とその周辺を探索するための追加のメッセンジャー（重力波）を提供します。二重白色矮星（DWD）バイナリによって生成された重力波は、将来のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）によって検出できます。多数の広範囲にわたるDWDは、銀河系周辺の星の種族の形状、質量、および形成履歴を調査する可能性があります。この研究では、LISAによって検出されたDWDの数に基づいて、天の川衛星銀河の総恒星質量を推定する方法の概要を説明します。質量を制約するために、バイナリ母集団合成モデルを使用し、衛星に関連付けられた検出されたDWDの数と、衛星までの測定距離を唯一の入力として考慮して、ベイズ推定を実行します。基準となるバイナリポピュレーション合成モデルを使用すると、大きな衛星の場合、星の質量は1）星形成の履歴がわかっている場合は2倍、2）さまざまな星形成の履歴モデルをマージナル化した場合は1桁以内に回復できることがわかります。小さい衛星の場合、恒星の質量に上限を設けることができます。重力波観測は、標準的な電磁観測に匹敵し、場合によってはより正確な大型衛星の質量測定を提供できます。
銀河形成のズームイン宇宙論的シミュレーションにおける塵の進化
| Title |
Dust_evolution_in_zoom-in_cosmological_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Gian_Luigi_Granato,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Antonela_Taverna,_Laura_Silva,_Milena_Valentini,_Stefano_Borgani,_Pierluigi_Monaco,_Giuseppe_Murante_and_Luca_Tornatore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05919 |
円盤銀河の形成のための宇宙論的ズームイン流体力学的シミュレーションを提示し、ダストの進化とダストによって促進される高温ガスの冷却を実装します。粒子サイズ分布を推定するために2サイズ近似を採用する、以前のダスト進化の処理の改良版を、MUPPI星形成およびフィードバックサブ解像度モデルと組み合わせます。私たちのダスト進化モデルは、炭素ダストとケイ酸塩ダストを別々に追跡します。シミュレーションのカオス的振る舞いによって引き起こされる違いと、シミュレーションのセットアップの違いによるものとを区別するために、初期条件に小さな摂動を導入した後、各モデルを6回実行します。この方法では、さまざまなダスト関連の物理的プロセスの役割と、文献で採用されているいくつかの可能な近似の効果について説明します。金属の枯渇とダストの冷却はシステムの進化に影響を及ぼし、その恒星、ガス、ダストの含有量に大きな変動を引き起こします。銀河の進化中のシミュレーションによって予測された、粒子のサイズ分布と化学組成の有意な変動のスペクトルエネルギー分布への考えられる影響について説明します。銀河の半径と、基準の実行によって予測されたガスの金属性の関数として、質量の異なる3つの円盤銀河の最近の観測推定値と、ダストの面密度、ダストとガスの比率、および小粒子と大粒子の質量比を比較します。特にこの目的のためにモデルを調整していないことを考慮すると、一般的な合意は良好です。
LoCuSS：巨大な銀河団のスプラッシュバック半径とそのクラスター合併履歴への依存
| Title |
LoCuSS:_The_splashback_radius_of_massive_galaxy_clusters_and_its_dependence_on_cluster_merger_history |
| Authors |
Matteo_Bianconi,_Riccardo_Buscicchio,_Graham_P._Smith,_Sean_L._McGee,_Chris_P._Haines,_Alexis_Finoguenov,_Arif_Babul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05920 |
ローカルクラスター下部構造調査（LoCuSS）からの巨大な銀河団のサンプルを使用して、スプラッシュバック機能の直接検出を提示します。この特徴は、分光的に確認されたクラスターメンバーのKバンドの大きさを使用して得られた積み重ねられた光度密度プロファイルで明確に検出されます（$\rm5\sigma$より上）。ベイジアン推論を使用して最適なモデルを取得しました。ベイズ推定では、スプラッシュバック機能を含むモデルを、この遷移を許可しないモデルに関してデータをより説明するものとしてランク付けしました。さらに、スプラッシュバック機能の発生に対するクラスターの動的状態の影響を評価しました。広範な多波長LoCuSSデータセットを利用して、形成履歴のさまざまなプロキシをテストし、クラスターの落下におけるX線放射銀河群の有無に応じてスプラッシュバックフィーチャの位置とスケールの最も重要な依存性を見つけました。地域。特に、大規模な落下グループを示さないクラスターが、クラスター中心の半径$\rmr_{sp}/r_{200、m}=1.158\pm0.071$でスプラッシュバック機能を示すことを初めて報告します。は積極的にグループ$\rmr_{sp}/r_{200、m}=1.291\pm0.062$を降着させており、クラスターポテンシャルの特性とその降着率および合併履歴との相関関係を示唆しています。同様に、古くて動的に非アクティブとして分類されたクラスターは、より若く、よりアクティブなクラスターに関して、スプラッシュバック機能のより強力なシグネチャを示します。私たちは、クラスターの基本的な動的特性が、大きく異なる物理的スケールにわたってどのように反響するかを直接観察しています。
$ \ Lambda $ CDM宇宙における矮小銀河の関連
| Title |
Associations_of_dwarf_galaxies_in_a_$\Lambda$CDM_Universe |
| Authors |
C.Y._Yaryura_(1),_M.G._Abadi_(1_and_2),_S._Gottlober_(3),_N.I._Libeskind_(3_and_4),_S.A._Cora_(5_and_6),_A.N._Ruiz_(1_and_2),_C.A._Vega-Mart\'inez_(7_and_8),_Gustavo_Yepes_(9_and_10),_Peter_Behroozi_(11)_((1)_CONICET-Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_Instituto_de_Astronom\'ia_Te\'orica_y_Experimental_(IATE),_C\'ordoba,_Argentina._(2)_Observatorio_Astron\'omico,_Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_C\'ordoba,_Argentina._(3)_Leibniz-Institut_fur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_Potsdam,_Germany._(4)_University_of_Lyon,_IPN_Lyon,_France._(5)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_La_Plata_(CCT_La_Plata,_CONICET,_UNLP),_Observatorio_Astron\'omico,_La_Plata,_Argentina._(6)_Facultad_de_Ciencias_Astron\'omicas_y_Geof\'isicas,_Universidad_Nacional_de_La_Plata_(UNLP),_Observatorio_Astron\'omico,_La_Plata,_Argentina._(7)_Instituto_de_Investigaci\'on_Multidisciplinar_en_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Universidad_de_La_Serena,_La_Serena,_Chile._(8)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_La_Serena,_La_Serena,_Chile._(9)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica_M-8,_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Madrid,_Spain._(10)_Centro_de_Investigaci\'on_Avanzada_en_F\'isica_Fundamental_(CIAFF),_Universidad_Aut\'onoma_de_Madrid,_Madrid,_Spain._(11)_Department_of_Astronomy_and_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_Tucson,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05922 |
矮小銀河の連合体は、矮小銀河だけで構成されたゆるいシステムです。これらのシステムは、30年以上前に初めてローカルボリュームで識別されました。これらのシステムは、$\Lambda$ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）モデルの宇宙論的フレームワークで研究されています。SmallMultiDarkPlanckシミュレーションを検討し、銀河形成SAGの半解析モデルを適用してダークマターハローを作成します。ローカルボリュームで検出された矮小銀河関連のサイズを再現するために、リンク長が$b=0.4\、{\rmMpc}\、h^{-1}$に等しいfriendsoffriendsアルゴリズムを使用して銀河システムを識別します。。私たちの矮星システムのサンプルは、最大しきい値$M_{\rmmax}$よりも大きい恒星の質量を持つ1つ（または複数）の銀河を持つシステムを削除して構築されています。${\rmlog}_{10}（M_{\rmmax}[{\rmM}_{\odot}\、h^{-1}]）=8.5、9.0$で定義される3つの異なるサンプルを分析しますと$9.5$。平均して、私たちのシステムの典型的なサイズは$\sim0.2\、{\rmMpc}\、h^{-1}$、速度分散は$\sim30{\rmkm\、s^{-1}}$および$\sim10^{11}{\rmM}_{\odot}\、h^{-1}$の推定総質量。このような大きな典型的なサイズは、特定の矮星協会の個々のメンバーが異なる暗黒物質ハローに存在し、一般に他のハローの下部構造ではないことを示唆しています。実際、私たちの矮星システムの90％以上では、個々のメンバーが異なる暗黒物質ハローに生息していますが、残りの10％のメンバーだけが同じハローに住んでいます。私たちの結果は、$\Lambda$CDMモデルが、矮小銀河の関連性の存在と特性をそれほど困難なく自然に再現できることを示しています。
その異常な球状星団集団からのNGC1052-DF2の形成の抑制
| Title |
Constraining_the_formation_of_NGC1052-DF2_from_its_unusual_globular_cluster_population |
| Authors |
Sebastian_Trujillo-Gomez,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Benjamin_W._Keller,_and_Marta_Reina-Campos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05930 |
超拡散銀河（UDG）NGC1052-DF2は暗黒物質の含有量が少なく、非常に珍しい球状星団（GC）の集団をホストしており、光度の中央値はほとんどの銀河の$\sim4$倍で、約5〜per〜を含んでいます。銀河の星のセント。銀河環境の関数として初期クラスター質量関数を予測する理論モデルを適用して、DF2特有のGCシステムの起源を調査します。モデルは、GC質量関数を使用して、$\sim9〜\rm{Gyr}$前のGCの形成中に、銀河の星形成条件を制約します。非常に高いガス面密度、$\Sigma_{\rmISM}\gtrsim10^3M_{\odot}\rm{pc}^{-2}$、および強力な遠心力サポートを備えた環境でGCが形成されると予測します。、$\Omega\gtrsim0.7〜\rm{Myr}^{-1}$、近くの核周辺のスターバーストや天の川の中央領域に似ています。観測されたGC集団を形成するために必要なこれらの極端な条件は、$\gtrsim78$パーセントという非常に高いクラスター形成効率を意味し、銀河の現在の拡散性と強く対照的です。核のスターバーストはGCの急速なインスパイラルにつながり、核の星団がないことで除外されるため、GCは$z\sim1.3$での大規模な合併中に形成されたと考えられます。合併の残骸は、現在の低い表面輝度に達するために、その恒星（そしておそらくその暗黒物質）成分の大幅な拡大を受けたに違いありません。これは、DF2の極端なGC集団の形成がUDGになる原因となったという興味深い可能性につながります。。もしそうなら、この強力な構造進化は、UDGの起源を理解する上で重要な意味を持ちます。
ガイアDR2を使用した、天文学的に選択されたクエーサー候補の完全なサンプルの分光学的分類
| Title |
Spectroscopic_classification_of_a_complete_sample_of_astrometrically-selected_quasar_candidates_using_Gaia_DR2 |
| Authors |
K._E._Heintz,_J._P._U._Fynbo,_S._J._Geier,_P._M{\o}ller,_J.-K._Krogager,_C._Konstantopoulou,_A._de_Burgos,_L._Christensen,_C._L._Steinhardt,_B._Milvang-Jensen,_P._Jakobsson,_E._H{\o}g,_B._E._H._K._Arvedlund,_C._R._Christiansen,_T._B._Hansen,_P._D._Henriksen,_K._B._Kuszon,_I._B._McKenzie,_K._A._Mosekj{\ae}r,_M._F._K._Paulsen,_M._N._Sukstorf,_S._N._Wilson,_and_S._K._K._{\O}rgaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05934 |
ここでは、{\itGaia}データリリース2（DR2）で、固有運動がゼロの点光源としての純粋に位置天文学的なクエーサーの選択の効率と忠実度を調査します。北銀河極（NGP）の1度以内で$G<20$等より明るい104個のGaia-DR2点光源を含む完全な候補サンプルを作成しました。すべて、2$\sigma$の不確実性内でゼロと一致する固有運動を持っています。既存のスペクトルに加えて、残りのすべての候補のロングスリット分光法を確保し、フィールド内の104個の静止点光源すべてがクエーサー（63）または星（41）のいずれかに分類できることを発見しました。したがって、銀河系の緯度が高い場合の固有運動ゼロ基準の選択効率は、$\約60\％$です。この完全なクエーサーサンプルに基づいて、課せられた制限等級内の基礎となるクエーサー集団の基本的な特性を調べます。クエーサーの面密度は20deg$^{-2}$であり、赤方偏移の分布は$z\sim1.5$でピークに達し、8つのシステム（$13^{+5}_{-3}\）のみであることがわかります。％$）はかなりのほこりの赤みを示します。次に、一般的に使用される光学、近赤外線、および中赤外線のクエーサー識別技術の選択効率を調査し、それらがすべて、位置天文学の選択と比較して$85-90\％$レベルで完了していることを確認します。最後に、候補の視差が2$\sigma$内でゼロと一致することを要求する追加のカットを含めることにより、位置天文学の選択を$\upperx70\％$の効率に改善する方法について説明します。ガイア計画からの将来のより感度の高い位置天文測定のリリースにより、選択効率はさらに向上します。このタイプの選択は、純粋にクエーサー候補の位置天文学に基づいており、クエーサーの色と放出メカニズムに関して偏りがなく、したがって、ガイアの限界の大きさの範囲内でクエーサー集団の最も完全な国勢調査を提供します。
低質量原始星における$ \ rm N_2H ^ + $窒素同位体比測定の最初のサンプル
| Title |
First_sample_of_$\rm_N_2H^+$_nitrogen_isotopic_ratio_measurements_in_low-mass_protostars |
| Authors |
E._Redaelli,_L._Bizzocchi,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05954 |
環境。窒素同位体比は、星形成プロセスの重要な診断ツールと見なされており、$N_2H^+$は、分子状窒素$N_2$に直接リンクしているため、特に重要です。ただし、理論モデルでは、観測された$^{14}N/^{15}N$値を網羅的に説明することはできません。目的。最近の理論的研究によると、$^{14}N/^{15}N$の挙動は、$N_2H^+$を破壊する2つの競合する反応、すなわち解離性再結合とCOとの反応によって支配されます。COが気相から枯渇すると、$N_2H^+$の再結合率が$N^{15}NH^+$のものよりも低い場合、まれなアイソトポログはより速く破壊されます。これは、原始星の$N_2H^+$同位体比が、星前のコアのそれよりも低く、元素値〜440と一致している必要があることを意味します。この仮説を検証し、低質量の原始星で$N_2H^+/N^{15}NH^+$測定の最初のサンプルを作成することを目指しています。メソッド。ペルセウス分子雲とおうし座分子雲の6つの若い恒星状天体に向かう$N_2H^+$と$N^{15}NH^+$の最低回転遷移を観察します。観測値に適合するように定数$T_{ex}$アプローチを使用して、カスタムpythonコードでスペクトルをモデル化します。付録では、この仮説の妥当性について説明します。導出されたカラム密度は、窒素同位体比を計算するために使用されます。結果。私たちの分析では、原始星のサンプルで平均$\rm^{14}N/^{15}N|_{pro}=420\pm15$が得られます。これは、プロトソーラー値440と一致しており、星前の天体のサンプルで以前に得られた平均値よりも大幅に低くなっています。結論。私たちの結果は、COが気相から枯渇すると、自由電子との解離的再結合が$N_2H^+$よりも速く$N^{15}NH^+$を破壊し、の同位体比が高くなるという仮説と一致しています。COがダスト粒子上で凍結している星前のコア。
マゼランの騒乱：金属量と動き
$Gaia$ミッションのデータリリース2からマゼラン雲赤色巨星のカタログを作成し、機械学習手法を利用して、それらの測光金属量の推定値を取得します。そうすることで、マゼランシステム全体を一度に化学的にマッピングすることができます。私たちの高解像度マップは、大マゼラン雲（LMC）バーとスパイラルアームがすぐにわかる、多数の下部構造を明らかにしています。LMCディスクの南部で、比較的金属が豊富な巨人をホストし、小マゼラン雲（SMC）との歴史的な出会いの副産物である可能性が高い、奇妙ならせん状の特徴を明らかにします。LMCを傾斜した薄い円盤としてモデル化すると、矮星の中心から$\sim12^{\circ}$まで$-0.048\pm0.001$dex/kpcの浅い金属量勾配が見つかります。小マゼラン雲が破壊されており、その外側の等密度線が潮汐ストリッピングの兆候であるS字型を示しているという証拠が見られます。SMC巨人の固有運動を研究すると、彼らの集団がより大きな雲に向かって激しく引きずられているのが観察されます。摂動された星は主にSMCの前にあり、それらは矮星の潮汐尾として存在し、その動きを追跡し、LMCから深刻な混乱を受けていると解釈します。マゼラニックブリッジ地域の金属量構造は複雑であり、LMCとSMCの両方の破片からなるこの星の種族の複合的な性質の証拠があります。
最も内側の銀河円盤からの太陽系の顕著な移動。地球上の放浪、ぐらつき、そして気候の大惨事
| Title |
Remarkable_migration_of_the_solar_system_from_the_innermost_Galactic_disk;_a_wander,_a_wobble,_and_a_climate_catastrophe_on_the_Earth |
| Authors |
Takuji_Tsujimoto,_Junichi_Baba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05962 |
銀河のダイナミクスに関する最近の知識は、星がディスク形成の過程で自然に生成される一時的な渦巻腕に遭遇すると、星がディスク上を放射状に移動することを示唆しています。我々は、その寿命にわたる最も内側の円盤からの太陽系の大きな動きは、銀河の化学進化の枠組み内での太陽の組成と太陽の双子の組成との比較から推測されると主張する。太陽の発祥の地と形成時の暗黙の金属に富む環境は、プレソーラー炭化ケイ素粒子で測定されたシリコン同位体比によってサポートされています。天の川のような銀河の円盤星の動的進化の数値シミュレーションを実行して、太陽系の寿命の軌跡を特定します。銀河バルジの近くで生まれた太陽系は、渦巻腕とのいくつかの主要な遭遇によって引き起こされた放射状の移動の影響によって、現在の軌跡に移動する可能性があることがわかります。私たちがよく見かける特徴は、渦巻腕の内外を移動する星のぐらつきのために、同じ渦巻腕の中で星が繰り返し通過することです。このようなエピソードは、スノーボールアースなどの地球の地質史に証明されており、その発生時間は予測の範囲内であると予測しています。特に、渦巻腕の通過中に垂直方向に振動する恒星の動きは、時折、数十Myrの間隔で2つの別々の通過エピソードに分割され、2つの関連するスノーボールアースイベントが急速に連続して発生したことを意味します（〜7.2および6.5百Myrago）。
強力な電波銀河におけるパーセクスケールのHI流出
| Title |
The_parsec-scale_HI_outflows_in_powerful_radio_galaxies |
| Authors |
R._Schulz,_R._Morganti,_K._Nyland,_Z._Paragi,_E._K._Mahony,_T._Oosterloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05996 |
中性水素原子（HI）の大量の流出は、多くの電波銀河での吸収で観察されており、AGNフィードバックの兆候と見なされています。kpcスケールでのこれらの流出は、空間的に分解するために高角度分解能の観測を必要とするため、詳細には調査されていません。一部の電波AGNでは、それらは星間物質と相互作用する電波ジェットの結果である可能性があります。グローバルVLBIアレイを使用して、以前にVLAとWSRTで低解像度で観測した若い電波銀河と再起動した電波銀河の小さなサンプルのHI流出をマッピングしました。ここでは、4C52.37と3C293の調査結果を報告し、以前に公開されたソース4C12.50と3C236を含むサンプルについて説明します。4C52.37については、AGNの中央100pcに向かって雲の形で流出するHIガスの大部分を回収した初めてのHIVLBI観測を提示します。雲は、全身速度に対して最大600km/sだけ青方偏移します。3C293は、VLBI観測でほぼ解決されていますが、VLBIコアに向かって、全身速度に対して最大300km/sだけ青方偏移した流出HIガスが検出されます。また、HIの流出が拡大している兆候も見られます。全体として、VLBI観測によって回収されたHIガスの割合は、サンプル内で大幅に異なることがわかります。すべての場合において、数値シミュレーションからの予測と一致して、流出ガスと静止ガスの両方の塊状構造の証拠が見つかります。流出には、少なくともコアから数十pc（投影）ですでに観測されている比較的コンパクトな雲（10^4-10^5Msun）の成分が含まれています。また、特に大規模なソースでは、HIの流出に拡散成分が含まれている可能性があることもわかります。私たちの結果は、ジェット-ISM相互作用の進化のさまざまな段階でこれらのAGNを観察するという解釈を支持しています。
ギャラクシー調査の終わり
ほぼ一世紀の間、銀河の画像化と分光学的調査は私たちに宇宙の内容についての情報を与えてきました。次の銀河調査ではなく、NIR波長での最終的な銀河調査を定義することにより、このような調査の論理的なエンドポイントを定義しようとします。これは、現存する質問に対処するのに役立つ情報コンテンツを使い果たす銀河調査です。そのような調査は多くの技術の信じられないほどの進歩を必要とし、調査の詳細は初期の銀河のまだ十分に制約されていない特性に依存します。曝露時間計算機を使用して、ダークエネルギー宇宙論、銀河の進化、超新星の3つの科学事例の有用な情報を抽出するための名目調査を定義します。空の背景、望遠鏡の口径、焦点面のサイズをトレードオフするスケーリング関係を定義して、特定の領域で特定の深度を調査できるようにします。楽観的な仮定では、L2で動作する20度$^2$のわずかに分解された焦点面を持つ280mの望遠鏡は、10年間の調査で銀河の宇宙論的情報量を使い果たす可能性があります。銀河の進化（重力レンズを利用して最も初期の銀河を拡大する）とSNの場合、同じ望遠鏡で十分です。前回の銀河調査を完了するために必要な技術的進歩について説明します。最終的な銀河調査は今日の技術的範囲をはるかに超えていますが、銀河の形状、位置、色でエンコードされた情報コンテンツを使い果たすという目標に向かってどのように進むことができるかを示すスケーリング関係を示します。
ディープラーニングに基づくパンスターズ銀河の幅広い形態のカタログ
Pan-STARRSなどの自律デジタルスカイサーベイには、非常に多くの銀河系および銀河系外の天体を画像化する機能があり、画像データの大きくて複雑な性質により、自動化の使用が強化されます。ここでは、銀河の自動広範な形態アノテーションのためのデータ分析プロセスの設計と実装について説明し、それをPan-STARRSDR1のデータに適用しました。このプロセスは、フィルターとそれに続く2段階の畳み込みニューラルネットワーク（CNN）分類に基づいています。トレーニングサンプルは、手動で分類された銀河の拡張されバランスの取れたセットを使用して生成されます。SDSS銀河の以前の広範な形態カタログに含まれていたPan-STARRSの注釈と比較することにより、結果の精度が評価されます。私たちの分析は、いくつかのフィルターと組み合わせたCNNが、銀河に注釈を付け、汚れた画像を削除するための効果的なアプローチであることを示しています。カタログには、約95％の精度で1,662,190個の銀河の形態ラベルが含まれています。特定の信頼しきい値を超えるラベルを選択することで、精度をさらに向上させることができます。カタログは公開されています。
$ z> 6.5 $クエーサーのシードと$ \ gtrsim 10 ^ 9M_ \ odot $超大質量ブラックホールの成長に対するスピンの影響
赤方偏移$z>6$に$\gtrsim10^9M_\odot$超大質量ブラックホール（SMBH）が存在すると、そのようなSMBHが小さなシードから宇宙時間（$<1$\、Gyr）内でどのように成長するかという問題が発生します。BH。この手紙では、スピンの進化と超エディントンの蓄積の可能性を一貫して考慮することにより、$z>6.5$での$14$クエーサーの観測値を使用して、シードと初期成長を制約します。スピンは初期のSMBHの成長に重要な役割を果たしており、シード質量とスーパーエディントン降着率の制約は、想定される降着履歴に強く依存していることがわかります。降着が単一の（または少数の）エピソードと一貫していて、降着時間の大部分で高スピンにつながる場合、SMBHの成長は比較的遅いです。そして、降着が多くのエピソードで混沌としていて、各エピソードで総降着質量がSMBH質量よりはるかに少なく、中程度/低いスピンにつながる場合、成長は比較的速いです。シード質量とスーパーエディントン降着率に対する制約は縮退しています。スーパーエディントン降着のかなりの部分（線形スケールでは$\gtrsim0.1\％-1\％$ですが、対数スケールでは$\sim3-4$dex、$10^3-10^4M_\odot$シード）シード質量が$\gg10^{5}M_\odot$でない場合に必要であり、降着が無秩序である場合、高いシード質量および/またはスーパーエディントン降着率の要件は適度に緩和されます。
二重ピークのライマン-z = 6.803での$ \ alpha $放出：その局所的なHIIバブルを自己電離する再電離時代の銀河
| Title |
Double-peaked_Lyman-$\alpha$_emission_at_z=6.803:_a_reionisation-era_galaxy_self-ionising_its_local_HII_bubble |
| Authors |
Romain_A._Meyer,_Nicolas_Laporte,_Richard_S._Ellis,_Anne_Verhamme_and_Thibault_Garel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06241 |
Abell370の平行フロンティアフィールドにある$z=6.803$、A370p\_z1の銀河で、二重ピークのライマンアルファプロファイルが発見されたことを報告します。ライマン-$の青と赤のピーク間の速度分離\alpha$プロファイル（$\Deltav=101_{-19}^{+38}（\pm48）\、\text{kms}^{-1}$）は、イオン化光子の非常に高い脱出率を示唆しています$>59（51）\％（2\sigma）$。スペクトルエネルギー分布は、若い（$50$Myr）、星形成（$12\pm6\、\rm{M}_\odot\rm{yr}^{-1}$）銀河を示し、IRAC過剰は強いことを意味します[OIII]+H$\beta$放出。測定された高い脱出率に基づいて、A370p\_z1は、ライマンαプロファイルの青色成分を説明するのに十分な大きさのイオン化気泡を単独で生成できることを示しています。A370p\_z1が、関連するUV暗い光源からの寄与なしに、周囲を自己イオン化する高いエスケープ率を持つ明るい$z\simeq7$ダブルピークライマンアルファ放射光源のより大きな集団を表すかどうかについて説明します。
扁長回転楕円体と回転曲線について
銀河の回転曲線を平坦化するための単純な幾何学的メカニズム、細長い暗黒物質のハローによって引き起こされる平面の周りの力線の局所的な圧縮を提案し、自然におけるその可能な役割について詳しく説明します。SPARCデータベースの69の回転曲線を、ダークマターハローの2つの人気モデルの変形バージョンに当てはめると、暗黒物質の分布が5\％以上向上するという証拠を収集します。これは、私たちが調べた銀河。さらに、いくつかの銀河の回転曲線は、それらの中心にひも状の物体が存在することを示唆しているようです。額面通りに取られた場合、これらすべての結果は、自己相互作用暗黒物質（SiDM）、修正重力、または修正ニュートン力学（MOND）に基づくシナリオに関して、コールドダークマターモデル（CDM）を支持します。
MeV暗黒物質と原始ブラックホールへの制約：SKAでの逆コンプトン信号
| Title |
Constraints_on_MeV_dark_matter_and_primordial_black_holes:_Inverse_Compton_signals_at_the_SKA |
| Authors |
Bhaskar_Dutta,_Arpan_Kar_and_Louis_E._Strigari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05977 |
今後の電波望遠鏡SKAで、MeV暗黒物質（DM）粒子と原始ブラックホール（PBH）（質量$\sim10^{15}$-$10^{17}$g）を探査する可能性を調査します。銀河ハロー内の逆コンプトン（IC）効果からの光子信号。MeVDM粒子のペア消滅または崩壊（$e^+e^-$ペアへの）またはPBHの集団からのホーキング放射は、穏やかに相対論的な$e^{\pm}$を生成し、IC散乱を介して電波信号につながる可能性があります低エネルギー宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子。近くの超微弱矮小銀河セグIとおおぐま座II、球状星団$\omega$-cenとかみのけ座銀河から来るそのような信号を検出するSKAの能力を研究します。$\sim$100時間の観測により、SKAはDM消滅/崩壊率および$\sim1$から数十MeVおよび$10^{を超える範囲の質量のPBH存在量に対するプランク制約を改善することがわかります。それぞれ15}$から$10^{17}$g。重要なことに、SKAの限界は、銀河内の想定される磁場とは無関係です。SKAで観測可能な信号を発生させる矮小銀河内のMeV電子の拡散パラメータの以前に許可された領域も除外されます。
LISAを使用したGW190521のようなブラックホール連星で検出可能な環境への影響
| Title |
Detectable_environmental_effects_in_GW190521-like_black-hole_binaries_with_LISA |
| Authors |
Alexandre_Toubiana,_Laura_Sberna,_Andrea_Caputo,_Giulia_Cusin,_Sylvain_Marsat,_Karan_Jani,_Stanislav_Babak,_Enrico_Barausse,_Chiara_Caprini,_Paolo_Pani,_Alberto_Sesana_and_Nicola_Tamanini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06056 |
GW190521は、これまでに観測された最大の質量を持ち、対不安定型ギャップに少なくとも1つあるコンパクトなバイナリです。このイベントはまた、活動銀河核（AGN）のツビッキー過渡施設によって観測された光学フレアに関連していると主張されています。これはおそらくAGNガスディスク内の合併残骸の合併後の動きによるものです。レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、LIGO/Virgoのような干渉計による検出の数か月から数年前に、このようなガスが豊富なブラックホール連星を最大10個検出し、$\upperx1$deg$以内の空に局在化することを示します。^2$。LISAはまた、ガスの降着、力学的摩擦、およびAGNの巨大なブラックホールの周りの軌道運動（加速、強いレンズ、およびドップラー変調）から生じる、純粋な真空および定常波形からの偏差を直接測定します。したがって、LISAは、この新しいクラスのガスが豊富なソースについて事前に電磁望遠鏡に警告して指示し、それらの物理学に関する直接的な洞察を得て、次の波形にも現れる可能性のある一般相対性理論の補正から環境への影響を解きほぐすために重要です。低周波数。
精密パルサータイミングデータセットのノイズ源の特定と軽減
| Title |
Identifying_and_mitigating_noise_sources_in_precision_pulsar_timing_data_sets |
| Authors |
Boris_Goncharov,_D._J._Reardon,_R._M._Shannon,_Xing-Jiang_Zhu,_Eric_Thrane,_M._Bailes,_N._D._R._Bhat,_S._Dai,_G._Hobbs,_M._Kerr,_R._N._Manchester,_S._Os{\l}owski,_A._Parthasarathy,_C._J._Russell,_R._Spiewak,_N._Thyagarajan,_J._B._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06109 |
パルサータイミングアレイプロジェクトは、ナノヘルツ周波数の重力波を検出することを主な目的として、ミリ秒パルサーのパルス到着時間を測定します。測定には、決定論的または確率論的のいずれかである可能性のある、いくつかの天体物理学的および機器的プロセスからの寄与が含まれます。誤ったモデルは感度を低下させ、偽の重力波検出を引き起こす可能性があるため、これらのノイズプロセスのロバスト統計モデルと物理モデルを開発する必要があります。ここでは、ベイジアン推論を使用して、パークスパルサータイミングアレイの2番目のデータリリースにおける26個のパルサーのノイズプロセスを特徴付けます。アクロマティックタイミングノイズや分散測定値の変動など、パルサータイミングアレイデータセットで以前に見つかった十分に研究されたノイズソースに加えて、パルス散乱の変動に起因する時間相関クロマチックノイズを含む新しいノイズソースを特定します。また、4つのパルサーで「指数関数的ディップ」イベントを特定します。これは、3つのパルサーで観測されたパルスプロファイルの形状変化によって証明されるように、磁気圏効果に起因すると考えられます。これには、以前は星間伝播に起因していたPSRJ1713$+$0747のイベントが含まれます。重力波の探索に使用するノイズモデルを提示します。ノイズモデルのパフォーマンスを評価し、データ内の未知の信号を特定するための堅牢な方法論の概要を説明します。パルスプロファイルの変動の検出は、効率的なプロファイルドメインタイミング方法を開発する必要性を浮き彫りにします。
白色矮星の恒星進化に対するピクノ核反応の影響
この文書は、コンパニオンスターから物質を降着させる白色矮星の進化に対する高密度核反応、ピクノ核反応の影響の数値研究を提示します。主に、さまざまな微物理的仮定でこれらの核反応を含めると異なる可能性のある観測可能な特性を求めます。これらの異なる仮定には、効果的な核子-核子相互作用、格子構造、および結晶分極特性が含まれます。私たちの結果は、ピクノ核反応速度にいくつかの有意差が見られるものの、その違いが白色矮星の進化に観察可能な違いをもたらさないことを示しています。次に、ピクノ核反応が発生すると想定される場合と発生しないと想定される場合の観察可能な特性の違いを調べます。この場合、計算では、シミュレーションに使用する停止条件$L_{nuc}>10^で、半径$R$と有効温度$T_{eff}$に観測可能な違いがある可能性があることが示されています。{8}\thinspace\rm{L}_{\odot}$、つまり核融合によって放出されるエネルギーの合計速度は、太陽の光度$10^{8}$を超えています。第三に、我々は、ピクノ核速度に対する温度上昇のしばしば無視される効果を調査します。
7つの合併による中間質量ブラックホールの階層的形成：GW190521への影響
| Title |
Hierarchical_Formation_Of_An_Intermediate_Mass_Black_Hole_Via_Seven_Mergers:_Implications_For_GW190521 |
| Authors |
Oliver_Anagnostou,_Michele_Trenti,_Andrew_Melatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06161 |
重力波イベントGW190521は、中間質量ブラックホール（IMBH）を形成する$\sim85\text{M}_\odot$と$\sim66\text{M}_\odot$の2つのブラックホールの合併を伴います。質量$\sim142\text{M}_\odot$の。両方の前駆体は、上部のブラックホールの質量ギャップに属しているため、標準的な恒星進化論の中で説明するのは困難です。高密度星団のコアにおける前駆体の複数の階層的合併に基づくこのIMBHの動的形成経路を提案します。NBODY6-gpuを使用した58の直接N体シミュレーションのセットの分析からそのようなシナリオを特定しました。$N=10^5$の星と典型的な球状星団の特性を持つ星団の進化を説明することを目的とした私たちの標準的な実行の1つで、6Gyrで7つのバイナリマージのチェーンを経て最終的に到達する恒星ブラックホールを観察します$97.8\text{M}_\odot$の質量。最終的なIMBH製品につながる動的相互作用、およびそのシミュレーションでのブラックホール集団の進化について説明します。データセット内のすべてのシミュレーションの分析から、追加の小さなチェーンが観察され、チェーンのマージによるIMBH形成は、確率$0.01\lesssimp\lesssim0.1$の典型的な（つまり、質量の中央値）球状星団の寿命で予想されると暫定的に推測されます。この桁違いの推定値と共動星形成率を使用して、結果がGW190521によって示される平均率とほぼ一致していることを示し、IMBHの将来の重力波検出への影響について説明します。
パフォーマンス研究のためのLHAASO-KM2Aによるかに星雲の観測
| Title |
The_observation_of_the_Crab_Nebula_with_LHAASO-KM2A_for_the_performance_study |
| Authors |
F._Aharonian,_Q._An,_Axikegu,_L.X._Bai,_Y.X._Bai,_Y.W._Bao,_D._Bastieri,_X.J._Bi,_Y.J._Bi,_H._Cai,_J.T._Cai,_Z._Cao,_Z._Cao,_J._Chang,_J.F._Chang,_X.C._Chang,_B.M._Chen,_J._Chen,_L._Chen,_L._Chen,_L._Chen,_M.J._Chen,_M.L._Chen,_Q.H._Chen,_S.H._Chen,_S.Z._Chen,_T.L._Chen,_X.L._Chen,_Y._Chen,_N._Cheng,_Y.D._Cheng,_S.W._Cui,_X.H._Cui,_Y.D._Cui,_B.Z._Dai,_H.L._Dai,_Z.G._Dai,_Danzengluobu,_D._della_Volpe,_B._D'Ettorre_Piazzoli,_X.J._Dong,_J.H._Fan,_Y.Z._Fan,_Z.X._Fan,_J._Fang,_K._Fang,_C.F._Feng,_L._Feng,_S.H._Feng,_Y.L._Feng,_B._Gao,_C.D._Gao,_Q._Gao,_W._Gao,_M.M._Ge,_L.S._Geng,_G.H._Gong,_Q.B._Gou,_M.H._Gu,_J.G._Guo,_X.L._Guo,_Y.Q._Guo,_Y.Y._Guo,_Y.A._Han,_H.H._He,_H.N._He,_J.C._He,_S.L._He,_X.B._He,_Y._He,_M._Heller,_Y.K._Hor,_C._Hou,_X._Hou,_H.B._Hu,_S._Hu,_S.C._Hu,_X.J._Hu,_D.H._Huang,_Q.L._Huang,_et_al._(179_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06205 |
大高高度エアシャワー天文台（LHAASO）のサブアレイとして、KM2Aは主に、10TeVを超えるエネルギーでガンマ線源を探すために北の空の大部分をカバーするように設計されています。検出器の建設はまだ進行中ですが、KM2Aアレイの半分は2019年末から安定して動作しています。この論文では、KM2Aデータ分析のパイプラインと、標準光源であるかに星雲の最初の観測を紹介します。非常に高エネルギーのガンマ線天文学。2019年12月から2020年5月までの136ライブ日のKM2Aデータを分析することにより、かに星雲からのガンマ線信号を10$-$100TeVと$>$100TeVの両方のエネルギー範囲で非常に重要に検出します。角度分解能、ポインティング精度、宇宙線バックグラウンド除去パワーなどの検出器の性能をテストします。エネルギー範囲10〜250TeVのかに星雲のエネルギースペクトルは、単一のべき乗則関数dN/dE=（1.13$\pm$0.05$_{stat}$$\pm$0.08$_{sys}$によく適合します。）$\times$10$^{-14}$$\cdot$（E/20TeV）$^{-3.09\pm0.06_{stat}\pm0.02_{sys}}$cm$^{-2}$s$^{-1}$TeV$^{-1}$。これは、他の実験による以前の測定と一致しています。これにより、0.1PeVを超えるガンマ線天文学の新しいウィンドウが開き、宇宙のPeVatronなどの超高エネルギーガンマ線の新しい現象が発見される可能性があります。
微視的乱流磁場における衝撃加速電子の最大エネルギー
| Title |
The_maximum_energy_of_shock-accelerated_electrons_in_a_microturbulent_magnetic_field |
| Authors |
Donald_C._Warren,_Catherine_A._A._Beauchemin,_Maxim_V._Barkov,_Shigehiro_Nagataki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06234 |
低磁化の媒体に伝播する相対論的衝撃は、小規模ではあるが非常に強い磁場の乱流によって生成され、維持されます。このいわゆる「微視的乱流」は、典型的な衝撃加速プロセス、特に電子のプロセスを変更します。この作業では、微視的乱流場で衝撃に遭遇する電子のモンテカルロ（MC）シミュレーションを実行します。シミュレーションは、衝撃速度、加速効率、およびピーク磁場強度の3次元パラメーター空間をカバーします。これらから、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用して、MCでシミュレートされた電子スペクトルから最大電子運動量を推定しました。天体物理学的に関連するパラメータ空間に十分に分布している多くの点でこの量を推定した後、MCMC法を再び使用して、このパラメータ空間の任意の場所でフェルミ加速電子集団の最大運動量を計算する実験式のパラメータを推定しました。最大エネルギーは、衝撃速度のべき乗則の破れとしてよく近似されており、衝撃が減速して電子が衝撃の上流に逃げ始めることができる点まで破れが発生します。
ソフトガンマ線で選択された巨大銀河：最新情報
| Title |
Soft_gamma-ray_selected_giant_galaxies:_an_update |
| Authors |
L._Bassani,_F._Ursini,_A._Malizia,_G._Bruni,_F._Panessa,_N._Masetti,_I._Saviane,_L._Monaco,_T._Venturi,_D._Dallacasa,_A._Bazzano,_and_P._Ubertini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06427 |
INTEGRAL/IBISおよびSwift/BAT調査から抽出された軟ガンマ線で選択された巨大電波銀河（GRG）のサンプルに関する最新情報を紹介します。これには、8つの新しいソースと1つの候補オブジェクトが含まれています。新しいサンプルでは、1つのソースを除くすべてが、FRII無線形態を表示します。唯一の例外はFRIであるB21144+35Bです。オブジェクトはタイプ1と2の両方のAGN光学クラスに属し、0.06〜0.35の範囲の赤方偏移を持ち、無線サイズは0.7〜1Mpcです。この研究では、これまでGRGとして議論されたことのない2つのオブジェクトを初めて提示し、新しい候補GRGを提案します。X線の光度と、他の軟ガンマ線で選択されたGRGで検出され、効率的な降着によって駆動されるAGNで期待される無線コアの光度との相関関係を確認します。また、電波ローブの光度が核X線放射と比較して比較的低いことを示す以前の結果を裏付けます。これは、これらのGRGの核が以前よりも強力になり、アクティビティの再開シナリオと一致するという考えをサポートします。
回転楕円体の磁化されたストレンジスターの観測量
| Title |
Observables_of_spheroidal_magnetized_Strange_Stars |
| Authors |
Diana_Alvear_Terrero,_Samantha_L\'opez_P\'erez,_Daryel_Manreza_Paret,_Aurora_P\'erez_Mart\'inez,_Gretel_Quintero_Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06514 |
磁場による状態方程式の異方性を星の変形と関連付けるためにガンマパラメータを使用する球座標の軸対称メトリックを使用して、磁化された奇妙な星の安定した回転楕円体構成を研究します。星は、MIT-Bagモデルのフレームワーク内で記述された磁化されたストレンジクォーク物質によって構成されています。それらの質量、半径、離心率、赤方偏移、および質量四重極モーメントが計算されます。結果は、TOV方程式とストレンジスター候補の観測データで得られた球形ストレンジスターソリューションと比較されます。回転楕円体モデルでは、観測量は星の変形に直接依存しており、小さいにもかかわらず、観測量は対応する球形から大きく外れています。したがって、質量四重極モーメントの最大値は、中間質量レジームに対応します。これらの違いにより、観測と比較した場合、磁場のあるモデルとないモデルを区別できる可能性があります。
天体物理学の衝撃における非熱元素の存在量
元素の非熱源の存在量は、数GeVから数十EeVまでの宇宙線現象の理解に重要な役割を果たします。時間的に進化する衝撃波による拡散衝撃波加速を介した熱状態から非熱状態への存在量の変化を説明するための最初の体系的なアプローチを提示します。ここでは、衝撃加熱により時間に依存する可能性のある周囲ガスに含まれる元素のイオン化状態だけでなく、加速プロセスに注入できる固体の帯電したダスト粒子に凝縮した元素も考慮します。次に、私たちの一般的なパラメータ化モデルを、さまざまなISMフェーズでの超新星残骸による粒子加速の場合に適用します。このために、最先端の計算パッケージを使用して、すべての元素のイオン化状態を計算します。低エネルギー宇宙線源の存在量について得られた予測は、さまざまな実験によって得られたデータと比較されます。ダスト粒子がイオンよりもはるかに高い効率で拡散衝撃加速プロセスに注入された場合、HII領域を含む温かいイオン化ISM環境での衝撃に対して優れた一致が得られます。イオンの質量電荷比に対する適合品質の依存性が少ないことがわかります。対照的に、中性のISM環境では、弱いイオン化されたコンポーネントに衝撃があると仮定すると、または熱いイオン化された媒体では、一般的に劣った適合が得られます。これにより、この違いの主な理由は、ISM環境の密度や温度ではなく、ガスとダストの比率にあるようです。2番目の膝の周りの組成または宇宙線スペクトルの理解、または電波銀河による支配的な寄与を伴う超高エネルギー宇宙線の説明の実行可能性について、潜在的な結果について簡単に説明します。
一致するラジオジェットのない2つの候補高赤方偏移X線ジェット
| Title |
Two_Candidate_High-Redshift_X-ray_Jets_Without_Coincident_Radio_Jets |
| Authors |
Daniel_Schwartz_(1),_Aneta_Siemiginowska_(1),_Brad_Snios_(1),_Diana_Worrall_(2),_Mark_Birkinshaw_(2),_C._C._Cheung_(3),_Herman_Marshall_(4),_Giulia_Migliori_(5),_John_F._C._Wardle_(6),_Doug_Gobeille_(7)_((1)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_(2)_HH_Wills_Physics_Laboratory,_University_of_Bristol,_(3)_Space_Science_Division,_Naval_Research_Laboratory,_(4)_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technolody,_(5)_INAF_Istituto_di_Radioastronomia,_(6)_Department_of_Physics,_Brandeis_University,_(7)_Department_of_Physics,_University_of_Rhode_Island) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06535 |
2つの高赤方偏移ラジオクエーサーからの拡張X線放射の検出を報告します。これらのクエーサー、J1405+0415（$z$=3.208）およびJ1610+1811（$z$=3.118）は、VLA-FIRSTの重なり領域にある最も明るいクエーサーの完全なサンプルから選択されたチャンドラスナップショット調査で観測されました。ラジオ調査とスローンデジタルスカイ調査。拡張されたX線放射は、コアを無線ノットまたはホットスポットに接続する線に沿って配置され、X線ジェットの解釈に有利に働きます。2〜30keVの推定レストフレームジェットX線光度は、相対論的ビーミングなしで等方的に放出された場合、10$^{45}$erg〜s$^{-1}$のオーダーになります。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の逆コンプトン散乱のシナリオでは、対応する無線が一致しないX線ジェットが一般的であり、（1+$z$）$のために3.2を超えても赤方偏移を容易に検出できるはずです。表面輝度の（1+$z$）$^{-4}$宇宙論的減少を補償するCMBエネルギー密度の^4$増加。これらがX線で確認できれば、基礎となる連続ラジオジェットが検出されないクエーサーX線ジェットの2番目と3番目の例になります。
LSST DESCDC2シミュレートされた空の調査
| Title |
The_LSST_DESC_DC2_Simulated_Sky_Survey |
| Authors |
LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration:_Bela_Abolfathi,_David_Alonso,_Robert_Armstrong,_\'Eric_Aubourg,_Humna_Awan,_Yadu_N._Babuji,_Rachel_Bean,_George_Beckett,_Rahul_Biswas,_Joanne_R._Bogart,_Dominique_Boutigny,_Kyle_Chard,_James_Chiang,_Chuck_F._Claver,_Johann_Cohen-Tanugi,_C\'eline_Combet,_Andrew_J._Connolly,_Scott_F._Daniel,_Seth_W._Digel,_Alex_Drlica-Wagner,_Richard_Dubois,_Emmanuel_Gangler,_Eric_Gawiser,_Thomas_Glanzman,_Phillipe_Gris,_Salman_Habib,_Andrew_P._Hearin,_Katrin_Heitmann,_Fabio_Hernandez,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Joseph_Hollowed,_Mustapha_Ishak,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_Mike_Jarvis,_Saurabh_W._Jha,_Steven_M._Kahn,_J._Bryce_Kalmbach,_Heather_M._Kelly,_Eve_Kovacs,_Danila_Korytov,_K._Simon_Krughoff,_Craig_S._Lage,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Patricia_Larsen,_Laurent_Le_Guillou,_Nan_Li,_Emily_Phillips_Longley,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05926 |
LSSTダークエネルギーサイエンスコラボレーション（LSSTDESC）によるVeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）の分析の準備として実行された、2番目のデータチャレンジ（DC2）の基礎となるシミュレートされた空の調査について説明します。複数の科学分野にわたる重要なつながりは、LSSTの特徴です。DC2プログラムは、これまで試みられたことのない方法でこの相互接続性を強調する独自のモデリング作業を表しています。この取り組みには、大規模なN体シミュレーションから始まり、現実的なリズムを含むLSSTのような観測の設定、画像シミュレーション、そして最後にRubinのLSSTサイエンスパイプラインでの処理まで、完全なエンドツーエンドのアプローチが含まれます。この最後のステップにより、現在可能な限りルービン天文台によって配信されるデータ製品に類似したデータ製品を確実に生成できます。シミュレートされたDC2の空の調査は、約300deg^2の広速深部（WFD）領域と約1deg^2の深部掘削フィールド（DDF）の6つの光学バンドをカバーしています。計画された10年間の調査の5年間をシミュレートします。DC2の空の調査には複数の目的があります。まず、LSSTサイエンスパイプラインの現実的なテストベッド環境として機能します。次に、LSSTDESC分析ワーキンググループは、データセットを使用して、実際のデータの出現に備えるための一連のパイプラインを開発できます。第三に、シミュレートされたデータは、体系的な効果、特にLSSTサイエンスパイプラインが観測されたデータとどのように相互作用するかに関連する効果を調査するための制御された方法を提供します。最後に、DC2の空の調査により、静的宇宙論と時間領域宇宙論の両方で新しい科学的アイデアを探求することができます。
RESSPECTによるアクティブラーニング：銀河系外天文トランジェントのリソース割り当て
| Title |
Active_learning_with_RESSPECT:_Resource_allocation_for_extragalactic_astronomical_transients |
| Authors |
Noble_Kennamer,_Emille_E._O._Ishida,_Santiago_Gonzalez-Gaitan,_Rafael_S._de_Souza,_Alexander_Ihler,_Kara_Ponder,_Ricardo_Vilalta,_Anais_Moller,_David_O._Jones,_Mi_Dai,_Alberto_Krone-Martins,_Bruno_Quint,_Sreevarsha_Sreejith,_Alex_I._Malz,_Lluis_Galbany_(The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration_and_the_COIN_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05941 |
利用可能な天文データの量と複雑さの最近の増加により、教師あり機械学習技術が広く使用されるようになりました。希少なラベリングリソースの配布を最適化するための代替手段として、アクティブラーニング戦略が提案されています。ただし、ラベルを取得できる特定の条件により、サンプルの代表性やラベル付けのコスト安定性などの基本的な仮定を満たすことはできません。分光フォローアップの推奨システム（RESSPECT）プロジェクトは、天文データ環境の現実的な記述を考慮に入れて、ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）用に最適化されたトレーニングサンプルの構築を可能にすることを目的としています。この作業では、現実的なシミュレートされた天文データシナリオでアクティブラーニング手法の堅牢性をテストします。私たちの実験では、トレーニングとプールのサンプルの進化、オブジェクトごとの異なるコスト、および2つの異なる予算源を考慮に入れています。結果は、従来の能動学習戦略がランダムサンプリングを大幅に上回っていることを示しています。それにもかかわらず、より複雑なバッチ戦略では、単純な不確実性サンプリング手法を大幅に克服することはできません。私たちの調査結果は、3つの重要なポイントを示しています：1）アクティブラーニング戦略は天文学におけるラベル取得タスクを最適化するための強力なツールです、2）LSSTのような今後の大規模な調査のために、そのような技術は私たちが最初のトレーニングサンプルの構築を調整することを可能にします調査の日、および3）天文の過渡現象の検出に関連する特有のデータ環境は、調整された機械学習アルゴリズムの開発を必要とする肥沃な土地です。
面積求積法と不均一なFFTによる効率的な高次の正確なフレネル回折
適度に高いフレネル数（$\lesssim10^3$）まで、スカラーフレネル近似で任意のバイナリ（ハードエッジ）平面アパーチャとオカルタから回折フィールドを計算するための高速アルゴリズムを提示します。アパーチャ全体で高次の面積求積法を使用し、単一の2D不均一高速フーリエ変換（NUFFT）を利用して、ターゲットポイント（アパーチャの複雑さに関係なく、1秒あたり$10^7$程度のポイント）で迅速に評価します。したがって、エッジ積分法の高精度とフーリエ法の高速性を兼ね備えています。そのコストは${\mathcalO}（n^2\logn）$です。ここで、$n$は、${\mathcalO}（n^3）$と比較するためにソースプレーンとターゲットプレーンで必要な線形解像度です。エッジ積分法の場合。いくつかのアパーチャ形状を使用したテストでは、これは2〜5桁の加速に相当します。太陽系外惑星の天文学のスターシェードモデリングでは、望遠鏡の瞳孔波面のセットを正確に計算する際に、最先端技術よりも約$10^4\times$速いことがわかりました。文書化され、テストされたMATLAB/Octave実装を提供します。付録では、境界回折波、角度積分、線積分の公式の数学的同等性を示し、幾何学的な影のエッジの近くで一般的な問題を解消する新しい非特異な再定式化を分析します。これにより、メインの提案を検証するための堅牢なエッジ積分リファレンスが提供されます。
この論文では、ニュートリノ望遠鏡の動作原理、重要な検出器パラメータ、および現在および将来のニュートリノ望遠鏡のレイアウトと性能について説明します。これは、「ニュートリノ望遠鏡による素粒子物理学の調査」という本のために作成されました。
モデル縮小を伴うガウス過程による星銀河分離
| Title |
Star-Galaxy_Separation_via_Gaussian_Processes_with_Model_Reduction |
| Authors |
Im\`ene_R._Goumiri,_Amanda_L._Muyskens,_Michael_D._Schneider,_Benjamin_W._Priest_and_Robert_E._Armstrong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06094 |
HyperSuprime-Cam（HSC）調査などの最新の宇宙論調査では、遠方の銀河と私たちの銀河の薄暗い星の両方の低解像度画像が大量に生成されます。これらの画像を自動的に分類できることは、天文学における長年の問題であり、多くの異なる科学的分析にとって重要です。最近、「星銀河」分類の課題が、複雑な非線形埋め込みの学習に優れたディープニューラルネットワーク（DNN）でアプローチされています。ただし、DNNは、見えないデータを自信を持って外挿することが知られており、信頼できると見なされるには、データ分布を正確にキャプチャする大量のトレーニング画像が必要です。関数の事後分布を推測し、不確実性を自然に定量化するガウス過程（GP）は、主に人気のあるカーネルが複雑で高次元のデータに対して限られた表現力を示すため、このタスクの選択ツールではありませんでした。この論文では、高次元の天体画像データの分類のために従来それらに影響を与えてきた問題の多くを解決しながら、GPを使用してその利点を享受する星銀分離問題への新しいアプローチを提示します。星と銀河の画像カットアウトの生データを最初にフィルタリングした後、まず主成分分析（PCA）を使用して入力画像の次元を削減してから、削減されたデータに単純な動径基底関数（RBF）カーネルを使用してGPを適用します。。この方法を使用すると、GPの基本的なアプリケーションよりも分類の精度が大幅に向上すると同時に、方法の計算効率とスケーラビリティが向上します。
高調波源からのMHz重力波の検索
高調波源のMHz重力波検索は、40メートルの電力をリサイクルしたマイケルソン干渉計のペアであるHolometerから取得した704時間のデータセットを使用して実行されました。私たちの検索は、1〜25MHzのまったく未踏の周波数範囲で宇宙ひもループと偏心ブラックホール連星を探すように設計されました。両方の干渉計間で測定されたクロススペクトル密度を使用して、4つの異なる検索を実行しました。まず、5$\sigma$を超える過剰な電力を持つ基本周波数ビンを特定するために検索します。次に、基本周波数とその高調波がすべて集合的にしきい値を超えていることを利用して、個々の周波数ビンのビンごとのしきい値を減らします。検索される高調波の数を$n=4$から$n=23$まで変化させます。第3に、不可知論的アプローチを実行して、単一の汚染された周波数ビンを持つか、べき乗則依存性に従う可能性のある高調波候補を特定します。最後に、個々の候補者に対する不可知論的アプローチを拡張し、高調波源の潜在的な潜在的な母集団を検索します。各メソッドは、干渉計データセット、およびダークノイズ、フォトンショットノイズ制限、およびシミュレートされたガウスノイズデータセットでテストされました。これらの4つの異なる検索方法では、高調波源と一致する候補周波数は見つからなかったと結論付けます。この作品は、重力波の候補を検索する新しい方法を提示します。これにより、これまで未踏の周波数範囲を調査することができました。
$ \ epsilon $ Eridaniからの2 $-$ 4GHz連続放射の検出
| Title |
Detection_of_2$-$4_GHz_Continuum_Emission_from_$\epsilon$_Eridani |
| Authors |
Akshay_Suresh,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Timothy_S._Bastian,_Gregg_Hallinan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05929 |
近くの星$\rm\epsilon\Eridani$は、恒星の放射と地球外の知性のためのラジオ調査の頻繁なターゲットでした。超大型アレイでの深い$\rm2-4\GHz$観測を使用して、$\rm\epsilon\Eridani$と一致する$29\\mu{\rmJy}$コンパクトで安定した連続電波源を発見しました。0.06秒角（$\lesssim2\sigma$;星の距離で0.2au）。私たちのデータを$\rm\epsilon\Eridani$の以前の高周波連続体検出と組み合わせると、私たちの観測は$\rm6\GHz$でのスペクトルターンオーバーを明らかにします。$\rm2-6\GHz$の放射は、恒星コロナからの光学的に厚い熱ジャイロ共鳴放射によるものであり、$\rm1\GHz$未満の周波数では熱のない不透明度が関係する可能性があります。$\rm2-6\GHz$スペクトルの急峻なスペクトルインデックス（$\alpha\simeq2$）は、恒星風に関連する熱制動放射（$\alpha\simeq0.6$）としての解釈を強く嫌います。したがって、観測された$\rm2-4\GHz$フラックス密度全体を熱のない自由風の放出に帰することで、$3\times10^{-11}\M_{\odot}\{\の厳しい上限を導き出します。$\rm\epsilon\Eridani$からの質量損失率に関するrmyr}^{-1}$。最後に、$5\sigma$のしきい値である$\rm95\\muJy$を超えるデータでフレアが検出されなかったことを報告します。2019年に予想される最新の恒星の最大値の光学的非検出とともに、私たちの観測は、$\rm\epsilon\Eridani$の内部ダイナモの進化の可能性を仮定しています。
クラス0原始星HOPS383の化学的特徴と爆発メカニズムの制約
| Title |
Constraining_the_Chemical_Signatures_and_the_Outburst_Mechanism_of_the_Class_0_Protostar_HOPS_383 |
| Authors |
Rajeeb_Sharma,_John_J._Tobin,_Patrick_D._Sheehan,_S._Thomas_Megeath,_William_J._Fischer,_Jes_K._Jorgensen,_Emily_J._Safron,_and_ZSofia_Nagy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05939 |
ALMA、VLA、およびSMAを使用して、オリオン座分子雲内にある最初の既知の爆発クラス0原始星であるHOPS383に対する観測結果を示します。SMA観測は、0.85mm、1.1mm、および1.3mmでHOPS383を取り巻くエンベロープスケールの連続体と分子線の放出を明らかにします。画像は、HCO$^+$とH$^{13}$CO$^+$が連続体またはその近くでピークに達し、N$_2$H$^+$が同じ位置で減少していることを示しています。これは、原始星の近くで蒸発するCOがHCO$^+$を形成しながらN$_2$H$^+$を破壊するという根本的な化学作用を反映しています。また、$^{12}$CO（$J=2\rightarrow1$）および（$J=3\rightarrow2$）によってトレースされた分子の流出も観察されます。ディスクは、ALMA0.87mmのダスト連続体で分解され、流出方向に直交し、見かけの半径は$\sim$62AUです。連続体の放射伝達モデリングでは、ALMAの可視性に適合した場合、0.02M$_{\odot}$のディスク質量が得られます。VLA8mmデータを含むモデルは、より長い波長でのダストの不透明度が低いため、ディスクの質量が最大10倍大きくなる可能性があることを示しています。モデリングからのディスク温度と面密度プロファイル、および仮定された原始星の質量0.5M$_{\odot}$は、爆発前のToomre$Q$パラメーター$<1$を示唆しており、重力の不安定性を説明するための実行可能なメカニズムにしています。ディスクが十分に大きい場合、幼い頃に爆発します。
V715 Perのディッパー光度曲線：磁気圏に塵はありますか？
若い恒星状天体のディッパー光度曲線は、一般に、星を取り巻く塵による恒星放射の部分的または全体的な掩蔽として解釈されます。この研究では、若い星形成領域IC348にあるV715Perの光度曲線の振幅を分析します。長年にわたって収集された観測は、光度曲線が大量絶滅イベントによって説明できることを示唆しています。私たちのモデルでは、塵は恒星磁場の強さに応じて磁気圏の内部に分布しています。ダスト分布は、フィールドの垂直成分によって変調されます。フィールドの軸は、回転軸に対してずれています。磁気圏に到達するダストの蒸発のモデルを含めて、その分布を一貫して計算します。V715Perの場合、ディスクの切り捨て半径で光学的に厚いワープにほこりがあります。光度曲線は、磁気圏の内部に到達する塵によって引き起こされる消滅によって説明されることを提案します。ほこりの分布は光学的に薄く、高温で密度が低いため、長期間生き残ることができません。しかし、粒子は恒星の表面に向かって急速に移動し、昇華は瞬間的ではないため、絶滅の原因となる磁気圏を覆う塵の層があります。磁気圏降着流の過酷な条件に耐える塵が、ディッパーの光度曲線の一部の原因である可能性があります。
LISA用のゴールデン銀河連星：白色矮星ブラックホール連星の物質移動
| Title |
Golden_galactic_binaries_for_LISA:_mass-transferring_white_dwarf_black_hole_binaries |
| Authors |
Laura_Sberna,_Alexandre_Toubiana,_M._Coleman_Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05974 |
白色矮星の進化と重力波放出を研究します-半解析的モデルでブラックホール降着バイナリ。これらのシステムは、mHzの重力波周波数帯域全体で進化し、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）によって検出される可能性があります。このクラスのバイナリの新しい普遍的な関係を特定します。これは、成分の質量を重力波の周波数とその一次導関数に関連付けます。LISAで可能な高精度の測定と組み合わせると、これらの関係により、成分の質量と光源の光度距離を推測することができます。したがって、LISAには、事実上未踏のバイナリ母集団を検出して特徴づける可能性があります。
太陽磁気活動の解読：「延長された太陽周期」の140年-ヘイル周期のマッピング
| Title |
Deciphering_Solar_Magnetic_Activity:_140_Years_Of_The_`Extended_Solar_Cycle'_--_Mapping_the_Hale_Cycle |
| Authors |
Scott_W._McIntosh,_Robert_J._Leamon,_Ricky_Egeland,_Mausumi_Dikpati,_Richard_C._Altrock,_Dipankar_Banerjee,_Subhamoy_Chatterjee,_Edward_Cliver,_Abhishek_K._Srivastava,_Marco_Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06048 |
太陽の周期的で謎めいた遍在する磁気は、私たちが生き残るために必要なエネルギーを提供し、技術的に依存する文明を破壊する能力を持っています。太陽の磁気を理解し、その振る舞いを予測することがこれほど重要だったことはかつてありませんでした。実際、より広い範囲で、太陽の磁気を理解することは、他の星の進化と活動を理解するための入り口です。太陽は天体物理学の「ロゼッタストーン」です。何世紀にもわたる観測、過去1世紀の正確な特性評価、過去数十年にわたる理論的および数値的モデリングの大幅な進歩にもかかわらず、私たちは太陽の地球規模の磁気の暗号を破りました。140年にわたる多数の観測量を使用して、1980年代半ばに前面に出たが、世界の太陽物理学の一般的な意識からほぼ完全に消えた観測概念である「拡張太陽周期」（ESC）を再検討します。後で太陽黒点周期-理由は不明です。最近特定された太陽基準時間、太陽周期の終わり（または「終了」）を使用して、ESCを太陽の基本的な磁気活動周期のマッピングとして、また繰り返しの時空間単位として特定するために、重ね合わせたエポック分析を採用します。太陽の進化。ESCは、黒点の時空間パターンと数値変調が生成されるパターンです。この努力は、ESCが太陽のヘイルサイクルの現れであることを示しています。最後に、観測的対応から基本的な物理的プロセスへの変換と太陽活動の理解の飛躍を可能にする可能性のある、ヘイルサイクルのパターンによって示される調査領域を指摘します。
太陽活動領域の光球を横切る磁気ヘリシティフラックス：I。太陽周期24における半球の符号の好み
| Title |
Magnetic_Helicity_Flux_across_Solar_Active_Region_Photospheres:_I._Hemispheric_Sign_Preference_in_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Sung-Hong_Park,_K._D._Leka,_Kanya_Kusano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06134 |
磁気ヘリシティの優勢な兆候における半球の好みは、太陽大気の多くの特徴で観察されています：すなわち、北/南半球の左利き/右利きのヘリシティ。磁気ヘリシティの観測された半球符号選好（HSP）に寄与する可能性のあるさまざまな物理的プロセスの相対的な重要性については、まだ議論が続いています。ここでは、光球ベクトル磁気を使用して、太陽周期24の2010年から2017年までの8年間に出現した1,105個の固有の活動領域（AR）の4,802サンプルについて、光球表面全体の磁気ヘリシティフラックス（$dH/dt$）を推定します。太陽力学観測所（SDO）に搭載された日震磁気イメージャ（HMI）による野外観測。$dH/dt$の推定値は、北半球と南半球で調査されたARサンプルのそれぞれ63％と65％がHSPに従っていることを示しています。また、AR（1）が太陽周期の初期の傾斜段階または高緯度に現れると、$dH/dt$のHSPが約50〜60％から約70〜80％に増加する傾向が見られます。（2）$|dH/dt|$、符号なし磁束の合計、および平均プラズマ流速の値が大きくなります。これらの観測結果は、主に乱流対流層を通過する浮力で上昇および膨張するフラックスチューブに作用するコリオリの力によるHSPの強化をサポートしています。さらに、太陽表面での回転差と、フラックス輸送ダイナモのタコクライン$\alpha$効果により、高緯度のARのHSPが強化される可能性があります。
磁気静水圧外挿のためのベクトルマグネトグラムの前処理
環境。彩層と遷移領域のプラズマだけでなく、3D磁場を理解することは重要です。1つの方法は、磁気静水圧（MHS）状態の仮定に基づいて、光球上で定期的に測定されるベクトルマグネトグラムから磁場とプラズマを外挿することです。ただし、光球データはMHSの仮定と矛盾する可能性があります。したがって、MHSシステムに必要な光球磁場の制限を検討する必要があります。さらに、MHS外挿を適用する前に、それに応じてデータを変換する必要があります。目的。MHSシステムの基準として面積分セットを取得し、この積分セットを使用してベクトルマグネトグラムを前処理することを目的としています。メソッド。ガウスの法則を適用し、太陽の孤立した活性領域を仮定することにより、体積内の磁気エネルギーと力を光球の面積分に関連付けました。MHSシステムに必要な基準として、同じ方法を適用して光球磁場の制限を取得しました。最適化手法を使用してデータを前処理し、基準と測定値からの偏差を最小限に抑えました。結果。ビリアル定理をアクティブ領域に適用することにより、力のない場のエネルギーを計算するために使用される境界積分は、通常、大きなアクティブ領域の磁気エネルギーを過小評価していることがわかります。また、MHSの仮定では、正味ローレンツ力のx成分とy成分、および正味トルクのz成分のみがゼロである必要があることもわかりました。これらのゼロ成分は、力のない場に関するAlyの基準の一部です。ただし、正味の力とトルクの他の成分はゼロ以外の値になる可能性があります。新しい基準に従って、マグネトグラムを前処理して、MHSシステムとの整合性を高め、同時に元のデータに近づけます。
結局のところ、それらは変化します：25年間のGONGデータは、pモードのエネルギー供給率の変動を明らかにします
| Title |
They_Do_Change_After_All:_25_Years_of_GONG_Data_Reveal_Variation_of_p-Mode_Energy_Supply_Rates |
| Authors |
Ren\'e_Kiefer_and_Anne-Marie_Broomhall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06287 |
太陽のpモードのパラメータは、太陽活動周期を通じて変化することが何度も示されています：周波数、振幅、寿命、エネルギー。ただし、これまでのところ、pモードにエネルギーが供給される速度は、磁気活動のレベルに敏感であることが検出されていません。私たちは、最後の2つのシュワベ周期の過程で彼らの時間的行動を再検査することに着手しました。このために、GlobalOscillationNetworkGroup（GONG）のpモードパラメータテーブルを使用します。調和度$l=0\text{-}150$のモードのエネルギー供給率を分析し、方位角次数、続いてさまざまなパラメーター範囲のモードで平均します。この平均化は、データのノイズを減らすのに大いに役立ちます。エネルギー供給率は、太陽活動のレベルと反相関していることがわかります。そのために、$F_{10.7}$インデックスをプロキシとして使用します。異なるモード周波数と高調波次数のモードは、$F_{10.7}$インデックスとの反相関のさまざまな強さを示し、$l=101\text{-}150の低周波数モードでは$r=-0.82$に達します。$。GONGデータの太陽pモードエネルギー供給率に関するこの最初の専用研究では、それらが実際に太陽周期を通じて変化することがわかりました。他の機器からのデータを使用した初期の調査は、低調波度に制限されているか、データセットが短すぎるために妨げられていました。個々のモードの時間平均エネルギー供給率の表と、分離された周波数ビンの平均を提供します。
2流体低速モード衝撃における衝突イオン化、再結合およびイオン化ポテンシャル：分析および数値結果
| Title |
Collisional_ionisation,_recombination_and_ionisation_potential_in_two-fluid_slow-mode_shocks:_analytical_and_numerical_results |
| Authors |
B._Snow,_A._Hillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06303 |
衝撃波は、イオン化種と中性種の両方で構成される下部太陽大気の普遍的な特徴です。部分的なイオン化を含めると、衝撃に対して有限幅が存在し、イオン化された化学種と中性種が分離して再結合します。そのため、衝撃波全体の断熱温度変化に加えて、2つの種の間の摩擦加熱につながるドリフト速度が衝撃波内に存在します。衝撃波内の局所的な温度上昇は、再結合とイオン化の速度を変化させ、したがってプラズマの組成を変化させます。低速モードの部分的にイオン化された衝撃における衝突イオン化と再結合の役割を研究します。特に、イオン化の潜在的なエネルギー損失を組み込み、非保存的なエネルギー方程式を持つことの結果を分析します。半分析的アプローチを使用して、イオン化、再結合、イオン化ポテンシャル、および任意の加熱を伴う2流体モデルの可能な平衡ショックジャンプを決定します。（P\underline{I}P）コードを使用して、2流体数値シミュレーションが実行されます。結果は、MHDモデルおよび半分析ソリューションと比較されます。イオン化、再結合、およびイオン化の可能性を考慮すると、下部構造とショック後の領域の両方でショックの動作が大幅に変化します。特に、与えられた温度に対して、加熱機能によってバランスをとる必要がある放射損失のために、平衡は特定の密度に対してのみ存在することができます。イオン化ポテンシャルの結果は、圧縮ショックが、MHDで見られる上昇ではなく、ショック後の領域の温度の低下につながることです。数値シミュレーションは、衝撃速度の導出された解析モデルとよく対になります。
しつこい静かな太陽の小規模竜巻III。波
渦流はさまざまな波動モードを促進する可能性があります。重要な下部構造を伴う持続的な1.7時間の渦流の最近の振動解析は、その中にさまざまなタイプの波が存在することを示唆しています。この静かな太陽の渦流内の波の性質と特性を調査して、その物理学とダイナミクスをよりよく理解します。異なる波長でのHaとCaII8542の強度時系列のペア間のクロスウェーブレットスペクトル分析を使用しました。したがって、CRISP/SSTで取得した大気の高さ、および導出されたHaドップラー速度と半値全幅（FWHM）時系列。ハーフトーン周波数-位相差プロットを作成し、さまざまな波動モードの存在と伝搬特性を調査しました。私たちの分析は、位相速度が約20〜30km/sの上方に伝播するアルヴェーン型波の存在を示唆しています。支配的な波モードは高速キンク波モードのようです。しかし、我々の分析はまた、渦流の下部構造を特徴付ける個々の彩層渦のダイナミクスに関連する局所的なアルヴェーンねじれ波の存在を示唆しています。HaV-I位相差分析は、遷移領域またはコロナで反射される、上向きに伝播するキンク波と下向きに伝播するキンク波の干渉から生じる可能性のある定在波パターンの存在を示唆しているようです。さらに、結果は、中央の彩層渦が渦流のダイナミクスを駆動するというさらなる証拠を提供します。これは、渦流内のさまざまな波動モードの性質とダイナミクスを調査する、渦流内の最初の徹底的な位相差解析です。しかし、導出された波動モードの散逸が発生するかどうか、そしてどのように発生するか、そして渦流が最終的に太陽大気の上層のエネルギー収支に役割を果たすかどうかという問題は未解決のままです。
太陽コロナの差動回転：新しいデータ適応型多波長アプローチ
| Title |
Differential_rotation_of_the_solar_corona:_A_new_data-adaptive_multiwavelength_approach |
| Authors |
S._Mancuso,_S._Giordano,_D._Barghini,_and_D._Telloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06353 |
太陽コロナの回転差を調査する目的で、太陽極小期に先行する太陽周期の間にSOHO/UVCSによって1.7$R_{\odot}$で東と西の両方の肢で取得された紫外線（UV）スペクトル線観測を分析しました23.回転プロファイルの信頼性が高く統計的にロバストな画像を取得するために、5つの異なるスペクトル線の400日間の長さのスペクトル線強度のセットを同時に使用しました：OVI1032A、OVI1037A、SiXII499A、SiXII521A、およびHI1216Aは、UVCSによって日常的に観測されています。データは、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラム（GLS）とマルチチャネル特異スペクトル解析（MSSA）と呼ばれる多変量データ適応手法の2つの異なる手法によって分析されました。他の多くの肯定的な結果の中で、この後者の方法は、両手足で観察された5つの時系列間の共通の振動モードを認識する能力において独特です。この研究で得られた緯度回転プロファイルは、UVコロナの低緯度領域（太陽赤道から約$\pm20^{\circ}$）が差動回転を示し、高緯度構造が準回転することを強調しています。厳格に。低緯度で明らかになった太陽コロナの回転速度の差は、太陽の地表近くの対流層の回転プロファイルと一致しており、1.7$R_{\odot}$でのコロナの回転が0.99$R_{\odot}$の近くに固定された中規模の磁気双極子構造。中緯度と高緯度で見られる準剛体回転速度は、代わりに、剛体に回転するコロナホールにリンクされた大規模なコロナ構造の影響に起因します。さらに、このペーパーで提示された方法論は、同時多波長データを処理する際の差動回転速度に関する将来の調査のマイルストーンを表す可能性があることを提案します。
こと座RR星とII型ケフェイド変光星の分離と距離決定におけるそれらの重要性について：$ \ omega $ Cenの場合
| Title |
On_the_separation_between_RR_Lyrae_and_Type_II_Cepheids_and_their_importance_for_distance_determination:_the_case_of_$\omega$_Cen |
| Authors |
V.F._Braga_(1,2),_G._Bono_(1,3),_G._Fiorentino_(1),_P.B._Stetson_(4),_M._Dall'Ora_(5),_M._Salaris_(6),_R._da_Silva_(1,2),_M._Fabrizio_(1,2),_S._Marinoni_(1,2),_P.M._Marrese_(1,2),_M._Mateo_(7),_N._Matsunaga_(8),_M._Monelli_(9),_G._Wallerstein_(10)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(2)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(3)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(4)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(6)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK,_(7)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_Ann_Arbor,_MI,_USA,_(8)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Tokyo,_Tokyo,_Japan,_(9)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(10)_Deptartment_of_Astronomy,_University_of_Washington,_Seattle,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06368 |
RRLyrae（RRL）とTypeIICepheid（T2C）変数の期間に基づく分離について議論されています。どちらの変光星も距離指標であり、RRLとの相乗効果で距離指標としてのT2Cの利用を促進することを目指しています。\wcen〜の新規および既存の光学および近赤外（NIR）測光を採用して、経験的な分離のためのいくつかの診断（色-等級図、ベイリー図、光度曲線のフーリエ分解、振幅比）を調査しました。1日の古典的な期間のしきい値は普遍的ではなく、進化の段階を決定するものではないことがわかりました。V92の期間は1。3日ですが、RRLに典型的な中核となるヘリウム燃焼段階にある可能性があります。また、NIR周期-光度関係を導き出し、最近の文献と一致して、13.65$\pm$0.07（err。）$\pm$0.01（$\sigma$）等の距離係数を見つけました。また、RRLとT2CはNIRで同じPL関係に従うこともわかりました。この同等性は、銀河系外の距離スケールを較正するために、古典的なケフェイドの代わりにRRL+T2Cを採用する機会を与えます。
ミリメートル波長の太陽-II。 ALMAバンド3の小規模な動的イベント
| Title |
The_Sun_at_millimeter_wavelengths_--_II._Small-scale_dynamic_events_in_ALMA_Band_3 |
| Authors |
Henrik_Eklund,_Sven_Wedemeyer,_Mikolaj_Szydlarski,_Shahin_Jafarzadeh_and_Juan_Camilo_Guevara_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06400 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用した太陽観測により、彩層の高さでの太陽の大気を、ミリメートル波長で高い空間的および時間的分解能で研究することが容易になります。mm波長でのALMA強度データは、静かな太陽の下での小規模な動的特徴の発生と特性の最初の詳細な体系的評価に使用されます。空間分解能〜$1.4$-$2.1$arcsec、持続時間〜$40$minのALMAバンド3データ（〜$3$mm/$100$GHz）が、SDO/HMIマグネトグラムとともに分析されます。mm-mapの時間発展は、k-meansクラスタリングアルゴリズムを介して動的イベントに接続されている顕著な動的特徴を検出するために研究されています。結果として生じるイベントの物理的特性が研究され、それらが伝播する衝撃波と一致する特性を示すかどうかが調査されます。この目的のために、mm波長で観測可能な衝撃波の特徴が1次元および3次元のモデル大気から計算されます。少なくとも$\geq400$Kの輝度温度（$\DeltaT_\text{b}$）の超過で検出された552の動的イベントがあります。イベントは最大$9$アーク秒、振幅までサイズが多種多様です。$\DeltaT_\text{b}$〜$1200$K、通常の値は〜$450$〜$750$K、FWHMでのライフタイムは$\DeltaT_\text{b}$〜$43$〜$360$s、通常の値は〜$55$〜$125$sです。さらに、イベントの多くは、衝撃波の伝播によって生成される可能性が高いことを示唆する特徴的な特性を示しています。空間分解能が検出できるイベントのサイズの制限を設定している場合でも、バンド3データで検出される小規模な動的構造は多数あります。ALMAmmデータの動的シグネチャの量は、より強い磁場を持つ光球のフットポイントがある領域では非常に少なく、これは衝撃波の伝播に対する期待と一致しています。
酸素に富む星の振動励起されたAlOとTiOの回転スペクトル
| Title |
Rotational_spectra_of_vibrationally_excited_AlO_and_TiO_in_oxygen_rich_stars |
| Authors |
T._Danilovich,_C._A._Gottlieb,_L._Decin,_A._M._S._Richards,_K._L._K._Lee,_T._Kaminski,_N._A._Patel,_K._H._Young,_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06485 |
振動励起されたAlOとTiO（ダストの2つの可能性のある前駆体）の回転遷移が300GHz範囲（1mm波長）で酸素に富むAGB星RDorとIKTauに向かってALMAで観察され、振動励起されたAlOがSMAを備えた赤色超巨星VYCMa。$v=1〜{\rm{and}}〜2$レベルでのTiOの$J=11\to10$遷移、および$v=2$レベルでの$N=9\to8$遷移AlOのはRDorに向かって識別されました。TiOの$J=11\to10$ラインは、IKタウに向かって$v=1$レベルで識別されました。そして、AlOの$v=1〜{\rm{and}}〜2$レベルの2つの遷移がVYCMaに向かって識別されました。$1800\pm200$KのRDorでのTiOとAlOの新たに導出された高い振動温度、および角度範囲の以前の測定により、放出の大部分が中央の星。RDorのAlOの完全な放射伝達解析では、Alの太陽存在比の$\sim$3％の部分的な存在比が得られました。TiOの同様の分析から、Tiの太陽存在比の$\sim78$％の部分的な存在比が見つかりました。観測は、TiOが星の近くの回転する円盤に存在するという間接的な証拠を提供します。AlO、TiO、およびTiO$_2$がRDorのAl$_2$O$_3$ダストのシードであるかどうか、そしておそらく他の重力で結合したダストシェルにあるかどうかを判断するには、地表および励起振動レベルでのさらなる観測が必要です。質量損失率の低いAGBスター。
16シグニシステムの徹底的な特性評価パートI：WhoSGlAdを使用した前方地震モデリング
| Title |
Thorough_characterisation_of_the_16_Cygni_system_Part_I:_Forward_seismic_modelling_with_WhoSGlAd |
| Authors |
M._Farnir,_M.-A._Dupret,_G._Buldgen,_S.J.A.J._Salmon,_A._Noels,_C._Pin\c{c}on,_C._Pezzotti,_and_P._Eggenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06495 |
コンテキスト：最も明るい太陽のような星の一部であり、太陽に近い類似物である16シグニシステムは、科学界にとって非常に興味深いものであり、太陽の過去と未来の進化への洞察を提供する可能性があります。これは、前例のない品質のデータを提供してくれたケプラー衛星によって徹底的に観測されました。目的：このペーパーは、システムを広範囲に特徴づけることを目的としたシリーズの最初のものです。ミクロ物理学とマクロ物理学のいくつかの選択肢をテストして、最適な恒星パラメータへの影響を強調し、現実的な恒星パラメータ範囲を提供します。方法：最近開発された方法、WhoSGlAdを使用しました。これは、音響グリッチと滑らかに変化する傾向を同時に調整することにより、太陽のような星の振動スペクトル全体を最大限に活用します。入力物理学の選択ごとに、星の構造を表し、可能な限り無相関である一連の地震指標をせいぜい説明するモデルを計算しました。最適なモデルの検索は、Levenberg-Marquardt最小化によって実行されました。まず、両方の星に最適なモデルを個別に見つけました。次に、共通の年齢と構成を課しながら、両方の星に合う最適な候補を選択しました。結果：個々の星の恒星パラメータの現実的な範囲を計算しました。また、システム全体として2つのモデルを提供します。制約が厳しすぎるように見えるため、個々の星について考慮された入力物理学の選択肢全体を使用してバイナリモデルを構築することはできませんでした。最適なモデル検索に追加のパラメーターを含めるか、非標準の物理プロセスを呼び出す必要がある場合があります。
外部源によるブラックホール摂動の準法線周波数について
| Title |
On_quasinormal_frequencies_of_black_hole_perturbations_with_an_external_source |
| Authors |
Wei-Liang_Qian,_Kai_Lin,_Jian-Pin_Wu,_Bin_Wang,_and_Rui-Hong_Yue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07122 |
ブラックホール構成の周りの摂動の研究では、外部ソースが摂動の振る舞いに影響を与えることができるかどうかは、調査するための興味深いトピックです。ソースが初期パルスとして機能する場合、既存の準法線周波数が変更されないままであることが直感的に許容されます。ただし、マスター方程式の半径部分と角度部分の固有値が結合されているため、このような直感の確認は、回転するブラックホールにとって簡単ではありません。回転するブラックホールの場合、ラプラスs領域のマスター方程式の中程度のソース項が準正規モードを変更しないことを示します。さらに、外部ソースが原動力となる場合に議論を一般化します。初期パルスとは異なり、外部ソースがシステムをさらに駆動して、新しい摂動モードを体験する場合があります。具体的には、新しい散逸特異点が存在し、極構造を豊かにする可能性があります。これは、重力の変化に影響を与える可能性があるため、物理的に関連するシナリオです。私たちの議論は、外部ソースが存在するラプラスのsドメインでの解の極構造の調査に基づいています。分析分析は、不均一微分方程式を解き、Prony法を使用して支配的な複素周波数を抽出することによって数値的に検証されます。
宇宙の距離梯子関係をテストするためのプローブとしての強くレンズ化された重力波
宇宙の距離関係（DDR）は、角直径距離（$D_A$）と光度距離（$D_L$）を単純な式、つまり$D_L=（1+z）^2D_A$で関連付けます。強くレンズ化された重力波（GW）は、GWソースに対して$D_A$と$D_L$を同時に測定する独自の方法を提供するため、DDRをテストするためのプローブとして使用できます。この論文では、DDRをテストするために将来のアインシュタイン望遠鏡からの強くレンズ化されたGWイベントの使用を展望します。DDRの可能な偏差を$（1+z）^2D_A/D_L=\eta（z）$と記述し、$\eta（z）$の2つの異なるパラメーター化、つまり$\eta_1（z）=1を検討します。+\eta_0z$および$\eta_2（z）=1+\eta_0z/（1+z）$。数値シミュレーションは、ETによって観測された約100個の強くレンズ化されたGWイベントで、パラメーター$\eta_0$が1番目と2番目のパラメーター化でそれぞれ$1.3\％$と$3\％$レベルに制約されることを示しています。
歳差運動する数値相対論代理波形モデルによるGW190412の改善された分析
| Title |
Improved_analysis_of_GW190412_with_a_precessing_numerical_relativity_surrogate_waveform_model |
| Authors |
Tousif_Islam,_Scott_E._Field,_Carl-Johan_Haster_and_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.04848 |
LIGO-VirgoCollaboration（LVC）による最初の高質量比バイナリブラックホール（BBH）の合併であるGW190412の最近の観測は、重力波信号にエンコードされたサブドミナント高調波と歳差運動効果の影響を調査するユニークな機会を提供します。\texttt{NRSur7dq4}を使用して、GW190412のソースパラメータの洗練された推定値を示します。これは、すべての$\ell\leq4$スピン加重球面調和関数モードと歳差運動の完全な物理的効果を含む、最近開発された数値相対論波形代理モデルです。結果を、現象論的歳差運動BBH波形モデルの2つの異なるバリアント、\texttt{IMRPhenomPv3HM}と\texttt{IMRPhenomXPHM}、およびLVCの結果と比較します。私たちの結果は、\texttt{IMRPhenomXPHM}の結果および\texttt{SEOBNRv4PHM}波形モデルでコンパイルされた報告されたLVC分析とほぼ一致していますが、\texttt{IMRPhenomPv3HM}と緊張関係にあります。\texttt{NRSur7dq4}モデルを使用して、LVC推定値$0.28^{+0.13}_{-0.07と比較して、質量比（$0.26^{+0.07}_{-0.05}$）に対してより厳しい制約を提供します。}$（どちらも90\％の信頼区間の中央値として報告されます）。光度距離は、現象論的モデルと引用されたLVCの結果を使用して、推定値よりも$\sim4\％$大きいと推測し、バイナリをより正面に向けて制約し、スピン歳差運動パラメータのより広い後方を見つけます。さらに、$\ell=4$高調波モードの信号対雑音比はごくわずかですが、これらのモードを省略すると、チャープ質量、有効な吸気スピン、光度距離、傾斜など、いくつかのソースパラメータの推定事後分布に影響を与えることがわかります。。また、非対称モード（歳差運動中に励起される）を無視するなど、一般的に使用されるモデル近似は、GW190412と同様の中程度のSNRイベントのパラメーター回復にほとんど影響を与えないこともわかりました。
物質時代を通じた宇宙定数減衰メカニズムのロバスト性
| Title |
Robustness_of_the_Cosmological_Constant_Damping_Mechanism_Through_Matter_Eras |
| Authors |
Oleg_Evnin,_Victor_Massart,_K\'evin_Nguyen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.05927 |
宇宙定数の微調整問題に対する動的な解決は、最初は大きな真空エネルギーに関係なく、小さなハッブル膨張率を特徴とするド・ジッターアトラクタ解を有するスカラーテンソル重力理論に基づいて以前に提唱されました。パラメータ空間の技術的に自然なサブ領域が、一般相対性理論によって予測されたものと本質的に区別がつかない、放射線と物質が支配的な時代を通して宇宙論的進化をもたらすことを示します。同様に、提案されたモデルは、新しいスカラー自由度によって媒介される5番目の力の観測制約を自動的に満たします。
コンパクトオブジェクト内の帯電したストレンジレットの表面張力
レプトンの背景に浸された絶対的に安定したストレンジクォーク物質（ストレンジレット）の液滴は、エネルギー的に好ましいストレンジクォークの組成である可能性があり、ストレンジレットドワーフとして知られる新しいクラスの恒星オブジェクトの内部を構成する可能性もあります。この研究では、バリオン数密度、温度、トラップされたニュートリノの化学ポテンシャル、ストレンジレットのサイズ、電位、およびそれらの境界での電荷の関数として、帯電したストレンジレットの表面張力$\sigma$を計算します。化学平衡状態にあり、全体的な電荷が中性であるストレンジクォーク物質は、MITバッグモデル内に記述されています。私たちは、3つの異なる天体物理学のシナリオ、すなわち、冷たい奇妙な星、原始的な奇妙な星、および合併後の奇妙な星に焦点を当てます。有限サイズ効果は、多重反射拡張フレームワーク内に実装されています。ストレンジレットの境界がより正に帯電するにつれて、表面張力が大幅に低下することがわかります。これは、$\sigma$が、システム内で最も重い粒子である$s$クォークの寄与によって支配されているために発生します。負に帯電した$s$-クォークは、正の電荷が大きいストレンジレットで抑制され、$\sigma$への寄与が減少し、総表面張力の値が小さくなります。また、温度が高く、ニュートリノの化学ポテンシャルが高い、より極端な天体物理学のシナリオでは、境界でのストレンジレットの電荷の正の値が高くなり、その結果、$\sigma$の値が小さくなることを確認します。これらの結果のいくつかの天体物理学的結果について説明します。
テレパラレル重力における安定で自己無撞着なコンパクト星モデル
| Title |
Stable_and_self-consistent_compact_star_models_in_teleparallel_gravity |
| Authors |
Gamal_G.L._Nashed_and_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06355 |
TeleparallelGravityのフレームワークでは、半径座標の2つの未知の関数を持つ物理的に対称なテトラッドフィールドの帯電した非真空解を導き出します。場の方程式は、特定のメートル法のポテンシャルと電荷と組み合わされた適切な異方性関数を採用する閉じた形になります。これらの状況下では、観測されたパルサーと互換性のある一連の構成を取得することが可能です。具体的には、内部時空の境界条件を外部のライスナー・ノルドストロームメトリックに適用して、境界を介して消滅する必要のある半径方向の圧力を制限します。これらの考慮事項から始めて、モデルパラメータを修正できます。パルサー$\textit{PSRJ1614--2230}$、推定質量$M=1.97\pm0.04\、M_{\circledcirc}、$、半径$R=9.69\pm0.2$kmを使用して、モデルを数値的にテストします。Tolman-Oppenheimer-Volkov方程式を採用して、因果関係条件と断熱指数を通じて安定性を調べます。質量半径$（M、R）$の関係が導き出されます。さらに、モデルと他の観測されたパルサーとの互換性もあります。モデルは現実的なコンパクトオブジェクトを表すことができると合理的に結論付けます。
銀河中心でのS星の軌道運動における相対論的効果
S星として知られる銀河中心の星団は、相対論的現象の観測の完璧な情報源です。星は、相対論的コンパクトオブジェクトSgrA*の強い場にあり、軌道の中心付近を非常に高速で移動しています。この作業では、一般相対性理論（GR）のパラメーター化されたポストニュートン（PPN）形式と、ファインマンの量子場重力理論のポストニュートン（PN）運動方程式を使用して、いくつかのSスターの運動を検討します。重力場のエネルギー密度は、相対論的な中心周辺シフトを介して測定できます。PPNパラメーター$\beta$と$\gamma$は、Sスターデータを使用して制約されます。重力エネルギー運動量テンソルの$T_g^{00}$成分の正の値は、S星の運動の状態について確認されます。
$ \ beta $の進化-有限温度での崩壊半減期
$\beta$-有限温度での核の崩壊半減期は、相対論的核エネルギー密度汎関数の枠組みで調査されます。熱と核の両方のペアリング効果は、核の基底状態特性の説明と有限温度陽子-中性子相対論的準粒子ランダム位相近似（FT-PNRQRPA）に含まれており、$\beta$-崩壊。温度の影響は、Ar、Fe、Cd、およびSn同位体鎖の$\beta$崩壊半減期および関連するGT${}^-$遷移について詳細に研究されています。半減期が長い核では、温度の影響により半減期が大幅に減少するのに対し、半減期が短い核ではわずかな変化しか得られないことが示されています。分析は、特定のシェル構造との相互作用とペアリング効果に応じて、温度がオープンシェル核の半減期を増加または減少させる可能性があることを示しています。さらに、$\beta$崩壊半減期の大規模計算は、範囲内の原子核に対して$T_9（\text{K}）=5$および$T_9（\text{K}）=10$で実行されます。$8\leqZ\leq82$、天体物理学的元素合成メカニズムに関連します。
連続的に注入された逆流電子ビームによるプラズマ内の3波相互作用によって生成される電磁放射
| Title |
Electromagnetic_Emission_Produced_by_Three-wave_Interactions_in_a_Plasma_with_Continiously_Injected_Counterstreaming_Electron_Beams |
| Authors |
V._V._Annenkov,_E._P._Volchok_and_I._V._Timofeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06565 |
電子の流れが不安定なプラズマ中のラングミュアと電磁波の間の3波相互作用が、タイプIIおよびIIIの太陽電波放射の主な原因であると考えられています。タイプIIバーストの狭帯域は、この放射が太陽コロナを移動する衝撃波面のいくつかの局所領域で生成されると想定する必要があります。そこでは、プラズマ周波数高調波の近くの電磁放射を強化するための特定の条件が作成されます。二次高調波でのそのような増強の理由は、逆流電子ビームの形成である可能性がある。追加のビームの存在下での第2高調波電磁放射が、単一のビームによって生成される放射を著しく支配するのに十分効率的であるかどうかについて、文献にはさまざまな意見があります。本論文では、開放境界条件でプラズマ中の2つの対称電子ビームの衝突のセル内粒子シミュレーションを実行し、ビームから放射への電力変換の効率が周期的モデルと比較して大幅に向上できることを示しますプラズマ周波数の第2高調波付近の電磁波との3波相互作用が、最も不安定な斜めビーム駆動モードで利用可能になると、境界条件が数パーセントのレベルに達します。
二次重力の単純なモデルにおける重力波と電磁信号の光度距離の比較
| Title |
Comparing_the_luminosity_distance_for_gravitational_waves_and_electromagnetic_signals_in_a_simple_model_of_quadratic_gravity |
| Authors |
G._Fanizza,_G._Franchini,_M._Gasperini_and_L._Tedesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06569 |
二次曲率補正を伴う重力理論に基づいて、一般化された宇宙シナリオのコンテキストでテンソル計量摂動の伝播を制御する修正摩擦係数を計算します。このような状況で、重力と電磁気の光度距離の違い、およびアインシュタイン方程式に基づく標準的な結果との違いについて説明します。超新星と標準サイレンに典型的な宇宙赤方偏移スケールで修正された光度距離の数値推定を提示します。
