CMBスペクトル歪みに対するダストの影響
宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪みは、初期宇宙のエキゾチックな物理学によるエネルギー注入に敏感です。提案されたPIXIEミッションは、新しい物理学に意味のある制限を提供するための生の感度を備えていますが、前景の放射を適切にモデル化できる場合に限ります。コンプトンの$y$と$\mu$の測定値に対する星間塵の影響を、理論的および観測的な事前条件によって制約された粒子サイズの分布と組成の範囲を考慮して定量化します（Zelko＆Finkbeiner2020）。不確実性は増しますが、PIXIEは適度な数のダストパラメータを無視し、$y$と$\mu$の推定値を回復できることがわかりました。より多くの前景コンポーネント（シンクロトロン、フリーフリー）が含まれると、$y$の推定値が低下し、補助的な低周波前景情報がないと$\mu$の測定が実行できなくなります。追加の懸念は、CMBモノポールのほこり吸収です。これは微妙な影響を含める必要があります。モデルの不一致エラーの1つの形式を定量化し、ISMダストモデルを修正された黒体に適合させることによって導入されたエラーが大きすぎて、CMBスペクトル歪みを検出できないことを発見しました。最大の課題は、宇宙赤外線背景放射（CIB）かもしれません。$\mu$と$y$は、CIBのモデリングの選択に非常に敏感であり、さまざまな仮定で予想されるバイアスを定量化することがわかりました。
AI支援の超解像宇宙論シミュレーション
| Title |
AI-assisted_super-resolution_cosmological_simulations |
| Authors |
Yin_Li,_Yueying_Ni,_Rupert_A._C._Croft,_Tiziana_Di_Matteo,_Simeon_Bird,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06608 |
銀河形成の宇宙論的シミュレーションは、有限の計算資源によって制限されています。この問題に対処するために、人工知能（特にディープラーニング）の継続的な急速な進歩を利用しています。ニューラルネットワークは、高解像度（HR）画像データから学習し、さまざまな低解像度（LR）画像の正確な超解像（SR）バージョンを作成するために開発されました。このような手法をLR宇宙論的N体シミュレーションに適用し、SRバージョンを生成します。具体的には、512倍の粒子を生成し、初期位置からの変位を予測することで、シミュレーションの解像度を向上させることができます。したがって、私たちの結果は、たとえば密度フィールドへの予測ではなく、それ自体が新しいシミュレーションの実現と見なすことができます。さらに、生成プロセスは確率論的であるため、大規模環境での小規模モードの条件付けをサンプリングできます。私たちのモデルは、わずか16ペアのLR-HRシミュレーションから学習し、HRターゲットの物質パワースペクトルとハロー質量関数を正常に再現するSRシミュレーションを生成できます。トレーニングシミュレーションボックスの1000倍の大きさのボックスにモデルを展開することに成功し、高解像度の模擬調査を迅速に生成できることを示しています。AI支援は、大規模な宇宙論的ボリュームにおける小規模な銀河形成物理学のモデリングに革命をもたらす可能性があると結論付けています。
SDSS-IVDR16クエーサーによる宇宙均一性スケールの測定
| Title |
Measuring_the_cosmic_homogeneity_scale_with_SDSS-IV_DR16_Quasars |
| Authors |
Rodrigo_S._Gon\c{c}alves,_Gabriela_C._Carvalho,_Uendert_Andrade,_Carlos_A._P._Bengaly,_Joel_C._Carvalho_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06635 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS-IVDR16）の16番目のデータリリースの最近リリースされたクエーサーサンプルを使用して、宇宙の均一性のスケール（$r_{h}$）の測定値を報告します。フラクタル次元$D_2$を使用して、赤方偏移区間$2.2<z<3.2$にある2つの赤方偏移ビンで分析を実行します。％、つまり、スケーリングされた球内カウントの積分相関の対数。$D_2\sim2.97$のときに$r_{h}$が得られるという通常の仮定を採用することにより、つまり$D_2=3$の1\％以内で、赤方偏移とともに減少傾向にある宇宙均一性スケールを見つけます。$\Lambda$CDMの予測とよく一致しています。我々の結果は、標準的な宇宙論モデルの基本的な仮定によって予測されたように、クエーサーの空間分布における均一性スケールの存在を確認します。
強くレンズされた銀河における暗黒物質下部構造の標的尤度のない推論
| Title |
Targeted_Likelihood-Free_Inference_of_Dark_Matter_Substructure_in_Strongly-Lensed_Galaxies |
| Authors |
Adam_Coogan,_Konstantin_Karchev,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07032 |
銀河-銀河の強い重力レンズシステムの光学画像の分析は、小規模での暗黒物質の分布に関する重要な情報を提供することができます。ただし、これらの画像のモデリングと統計分析は非常に複雑であり、ソース画像とメインレンズの再構成、ハイパーパラメータの最適化、および小規模な構造の実現に対する周辺化がまとめられています。ここでは、変分推論、ガウス過程、微分可能確率プログラミング、神経尤度対証拠比推定など、最近の多くの機械学習開発を1つのコヒーレントアプローチにまとめることで、これらの多様な課題に取り組む新しい分析パイプラインを紹介します。私たちのパイプラインは、（a）ソース画像とレンズの質量分布の高速再構築、（b）不確実性の変動推定、（c）ソース正則化およびその他のハイパーパラメータの効率的な最適化、および（d）分布などの確率モデルコンポーネントの周辺化を可能にします。下部構造の。ここでは、私たちのアプローチの有効性を示す予備的な結果を示します。
将来の21cm強度マップのバイスペクトルで原始的な非ガウス性を精査する
| Title |
Probing_primordial_non-Gaussianity_with_the_bispectrum_of_future_21cm_intensity_maps |
| Authors |
Dionysios_Karagiannis,_Jos\'e_Fonseca,_Roy_Maartens,_Stefano_Camera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07034 |
再電離後、銀河内の中性水素の21cm輝線は、暗黒物質のトレーサーを提供します。SKAや他の電波望遠鏡を使った次世代の強度マッピング調査は、広い空の領域と広範囲の赤方偏移をカバーし、原始的な非ガウス性のプローブとしての使用を容易にします。以前の研究では、干渉計モードでの強度マッピング用に意図的に設計された将来の調査で、バイスペクトルが原始的な非ガウス性に対する厳しい制約を達成できることが示されています。ここでは、シングルディッシュモードで動作する調査から得られる制約を調査します。パワースペクトルの場合、通常、単一皿の調査は干渉計の調査よりも優れています。バイスペクトルには逆のことが当てはまります。単一皿の調査は、干渉計モード用に設計された調査と競合しません。
物理定数の時空変動は、バリオン物質に非普遍的に結合するヒッグスのようなスカラー場の存在と関連付けることができます。低（z〜0）および高（z〜6.5）の赤方偏移での電子対陽子の質量比mu=m_e/m_pのわずかな変化の天文スペクトル測定の最近の結果について説明します。z=0からz〜1100の範囲のDeltamu/mu=（mu_obs--mu_lab）/mu_labの最も正確な推定値の分布は、低電力のDeltamu/mu=k_mu（1+z）で近似できることが示されています。）^p、k_mu=（1.7+/-0.3）x10^-8およびp=1.99+/-0.03で、スカラー場の動的な性質を意味します。
$ N $ -bodyシミュレーションとハローモデルを使用したKSZ速度再構成の調査
| Title |
Exploring_KSZ_velocity_reconstruction_with_$N$-body_simulations_and_the_halo_model |
| Authors |
Utkarsh_Giri_and_Kendrick_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07193 |
KSZ速度再構成は、二次推定量$\hat{v}_r$を小規模CMBと銀河カタログに適用することにより、宇宙の最大スケールモードをマッピングするために最近提案された方法です。$N$-bodyシミュレーションパイプラインにkSZ速度再構成を実装し、その特性を調べます。再構成ノイズは、通常想定される分析的予測よりも大きくなる可能性があることがわかります。分析的予測を再検討し、不一致を説明する追加のノイズ項を見つけます。新しい項は、6ポイントのハローモデル計算から取得され、CMBレンズの$N^{（1）}$および$N^{（3/2）}$バイアスに類似しています。$N$-bodykSZシミュレーションから$f_{NL}$を推定するMCMCパイプラインを実装し、フィッシャー行列の予測と一致する統計誤差で$f_{NL}$の不偏推定を回復することを示します。全体として、これらの結果は、kSZ速度の再構築が近い将来、宇宙論の強力なプローブになることを確認していますが、新しい用語をノイズパワースペクトルに含める必要があります。
位置に依存する物質密度PDF
宇宙論的観測量として、平滑化された物質場の位置依存確率分布関数（PDF）を紹介します。PDF自体と比較して、位置に依存するPDFの空間的変動はモデル化が簡単であり、宇宙論的パラメーターに明確に依存しています。位置依存PDFが局所平均密度の変動によって特徴付けられることを示し、個別の宇宙N体シミュレーションを使用して局所密度に対するPDFの線形応答を計算します。局所密度場に対するPDFの線形応答は、密度に基づいて選択された物質場の領域の線形バイアスと考えることができます。シミュレーション測定値を正確に予測する線形応答のモデルを提供します。また、結果を検証し、グローバルユニバースシミュレーションを使用して、ローカルPDFの個別のユニバース整合性関係をテストします。2つの間に優れた一致が見られ、分離ユニバース法が線形応答の分散決定が低いことを示しています。
不均一な宇宙の空間曲率の測定の問題について
| Title |
On_the_question_of_measuring_spatial_curvature_in_an_inhomogeneous_universe |
| Authors |
Chi_Tian,_Stefano_Anselmi,_Matthew_F._Carney,_John_T._Giblin_Jr,_James_Mertens,_Glenn_Starkman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07274 |
位相幾何学的な意味で、または超水平サイズのパッチで平均化された時空の曲率は、フリードマン方程式に現れるグローバル曲率項と同じになることがよくあります。ただし、一般に、宇宙は不均一であり、重力は非線形理論であるため、曲率の摂動はFLRWモデルの仮定に違反します。一定時間の表面のパッチ全体で平均化された局所的な曲率が、グローバルな対称性の観測効果を再現することは必ずしも真実ではありません。さらに、一定時間の超曲面の曲率は観測可能な量ではなく、間接的にしか推測できません。ここでは、正確な完全相対論的設定での摂動時空の超曲面上の曲率モードの動作、およびこの曲率が観測者によって推測された曲率とどのように対応するかを調べます。また、観測値が、推定平均特性に対する不均一性に起因する曲率の影響に敏感になり、過去の文献との一般的な一致が見られる点にも注目します。
宇宙および地上での観測による流星の位置の精度
| Title |
Accuracy_of_meteor_positioning_from_space-and_ground-based_observations |
| Authors |
Hongru_Chen,_Nicolas_Rambaux,_J\'er\'emie_Vaubaillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06702 |
目的。流星に由来する軌道と起源の知識は、流星物質と初期の太陽系の研究にとって重要です。地球観測または直接流星観測に特化した超小型衛星プロジェクト（MeteorixCubeSatなど）の増加に伴い、宇宙に配置されたカメラと地上に配置されたカメラのペアを使用して、流星の位置の立体測定を調査します。精度と主な推進要因を理解することを目指します。この研究は、システム設定の要件と流星の三角測量に適した形状を明らかにします。メソッド。このレターは、宇宙と地面からの立体測定の原理とエラー分析を示しています。具体的には、カメラの解像度、衛星の姿勢と軌道決定の精度、および移動するターゲットと観測者によって形成されるジオメトリの影響が調査されます。結果。1kmの望ましい測位精度に到達するには、衛星に高精度センサー（スタートラッカーやGPS受信機など）を装備して、細かい姿勢と軌道決定を実行する必要があります。最高の精度は、ターゲットが30度の高度にあるときに発生する可能性があります。地上局に関して。
恒星光子の照射を含む原始惑星系円盤の流体力学的シミュレーション。 I.垂直せん断不安定性（VSI）の解像度研究
| Title |
Hydrodynamical_simulations_of_protoplanetary_disks_including_irradiation_of_stellar_photons._I._Resolution_study_for_Vertical_Shear_Instability_(VSI) |
| Authors |
Lizxandra_Flores-Rivera,_Mario_Flock_and_Ryohei_Nakatani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06711 |
近年、流体力学的（HD）モデルは、特に光蒸発および/または磁気駆動風のモデルと組み合わせて、原始惑星系円盤のガス運動学を説明するために重要になっています。スケール高さあたり203セルでのVSIの垂直範囲の診断に焦点を当て、スケール高さあたりの解像度で収束が得られることをほのめかします。最後に、ディスク内でEUV、FUV、X線が支配的な領域を特定します。PLUTOコードを使用してグローバルHDシミュレーションを実行します。0.5から5.0までの半径方向の領域とほぼ完全な子午線方向の拡張をカバーするグローバルな等温降着円盤セットアップ、2.5D（2次元、3コンポーネント）を採用しています。VSIを解決するための下限として、スケールの高さあたり50セルを決定します。スケールの高さあたり50セルを超える高解像度の場合、運動エネルギーの飽和レベルの収束が観察されます。また、「ボディ」モードの成長を識別でき、成長率が高いほど解像度が高くなります。完全なエネルギー飽和と乱流定常状態は、70のローカル軌道の後に到達します。ラジアルカラム密度によって定義されるEUV加熱領域の位置は、$H_\mathrm{R}\sim9.7$にある10$^{19}$cm$^{-2}$であると決定します。$H_\mathrm{R}\sim6.2$にある10$^{22}$cm$^{-2}$で定義されるFUV/X線加熱境界層。これにより、暑い雰囲気。初めて、大規模な鉛直速度運動の特徴的な層間のr-Z平面に小規模な渦が存在することを報告します。このような渦は、粉塵の集中を引き起こし、粒子の成長を促進する可能性があります。私たちの結果は、ディスク内の乱流と降着プロセスの将来の高解像度研究において、光蒸発プロセスを組み合わせることが重要であることを強調しています。
ESPRESSOとTESSで再考された惑星系LHS1140
| Title |
Planetary_system_LHS_1140_revisited_with_ESPRESSO_and_TESS |
| Authors |
J._Lillo-Box,_P._Figueira,_A._Leleu,_L._Acu\~na,_J.P._Faria,_N._Hara,_N.C._Santos,_A._C._M._Correia,_P._Robutel,_M._Deleuil,_D._Barrado,_S._Sousa,_X._Bonfils,_O._Mousis,_J.M._Almenara,_N._Astudillo-Defru,_E._Marcq,_S._Udry,_C._Lovis,_F._Pepe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06928 |
LHS1140は、3。77日と24。7日の公転周期で2つの既知の通過惑星をホストすることが知られているM矮星です。外部惑星（LHS1140b）は、この低質量星のハビタブルゾーンの中央に位置する岩だらけのスーパーアースであり、このシステムをハビタブル太陽系外惑星探査の最前線に配置しています。さらに、物理的および軌道特性を改善し、システム内の追加の惑星質量成分を検索することによってこのシステムを特徴付け、また、共軌道の可能性を探ります。ESPRESSOを使用して1。5年間で113の新しい視線速度観測を収集し、平均光子ノイズ精度は1.07m/sでした。LHS1140b（$6.48\pm0.46〜M_{\oplus}$）では6％、LHS1140c（$m_c=1.78\pm0.17〜M_{\oplus}$）では9％の精度で新しい質量を決定します。、以前に公開された不確実性を半分に減らします。両方の惑星は地球のようなバルク組成を持っていますが、内部構造分析は、LHS1140bが鉄に富んでいる可能性があることを示唆しています。どちらの場合も、含水量は質量で最大10〜12％の割合に適合します。これは、ハビタブルゾーン惑星LHS1140bの深海層$779\pm650$kmに相当します。私たちの結果はまた、3つの独立した方法で検出された約78。9日の軌道周期でのシステム（$m_d=4.8\pm1.1〜M_{\oplus}$）の新しい惑星候補の証拠を提供します。この分析により、10日より短い期間では0.5$M_{\oplus}$を超え、1年までの期間では2$M_{\oplus}$を超える他の惑星を破棄することもできます。最後に、私たちの分析では、LHS1140bの共軌道惑星を1$M_{\oplus}$まで廃棄します。ただし、LHS1140cで可能な共軌道信号の兆候は、視線速度と測光データの両方で検出されます。このシステムの新しい特性により、さまざまな恒星照射での岩石世界の大気研究の重要なターゲットになります。
| Title |
The_cloudy_shape_of_hot_Jupiter_thermal_phase_curves |
| Authors |
Vivien_Parmentier,_Adam_P._Showman_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06934 |
ホットジュピターは、昼/夜の気温のコントラストが強く、ホットスポットが太陽直下点の東に移動すると予測されています。これは、大気の縦方向の明るさの変化を調査する多数の位相曲線観測によって確認されました。しかし、全球循環モデルは、位相曲線の振幅を体系的に過小評価し、その最大値のシフトを過大評価しています。非灰色放射伝達と現実的なガスと雲の不透明度を含む全球循環モデルを使用して、ホットジュピターの大気循環が平衡温度1000〜2200Kでどのように変化するかを体系的に調査します。熱輸送は、1600Kよりも低温の雲ひとつない惑星では非常に効率的であり、高温では効率が低下することを示しています。夜側の雲が存在する場合、昼から夜への熱輸送は非常に非効率的になり、観測された低い夜側の温度とよく一致します。ただし、この低温が一定であるのは、放射タイムスケールが温度に強く依存しているためです。さらに、夜側の雲が位相曲線の振幅を増加させ、同時に位相曲線のオフセットを減少させることを示します。この変化は、雲の化学組成と粒子サイズに非常に敏感です。つまり、観測された位相曲線の多様性は、夜側の雲の特性の多様性によって説明できます。最後に、位相曲線パラメータが必ずしも同重体の昼/夜のコントラストやホットスポットのシフトを追跡しないことを示し、真のホットスポットのシフトと昼/夜のコントラストを回復するためのソリューションを提案します。
広範囲の温度にわたるホットジュピターの3次元モデルの雲I：熱構造と広帯域位相曲線予測
| Title |
Clouds_in_Three-Dimensional_Models_of_Hot_Jupiters_Over_a_Wide_Range_of_Temperatures_I:_Thermal_Structures_and_Broadband_Phase_Curve_Predictions |
| Authors |
Michael_T._Roman,_Eliza_M.-R._Kempton,_Emily_Rauscher,_Caleb_K._Harada,_Jacob_L._Bean,_and_Kevin_B._Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06936 |
大循環モデル（GCM）を使用して、さまざまな照射温度（1,500〜4,000K）、表面重力（10および40ms-2）、および雲の状態について、シミュレートされたホットジュピター大気の傾向を調査します。私たちのモデルには、放射フィードバックを伴う単純化された温度依存雲が含まれ、さまざまな雲の組成、垂直方向の厚さ、および不透明度が、惑星のアルベドを増加させ、光球の圧力と夜側の温度を下げ、場合によっては強い昼間の熱逆転を生成することによって、ホットジュピターの大気をどのように形成するかを示します。照射量が減少すると、雲は次第に夜側と涼しい西側の肢に形成され、続いて東側の肢と中央の昼側に形成されます。雲は放射輸送を大幅に変更し、雲の垂直範囲に応じて、T_irr〜3,000〜K（T_eq〜2,100K）よりも冷たい惑星の観測可能な特性に影響を与えることがわかります。期待される効果の正確な強さは、想定されるパラメーターによって異なりますが、予測される位相曲線の傾向は、シミュレーションのアンサンブルから明らかになります。雲がないモデルと比較して、雲はIR波長でより大きな位相曲線振幅とより小さな位相曲線オフセットをもたらします。光の波長では、雲が夜側と西側の肢に限定された状態で、中間温度（T_irr〜2,000〜3,500K）で主に西向きの位相曲線オフセットを予測します。雲が垂直方向にコンパクトである場合（つまり、厚さの圧力スケールの高さのオーダー）、さまざまな高さでさまざまな凝縮物が形成されるため、雲の分布と効果はより複雑になります-観測可能な大気に大きな影響を与えるには深すぎるものもあります。私たちの結果は、T_irr<〜3,000〜Kの惑星の位相曲線観測の多様性を解釈するための含意があります。
固体水に埋め込まれたPAHのソフトUV光化学に対する氷構造の影響
| Title |
Influence_of_the_ice_structure_on_the_soft_UV_photochemistry_of_PAHs_embedded_in_solid_water |
| Authors |
J._A._Noble,_E._Michoulier,_C._Aupetit_and_J._Mascetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06983 |
多孔質アモルファス固体水中の多環芳香族炭化水素（PAH）のUV光反応性は、酸素化された光生成物と光フラグメントの両方を形成することが長い間知られています。この研究の目的は、軟紫外線照射条件下での反応性に対する氷の構造の影響を調べることでした。PAHとアモルファス固体水（多孔質およびコンパクト）および結晶性（立方体および六角形）氷の混合物を高真空チャンバー内で調製し、水銀ランプを使用して最大2.5時間照射しました。結果は、酸素化PAHの生成がアモルファス水氷でのみ効率的であるのに対し、フラグメンテーションはアモルファス氷と結晶氷の両方で発生する可能性があることを示しています。反応性は、特に細孔の表面でダングリングボンドが利用できる場合に、好ましい形状でのPAH-水相互作用によって駆動されると結論付けます。これらの結果は、酸素化PAH分子の形成は、多孔質（またはコンパクト）アモルファス固体水を含む星間環境で発生する可能性が最も高く、この反応性が隕石中の芳香族のインベントリに大きく影響する可能性があることを示唆しています。
金星の結合した大気と内部進化から推測される乾燥後期降着
| Title |
Dry_Late_Accretion_inferred_from_Venus'_coupled_atmosphere_and_internal_evolution |
| Authors |
C._Gillmann,_G._J._Golabek,_S._N._Raymond,_M._Schonbachler,_P._J._Tackley,_V._Dehant,_V._Debaille |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07132 |
後期降着が論争を続けているため、コア形成の終了後に地球型惑星に運ばれた隕石物質の組成。金星の大気組成の進化は地球のそれよりも複雑ではない可能性が高いため、現在の金星の大気測定を使用して、湿ったおよび乾いた後期降着組成の影響をテストします。ここでは、大気進化モデルと後期降着N体送達モデルの両方と組み合わせた、グローバルな熱化学マントル対流の自己無撞着な数値モデルを使用して、金星の長期的な進化を調査します。大気散逸は、惑星の歴史の中で限られた量の水しか取り除くことができません。湿った物質の遅い降着がこのシンクを超えていることを示します。CO2とN2の寄与は、追加の制約として機能します。後期降着インパクターの優先的に乾燥した組成は、金星の現在の大気中のH2O、CO2、およびN2に関する観測データと一致しています。私たちの研究は、金星に運ばれた後期降着物質は、ほとんどが乾燥したエンスタタイトコンドライトであり、地球で利用可能な同位体データに準拠していることを示唆しています。私たちの好ましいシナリオは、金星への遅い降着が2.5％未満の湿った炭素質コンドライトを含んでいたことを示しています。このシナリオでは、金星と地球の水の大部分が主な降着段階で供給されています。
巨大なガス状の塊によって引き起こされた遠方の太陽系外縁天体の軌道の特徴
文脈：遠方の太陽系外縁天体の発見は、外側の太陽系の構造についての白熱した議論につながりました。目的：重力の断片化を介して原始太陽系星雲の外側に形成される移動する巨大なガス状の塊の丘陵地域からの小天体の動的進化を研究します。遠方の太陽系外縁天体の軌道分布の観測された特徴がこのプロセスによって引き起こされる可能性があるかどうかを判断しようとします。方法：太陽、木星質量が約10個の質量を持つ2つの点状の巨大な塊、およびこれらの塊の丘の領域に最初に配置された質量のないオブジェクトのセットを含む単純なモデルを検討します。楕円軌道を移動して互いに接近する2つの巨大な塊からの重力摂動下での小天体の運動の数値シミュレーションを実行します。これらの小天体の軌道分布は、遠方の太陽系外縁天体の観測された分布と比較されます。結果：近日点の経度での既知のグループ化に加えて、観測された遠方の太陽系外縁天体の新機能に注目します。観測された軌道分布は、異なる力学特性を持つ遠方の太陽系外縁天体の2つのグループの存在を示しています。遠方の太陽系外縁天体の軌道分布の主な特徴は、移動する巨大なガス状の塊の丘陵地域での起源によって説明できることを示します。巨大な塊が高離心率の軌道を移動し、互いに接近遭遇すると、小さな物体が丘の領域から放出されます。結論：私たちのモデルで得られた小天体の軌道分布と、観測された遠方の太陽系外縁天体の分布は、同様の特徴を持っています。
| Title |
Globular_clusters_as_tracers_of_the_dark_matter_content_of_dwarfs_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Jessica_E._Doppel,_Laura_V._Sales,_Julio_F._Navarro,_Mario_G._Abadi,_Eric_W._Peng,_Elisa_Toloba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06590 |
球状星団（GC）は、他の運動学的トレーサーが不足している銀河、特に矮星の暗黒物質含有量を推定するためによく使用されます。これらの推定値は通常、球対称性と動的平衡を仮定しています。この仮定は、銀河団内の矮星のまばらなGC集団には当てはまらない可能性があります。Illustrisシミュレーションにタグ付けされたGCのカタログを使用して、GCベースの質量推定の精度を調査します。私たちは、$9$のシミュレートされたおとめ座のようなクラスターで識別された恒星の質量範囲10$^{8}-10^{11.8}$M$_{\odot}$の銀河に焦点を当てています。私たちの結果は、GC番号が$N_{\rmGC}\geq10$のシステムで、個々のGCの視線速度の不確実性が推定速度分散よりも小さい場合、質量推定値が平均して非常に正確であることを示しています。$\sigma_{\rmGC}$。ただし、$N_{\rmGC}\leq10$の場合、$\sigma_{\rmGC}$の計算方法によってはバイアスが発生する可能性があります。文献で広く使用されている方法でこれらのバイアスを軽減するのに役立つ可能性のあるキャリブレーションを提供します。アプリケーションとして、$M_{*}\sim10^{8.5}\、M_{\odot}$（超拡散銀河DF2と比較して、$\sigma_{GC}$が低いことで注目に値する）を持つ多数の矮星が見つかります。その$10$GCの）$\sigma_{\rmGC}\sim7$-$15\;\rmkm\rms^{-1}$。これらのDF2アナログは、落下時に比較的大規模なシステム（$M_{200}\sim1$-$3\times10^{11}$$M_{\odot}$）に対応し、$3$-$17$GCしか保持していません。そして彼らの暗黒物質の95$\％$以上が取り除かれました。我々の結果は、そうでなければ通常の矮小銀河における極端な潮汐質量損失が、DF2のような超拡散物体の形成チャネルの可能性があることを示唆している。
太陽の近くの拡張された恒星システム-V。近くの星団のコロナの発見
| Title |
Extended_stellar_systems_in_the_solar_neighborhood_--_V._Discovery_of_coronae_of_nearby_star_clusters |
| Authors |
Stefan_Meingast,_Jo\~ao_Alves,_Alena_Rottensteiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06591 |
この論文では、GaiaDR2を使用した10個の著名な、近くの（$\leq$500pc）、および若い（$\sim$30-300Myr）散開星団の形態と動的状態に関する新しい見解を示します。$\alpha\、$Per、Blanco1、IC2602、IC2391、Messier39、NGC2451A、NGC2516、NGC2547、Platais9、およびPleiades。クラスターのバルク速度によって通知され、ガウス分布の混合で空間分布をデコンボリューションする先駆的なメンバー識別方法を紹介します。私たちのアプローチは、視線に沿った位置誤差の影響を軽減すると同時に、フィールドスターの汚染物質を効果的にフィルタリングすることにより、クラスターの真の空間分布を推測することを可能にします。この方法の最初の適用は、$\gtrsim\、$100pcで拡張し、比較すると、小さくてコンパクトなクラスターコアを取り囲む広大な恒星コロナの存在を明らかにします。コロナとコアは、絡み合った、共評価の、共動する拡張クラスター集団を形成し、それぞれが数万立方パーセクを含み、空に数十度にわたって伸びています。私たちの分析によると、コロナは重力的に束縛されていませんが、大部分は集団の恒星の質量の大部分を占めています。ほとんどのシステムは非常に動的な状態にあり、異なる空間軸に沿って拡張し、場合によっては同時に収縮する証拠を示しています。クラスターコアの拡張された母集団の速度フィールドは非対称に見えますが、各クラスターに固有の空間軸に沿って整列しています。集団の全体的な空間分布と運動学的特徴は、天の川の差動回転パターンとほぼ一致しています。この発見は、恒星系の運命に対する地球規模の銀河ダイナミクスの重要な役割を強調しています。私たちの結果は、天の川の散開星団の母集団の複雑さを浮き彫りにし、散開星団の特性評価と動的状態に関する新しい視点を求めています。
STUDIESおよびAS2UDSからのサブミリ波銀河集団を使用して、塵に覆われた活動の進化を追跡する
| Title |
Tracing_the_evolution_of_dust-obscured_activity_using_sub-millimetre_galaxy_populations_from_STUDIES_and_AS2UDS |
| Authors |
U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_I._Smail,_A._M._Swinbank,_C.-F._Lim,_W.-H._Wang,_J._M._Simpson,_Y._Ao,_S._C._Chapman,_C.-C._Chen,_D._Clements,_H._Dannerbauer,_L._C._Ho,_H._S._Hwang,_M._Koprowski,_C.-H._Lee,_D._Scott,_H._Shim,_R._Shirley,_Y._Toba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06605 |
STUDIES450-$\mu$m調査から、121個のSNR$\geq$5サブミリ銀河（SMG）の物理的特性を分析します。MAGPHYS+photo-$z$を使用してUVから無線へのスペクトルエネルギー分布をモデル化し、その結果をAS2UDSから選択した850-$\mu$mのSMGサンプルの同様のモデリングと比較して、2つの間の基本的な物理的差異を理解します。観測された深さの個体群。450-$\mu$mサンプルの赤方偏移分布の中央値は$z$=1.85$\pm$0.12であり、遠赤外線の光度関数の強力な進化によって説明できます。暗い450-$\mu$mサンプルは$z$$\lesssim$2の明るい850-$\mu$mサンプルよりも$\sim$14倍高い空間密度を持ち、$z$=2で同等の空間密度を持ちます-3、急速に減少する前に、LIRGが$z$$\sim$1-2の主な不明瞭な人口であり、ULIRGがより高い赤方偏移で支配的であることを示唆しています。450-$\mu$mから$z$=1-2および$z$=3-4で、レストフレーム$\sim$180-$\mu$mで選択されダスト質量が一致するサンプルを作成します。宇宙の正午の時代にまたがる銀河の均一なサンプルの進化を精査するために、それぞれ850-$\mu$mサンプル。遠赤外線の輝度、ダスト質量、および光学的に厚いダストモデルを使用して、特定のダスト質量での低レッドシフト集団の約半分である推定ダスト連続体サイズにより、高レッドシフトソースのダスト密度が高いことを示唆します。、より高いダスト減衰につながります。宇宙塵の質量密度の進化を追跡し、銀河の塵の含有量は、ガス含有量の変動と塵の破壊のタイムスケールの両方の組み合わせによって支配されていることを示唆しています。
HI平均赤方偏移1での銀河集団からの21センチメートルの放出
| Title |
HI_21-centimetre_emission_from_an_ensemble_of_galaxies_at_an_average_redshift_of_one |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_Chengalur,_Shiv_Sethi,_K.S._Dwarakanath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06617 |
銀河の進化におけるバリオン過程には、中性原子水素（HI）を形成するための銀河へのガスの落下、HIの分子状態への変換（H$_2$）、そして最後にH$_2$の星への変換が含まれます。したがって、銀河の進化を理解するには、両方の星の進化と、銀河における星形成の主要な燃料である中性の原子および分子ガスを理解する必要があります。星の場合、宇宙の星形成率密度は、赤方偏移の範囲$z\約1-3$でピークに達し、次の$\約100億年にわたって桁違いに減少することが知られています。この減少の原因は不明です。ガスの場合、銀河のHI含有量の主なトレーサーである超微細HI21cm遷移の弱さは、これまで、$\約0.4$より高い赤方偏移で銀河の原子ガス質量を測定することができなかったことを意味します。これは、銀河の進化を理解する上で重要な脱落です。ここでは、個々のHI21cm放射信号を積み重ねることにより、赤方偏移$z\約1$での星形成銀河の平均HI質量の測定値を報告します。サンプルの平均恒星質量と同様の平均HI質量が得られます。また、1.4GHzの電波連続体から同じ銀河の平均星形成率を推定し、HI質量が、新鮮な星がない場合に、観測された星形成率をわずか$\約1〜2$10億年で加速できることを発見しました。ガスの落下。これは、$z<1$での銀河へのガスの付着は、星形成銀河で高い星形成率を維持するには不十分だった可能性があることを示唆しています。これが、1未満の赤方偏移での宇宙の星形成率密度の低下の原因である可能性があります。
衝動的な加熱の完全に一般的な非摂動的な治療
天体物理学的オブジェクト間の衝動的な遭遇は、通常、衝突パラメータ$b$が対象の特性半径$r_\mathrm{S}$よりも大幅に大きいと想定される遠潮近似（DTA）を使用して処理されます。摂動者、$r_\mathrm{P}$。次に、摂動ポテンシャルは多重極級数として展開され、四重極項で切り捨てられます。摂動器が主語よりも拡張されている場合、この標準的なアプローチは、$r_\mathrm{S}\llb<r_\mathrm{P}$の場合に拡張できます。ただし、$r_\mathrm{S}$以下の次数の$b$との遭遇の場合、DTAは通常、インパルス$\Delta\mathbf{v}$を過大予測し、したがって、対象の内部エネルギー変化$\を過大予測します。デルタE_{\mathrm{int}}$。これらの接近遭遇は、天体物理学の観点から、最も興味深いものであり、潮汐捕獲、大量ストリッピング、または潮汐破壊につながる可能性があるため、これは残念なことです。DTAのもう1つの欠点は、$\DeltaE_{\mathrm{int}}$が慣性モーメントに比例することです。慣性モーメントは、対象が切り捨てられるか、密度プロファイルが$r^{-5よりも速く低下しない限り発散します。}$。これらの欠点を克服するために、この論文は、あらゆる衝突パラメータに有効であり、発散の問題によって妨げられない、衝動的な遭遇の完全に一般的で非摂動的な扱いを提示し、それによって主題を切り捨てる必要性を否定します。さまざまな摂動プロファイルの$\Delta\mathbf{v}$の分析式を提示し、直線軌道と離心率の両方に形式を適用します。
楕円銀河の暗黒含有量とそれらの楕円率の間の相関
観測によると、銀河のバリオン物質は広大な暗黒物質ハローに囲まれていますが、その性質は不明のままです。この文書は、楕円銀河の楕円率とそれらの暗黒物質含有量との間の経験的相関を報告するMNRAS438、2、1535（2014）で発表された結果の分析を詳述しています。暗黒物質の含有量が推測される楕円銀河の大きくて均質なサンプルは、さまざまな方法を使用して選択されました。ダークマス抽出で考えられる方法論的バイアスは、採用されている複数の方法によって軽減されます。銀河の特性による影響は、均一性の要件によって最小限に抑えられ、統計的にさらに抑制されます。均質なサンプル（相互作用または環境への依存の兆候を伴う銀河、特異な楕円銀河、およびS0型銀河の拒絶）を形成した後、明確な相関関係が現れます。このような相関関係は、偽の（この場合は楕円銀河の観測またはその分析における遍在する体系的な偏りを示す）か、本物の（この場合は特に等しい輝度で、平らな中型の楕円銀河が上にあることを意味する）かのいずれかです。丸い銀河の平均5倍の重さであり、中型の丸い銀河の非バリオン物質の含有量は少ない。それはまた、暗黒物質と銀河形成のモデルのための新しい試験場を提供するでしょう。
| Title |
Clustering_of_red_and_blue_galaxies_around_high-redshift_3C_radio_sources_as_seen_by_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Zohreh_Ghaffari,_Martin_Haas,_Marco_Chiaberge,_S._P._Willner,_Rolf_Chini,_Hendrik_Hildebrandt,_Michael_West_and_Roberto_de_Propris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06725 |
銀河の面密度マップは、$1<z<2.5$での3C電波銀河とクエーサーの周りの赤と青の銀河のクラスター化を明らかにしています。マップは、2フィートの視野を持つ光学および近赤外線$HST$画像から作成され、フィルターは4000{\AA}ブレークを包含します。21個の電波源のうち16個は、投影半径250kpc（$30"$）未満の銀河の過密度の内側にあります。過密度は、周辺の平均銀河密度（$30"-60"$）より3$\sigma$高いと定義されています。明るさと色のある空間的な銀河の分離と、レッドシフトによる進化を見つけます。$z<1.5$では、過密度は赤い銀河によって支配されますが、青い銀河は周辺でより頻繁に発生します。いくつかの例外を除いて、より暗い銀河が寄与しています。中心の明るい赤い銀河の派生数は、コマクラスターコアの数に匹敵します。これと、候補クラスターメンバー銀河の明るさと色の分離により、$1<z<であると結論付けることができます。1.5$3Cソースは銀河グループになっているだけではありません。むしろ、明るい赤い銀河を持つ銀河クラスターの基盤がほぼ設定されており、青い銀河の貯水池から赤いシーケンスの形成がまだ続いていることをお勧めします。周辺のxies。$z>1.5$では、過密度はそれほど頻繁ではなく、次第に青い銀河で構成されます。$z<1.5$と比較して、潜在的なクラスターメンバー銀河の銀河濃度が低く青い性質があることは、$z>1.5$の3Cクラスターが初期の組み立て段階にあることを示しています。高赤方偏移3C源の周りの銀河団のクラスター化は、いくつかの例外を除いて、検出可能な質量濃度の集合と、ほとんどの低赤方偏移3C源に見られる拡張高温X線ガスの集合に先行するようです。
宇宙の再電離の時代におけるクエーサーのX-SHOOTER / ALMAサンプル。 I. NIRスペクトルモデリング、鉄濃縮および幅広い輝線特性
| Title |
The_X-SHOOTER/ALMA_sample_of_Quasars_in_the_Epoch_of_Reionization._I._NIR_spectral_modeling,_iron_enrichment_and_broad_emission_line_properties |
| Authors |
Jan-Torge_Schindler,_Emanuele_Paolo_Farina,_Eduardo_Banados,_Anna-Christina_Eilers,_Joseph_F._Hennawi,_Masafusa_Onoue,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter,_Feige_Wang,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Gisella_De_Rosa,_Alyssa_Drake,_Xiaohui_Fan,_Chiara_Mazzucchelli,_Hans-Walter_Rix,_Gabor_Worseck,_and_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06902 |
38個の明るい（$M_{1450}=-29.0$から$-24.4$）クエーサーの大きなサンプルのX-SHOOTER近赤外分光法を$5.78<z<7.54$で提示します。これには、ALMAからの補完的なCII観測があります。このX-SHOOTER/ALMAサンプルは、これまでの宇宙の再電離時代のクエーサーの最も包括的なビューを提供し、クエーサーの特性をそのホスト銀河の特性と結び付けることを可能にします。この作業では、サンプルを紹介し、データ削減とスペクトルフィッティングについて説明し、幅広い輝線特性の分析を示します。測定されたFeII/MgIIフラックス比は、サンプル内のすべてのクエーサーのブロードライン領域がすでに鉄に富んでいることを示唆しています。また、MgII線は、中央値$-391\、\rm{km}\、\rm{s}^{-1}$で、CII赤方偏移に対して平均して青方偏移していることがわかります。MgII-CIIとCIV-CIIの速度シフトの間の有意な相関関係は、共通の物理的起源を示しています。さらに、サンプルでは、中央値が$-1848\、\rm{km}\、\rm{s}^{-1}$の大きなCIV-MgII輝線速度の青方偏移を頻繁に検出します。他のすべての広い輝線特性は赤方偏移で進化していないことがわかりますが、CIV-MgII青方偏移の中央値は、赤方偏移が低く、光度が一致するクエーサー（$-800\、\rm{km}\、\）で見られるよりもはるかに大きいです。rm{s}^{-1}$）。サンプルを2つの赤方偏移ビンに分割すると、赤方偏移の増加に伴う平均CIV-MgII青方偏移の増加が確認されます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による静止フレーム光スペクトルの将来の観測は、再電離の時代におけるクエーサー特性の可能な進化をさらに制約するのに役立ちます。
750以上のAGNと複数のGBHのブラックホール質量降着率と効率係数
ここでは、無次元および物理単位での質量降着率、およびディスクの総放射光度と流出のビームパワーを表す効率係数を調べます。576個のライナー、100個の古典的な二重（FRII）電波源、80個の比較的局所的なAGN、および銀河ブラックホール（GBH）と呼ばれる4つの恒星質量X線連星システムの103個の測定値を含む4つのソースのサンプルが研究に含まれています。すべてのソースには高度にコリメートされた流出があり、コンパクトな電波放射または強力な拡張（FRII）電波放射につながります。4つの個別のGBHの特性と同様に、完全なサンプルのそれぞれの特性、およびFRIIとローカルAGNサンプルのサブタイプが調査されます。降着率と効率係数の値が高、中、低のソースタイプとサブタイプが特定され、調査されます。ブラックホールのスピンと質量降着率がビームパワーに与える相対的な影響を表す新しい効率係数が定義および研究されており、新しく興味深い診断を提供することがわかっています。13のソースの質量降着率と6つのソースの効率係数は、独立して得られた値と比較され、同様の値が独立した方法で得られたことを示しています。ここで得られた質量降着率と効率係数は、利用可能な値の数を大幅に増やし、ソースタイプとの関係についての理解を深めます。量の赤方偏移依存性が提示され、結果への影響が説明されています。
OH18cmの強度異常によって調べられたパイプ星雲の温度構造
| Title |
Temperature_Structure_of_the_Pipe_Nebula_Studied_by_the_Intensity_Anomaly_of_the_OH_18_cm |
| Authors |
Yuji_Ebisawa,_Nami_Sakai,_Karl_M._Menten,_Yoko_Oya,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06977 |
グリーンバンク望遠鏡を使用して、フィラメント状の暗い雲であるパイプ星雲に向かうOH18cm遷移（1612、1665、1667、および1720MHz）の4つの超微細構造コンポーネントの観測結果を示します。統計的平衡解析がスペクトルに適用され、高密度コアを取り巻く拡散分子ガスの運動温度が正確に決定されます。導出された温度範囲は40Kから75Kです。この結果から、近くの星$\theta$-OphiuchiからのUV光子と可能性のあるフィラメントフィラメントによる星雲の「ステム」領域のフィラメント構造に対する加熱効果を評価します。「ステム」領域と「ボウル」領域の境界面での衝突。ステム領域では、ガスの運動温度は、へびつかい座シー星からの見かけの距離とはほとんど無関係であることがわかります。星によるUV加熱効果は見えません。一方、ガスの運動温度は、2つのフィラメント構造の界面で$\sim$75Kまで上昇します。この結果は、パイプ星雲におけるフィラメント-フィラメント衝突シナリオへの追加のサポートを提供します。
| Title |
High-Cadence,_Early-Time_Observations_of_Core-Collapse_Supernovae_From_the_TESS_Prime_Mission |
| Authors |
P._J._Vallely,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_M._Fausnaugh,_B._J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06596 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの、ピークTESSバンドマグニチュード$\lesssim18$magの20個の明るいコア崩壊超新星の観測結果を示します。TESS画像での使用に最適化された、全天自動捜索システム（ASAS-SN）で使用される画像減算パイプラインの実装により、このデータを削減します。上昇する光度曲線への経験的な適合では、適合パラメータとピーク光度の間に強い相関関係は見つかりません。既存の半解析モデルは、II型超新星の光度曲線によく適合しますが、TESSが近赤外線で観測している間に紫外線観測で使用するために導出されているため、前駆体半径または爆発エネルギーの合理的な推定値は得られません。代わりに、数値的にシミュレートされた光度曲線でデータを適合させると、Type〜IISNeの上昇光度曲線は、赤色超巨星の爆発と一致します。個々のイベントのショックブレイクアウト放出を特定していませんが、サンプルでII型超新星の適合残差を組み合わせると、前日の$\sim0.5$〜で$>5\sigma$フラックス超過が見つかります。光度曲線の上昇の始まり。この過剰は衝撃ブレイクアウト放出による可能性があり、その延長された任務の間に、TESSはこの信号が直接検出されるのに十分明るいタイプII超新星を観測します。
超高輝度超新星と長いガンマ線バーストの遅い時間のラジオとミリ波の観測：不明瞭な星形成、中央エンジン、および高速電波バーストへの影響
| Title |
Late-Time_Radio_and_Millimeter_Observations_of_Superluminous_Supernovae_and_Long_Gamma_Ray_Bursts:_Implications_for_Obscured_Star_Formation,_Central_Engines,_and_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
T._Eftekhari,_B._Margalit,_C._M._B._Omand,_E._Berger,_P._K._Blanchard,_P._Demorest,_B._D._Metzger,_K._Murase,_M._Nicholl,_V._A._Villar,_P._K._G._Williams,_K._D._Alexander,_S._Chatterjee,_D._L._Coppejans,_J._M._Cordes,_S._Gomez,_G._Hosseinzadeh,_B._Hsu,_K._Kashiyama,_R._Margutti,_Y._Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06612 |
関連する非熱放射光を検索するために、超高輝度超新星（SLSNe）と長時間ガンマ線バースト（LGRB）のこれまでで最大かつ最も深い後期電波およびミリメートルの調査を提示します。KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）とアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、爆発後1〜19ドルのタイムスケールで6GHzと100GHzで43のソースを観測しました。PTF10hgiの6GHz検出（Eftekharietal。2019）、およびSLSNPTF12damの位置の近くでの6GHz放射の検出を除いて、どのソースからの無線/mm放射も検出しません。私たちはそのホスト銀河と関連付けます。データを使用して、マグネター風星雲と軸外相対論的ジェットによる中央エンジンの放出に制約を課します。また、SN噴出物からの非相対論的放出を調査し、ホスト銀河の不明瞭な星形成に制約を課します。さらに、VLAフェーズドアレイ観測を使用して、いくつかのソースからの高速電波バースト（FRB）の検索を実行します。イベントごとのソースで約40分以内に$16$mJy（$7\sigma$;10ミリ秒の期間）の制限までFRBは検出されません。理論モデルとの比較は、継続的な無線監視が$\gtrsim{\rmdecade}$のタイムスケールでの持続的な無線放射の検出につながる可能性があることを示唆しています。
| Title |
Monte_Carlo_simulations_for_the_ANTARES_underwater_neutrino_telescope |
| Authors |
The_ANTARES_Collaboration:_A._Albert,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_G._Anton,_M._Ardid,_J.-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M.C._Bouwhuis,_H._Branzas,_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_S._Cecchini,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_M._Colomer-Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._Diaz,_G._de_Wasseige,_A._Deschamps,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_N._El_Khayati,_A._Enzenhofer,_A._Ettahiri,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._Fusco,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._van_Haren,_A.J._Heijboer,_Y._Hello,_J.J._Hernandez-Rey,_J._Hossl,_J._Hofestadt,_F._Huang,_G._Illuminati,_C._W._James,_M._de_Jong,_P._de_Jong,_M._Jongen,_M._Kadler,_O._Kalekin,_U._Katz,_N.R._Khan-Chowdhury,_A._Kouchner,_I._Kreykenbohm,_V._Kulikovskiy,_R._Lahmann,_R._Le_Breton,_D._Lefevre,_E._Leonora,_G._Levi,_M._Lincetto,_D._Lopez-Coto,_S._Loucatos,_J._Manczak,_M._Marcelin,_A._Margiotta,_A._Marinelli,_J.A._Martinez-Mora,_S._Mazzou,_K._Melis,_P._Migliozzi,_M._Moser,_A._Moussa,_R._Muller,_L._Nauta,_S._Navas,_E._Nezri,_A._Nunez-Castineyra,_B._O'Fearraigh,_M._Organokov,_G.E._Pavalas,_C._Pellegrino,_M._Perrin-Terrin,_P._Piattelli,_C._Poir\`e,_V._Popa,_T._Pradier,_N._Randazzo,_S._Reck,_G._Riccobene,_F._Salesa,_A._Sanchez-Losa,_D._F._E._Samtleben,_M._Sanguineti,_P._Sapienza,_J._Schnabel,_F._Schussler,_M._Spurio,_Th._Stolarczyk,_B._Strandberg,_M._Taiuti,_Y._Tayalati,_T._Thakore,_S.J._Tingay,_B._Vallage,_V._Van_Elewyck,_F._Versari,_S._Viola,_D._Vivolo,_J._Wilms,_A._Zegarelli,_J.D._Zornoza,_J._Zuniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06621 |
モンテカルロシミュレーションは、検出器の応答をチェックし、その性能を監視するための独自のツールです。深海ニュートリノ望遠鏡の場合、検出器のアクティブな部分と物理イベントの機能の信頼できる説明に加えて、データ収集システムの動作に影響を与える可能性のある環境条件の変動性を考慮する必要があります。シミュレートされたイベントの現実的なセットを生成するため。この論文では、望遠鏡でニュートリノと宇宙線のシグネチャを生成するために使用されるソフトウェアツールと、自然環境と検出器の効率の時間発展を表すために開発された戦略について説明します。
MXB1659-298：最速の回転ミリ秒パルサー
低質量X線連星MXB1659-298について、890.44Hzでの強力なほぼコヒーレントな振動（NCO）の発見を紹介します。このシステムの中性子星の対応する自転周期は1.123ミリ秒であり、これまでに検出されたどのミリ秒パルサーよりも速いため、これは重要です。$Z_n^2$統計を使用して、NuSTARを使用したこのソースの2015年と2016年の爆発観測からのデータを分析しました。私たちの分析では、2つの自由度を持つ大きな$\chi^2$値が890.44Hzで見つかりました。これは、すべてのデータの非常に低いレベルの統計的有意性と高い信頼度（$>5\sigma$）に対応します。これらのNuSTAR観測からのセット。
未確認の発生源からの拡張放出のHAWCおよびFermi-LAT検出2HWCJ2006 + 341
| Title |
HAWC_and_Fermi-LAT_Detection_of_Extended_Emission_from_the_Unidentified_Source_2HWC_J2006+341 |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_M._Araya,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_V._Baghmanyan,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_E._De_la_Fuente,_C._de_Le\'on,_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_C._Espinoza,_H._Fleischhack,_N._Fraija,_A._Galv\'an-G\'amez,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_A._Jardin-Blicq,_V._Joshi,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_R._L\'opez-Coto,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_L._Nellen,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_A._Peisker,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_M._Schneider,_R.W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_T._Weisgarber,_E._Willox,_A._Zepeda,_H._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06670 |
TeV点光源2HWCJ2006+341の発見は、2番目のHAWCガンマ線カタログで報告されました。ここでは、この情報源の追跡調査を紹介します。TeV放出は、ソフトスペクトルを持つ拡張ソースによって最もよく説明されます。GeVエネルギーでは、拡張ソースがフェルミ-LATデータで大幅に検出されます。一致する位置、サイズ、およびスペクトルは、両方のガンマ線検出が同じ線源に対応していることを示唆しています。放出源のさまざまなシナリオが考慮され、10.8kpcの距離にある場合、極端なエネルギーが必要になるため、パルサーPSRJ2004+3429への関連付けを除外します。
CHIME / FRBフルアレイベースバンドデータの分析パイプライン
| Title |
An_analysis_pipeline_for_CHIME/FRB_full-array_baseband_data |
| Authors |
D._Michilli,_K._W._Masui,_R._Mckinven,_D._Cubranic,_M._Bruneault,_C._Brar,_C._Patel,_P._J._Boyle,_I._H._Stairs,_A._Renard,_K._Bandura,_S._Berger,_D._Breitman,_T._Cassanelli,_M._Dobbs,_V._M._Kaspi,_C._Leung,_J._Mena-Parra,_Z._Pleunis,_L._Russell,_P._Scholz,_S._R._Siegel,_S._P._Tendulkar,_K._Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06748 |
カナダ水素強度マッピング実験（CHIME）は、CHIME/FRBバックエンドを介して高速電波バースト（FRB）を検出するための主要な施設になりました。CHIME/FRBは、24kHzのスペクトルと1msの時間分解能を持つ偏光合計強度データストリームの高速トランジェントを検索します。強度ビームは、空の事前に決定された場所に向けられます。トリガーされたベースバンドシステムは、FRB検出時にCHIMEアレイの各アンテナによって測定されたコヒーレント電界を記録します。ここでは、これらのフルアレイベースバンドデータ記録を処理するために開発された分析手法と自動パイプラインについて説明します。リアルタイムFRB検出パイプラインには数分角のローカリゼーション制限がありますが、ベースバンドデータのオフライン分析では、パルサーのサンプルと既知の位置を持つ1つの繰り返しFRBを使用することを特徴とする、1分未満の精度でソースのローカリゼーションが得られます。ベースバンドパイプラインは、マイクロ秒スケールでの時間的下部構造の解決と、ファラデー回転の検出を含む偏光の研究も可能にします。
ジェット駆動極超新星の化学的特徴
| Title |
The_chemical_signature_of_jet-driven_hypernovae |
| Authors |
J.J._Grimmett,_Bernhard_M\"uller,_Alexander_Heger,_Projjwal_Banerjee,_and_Martin_Obergaulinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06766 |
急速に回転するミリ秒マグネターを動力源とするジェット駆動極超新星は、ブロードラインのタイプIc超新星（SNeIc-BL）を説明する主要なモデルのひとつであり、初期の宇宙における金属濃縮の重要な源として関係しています。ジェットエネルギーフラックスを原始中性子星の差動回転のエネルギーから利用可能なパワーに関連付ける、パラメータ化されているが物理的に動機付けられたアプローチを使用して、このようなジェット駆動超新星の元素合成を調査します。爆発エネルギー$>を使用した最もエネルギーの高いモデルでは、放出された$^{56}\mathrm{Ni}$の質量が$0.05\、\mathrm{M}_\odot--0.45\、\mathrm{M}_\odot$であることがわかります。10^{52}\、\mathrm{erg}$。これは、SNeIc-BLの観測的に推定された値の範囲とよく一致しています。$^{56}\mathrm{Ni}$は、ほとんどが衝撃を受けた恒星のエンベロープで合成されるため、ジェットの組成に対して中程度の感度しかありません。電子の割合が高い$Y_\mathrm{e}=0.5$のジェットは、中性子が豊富なジェットよりも2倍多く$^{56}\mathrm{Ni}$を放出します。極超新星の噴出物によって汚染されたと思われる極超新星（EMP）の星で観察された平均的な化学的特徴とよく一致する化学的存在量プロファイルを取得できます。特に、$\mathrm{[Zn/Fe]}\gtrsim0.5$は一貫してモデルで生成されます。中性子に富むジェットの場合、重要なrプロセス成分があり、EMP星の存在量との一致には、実際には、中性子に富むジェットからの限定的な寄与、または遅いものよりも星間物質でのrプロセス材料のより強い希釈のいずれかが必要です。ジェットの外側のSNエジェクタ。しかし、多くのEMP星で観測された高い$\mathrm{[C/Fe]}\gtrsim0.7$は、噴出物中の鉄の質量が大きいために一貫して達成することはできず、ジェット駆動極超新星の課題のままです。
重力波時代のPスター
P星は、ずっと前に私たちが提案した色磁気凝縮体の中で、閉じ込められていない上下のクォークでできたコンパクトな相対論的星です。P星は臨界質量を認めないため、ブラックホールへの重力崩壊を克服することができます。この作業では、Pスターの理論的提案について詳しく説明します。コンパクトな相対論的星の理論は、格子上の量子色力学の非摂動的な数値シミュレーションによってサポートされる閉じ込められた量子真空の私たち自身の理解に由来することを指摘します。私たちの提案を、最近の巨大パルサーの観測、重力イベントGW170817、NICERデータからのPSRJ0030+0451の質量と半径の正確な決定から生じる制約と比較します。コアが崩壊した超新星は、中性子星の代わりにP星を生み出す可能性があると私たちは主張します。この場合、Pスターの誕生により、超新星爆発の問題が解決され、最大$10^{53}$ergの総エネルギーで超新星爆発が成功する可能性があることを示します。P星を、重力波イベントGW170817とそれに続く電磁フォローアップ、短いガンマ線バーストGRB170817AおよびキロノバAT2017gfoと批判的に比較します。また、質量が$M_1\simeqM_2\simeq30\;のバイナリP星の合体からの重力波放出に関する探索的研究も紹介します。M_{\odot}$。重力波イベントGW150914との定性的な比較を試みます。大規模なP星連星からの重力波ひずみ振幅は、ブラックホール連星を合体させることによってリングダウン重力波放出を模倣できることがわかります。大規模なP星の明確な特徴は、質量が等しくない2つの合体する大規模なコンパクトオブジェクトの合併後の段階での重力波ひずみ振幅のウォブル周波数の検出であることを指摘します。
2016-2017年の光バースト中のブレーザーCTA102の光度曲線における多波長帯準周期振動
| Title |
Multi-waveband_quasi-periodic_oscillations_in_the_light_curves_of_blazar_CTA_102_during_its_2016-2017_optical_outburst |
| Authors |
Arkadipta_Sarkar,_Pankaj_Kushwaha,_Alok_C._Gupta,_Varsha_R._Chitnis,_and_Paul_J._Wiita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07136 |
ブレーザーの光度曲線の準周期的な変動は、根底にある放出プロセスへの洞察を提供することができます。このタイプのフラックス変調は、放出をもたらす周期的な物理的プロセスを示唆しています。$z=1.032$のフラットスペクトル無線クエーサーであるCTA102は、2016年以来重要な活動を示しています。CTA102の多波長帯光度曲線は、2016年から2017年のフレア中に準周期的な振動の兆候を示しています。私たちの目標は、言及された期間中に放出されたフラックスの周期性の存在を定量化し、それを引き起こす可能性のある原因を調査することです。Lomb-Scargleピリオドグラムや加重ウェーブレットz変換などの手法を使用して、さまざまな周波数で放出される電力を観察しました。支配的な周期の重要性を定量化するために、パワースペクトルの基礎となる滑らかな曲げべき乗則モデルを考慮してモンテカルロ法が採用されました。さらに、光度曲線は、自己回帰プロセスを使用してモデル化され、支配的な期間の重要性を分析的に取得しました。最後に、光度曲線は、一般化された自己回帰和分移動平均プロセスを使用してモデル化され、周期成分の導入が統計的に好ましいモデルになるかどうかを確認しました。2016年から2017年のフレア中に、ブレーザーCTA102の$\gamma$線と光フラックスで、有意な同時準周期振動（QPO）が観察されました。周期的なフラックス変調は$\sim$7。6日の支配的な期間を持ち、$\sim$8サイクルの間続きました（MJD57710-57770）。使用されるすべての方法は、$\gamma$線と光フラックスの両方で有意な（$>4\sigma$）準周期変調を示します。周期性の起源、ひいては2016年から2017年の光学フレアを調査しながら、いくつかの可能なモデルを検討しました。検出されたQPOの最良の説明は、ジェット内でらせん状に移動する、放出が強化された領域であるように見えます。
活動銀河核におけるX線街灯柱コロナのサイズの推定
街灯柱の形状における活動銀河核のX線コロナルサイズの推定値を報告します。この一般的に採用されているシナリオでは、コロナは簡単にするために降着円盤の軸上にある点状のX線源であると想定されています。ただし、コロナは、観測されたX線束と一致するディスクからの多数の光学/UVシード光子を遮断する必要があり、そのサイズが制約されます。もともとDov\v{c}iak＆Done（2016）によって開発された相対論的レイトレーシングコードを使用して、標準の薄いディスクで照らされたコンプトン化ランプポストコロナのサイズを計算します。ディスクは、回転していない、または最大に回転しているブラックホールの最内安定円軌道まで伸びていると仮定します。XMM-Newtonからの光学/UVおよびX線アーカイブデータを同時に使用して、この方法を20個のセイファート1銀河のサンプルに適用します。少なくともエディントン限界以下で降着するソースについては、コンプトン化ランプポストコロナが一般的に存在する可能性がありますが、スピンに応じてブラックホールの事象の地平線より上のサイズと高さに制約があります。最大に回転するブラックホールの場合、ほとんどの場合、解は任意の高さで見つかりますが、回転しないブラックホールの場合、高さは通常5重力半径より高くなければなりません。これは、特定の光度に対して、スピンが高いほど、内側のディスク領域が大きくて高温になるため、コロナを照らすシード光子が増えることを意味するためです。最大スピン解は、観測とよりよく一致するX線光子指数を予測するため、好まれます。
M31の高質量X線連星集団の多波長特性評価
| Title |
Multiwavelength_Characterization_of_the_High_Mass_X-ray_Binary_Population_of_M31 |
| Authors |
Margaret_Lazzarini,_Benjamin_F._Williams,_Meredith_Durbin,_Julianne_Dalcanton,_Vallia_Antoniou,_Breanna_A._Binder,_Michael_Eracleous,_Paul_P._Plucinsky,_Manami_Sasaki,_Neven_Vulic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07273 |
Chandra-PHAT調査カタログの点光源光学カウンターパート候補から選択されたM31の高品質高質量X線連星（HMXB）候補の分析を示します。BayesianExtinctionandStellarTool（BEAST）を使用して、光学的対応候補のスペクトルエネルギー分布（SED）を適合させます。コンパニオンスターの最適な光度、有効温度、半径、およびダストの赤化を、ローカルの星形成履歴、M31のダストマップ、XMM-Newton観測からの公開されたX線スペクトルフィット、IRカラー、およびチャンドラと組み合わせて使用しました。HMXB候補の最良のサンプルを決定するためのX線硬度比。HMXBサンプルの年齢分布は、他の近くの銀河での発見と一致して、10から50Myrの間にピークに達したように見えます。年齢分布と平均SFRを使用すると、過去50Myrで星形成率の単位あたり80$-$136のHMXBが生成され、過去80Myrで星形成率の単位あたり89$-$163のHMXBが生成されたことがわかります。想定される年齢制限を、単一の巨大な星の寿命を超えて拡大します。また、HMXBの生産率（HMXBs/M$_{\odot}$）を経時的に計算します。これは、$7\times10^{-7}$から$4\times10^{-6}$HMXBs/M$の範囲です。過去80Myrの_{\odot}$は、他の銀河での理論的予測と測定された生産率の両方と一致しています。
FOXSIロケット実験でゴースト光線を特徴付ける光線追跡シミュレーションの使用
| Title |
Use_of_a_ray-tracing_simulation_to_characterize_ghost_rays_in_the_FOXSI_rocket_experiment |
| Authors |
J.C._Buitrago-Casas,_S._Christe,_L._Glesener,_S._Krucker,_B._Ramsey,_S._Bongiorno,_K._Kilaru,_P.S.Athiray,_N._Narukage,_S._Ishikawa,_G._Dalton,_and_S.Courtade_S._Musset,_J._Vievering,_D._Ryan,_and_S._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07049 |
直接集束によるX線のイメージングは、間接イメージングに基づく手法と比較して、より高い感度とより高いダイナミックレンジを提供します。フォーカシングオプティクスX線ソーラーイメージャー（FOXSI）は、7セットのネストされたWolter-Iフィギュアミラーを使用して、直接フォーカシングによって硬X線で太陽を観察する観測ロケットペイロードです。これらの光学部品の性能を特徴づけることは、それらの性能を最適化し、結果のデータを理解するために重要です。この論文では、Wolter-IX線ミラーを研究するために作成および開発した光線追跡シミュレーションを紹介します。FOXSIロケット光学系をモデル化することにより、レイトレーシングシミュレーションの精度を検証しました。シミュレーションの予測と光学系で測定された実験データとの間に満足のいく一致が見られました。レイトレーシングシミュレーションを使用して、2セグメントのWolter-Iフィギュアの1つだけを反射し、まだ焦点面に到達している特定の入射角の光子によって生成された単一反射光線（つまりゴースト光線）の背景パターンを特徴付けました。レイトレーシングシミュレーションの結果を使用して、FOXSI光モジュールへのゴースト光線の影響を理解し、軽減するために使用できる一連の戦略を策定しました。これらの戦略には、FOXSIで使用される最小のWolter-Iミラーの入口と出口に配置される開口プレート、ハニカムタイプのコリメータ、望遠鏡の開口に配置されるウェッジアブソーバーの最適化が含まれます。レイトレーシングシミュレーションは、Wolter-IX線光学系を研究するための信頼できるツールセットであることが証明されました。天体物理学、材料科学、医用画像など、多くのアプリケーションで使用できます。
こと座RR星は銀河中心からハローまでの密度分布を予測しました
| Title |
The_RR_Lyrae_projected_density_distribution_from_the_Galactic_centre_to_the_halo |
| Authors |
Maria_Gabriela_Navarro,_Dante_Minniti,_Roberto_Capuzzo-Dolcetta,_Javier_Alonso-Garcia,_Rodrigo_Contreras_Ramos,_Daniel_Majaess_and_Vincenzo_Ripepi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06603 |
こと座RR型変光星の予測密度分布は、銀河系の進化に制約を課すことを目的として、天の川の最も内側の領域からハローまで特徴づけられました。コンパイルされたサンプル（N_（RRab）=64,850）は、VVV、OGLE、およびGaiaの調査によって特定された基本モードのRRLyrae変数に由来します。分布は、3つの半径間隔にわたる3つのべき乗則によく適合しています。最も内側の領域（R<2.2度）では、分布はSigma_（RRab[1]）比例R^（-0.94+-0.051）に従いますが、外部領域では分布は、2.2度<R<8.0度の場合はSigma_（RRab[2]）プロプトR^（-1.50+-0.019）に、8.0度の場合はSigma_（RRab[3]）プロプトR^（-2.43+-0.043）に準拠します。<R<30.0度逆に、レッドクランプ巨星の累積分布は平均でより集中した分布を示しますが、中央のR<2.2度では、球状星団は密度べき乗則（Sigma_（GCs）proptoR^（-1.59+-0.060）R<30.0度の場合）RRab星と同様、特に金属量の少ないサブサンプル（[Fe/H]<-1.1dex）を検討する場合。分析から浮かび上がった重要な結論は、RRab分布は、中央銀河領域の重要な部分（>18％）を作成するために、星団の落下と合併のシナリオを支持するということです。人口の半分を含む半径（人口の半分の半径）は、RH_（RRab）=6.8度（0.99kpc）、RH_（RC）=4.2度（0.61kpc）、およびRH_（GC）=11.9度（1.75kpc）です。それぞれ、RRab星、レッドクランプジャイアント、および球状星団の場合。最後に、星のsim1％だけが実際に最も内側の領域（R<35pc）で発見されており、予想される（私たちの考察に基づく）RRabの総数Nsim1,562のうちです。その赤字は、ナンシーローマン宇宙望遠鏡（以前のWFIRST）のような将来の宇宙ミッションで大幅に改善されるでしょう。
金属量の少ない視覚連星のハッブル宇宙望遠鏡の位置天文学$ \ mu $カシオペア座：動的質量、ヘリウム含有量、および年代
| Title |
Hubble_Space_Telescope_Astrometry_of_the_Metal-Poor_Visual_Binary_$\mu$_Cassiopeiae:_Dynamical_Masses,_Helium_Content,_and_Age |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1_and_2),_Gail_H._Schaefer_(3),_Ronald_L._Gilliland_(1_and_2),_and_Don_A._VandenBerg_(4)_((1)_Dept._of_Astronomy_&_Astrophysics,_Penn_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_CHARA_Array_of_Georgia_State_University,_(4)_University_of_Victoria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06609 |
$\mu$Cassiopeiaeは、近くにある高速で金属の少ない（$\rm[Fe/H]=-0.81$）ビジュアルバイナリです。私たちは、20年近くにわたって取得されたハッブル宇宙望遠鏡（HST）を使用した高解像度イメージングを使用して、周期（21。568年）と正確な軌道要素を決定しました。これらを公開されている地上および宇宙ベースの位置天文学と組み合わせて、$\mu$Casの両方のコンポーネントの動的質量を決定しました：G5Vプライマリの$0.7440\pm0.0122\、M_\odot$、および$0.1728\pm0.0035\、M_\odot$は、かすかなdMコンパニオンです。システム内の3番目の物体による、HST位置天文学での重大な摂動は検出されません。私たちのプログラムの主な目的は、恒星モデルの助けを借りて、金属が不足している主星$\mu$CasAのヘリウム含有量と年齢を決定することでした。現在、正確な質量がありますが、他の星については不確実性が残っています。有効温度を含むパラメータ。さらに、アーカイブ干渉計観測の再検討は、角直径が数パーセント過大評価された疑いにつながります。絶対等級対色平面では、$\mu$CasAは、球状星団47きょしちょう座の主系列星よりもわずかに冷たく明るい位置にあります。これは、星がクラスターよりもヘリウム含有量が少ない、および/または古い、および/または金属量が高いことを意味している可能性があります。$\mu$CasAのヘリウム含有量と年齢の最良の推定値は$Y=0.255\pm0.014$と$12.7\pm2.7$Gyrです-$\mu$Casをおそらく空で最も古い星に見えるようにします肉眼で。システムの絶対視差、$\mu$CasAの有効温度、およびその角直径の測定が改善されると、より厳しい制約が提供されます。
質量比、丘のメカニズム、銀河中心のS星
銀河中心には、その中心パーセク内にいくつかの若い集団が含まれています。中心から$\sim$0.05〜0.5pcの円盤と、半径がさらに1桁内側に伸びる等方性S星団です。最近の観測（すなわち、分光法と超高速星）は、いくつかのS星がディスクに由来することを示唆しています。特に、Sスターは、潮汐によって破壊されたディスクバイナリの残骸である可能性があります。ただし、このシナリオには明らかな矛盾があります。ディスクには質量の大きいO星とWolf--Rayet星が含まれ、S星は質量の小さいB星です。この明らかな不一致について、2つの異なる説明を検討します。（i）一次星が二次星よりも重心軌道に近いエネルギーを維持するバイナリ破壊の組み込みバイアスと（ii）質量の選択的潮汐破壊S星団内の星。最初の説明はもっともらしいです。一方、潮汐破壊は、過去数マイルにわたってS星の質量分布に強い影響を与えていません。
周期と色の関係を用いた脈動変光星における恒星光球-水素イオン化フロント相互作用の研究
| Title |
A_study_of_the_stellar_photosphere-hydrogen_ionisation_front_interaction_in_pulsating_variables_using_period-color_relations |
| Authors |
Susmita_Das,_Shashi_M._Kanbur,_Earl_P._Bellinger,_Anupam_Bhardwaj,_and_Harinder_P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06624 |
周期と色（PC）の関係は、恒星の光球と水素イオン化フロント（HIF）の相互作用を研究するために使用できます。こと座RR型変光星（RRL）と長期間の古典的なケフェイド変光星（P>10d）は、最小光と最大光で異なるPCの動作を示すことがわかっています。これは、HR図上の位置に基づくHIF-光球相互作用によって説明できます。この研究では、変光星の幅広いスペクトルにわたってHIF-光球相互作用理論をテストすることを目的として、II型ケフェイド変光星（T2C）を含むように研究を拡張します。WVir星とBLHer星は、それぞれ長期および短期の古典的なケフェイド変光星と同様のPC関係を持っていることがわかります。また、MESAを使用してRRL、BLHer、および古典的なCepheidモデルを計算し、理論的なHIF-光球距離を研究し、その結果がHIF-光球相互作用理論とかなり一致していることを確認します。
ハッブル法則速度プロファイルを持つ「ヘッド/テール」プラズモンモデル
| Title |
A_"head/tail"_plasmon_model_with_a_Hubble_law_velocity_profile |
| Authors |
A._C._Raga,_A._Rodriguez-Gonzalez,_L._Hernande-Martinez,_J._Canto,_A._Castellanos-Ramirez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06680 |
極超音速のコリメートされた「シングルパルス」流出のモデルを提示します。これは、放出速度が最初に増加し、ピークに達し、有限時間で再びゼロ速度に減少するイベントによって生成されます（同時に、放出密度は任意の時間変動があります）。パルスの幅よりも長い時間、線形の「ハッブルの法則」速度対位置を生成する、先頭の「ヘッド」と末尾の「テール」を持つフローを取得します。放物線状の放出速度と時間および時間に依存しない質量損失率の単純なパルスの解析モデルを提示し、惑星状星雲の高速ノットに適したパラメーターを使用した軸対称ガス力学シミュレーションと比較します。この「ヘッド/テールプラズモン」フローは、「ハッブル法則」テールを持つ他の高速凝集塊に適用できる可能性があります。
BD + 14 $ ^ \ circ $ 3061：銀河ハローの明るい黄色のポストAGB星
| Title |
BD+14$^\circ$3061:_A_Luminous_Yellow_Post-AGB_Star_in_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1_and_2)_((1)_Dept._of_Astronomy_&_Astrophysics,_Penn_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06708 |
私は、9等銀河ハロー星BD+14$^\circ$3061が、金属量の少ない「黄色のポストAGB」星の珍しいクラスのメンバーであるという発見を報告します。そのガイアDR2視差は、絶対等級$M_V=-3.44\pm0.27$を意味し、逆行銀河軌道を移動する非常に高速の星です。BD+14$^\circ$3061は、銀河系の球状星団で知られている、絶対等級が非常に似ている半ダースの黄色いPAGB星のフィールドアナログです。これらのオブジェクトは、古い星の種族の中で視覚的に最も明るいメンバーです。それらの明らかに狭い光度関数は、それらをポピュレーションII標準光源として潜在的に有用にします。BD+14$^\circ$3061から$22\、\mu$mまでのスペクトルエネルギー分布は、星周塵の証拠を示していません。星は低振幅の半規則的な脈動変数であり、典型的な期間は30〜32日です。視線速度の研究は、それが429。6日の周期の分光連星であり、HD46703やBD+39$^\circ$4926などの既知の連星の黄色いPAGB星に類似していることを示唆しています。
コケ領域における磁気音響振動を動力源とする太陽コロナ加熱の観測
| Title |
Observation_of_solar_coronal_heating_powered_by_magneto-acoustic_oscillations_in_a_moss_region |
| Authors |
Parida_Hashim,_Zhenxiang_Hong,_Haisheng_Ji,_Jinhua_Shen,_Kaifan_Ji,_and_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06787 |
この論文では、100万度のプラズマと磁気ループによってのみ接続されているフットポイント領域であるEUVコケ領域での極端紫外線（EUV）放射と磁気音響振動の間に観測された時間的相関を報告します。結果は、光球から来て彩層を通過し、最後に太陽遷移領域またはコロナを加熱する微細な質量とエネルギーの流れを解決することを目的とした、その領域への詳細な多波長データ分析から得られます。データセットは、太陽の3つの大気レベルをカバーしており、TiO7057\AA\での高解像度広帯域画像と、彩層の視線マグネトグラム、Helium\textsc{i}での高解像度狭帯域画像で構成されています。彩層の場合は10830\AA\、コロナの場合は171\AA\のEUV画像。次の新しい現象を報告します。1）10830\AA\吸収として示される彩層材料の繰り返し注入が、$\sim$5分の周期で粒子間レーンから噴出されます。2）EUV放射は、$\sim$5分の同様の期間で定期的に変調されることがわかります。3）10830\AA\吸収が強化された注入領域周辺では、EUV放射と磁場の強さの両方が著しく強くなっています。4）EUV放射の時間プロファイルのピークは、この領域のより強い磁場の振動ピークと同期していることがわかります。これらの発見は、コロナ加熱が磁気音響波によって動力を与えられているというシナリオを支持する一連の強力な証拠を与えるかもしれません。
ALMAによって発表されたクラス0プロトステラバイナリシステムVLA1623Aからの不整合な双子分子の流出
| Title |
Misaligned_Twin_Molecular_Outflows_From_Class-0_Proto-stellar_Binary_System_VLA_1623A_Unveiled_by_ALMA |
| Authors |
Chihomi_Hara_(NEC,_Univ._of_Tokyo),_Ryohei_Kawabe_(NAOJ,_SOKENDAI,_Univ._of_Tokyo),_Fumitaka_Nakamura_(NAOJ,_SOKENDAI,_Univ._of_Tokyo),_Naomi_Hirano_(ASIAA),_Shigehisa_Takakuwa_(Kagoshima_Univ.),_Yoshito_Shimajiri_(NAOJ),_Takeshi_Kamazaki_(NAOJ),_James_Di_Francesco_(NRC_Herzberg_Inst_of_Astrophysics),_Masahiro_N._Machida_(Kyushu_UNiv.),_Motohide_Tamura_(ABC,_Univ._of_Tokyo),_Kazuya_Saigo_(NAOJ),_Tomoaki_Matsumoto_(Hosei) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06825 |
$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$のへびつかい座分子雲における低質量クラス0バイナリシステムVLA1623Aabに対するALMA観測の結果を示します。O（2--1）行。私たちの$^{12}$CO（$J$=2--1）データは、VLA1623の流出が2つの空間的に重なり合った流出/ジェットで構成されていることを示しています。赤方偏移した北西部のジェットは、180年の期間に対応する1360$\pm$10auの空間期間で3サイクルの小刻みに動くことを示します。ウィグルのような構造は、位置-速度（PV）ダイアグラムにも見られ、約0.9kms$^{-1}$の速度の振幅を示しています。ウィグルの周期と速度振幅はどちらも、バイナリパラメータから予想されるもの、つまり公転周期（460$\pm$20年）とケプラー速度（2.2kms$^{-1}$）とほぼ一致しています。。私たちの$^{13}$COとC$^{18}$Oの画像は、2つのcm/mmソース、VLA1623-Bと-Wの高密度ガスの性質と、その流出との関係を明らかにしています。両方ともショックを受けたクラウドレットであるという以前の解釈をサポートします。したがって、双子の分子流出の駆動源は、VLA1623Aabバイナリ内にある可能性があります。2つの分子流出の軸は、空の平面を横切って互いに70$\arcdeg$傾斜していると推定されます。これは、関連する原始星の円盤も$70\arcdeg$ずれていることを意味します。このような不整合は、既知の最も若いプロトバイナリシステムの1つで34auの小さなバイナリ分離とともに、静止環境でのディスク断片化のモデルでは説明が困難です。代わりに、乱流などの他の影響がディスクの位置ずれに影響を与える可能性があります。
15の\ textit {K} 2キャンペーンでのLAMOST観測：I。LAMOSTDR6からの低解像度スペクトル
| Title |
LAMOST_Observations_in_15_\textit{K}2_Campaigns:_I._Low_resolution_spectra_from_LAMOST_DR6 |
| Authors |
Jiangtao_Wang,_Jian-Ning_Fu,_Weikai_Zong,_M._C._Smith,_Peter_De_Cat,_Jianrong_Shi,_Ali_Luo,_Haotong_Zhang,_A._Frasca,_C._J._Corbally,_J._Molenda-\.Zakowicz,_G._Catanzaro,_R._O._Gray,_Jiaxin_Wang,_and_Yang_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06827 |
2015年に開始されたLAMOST-\textit{K}2（L\textit{K}2）プロジェクトは、LAMOST-\textit{と同様に、\textit{K}2キャンペーンのターゲットの低解像度スペクトルを収集することを目的としています。ケプラー}プロジェクト。2018年末までに、合計126のL\textit{K}2プレートがLAMOSTによって観測されました。LAMOSTデータリリース6（DR6）のカタログを\textit{K}2承認済みターゲットのカタログとクロスマッチングした後、84,012個のオブジェクトの160,619個の使用可能なスペクトルが見つかりました。これらのほとんどは、複数回観測されています。70,895個のオブジェクトの129,974個のスペクトルからの有効温度、表面重力、金属量、および視線速度は、LAMOSTステラパラメーターパイプライン（LASP）から導出されます。$g$帯域（SNR$）の信号対雑音比のスペクトルから導出した場合、内部の不確実性は、それぞれ81K、0.15dex、0.09dex、および5kms$^{-1}$と推定されました。_g$）of10。これらの推定値は、複数回訪問したターゲットの結果に基づいています。外部精度は、APOGEEおよびGAIA調査と共通のターゲットのパラメーターを比較することによって評価されました。これらの調査では、一般的に線形関係が見つかりました。巨人と小人の外部と内部の不確実性を別々に組み合わせて、最終的なキャリブレーションが提供されます。これらの分光データは、特に\textit{K}2測光と組み合わせて、さまざまな研究分野で広く使用されると予想されます。
| Title |
The_blue_straggler_population_of_the_open_clusters_Trumpler_5,_Trumpler_20,_and_NGC_2477 |
| Authors |
M.J_Rain,_G._Carraro,_J._Ahumada,_S._Villanova,_H._Boffin,_L._Monaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06884 |
散開星団トランプラー5、トランプラー20、およびNGC2477の青色はぐれ星（BSS）の集団について、ガイアDR2に基づいた研究を提示します。すべての候補は、色と大きさの図での位置に従って選択されました。それらの固有運動成分、およびそれらの視差。また、黄色はぐれ星、つまり進化した青色はぐれ星の可能性も探しました。Trumpler5は大きなBSS集団をホストしていることがわかりました。これにより、クラスターの動的状態のプローブとして動径分布を分析することができました。BSS分布を赤色巨星分枝（RGB）の分布と比較して、質量分離を評価しました。私たちの結果は、青色はぐれ星がどのクラスターでもRGB星よりも中央に集中していないことを示しています。トランプラー5のBSSの動径分布はフラットです。さらに、VLTで高解像度スペクトログラフFLAMES/GIRAFFEを使用して実施されたマルチエポック視線速度調査を使用して、平均視線速度およびの速度分散と比較するために、ストラグラーのサンプルの視線速度を測定しました。クラスター。さまざまなエポックの視線速度の変動に基づいて、これらの星を可能な近周期または長周期のバイナリとして大まかに分類しました。
太陽大気中の内部重力波の伝搬に対する磁気トポロジーの影響について
太陽の表面は、内部重力波（IGW）の継続的な発生源です。IGWは、下層の太陽大気に波力エネルギーの大部分を供給すると考えられていますが、主に太陽の磁場の影響に関する知識が不足しているため、上層のエネルギーバランスに対するIGWの存在と役割はまだ不明です。それらの伝播。この作業では、太陽大気の現実的なモデルで自然に励起されたIGWを調べ、さまざまな磁場トポグラフィがそれらの伝搬に及ぼす影響を調べます。磁場のないモデルと2つの磁気モデルの放射電磁流体力学（R-MHD）シミュレーションを実行します。1つは磁束密度100Gの初期の均一な垂直磁場、もう1つは磁束密度100Gの初期水平磁場です。。IGWの伝搬特性は、$k_{h}$-$\omega$診断図の位相差およびコヒーレンススペクトルを調べることによって調査されます。上部太陽大気のIGWは、磁場のないモデルと同様に、主に水平磁場のあるモデルで上向きの伝播を示すことがわかります。それとは対照的に、主に垂直フィールドを持つモデルは下向きの伝播を示します。伝搬方向のこの決定的な違いは、0.8Mm未満の高さの波によって輸送されるエネルギーの違いにも表れています。上に行くと、伝播特性は独特の振る舞いを示し、さらなる研究が必要です。私たちの分析は、IGWが、水平磁場が蔓延していると考えられているインターネットワーク領域の彩層層の加熱に重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。
バリウム星の表面化学組成を使用したコンパニオンAGBの特性評価
| Title |
Characterizing_the_companion_AGBs_using_surface_chemical_composition_of_barium_stars |
| Authors |
J._Shejeelammal,_Aruna_Goswami,_Partha_Pratim_Goswami,_Rajeev_Singh_Rathour,_Thomas_Masseron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06949 |
バリウム星は、銀河における低速中性子捕獲プロセス要素の起源と進化を理解するための重要なプローブの1つです。これらは外因性の星であり、観測されたsプロセス元素の存在量は、進化の漸近巨星分枝段階でこれらの元素を生成した、現在は見えないコンパニオンに起源があると考えられています。10個のバリウム星の観測された元素存在量をAGB元素合成モデル、FRUITYからの予測と詳細に比較することにより、sプロセス元素合成とコンパニオンスターの物理的特性を理解しようとしました。これらの星について、C、N、O、Na、Al、$\alpha$元素、Feピーク元素、および中性子捕獲元素Rb、Sr、Y、Zr、Ba、のいくつかの元素の存在量の推定値を示しました。La、Ce、Pr、Nd、Sm、Eu。存在量の推定値は、高分解能スペクトル分析に基づいています。これらの4つの星のRbの観測により、コンパニオンAGB星の質量に制限を設けることができました。私たちの分析は、これらの星の表面存在量の特異性に関与する以前の仲間が低質量のAGB星であることを明確に示しています。運動学的分析は、星が銀河円盤集団のメンバーであることを示しました。
球状星団NGC1851の水平分枝星の特異性：EHB星の青色はぐれ星の仲間の発見
| Title |
Peculiarities_in_the_horizontal_branch_stars_of_globular_cluster_NGC_1851:_Discovery_of_a_Blue_straggler_companion_to_an_EHB_star |
| Authors |
Gaurav_Singh,_Snehalata_Sahu,_Annapurni_Subramaniam,_R._K._S._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06979 |
地上および宇宙ベースの多波長データを使用して、球状星団NGC1851のHBシーケンスに見られる特性を理解するために、遠紫外線（FUV）の明るい水平分枝（HB）星の研究を紹介します。光学およびUVの色の大きさの図は、HSTおよびガイアDR2データからHB星とそのメンバーシップを分類するために使用されます。コアから潮汐半径までに位置する高温のHB星のスペクトルエネルギー分布（SED）が構築されます。SEDは、クラスター金属量の大気モデルをフィッティングに使用すると、Gジャンプの近くのHB星がFUVフラックスの減少を示すことを明らかにしていますが、大気拡散のために予想されるように、より高い金属量モデルでより良いフィッティングが見られます。内側と外側の領域にそれぞれ2つずつ、4つの特に興味深い極端なHB（EHB）星について報告します。温度Teff〜25,000Kおよび31,000KのサブルミナスEHBおよび「ブルーフック」候補をそれぞれ検出します。半径がBHBと通常のEHB星の間にあるEHB星（Teff〜17,000K）を見つけました。私たちのEHB星（Teff〜28,000K）の中で最も特異なものは、分光学的研究の重要なターゲットである青色はぐれ星（BSS）（Teff〜7,000K）の測光バイナリであることがわかりました。候補となるEHB+BSSバイナリシステムのこの発見は、RGB相での質量損失を説明するのに役立ち、EHB星の形成につながる可能性があります。
太陽散乱偏光に対する異方性衝突の影響
原子、イオン、または分子による異方性放射の散乱は、星や惑星の大気、星の周囲の環境、特に太陽の大気で観測可能な直線偏光を生成するのに十分です。この種の偏光は、太陽光球の四肢の近くに形成される場合、散乱偏光（SP）または第2太陽スペクトル（SSS）と呼ばれます。線形SPの生成は、通常、循環SPよりも簡単に実行できます。興味深いことに、後者はしばしば観察や理論に欠けています。これに興味をそそられて、磁場が存在する場合に異方性衝突によって円形SPを作成する方法を示すことを提案します。また、放射場が異方性である場合に、異方性衝突によって円形SPが作成される可能性があることも示します。特定の条件下で、線形SPの作成には、太陽プラズマおよび天体プラズマの診断に役立つ円形SPの出現が伴うことを示します。例を扱い、円形SPの存在に直接関連するテンソル次数$k\！=\！1$の密度行列要素を計算します。この作業は、天体物理学および太陽観測の分析ツールを改善するために、線形SPに加えて円形SPプロファイルにますます向けられる理論的および観測的研究を奨励するはずです。
楕円形の断面を持つ太陽冠状ループのキンク振動。 I.線形体制
| Title |
Kink_Oscillations_in_Solar_Coronal_Loops_with_Elliptical_Cross-Sections._I._the_linear_regime |
| Authors |
Mingzhe_Guo,_Bo_Li,_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06991 |
太陽冠状ループの断面はめったに円形ではないことが示唆されています。初期値問題の観点から3次元電磁流体力学方程式を解くことにより、楕円形の断面を持つ真っ直ぐな密度が強化された磁気円柱の線形キンク振動を調べます。関連する固有モード分析に動機付けられて、2つの独立した分極を区別します。1つは長軸に沿って（Mモード）、もう1つは短軸に沿って（mモード）です。円形断面のコロナルループの場合と同様に、ループ軸の横方向の変位の見かけの減衰には、横方向のAlfv\'enic運動の蓄積と、その結果としての小規模な発達が伴うことがわかります。共鳴吸収と位相混合の概念のロバスト性。さらに、ループ変位の時間的進化において、一般に2つの段階を区別することができます。ガウス時間依存性は指数関数的依存性に先行します。ループとその周囲の間で調べた2つの密度比では、Mモード（mモード）の周期は、長軸と短軸の比、および指数関数での減衰時間とともに増加（減少）する傾向があります。Mモードのステージは、対応するmモードを超える傾向があります。これは、調査する2つの横方向プロファイルに当てはまります。ただし、さまざまな偏光の指数関数的段階での減衰時間の相対的な大きさは、横方向プロファイルおよび/または密度コントラストの仕様に依存します。私たちの数値的発見の応用は、冠状地震学の文脈で議論されています。
太陽アナログ星の化学組成の統計と惑星形成へのリンク
| Title |
Statistics_of_the_Chemical_Composition_of_Solar_Analog_Stars_and_Links_to_Planet_Formation |
| Authors |
Jacob_Nibauer,_Eric_J._Baxter,_Bhuvnesh_Jain,_Jennifer_L._van_Saders,_Rachael_L._Beaton,_Johanna_K._Teske |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07241 |
太陽は、近くのソーラーアナログと比較して耐火性（岩石形成）元素が枯渇していることがわかっており、惑星形成の潜在的な指標を示唆しています。枯渇の振幅が小さいことを考えると、以前の分析は、主に高い信号対雑音比の恒星スペクトルと、元素の存在量を決定するための厳密に異なるアプローチに依存していました。精度の低い存在量の決定で、はるかに大きな星のサンプルに適用できる、代替の尤度ベースのアプローチを提示します。アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE-2）と恒星パラメーターおよび化学物質量パイプライン（ASPCAPDR16）からの約1700個のソーラーアナログの測定値を利用します。データの階層混合モデルを開発することにより、凝縮温度や難治性元素の枯渇を伴う星の割合との相関関係など、元素の存在量の統計的特性に制約を課します。太陽を含む太陽アナログの大部分を構成する星の枯渇した集団と、サンプルの10〜30％を構成する枯渇していない集団の2つの異なる集団の証拠が見つかりました。凝縮温度との相関関係は、より小さな星のサンプルのより高精度の調査と概ね一致しています。このような傾向は、惑星系の形成にしっかりと関連している場合、天の川の星の大規模なサンプル上で、恒星の化学物質の存在量パターンを惑星系に接続する手段を提供します。
微分方程式のコンピューターシミュレーションには時間の離散化が必要であり、正確な解を確実に特定することはできません。確率的シミュレーションでは、不確実性の定量化によってこれが考慮されます。確率的シミュレーションスキームの構築は、確率的数値によるベイジアンフィルタリングと見なすことができます。ガウス事前確率ベースのフィルター、特にガウス-マルコフ事前確率は、常微分方程式（ODE）のシミュレーションに正常に適用され、効率的に解決できるフィルタリングの問題を引き起こします。この作業は、このアプローチを周期境界条件に従う偏微分方程式（PDE）に拡張し、空間と時間の連続ガウス過程を利用して、ODE設定と構造的に類似したベイジアンフィルタリング問題に到達します。時間的にマルコフであり、空間的に統計的に均一であるプロセスの使用は、効率的な実現を可能にする確率的スペクトルシミュレーション法につながります。さらに、ベイズの視点では、事前分布に関連するパワースペクトルの推定など、情報フィールド理論のコンテキスト内で開発された方法を、PDEのソリューションとともに共同で推定することができます。
大規模な太陽磁場における光子変換からのアクシオン様粒子の生成
| Title |
Production_of_axion-like_particles_from_photon_conversions_in_large-scale_solar_magnetic_fields |
| Authors |
Ersilia_Guarini_(Bari_Univ.),_Pierluca_Carenza_(Bari_Univ._&_INFN_Bari),_Javier_Galan_(Zaragoza_Univ.),_Maurizio_Giannotti_(Barry_Univ.),_Alessandro_Mirizzi_(Bari_Univ._&_INFN_Bari) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06601 |
太陽は、主にプリマコフプロセスによって生成される、よく研究されたアクシオン様粒子（ALP）の天体物理学的源です。さらに、太陽には、熱光子のコヒーレント変換を介して追加のALP生成を触媒する大規模な磁場が存在します。以前の調査では通常無視されていた、太陽ALP放射率へのこの寄与を研究します。さらに、エネルギー損失の議論からのALP-光子結合に関する追加の限界、および将来のヘリオスコープと暗黒物質の実験におけるこの新しいALPフラックスの検出の視点について説明します。
Cuscutonバウンスのスペクトル
最近、カスクトン重力に基づく宇宙論的バウンスモデルにはゴーストや曲率の不安定性がないことが示されました。Cuscutonバウンスが、スケール不変に近いスカラー摂動を生成するためのインフレーションの代替手段を提供できるかどうかを調査します。単一フィールドのCuscutonバウンスは、一般に（さまざまな初期/境界条件に対して）強い青色のパワースペクトルを生成しますが、スケール不変のエントロピーモードは、断熱真空で開始し、動的に結合される観客フィールドで生成できることを示します。プライマリフィールド。さらに、私たちのソリューションには特異点がなく、アドホックなマッチング条件も必要ありません。また、Cuscutonバウンスでのテンソルモード（または重力波）の生成を研究し、他のバウンスモデルと同様に、それらが安定している一方で、生成されたスペクトルが強く青色で観測できないことを示しています。
コルカタでのCOVID19による宇宙線フラックスと封鎖-相関関係はありますか？
| Title |
Cosmic_ray_flux_and_lockdown_due_to_COVID19_in_Kolkata_--_any_correlation? |
| Authors |
A._Sen,_S._Chatterjee,_S._Roy,_R._Biswas,_S._Das,_S._K._Ghosh,_S._Biswas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.06648 |
宇宙線ミューオンフラックスは、コルカタのボーズ研究所にある高エネルギー物理学検出器研究所のプラスチックシンチレーション検出器を使用した同時発生法によって測定されます。COVID19の発生と全国的な完全封鎖により、2020年3月末から2020年5月末まで、研究所は閉鎖されました。封鎖後、市は通常の状態ではありませんが、数日間はデータを取得できました。。封鎖により、緊急時以外の輸送サービスに厳しい制限が課され、また、ほとんどの産業が市内とその周辺で閉鎖されました。この封鎖は、大気汚染物質の濃度の変化という点で大気条件に大きな影響を及ぼします。封鎖前後の宇宙線フラックスを測定し、大気条件の変化による見かけの変化があれば観測しました。この記事では、コルカタ（22.58$^{\circ}$N88.42$^{\circ}$Eおよび海抜11〜m）で測定された宇宙線フラックスと、大気中に存在する主要な大気汚染物質について報告します。ロックダウンの前後。
宇宙は有限ですか、それとも無限ですか、そしてそれはどのような形をしていますか？比較的ほとんど知られていないこれらの基本的な質問は、通常、宇宙が均質で等方性であると想定される宇宙論の標準モデルのコンテキスト内で研究されます。これらの2つの仮説はやる気がありますが、説明のすべてのスケールで現実的ではありません。ここでは、非常に一般的な宇宙論モデルで上記の質問に対処します。唯一の仮定は、物質の平均的な流れが非回転であるということです。微分幾何学、特にメイヤーの定理の拡張からの手法を使用して、有限の宇宙を暗示し、その直径の推定値を生成する条件を導き出します。プランクのCMBデータと比較すると、この条件は観測可能な宇宙によってもっともらしく満たされていることが示されています。さらに、曲率と直径の相互作用を含む弱い条件の下で、これもプランクCMBデータと比較され、宇宙は有限であるという仮定とともに、可能なトポロジーの簡潔なリストを提供します。つまり、空間セクションは、リングトポロジ$S^1\timesS^2$、$S^1\tilde{\times}S^2$、$S^1\times\mathbb{RP}^2のいずれかである必要があります。$、$\mathbb{RP}^3\＃\mathbb{RP}^3$、または球$S^3$またはトーラス$T^3$で覆われています。特に、連結和の基本的な構成は、負の曲率に関連するトポロジの過多とともに除外されます（1つを除いて）。これらの結果は、ほぼ分裂定理の一般化をEhlersとEllisの曲率公式とともに適用することにより、3次元多様体の幾何化の結果から得られます。
ハイペロンとストレンジクォーク物質を含むハイブリッドスター
b平衡状態にある中性子星のコアにハドロンからストレンジ物質への相転移を伴うハイブリッド星が存在する可能性を考えます。ハドロン相の状態方程式（EoS）には、クォーク-中間子結合モデルが使用され、MITバッグモデルはストレンジ物質の相を記述するために使用されます。相転移はギブス構築法を使用して処理され、結果が計算され、EoSに課せられた観測汚染に対してチェックされます。結果は、ハイペロンを含むハドロンEoS、F-QMC700とも比較されます。
粒子シミュレーションのためのスケーラブルなグラフネットワーク
観測から直接システムダイナミクスを学習することは、物理システムを理解する能力を大幅に向上させる可能性があるため、機械学習の有望な方向性です。ただし、多くの実世界のシステムのダイナミクスは、非線形ポテンシャルの存在と、N体問題の場合のように、粒子の数$N$に二次関数的にスケーリングする相互作用の数のため、学習が困難です。この作業では、完全に接続された相互作用グラフを、エッジの数を$O（N）$に減らす階層グラフに変換するアプローチを紹介します。これにより、線形の時間と空間の複雑さが生じますが、階層グラフの事前計算には$O（N\log（N））$時間と$O（N）$空間が必要です。私たちのアプローチを使用すると、単一のGPUでも、はるかに多くの粒子数でモデルをトレーニングできます。位相空間の位置精度とエネルギー節約がシミュレートされた粒子の数にどのように依存するかを評価します。私たちのアプローチは、完全接続されたグラフを使用した場合、単一のマシンでは実行できない大規模な重力N体シミュレーションでも高い精度と効率を維持します。クーロン相互作用をシミュレートする場合にも、同様の結果が観察されます。さらに、この新しい階層モデルのパフォーマンスに関して、次のようないくつかの重要な観察を行います。i）シミュレーションの粒子数とともに精度が向上する傾向があり、ii）見えない粒子数への一般化もモデルよりもはるかに優れています。すべての$O（N^2）$相互作用を使用します。
乱流放射拡散と乱流ニュートン冷却
強制乱流の放射流体力学シミュレーションを使用して、光学的に厚い領域と薄い領域でのさまざまな波数の正弦波の大規模な温度摂動の減衰率を決定します。波数を増やすと、両方の領域で減衰率が増加しますが、この効果は、波数が小さい場合に増加が2次であるパッシブスカラーの通常の乱流拡散よりもはるかに弱くなります。乱流減衰は、波数の平方根に比例して弱い増加を示すことがわかっている、光学的に薄い限界での強化されたニュートン冷却プロセスによってよく説明されます。光学的厚さの限界では、乱流減衰の増加は、乱流のエネルギー伝達波数を下回る波数ではやや急勾配ですが、より大きな波数に向かって横ばいになります。乱流が存在する場合、通常の冷却時間は乱流のターンオーバー時間に匹敵します。光学的に薄い場合と厚い場合の両方で、温度が平衡に達するまでに長い時間がかかることがわかりますが、前者の場合、温度はより小さなスケールの構造をより長く保持します。
垂直磁場の存在下でのマクスウェル-カタネオ流体の対流不安定性
| Title |
The_convective_instability_of_a_Maxwell-Cattaneo_fluid_in_the_presence_of_a_vertical_magnetic_field |
| Authors |
I.A._Eltayeb_and_D.W._Hughes_and_M.R.E._Proctor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07170 |
流体がマクスウェル-カタネオ（MC）熱流束-温度の関係に従う、垂直方向の均一磁場にさらされるB\'enard層の不安定性を研究します。Bissell（Proc。R。Soc。A、472：20160649、2016）の作業を、磁気プラントル数$p_m$のゼロ以外の値に拡張します。$p_m$がゼロ以外の場合、分散関係の次数が増加し、動作が大幅に向上します。チャンドラセカール数$Q$の大きな値での漸近解析により、$CQ^{1/2}$が$O（1）$の場合にMC効果が重要になることが確認されます。ここで、$C$はマクスウェル-カタネオ数です。この体制では、$Q$に依存しないスケーリングされたシステムを導き出します。$CQ^{1/2}$が大きい場合、結果は、プラントル数$p\to\infty$の限界で、$p_m$が有限である支配方程式から導出された結果と一致します。ここでは、慣性効果も誘導効果も原因ではない、不安定性の新しいモードを特定します。大規模な$p_m$レジームでは、異なる水平スケールの振動モード間で遷移がどのように発生するかを示します。$Q\gg1$と$p$の小さい値の場合、$C>1/6$の場合、臨界レイリー数は$p$で非単調であることを示します。この論文の分析は応力のない境界に対して実行されますが、他のタイプの機械的境界条件が同じ先行次数の結果を与えることを示すことができます。
| Title |
Black_Hole_Perturbations_and_Quasinormal_Modes_in_Hybrid_Metric-Palatini_Gravity |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Yu-Hsien_Kung,_Pisin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07202 |
近年の重力波天文学の急速な進歩は、ブラックホール分光法の急成長する開発への道を開きました。これは、ブラックホールを準ノーマルモード（QNM）でテストする可能性を高めます。この論文では、ハイブリッドメートル法-パラティニ重力（HMPG）におけるブラックホールの軸方向重力摂動とQNM周波数を調査した。HMPG理論は、動的なスカラーの自由度を特徴とし、太陽系スケールでダイナミクスを維持するための\textit{adhoc}スクリーニングメカニズムを導入することなく、宇宙の加速膨張を説明することができます。HMPGブラックホールの軸方向の重力摂動を支配するマスター方程式を取得し、QNM周波数を計算します。さらに、ブラックホールとそのQNMの精査では、ポストニュートン分析に基づくモデルパラメータの制約を考慮し、HMPGブラックホールのQNM周波数が観測的に一貫した範囲でどのように変化するかを示します。パラメータ空間の。
重力波検出のための時間遅延干渉法への統計的推論アプローチ
| Title |
A_statistical_inference_approach_to_time-delay_interferometry_for_gravitational-wave_detection |
| Authors |
Quentin_Baghi,_James_Ira_Thorpe,_Jacob_Slutsky,_John_Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07224 |
将来の宇宙ベースの重力波観測所LISAは、三角形の星座にある3つの宇宙船の星座で構成され、250万キロメートルのアームを備えたレーザー干渉計で接続されます。他の課題の中でも、ミッションの成功は、レーザー周波数ノイズのキャンセルの品質に大きく依存します。レーザー周波数ノイズのパワーは、重力信号より8桁上にあります。ノイズ除去を実行するための標準的な手法は、時間遅延干渉法（TDI）です。TDIは、レーザーノイズ項をキャンセルするように調整された遅延位相計測定の線形結合を構築します。以前の作業では、TDIと主成分分析（PCA）の関係が示されています。このアイデアに基づいて、位相計の測定値に直接依存するモデル尤度に基づいてTDIの拡張を開発します。定常ガウスノイズを想定して、周波数領域でPCAを使用して測定共分散を分解します。「主成分干渉法」のPCIと呼ばれる包括的でコンパクトなフレームワークを取得し、それがLISAデータ分析問題の最適な記述を提供することを示します。
ガス雲における長距離および接触相互作用を伴う複合暗黒物質の検出
| Title |
Detecting_Composite_Dark_Matter_with_Long_Range_and_Contact_Interactions_in_Gas_Clouds |
| Authors |
Amit_Bhoonah,_Joseph_Bramante,_Sarah_Schon,_Ningqiang_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07240 |
冷たい星間ガス雲は、暗黒物質を発見するための刺激的な新しい方法を提供します。それらの巨大なサイズは、それらを最も重く、最も希薄な暗黒物質モデルからの相互作用に独特に敏感にします。ガス雲観測を使用して、最大1000太陽質量の暗黒物質の明暗光子を介して標準模型に結合された重い複合暗黒物質に対する制約を導き出します。ガス雲は、固定された接触相互作用断面積を介して原子核と相互作用する非常に大きな複合暗黒物質にも敏感であることがわかります。また、接触相互作用モデルを研究し、多散乱分析と表土分析を実装して、CDMS、CRESST、DAMA、XQC、XENON1Tなどの実験から境界を取得します。
GW150914の再現：連星ブラックホールの合体による重力波の最初の観測
| Title |
Reproducing_GW150914:_the_first_observation_of_gravitational_waves_from_a_binary_black_hole_merger |
| Authors |
Duncan_A._Brown,_Karan_Vahi,_Michela_Taufer,_Von_Welch,_Ewa_Deelman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07244 |
2016年2月、LIGOとVirgoは、GW150914として知られるブラックホール連星の合体による重力波の最初の観測を発表しました。この検出の信頼性を確立するために、大規模な科学的ワークフローを使用して、イベントの統計的有意性を測定しました。これらのワークフローは、LIGOScientificCollaborationとVirgoによって記述されたコードを使用し、LIGOデータグリッドで実行されました。これらの分析を実行するために使用されるコードは公開されていますが、結果を直接再現する試みはまだ行われていませんが、その後のいくつかの分析で分析が複製され、検出が確認されています。この論文では、主にOpenScienceGridで実行された公開コードを使用して、GW150914ディスカバリー論文で提示されたコンパクトなバイナリ合体検索の結果を再現しようとしています。元の結果を再現し、直面した課題について話し合い、作業を再現可能にしたい科学者に推奨することを示します。
