広視野宇宙論実験で距離を測定するには、測光赤方偏移を高精度で決定することが最も重要です。測光情報のみが手元にあるため、photo-zsは、介在する絶滅の体系的な不確実性と、さまざまな天体物理学的ソースの未知の基礎となるスペクトルエネルギー分布になりがちです。ここでは、これらのモデルの縮退を解決し、天体物理学のソースの固有の物理的特性と外因性の分類学の間の明確な分離を得ることを目指しています。完全なphoto-z確率分布とその不確実性の推定を目指しています。混合密度ネットワーク（MDN）を使用して、確率的なphoto-z決定を実行します。トレーニングデータセットは、光学（$griz$）点像分布関数とモデルの大きさ、SDSS-DR15からの消光測定値、およびWISE中赤外線（$3.4\mu$mと$4.6\mu$m）モデルの大きさで構成されます。InfiniteGaussianMixtureモデルを使用して、データセット内のオブジェクトを星、銀河、またはクエーサーとして分類し、最適なパフォーマンスを実現するためのMDNコンポーネントの数を決定します。メインクラスに正しく分割されているオブジェクトの割合は94％です。私たちの方法は、SDSSphoto-zと比較してフォトメトリックレッドシフト推定のバイアス（つまり、平均$\Deltaz$=（zp--zs）/（1+zs））を1桁改善し、$3の割合を減らします。\sigma$外れ値（つまり、3rms$（\Deltaz）<\Deltaz$）。結果として得られるphoto-zsの相対的な二乗平均平方根の系統的不確実性は、低赤方偏移銀河（zs$<$0.5）では1.7％まで低下します。最先端の技術と競争力のあるパフォーマンスで、photo-z推定の完全な確率分布を生成する機械学習ベースの方法の実現可能性を実証しました。私たちの方法は、絶滅が空全体で大幅に変化する可能性がある広視野調査や、まばらな分光キャリブレーションサンプルに適用できます。
| Title |
An_optimal_nonlinear_method_for_simulating_relic_neutrinos |
| Authors |
Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Adrian_Jenkins,_Baojiu_Li,_Silvia_Pascoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07321 |
宇宙論はニュートリノの質量の合計に最も強い電流制限を課します。将来の観測は感度をさらに改善し、これには、起こりうる系統的な不確実性を定量化し、多くの情報が存在する非線形スケールの予測を行うための正確な宇宙論的シミュレーションが必要になります。ただし、ニュートリノの熱運動から発生するショットノイズは、シミュレーションの精度を制限します。本論文では、ニュートリノを小規模に正確に分解し、ショットノイズを大幅に低減するニュートリノによる大規模構造形成をシミュレートするための新しい方法を紹介します。この方法は、粒子によるニュートリノ位相空間分布への摂動を追跡することによって機能し、パワースペクトルのショットノイズを$z=0$で$\mathcal{O}\left（10^2\right）$の係数で削減します。ニュートリノのクラスター化によって引き起こされる逆反応を無視することなく、ニュートリノの質量を最小限に抑え、赤方偏移が高くなると大幅に増加します。この方法が、非線形解からの最大偏差の影響を受けるショットノイズを最小化する最適な方法のファミリーの一部であることを証明します。他の方法と比較すると、物質パワースペクトルではパーミルレベルの一致が見られ、大規模なニュートリノバイアスではパーセントレベルの一致が見られますが、小規模ではニュートリノ成分に大きな違いがあります。この方法の基本バージョンは、既存のN体コードに簡単に実装でき、粒子負荷を大幅に削減してニュートリノシミュレーションを実行できます。摂動論に基づいて背景モデルを構築することにより、さらなる利益が可能です。この手法の主な利点は、すべての質量に対して適切に機能し、ニュートリノパラメータ空間全体の一貫した探索を可能にすることです。
トモグラフィーの弱いレンズ効果の開口質量統計による暗黒エネルギーのプロービング
| Title |
Probing_dark_energy_with_tomographic_weak-lensing_aperture_mass_statistics |
| Authors |
Nicolas_Martinet,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Eric_Jullo,_Peter_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07376 |
ピーク、ボイド、ピクセルの完全な分布（1D$M_{\rm）など、将来の宇宙せん断調査のために、さまざまな弱いレンズ効果の開口質量（$M_{\rmap}$）マップ統計の宇宙論的パワーを予測して最適化します。ap}$）。これらの代替方法は、物質分布の非ガウスレジームを精査し、古典的な2点推定量に補完的な宇宙論的情報を追加します。SLICSおよびcosmo-SLICS$N$-bodyシミュレーションに基づいて、Euclidのようなモックを作成し、$S_8-\Omega_{\rmm}-w_0$パラメーター空間を探索します。でプローブされた個々のスライス（auto-$M_{\rmap}$）からの情報に加えて、赤方偏移スライス間の相互情報（cross-$M_{\rmap}$）を活用する新しい断層撮影形式を開発します。標準的なアプローチ。自動$M_{\rmap}$予測の精度は、弱いレンズ効果のピーク統計に関する最近の文献とよく一致しており、クロス$M_{\rmap}$を含めると$\sim50$％向上します。。これは、せん断2点相関関数（$\gamma$-2PCF）を含む、他のすべての推定量よりも優れた1D$M_{\rmap}$の使用によってさらに強化されます。すべての断層撮影用語を考慮すると、1D$M_{\rmap}$と$\gamma$-2PCFを組み合わせると、構造成長パラメータ$S_8$の不確実性の範囲が$\sim45$％（ほぼ2倍向上）向上します。$\gamma$-2PCFのみと比較して。さらに、ダークエネルギーの状態方程式$w_0$で最初の結合された予測を測定し、$\gamma$-2PCFのみと比較して統計誤差が3倍減少することを確認します。これは、非ガウスの$M_{\rmap}$マップ統計によって調査された補完的な宇宙論的情報が、最近の$\sigma_8$-$\Omega_{\rmm}$の緊張に対する制約を改善する可能性を提供するだけではないことを示しています。しかし、私たちの宇宙の加速膨張を理解するための道も構成します。
マスクされた宇宙せん断パワースペクトルにおける残留バイアスの伝播
| Title |
Propagating_residual_biases_in_masked_cosmic_shear_power_spectra |
| Authors |
T._D._Kitching,_A._C._Deshpande,_P._L._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07749 |
この論文では、弱いレンズ形状測定バイアスの、欠測データの影響を含む宇宙せん断パワースペクトルへの伝播の完全な式を導き出します。シミュレーションを使用して、バイアスパラメーターの1次より高い項は無視でき、バイアスの影響は、乗法バイアスフィールドの平均のみに依存する項によってキャプチャできることを示します。Bモードパワーには乗法バイアスに関する情報が含まれていることを確認します。残差乗法バイアス$\deltam$と確率的楕円分散$\sigma_e$の事前分布がないと、宇宙せん断パワースペクトルの振幅の制約は完全に縮退し、事前分布を適用すると、制約付き振幅$A$は次のようになります。古典的な周辺化パラドックスを介してわずかに低くバイアスされています。全天ガウスランダムフィールドシミュレーションを使用して、$（1+2\deltam）A$の組み合わせは、確率的楕円性の誤差と平均（精度と精度）の場合、EEとBBの結合パワースペクトル尤度に対してバイアスがないことがわかります。分散は$\sigma（\sigma_e）\leq0.05$および$\Delta\sigma_e\leq0.01$よりも優れていることがわかっているか、乗法バイアスは$\sigma（m）\leq0.07$および$\よりも優れていることがわかっています。デルタm\leq0.01$。
ディラック-ミルン宇宙における構造形成：標準的な宇宙論的モデルとの比較
複雑な階層的重力構造の存在は、観測された宇宙の主な特徴の1つです。ここでは、構造形成が、標準（$\Lambda\rmCDM$）宇宙論モデルと、代替の「惰行」宇宙論として{\gm最近}提案された物質-反物質対称宇宙であるDirac-Milne宇宙の両方について研究されています。シナリオ。一次元数値シミュレーションは、2つのモデル間の類似点と相違点を明らかにします。構造形成はディラック-ミルン宇宙でより速いが、両方のモデルはそれが現在の時代の直前に、ディラック-ミルン宇宙論の宇宙論的赤方偏移$z\約3$で、そして$z\約0.5$で終了すると予測している。$\Lambda\rmCDM$ユニバース。現在の結果は、スローンデジタルスカイサーベイによって観測された物質パワースペクトルは、宇宙赤方偏移$zで共動する数十パーセクのオーダーの、比較的小さな初期次元の物質および反物質ドメインの非線形進化に完全に起因する可能性があることを示唆しています。=1080$。
巨人を取り除き、群衆から学ぶ：新しいSZパワースペクトル法と改訂されたコンプトン$ y $マップ分析
| Title |
Removing_the_giants_and_learning_from_the_crowd:_a_new_SZ_power_spectrum_method_and_revised_Compton_$y$-map_analysis |
| Authors |
Aditya_Rotti_and_Boris_Bolliet_and_Jens_Chluba_and_Mathieu_Remazeilles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07797 |
Sunyaev-Zeldovich（SZ）効果は、強力な宇宙論的プローブを提供します。これは、従来、クラスター数カウント（CNC）またはパワースペクトル（PS）分析として独立してアプローチされます。ここでは、従来はCNC分析でのみ使用されていた調査完全性関数を$yy$-PSモデリングに導入することにより、$y$マップを分析するための新しい方法を考案します。これにより、主にSZオブザーバブルに基づいて、2つの補完的な$y$マップを取得するための体系的な方法が提供されます。1つは検出/解決されたクラスターを組み込み、もう1つは拡散/未解決のSZ寄与のみに依存します。\PlanckCNC分析で取得したクラスターのカタログを使用して、これら2つの$y$マップをリンクする完全性関数を定義します。分割は、選択した信号対雑音検出しきい値に依存します。これについては、説明で異なります。$yy$-PS分析で、非ガウスエラーの寄与に対する完全性カットの効果を注意深く伝播し、大規模なクラスターをマスキングすることの利点を強調します。未解決のコンポーネントの\Planck$yy$-PSを分析すると、$bと比較して、標準値（$b\upperx0.2$）と一致する$b=0.15\pm0.04$の質量バイアスが得られます。=0.4\pm0.05$、合計$yy$-PS。このドリフトの兆候は、CIB-tSZ相互相関によって引き起こされていることがわかります。これは、主に$y$マップの解決されたコンポーネント内のクラスターから発生します。別の考えられる説明は、質量に依存するバイアスの存在です。これは理論的に動機付けられており、新しい方法で定量化できます。さらに、$yy$-PSに2-halo項が存在するための最初のヒントを見つけます。最後に、提案された方法は、今後のSZ調査でCNCおよびPS分析の補足情報を組み合わせるための新しいフレームワークを提供します。
スペクトル歪みによるインフレポテンシャルの抑制
| Title |
Constraining_the_inflationary_potential_with_spectral_distortions |
| Authors |
Nils_Sch\"oneberg,_Matteo_Lucca,_Deanna_C._Hooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07814 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のスペクトル歪み（SD）を測定すると、これまで未踏の原始パワースペクトルのスケールに新しい制約が与えられ、プローブされたパラメーター空間を$k$空間で数桁拡張できます。とりわけ、原始ブラックホールや重力波の文脈で重要な意味を持っています。ここでは、現在および将来のCMBSDと異方性実験の組み合わせによって、インフレのさまざまなモデルをどのように厳密に制約できるかについて説明します。特に、FIRAS、PIXIE、PRISMなどのSD実験の拘束力を、PlanckやCMB-S4plusLiteBIRDなどのCMB異方性プローブと組み合わせて調査します。ボルツマンソルバーCLASS（v3.0）の最新バージョンに基づいて構築されており、ここでは、SDミッションで考えられる銀河系および銀河系外の前景を常に無視しています。この数値設定により、さまざまなSDミッションの追加によって提供されるレバーアームの増加が前述の実験のいくつかの組み合わせにもたらす改善を現実的に予測することができます。その結果、検討したすべてのモデルで、SDによって制約が最大640％大幅に強化され、性能指数が約1600倍に増加することがわかりました。
太陽系外惑星の大気の結合された昼夜モデル
照射された太陽系外惑星の昼側と夜側の大気を、両側間の循環流（風）によって運ばれる自己無撞着な熱流束を組み込むことにより、1次元放射伝達を使用してモデル化する新しいフレームワークを提供します。私たちのモデルの利点は、その物理的な動機と計算効率であり、これにより、広範囲の大気パラメータの調査が可能になります。このフォワードモデルを使用して、熱逆転層と鉄凝縮の証拠を示す超高温ジュピターであるWASP-76〜bとWASP-43〜bの昼と夜の大気を調査し、モデルを高精度フェーズと比較します。曲線と大循環モデル。私たちは、これらの惑星の両方の観測と以前の理論的予測を私たちのモデルと厳密に一致させることができます。また、平衡温度が1000〜3000〜Kのホットジュピターの範囲をモデル化し、平衡温度が$\sim$2500〜Kまで上昇すると、昼夜の温度コントラストが増加し、それを超えるとH$_2$が解離するという観測された傾向を再現します。が顕著になり、相対温度差が減少します。
世界が変わるにつれて：惑星-質量体制におけるスピン進化の抑制
| Title |
As_the_Worlds_Turn:_Constraining_Spin_Evolution_in_the_Planetary-Mass_Regime |
| Authors |
Marta_L._Bryan,_Sivan_Ginzburg,_Eugene_Chiang,_Caroline_Morley,_Brendan_P._Bowler,_Jerry_W._Xuan,_Heather_A._Knutson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07315 |
惑星スピンがどのように進化し、惑星形成プロセスを追跡するかを理解するために、NIRSPEC/Keckの近赤外線高解像度スペクトルを使用して、さまざまな年齢（1〜800Myr）の8つの惑星質量オブジェクト（PMO）の回転線の広がりを測定します。これらを公開されている回転速度と組み合わせて、27個のPMOスピン速度をコンパイルし、そのうち16個はNIRSPEC/Keckプログラムから派生しています。私たちのデータは、惑星の半径$R$を$v\propto1/R$としてスケーリングするスピン速度$v$と一致しています。スピン角運動量は、サンプリングされた年齢範囲にわたってオブジェクトが冷えて収縮するときに保存されると結論付けます。サンプルのPMOは、分裂値よりも約1桁低い速度で回転します。これは、形成時代に$\lesssim$の年齢で磁化されたCircum-PMOディスク（CPD）によってスピンダウンされたという仮説と一致しています。いくつかのマイア。スピン速度には、まだ理論的に理解されていない4〜5の変動係数があります。また、PMOの場合、磁化された風を放出する星や高質量の褐色矮星の場合と同様に、スピンがタイムスケール$\gtrsim$1Gyrで進化するかどうかも不明です。
KMT-2017-BLG-2820と浮遊惑星集団の性質
| Title |
KMT-2017-BLG-2820_and_the_Nature_of_the_Free-Floating_Planet_Population |
| Authors |
Yoon-Hyun_Ryu,_Przemek_Mr\'oz,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Hyoun-Woo_Kim,_Jennifer_C._Yee,_Michael_D.Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Youn_Kil_Jung,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Cheongho_Han,_Richard_W._Pogge,_Andrzej_Udalski,_Radek_Poleski,_Jan_Skowron,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07527 |
アインシュタイン半径$\theta_\e\simeq6\、\muas$、レンズ源の相対固有運動$\mu_\rel\の新しい自由浮遊惑星（FFP）候補KMT-2017-BLG-2820を報告します。simeq8\、\masyr$、およびEinsteinタイムスケール$t_\e=6.5\、$hr。これは、KMTNetデータベースのジャイアントソース有限ソースポイントレンズ（FSPL）イベントの進行中の研究で見つかった3番目のFFP候補であり、全体で6番目のFSPLFFP候補です。ホストの重要な証拠は見つかりません。それらのタイムスケール分布と検出率に基づいて、これら6つのFSPLFFP候補のうち5つは、OGLE-の\citet{mroz17}によって検出された6つのポイントソースポイントレンズ（PSPL）FFP候補と同じ母集団から抽出されたと主張します。IVデータベース。FSPLFFPの$\theta_\e$分布は、それらがバルジのサブジョビアン惑星またはディスクのスーパーアースのいずれかであることを意味します。しかし、見かけの「アインシュタイン砂漠」（$10\la\theta_\e/\muas\la30$）は後者を主張するでしょう。12個（6個のFSPLと6個のPSPL）のFFP候補のそれぞれが本当にFFPであるか、または単に非常に広い分離惑星であるかは、最初に30m望遠鏡の補償光学（AO）ライトで、一部の場合はそれ以前に決定できます。後者の場合、AO観測の2番目のエポックは、予測された惑星とホストの分離を精度${\calO}（10\、\au）$で測定できます。現時点では、証拠のバランスは、束縛されていない惑星の仮説を支持しています。
月での噴火ガス放出中の一時的な大気の証拠
| Title |
Evidence_for_transient_atmospheres_during_eruptive_outgassing_on_the_Moon |
| Authors |
Elishevah_van_Kooten,_Fr\'ed\'eric_Moynier_and_James_Day |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07589 |
月の巨大な衝撃の形成に続くイベントは、揮発性の枯渇と中程度の揮発性元素（MVE）の同位体の同時の質量依存分別をもたらしたと考えられています。このエピソードを取り巻く詳細なプロセスと条件はあいまいなままであり、すべての揮発性元素と化合物の単一のモデルによって統一されていません。8つの月のサンプルの新しいZn同位体データを含む利用可能なデータを使用して、月のMVEの同位体分別が非理想的なレイリー蒸留によって最もよく表現され、蒸発した質量の減少を使用して分別係数{\alpha}に近づくことを示します。アイソトポログ。これらの計算により、月のMVE同位体データが、バルクケイ酸塩地球（BSE）組成ではなく、通常またはエンスタタイトコンドライト（{\Delta}Moon-OC、EC）に正規化されたときに、データに最適な結果が得られます。この分析はさらに、月が形成された親体は、月の石のS同位体組成に基づいて、Sをそのコアに分割することができないことを示しています。{\Delta}Moon-OC、ECとモデル化された非理想的なレイリー分別の間の最適な適合は、90+/-4％の飽和指数に対応する勾配によって定義されます。対照的に、古いハイランドスイートは75+/-2％の飽和指数で定義されており、牝馬玄武岩の噴火中は気相圧力が高かったことを示唆しています。これは、少なくとも38億年から30億年前の牝馬玄武岩の噴火の際に、月が薄い大気に覆われたという最初の具体的な証拠を提供し、月が降着した後にMVE同位体分別が主に発生したことを意味します。
太陽系外惑星のホストM矮星GJ3512の可能性のある磁気活動周期
| Title |
A_likely_magnetic_activity_cycle_for_the_exoplanet_host_M_dwarf_GJ_3512 |
| Authors |
J._Lopez-Santiago,_L._Martino,_J._Miguez,_M._A._Vazquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07715 |
特殊な機器からの現在の視線速度データには、分析が正確でない場合に気付かれずに通過する可能性のある大量の情報が含まれています。ベイズ推定ツールと周波数分析の併用は、太陽系外惑星を明らかにするのに効果的であることが示されていますが、恒星の活動を調査するために使用される頻度は低くなっています。太陽系外惑星のホスト星GJ3512の視線速度データを使用して、その磁気活動を調査する予定です。私たちの研究には、利用可能な測光データの分析が含まれています。私たちの仕事の主な目的は、システム内の太陽系外惑星の軌道パラメータを制約し、星の現在の活動レベルを決定し、その活動サイクルの長さを導き出すことです。適応重要度サンプリング法を使用して、太陽系外惑星の軌道のパラメーターを決定しました。一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムは、視線速度曲線と測光データの両方を使用して作成されました。各ピリオドグラムで高調波周波数の注意深い分析が行われました。複数のケプラー軌道への適合により、星GJ3512を周回する2つの巨大ガス惑星の軌道パラメーターが制約されました。ホスト星は、最後の観測キャンペーン中にその磁気活動の増加を示しました。視線速度曲線データをマルチケプラー軌道に正確に適合させることで、最適な残差の星の回転を明らかにし、約14年の活動サイクル長を推定することができます。
金星の雲頂でのPH $ _3 $の存在量の厳しい上限
| Title |
A_stringent_upper_limit_of_the_PH$_3$_abundance_at_the_cloud_top_of_Venus |
| Authors |
T._Encrenaz_(1),_T._K._Greathouse_(2),_E._Marcq_(3),_T._Widemann_(1),_B._B\'ezard_(1),_T._Fouchet_(1),_R._Giles_(2),_H._Sagawa_(4),_J._Greaves_(5),_C._Sousa-Silva_(6)_((1)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Universit\'e,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_de_Paris,_(2)_SwRI,_(3)_LATMOS/IPSL,_UVSQ_Universit\'e_Paris-Saclay,_Sorbonne_Universit\'e,_CNRS,_(4)_Kyoto_Sanyo_University,_(5)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_(6)_Department_of_Earth,_Atmospheric_and_Planetary_Sciences,_Massachusetts_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07817 |
金星の雲の甲板でミリメートル波長でホスフィン（PH$_3$）が検出されたことが発表された後、赤外線範囲でこの分子の他の可能なシグネチャを検索しました。2012年以来、私たちはさまざまな波長の熱赤外線で金星を観測して、雲頂でのSO$_2$とH$_2$Oの振る舞いを監視しています。2015年3月に記録された約950cm$^{-1}$のスペクトル間隔を特定しました。ここで、PH$_3$遷移が存在します。この周波数に特徴がないことから、ディスク積分スペクトルで、PH$_3$混合比の3$\sigma$上限5ppbvを導き出します。これは、大気全体で一定であると想定されています。この制限は、ミリメートル波長で得られたディスク統合混合比の4分の1です。私たちの結果は、雲頂と金星の下部中間圏での最大PH$_3$の存在量に強い制約をもたらします。
| Title |
Observational_Completion_Limit_of_Minor_Planets_from_the_Asteroid_Belt_to_Jupiter_Trojans |
| Authors |
Nathanial_P_Hendler,_Renu_Malhotra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07822 |
発見される小惑星の数が増えるにつれ、観測的に完全なサンプルを特定することは、統計分析や太陽系の動的進化の理論モデルに情報を提供するために不可欠です。半主軸の関数として、絶対等級H_limでの経験的観測の完全性を推定する簡単に実装できる方法を提示します。私たちの方法は、そのアプリケーションで行う必要のある仮定と決定が少なくて済み、それを実装する研究間で結果をより輸送可能で再現可能にするだけでなく、VeraC.〜RubinObservatory'sLegacy時空調査（LSST）。半主軸aで高解像度で決定されたH_lim（a）の値を使用して、主ベルト小惑星の観測的に完全なサンプルサイズが、H_limの控えめな単一値を使用した場合と比較して2倍以上大きいことを示します。以前の研究でしばしば採用されたアプローチ。さらに、H_lim（a）の単純で物理的に動機付けられたモデルを小惑星データベースの7e5オブジェクトに適合させることにより、私たちのモデルは、メインベルトとメインベルトを超えた小惑星集団（ハンガリア、ヒルダ、トロイの木馬）の間の統計的に有意な偏差を明らかにします。サイズ、偏心、傾斜分布など、潜在的な人口統計上の違いを示唆しています。
ALMAで得られたz〜6での球状星団の[CII]光度に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_[CII]_luminosity_of_a_proto-globular_cluster_at_z~6_obtained_with_ALMA |
| Authors |
F._Calura_(1),_E._Vanzella_(1),_S._Carniani_(2),_R._Gilli_(1),_P._Rosati_(3),_M._Meneghetti_(1),_R._Paladino_(4),_R._Decarli_(1),_M._Brusa_(5),_A._Lupi_(2),_Q._D'Amato_(4,5),_P._Bergamini_(1)._G._B._Caminha_(6)-_((1)_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_(2)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa,_Italy,_(3)_Universita'_di_Ferrara,_Italy,_(4)_INAF-IRA,_Bologna,_Italy,_(5)_Universita'_di_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07302 |
銀河団MACSJ0416.1-2403によって強く拡大された球状星団（GC）前駆体を含む恒星質量M_*〜10^7M_sunを持つz〜6.15のシステムであるD1のALMA観測について報告します。高赤方偏移でGC前駆体が発見されて以来、私たちの試みは、赤外線観測を通じて中性ガスの物理的特性を直接調査する最初の試みです。かすかな細い線を特定するように設計され、未知の線幅値のさまざまな可能な値をテストできる適切な手順で実行されたデータセットの注意深い分析により、固有の光度L_CIIを持つ[CII]発光の4シグマ暫定検出を特定することができました。=（2.9+/-1.4）10^6L_sun、高赤方偏移でこれまでに検出された最低値の1つ。この研究は、L_CII-SFR関係のこれまで未知の領域に関する最初の洞察を提供します。星形成率の測定に影響を与える大きな不確実性にもかかわらず、額面で取られた場合、私たちの推定値は、ローカルおよび高赤方偏移システムで観測された値より1デックス以上低くなります。私たちの弱い検出は、[CII]放出の不足を示しています。これは、低密度ガスや強い恒星フィードバックによって引き起こされる強い放射場、低金属含有量など、さまざまな説明に起因する可能性があります。連続体での非検出から、局所的な金属の少ない銀河で測定された値と一致する、わずか10^4M_sunの3シグマの上限値でダスト質量の制約を導き出します。
ギャラクシー流出による冷たい雲の打ち上げ。 IV。宇宙線による加速
| Title |
The_Launching_of_Cold_Clouds_by_Galaxy_Outflows._IV._Cosmic-Ray-Driven_Acceleration |
| Authors |
Marcus_Br\"uggen_and_Evan_Scannapieco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07308 |
銀河系の流出に見られるように、高温の物質に埋め込まれた宇宙線（CR）駆動の放射冷却された冷たい雲の進化の一連のシミュレーションを実行します。このような相互作用では、CRはAlfv\'enの速度でクラウドに向かって流れ、クラウドの境界で劇的に減少し、クラウドの前に圧力が発生するボトルネックにつながります。同時に、CRは雲の側面に沿って流れ、大きなフィラメントが発達する境界層を形成します。この境界層のせん断は、雲の破壊の主要なモードであり、すべての場合で比較的遅いですが、Alfv\'enの速度が最も遅い場合で最も遅くなります。したがって、ボトルネック領域のCR光線圧力には、冷たい雲を効率的に加速するのに十分な時間があります。さらに、放射冷却はこれらの相互作用に比較的小さな影響を及ぼします。私たちのシミュレーションは2次元であり、宇宙線ダイナミクスの単純化された処理、CR加熱の無視、および理想化された磁場ジオメトリによって制限されます。それにもかかわらず、我々の結果は、宇宙線が運動量入力の主要な源として作用するとき、銀河の流出で観察される速度に匹敵する速度まで雲を加速することができることを示唆している。
IllustrisTNGとS2COSMOS：中性ガスとダストの進化における衝突の可能性
| Title |
IllustrisTNG_and_S2COSMOS:_possible_conflicts_in_the_evolution_of_neutral_gas_and_dust |
| Authors |
Jenifer_S._Millard,_Benedikt_Diemer,_Stephen_A._Eales,_Haley_L._Gomez,_Rosemary_Beeston_and_Matthew_W._L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07309 |
我々は、i）COSMOSフィールドで850umの積み重ねられたサブミリ波フラックスを使用して経験的に導出されたダスト質量、およびii）宇宙論的流体力学的シミュレーションの結果に基づいてロバストな後処理法を使用して導出されたダスト質量を通じて、宇宙時間にわたる銀河ダスト質量の進化を調査します。IllustrisTNG。モデルと観測値を低赤方偏移で一致させることにより、ダスト質量吸収係数の自己較正を効果的に実行し、観測値によって示された進化をモデルによって予測されたものと比較します。0<z<0.5からのIllustrisTNGシミュレーションに基づいてダスト質量関数（DMF）を作成し、これらを以前に観測されたDMFと比較します。低赤方偏移DMFの経験的に導き出された推定値に見られる急速な進化と矛盾して、シミュレーションから導き出されたDMFには進化の欠如が見られます。さらに、赤方偏移の範囲0<z<5で、観測された銀河の恒星質量に対するダスト質量の平均比に強い進化が見られますが、IllustrisTNGの対応するダスト質量は、サンプルを衛星に分割した後でも、比較的小さな進化を示しています。中央。IllustrisTNGと後処理によって観測された強い進化と弱い進化の間の大きな不一致は、ダスト粒子の特性の強い宇宙進化またはモデルの制限のいずれかによって説明される可能性があります。後者の場合、制限は、銀河の中性ガス含有量がIllustrisTNGで十分に速く進化しないという以前の主張に関連している可能性があります。
トンボ広域赤外線探査。 II。近くの巨大銀河の正確な全光度と色、および銀河恒星質量関数への影響
| Title |
The_Dragonfly_Wide_Field_Survey._II._Accurate_Total_Luminosities_and_Colors_of_Nearby_Massive_Galaxies_and_Implications_for_the_Galaxy_Stellar_Mass_Function |
| Authors |
Tim_B._Miller,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli,_Jiaxuan_Li,_Roberto_Abraham,_Charlie_Conroy,_Colleen_Gilhuly,_Johnny_P._Greco,_Qing_Liu,_Deborah_Lokhorst_and_Allison_Merritt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07310 |
巨大な銀河の恒星の質量推定値は、それらの拡張された光プロファイルのために、それらの測光における系統的な誤差の影響を受けやすいです。この研究では、トンボ広域赤外線探査衛星（DWFS）のデータを使用して、近くの巨大な銀河の総光度と色を正確に測定します。調査の低い表面輝度限界（1分角スケールで$\mu_g\約$31magarcsec$^{-2}$）により、1次元表面輝度プロファイルの統合に基づいた方法を実装できます。パラメータ化に最小限に依存します。GalaxyMassandAssembly（GAMA）の調査に基づいて、$\logM_*/M_\odot>10.75$の1188個の巨大な銀河のサンプルを作成し、それらの総光度と$g-r$の色を測定します。次に、GAMA調査で支持されている方法に焦点を当てて、測定値をスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のイメージングに適用されるさまざまな確立された方法と比較します。一般に、銀河は、GAMAの測定値と比較して、$r$バンドで平均${\sim}0.05$mag明るく、$g-r$色で$\sim0.06$magだけ青くなります。これらの2つの違いは、恒星の質量推定に反対の影響を及ぼします。総光度は$5\％$大きくなりますが、質量光度比は$\sim10\％$低くなります。組み合わされた効果は、巨大な銀河の恒星の質量推定値が$7\％$減少することです。これは、次に、巨大な銀河の数密度の小さな変化を意味します：$\logM_*/M_\odot\geq11$で$\leq30\％$。
こと座I：個々の星からの可変エネルギー超新星による矮小銀河の混相流ISMのシミュレーション
| Title |
LYRA_I:_Simulating_the_multi-phase_ISM_of_a_dwarf_galaxy_with_variable_energy_supernovae_from_individual_stars |
| Authors |
Thales_A._Gutcke,_R\"udiger_Pakmor,_Thorsten_Naab_and_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07311 |
宇宙論的流体力学的移動メッシュコードAREPOの枠組みの中で構築された新しい高解像度銀河形成モデルであるLYRAプロジェクトを紹介します。このモデルは、多相星間物質を10Kまで分解します。初期質量関数（IMF）からサンプリングされた個々の星を形成し、それらの寿命と死の経路を個別に追跡します。流体力学計算では、エネルギーが変動する単一の超新星（SN）爆風を追跡して、周囲の星間物質（ISM）と相互作用します。この論文では、メソッドを提示し、モデルを$10^{10}M_{\odot}$の孤立したハローに適用します。超新星の大部分が$4M_{\odot}$の基準ガス質量分解能でセドフ分解されていることを示します。SNフィードバック処方がISM内で一貫して高温相を生成し、それが大量の流出を促進し、ガス密度を低下させ、星形成を抑制することを示します。爆発の大部分は低密度の材料で発生するため、クラスター化されたSNはフィードバックの有効性を高める上で主要な役割を果たします。変動するSNエネルギーを考慮すると、金属混合の効率が変化するため、金属量分布関数に影響を与えます。さらに、それは流出の振る舞いを変え、固定エネルギーモデルに関して2〜3分の1の質量負荷を減らし、銀河がより高い割合の質量と金属を保持できるようにします。LYRAを使用すると、矮星や高質量銀河の宇宙論的（ズーム）シミュレーションで、包括的なマルチフィジックスISMモデルを直接使用できます。
Keck Cosmic WebImagerからの超拡散銀河NGC5846_UDG1の恒星速度分散と動的質量
| Title |
Stellar_Velocity_Dispersion_and_Dynamical_Mass_of_the_Ultra-Diffuse_Galaxy_NGC_5846_UDG1_from_the_Keck_Cosmic_Web_Imager |
| Authors |
Duncan_A._Forbes,_Jonah_S._Gannon,_Aaron_J._Romanowsky,_Adebusola_Alabi,_Jean_P._Brodie,_Warrick_J._Couch_and_Anna_Ferre-Mateu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07313 |
NGC5846グループ（NGC5846_UDG1）の超拡散銀河は、VEGAS調査の一環として、ディープイメージングから多数の球状星団（GC）候補を持っていることが示されました。最近、ミュラー等。数十のGCに基づいて、速度分散を公開しました。彼らの引用された不確実性の範囲内で、結果として生じる動的質量は、暗黒物質を含まない銀河または暗黒物質が支配する銀河のいずれかを可能にしました。ここでは、NGC5846グループのメンバーシップを再確認し、$\sigma_{GC}$=17$\pm$2km/sのUDG1の恒星速度分散を明らかにするKCWIからのスペクトルを示します。不確実性が低減された動的質量は、有効半径内の暗黒物質の寄与が非常に高いことを示しています。また、TracerMassEstimatorを使用して、GCの位置と動きから囲まれた質量を導き出し、恒星の速度分散から推測される同様の質量を見つけます。銀河が回転しているという証拠は見当たらず、したがって圧力によって支えられている可能性があります。確認されたGCの数、およびシステムについて推定された総数（$\sim$45）は、ハローの総質量が$\sim2\times10^{11}$M$_{\odot}$であることを示しています。コア質量プロファイルは、動的質量と比較した場合に好まれます。その恒星の質量が1.1$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$であることを考えると、NGC5846_UDG1は、矮星のような恒星の質量と過度に巨大なハローを持つ超拡散銀河のように見えます。
| Title |
Quantifying_the_structure_of_strong_gravitational_lens_potentials_with_uncertainty-aware_deep_neural_networks |
| Authors |
Georgios_Vernardos,_Grigorios_Tsagkatakis,_Yannis_Pantazis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07314 |
重力レンズは、暗黒物質のサブハロの存在から、または銀河の進化を通してバリオンに影響を与える物理的メカニズムのために、銀河の質量分布の下部構造を制約するための強力なツールです。このような下部構造はモデル化が難しく、従来のスムーズなモデリングやアプローチでは無視されるか、十分に局所化された大規模な摂動体として扱われます。この作業では、画像から直接そのような摂動の統計的特性を定量化するための深層学習アプローチを提案します。ここでは、レンズモデリングを必要とせずに、マスク内の拡張レンズソースフィーチャのみが考慮されます。私たちのトレーニングデータは、滑らかな全体的なレンズポテンシャルに浸透する摂動ガウス確率場を想定した模擬レンズ画像で構成されており、初めて、レンズ源として実際の銀河の画像を使用しています。入力としてトレーニングデータセットラベルに関連付けられた任意の不確実性間隔を処理し、出力として確率分布を提供し、複合損失関数を採用できる新しいディープニューラルネットワークを採用しています。この方法は、実際のパラメーター値を正確に推定することに成功するだけでなく、教師なしの方法で、つまり実際のグラウンドトゥルース値にアクセスすることなく、予測された信頼区間を10％削減します。私たちの結果は、レンズの質量摂動と光源の複雑な輝度プロファイルとの間の固有の縮退に対して不変です。したがって、信頼区間を含む数千のレンズの質量密度の滑らかさを定量的かつ確実に定量化し、追跡科学の一貫したランキングを提供できます。
NGC1052-DF2およびNGC1052-DF4の異常な球状星団の複雑な光度関数
| Title |
A_Complex_Luminosity_Function_for_the_Anomalous_Globular_Clusters_in_NGC1052-DF2_and_NGC1052-DF4 |
| Authors |
Zili_Shen,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07324 |
NGC1052-DF2とNGC1052-DF4は超拡散銀河（UDG）であり、速度分散が非常に遅いことがわかっており、暗黒物質がほとんどまたはまったくないことを示しています。両方の銀河は異常に明るい球状星団（GC）システムをホストしており、GCの光度関数（GCLF）のピークの大きさは、ほぼ普遍的な値である$M_V\upperx-7.5$よりも$\sim1.5$の大きさです。ここでは、新しいHST測光とケック分光法を利用した2つの銀河の共同GCLFの分析と、最近改良された距離測定を紹介します。DF2とDF4を組み合わせたGCサンプルに均一測光選択法を適用します。新しい分析は、組み合わされたGC光度関数のピークが$M_V\upperx-9$magにとどまっていることを示しています。さらに、ほぼ普遍的なGCLFピークが位置する、$M_V\upperx-7.5$magに低輝度GCのサブポピュレーションが見つかります。$-5$から$-8$のマグニチュード範囲のGCの数は、DF2では$7.1_{-4.34}^{+7.33}$、DF4では$8.6_{-4.83}^{+7.74}$です。同じ光度の他の銀河から期待されるものに。$-5$から$-11$の$M_V$間の合計GC数はDF2の場合は$18.5_{-4.42}^{+8.99}$、DF4の場合は$18.6_{-4.92}^{+9.37}$です。バックグラウンドを差し引いたGCLFから。両方の銀河で更新されたGCの総数は$37^{+11.08}_{-6.54}$です。GCの数は、DF2またはDF4のいずれのハロー質量にも比例しません。これは、$N_{GC}$がハローのマージによって直接決定されないことを示唆しています。
北米とペリカンの雲の複合体の塊における星形成のスケーリング関係のテスト
| Title |
Testing_the_star_formation_scaling_relations_in_the_clumps_of_the_North_American_and_Pelican_cloud_complexes |
| Authors |
Swagat_R._Das,_Jessy_Jose,_Manash_R_Samal,_Shaobo_Zhang,_and_Neelam_Panwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07333 |
分子雲内の星形成を調節するプロセスはまだよく理解されていません。星形成率の面密度（$\rm\Sigma_{SFR}$）と基礎となるガス表面密度（$\rm\Sigma_{gas}）の関係を定式化することにより、この問題を説明するために、さまざまな星形成スケーリング関係が提案されています。$）。この作業では、ケニカット-シュミット関係、体積星形成関係、軌道時間モデル、交差時間モデル、北米およびペリカン星雲複合体に向けたマルチ自由落下時間スケールモデルなど、さまざまな星形成スケーリング関係をテストします。それらに関連付けられている冷たい塊で。若い恒星状天体からの恒星質量とCO測定からのガス質量を測定すると、平均$\rm\Sigma_{SFR}$、自由落下時間あたりの星形成率、および塊の星形成効率（SFE）は1.5$と推定されました。\rmM{_\odot}〜yr^{-1}〜kpc^{-2}$、0.009、2.0$\％$、NAN複合体全体の値は0.6$\rmM{_\odot}〜yr^{-1}〜kpc^{-2}$、0.0003、1.6$\％$。塊の場合、観測されたプロパティは、$\rm\Sigma_{SFR}$と$\rm\Sigma_{gas}$の間、および$\rm\Sigma_{SFR}$と$の間で得られた相関と一致していることがわかります。銀河雲の自由落下時間と軌道時間あたりの\rm\Sigma_{gas}$。同時に、交差時間および複数の自由落下時間あたりの$\rm\Sigma_{gas}$との相関関係は観察されません。前者の場合には相関関係が見られますが、すべてのモデルは0.5dexの範囲内で互いに一致しており、入力オブザーバブルの現在の不確実性のため、これらのモデルを区別することはできません。$\rm\Sigma_{SFR}$と高密度ガスの変動もテストしますが、統計が低いため、分析では弱い相関が見られます。
| Title |
An_extremely_metal-deficient_globular_cluster_in_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
S._S._Larsen_(1),_A._J._Romanowsky_(2,4),_J._P._Brodie_(3,4),_A._Wasserman_(4)_((1)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_San_Jose_State_University,_San_Jose,_CA,_USA,_(3)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_Hawthorn,_VIC,_Australia,_(4)_University_of_California_Observatories,_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07395 |
球状星団（GC）は、数千から数百万の星からなる高密度の重力結合システムです。それらは優先的に銀河の最も古い成分と関連しており、したがってそれらの組成の測定は、初期の宇宙における銀河の化学元素の蓄積への洞察を提供することができます。アンドロメダ銀河（M31）で、重元素が極端に減少している大規模なGCを報告します。その鉄の存在量は太陽の約800分の1であり、これまでに知られている最も鉄の少ないGCの約3分の1です。また、マグネシウムが大幅に減少しています。これらの測定は、GCの金属量フロアの概念と、このような低い金属量では大規模なGCを形成できなかったという理論上の期待に異議を唱えます。
天体物理学の氷の宇宙線追跡：Geant4-DNAモンテカルロツールキットによるモデリング
| Title |
Cosmic_ray_tracks_in_astrophysical_ices:_Modeling_with_the_Geant4-DNA_Monte_Carlo_Toolkit |
| Authors |
Christopher_N._Shingledecker,_Sebastien_Incerti,_Alexei_Ivlev,_Dimitris_Emfietzoglou,_Ioanna_Kyriakou,_Anton_Vasyunin,_Paola_Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07419 |
宇宙線は星間環境に遍在しており、塵粒の氷のマントルへのそれらの衝撃は、複雑な、さらにはプレバイオティクス分子の形成の可能性のある推進力です。それでも、アモルファス固体水中の宇宙線トラックの平均半径（ASW）など、この現象の正確なモデリングに不可欠な重要なデータには制約がありません。ASWの宇宙線トラックは、初期粒子エネルギーにほとんど依存しない平均半径を持つ円柱状の体積として近似できることが示されています。エネルギーイオンと低密度アモルファス（LDA）および高密度アモルファス（HDA）の両方の氷ターゲット間の相互作用は、Geant4-DNAモンテカルロツールキットを使用してシミュレートされます。これにより、二次電子を材料の副励起エネルギーまで追跡できます。LDA氷とHDA氷のピークトラックコア半径$r_\mathrm{cyl}$は、それぞれ9.9nmと8.4nmであることがわかります。これは、天体化学モデルでよく想定される5nmの値の2倍未満です。
スーパーIII。 z $ \ sim $ 2でのAGNのブロードライン領域プロパティ
| Title |
SUPER_III._Broad_Line_Region_properties_of_AGN_at_z$\sim$2 |
| Authors |
G._Vietri,_V._Mainieri,_D._Kakkad,_H._Netzer,_M._Perna,_C._Circosta,_C._M._Harrison,_L._Zappacosta,_B._Husemann,_P._Padovani,_M._Bischetti,_A._Bongiorno,_M._Brusa,_S._Carniani,_C._Cicone,_A._Comastri,_G._Cresci,_C._Feruglio,_F._Fiore,_G._Lanzuisi,_F._Mannucci,_A._Marconi,_E._Piconcelli,_A._Puglisi,_M._Salvato,_M._Schramm,_A._Schulze,_J._Scholtz,_C._Vignali,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07443 |
放射フィードバックの物理と効果を明らかにするためのSINFONI調査（SUPER）は、高（$\sim$2kpc）空間で赤方偏移z$\sim$2でX線選択AGNのAGN駆動流出のブラインド検索を実行するように設計されました分解能、およびそれらをホスト銀河と中央のブラックホールの特性に相関させます。この論文の主な目的は次のとおりです。a）この調査でタイプ1AGNのBH質量と降着率の信頼できる推定値を導き出す。b）BLRのAGN駆動風の特性を特徴づける。21Type-1AGNのレストフレーム光学およびUVスペクトルを分析しました。H$\alpha$とH$\beta$の線から推定されたBHの質量は一致していることがわかりました。Log（M$\rm_{BH}/M_{\odot}$）=8.4-10.8の範囲とエディントン比$\rm\lambda_{Edd}$=0.04-1.3のBH質量を推定します。CIV線幅がバルマー線と相関しておらず、線プロファイルのピークが[OIII]ベースの全身赤方偏移に対して青方偏移していることを確認します。これらの調査結果は、CIVラインが最大$\sim$4700km/sの速度でBLR内の流出ガスを追跡しているという考えを裏付けています。BLRの風速がUVからX線への連続勾配L$\rm_{Bol}$および$\rm\lambda_{Edd}$に強く依存していることを確認します。0.005〜3M$_{\odot}$/年の範囲のBLR質量流出率を推定し、NLRのイオン化風およびローカルAGNで検出されたX線風で観測されたものと一致するボロメータ光度との相関を示しました。運動力$\sim$10$^{[-7：-4]}\times$L$\rm_{Bol}$。最後に、CIVシフトに関する[OIII]線の相当幅と、[OIII]流出速度との正の相関との間に反相関があることを発見しました。これらの発見は、z$\sim$2のAGNの偏りのないサンプルで初めて、BLR風が銀河スケールで検出された流出に接続され、kpcスケールにあるNLRのガスに影響を与えることができるシナリオをサポートします。
相対論的ドップラーブースティングシナリオにおける超大質量連星ブラックホール候補PG1302-102のブロードライン領域構成について
| Title |
On_the_broad_line_region_configuration_of_the_supermassive_binary_black_hole_candidate_PG1302-102_in_the_relativistic_Doppler_boosting_scenario |
| Authors |
Zihao_Song,_Junqiang_Ge,_Youjun_Lu,_Changshuo_Yan,_and_Xiang_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07512 |
PG1302-102は、その光学測光とUV測光の周期的変動による超大質量連星ブラックホール（BBH）システムであると提案されています。これは、主に二次黒の周りのディスクからの放射の相対論的ドップラーブーストによるものと解釈できます。その軌道運動によって変調された穴（BH）。この論文では、IUE、GALEX、およびハッブルによって取得されたアーカイブUVスペクトルを使用して、PG1302-102のいくつかの幅広い輝線を調査し、ドップラーブースティングシナリオでのこのBBHシステムの幅広い輝線領域（BLR）特性を明らかにします。幅の広い線Ly$\alpha$、NV、CIV、およびCIII]はすべてガウスのようなプロファイルを示し、これらの線のいずれも明らかな周期的変動を示さないことがわかります。BLRの単純なモデルを採用して、これらの広い線にマルコフ連鎖モンテカルロフィッティングを実行し、BLRを正面に近い向きの角度$\sim33^{\circ}$で表示する必要があることを確認します。ドップラーブーストの解釈が正しい場合、BLRはBBH軌道面と角度$\sim51^\circ$だけずれています。これは、ドップラーブーストされた連続体の変動がブロードライン放射にほとんど影響を与えないため、定期的なライン変動に。さらに、BBH軌道面に関してこのようなBLR構成の考えられる影響について説明します。
3
| Title |
Broad-band_selection,_spectroscopic_identification,_and_physical_properties_of_a_population_of_extreme_emission_line_galaxies_at_3 |
| Authors |
Masato_Onodera,_Rhythm_Shimakawa,_Tomoko_L._Suzuki,_Ichi_Tanaka,_Yuichi_Harikane,_Masao_Hayashi,_Tadayuki_Kodama,_Yusei_Koyama,_Kimihiko_Nakajima,_Takatoshi_Shibuya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07545 |
宇宙の再電離の時代における星形成銀河（SFG）のアナログ集団の物理的特性を研究することを目的として、極端な輝線銀河（EELG）の選択、分光学的識別、および物理的特性を$3<z<3.7$で提示します。サンプルは、最適な恒星連続体モデルフラックスと比較した、観測されたKs広帯域フラックスの過剰に基づいて選択されます。主要な基準として0.3等の超過を適用することにより、強い輝線を持ち、COSMOSフィールドのUltraVISTA-DR2超深度ストライプ上で$\gtrsim1000$オングストロームの観測フレーム相当幅（EW）を推定した240個のEELG候補を選択します。。次に、スバル/MOIRCSの候補者のうち23人に対してHKバンド追跡分光法を実行したところ、19人と2人が$z>3$で、強い[OIII]発光とH$\alpha$エミッターがあることがわかりました。それぞれ$z\simeq2$で。$z\simeq3.3$でこれらの分光学的に識別されたEELGは、平均して、星形成主系列よりも高い比星形成率（sSFR）、$E（BV）\lesssim0.1$magの低いダスト減衰、および高い[$\gtrsim3$のOIII]/[OII]比。また、$z\simeq3.3$のEELGは、標準値（$\simeq10^{25.2}$Hz/erg）よりも水素イオン化光子生成効率（$\xi_\mathrm{ion}$）が高いことがわかります。それらが周囲の星間物質をイオン化するのに効率的であることを示しています。これらの物理的特性は、それらが通常のSFGよりも高いイオン化パラメーターとより硬いUVスペクトルを持つ低金属量銀河であることを示唆しています。これは、ライマン連続体（LyC）漏れのある銀河に似ています。私たちのEELGの中で、[OIII]/[OII]とEW（[OIII]）の値が最大のものは、LyCリークを検索するための最も有望な候補です。
| Title |
Absorption-line_Environments_of_High-redshift_BOSS_Quasars |
| Authors |
Chen_Chen,_Fred_Hamann,_Bo_Ma,_Britt_Lundgren,_Donald_York,_Daniel_Nestor,_Yusra_Alsayyad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07622 |
大規模な銀河の進化の初期段階では、スターバーストまたは中央クエーサーに加えてコールドモードの降着（落下）によって引き起こされる流出が含まれることが多く、これにより銀河の質量が増加します。クエーサー環境におけるこれらの流入と流出の性質を研究するために、正と負の速度シフトでの狭い吸収線（NAL）と、広い吸収線（BAL）の流出や電波などの他のクエーサーの特性との相関を調べました。-ラウドネス、SDSS-BOSSDR12からのスペクトルデータを使用。私たちの結果は、関連する吸収線（AAL）と流出AALの発生率がBALと強く相関していることを示しています。これは、ほとんどのAALがクエーサー駆動の流出で形成されることを示しています。複数のAALもBALと強く相関しており、クエーサーの流出は高度に構造化されている傾向があり、視線に沿って異なる速度シフトで複数のガス成分を生成できることを示しています。インフォールAALは、BALのないクエーサーよりもBALのあるクエーサーで出現する頻度が低くなります。これは、BALの流出がホスト銀河で大規模に作用し、IGMからのガスの流入を阻害することを示唆しており、クエーサーの流出がホスト銀河へのフィードバックに重要な役割を果たす理論モデルをサポートしています。距離が長いにもかかわらず、流入AALは流出AALよりも高度にイオン化されます。これは、流入吸収体の密度が低いことに起因する可能性があります。
赤方偏移の範囲にわたる恒星の初期質量関数
| Title |
Stellar_Initial_Mass_Function_over_a_range_of_redshifts |
| Authors |
Rafeel_Riaz,_Dominik_R.G._Schleicher,_Siegfried_Vanaverbeke,_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07692 |
恒星の初期質量関数（IMF）は、局所的な星形成領域では普遍的に近いようです。ただし、この量の新生星の種族は、ガスの金属量$Z\sim$$Z_\odot$と$Z$=0で異なる反応を示します。宇宙の星形成の歴史を見ると、ガス中の冷却剤はそれらのタイプと分子量。たとえば、原始的なガス環境では、ガス温度は現在と比較して30倍高くなる可能性があります。恒星放射フィードバックと宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射は、星形成ガスの床温度の上昇にさえ寄与する可能性があり、その後、IMFに深刻な影響を与える可能性があります。断片化と質量降着を経験するジーンズの不安定なガス雲の熱力学的進化に対する放射源の寄与を提示します。後者が5〜7％を超える星形成効率（SFE）の支配的なプロセスになり、星の平均質量が増加することを示唆する証拠が見つかりました。私たちは、ガス崩壊の間に出現する孤立したバイナリの恒星構成に焦点を当てています。バイナリフラクションは平均して0.476のままであり、15％の合計SFEに大きく貢献します。
高密度分子雲における放射トルクによる粒子配列と破壊および分極正孔への影響
| Title |
Grain_alignment_and_disruption_by_radiative_torques_in_dense_molecular_clouds_and_implication_for_polarization_holes |
| Authors |
Thiem_Hoang,_Le_Ngoc_Tram,_Hyeseung_Lee,_Pham_Ngoc_Diep,_and_Nguyen_Bich_Ngoc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07742 |
整列した粒子によって引き起こされるダスト分極は、星形成領域を含むさまざまな環境で磁場を研究するために広く使用されています。ただし、高密度分子雲（MC）に光学的厚さの粒子配列がまだ存在するかどうかの問題は不明です。この論文では、放射トルク（RAT）による整列粒子の最小サイズ（$a_{\rmalign}$）と回転破壊（$a_{\rmdisr}$）の分析式を次の関数として実現することを目指しています。高密度MC内のローカル物理パラメータ。最初に、星が埋め込まれている場合とない場合の高密度MCでの放射強度と減衰した放射場の平均波長の解析的近似を見つけ、次に$a_{\rmalign}$と$a_{\rmdisr}の解析式を導き出します。視覚的消光$A_{V}$とガス密度の関数としての$。密度$n_{\rmH}\sim10^{5}\rmcm^{-3}$の星のないコア内で、サイズ$a<0.25\mum$の粒子を最大$まで整列させることができることがわかります。RATによるA_{V}\sim5$ですが、ミクロンサイズの粒子は$A_{V}\sim50$で整列できます。$A_{V}$による整列サイズの増加は、スターレスコアに向かって観察された分極ホールの存在を説明することができます。原始星が埋め込まれたMCの場合、放射強度が増加するため、原始星に向かって整列と回転破壊の両方の効率が増加することがわかります。このような破壊効果により、$A_{V}$または発光強度で偏光度が低下し、原始星の位置に向かって観測される一般的な偏光ホールが再現されます。最後に、星のないコアに粒子配列がまだ存在する最大$A_{V}$の式を導き出し、粒子成長を制約する可能性について説明します。
ラジオラウドAGNとホスト銀河の形の間のリンク
| Title |
Link_between_radio-loud_AGNs_and_host-galaxy_shape |
| Authors |
X._C._Zheng,_H._J._A._R\"ottgering,_P._N._Best,_A._van_der_Wel,_M._J._Hardcastle,_W._L._Williams,_M._Bonato,_I._Prandoni,_D._J._B._Smith_and_S._K._Leslie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07851 |
静止銀河の形態は、それらの中央の超大質量ブラックホールの活動と相関していることがわかっています。この作業では、LOFARTwo$$-$MetreSkySurvey（LoTSSDR1）の最初のデータリリースからのデータを使用します。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース7（SDSSDR7）は、$z<0.3$で15,000を超える静止銀河を選択し、放射性大音量の活動銀河核（RLAGN）とそれらのホスト銀河の形態との関係を調査します。LoTSSの深さを利用して、固定された恒星の質量で$L_{\rm150\、MHz}>10^{21}\rm\、W\、Hz^{-1}$のRLAGNの割合がわかります、速度分散、または面密度は、銀河の投影軸比（$q$）に依存しません。ただし、高出力（$L_{\rm150\、MHz}>10^{23}\rm\、W\、Hz^{-1}$）RLAGNは、巨大な丸い銀河で見つかる可能性が高くなります。、一方、低電力および中電力（$L_{\rm150\、MHz}\leq10^{23}\rm\、W\、Hz^{-1}$）RLAGNは、$q$と同様の分布を持っています。非RLAGN銀河。私たちの結果は、高出力のRLAGNは、合併が豊富な歴史を持つ銀河でより簡単にトリガーされ、低出力のRLAGNは、主に経年過程を介して成長する銀河でトリガーされる可能性があるという図を支持すると主張します。私たちの研究はまた、低光度RLAGNが、ディスク状の形態を持つ低質量静止銀河のメンテナンスモードフィードバックに十分である可能性があるという考えを支持しています。これは、冷却とRLAGN誘導の間の観測されたエネルギーバランスからの単純な外挿に基づいています。大規模なクラスター内の空洞。2つのサンプルの電波光度と恒星質量を制御した後、クラスターで見られる可能性が高いRLAGNの$q$分布と、クラスターで見られない可能性が高いRLAGNの分布に有意差は見られず、環境が形態に大きな影響を与えないことを示しています。-RLAGN相関。
サブミリ波銀河の性質I：AGNと星形成銀河のSED適合の比較
| Title |
The_nature_of_sub-millimetre_galaxies_I:_A_comparison_of_AGN_and_star-forming_galaxy_SED_fits |
| Authors |
T._Shanks_(1),_B._Ansarinejad_(1),_R.M._Bielby_(1),_I._Heywood_(2),_N._Metcalfe_(1),_L._Wang_(3)_((1)_CEA,_Physics_Department,_University_of_Durham,_UK,_(2)_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_UK,_(3)_SRON_Netherlands_Institute_for_Space_Research,_Groningen,_NL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07934 |
高赤方偏移のサブミリ波銀河（SMG）は通常、星形成によって動かされていると想定されています。ただし、そのようなソースの$>$20％が$\approx3$mJyホストクエーサーよりも明るいことはしばらく前から明らかでした。ここでは、WilliamHerschelDeepField（WHDF）の中心にある12個のサブmmLABOCA/ALMA870$\mu$mソースの完全なサンプルを、X線から無線帯域まで利用可能な多波長データで分析します。以前は、2つの線源が$z=1.32$と$z=2.12$のX線吸収クエーサーとして識別されていました。それらのスペクトルエネルギー分布（SED）を同じフィールド内の吸収されていないクエーサーと比較することにより、X線吸収によって示されるレベルよりも大幅に低いレベルではあるが、それらがダストで赤くなっていることを確認します。次に、すべてのソースのSEDを、塵が赤くなったAGNモデル、および同様に赤くなった星形成銀河モデルと比較します。これは、大規模なAS2UDS調査に適合したSMGの中央値に基づいています。スピッツァーMIRカラーとかすかなチャンドラX線検出と組み合わせたこの光学/NIR比較は、7/12SMGが不明瞭なクエーサーモデルに最もよく適合し、さらに3/12は、AGNと星形成テンプレートの間の優先度を示さず、$z=0.046$渦巻銀河と1つの未確認の源。したがって、私たちの完全なサンプルでは、明るいSMGの大部分（10/12）は、少なくとも星形成銀河テンプレートと同じくらいAGNに適合する可能性があります。次に、Hill＆Shanks（2011）のモデルを変更し、SMG内の不明瞭なAGNが、硬X線とサブミリ波の両方の背景に依然として支配的な寄与を提供している可能性があると結論付けます。
パルサー信号シミュレータを用いた精密パルサータイミングパラメータに対する周波数依存効果の研究
| Title |
A_Study_in_Frequency-Dependent_Effects_on_Precision_Pulsar_Timing_Parameters_with_the_Pulsar_Signal_Simulator |
| Authors |
Brent_J._Shapiro-Albert,_Jeffrey_S._Hazboun,_Maura_A._McLaughlin,_Michael_T._Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07301 |
この論文では、新しいPythonパッケージ{PulsarSignalSimulator、またはPsrSigSimを紹介します。これは、パルサーでの放射から星間物質を通り、電波望遠鏡による観測、および標準でのデジタル化までのパルサー信号をシミュレートするように設計されています。データ形式。PsrSigSimを使用して、3ミリ秒パルサー、PSRJ1744$-$1134、B1855+09、およびB1953+29の観測をシミュレートし、分散測定（DM）、パルスプロファイルの変動などの周波数依存パラメーター間の共分散を調査します。周波数による進化、およびパルス散乱の広がり。PsrSigSimが現実的なシミュレーションデータを生成し、データに注入されたパラメーターを正確に復元できることを示します。また、DMの変動と周波数に依存するパラメーターをフィッティングするときに共分散がありますが、タイミングの精度にはほとんど影響しないこともわかりました。私たちのシミュレーションはまた、時間変数の散乱遅延が精度を低下させ、回復されたDMおよび周波数依存パラメーターの変動性を増加させることを示しています。それにもかかわらず、私たちのシミュレーションは、時間変数の散乱遅延がタイミング残差の二乗平均平方根にほとんど影響を与えないことも示しています。これは、時間可変散乱遅延が存在する場合に回復されたDMに見られる変動は、DMが追加の散乱遅延をモデル化した2つのパラメーター間の共分散によるものであることを示唆しています。
潮汐破壊現象に対する衝突パラメータの影響
超大質量ブラックホールに近づきすぎた星は、ブラックホールの潮汐重力によって破壊され、一部の破片が放出され、残りはブラックホールに降着します。この破片の物理をよりよく研究するために、移動メッシュコードMANGAを使用して、最初の遭遇から完全な破壊までの星の進化を追跡します。星の衝突パラメータ（$\beta$）を変化させることにより、残りの物質のエネルギー分布と、ブラックホールへの物質のフォールバック率を時間の関数として調べました。デブリ内のエネルギーの広がりとピーク光度時間（$t_{\rmピーク}$）の両方が衝突パラメータに直接関係していることを示します。特に、$\beta=2-10$のエネルギースプレッドの$\beta^{1/2}$スケーリングと、$\beta\gtrsim10$の凍結進化が見つかります。エネルギーの広がり、光度曲線の立ち上がり時間、およびこれらの低い$\beta$の光度ピークの広さに関する分析的な議論を提供します。これらの関係は、観測されたTDEの衝突パラメータを推測するための可能な手段を提供します。
古典的な新星の初期のスペクトル進化：複数の異なる流出の一貫した証拠
| Title |
Early_spectral_evolution_of_classical_novae:_consistent_evidence_for_multiple_distinct_outflows |
| Authors |
E._Aydi,_L._Chomiuk,_L._Izzo,_E._J._Harvey,_J._Leahy-McGregor,_J._Strader,_D._A._H._Buckley,_K._V._Sokolovsky,_A._Kawash,_C._S._Kochanek,_J._D._Linford,_B._D._Metzger,_K._Mukai,_M._Orio,_B._J._Shappee,_L._Shishkovsky,_E._Steinberg,_S._J._Swihart,_J._L._Sokoloski,_F._M._Walter,_and_P._A._Woudt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07481 |
新星の噴火中に大量放出を駆動する物理的メカニズムはまだよくわかっていません。可能性には、単一の弾道イベントでの放出、共通外層の相互作用、連続的な風、またはこれらのプロセスのいくつかの組み合わせが含まれます。ここでは、最大前の高分解能分光法を備えた12個の銀河系新星の研究を紹介します。12個の新星はすべて同じスペクトル進化を示しています。光学ピークの前に、それらは遅いPシグニ成分を示します。ピーク後、速い成分がすぐに発生しますが、遅い吸収はその上に重ねられたままであり、少なくとも2つの物理的に異なる流れの存在を意味します。高ケイデンスモニタリングを備えた新星の場合、3番目の中間速度成分も観察されます。これらの観測は、遅い成分が降着した物質の最初の放出に関連し、速い成分が白色矮星からの放射駆動風に関連しているシナリオと一致しています。これらの流れが相互作用すると、遅い流れが速い流れに押し流され、中間成分が生成されます。これらの衝突する流れは、いくつかの新星で観察されるガンマ線放出を生成する可能性があります。私たちのスペクトルはまた、いくつかの新星に見られる一時的な重元素吸収線が、スペクトルの他の線と同じ速度構造と進化を持っていることを示しています。二次から。この基本的なシナリオは、古典的な新星の多波長観測を定性的に再現しているように見えますが、新星の特性の豊富な多様性を解明するには、かなりの理論的および観測的作業が依然として必要です。
集団IIIの連星ブラックホール：GW190521の形成に対する対流オーバーシュートの影響
| Title |
Population_III_Binary_Black_Holes:_Effects_of_Convective_Overshooting_on_Formation_of_GW190521 |
| Authors |
Ataru_Tanikawa,_Tomoya_Kinugawa,_Takashi_Yoshida,_Kotaro_Hijikawa,_and_Hideyuki_Umeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07616 |
GW190521は2つのブラックホール（BH）の合併であり、そのうちの少なくとも1つはいわゆる対不安定（PI）質量ギャップにあり、PI超新星（SNe）と脈動PIの影響により形成が難しいはずです。（PPI）。バイナリポピュレーションシンセシス（BPS）計算により、ポピュレーション（Pop。）III環境下でのGW190521のようなBH-BHの形成を研究します。恒星進化論における対流オーバーシュートは、GW190521のようなBH-BHの形成に強く影響することを明らかにします。オーバーシュートパラメータが小さいモデル（GENECと同様）は、GW190521のようなBH-BHを形成できます。導出された合併率は、$\sim0.82$の赤方偏移で$4\times10^{-2}$yr$^{-1}$Gpc$^{-3}$であり、GW190521のようなBHの合併率に匹敵します。-重力波観測によって推測されたBH。このモデルでは、$\sim90M_\odot$星は、連星のメンバーであっても、PPIとPISNを回避して$\sim90M_\odot$BHに崩壊する可能性があります。これは、最大$\sim10^2R_\odot$まで拡張し、バイナリ展開によって質量がほとんど失われないためです。ただし、オーバーシュートパラメータが大きいモデル（Sternと同様）は、GW190521のようなBH-BHをまったく形成できません。ポップだと結論付けることはできません。正しいオーバーシュートパラメータは非常に不確実であるため、IIIバイナリはGW190521の起源です。ポップなら。IIIバイナリはGW190521の起源であり、$100-135M_\odot$BHを含むBH-BHの合併率は、GW190521のようなBH-BHの合併率よりもはるかに小さくなっています。これは、近い将来、重力波観測によって評価される予定です。
超伝導中性子星における磁場進化のタイムスケール
| Title |
Magnetic_field_evolution_timescales_in_superconducting_neutron_stars |
| Authors |
Mikhail_E._Gusakov,_Elena_M._Kantor,_and_Dmitry_D._Ofengeim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07673 |
最近開発された、中性子星コアにおける磁場進化への自己無撞着なアプローチは、超流動および超伝導中性子星の場合に一般化されています。このアプローチを、中性子、陽子、電子、ミューオンで構成される中性子星コアの冷気物質に適用すると、通常の物質の場合と同様に、磁場の任意の構成により、巨視的な粒子速度が強く生成される可能性があることがわかります。それらの拡散（相対）速度を超えています。この効果は、恒星の核の磁場の進化を大幅に加速します。中性子星の寿命のさまざまな段階でのそのような進化のタイムスケールの階層が提案され、議論されています。コア内の磁場は凍結または消滅していると見なすことはできず、その時間発展は中性子星の観測特性に影響を与えるはずであると主張されています。
カシオペアAの衝撃を受けていない噴出物中の元素の存在量
| Title |
Element_Abundances_in_the_Unshocked_Ejecta_of_Cassiopeia_A |
| Authors |
J._Martin_Laming_(Naval_Research_Laboratory)_and_Tea_Temim_(Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07718 |
衝撃を受けていない噴出物中のさまざまな元素の質量を決定することを目的として、カシオペアA超新星残骸の赤外線スペクトルを分析およびモデル化します。このようにして、Hwang＆Laming（2012）のX線放出噴出物の調査を補完し、CasA噴出物の元素組成の完全な調査を提供します。光イオン化-再結合平衡を計算して、順方向および逆方向の衝撃からのX線およびUV放射を電離放射線として使用して、密度の関数として噴出物内のさまざまな元素の電離バランスを決定します。すべての輝線は、主に輝線を最大化するエジェクタ密度で励起されると仮定して、観測された輝線強度を元素の質量に変換できます。$\sim3$M_sunの噴出物の大部分はすでに逆衝撃を受けており、今日X線で見られます。少数派の$\sim0.47\pm0.05$M_sunは、ここで引用されている不確実性はデータフィッティング手順のみに由来しますが、依然として逆衝撃の内部で拡大し、赤外線で放射しています。この成分は主にO、Si、Sで構成されており、Feは容易に検出されません。モデリングから生じると推定される不確実性を組み込んで、$0.47\pm{0.47\top0.24}$M_sunを見積もります。Feの帯電状態によっては、さらに最大0.07M_sunのFeが内部エジェクタの拡散ガスに存在する可能性があると推測されます。
連星合体直後の急速に回転する大規模中性子星としてのFRB181112 ?:中性子星の状態方程式に対する将来の制約への影響
| Title |
FRB_181112_as_a_Rapidly-Rotating_Massive_Neutron_Star_just_after_a_Binary_Neutron_Star_Merger?:_Implications_for_Future_Constraints_on_Neutron_Star_Equations_of_State |
| Authors |
Shotaro_Yamasaki_(HUJI),_Tomonori_Totani_(U._Tokyo),_Kenta_Kiuchi_(AEI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07796 |
高速電波バースト（FRB）181112の光度曲線は、4つの連続するパルスに分解され、1番目と3番目のパルス間の時間間隔（$\sim0.8$ms）は、2番目と4番目のパルス間の時間間隔と一致します。約$0.8$msの周期で回転する中性子星（NS）として解釈されます。この周期は、現在知られている最も高速で回転するパルサー（$1.4$ms）よりも短いですが、連星（BNS）の合体直後に形成されたシミュレートされた大規模NSでは一般的です。したがって、周期性が現実のものである場合、BNSの合併はこのFRBの起源の良い候補です。このような周期性が重力波（GW）と同時にFRBから検出された場合に得られる可能性のある将来の影響について説明します。FRBの観測から推測された残りの自転周期$P_{\rmrem}$は、合併後の段階での現在のGW観測では容易に得られない固有の情報です。GWデータから推測される合併の残骸$M_{\rmrem}$の質量と組み合わせると、核物質の状態方程式に新しい制約が設定されます。さらに、合併後の量$P_{\rmrem}/M_{\rmrem}$、または合併の残骸の潮汐変形可能性は、NSが合併する前のバイナリ潮汐変形可能性パラメーター$\Lambda$と密接に関連しています。、およびFRB-GWの共同観測により、$\Lambda$に新しい制限が設定されます。したがって、$\Lambda$もGWデータによって適切に測定されている場合、これら2つの比較により、核物質とBNSの合併の性質に関するさらなる洞察が得られます。
半教師あり生成的敵対的ネットワークを使用したパルサー候補の識別
| Title |
Pulsar_Candidate_Identification_Using_Semi-Supervised_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Vishnu_Balakrishnan,_David_Champion,_and_Ewan_Barr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07457 |
機械学習手法は、天文学者が新しい電波パルサーを特定するのにますます役立ちます。ただし、大量のラベル付きデータが必要であり、作成に時間がかかり、バイアスがかかります。ここでは、多数のラベルなしデータセットを使用して、標準の教師ありアルゴリズムよりも優れた分類パフォーマンスを実現する半教師あり生成的敵対的ネットワーク（SGAN）について説明します。82.1\％のスコアを付けた標準の監視対象ベースラインと比較して、100個のラベル付き候補と5000個のラベルなし候補のみでトレーニングされた94.9\％の平均Fスコアを達成しました。はるかに大きなラベル付きデータセットでトレーニングされた最終モデルは、98.4\％の平均Fスコア値を達成しました。この手法により、限られたラベル付きデータが利用可能な場合に、新しい機器のパルサー調査の初期段階で高品質の分類が可能になります。私たちは、高時間分解能宇宙-南低緯度調査から作成された新しいパルサー候補データセットとともに、私たちの作業をオープンソース化します。このデータセットは、公開データセットの中で最も多くのパルサー検出を備えており、将来の機械学習モデルのベンチマークに役立つツールになることを願っています。
適合ファラデー回転信号の非物理的構造の除去：ノンパラメトリックQU適合
| Title |
Removing_non-physical_structure_in_fitted_Faraday_rotated_signals:_non-parametric_QU-fitting |
| Authors |
Luke_Pratley,_Melanie_Johnston-Hollitt,_and_Bryan_M._Gaensler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07932 |
次世代の分光偏光ブロードバンド調査は、ファラデー回転として知られる磁気光学効果を使用して、これまでにない詳細で宇宙磁場を調査します。ただし、RMCLEANなどのノンパラメトリック手法では、非物理的な直線偏光フラックスが導入される可能性があります。この非物理的フラックスは、負の波長の2乗で近似モデルに導入され、観測データと一致しているがエネルギー保存の法則に違反している、または検出が困難な、不正確で検証不可能なファラデー回転構造につながる可能性があります。ノンパラメトリック$QU$フィッティングと呼ばれる新しい方法を紹介し、それを使用して、解のセット内の観測不可能なフラックスをゼロに制約すると、ファラデー深度の非物理的構造を回避するモデルファラデー深度スペクトルが提供されることを示します。理論的な磁場モデルを適合ファラデー回転信号と比較するときに必要な特性。シミュレートされたブロードバンドデータセットと観測されたブロードバンドデータセットの両方でこのアプローチを検証し、モデルフィッティングにおける非物理的な直線偏光フラックスの回避が将来のブロードバンド偏光観測と調査における重要な要件であることを示します。
明るい惑星ホストHD38529のロバストな星震特性
| Title |
Robust_asteroseismic_properties_of_the_bright_planet_host_HD_38529 |
| Authors |
Warrick_H._Ball,_William_J._Chaplin,_Martin_B._Nielsen,_Lucia_Gonz\'alez-Cuesta,_Savita_Mathur,_\^Angela_R._G._Santos,_Rafael_Garc\'ia,_Derek_Buzasi,_Beno\^it_Mosser,_Morgan_Deal,_Amalie_Stokholm,_Jakob_R{\o}rsted_Mosumgaard,_Victor_Silva_Aguirre,_Benard_Nsamba,_Tiago_Campante,_Margarida_S._Cunha,_Joel_Ong,_Sarbani_Basu,_Sibel_\"Ortel,_Z._\c{C}elik_Orhan,_Mutlu_Y{\i}ld{\i}z,_Keivan_Stassun,_Stephen_R._Kane,_Daniel_Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07323 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、空の大部分で短いケイデンスの高デューティサイクルの時系列を記録しています。これは、興味深い星、特に惑星のホストの振動を検出して研究する機会を提供します。明るいG4準巨星HD38529で太陽のような振動を検出して分析しました。この惑星は、14.3dの軌道上に木星質量の内側の惑星を、2136dの軌道上に質量の小さい褐色矮星をホストしています。複数の恒星モデリングチームの結果を組み合わせて、質量$M=1.48\pm0.04\mathrm{M}_\odot$、半径$R=2.68\pm0.03\mathrm{Rを含む星の特性のロバストな星震学的推定値を生成します。}_\odot$および年齢$t=3.07\pm0.39\、\mathrm{Gyr}$。私たちの結果は、HD38529が文献に見られる範囲の上限近くの質量を持っていることを確認し、CoRoT、Kepler、またはK2によって生成されるよりも短い時系列で正確な恒星特性を測定できることも示しています。
NLTT5306B：膨張し、弱く照射された褐色矮星
| Title |
NLTT5306B:_an_inflated,_weakly_irradiated_brown_dwarf |
| Authors |
S._L._Casewell,_J._Debes,_I._P._Braker,_M._C._Cushing,_G._Mace,_M._S._Marley_and_J.Davy_Kirkpatrick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07398 |
3.6および4.5ミクロンでのスピッツァー観測と照射された褐色矮星NLTT5306Bの近赤外線IRTFSpeXスペクトルを提示します。褐色矮星のスペクトル型はL5であり、白色矮星の一次星の有効温度が低いにもかかわらず、膨張している可能性が高いと判断しました。モデル半径と褐色矮星のロッシュローブ半径の両方についてスピッツァー波長帯の輝度温度を計算し、昼夜側の温度差はほとんどないと結論付けました。NLTT5306Bが膨張するさまざまなメカニズムについて説明し、低質量の褐色矮星（M<35MJup）がホスト星からの照射によって容易に膨張する一方で、高質量の褐色矮星はほとんど膨張しないことを確認します。膨張する褐色矮星は、磁気相互作用によって膨張するか、雲が厚くなる可能性があります。
NGC 1624-2の新しい観測は、複雑な磁気圏構造とその下にある表面磁気幾何学を明らかにします
| Title |
New_observations_of_NGC_1624-2_reveal_a_complex_magnetospheric_structure_and_underlying_surface_magnetic_geometry |
| Authors |
A._David-Uraz_(1,2,3),_V._Petit_(1,4),_M._E._Shultz_(1),_A._W._Fullerton_(5),_C._Erba_(1),_Z._Keszthelyi_(6),_S._Seadrow_(1),_G._A._Wade_(7)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Delaware,_Newark,_DE,_USA,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Howard_University,_Washington,_DC,_USA,_(3)_Center_for_Research_and_Exploration_in_Space_Science_and_Technology,_and_X-ray_Astrophysics_Laboratory,_NASA/GSFC,_Greenbelt,_MD,_USA,_(4)_Bartol_Research_Institute,_University_of_Delaware,_Newark,_DE,_USA,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(6)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA,_(7)_Department_of_Physics_and_Space_Science,_Royal_Military_College_of_Canada,_Stn_Forces,_Kingston,_Ontario,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07482 |
NGC1624-2は、知られている中で最も強く磁化されたO型星です。紫外線でのこの天体の以前の分光観測は、それが大きくて密度の高い星周磁気圏をホストしているという証拠を提供しました。\textit{HubbleSpaceTelescope}で得られた追跡観測は、以前の推論を確認するだけでなく、NGC1624-2の磁気圏が複雑な構造を持っていることも示唆しています。さらに、拡張された分光偏光時系列は、双極子磁場ジオメトリからの潜在的な逸脱を示しています。これは、O型星の表面で検出された最強の磁場もトポロジー的に複雑であることを意味します。この結果は、大質量星の磁場の起源と進化に関する重要な疑問を提起します。
AGB後の超巨星V340Ser（= IRAS 17279 $-$ 1119）の高分解能光学分光法
| Title |
High-resolution_optical_spectroscopy_of_the_post-AGB_supergiant_V340_Ser_(=IRAS_17279$-$1119) |
| Authors |
V.G._Klochkova,_V.E._Panchuk,_N.S._Tavolzhanskaya,_and_M.V._Yushkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07535 |
拡大大気における風の変動と速度成層のいくつかの証拠は、スペクトル分解能R$\ge$60000の6mBTA望遠鏡で撮影された超巨星V340Ser（=IRAS17279$-$1119）のスペクトルで発見されました。H$\alpha$線はPCygプロファイルを持ち、その吸収成分（V=+34km/s）は、星周環境に近い膨張する大気の上層に形成されます。4つの日付について、平均速度は300〜550の対称金属吸収の位置から$\pm0.1$km/sよりも優れた精度で導出されています：Vr=59.30、60.09、58.46、および55.78km/s。多くの低励起金属線は逆PCygプロファイルを持っています。それらの放出成分の平均位置、Vr=46.3$\pm$0.4km/sは、対称吸収から推測される速度と体系的に異なり、超巨星の拡張大気に速度勾配が存在することを示唆しています。NaID線の多成分プロファイルには、星間Vr=-11.2km/s、星間Vr=+10km/sの成分と、上層大気層で形成される成分Vr=+34.0km/sが含まれています。。スペクトルで特定された20〜30個の拡散星間バンド（DIB）からの平均速度Vr（DIBs）=-11.6$\pm0.2$km/sは、星間NaIおよびKI成分からの速度と一致します。酸素三重項W（7774）=1.25Aの相当幅は、星の絶対等級Mv$\approx-4.6^m$に対応します。これは、（星間+星周）全絶滅を考慮に入れると、距離につながります。星にd$\approx$2.3kpc。
AIによって生成された向こう側との同期データからの太陽コロナ磁場外挿
| Title |
Solar_coronal_magnetic_field_extrapolation_from_synchronic_data_with_AI-generated_farside |
| Authors |
Hyunjin_Jeong,_Yong-Jae_Moon,_Eunsu_Park,_Harim_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07553 |
太陽磁場は、冠状現象の性質を理解する上で重要な役割を果たします。全球冠状磁場は通常、約2週間前に前面にあったときに遠方側のデータが取得された光球磁場から外挿されます。初めて、ほぼリアルタイムでフロントサイドとAIによって生成されたファーサイド磁場を使用してグローバル磁場の外挿を構築しました。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）EUV画像とマグネトグラム。フロントサイドテストデータセットの場合、生成された磁場分布が実際の磁場分布と一致していることを示します。アクティブな領域（AR）だけでなく、太陽の静かな領域もあります。従来の遠方データをモデルで生成された遠方データに置き換えたグローバル磁場同期マップを作成します。同期マップは、ARの出現だけでなく、太陽表面上の他のARの消失も以前よりもはるかに良く示しています。これらの同期された磁気データを使用して、PotentialFieldSourceSurface（PFSS）モデルを使用してグローバルコロナルフィールドを推定します。我々の結果は、太陽の活動領域とコロナホールの観点から、従来の方法の結果よりもコロナ観測とはるかに一致していることを示しています。太陽コロナ、太陽圏、宇宙天気の研究のための新しい方法論のいくつかの前向きな見通しを提示します。
太陽型星の星震学モデリング：初期ヘリウム存在量の処理の詳細
| Title |
Asteroseismic_modelling_of_solar-type_stars:_A_deeper_look_at_the_treatment_of_initial_helium_abundance |
| Authors |
Benard_Nsamba,_Nuno_Moedas,_Tiago_L._Campante,_Margarida_S._Cunha,_Antonio_Garc\'ia_Hern\'andez,_Juan_C._Su\'arez,_M\'ario_J._P._F._G._Monteiro,_Jo\~ao_Fernandes,_Chen_Jiang,_and_Babatunde_Akinsanmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07593 |
恒星の物理学を詳細に理解することは、恒星の特性（半径、質量、年齢など）を確実に決定するために不可欠です。拘束が不十分なままである太陽型星のモデリングに使用される重要な入力物理学の中には、初期のヘリウムの存在量があります。この目的のために、恒星モデルグリッドを構築する場合、初期のヘリウム存在量は、（i）半経験的なヘリウムと重元素の濃縮比（${\DeltaY}/{\DeltaZ}$）を使用して推定されます。、標準のビッグバン元素合成値に固定されているか、（ii）初期ヘリウム存在量を自由変数として設定します。星震学の「LEGACY」サンプルから複数年のケプラー測光を備えた35個の低質量の太陽型星を採用し、恒星モデルグリッドにおける初期ヘリウム存在量。自由な初期ヘリウム存在量を持つグリッドから得られた恒星の質量と半径は、固定された${\DeltaY}/{\DeltaZ}$比に基づくグリッドから得られたものと比較して低くなっています。${\DeltaY}/{\DeltaZ}$の固定値を使用するグリッドと、無料の初期ヘリウム存在量を持つグリッドから生じる平均密度、半径、質量、および年齢に関する体系的な不確実性は、$\sim$であることがわかります。それぞれ0.9％、$\sim$2％、$\sim$5％、$\sim$29％。恒星グリッドの初期ヘリウム存在量の処理から生じる推定質量と半径の体系的な不確実性は、ESAのPLATOの予想される精度限界内にあると報告しますが、これは年齢には当てはまりません。
静かな太陽の光球磁場乱流の観測パワースペクトルは、AbramenkoとYurchyshynによる最近の論文で発表されました。ここでは、Goode太陽望遠鏡で動作する近赤外線イメージングスペクトル偏光計（NIRIS）の観測から得られたパワースペクトルに焦点を当てます。後者は、より小さな空間スケールで、インデックス$-1.2$のべき乗則からインデックス$-2.2$のより急なべき乗則への移行を示します。本稿では、この変更の解釈を示します。さらに、この解釈は、観測によって精査された乱流層の有効幅の推定値を提供します。後者は、光球の深さに実質的に等しいことがわかります。
\ emph {ケプラー}フィールドのフレア巨星の実際の数。巨大な自然に関連するフレアの特産品はありますか？
| Title |
The_true_number_of_flaring_giant_stars_in_the_\emph{Kepler}_field._Are_there_flaring_specialities_associated_with_the_giant_nature? |
| Authors |
K._Ol\'ah,_Zs._K\H{o}v\'ari,_M._N._G\"unther,_K._Vida,_P._Gaulme,_B._Seli_and_A._P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07623 |
私たちは、ケプラーフィールドのフレア巨星の数の信頼できる推定値を与えることを目指しています。これらの星のフレア活動を分析することにより、それらのフレア統計と放出されたフレアエネルギーを調査します。磁気活動の抑制における振動の役割も調査されます。フレアする巨星のサンプルで、巨大な自然に関連している可能性のあるフレアの特産品を探します。文献で見つかったフレア巨人の2つのリストから編集された706個の星のサンプルの完全なK1データを使用して、フレアを検索します。結局、フレアの巨人として確認されたのは61個の星だけです。これらの61のフレア巨人の中で、振動を示すのは6つだけでした。61個のフレア巨星の大部分は、すでに11個で証明されている分光連星のメンバーであることをお勧めします。さらに研究された19個の頻繁にフレアする星のサブサンプルについて、低フレアエネルギーでの検出バイアスを補正するためのテストが実行されます。これらの19個の星について、フレアエネルギー分布とフレア頻度図（FFD）が作成されます。巨星で検出されたフレアの数は、自転周期とわずかにしか相関していません。確認された61個のフレア巨星は、ケプラーデータベースの巨星集団全体の約0.3％しか占めていません。これは、以前の推定では約1桁高い割合でした。恒星の特性とフレア特性の間に強い相関は見られませんでした。フレアの特産品の大規模な規模は、たとえあったとしても、巨大な自然とはほとんど関係がありません。これは、観測されたフレア持続時間がフレアエネルギーレベルと恒星の光度クラスに関係なくフレアエネルギーと相関するという発見とともに、フレア星の一般的な背景物理学、言い換えれば、背後にある一般的なスケーリング効果を示唆しています。
CzeV1731：ユニークな皆既日食四重システム
| Title |
CzeV1731:_The_unique_doubly_eclipsing_quadruple_system |
| Authors |
P._Zasche,_Z._Henzl,_H._Lehmann,_J._Pepper,_B.P._Powell,_V.B._Kostov,_T._Barclay,_M._Wolf,_H._Kucakova,_R._Uhlar,_M._Masek,_S._Palafouta,_K._Gazeas,_K.G._Stassun,_B.S._Gaudi,_J.E._Rodriguez,_D.J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07699 |
比較的明るい（V=10.5等）、2+2の4重システムCzeV1731を二重に食している発見を報告します。これは、この種の3番目の既知のシステムであり、4つの星すべての質量が決定され、内側と外側の両方の軌道が特徴付けられます。内側の食変光星は、円軌道上を移動する十分に分離されたシステムです。周期PA=4.10843dのペアAとPB=4.67552dのペアBです。内部バイナリには非常に類似したコンポーネント（q=1.0）が含まれているため、システム全体がいわゆるダブルツインになります。ペアBの星はわずかに大きい光度と質量を持ち、ペアAはより深い日食を示しています。4つの成分はすべて、F/Gスペクトル型の主系列星です。システムの重心の周りの2つのペアの相互軌道は、約34年の周期と、約0.38の離心率を持っています。ただし、すべての軌道の相互傾斜を含む、システム全体の全体的なアーキテクチャを明らかにするには、さらなる観察が必要です。これは、約59masおよびdMbol<1magでダブルを検出する干渉法の有望なターゲットです。（CDSを介して利用可能なRVおよびETVデータ）
IM Normae：激変星の死のスパイラル？
| Title |
IM_Normae:_The_Death_Spiral_of_a_Cataclysmic_Variable? |
| Authors |
Joseph_Patterson_(1),_Jonathan_Kemp_(2),_Berto_Monard_(3),_Gordon_Myers_(3),_Enrique_de_Miguel_(4),_Franz-Josef_Hambsch_(3),_Paul_Warhurst_(5),_Robert_Rea_(3),_Shawn_Dvorak_(3),_Kenneth_Menzies_(3),_Tonny_Vanmunster_(3),_George_Roberts_(3),_Tut_Campbell_(3),_Donn_Starkey_(3),_Joseph_Ulowetz_(3),_John_Rock_(3),_Jim_Seargeant_(3),_James_Boardman_(3),_Damien_Lemay_(3),_David_Cejudo_(3)_((1)_Columbia_Univ.,_(2)_Middlebury_Coll.,_(3)_Center_for_Backyard_Astrophysics,_(4)_Univ._de_Huelva,_(5)_Univ._of_Auckland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07812 |
2002年の爆発以来の再発新星IMじょうぎ座の軌道光度曲線の研究を提示します。幅広い「日食」は2.46時間の周期で繰り返され、1.28（16）x10^6年のタイムスケールで増加します。保守的な物質移動の仮定の下で、これは10^-7M_sol/年に近い速度を示唆し、これは、光度の推定に基づいた、ポストノバの推定降着速度と一致します。IMNorは、有名な再発新星TPyxidisに近いようです。両方の星は非常に高い降着率を持っているように見え、再発する新星のイベントを推進するのに十分です。両方とも、低質量の二次の強い加熱を示唆する静止光度曲線と、一次の周りの大きな「コロナ」の不明瞭化を示唆する非常に広い軌道最小値を持っています。そして、両方とも、低質量成分からの高質量移動を伴う短周期バイナリから予想されるように、非常に急速な軌道周期の増加を持っています。これらの2つの星は、新星（および激変星）の進化の最終段階を表している可能性があります。この進化では、照射駆動の風が高速の物質移動を駆動し、それによって新星の発作の発作でドナー星を蒸発させます。
質量のないスピン0、スピン1、およびスピン2の摂動の物理的自由度の2次アクションを、任意の次元のSchwarzschild-（A）dSバックグラウンドで導出します。次に、これらの結果を使用して、外部フィールドに対する漸近的に平坦なシュワルツシルトブラックホールの静的応答を計算します。私たちの分析は、ブラックホールの愛の数に関する既知の事実を再現します。特に、4つの時空次元ですべてのタイプの摂動に対して消滅するだけでなく、新しい結果にもつながります。たとえば、中性のシュワルツシルトブラックホールは、4つを除く任意の数の時空次元で電磁バックグラウンドの存在下で分極することがわかります。さらに、高次元でのベクトル型重力摂動のブラックホール愛数を初めて計算し、それらが一般的に消えないことを発見しました。その過程で、文献の以前の結果間の明らかな不一致に光を当て、シュヴァルツシルトの背景での静的応答の摂動計算と点粒子有効理論との間のマッチングのいくつかの側面を明らかにします。
ハイペロンと$ \ Delta $共鳴を伴う強く磁化された物質の状態方程式
| Title |
Equation_of_state_of_strongly_magnetized_matter_with_hyperons_and_$\Delta$-resonances |
| Authors |
Vivek_Baruah_Thapa,_Monika_Sinha,_Jia-Jie_Li_and_Armen_Sedrakian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.00981 |
共変密度汎関数理論の枠組みの中で、強磁場下でのバリオン物質の新しい状態方程式を構築します。物質の構成には、ハイペロンと$\Delta$-共鳴が含まれます。ハイパー核セクターへの核機能の拡張は、$\Lambda$および$\Xi$-ハイパー核に関する実験データによって制約されます。磁場を含めると状態方程式が固まり、非磁性の場合と比較して中性子星の最大質量が増加することがわかります。さらに、問題のストレンジネスの割合が強化されます。ディラックの有効質量、粒子の存在量などのいくつかの観測量は、ランダウ準位の占有パターンにまでさかのぼる磁場および/または密度の関数として典型的な振動挙動を示します。
カーブラックホールは、弱く断熱的な重力場によって摂動されたときに、潮汐変形を起こさないことを示しています。オブジェクトの潮汐変形能は、いわゆる「ラブナンバー」によって定量化されます。これは、外部の潮汐場に対するオブジェクトの線形応答を表します。この手紙では、カーブラックホールの愛の数を計算し、それらが同じように消えることを発見します。また、ブラックホールの潮汐応答の散逸部分を計算します。これは、事象の地平線の吸収性のために消えることはありません。私たちの結果は、ブラックホールスピンの任意の値、電気型と磁気型の両方の摂動、および潮汐場の多重極展開のすべての次数に当てはまります。事象の地平線と漸近無限大での境界条件は、これらの潮汐効果が重力波観測量にマッピングされる方法を理解するために重要であるため、私たちの研究に組み込まれています。最後に、一般相対性理論における愛の数の曖昧さの問題に取り組みます。これは、これらの境界条件を考慮に入れると解決されると主張します。私たちの発見は、連星系によって放出された重力波を通してコンパクトな物体の性質を精査する現在の努力に不可欠なインプットを提供します。
普遍的な関係を介して修正重力における状態方程式を制約する
| Title |
Constraining_the_equation_of_state_in_modified_gravity_via_universal_relations |
| Authors |
Victor_I._Danchev_and_Daniela_D._Doneva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07392 |
現代のマルチメッセンジャー天文観測と重イオン実験は、コンパクトオブジェクトの構造への新しい洞察を提供します。それにもかかわらず、中性子星内に見られるような核飽和密度を超える超高密度物質に関しては、多くのあいまいさが残っています。この作品は、一般相対性理論（GR）で以前に証明され、GRフレームワーク内でEOS候補を制約するために使用された、最大質量点での静的中性子星の物理パラメータ間の状態方程式（EOS）に依存しない普遍的な関係を調査します。53の異なるEOS候補を探索し、これらの関係が大規模なスカラーテンソル理論のスカラー化された中性子星に当てはまることを証明し、非バリオンEOSの効果も探索します。さらに、関係の適合パラメーターが理論のパラメーターに大きく依存していることを示します。これらの関係に基づいて、EOSの複数の制約を導き出すことができ、それらはGRの制約とは大幅に異なる可能性があることがわかります。これは、EOSに制約を課す場合でも、修正された重力効果を考慮することの重要性を示しています。
レンス・ティリング歳差運動と重力磁気回転比
束縛された球形軌道の測地線、つまり、レンス・ティリング歳差運動を実行する軌道の測地線は、重力電磁形式内の$\Lambda$項の場合に取得されます。重力方程式に$\Lambda$項が存在すると、運動方程式に相対論的補正と非相対論的補正の両方が生じることが示されています。Lense-Thirring歳差運動における$\Lambda$-termの寄与は、追加の相対論的補正として解釈され、重力磁気回転比が定義されます。
$ t $チャネルの単純化された暗黒物質モデルに迫る
| Title |
Closing_in_on_$t$-channel_simplified_dark_matter_models |
| Authors |
Chiara_Arina,_Benjamin_Fuks,_Luca_Mantani,_Hanna_Mies,_Luca_Panizzi,_Jakub_Salko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07559 |
暗黒物質候補（実スカラー、マヨラナフェルミオン、実ベクトル）と右巻きアップクォークと相互作用する色付きメディエーター（それぞれフェルミオン、スカラー、フェルミオン）を特徴とする3つの単純化されたモデルについて、宇宙論的制約とコライダー制約の包括的な分析が示されています。標準モデルの。暗黒物質の直接的および間接的な検出と遺物密度からの制約は、複数のジェットと欠落した横方向エネルギーを持つ最終状態を対象とした完全なLHC実行2ATLAS検索の再解釈から生じる境界と組み合わされます。LHCの高光度フェーズの予測も提供され、将来の除外と発見の到達範囲を評価します。これは、類似の将来の検索戦略では、現在の状況と比較して大幅な改善ができないことを示しています。宇宙論の観点から、我々は、熱暗黒物質が現在の直接的および間接的な検出実験からの制約によって大部分が調査されている（そして嫌われている）ことを示しています。さらに、これらの境界とそれらの将来の予測は、LHCの高光度相の期待と組み合わせると、パラメーター空間全体を精査する可能性があります。
GWTC-1およびO3イベントでの重力波エコーの検索
重力波（GW）エコーが存在する場合、それはブラックホールの地平線に近い物理学へのプローブになります。この簡単なレポートでは、モンテカルロマルコフ連鎖分析を実行して、すべてのGWTC-1およびO3GWイベントのエコー信号を検索しました。Insprial-Merger-Ringdown-Echo（IMRE）波形に焦点を当て、ベイズモデル選択を適用してIMRE結果をIMR（エコーなし）と比較します。GWエコーの統計的に有意な（$<1\sigma$の合計）証拠はなく、エコーが$1\sim2\sigma$の有意性を持つ個々のGWイベントのみが見つかります。
格子ハミルトニアン法による輸送モデルにおける核集団動力学
| Title |
Nuclear_collective_dynamics_in_transport_model_with_the_lattice_Hamiltonian_method |
| Authors |
Rui_Wang,_Zhen_Zhang,_Lie-Wen_Chen,_Yu-Gang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07790 |
フルアンサンブル確率的衝突アプローチによって衝突項を処理する格子ハミルトニアン法でボルツマン-ユーリング-ユーレンベック（BUU）方程式を解くことにより、核集団ダイナミクスの研究に関する最近の進歩をレビューします。この格子BUU（LBUU）法は、最近開発され、GPU並列計算技術で実装され、核子-核子（NN）衝突項の評価において、かなり安定した核基底状態の進化と高精度を実現しています。この新しいLBUU法は、核のアイソスカラー巨大単極子共鳴とアイソベクトル巨大双極子共鳴を調査するために適用されました。NN衝突項のないLBUU法を使用した計算（つまり、格子ハミルトニアンウラソフ法）は、核巨大共鳴の励起エネルギーを合理的に記述しますが、完全なLBUU計算は、$^{208の巨大双極共鳴の幅を十分に再現できます。}$Pbは、NN散乱からの衝突減衰を含みます。核巨大双極子共鳴の幅とNN弾性断面積との間に観察された強い相関は、NN弾性散乱が核集団ダイナミクスにおいて重要な役割を果たし、核巨大双極子共鳴の幅が中程度の優れたプローブを提供することを示唆している。NN弾性断面積。
物質中のニュートリノ振動：微視的記述から巨視的記述まで
不均一な物質におけるニュートリノフレーバーの核変換は、座標に依存するポテンシャルを持つSchr\"{o}ディンガーのような進化方程式によって記述されます。この方程式のすべての導出において、ニュートリノのコヒーレント前方散乱によるポテンシャルが仮定されます。物質の構成要素については、ニュートリノ・ド・ブロイ波長のオーダーの距離にわたってゆっくりと変化する座標の連続関数です。これは、微視的ポテンシャルの平均化（散乱体の離散的性質を考慮に入れる）が行われたことを暗黙のうちに想定しています。ただし、平均化は、ポテンシャルだけでなく、微視的進化方程式全体に適用する必要があります。このような平均化は、明示的に実行されたことがありません。微視的ニュートリノ進化から巨視的ニュートリノ進化への移行を考慮して、このギャップを埋めます。適切な平均化手順による方程式。この手順に関連するいくつかの微妙な点について説明し、適用性を確立します。標準的な巨視的進化方程式のオマイン。これは、特に、希薄媒体（例えば、低密度ガスまたは星間または銀河間媒体など）でのニュートリノ伝播が、物質におけるニュートリノフレーバー進化の標準理論内でいつ考慮できるかという質問に答えることを可能にします。
パラティーニ形式におけるスカラーテンソル理論の宇宙論的摂動を調査します。最初に、Ricciスカラーがスカラー場とその運動項の関数に等角結合され、スカラーとその運動項からなるk-essence項もあるアクションを紹介します。このアクションには、互いに同等の3つのフレームがあります。元のジョーダンフレーム、メトリックが再定義されるアインシュタインフレーム、および接続が再定義されるリーマンフレームです。文献で初めて、3つの異なるフレームでスカラー摂動とテンソル摂動の2次作用と音速を計算し、それらが一致することを明示的に示します。さらに、そのような作用に対して、重力波の音速が1であることを示します。したがって、このモデルは、メートル法の場合とは異なり、非最小結合におけるスカラー場の運動項の依存性が存在する場合でも、暗黒エネルギーおよびインフラトンとして機能します。次に、パラティーニ形式でガリレオン項と呼ばれるL3アクションを構築し、その摂動を計算します。メートル法の特定のガリレオン用語について、パラティーニ形式には本質的に10の異なる（同等の）定義があることがわかりました。また、一般に、オストログラドスキーの不安定性のためにL3項にゴーストがあり、メートル法の場合とは対照的に、重力波の音速が1から逸脱する可能性があることもわかります。興味深いことに、このようなゴーストを排除すると、重力波の音速も1になります。したがって、パラティーニ形式のゴーストのないL3項は、メートル法の場合のように、ダークエネルギーおよびインフラトンとして機能することができます。
不均一宇宙論におけるホーキングエネルギーの応用
宇宙論的時空における観測者の過去の光円錐は、観測に直接関連する独特の幾何学的構造です。過去の光円錐のスライスに沿ったホーキングエネルギーの一般的な特性がarXiv：2003.13583で研究された後、現在の作業は、光円錐に関連するホーキングエネルギーの明示的な宇宙論的応用を提供することによってこの道に沿って続けられます。第一に、等しい面積と平均物質密度を持つすべての2次元のトラップされていない球の中で、せん断のない物質が十分に高い密度でホーキングエネルギーを最大化することが示されています。次に、面積とエネルギーに基づいて、すべての光円錐スライスに対してロバートソン-ウォーカー参照スライスが作成されます。第三に、光円錐を下るエネルギーの単調性の意味が調査され、宇宙流体の密度と状態方程式パラメーターの2つの新しい限界に到達します。
グルーボールや他の本物のスカラーへの応用を伴うボソン星の崩壊
| Title |
Decay_of_Boson_Stars_with_Application_to_Glueballs_and_Other_Real_Scalars |
| Authors |
Mark_P._Hertzberg,_Fabrizio_Rompineve,_Jessie_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.07927 |
暗黒物質の最も興味深い候補の1つは、巨大な実スカラー粒子です。やる気のある例は、初期の宇宙でグルーボールに閉じ込められた純粋なヤンミルズの隠れたセクターからのものです。最も軽いグルーボール状態はスカラー粒子であり、ボソン暗黒物質の形として機能することができます。自己相互作用が反発的である場合、これは潜在的に非常に巨大なボソン星につながる可能性があり、内向きの重力は反発的自己相互作用によってバランスが取られます。これは、通常のポテンシャルを持つ基本的な実数スカラーからも発生する可能性があります。文献では、これにより、高度なコンパクトさを備えた天体物理的に重要なボソン星が可能になり、バイナリマージを受けて検出可能な重力波が生成される可能性があると主張されています。ここでは、以前の分析では、星の中心部での$3\to2$および$4\to2$の量子力学的消滅プロセスが適切に考慮されていなかったのに対し、他の研究では$3\to1$プロセスが誤って計算されたことを示しています。この作業では、消滅率を計算し、巨大な星が$3\to2$または$4\to2$プロセスから急速に崩壊することを発見します（$3\to1$プロセスは通常小さいです）。アインシュタイン-クライン-ゴルドン方程式を使用して、これらの星の結合エネルギーも推定します。これは、最も密度の高い星でさえ、消滅を防ぐのに十分な結合エネルギーを持っていないことを示しています。このようなボソン星が宇宙の現在の年齢で生き、銀河での暗黒物質散乱の限界と一致するためには、$O（1）$自己相互作用結合の質量に次の上限があります。$M_*<10^{-18}M_{sun}$（$3\to2$プロセスが許可されている場合）および$M_*<10^{-11}M_{sun}$（$4\to2$プロセスのみが許可されている場合）。また、位相空間をさらに大幅に制約する可能性のあるパラメトリック共振から不安定化を推定します。さらに、そのような星は、長寿命であるために非常に小さいコンパクトさを持っている必要があります。
