コスモス分野での強いレンズ推定値と弱いレンズ推定値の組み合わせ
| Title |
Combining_strong_and_weak_lensingestimates_in_the_Cosmos_field |
| Authors |
Felix_Arjun_Kuhn,_Claudio_Bruderer,_Simon_Birrer,_Adam_Amara_and_Alexandre_R\'efr\'egier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08680 |
強くレンズ化された拡張アークの視線歪みのモデリングとCOSMOSフィールドでの銀河形状測定の組み合わせた宇宙せん断解析を提示します。小規模物質のパワースペクトルに基づいて、強いレンズ効果と宇宙せん断の銀河形状測定の共分散を予測するためのフレームワークを開発します。弱いレンズ効果の測定は、UltraFastImageGeneratorUFig（Berge2013）を使用したクローン作成スキームでキャリブレーションされたCOSMOS調査のデータを使用して実行されます。強いレンズ分析は、同じハッブル宇宙望遠鏡のイメージングデータセットからのメインレンズデフレクターと外部せん断コンポーネントを使用してレンズアークをフォワードモデリングすることによって実行されます。3つの強いレンズせん断測定のサンプルを使用して、同じ視線に沿った宇宙せん断の2つの補完的な測定間の相互相関信号の2シグマ検出を示します。次世代の地上および宇宙ベースの天文台で利用可能なレンズの大きなサンプルを使用すると、2つのプローブの信号とレンズの大きなサンプルの共分散により、体系的なチェック、2つの測定のいずれかの相互校正、および小さな測定の測定が可能になります。スケールせん断パワースペクトル。
| Title |
Imprints_of_the_post_recombination_dissipation_of_helical_magnetic_field_on_the_Cosmic_Microwave_Background_Radiation |
| Authors |
Sandhya_Jagannathan,_Ramkishor_Sharma,_and_T.R._Seshadri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08836 |
天体物理学的磁場は、主に両極性拡散と乱流という2つのプロセスを介して崩壊します。非らせん磁場の強度とスペクトル指数に対する制約は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射に対する上記のプロセスの影響を通じて、文献の初期に導き出されました。磁場のらせん成分は、磁気発生のさまざまなモデルでも生成されます。これは、より大きなコヒーレンス長の磁場を説明することができます。この研究では、両極性拡散と崩壊する磁気乱流を介した最大ヘリカル磁場の再結合後の崩壊の影響と、この崩壊がCMBに与える影響の研究に焦点を当てています。らせん状の磁場がバリオン温度とイオン化率の変化につながり、それがCMB温度と分極異方性の変化につながることがわかります。これらの変更は、非らせん磁場によって生じる変更とは異なり、変化は磁場パワースペクトルの強度とスペクトルインデックスに依存します。
LISA標準サイレンを使用したクエーサーハッブル図のテスト
| Title |
Testing_the_Quasar_Hubble_Diagram_with_LISA_Standard_Sirens |
| Authors |
Lorenzo_Speri,_Nicola_Tamanini,_Robert_R._Caldwell,_Jonathan_R._Gair_and_Benjamin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09049 |
クエーサーは最近、絶対距離インジケーターとして使用され、ハッブル図を高赤方偏移に拡張して、標準の$\Lambda$CDM宇宙論で予測された拡張履歴からの逸脱を明らかにしています。ここでは、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）が、大規模ブラックホール連星（MBHB）の合併の同時重力波（GW）および電磁（EM）観測によって定義される、高赤方偏移の標準サイレンでこの主張を効率的にテストすることを示します。。模擬標準サイレンデータセットを生成するための基準となる$\Lambda$CDM宇宙論を想定すると、クエーサーデータから推測される代替モデルに関する$\Lambda$CDMモデルの証拠[Nat。アストロン。3、272（2019）]が調査されます。可能性のある将来のLISA観測の多くの実現をシミュレートすることにより、これらの実現の$50\％$（中央値）では、4MBHB標準サイレン測定で2つのモデルを強く区別するのに十分であり、14標準サイレンは実現の$95\％$。さらに、観測されたLISAMBHB標準サイレンの数の関数として宇宙論的パラメーターの測定精度を調査し、15のイベントが平均して$H_0$に対して$5\％$の相対精度を達成し、$3\％に減少することを発見しました。$と$2\％$、それぞれ25と40のイベント。私たちの調査は、$z\gtrsim2$で宇宙の膨張を正確にマッピングできる宇宙論的プローブとして、また補完的なGW観測と宇宙論的EM測定を相互チェックおよび相互検証するツールとしてのLISAの可能性を明確に強調しています。
KODIAQ調査の3回目のデータリリース
| Title |
The_Third_Data_Release_of_the_KODIAQ_Survey |
| Authors |
John_M._O'Meara,_Nicolas_Lehner,_J._Christopher_Howk,_and_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09061 |
クエーサーへのイオン化吸収のケック天文台データベース（KODIAQ）調査の3番目のデータリリース（DR3）を提示し、公開します。KODIAQDR3は、中程度の解像度（4000<R<10000）のESIで観測された0.1<z<6.4の727クエーサーの完全に縮小されたサンプルで構成されています。DR3には、フラックス校正された形式で利用可能な872のスペクトルが含まれており、合計で約2.8メガ秒の露光時間を表します。これらの同時追加されたスペクトルは、ケック天文台アーカイブ（KOA）から生の形で取得され、XIDLディストリビューションを通じて利用可能になったデータ削減パッケージを使用して均一に処理されたクエーサーの合計2753個の個別の露出から生じます。DR3はコミュニティで公開されており、KOAおよびigmspecデータベースに高レベルの科学製品として格納されています。
| Title |
Oscillons_of_Axion-Like_Particle:_Mass_distribution_and_power_spectrum |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Wakutaka_Nakano,_Hiromasa_Nakatsuka,_Eisuke_Sonomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09311 |
弦理論では、多くのアクシオン様粒子（ALP）が同時に存在することが広大な質量範囲で示唆されており、インフレの状況でさまざまなポテンシャルが開発されています。二次よりも浅いそのようなポテンシャルでは、顕著な不安定性が局所的な高密度の物体、オシロンを生成する可能性があります。断熱不変量がおおよそ保存されているため、オシロンは一般に非常に長く存続します。$m\sim10^{-22}\{\rmeV}の超軽量ALPの場合、宇宙の現在の年齢まで存続します。$。このようなオシロンは、最近の宇宙の進化に大きな影響を与える可能性があります。この論文では、古典的な格子シミュレーションによって純粋な自然型ポテンシャルのオシロンを調査し、現象論的応用に必要な重要な量を調査します：オシロンの数密度、オシロンの質量分布、ALPフィールドに対するオシロンのエネルギー比、とパワースペクトル。次に、分析的な減衰率を考慮してこれらの値を展開します。
圧縮されたモーダルバイスペクトルからの宇宙論的制約に向けて：実空間バイスペクトル推定量のロバストな比較
| Title |
Towards_cosmological_constraints_from_the_compressed_modal_bispectrum:_a_robust_comparison_of_real-space_bispectrum_estimators |
| Authors |
Joyce_Byun,_Andrea_Oddo,_Cristiano_Porciani,_Emiliano_Sefusatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09579 |
銀河のバイスペクトルのような高次のクラスタリング統計は、パワースペクトルのような2点統計でアクセスできるものに補完的な宇宙論的情報を追加することができます。バイスペクトルを測定する標準的な方法では、多数のフーリエ三角形ビンのバイスペクトル値を推定しますが、圧縮されたモーダルバイスペクトルは、基底関数の線形結合としてバイスペクトルを近似し、選択した基底で展開係数を推定します。この作業では、並列パイプラインを使用して2つの推定量を比較し、合計ボリューム$\sim1{、}000\、h^に対応する一連の$N$-bodyシミュレーションで測定された実空間ハローバイスペクトルを分析します。{-3}\、{\rmGpc}^3$、10,000個のモックハローカタログから推定された共分散行列。モーダルバイスペクトルは、標準のバイスペクトル分析と一貫性があり、競合する制約を生成することがわかります。ツリーレベルのハローバイスペクトルモデル内のハローバイアスおよびショットノイズパラメーターについて、最大$k_{\rmmax}\約0.06\、（0.10）\、h\、{\rmMpc}^{-1}$、$\sim$20〜1,600の三角形のビンを使用して標準のバイスペクトル推定量と同等の制約を取得するために必要なモーダル展開係数は6つだけです。ビンの幅に。この作業では、マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを使用してモーダル推定パイプラインを初めて実装し、パラメーター事後確率とモーダル展開がモーダルバイスペクトルパイプライン内のいくつかのユーザー設定に対してどのように堅牢であるか、または敏感であるかについて詳しく説明します。。達成された非常に効率的な圧縮と利用可能な多数のモックカタログの組み合わせにより、モーダルバイスペクトル制約が共分散行列と尤度の関数形式を推定するために使用されるモックの数にどのように依存するかを定量化できます。
UVに：明らかにされたホットジュピターHAT-P-41bの雰囲気
| Title |
Into_the_UV:_The_Atmosphere_of_the_Hot_Jupiter_HAT-P-41b_Revealed |
| Authors |
Nikole_K._Lewis,_Hannah_R._Wakeford,_Ryan_J._MacDonald,_Jayesh_M._Goyal,_David_K._Sing,_Joanna_Barstow,_Diana_Powell,_Tiffany_Kataria,_Ishan_Mishra,_Mark_S._Marley,_Natasha_E._Batalha,_Julie_I._Moses,_Peter_Gao,_Tom_J._Wilson,_Katy_L._Chubb,_Thomas_Mikal-Evans,_Nikolay_Nikolov,_Nor_Pirzkal,_Jessica_J._Spake,_Kevin_B._Stevenson,_Jeff_Valenti,_Xi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08551 |
太陽系物体の場合、紫外分光法は、成層圏突然昇温の発生源を特定し、光化学メカニズムによって生成されたさまざまな炭化水素および硫黄含有種、ならびに酸素およびオゾンの存在量を測定する上で重要です。現在までに、この臨界波長範囲（0.2〜0.4um）で探査された太陽系外惑星は20個未満です。ここでは、ハッブルの新しく実装されたWFC3UVISG280グリズムからのデータを使用して、赤外線波長での観測と組み合わせて、紫外線でホットジュピターHAT-P-41bの大気をプローブします。HAT-P-41bの0.2〜5.0umの透過スペクトルを、データ体系の複数の処理や、大気前方、雲の微物理、および複数の大気検索モデルとの比較など、幅広い方法論を使用して分析および解釈します。いくつかの分析および解釈方法は、HAT-P-41bの透過スペクトルの光学部分を介して紫外線を説明するために、雲または潜在的にNa、VO、AlO、およびCrHの組み合わせの存在を支持しますが、重要なH-の存在がわかります。不透明度は最も強力な説明を提供します。HAT-P-41bの大気中のH-の存在量の制約、log（H-）=-8.65+/-0.62を取得します。これは、1700〜1950Kの高温の平衡化学からの予測よりも数桁大きいです。木星。高温の水素が優勢な太陽系外惑星での光化学的プロセスと衝突プロセスの組み合わせが必要な量のH-を容易に供給できることを示し、そのようなプロセスがHAT-P-41bや他の多くのホットジュピター大気で機能していることを示唆します。
タイタンの大気中のCH $ _3 $ C $ _3 $ Nの検出
| Title |
Detection_of_CH$_3$C$_3$N_in_Titan's_Atmosphere |
| Authors |
A._E._Thelen,_M._A._Cordiner,_C._A._Nixon,_V._Vuitton,_Z._Kisiel,_S._B._Charnley,_M._Y._Palmer,_N._A._Teanby,_P._G._J._Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08654 |
タイタンは、主にN$_2$とCH$_4$で構成され、炭化水素と窒素含有種の量が少ない、高密度で有機物が豊富な雰囲気を持っています。バンド6（$\sim$230-272GHz）でのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）による高感度観測の結果、CH$_3$C$_3$N（メチルシアノアセチレンまたは$J=64\rightarrow63$および$J=62\rightarrow61$回転バンドの7つの遷移の観測による、タイタンの大気中のシアノプロピン）。タイタンにCH$_3$C$_3$Nが存在することは、カッシーニイオンとニュートラル質量分析計によるプロトン化形態の検出によって示唆されました：C$_4$H$_3$NH$^+$、しかし大気中の存在量関連する（脱プロトン化された）中性生成物は、適切な実験室反応データがないため、十分に制約されていません。ここでは、400を超える高度に敏感な放射伝達モデルに基づいて、CH$_3$C$_3$Nの列密度を（3.8-5.7）$\times10^{12}$cm$^{-2}$と導出します。kmタイタンの中間の雰囲気。実験室および光化学モデルの結果と比較すると、メチルシアノアセチレンの検出は、関連する生成経路（CN、CCN、および炭化水素を含むものなど）および反応速度係数の決定に重要な制約を提供します。CH$_3$C$_3$Nは、これまでタイタンの大気中で分光的に検出された最も重い極性分子を示しているため、これらの結果は、タイタンの有機インベントリと大気化学の将来の調査におけるALMAと（サブ）ミリメートル分光法の重要性も示しています。
OGLE-2018-BLG-0799Lb：非常に低質量の矮星を周回する土星以下の質量の惑星
| Title |
OGLE-2018-BLG-0799Lb:_a_Sub-Saturn-Mass_Planet_Orbiting_a_Very_Low_Mass_Dwarf |
| Authors |
Weicheng_Zang,_Yossi_Shvartzvald,_Andrzej_Udalski,_Jennifer_C._Yee,_Chung-Uk_Lee,_Takahiro_Sumi,_Xiangyu_Zhang,_Hongjing_Yang,_Shude_Mao,_Sebastiano_Calchi_Novati,_Andrew_Gould,_Wei_Zhu,_Charles_A._Beichman,_Geoffery_Bryden,_Sean_Carey,_B._Scott_Gaudi,_Calen_B._Henderson,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Radoslaw_Poleski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Ian_A._Bond,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara,_Etienne_Bachelet,_Markus_P.G._Hundertmark,_R._Figuera_Jaimes,_Dan_Maoz,_Matthew_T._Penny,_Rachel_A._Street,_Yiannis_Tsapras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08732 |
マイクロレンズイベントOGLE-2018-BLG-0799で、土星以下の質量の惑星の発見と分析を報告します。惑星の信号はいくつかの地上の望遠鏡によって観測され、惑星とホストの質量比は$q=（2.65\pm0.16）\times10^{-3}$です。地上観測では、アインシュタイン半径$\theta_{\rmE}$に制約が生じ、マイクロレンズ視差$\pi_{\rmE}$は、スピッツァーと地上観測の共同分析から測定されます。、これは、ホスト星が非常に低質量の矮星である可能性が最も高いことを示唆しています。銀河モデルを使用した完全なベイズ分析は、惑星系が$M_{\rm惑星}=0.22_{-0.06}^{+0.19}〜M_{J}$惑星で構成されていることを示しています。host}=0.080_{-0.020}^{+0.080}〜M_\odot$、距離$D_{\rmL}=4.42_{-1.23}^{+1.73}$kpc。予測される惑星とホストの間隔は$r_\perp=1.27_{-0.29}^{+0.45}$AUであり、惑星がホスト星の雪線を超えて位置していることを意味します。ただし、スピッツァー測光の体系性のため、視差測定にはあいまいさがあり、システムはより大規模で遠くなる可能性があります。
原始惑星系円盤の内側のほこりっぽい領域-II。放射圧と円盤風によって駆動されるダストダイナミクス
| Title |
Inner_dusty_regions_of_protoplanetary_discs_--_II._Dust_dynamics_driven_by_radiation_pressure_and_disc_winds |
| Authors |
Dejan_Vinkovi\'c_and_Miljenko_\v{C}emelji\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09384 |
重力、ガス抵抗、放射圧を使用して、原始惑星系円盤の最も高温の部分のダストの流れを調べます。私たちの主な焦点は、ダストが最も極端な加熱条件と動的摂動にさらされる、ダストディスクの光学的に薄い領域にあります。光学的に厚いディスクの表面と内部のダスト昇華ゾーンです。数値的に精力的な2つの研究分野の結果を利用します。1つ目は、降着円盤のマンゲト流体力学（MHD）シミュレーションからのガス速度と密度分布に関する準定常解です。これは、ダストの動きに対してより現実的なガスドラッグの影響を実装するために重要です。2つ目は、高解像度のダスト放射伝達による光学的厚さの構造です。このステップは、ディスク内のダスト分布をよりよく理解するために重要です。これらの解をダストダイナミクス方程式に組み込む数値解法について説明します。これを使用して、さまざまな円盤風モデルの下での塵の軌道を統合し、星への単純な降着から外側の円盤領域への流出までの範囲の流れに粒子がどのように閉じ込められるかを示します。放射圧がこのプロセスで重要な役割の1つを果たし、無視できないことを示します。それは、ほこりの多い円盤の表面を侵食し、その高さを減らし、星へのほこりの降着に抵抗し、そして円盤が粒子を外側に押し出すのを助けます。粒子サイズと多孔性の変化は結果に大きく影響し、小さくて多孔性の粒子はディスクの風と放射圧の影響をより強く受けます。
ハッブルPanCETプログラム：膨張したホットジュピターHAT-P-41bのための金属が豊富な雰囲気
| Title |
The_Hubble_PanCET_Program:_A_Metal-rich_Atmosphere_for_the_Inflated_Hot_Jupiter_HAT-P-41b |
| Authors |
Kyle_B._Sheppard,_Luis_Welbanks,_Avi_Mandell,_Nikku_Madhusudhan,_Nikolay_Nikolov,_Drake_Deming,_Gregory_W._Henry,_Michael_H._Williamson,_David_K._Sing,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Jegug_Ih,_Jorge_Sanz-Forcada,_Panayotis_Lavvas,_Gilda_E._Ballester,_Thomas_M._Evans,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Leonardo_A._Dos_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09659 |
膨張したホットジュピターHAT-P-41bの0.3--5\、$\mu$mトランジットスペクトルの包括的な分析を示します。惑星は、ハッブルパンクロマティック比較太陽系外惑星財務省（PanCET）プログラムの一部として、ハッブルSTISおよびWFC3で輸送中に観測され、これらのデータを暖かい\textit{Spitzer}輸送観測と組み合わせます。各データセットから通過深度を抽出し、STIS通過スペクトル（0.29--0.93\、$\mu$m）を初めて提示します。自由化学検索スイート（AURA）と補完的な化学平衡検索スイート（PLATON）の両方を使用してトランジットスペクトルを取得し、昼夜のターミネーターでの大気特性を制約します。どちらの方法も、観測されたスペクトルに優れた適合性を提供します。AURAとPLATONはどちらも、ほぼすべてのモデルの仮定に対して金属が豊富な大気を取得します（おそらく、O/H比は$\log_{10}{Z/Z_{\odot}}=1.46^{+0.53}_{-0.68}$および$\log_{10}{Z/Z_{\odot}}=2.33^{+0.23}_{-0.25}$）;これは、H$_2$Oの4.9-$\sigma$検出と、Na、AlO、および/またはVO/TiOによる光学系でのガス吸収の証拠（$>$2.7-$\sigma$検出）によって促進されます。、個々の種は強く検出されていませんが。どちらの検索でも、通過スペクトルは、もやや高高度の雲の形跡がなく、澄んだ大気と一致していると判断されます。最大大気金属量（$\log_{10}{Z/Z_{\odot}}<1.7$）に対する内部モデリングの制約は、AURAの結果に有利に働きます。推定される元素酸素の存在量は、HAT-P-41bがこれまでに知られているホットジュピターの中で最も金属が豊富な雰囲気の1つであることを示唆しています。全体として、推定される高い金属量と高いインフレにより、HAT-P-41bは惑星形成理論の興味深いテストケースになっています。
自由浮遊惑星と準惑星のミサ
| Title |
Masses_for_Free-Floating_Planets_and_Dwarf_Planets |
| Authors |
Andrew_Gould_(MPIA,_OSU),_Weicheng_Zang_(Tsinghua),_Shude_Mao_(Tsinghua,_NAOC)_and_Subo_Dong_(KIAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09671 |
自由浮遊惑星（FFP）の質量と距離の関数は、円盤とバルジのそれらの間の体系的な違いを含む、惑星系の形成と進化への主要な洞察を与えるでしょう。広範囲の距離にわたって個々のFFPの質量と距離を測定する唯一の方法は、$D\sim{\calO}（0.01\、AU）$（測定する）で区切られた2つの天文台から同時にそれらを観測することであることを示します。それらのマイクロレンズ視差$\pi_{\rmE}$）と、有限ソースポイントレンズ（FSPL）イベント（アインシュタイン半径$\theta_{\rmE}$を生成する）に焦点を合わせます。既存のKMTNet3望遠鏡天文台をL2の0.3m$4\、{\rmdeg}^2$望遠鏡と組み合わせることにより、このような測定は4年間で約$M\sim6\まで行うことができます。バルジFFPの場合はM_\oplus$、ディスクFFPの場合は$M\sim0.7\、M_\oplus$。同じ実験で、多くの束縛された惑星系の質量と距離が返されます。2つの0.5m衛星（1つはL2にあり、もう1つは地球に近い）と同様のカメラレイアウトを使用した、より野心的な実験で、月未満の質量の物体の質量と距離を測定し、それによって本物を調査（および区別）することができますエキソカイパーベルトとエキソオールトの雲のサブムーンFFPとサブムーン「準惑星」。
太陽系外惑星の研究で一般的に使用されているセットアップを使用したシミュレーションで、ホットジュピター大気流ソリューションの数値収束の広範な研究を実行します。静止状態は、高高度で短い時間スケールで所定の温度分布に熱的に強制されます。収束は、（i）ホットジュピター流条件下で良好に機能することが明示的に検証された高精度疑似スペクトルモデル、および（ii）運動エネルギースペクトル、瞬間（平均化されていない）渦度場、およびの時間的変化の比較によって厳密に評価されます。数値的に同等なシミュレーションからの渦度場。シミュレーションでは、（水平および垂直）解像度、散逸演算子の次数、および粘度係数は、同じ物理的および初期設定で変化します。すべてのシミュレーションは、高い水平解像度と散逸次数（それぞれ、T682と$\nabla^{16}$）での基準となる参照シミュレーション、および相互に比較されます。概して、参照ソリューションは、大量の小規模な渦と重力波を伴う動的な帯状（東西）非対称ジェットを特徴としています。ここでは、シミュレーションがT341解像度で、$\nabla^{16}$の散逸次数でのみ参照シミュレーションに収束することを示します。この解像度と次数を下回ると、シミュレーションは収束しないか、非物理的な解に収束します。一般的な収束動作は、モデル化された大気の垂直範囲とは無関係です。2回\！10^{-3}$MPaから$\sim\！2回\！10^1$MPa。現在の太陽系外惑星の大気モデリングと観測の影響について説明します。
現実的な多成分銀河モデルにおける大規模摂動体の動的進化I：実装と検証
| Title |
Dynamical_evolution_of_massive_perturbers_in_realistic_multi-component_galaxy_models_I:_implementation_and_validation |
| Authors |
Matteo_Bonetti,_Elisa_Bortolas,_Alessandro_Lupi,_Massimo_Dotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08555 |
銀河は、球形、軸対称、三軸対称を含むいくつかのコンポーネントで構成される自己重力構造です。実際のシステムは、特性が密接に関連している異種コンポーネントを備えていますが、半分析的アプローチでは、ポアソン方程式の線形性を利用して、個々のコンポーネントの合計として多成分銀河のポテンシャルと質量分布を表すことがよくあります。この作業では、Bonettietal。で開発された半分析フレームワークを拡張します。（2020）指数ディスクの重力ポテンシャルの詳細な実装（${\rmsech}^2$と指数垂直プロファイルでモデル化）と複合銀河の大規模な摂動者が経験する力学的摩擦の正確な処方の両方を含めることによって回転ディスク構造を特徴とするモデル。このような改善により、銀河円盤面の内外で任意の軌道を進化させることができます。数値モデルによって得られた結果を、公開されている半分析コードおよび完全なN体シミュレーションに対して検証し、モデルが優れた一致を示しているか、同じ場合、比較対象のコードよりも正確であることを確認します。大規模な摂動軌道の進化に関与する関連する物理的プロセスを再現する能力とその計算効率により、私たちのフレームワークは大規模なパラメーター空間探査研究に完全に適しています。
| Title |
The_impact_of_inelastic_self-interacting_dark_matter_on_the_dark_matter_structure_of_a_Milky_Way_halo |
| Authors |
Kun_Ting_Eddie_Chua,_Karia_Dibert,_Mark_Vogelsberger,_and_Jes\'us_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08562 |
シミュレートされた天の川（MW）サイズのハローの内部構造に対する非弾性暗黒物質の自己相互作用の影響を研究します。自己相互作用暗黒物質（SIDM）は、無衝突のコールドダークマター（CDM）の代替であり、銀河系以下のスケールでCDMで発生する問題に対する独自のソリューションを提供します。以前のSIDMシミュレーションでは主に弾性衝突が考慮されていましたが、理論的な考慮事項により、励起状態から基底状態への遷移が発熱するマルチステート暗黒物質の存在が動機付けられます。この作業では、Arepoコードで実装された、非弾性衝突を伴う自己相互作用の2状態暗黒物質モデルを検討します。非弾性自己相互作用からのエネルギー注入により、弾性スケールに比べて短いタイムスケールでMWハローの中心密度が減少し、コアサイズが大きくなることがわかります。非弾性衝突も軌道を等方性にし、非弾性MWハローの全体的な速度異方性を低下させます。内側のハローでは、非弾性SIDMの場合（短軸と長軸の比率$s\equivc/a\approx0.65$）はCDM（$s\upperx0.4$）より球形ですが、弾性より球形ではありませんSIDMの場合（$s\約0.75$）。非弾性SIDMモデルの太陽の位置での暗黒物質粒子の速度分布$f（v）$は、CDMモデルからの大幅な逸脱を示しており、$f（v）$は高速でより急激に低下します。さらに、非弾性衝突中に与えられる速度キックは、ハロー全体で最大500kms$^{-1}$の速度の束縛されていない高速粒子を生成します。これは、非弾性SIDMが、弾性SIDMおよびCDMと比較して、直接検出実験で異なるシグネチャを残す可能性があることを意味します。
WISDOMプロジェクト-VI。超大質量ブラックホールの質量と分子ガスによる銀河の回転との関係を探る
| Title |
WISDOM_project_--_VI._Exploring_the_relation_between_supermassive_black_hole_mass_and_galaxy_rotation_with_molecular_gas |
| Authors |
Mark_D._Smith,_Martin_Bureau,_Timothy_A._Davis,_Michele_Cappellari,_Lijie_Liu,_Kyoko_Onishi,_Satoru_Iguchi,_Eve_V._North,_Marc_Sarzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08565 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の質量とそれらのホスト銀河の特性との間の経験的な相関関係は十分に確立されています。これらの中には、回転曲線の大きな半径で、または空間的に統合された輝線幅を介して測定された各銀河の平坦な回転速度との相関関係があります。ここでは、この回転速度の代替トレーサーとして、投影解除された統合CO輝線幅を使用することを提案します。これは、タリーフィッシャー（光度-回転速度）の関係に役立つことがすでに示されています。銀河の2つのサンプルのCO線幅とSMBH質量の相関関係を、それぞれ空間分解および未分解のCO観測を使用して動的SMBH質量測定で調査します。最も緊密な相関関係は、24個の銀河の解決されたサンプルを$\log（M_\mathrm{BH}/\mathrm{M_\odot}）=（7.5\pm0.1）+（8.5\pm0.9）[\log（W_\mathrm{50}/\sini\、\mathrm{km\、s}^{-1}）-2.7]$、ここで$M_\mathrm{BH}$は中央のSMBH質量$W_{50}$ダブルホーン輝線プロファイルの半値全幅、および$i$COディスクの傾斜。この関係の合計散布図は$0.6\、$dexであり、他のSMBH質量相関の散布図に匹敵し、$0.5\、$dexの固有散布図が支配的です。投影されていないCO線幅と、1つの有効半径内で平均化された恒星速度分散との間にも密接な相関関係が見られます。相関をCOLDGASSサンプルに適用して、ローカルSMBH質量関数を推定します。
FIREシミュレーションと局部銀河群との比較における天の川/ M31質量銀河周辺の衛星の平面
| Title |
Planes_of_satellites_around_Milky_Way/M31-mass_galaxies_in_the_FIRE_simulations_and_comparisons_with_the_Local_Group |
| Authors |
Jenna_Samuel,_Andrew_Wetzel,_Sierra_Chapman,_Erik_Tollerud,_Philip_F._Hopkins,_Michael_Boylan-Kolchin,_Jeremy_Bailin,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08571 |
局部銀河群で観測された衛星矮小銀河の平面の有病率、寿命、原因を調べます。FIRE-2シミュレーションからの14個の天の川/アンドロメダ-（MW/M31）質量ホスト銀河を使用します。各ホストから300kpc以内の恒星質量で、最も質量の大きい14個の衛星を選択し、MWと比較して、前景の銀河円盤からの不完全性を修正します。観察されたように空間的に薄く、および/または運動学的にコヒーレントなMWのような平面はまれであることがわかりますが、シミュレーションには存在します。$z=0〜0.2$の間に、スナップショットの1〜2％で空間的に薄い平面が発生し、スナップショットの5％で運動学的にコヒーレントな平面が発生します。これらの飛行機は一般的に短命で、500Myr未満で生き残ります。ただし、最初の近地点近くにLMCのような衛星があるホストを選択すると、MWのような平面を持つスナップショットの割合は7〜16％に劇的に増加し、寿命は0.7〜3Gyrになります。これは、おそらく衛星のグループ降着が原因です。M31の衛星分布は、はるかに一般的であることがわかります。M31の衛星は、検討するすべての平面メトリックのシミュレーション中央値の約1シグマ以内にあります。孤立したホストとLGのようなペアのホストの平均衛星平面度に有意差はありません。バリオンと暗黒物質のみのシミュレーションは、バリオンのサブハロがホストハロー内にあまり集中していない場合でも、同様のレベルの平面性を示します。衛星の飛行機はLCDM宇宙論への強い挑戦ではないと結論します。
$（\ lambda _ {\ rm R}、\ varepsilon）$および$（V / \ sigma、\
varepsilon）$ダイアグラム上の銀河分布、または軌道異方性の制限に関する物理的説明
| Title |
Physical_Explanation_for_the_Galaxy_Distribution_on_the_$(\lambda_{\rm_R},_\varepsilon)$_and_$(V/\sigma,_\varepsilon)$_Diagrams_or_for_the_Limit_on_Orbital_Anisotropy |
| Authors |
Bitao_Wang,_Michele_Cappellari_and_Yingjie_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08586 |
動的状態を特徴付ける$（\lambda_{\rmR}、\varepsilon）$および$（V/\sigma、\varepsilon）$ダイアグラムでは、高速回転銀河（初期型と渦巻きの両方）が明確に定義された葉の形をした封筒。これは、銀河固有の平坦化に伴って増加する軌道異方性の上限によるものとして説明されました。ただし、この経験的な傾向の物理的な説明が欠落していました。ここでは、円筒形または球形に整列した速度楕円体（2つの極端な仮定）を持ち、それぞれが空間的に一定または可変の異方性を持つジーンズ異方性モデル（JAM）を構築します。JAMを使用して、軸対称銀河の模擬サンプルを作成します。平均して速度楕円体の扁球形状を想定し（実際の銀河の回転を再現するために必要）、半径方向の異方性$\beta$を物理的な解で許容される範囲に制限します。4つの模擬サンプルすべてが、$（\lambda_{\rmR}、\varepsilon）$および$（V/\sigma、\varepsilon）$ダイアグラムで観測された銀河分布を、さらに仮定することなく自然に予測していることがわかります。まったく異なるモデルからの結果の類似性を考えると、実際の銀河での経験的異方性の上限、および$（\lambda_{\rmR}、\varepsilon）$および$（V/\での対応する観測された分布）シグマ、\varepsilon）$ダイアグラムは、速度楕円体が偏平に近い場合、高い$\beta$異方性での物理的な軸対称平衡解がないためです。
MWおよびM31の衛星の平面の更新された詳細な特性
| Title |
An_updated_detailed_characterization_of_planes_of_satellites_in_the_MW_and_M31 |
| Authors |
Isabel_Santos-Santos,_Rosa_Dominguez-Tenreiro,_Marcel_S._Pawlowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08624 |
天の川（MW）とM31の伴銀河の平面の詳細な特性を示します。位置分析のために、「4-銀河正規密度プロット」メソッド\citep[][P13]{Pawlowski13}の拡張を紹介します。システムの衛星の主な平面構成への法線方向を見つけ、メンバー衛星の増加する平面の\textit{collection}をそれぞれ生成します。これにより、人口（$N_{\rmsat}$）と空間平坦化（$c/a$）の観点から平面の品質を定量化できます。この方法を、確認されたMW衛星サンプルとM31衛星サンプルの最新データに適用します。それぞれ46衛星と34衛星です。新しいMW衛星は、P13で研究された$N_{\rmsat}=27$のサンプルから以前に識別された平面の一部を形成します。VPOS-3と同じくらい薄い$N_{\rmsat}=39$の新しい平面を識別します。（$c/a\sim0.2$）、ほぼ同じ法線方向。これまでのところ、局部銀河群で報告された最も人口の多い飛行機。運動学的データを使用して、MW衛星の最大共軌道の軸を決定するための新しい方法を紹介します。興味深いことに、この軸は前の平面の法線とほぼ一致しています。衛星の$\geq45\pm5\％$は共軌道です。M31で、$N_{\rmsat}=18$および$c/a\sim0.15$の平面、つまりGPoAに匹敵し、それに垂直な平面を発見します。この構造は太陽から正面から見たものであり、M31衛星の距離の不確実性の影響を受けやすくなっています。垂直速度分散の推定は、それが動的に不安定であることを示唆しています。最後に、質量は、高品質の飛行機への衛星のメンバーシップを決定する特性ではないことがわかります。
VLA観測を使用して、電波大音量クエーサーのサンプルの角度分解能を考慮した配向効果の調査
| Title |
Investigating_orientation_effects_considering_angular_resolution_for_a_sample_of_radio-loud_quasars_using_VLA_observations |
| Authors |
Jaya_Maithil,_Jessie_C._Runnoe,_Michael_S._Brotherton,_John_F._Wardle,_Beverley_J._Wills,_Michael_DiPompeo,_and_Carlos_De_Breuck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08668 |
ジェットの向きの指標である無線コア優勢測定は、角度分解能がわずか5インチの20cm（FIRST）の電波空のかすかな画像のような大面積調査からのコアフラックス密度測定に依存することがあります。このような低解像度の調査では、多くの場合、長時間の放射からコアを解決できず、誤った測定が発生します。119個のラジオラウドクエーサーのサンプルについて、この解像度効果の調査に焦点を当てています。NSFのKarlG。Jansky超大型アレイ（VLA）から、0.2インチの解像度のAアレイで10GHzの連続観測を取得しました。私たちの測定は、最初の空間分解能では、コアの変動性を考慮した後でも、コアフラックスの測定値が実際に体系的に高いことを示しています。少数のクエーサーの場合、10GHzの画像は拡張された特徴を示していますが、最初の画像は点光源を示しています。解像度の影響は、角度サイズが小さいクエーサーでより顕著であることがわかりました。さらに、このサンプルを使用した統計的方向調査で使用するために、2つの無線コア優勢パラメーターRおよびR5100を計算しました。また、74MHz〜1.4GHzのスペクトルエネルギー分布を示します。これは、これらのクエーサーの拡張放射のスペクトルインデックスを測定するために使用しました。私たちの結果は、無線コアの優位性の決定には高空間分解能のデータが必要であることを経験的に確認しています。コアおよび拡張磁束密度の測定における周波数と分解能の選択に関連する実際的な問題に焦点を当てます。
LockmanHoleフィールドの1.4GHzソース数カウントと光度関数に関する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_1.4_GHz_source_number_counts_and_luminosity_functions_in_the_Lockman_Hole_field |
| Authors |
Matteo_Bonato,_Isabella_Prandoni,_Gianfranco_De_Zotti,_Marisa_Brienza,_Raffaella_Morganti_and_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08748 |
$S_{1.4\、\rmGHz}=120\、\mu$Jyより明るい1173個の光源の研究を$\simeq1.4\、\hbox{deg}^{2}$の領域で検出しました。LockmanHoleフィールド。サンプルの$\sim$79％でこのフィールドで利用可能なマルチバンド情報を利用して、ソースはラジオラウド（RL）活動銀河核（AGN）、星形成銀河（SFG）、およびラジオクワイエット（RQ）AGNに分類されています。、文献で利用可能なさまざまな診断を使用します。IRACバンド1またはバンド2とソースの赤方偏移の間で観察された緊密な反相関を利用して、分光測定または信頼できる測光推定が欠落している177のソースに赤方偏移を割り当てることができます。平均関係の周りの広がりを考慮に入れるために、モンテカルロアプローチが使用されました。各母集団のいくつかの赤方偏移で導出された微分数カウントと光度関数は、モデルと、さまざまな調査からのデータを使用してさまざまなアプローチを適用して行われた以前の推定との良好な一貫性を示しています。私たちの結果は、$\sim300\、\mu$JySFGs$+$RQ以下のAGNが、より明るい磁束密度で支配的なRLAGNを追い抜くことを確認しています。また、RQAGNとSFGの同様の進化の初期の兆候を確認します。最後に、ソースの角度相関関数について説明し、分類に使用される基準に対する感度を強調します。
小マゼラン雲までの距離を、後期型の食変光星に基づいて2％以上の精度で決定します。
| Title |
A_distance_determination_to_the_Small_Magellanic_Cloud_with_an_accuracy_of_better_than_2_percent_based_on_late-type_eclipsing_binary_stars |
| Authors |
Dariusz_Graczyk,_Grzegorz_Pietrzynski,_Ian_B._Thompson,_Wolfgang_Gieren,_Bartlomiej_Zgirski,_Sandro_Villanova,_Marek_Gorski,_Piotr_Wielgorski,_Paulina_Karczmarek,_Weronika_Narloch,_Bogumil_Pilecki,_Monica_Taormina,_Radoslaw_Smolec,_Ksenia_Suchomska,_Alexandre_Gallenne,_Nicolas_Nardetto,_Jesper_Storm,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Mikolaj_Kaluszynski,_and_Wojciech_Pych |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08754 |
この重要な銀河までの距離決定を改善することを目的として行われた、小マゼラン雲（SMC）における後期型食変光星の新しい研究を紹介します。OGLE変光星表から特定され、F型とG型の巨大なコンポーネントで構成される10個の新しい分離された二重線の食変光星のサンプルが分析されました。個々のコンポーネントの絶対的な物理的パラメータは、3％を超える一般的な精度で測定されています。1つを除くすべてのシステムは、質量が1.4〜3.8M_Sunの範囲の若いおよび中間の集団星で構成されています。この新しいサンプルは、以前に私たちのチームによって公開された5つのSMC食変光星と組み合わされています。連星系までの距離は、表面輝度-カラーキャリブレーションを使用して計算されました。ターゲットは細長い構造を形成し、空の平面に対して高度に傾斜しています。最も近いシステムと最も遠いシステムの間の距離の差は10kpcに達し、視線の深さは7kpcに達します。銀河系の若年および中年の星の約40％を含む、恒星の中心と一致するSMCに球形の恒星下部構造（コア）が存在するという暫定的な証拠が見つかりました。この下部構造の半径方向の延長は約1.5kpcです。D_SMC=62.44+/-0.47（stat。）+/-0.81（syst。）kpcのSMC中心までの距離を導き出します。これは、距離係数（mM）_SMC=18.977+/-0.016+/-0.028magに対応します。2％以上の精度を表します。
銀河の合体タイムスケールIIの抽出：新しいフィッティング式
| Title |
Extracting_Galaxy_Merger_Timescales_II:_A_new_fitting_formula |
| Authors |
Rhys_J._J._Poulton,_Chris_Power,_Aaron_S._G._Robotham,_Pascal_J._Elahi,_Claudia_del_P._Lagos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08786 |
暗黒物質ハローのマージのマージタイムスケール（$\tau_{\rmmerge}$）を、それらの軌道パラメータとホストの構造特性に基づいて予測することは、宇宙論の理解に重要な結果をもたらす重力ダイナミクスの基本的な問題です。構造形成と銀河形成。$\tau_{\rmmerge}$を予測する以前のモデルは、宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションの結果と比較した場合、さまざまな程度の成功を示しています。この以前の作業に基づいて、これらのシミュレーションから得られた洞察を利用した$\tau_{\rmmerge}$の新しいモデルを提案します。公開された予測は、落下時の軌道特性に基づいて$\tau_{\rmmerge}$の妥当な推定値を提供できますが、ホストビリアル半径（$R_{200}）内の$\tau_{\rmmerge}$を過小予測する傾向があることがわかりました。$）潮汐ストリッピングが無視されているため、ホストの質量が過小評価されているため、$R_{200}$の外側でそれを過大に予測します。さらに、円半径$R_{\rmcirc}$を介して軌道角運動量を説明するモデルは、バインドされた（バインドされていない）システムの$\tau_{\rmmerge}$を過小予測（過大予測）することがわかります。$\tau_{\rmmerge}$のさまざまな軌道およびホストハロープロパティへの依存性に適合させることにより、$\tau_{\rmmerge}$の改良モデルを導き出し、これを任意の時点でマージハローに適用できます。その軌道。最後に、半分析銀河形成モデリングの$\tau_{\rmmerge}$に対する新しいモデルの影響について簡単に説明します。
2つの赤外線暗黒雲G034.43 + 00.24およびG035.39-00.33のX線ビュー
| Title |
An_X-ray_View_of_Two_Infrared_Dark_Clouds_G034.43+00.24_and_G035.39-00.33 |
| Authors |
Hanbo_Yu,_Junfeng_Wang_(XMU)_and_Jonathan_C._Tan_(Chalmers_Univ._of_Technology_&_Univ._of_Virginia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08792 |
星団形成の初期段階にあると予想される2つの赤外線暗黒雲（IRDC）、G034.43+00.24とG035.39-00.33の高空間分解能チャンドラX線研究を紹介します。G034.43+00.24およびG035.39-00.33に向けてそれぞれ112および209の有効なX線点光源を検出します。X線点光源を2MASS、GLIMPSE、およびWISEカタログと交差適合試験し、G034.43+00.24およびG035.39-00.33のX線光源の53％および59％にそれぞれ対応する赤外線対応があることを確認します。これらのソースは、形成中の若い大規模クラスターのメンバーである可能性が高く、恒星の等時線を使用して、1〜2Myrの古い、中質量から高質量の若い恒星状天体（YSO）の集団が両方のIRDCに存在すると推定します。X線源に対応する2つおよび10のクラスIIは、それぞれG034.43+00.24およびG035.39-00.33で識別され、これらは暗いフィラメント内またはその近くにあります。G035.39-00.33のX線光度関数（XLF）は、よく研究されているオリオン大星雲クラスターのXLFを使用して、総質量が最大$\sim1,700\：M_\odot$の星で構成されていることを意味します。キャリブレータ。これは最大5％の星形成効率に相当し、システムがまだ非常にガスに支配されており、星形成プロセスの初期段階にあることを示しています。G034.43+00.24の母集団は、観測の感度が低いため、あまり明確に決定されていません。
大マゼラン雲全体にわたる活発な星形成は、潮汐によって引き起こされる衝突するHIフローによって引き起こされます
| Title |
Active_star_formation_across_the_whole_Large_Magellanic_Cloud_triggered_by_tidally-driven_colliding_HI_flows |
| Authors |
Kisetsu_Tsuge,_Hidetoshi_Sano,_Kengo_Sano,_Kenji_Bekki,_Kazuki_Tokuda,_Tsuyoshi_Inoue,_Norikazu_Mizuno,_Akiko_Kawamura,_Toshikazu_Onishi,_Yasuo_Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08816 |
銀河潮汐力の相互作用は、銀河で活発な星形成を引き起こす可能性のあるメカニズムです。大マゼラン雲（LMC）のHiデータを使用した最近の分析では、小マゼラン雲（SMC）との銀河相互作用によって引き起こされた、潮汐によって引き起こされた衝突HIフローが、HIリッジ南東部で高質量星形成を引き起こしたことが提案されました。R136と$\sim$400O/WR星、およびN44領域をホストする銀河中心領域。この研究では、LMC全体で包括的なHIデータ分析を実行し、初期の研究で定義された2つのHi速度成分（L成分とD成分）が準遍在的であり、N11などの他の著名なHII領域への相互作用の兆候があることを発見しました。およびN79。衝突相互作用における運動量保存により、2つの成分間の威圧的な速度範囲（I成分）を減速ガスとして特徴付けます。I成分の空間分布とO/WR星の空間分布は互いによく一致しており、その割合は$\sim$15pcのスケールで$\sim$70％を超えており、通常のGMCよりも大幅に小さくなっています。サイズ。LMC-SMC相互作用の新しいシミュレーションの結果に基づいて、約0.2Gyr前の相互作用が、SMCからLMCへのガスの効率的な流入を引き起こし、その結果、衝突による最近の高質量星の形成に終わったことを提案します。LMCのHIガスの。ガスダイナミクスの新しい数値シミュレーションは、L成分の電流分布をうまく再現します。これは、現在の状況を理論的に裏付けるものです。
AGNを用いた矮小銀河における高速流出の面分光法
| Title |
Integral-Field_Spectroscopy_of_Fast_Outflows_in_Dwarf_Galaxies_with_AGN |
| Authors |
Weizhe_Liu,_Sylvain_Veilleux,_Gabriela_Canalizo,_David_S._N._Rupke,_Christina_M._Manzano-King,_Thomas_Bohn,_and_Vivian_U |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09008 |
フィードバックは、矮小銀河の形成に重要な役割を果たしている可能性があります。恒星のプロセスは長い間フィードバックの主な源であると考えられてきましたが、最近の研究は矮小銀河におけるAGNフィードバックの興味をそそる兆候を明らかにしました。この論文では、既知のAGNと疑わしい流出を伴う8つの矮小銀河のサンプルの面分光研究の結果を報告します。そのうち7つで流出が検出されています。流出は速く、50パーセンタイル（中央値）の速度は最大$\sim$240kms$^{-1}$で、80パーセンタイルの線幅は$\sim$1200kms$^{-1}$に達します。ホストガスと恒星成分のより静止した運動学とは明らかに対照的です。私たちのデータは3つのターゲットの流出を明確に解決していませんが、流出は一般に数百pcから数kpcのスケールで空間的に拡張されています。流出は、衝撃や若くて重い星ではなく、主にAGNによって光イオン化されているように見えます。これらの流出の運動学とエネルギー学は、それらが主にAGNによって駆動されていることを示唆していますが、これらのオブジェクトの星形成活動もエネルギー入力に寄与している可能性があります。流出する物質の小さいが無視できない部分は、おそらくホスト銀河の本体から逃げ出し、銀河周辺の媒体の濃縮に貢献します。全体として、これらの流出がそれらのホスト銀河に与える影響は、低赤方偏移宇宙のより明るいAGNで起こっているものと同様です。
TIGRESSを使用した多相銀河風発射のフレームワーク
| Title |
A_Framework_for_Multiphase_Galactic_Wind_Launching_using_TIGRESS |
| Authors |
Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker,_Drummond_B._Fielding,_Matthew_C._Smith,_Greg_L._Bryan,_Rachel_S._Somerville,_John_C._Forbes,_Shy_Genel,_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09090 |
銀河系の流出は、密度、温度、速度の変動が、それらが発生する多相の乱流星間物質（ISM）と少なくとも同じ大きさです。超新星（SNe）と星形成ISMの間の相互作用の結果として流出が現れる、TIGRESSフレームワークを使用して一連のパーセク解像度数値シミュレーションを実施しました。流出するガスは、低温（T<10^4K）と高温（T>10^6K）の2つの異なる熱相によって特徴付けられ、ほとんどの質量は低温相によって運ばれ、ほとんどのエネルギーと新しく注入された金属は高温相。両方の成分は流出速度の広い分布を持っており、特に冷たいガスの場合、これはハローポテンシャルに応じて逃げる物質の割合が変化することを意味します。TIGRESSの結果に基づいて、流出速度と音速の分布として、質量、運動量、エネルギー、および金属負荷の同時確率密度関数（PDF）の簡単な分析式を開発します。モデルPDFには、SFR面密度\Sigma_SFRとISMの金属量の2つのパラメーターのみがあり、\Sigma_SFR〜（10^{-4}、1）M_sun/kpc^2での元のTIGRESSシミュレーションPDFの動作を完全にキャプチャします。/年。解決されたシミュレーションからのPDFを使用すると、経験的な調整ではなく理論的な予測に基づいた風速と温度（および総負荷係数）を使用した銀河形成サブグリッドモデルの実装が可能になります。これは、TIGRESSやその他の高解像度シミュレーションからの進歩を、将来の宇宙論的流体力学や半解析的銀河形成モデルに組み込むための重要なステップです。モデルのプロトタイプを作成し、その実装を容易にするために、Pythonパッケージをリリースします。
星間氷上の分子の高レベルのabinitio結合エネルギー分布：フッ化水素
| Title |
High_level_ab_initio_binding_energy_distribution_of_molecules_on_interstellar_ices:_Hydrogen_fluoride |
| Authors |
Giulia_Bovolenta,_Stefano_Bovino,_Esteban_V\"ohringer-Martinez,_David_A._Saez,_Tommaso_Grassi,_Stefan_Vogt-Geisse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09138 |
天体物理学的に関連する氷上の分子の結合エネルギーの知識は、脱離速度、すなわち表面での分子の滞留時間の推定値を取得するのに役立ちます。これは、天体化学モデルにとって重要なパラメータであり、ダスト粒子上に形成され、星間物質の最も密度の高い領域で観測される複雑な有機分子の化学的運命を決定するために重要です。この作業では、原子および分子と星間氷との相互作用を研究するための新しい堅牢な手順を提案します。これは、\textit{abinitio}分子動力学法と密度汎関数理論に基づいており、高レベルの\textit{abinitio}法によって検証されています。CCSD（T）/CBSレベル。この手順を、銀河の分子含有量の有望なトレーサーであるフッ化水素（HF）に適用しました。合計で、最大4分子の小さな水クラスターに結合するHFの13の固有の平衡構造が見つかりました。結合エネルギーは、1208〜7162Kの範囲です。\textit{を使用して、アモルファス固体水（ASW）表面の22分子モデルを計算しました。abinitio}分子ダイナミクスシミュレーションを行い、結合モードと結合エネルギーの観点から、HFの結合部位の体系的な分析を実行しました。10の異なる水クラスターを考慮すると、平均値が$5313\pm74$K、分散が$921\pm115$Kの結合エネルギー分布が見つかりました。最後に、22の水分子の静電界が結合エネルギーに及ぼす影響。水環境の影響を測定するために、対称性に適合した摂動理論によって段階的に調査されました。結果は、HFとASWの静電相互作用の程度が結合部位の特性に強く依存することを示しています。この研究は、星間表面上の分子の結合エネルギー分布データベースの体系的な開発のための強固な基盤を提供することを期待しています。
| Title |
Machine-learning_prediction_of_infrared_spectra_of_interstellar_polycyclic_aromatic_hydrocarbons |
| Authors |
Peter_Kovacs,_Xiaosi_Zhu,_Jesus_Carrete,_Georg_K._H._Madsen_and_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09150 |
神経ネットワーク（NN）モデルを設計およびトレーニングして、星間多環芳香族炭化水素（PAH）の赤外線スペクトルを、第一原理計算で要求される計算コストよりも数桁低い計算コストで効率的に予測します。NNへの入力は、分子の骨格式から抽出されたモーガンフィンガープリントに基づいており、原子間距離などの正確な幾何学的情報を必要としません。このモデルは、サンプル外の入力に対して優れた予測スキルを示しており、星間物質の化学組成と進化を理解するために現在使用されている混合モデルの改善に適しています。また、トレーニングデータの限られた多様性によって引き起こされるその適用性への制約を特定し、データのサブセットでトレーニングされたNNのアンサンブルを使用して予測誤差を推定します。ランダムフォレストなどの他の機械学習手法の助けを借りて、この予測におけるさまざまな化学的特徴の役割を分析します。これらのトポロジー記述子の能力は、クーロン行列固有値の形式で詳細な幾何学的情報を含めることの限定された効果によって示されます。
S255IRSMA1の巨大な原始星の周りに落下するエンベロープのALMAビュー
| Title |
ALMA_View_of_the_Infalling_Envelope_around_a_Massive_Protostar_in_S255IR_SMA1 |
| Authors |
Sheng-Yuan_Liu_(ASIAA),_Yu-Nung_Su_(ASIAA),_Igor_Zinchenko_(IAP,_RAS),_Kuo-Song_Wang_(ASIAA),_Dominique_M.-A._Meyer_(IPA,_U._Potsdam),_Yuan_Wang_(MPIA),_I-Ta_Hsieh_(ASIAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09199 |
星形成コアSMA1に埋め込まれた巨大な若い恒星状天体S255IRNIRS3は、最近、光度バーストで観測されました。これは、ディスクを介した可変降着イベントとして推測されます。この文脈では、巨大な若い恒星状天体の周りのガス特性を特徴づけることが不可欠です。これを念頭に置いて、アタカマ大型ミリ波とサブミリ波アレイを使用して高角度分解能の観測を実行し、900$\mum$のダスト連続体とCH$_3$CN$J$=19$-$18$K$=を画像化しました。S255IRSMA1の0$-$10トランジション。統合されたCH$_3$CN放出は、双極分子流にほぼ垂直な位置角165度で北西-南東方向に1800auの範囲の細長い特徴を示します。中央の原始星のすぐ周りに、高密度（数$\times10^{9}$cm$^{-3}$）と高温（$\sim$400K）のガスの存在を確認します。CH$_3$CN放出は、細長い尾根に沿った速度勾配を特徴とし、位置-速度図の特徴に基づいてガス運動学をモデル化することにより、ガスは平坦化された回転落下エンベロープ（または疑似ディスク）によって最もよく記述されると推測します。）。年間数$\times$10$^{-4}$太陽質量の質量落下率が導き出されます。星への質量降着とジェット/流出の発射に直接関与していると推定されるケプラー円盤が存在する場合、それはおそらく125auより小さく、私たちの観測では解決されていません。我々の観測から推測された255IRSMA1のガス特性（密度や運動学など）と、特に大規模な星形成のバーストモードを研究するために調整された数値シミュレーションのガス特性との間の定性的な類似性を示します。
分子雲におけるOHの進化
| Title |
OH_Evolution_in_Molecular_Clouds |
| Authors |
Ningyu_Tang,_Di_Li,_Nannan_Yue,_Pei_Zuo,_Tie_Liu,_Gan_Luo,_Longfei_Chen,_Sheng-Li_Qin,_Yuefang_Wu,_Carl_Heiles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09264 |
アレシボ望遠鏡を使用して、33個の光学暗雲、98個のプランク銀河冷塊（PGCC）、10個のスピッツァー暗雲など、さまざまな環境で141個の分子雲に対してOH18cm調査を実施しました。局所的な熱平衡からの逸脱は、OH本線と衛星線の両方の強度比に共通しています。$A\rm_V$が3等未満の場合、OH1667MHzの線強度は視覚的消滅$A\rm_V$と直線的に相関することがわかります。これは、1シグマの不確実性を伴うモンテカルロシミュレーションから導出された励起温度を採用することにより、OHカラム密度に変換されました。H$_2$に対するOH存在量$X$（OH）と$A\rm_V$の関係は、実験式\begin{equation}\nonumber\frac{X（\textrm{OH}）}に従うことがわかります。{10^{-7}}=1.3^{+0.4}_{-0.4}+6.3^{+0.5}_{-0.5}\times\textrm{exp}（-\frac{A_\textrm{V}}{2.9^{+0.6}_{-0.6}}）。\end{equation}OHと$^{13}$COの強度の間に線形相関が見られます。その上、OHと$^{13}$COの非熱的速度分散は密接に相関しています。これらの結果は、OHと$^{13}$COの間のタイトな化学進化と空間的占有を意味します。OHとHIの狭い自己吸収（HINSA）のカラム密度と非熱速度分散の間に明らかな相関関係は見られず、OHとHINSAの間で異なる化学進化と空間体積占有を示しています。HINSA分析の年齢情報を使用すると、OH存在量$X$（OH）は雲の年齢とともに直線的に増加することがわかり、これは以前のシミュレーションと一致しています。対応するCO放出のない14個のOH成分が検出されました。これは、「COダーク」分子ガスの追跡におけるOHの有効性を示唆しています。
SOFIAを使用したクラスIジェットの隠れた原子ガスのプロービング
| Title |
Probing_the_hidden_atomic_gas_in_Class_I_jets_with_SOFIA |
| Authors |
T._Sperling,_J._Eisl\"offel,_C._Fischer,_B._Nisini,_T._Giannini,_A._Krabbe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09314 |
遠赤外線[OI]63mumおよび[OI]145mum遷移における5つの典型的な低質量クラスI流出（HH111、SVS13、HH26、HH34、HH30）のSOFIA/FIFI-LS観測を提示します。得られた分光学的[OI]63mumおよび[OI]145mumマップにより、クラスI原始星によって駆動される流出内の暖かく低励起の原子ガスの空間的広がりを研究することができます。これらの[OI]マップにより、原子ジェットのこの暖かい成分の質量損失率（$\dot{M}_\text{jet}$）を測定できる可能性があります。
大規模な恒星前核の重水素化学力学
| Title |
Deuterium_Chemodynamics_of_Massive_Pre-Stellar_Cores |
| Authors |
Chia-Jung_Hsu,_Jonathan_C._Tan,_Matthew_D._Goodson,_Paola_Caselli,_Bastian_K\"ortgen,_Yu_Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09356 |
$\rmN_2H^+$（つまり、$\rmD_{frac}^{N_2H^+}\gtrsim0.1$）の高レベルの重水素分別は、恒星の核（PSC）と$\の検出でよく観察されます。rmN_2D^+$は、とらえどころのない大規模なPSCを識別するための有望な方法です。ただし、PSCの$\rmN_2H^+$および$\rmN_2D^+$観測の診断ユーティリティと同様に、このような高レベルの重水素化に到達するために必要な物理的および化学的条件は依然として不確実です。高度な重水素化天体化学ネットワークと組み合わせて、大規模な乱流磁化PSCの3D電磁流体力学シミュレーションを実行します。コアにはある程度の磁気/乱流サポートがありますが、重力下で約1回の自由落下時間で崩壊し、シミュレーションの終了を示します。私たちの基準モデルは、この間に比較的低い$\rmD_{frac}^{N_2H^+}\sim0.002$を達成します。次に、$\rmH_2$（$\rmOPR^{H_2}$）の初期オルソパラ比、温度、宇宙線（CR）イオン化率、COおよびN種の枯渇係数、および以前のPSC化学進化の影響を調査します。。高いCRイオン化率と高い枯渇係数により、シミュレートされた$\rmD_{frac}^{N_2H^+}$と絶対存在量が、1つの自由落下時間内の観測値と一致することがわかります。$\rmOPR^{H_2}$の場合、初期値を低くすると$\rmD_{frac}^{N_2H^+}$の成長に役立ちますが、重水素化の空間構造は観測されたシステムに比べて広すぎます。CRイオン化率が高く、重元素が大幅に減少しているモデルの例として、$\rmN_2D^+$放出によって追跡されるコアの運動学的および動的特性を調べます。非常に急速に崩壊するコアは、その平均速度マップで乱れた運動学を示します。それでも、磁気サポートのために、コアは、その$\rmN_2D^+$速度分散に基づいて、運動学的にサブビリアルに見えることがよくあります。
Messier 8Eastにおける大規模な星形成の影響と原因の研究
| Title |
Studying_the_effects_and_cause_of_the_massive_star_formation_in_Messier_8_East |
| Authors |
M._Tiwari,_K._M._Menten,_F._Wyrowski,_A._Giannetti,_M.-Y._Lee,_W.-J._Kim_and_J._P._P\'erez-Beaupuits |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09365 |
私たちの銀河系で最も明るいHII領域の1つであるメシエ8（M8）は、2つの顕著な巨大な星形成領域に関連付けられています：M8-メイン、恒星系ハーシェルによって（主に）イオン化された大規模HII領域の特に明るい部分36（Her36）とM8East（M8E）は、主に深く埋め込まれた若い恒星状天体（YSO）、明るい赤外線（IR）源、M8E-IRを動力源としています。巨大な星形成領域M8Eとその周辺との相互作用を研究し、M8-MainとM8Eの星形成環境を比較することを目的としています。IRAM30m望遠鏡を使用して、分子のイメージング分光調査を実行しました。M8E-IRの環境。$^{12}$CO、$^{13}$CO、N$_2$H$^+$、HCN、H$の$J$=1$\to$0回転遷移のデータを画像化して分析しました^{13}$CN、HCO$^+$、H$^{13}$CO$^+$、HNC、HN$^{13}$CがM8〜Eに向けて初めて観測されました。LTEおよび非LTE技術を使用して、観測された種のカラム密度を決定し、それらの放出の原因となるガスの物理的条件を制約しました。M8〜EのYSO集団を調べることで、GLIMPSE8〜$\mu$m放射画像に見られるように観測されたイオン化フロント（IF）を調べることができます。$^{12}$COは、GLIMPSE8〜$\mu$m放出によっても追跡される暖かい拡散ガスをプローブし、N$_2$H$^+$とHN$^{13}$Cは冷たくて密度の高いガス。M8〜Eでの星形成は、以前に形成された星団NGC〜6530によって引き起こされているように見えます。これは、HII領域に電力を供給し、速度$\geq$0.26〜km〜sで移動しているIFを生成します。M8〜E全体で$^{-1}$。暖かいガス成分と冷たいガス成分について、それぞれ80Kと30Kの温度を導き出し、H$_2$の体積密度を10$^4$-10$^6$〜cm$^{の範囲に制限します。-3}$。さまざまな種の観測された存在量の比較は、M8〜EがM8-Mainよりも大規模な星形成の初期段階にあるという事実を反映しています。
最も明るい銀河団：中心は保持できない（できない？）
| Title |
Brightest_Cluster_Galaxies:_the_centre_can(not?)_hold |
| Authors |
Roberto_De_Propris,_Michael_J._West,_Felipe_Andrade-Santos,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Elena_Rasia,_William_Forman,_Christine_Jones,_Rain_Kipper,_Stefano_Borgani,_Diego_Garcia_Lambas,_Elena_A._Romashkova,_Kishore_C._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09617 |
最も明るい銀河団（BCG）とその局所環境との整列の持続性を調査します。BCGのかなりの部分が、X線ガス分布の重心と一致しない、および/または固有速度を示す（クラスター平均に関して静止していない）ことがわかります。それにもかかわらず、BCGは、X線の中心からのオフセットが大きく、固有速度が大きい場合でも、一般にクラスターの質量分布と一致していることがわかります。大きなオフセットは、単純な理論モデルと一致していません。これらの観察結果を説明するために、BCGは、主な落下方向である主軸に沿って優先的に合併する必要があります。このようなBCGは、合併や衝突によって置き換えられた後、クラスターポテンシャル内で振動している可能性があります。または、ダークマターハロー自体がまだ緩和されていない可能性があります。
PAU調査：狭帯域測光銀河の固有の整列とクラスタリング
| Title |
The_PAU_Survey:_Intrinsic_alignments_and_clustering_of_narrow-band_photometric_galaxies |
| Authors |
Harry_Johnston,_Benjamin_Joachimi,_Peder_Norberg,_Henk_Hoekstra,_Martin_Eriksen,_Maria_Cristina_Fortuna,_Giorgio_Manzoni,_Santiago_Serrano,_Malgorzata_Siudek,_Luca_Tortorelli,_Laura_Cabayol,_Jorge_Carretero,_Ricard_Casas,_Francisco_Castander,_Enrique_Fernandez,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Enrique_Gaztanaga,_Hendrik_Hildebrandt,_Ramon_Miquel,_Cristobal_Padilla,_Eusebio_Sanchez,_Ignacio_Sevilla-Noarbe,_Pau_Tallada-Cresp\'i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09696 |
宇宙の加速膨張（PAUS）の物理学によって観測された銀河の投影されたクラスタリングと固有の整列（IA）の最初の測定値を提示します。40個の狭い光通過帯域（$450\、\rm{nm}-850\、\rm{nm}$）での測光では、測光赤方偏移推定の品質は$\sigma_{z}\sim0.01（1+z）$です。$19\、\rm{deg}^{2}$CFHTLSW3フィールドの銀河。これにより、フラックスが制限された微弱な銀河（$i<22.5$）の投影された3DクラスタリングとIAを$z\sim0まで測定できます。.8$。2点統計を測定するために、3Dでデータ選択関数を再現し、測光赤方偏移エラーを説明できる「クローン」ランダム銀河カタログを作成し、模擬測光赤方偏移サンプルでテストします。私たちの基準色分割分析では、青い銀河のIAのロバストなヌル検出と、赤い銀河（$\sim1-2\sigma$）の放射状アライメントの暫定的な検出を、スケール$0.1-18\、h^{-1で行います。}\rm{Mpc}$。PAUSサンプルの銀河クラスタリング相関関数は、銀河と質量集合体の調査から得られた分光学的母集団の対応するものに匹敵し、赤い銀河の相関関数を急勾配にする一方で、青い銀河相関関数を平坦化する傾向がある測光赤方偏移の不確実性の影響を変調します。PAUS領域全体にわたる最適化された分析の準備として、ランダムカタログの作成と視線に沿った銀河ペアビニングの選択に対する相関関数測定の感度を調査します。
マグネターの破裂からの放射反応の影響
\cite{BKRMHB}と\cite{2020arXiv200510324T}によって検出されたSGR1935+2154からの2つの電波バーストは、宇宙論的な高速電波バースト（FRB）の機能に似ています。この論文では、これら2つの電波バーストがFRBであるかどうかを明らかにしようとしています。まず、これら2つの電波バーストを通常のパルサーとマグネターの以前の観測と比較し、これら2つの電波バーストが通常のパルサー/マグネターの電波パルスの位置とは異なる位置から放射されるはずであることを発見します。さらに、マグネターのラジオ/X線/$\ガンマ$線バーストがこれらの位置から放出されると、余分なトルクがマグネターに作用し、余分な増分がマグネターのグリッチに寄与すると推測されます（グリッチが主にスタークエイクまたは壊滅的な超流動渦のピン止め解除に起因する場合でも、歳差運動が誘発されます。最後に周期的に繰り返されるFRBの形成の原因を議論することにより、これら2つの電波バーストは宇宙論的FRBと同じ起源を持っていないと主張します。
眠っている獣：静止マグネターの強いトロイダル磁場は、それらの大きなパルス部分を説明します
| Title |
Sleeping_beasts:_strong_toroidal_magnetic_field_in_quiescent_magnetars_explains_their_large_pulsed_fraction |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev,_Rainer_Hollerbach,_Toby_Wood_and_Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08553 |
マグネターは、強度が$5\times10^{13}$-$10^{15}$Gの極端な磁場を持つ中性子星（NS）です。これらは、短いX線フラッシュ、バースト、巨大なものなど、一時的で非常にエネルギーの高いイベントを示します。フレアは、そのすべてが巨大な磁気エネルギーによって動かされています。静止マグネターのX線光度は$10^{29}$から$10^{35}$erg/sであり、さらに永続マグネターまたは過渡マグネターに分類されます。それらのX線放射はNSの自転周期で変調され、典型的な相対振幅（いわゆるパルスフラクション）は10〜58％であり、の高い熱伝導率にもかかわらず表面温度が著しく不均一であることを意味します。星の地殻。ここでは、強いトロイダル磁場を持つマグネターの最初の3D磁気熱MHDシミュレーションを紹介します。これらのモデルは、湾曲した時空での光線伝搬と組み合わされて、静止状態にあるほとんどの過渡マグネターの光度曲線を正確に記述し、それらの回転方向をさらに制約できることを示します。強いトロイダル磁場の存在が、表面温度で観察された非対称性を説明し、静止状態での熱X線放射の強い変調の主な原因であることがわかります。
狭線セイファート1銀河からの光学的過渡現象の家系図
| Title |
A_Family_Tree_of_Optical_Transients_from_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Sara_Frederick,_Suvi_Gezari,_Matthew_J._Graham,_Jesper_Sollerman,_Sjoert_van_Velzen,_Daniel_A._Perley,_Daniel_Stern,_Charlotte_Ward,_Erica_Hammerstein,_Tiara_Hung,_Lin_Yan,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Dmitry_A._Duev,_Marek_Kowalski,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Michael_Medford,_Ben_Rusholme,_Richard_Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08554 |
ZwickyTransientFacility（ZTF）は、大きな振幅と急速な立ち上がり時間で滑らかなフレアを経験しているAGNの新しいクラスに属する5つの新しいイベントを発見しました。このサンプルは、最初は狭いスペクトル線を持つ超新星として分類されたいくつかのトランジェントで構成されています。ただし、詳しく調べると、すべてのホスト銀河は、細い線のセイファート1（NLSy1）銀河に特徴的な分解されたバルマー線を表示します。一時的なイベントは長続きし、平均して400日を超えます。フレアのUVおよびX線の追跡調査を報告し、持続的なUV明るい放射を観察し、5つのトランジェントのうち2つを発光X線放射で検出し、超新星の解釈を除外します。このサンプルの特性を以前に報告されたフレアNLSy1銀河と比較すると、3つの分光学的カテゴリに分類されることがわかります。1）NLSy1に典型的なバルマー系列プロファイルとFeII錯体、2）強いHeIIプロファイル、3）Heボーエン蛍光機能を含むIIプロファイル。後者は、トラクテンブロらによって報告された降着の強化に起因するAGNフレアの成長するクラスのメンバーです。（2019）。私たちは、文献からの関連する過渡現象の文脈で物理的な解釈を検討します。たとえば、2つのソースは、光学系で高振幅の再明るくなり、これらのトランジェントの単純な潮汐破壊現象のシナリオを除外しています。サンプルのうち3つはTrakhtenbrotetalに属していると結論付けます。（2019）クラス、および2つはNLSy1のTDEです。また、NLSy1がそのような急速に強化されたフレア活動のサイトである理由を理解することも目指しています。
EHT M87の結果を使用して一般相対性理論をテストできますか？
いいえ。現在の観測周波数でまばらな地球サイズのアレイによって干渉計で測定された、降着する超大質量ブラックホールの観測的外観に関するすべての理論的予測は、降着流と放出物理学に関する多くのテストされていない仮定に敏感です。一般相対性理論（GR）の違反を、関連する「胃物理学的」仮定が単に成り立たないはるかにありそうなシナリオと区別する方法はありません。GRのテストは、天体物理学に依存しない理論の予測が観測可能になる解像度に達する、より長い干渉ベースライン（おそらく宇宙ミッションを必要とする）で可能になります。
M31のアウターハローに向けたフェルミ-LAT観測の暗黒物質解釈
| Title |
Dark_Matter_Interpretation_of_the_Fermi-LAT_Observations_Toward_the_Outer_Halo_of_M31 |
| Authors |
Chris_Karwin,_Simona_Murgia,_Igor_Moskalenko,_Sean_Fillingham,_Anne-Katherine_Burns,_Max_Fieg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08563 |
M31の外側のハローに向かう過剰な$\gamma$線信号が最近報告されました。他の説明ももっともらしいですが、それが暗黒物質（DM）から生じる可能性は有効です。この研究では、ボトムクォークに消滅するWIMPDMを代表的なケースとして使用して、DM消滅のフレームワークにおける過剰を解釈し、M31フィールドの$J$ファクターの体系的な不確実性の詳細な調査を実行します。信号は、質量が$\sim$46-73GeVのDM粒子に有利であることがわかります。質量は十分に制約されていますが、断面の系統的な不確実性は2.5桁に及び、$\sim$8$\times10^{-27}-4\times10^{-24}\\mathrm{の範囲です。cm^3\s^{-1}}$。この高い不確実性は、2つの主な要因、つまり、M31と天の川（MW）の両方のDMハローの下部構造の性質と形状の不確実性、およびそれに対応して、MWのDMからの信号への寄与の不確実性によるものです。視線に沿ったハロー。ただし、最小サブハロ質量が$\lesssim10^{-6}\M_\odot$であり、視線に沿ったMWのDMハローからの実際の寄与が少なくとも$\sim$30$\％$であるという条件下ではその合計値のうち、銀河中心（GC）過剰と反陽子過剰の両方のDM解釈と大きな重複があり、MW矮小楕円体の限界とも互換性があることを示しています。より一般的には、GC超過に対応するエネルギー範囲10GeV$-$300GeVでの多数の補完的なDM検索の結果を要約し、DM粒子の発見にまだ実行可能なパラメーター空間内の領域を特定します。
LSI +61303での周期的な降着-放出の証拠
| Title |
Evidence_for_periodic_accretion-ejection_in_LSI+61303 |
| Authors |
M._Massi,_M._Chernyakova,_A._Kraus,_D._Malyshev,_F._Jaron,_S._Kiehlmann,_S._A._Dzib,_R._Sharma,_S._Migliari_and_A._C._S._Readhead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08598 |
B0Ve星の周りの離心率軌道にあるコンパクトオブジェクトで構成される恒星バイナリシステムLSI+61303は、電波から最大ガンマ線エネルギーを放出します。電波スペクトル指数、X線、およびGeVガンマ線データの軌道変調は、2つのピークの存在を示唆しています。この2つのピークのプロファイルは、26。5d軌道に沿ったLSI+61303の2つの降着-放出イベントを予測する降着理論と一致しています。ただし、既存の多波長データは同時ではありません。この論文では、単一の軌道に沿ったシステムのラジオ、X線、およびガンマ線観測をカバーするキャンペーンの結果を報告します。我々の結果は、軌道に沿った2つの予測されたイベントを確認し、さらに、ラジオとガンマ線のピークの位置が、X線を放出する付着流を枯渇させるラジオとガンマ線を放出する放出で予想されるX線ディップと一致することを示しています。LSI+61303における降着-放出の物理的プロセスの体系的な研究のための将来の観測戦略について議論します。
ラジオの大音量でラジオの静かなガンマ線バーストはありますか？
| Title |
Are_there_radio-loud_and_radio-quiet_Gamma-Ray_Bursts? |
| Authors |
Joshua_Alexander_Osborne,_Fatemeh_Bagheri,_Amir_Shahmoradi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08877 |
ラジオの明るい/大きなおよびラジオの暗い/静かな集団に対応する、ラジオ残光放射の有無にかかわらず、2つの別々のクラスの長期ガンマ線バースト（LGRB）の潜在的な存在が、最近、GRBの文献で議論され支持されています。。電波が静かなLGRBは、平均して、等方性ガンマ線の総放出量（Eiso）が低く、固有のプロンプトガンマ線の持続時間が短い（T90zなど）ことがわかっています。さらに、赤方偏移-T90zの反相関が、ラジオの静かなクラスでは欠落していると報告されている、ラジオの大きなLGRBの間で発見されました。ここでは、2つの提案されたクラスのラジオラウドおよびラジオクワイエットLGRBのエネルギー特性と時間特性の違いの重要性について説明します。LGRBの2つの異なる無線集団をサポートする提案された証拠の多くは、選択効果とサンプルの不完全性の観点から説明できることを示しています。私たちの議論は、総等方性放出（Eiso）と短いハードGRBと長いソフトGRBの両方の集団に存在する固有のプロンプト持続時間（T90z）との間の比較的強い非常に有意な正の相関の最近の発見に基づいています。Shahmoradi（2013）およびShahmoradiandNemiroff（2015）によって初めて予測、定量化、および報告されました。
ベテルギウスプロジェクトIII：合併の特徴
私たちは以前、ベテルギウスが約1太陽質量の伴侶を降着させることによってスピンアップしたかもしれないと提案しました。ここでは、そのような合併とより広範囲の付加された質量の可能な体系をより詳細に調査します。恒星進化コードMESAを使用して、コアヘリウム燃焼、コア炭素燃焼、またはシェル炭素燃焼の主星に角運動量を追加します。私たちのモデルは、ベテルギウスが大きいがケプラー以下の赤道速度を持っている理由について、合理的な「自然な」説明を提供します。それらは、回転によって引き起こされる質量損失において十分な質量と角運動量を放出し、ベテルギウスの脱出速度に対する赤道速度の観測された比率、〜0.23を、一次質量、二次質量、およびエポックからほぼ独立した3倍以内で再現します。合併が発生する場所。私たちのモデルは、コアヘリウム燃焼またはコア炭素燃焼中に15太陽質量よりやや少ない一次太陽質量と1〜10太陽質量の二次太陽質量をマージすると、ベテルギウスに起因する約15km/sの赤道回転速度が得られる可能性があることを示唆しています。降着モデルの場合、角運動量の波はヘリウムコアのエッジの組成境界で停止します。したがって、これらのシミュレーションでは、内核はコンパニオンの降着の影響を受けません。降着は、内核の磁場の生成に比較的ほとんど影響を与えません。私たちの結果は証明していませんが、ベテルギウスがいくつかの太陽質量の仲間を摂取した可能性があることを否定するものではありません。
測光なしのSN2013fsの初期のボロメータ光度
ショックブレイクアウト後の最初の日のHアルファ放射のスペクトルのセットに基づいて、超新星IIPの初期のボロメータ光度曲線を再構築するための新しい方法が提案されています。この方法は、広いHアルファ翼に現れる衝撃前の星周ガスの放射加速の効果を利用します。このメソッドの効率は、SN2013fsの場合に示され、ショックブレイクアウトの6〜10時間後にスペクトルが取得されます。この方法の優れた特徴は、測光、距離、および消光を必要としないことです。
ジェットは、中性子星合体からの放射能を動力源とする放出をより青くすることができますか？
| Title |
Can_jets_make_the_radioactively_powered_emission_from_neutron_star_mergers_bluer? |
| Authors |
Lorenzo_Nativi_(1),_Mattia_Bulla_(2),_Stephan_Rosswog_(1),_Christoffer_Lundman_(1),_Grzegorz_Kowal_(3),_Davide_Gizzi_(1),_Gavin_Paul_Lamb_(4)_and_Albino_Perego_(5_and_6)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Oskar_Klein_Centre_Stockholm_University,_(2)_Nordita_and_KTH_Royal_Institute_of_Technology_and_Stockholm_University,_(3)_Escola_de_Artes_Ci\^encias_e_Humanidades_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_(4)_School_of_Physics_and_Astronomy_Leicester_University,_(5)_Dipartimento_di_Fisica_Universit\`a_di_Trento,_(6)_Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare_Sezione_di_Milano-Bicocca) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08989 |
中性子星合体は、重元素が合成された中性子に富む物質を放出します。これらの新たに合成された要素の崩壊は、光度と色がそれらの核組成に強く依存する電磁過渡現象（「マクロノバ」または「キロノバ」）に電力を供給します。イジェクタが非常に中性子に富んでいる場合（電子分率$Y_\mathrm{e}<0.25$）、不透明度の高いランタニドとアクチニドがかなりの量含まれているため、エジェクタ内の放射線を効率的にトラップして、放出がピークに達するようにします。スペクトルの赤い部分。この不透明度の高い材料が少量でも、下にある材料からの放出を覆い隠す可能性があるため、「ランタニドカーテン」として機能します。ここでは、噴出物を打ち抜く相対論的ジェットが、マクロノバが輝き始める前に、不透明度の高い物質のかなりの部分を押しのける可能性があることを調査します。詳細なニュートリノ駆動の風の研究の結果を初期条件として使用し、3D特殊相対論的流体力学シミュレーションを使用して、ジェットがこれらの風をどのように伝播しているかを調べます。続いて、モンテカルロ放射伝達計算を実行して、結果として生じるマクロノバ放出を調査します。ジェットによって開けられた穴は、放出の最初の数日間、軸上の観測者にとってマクロノバを明るく青くし、より強力なジェットがマクロノバに大きな影響を与えることがわかります。
降着動力X線ミリ秒パルサー
中性子星は、宇宙で最もエキゾチックな天体の1つです。約10〜15kmの半径内に1.4〜2個の太陽質量を持つ中性子星は、さらに圧縮すると重力崩壊と形成につながるため、縮退圧力が重力のバランスをとることができる最もコンパクトで安定した物質の構成です。ブラックホールの。重力が極端であるため、回転は極端です。中性子星は、ミリ秒という短い周期で、知られている中で最も速く回転する星です。星の自転軸と整列していない磁場の存在は、これらの源からの脈動放出の起源であり、この理由でパルサーと呼ばれています。1998年の最初の降着ミリ秒X線パルサーの発見は、継続的な発見の刺激的な季節を開始しました。過去20年間で、ラジオ、光学、X線、およびガンマ線バンドでの天文検出器の並外れた性能のおかげで、天体物理学者はいわゆるリサイクルシナリオを徹底的に調査する機会がありました。ミリ秒回転パルサーの形成。この章では、降着ミリ秒X線パルサーの一般的な特性を確認します。これは、（低質量の）コンパニオンスターからの物質の降着と角運動量によって中性子星がミリ秒周期まで回転するという最初の証拠を提供します。このクラスのシステムの一般的な特性について、スピンと軌道のパラメーター、短期および長期の進化、およびX線スペクトルから引き出すことができる情報に特に注意して説明します。
コア崩壊超新星におけるニュートリノ輸送のモデル化の物理的、数値的、および計算上の課題
| Title |
Physical,_numerical,_and_computational_challenges_of_modeling_neutrino_transport_in_core-collapse_supernovae |
| Authors |
Anthony_Mezzacappa,_Eirik_Endeve,_O.E._Bronson_Messer,_and_Stephen_W._Bruenn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09013 |
コア崩壊超新星がニュートリノ駆動であるという提案は、コルゲートとホワイトによる独創的な論文から50年以上経った今でも活発な調査の対象となっています。私たちがウィルソンに負っているこのパラダイムの現代版は、超新星衝撃波が、プロト中性子星表面またはニュートリノスフィアから放出される電子フレーバーニュートリノと反ニュートリノの吸収によって媒介されるニュートリノ加熱によって動力を与えられることを提案しています。理論がまだ進化している恒星の核流体とのニュートリノの弱い相互作用は、フレーバーとエネルギーに依存しています。関連するニュートリノの平均自由行程は何桁にもわたって広がり、恒星の核の半径に比べて常に小さいとは限りません。したがって、ニュートリノは常に流体のようになることはありません。代わりに、位置、方向、エネルギーの6次元位相空間におけるニュートリノの数密度を決定する分布関数、各フレーバーのニュートリノと反ニュートリノの両方、またはの角モーメントに関するそれらの速度論的記述代わりに、位置とエネルギーの4次元位相空間部分空間にニュートリノ数密度を提供するこれらのニュートリノ分布が必要です。次に、計算上の課題は2つあります。（i）これらの分布またはモーメントの進化を支配する運動方程式を、安定で正確で、おそらく最も重要な、レプトン数の保存などの物理法則を尊重する離散表現にマッピングすること。ニュートリノのエネルギーとフェルミ-ディラックの性質、および（ii）結果として得られる非線形代数方程式の効率的なスーパーコンピューターアーキテクチャを意識した解法を開発する。このレビューでは、この課題に対処するための最新技術を紹介します。
量子渦ネットワークからのパルサーグリッチ
中性子星またはパルサーは、非常に高速で回転するコンパクト星であり、密度が非常に高くなっています。これらの謎めいた天体の未解決の長年の問題の1つは、パルサーのグリッチの原因、つまり中性子星の回転速度の突然の急激な減速です。多くのグリッチイベントが報告されていますが、それらの原因となる微視的メカニズムについてのコンセンサスはありません。グリッチの重要な特性の1つは、エネルギー$E$のグリッチの確率分布のスケーリング則$P（E）\simE^{-\alpha}$です。ここでは、蓄積された最新の観測データを再分析して、スケーリング則の指数$\alpha\upperx0.88$を取得し、自由パラメーターなしでこのスケーリング則を自然に推定する単純な微視的モデルを提案します。私たちのモデルは、中性子星のコアにある2つの異なる種類の超流動の界面で発生する量子渦ネットワークの存在という観点からこれらのグリッチの出現を説明しています。内側のコアの$p$波の中性子超流動は、外側のコアの$s$波の中性子超流動とインターフェースします。ここで、$s$波の超流動の各整数渦は、$の2つの半量子化された渦に接続します。「ブージュム」と呼ばれる構造を通るp$波超流動。
過渡ミリ秒パルサー
タイトなバイナリのミリ秒パルサーは、最近、バイナリの進化と天体プラズマと電磁場の間の相互作用を支配する物理的プロセスの理解に新たな課題をもたらしました。回転駆動状態から降着駆動状態への変化、およびその逆の変化を示した移行システムは、無線と降着ミリ秒パルサーの集団を橋渡しし、最終的にはリサイクルシナリオによって想定される緊密な進化のつながりを示しています。10年間の発見と理論的努力により、無線からガンマ線帯への遷移ミリ秒パルサーの複雑な現象論が把握されました。このレビューでは、これまでに発見された3つの遷移ミリ秒パルサーの主な特性、および候補と関連システムの主な特性を要約し、多面的な動作に対処するために提案されたさまざまなモデルについて説明します。
加速する相対論的二元風からの中性子星合体の衝撃動力無線前駆体
| Title |
Shock-powered_radio_precursors_of_neutron_star_mergers_from_accelerating_relativistic_binary_winds |
| Authors |
Navin_Sridhar_(1),_Jonathan_Zrake_(1_and_2),_Brian_D._Metzger_(1_and_3),_Lorenzo_Sironi_(1),_Dimitrios_Giannios_(4)_((1)_Columbia_University,_(2)_Clemson_University,_(3)_Flatiron_Institute,_(4)_Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09214 |
コンパクトオブジェクトの合併の最終段階で、バイナリコンポーネントの少なくとも1つが磁化された中性子星（NS）である場合、伝導コンパニオンの軌道運動は、星を結ぶ磁力線に沿って強い電流を誘導します。この相互作用はまた、NSの開放磁束を大幅に拡大します---したがって、その風の光度を増加させます---孤立したパルサーのそれと比較して。重力放射によってバイナリ軌道が縮小すると、このバイナリ誘導の吸気風の出力と速度が（ペアの負荷に応じて）経年的に増加し、バイナリ軌道を超えた流出で自己相互作用と内部衝撃が発生する可能性があります。磁化された前方衝撃波は、シンクロトロンメーザープロセスを介してコヒーレントな電波放射を生成する可能性があり、その結果、バイナリNS合併の観測可能な電波前駆体が発生します。吸気風が衝撃半径の前にそのポインティングフラックスをバルク運動エネルギーに効率的に変換すると仮定して、加速するバイナリNS風における衝撃相互作用の1D相対論的流体力学的シミュレーションを実行します。これをパーティクルインセルシミュレーションのショックメーザースペクトルと組み合わせて、合成電波光度曲線を生成します。$\sim$GHz周波数で$\sim1$Jy$\cdot$msのフルエンスを持つプリカーサーバーストは、$\sim3$Gpc（$B_{\）のソースのマージ後、$\sim1〜500$ms続きます。rmd}/10^{12}$G）$^{8/9}$、ここで$B_{\rmd}$は、より強く磁化された星の双極子場の強さです。バイナリ赤道に沿って集中する流出ジオメトリを考えると、信号は、高傾斜システム、つまり、検出可能なガンマ線バーストを生成する可能性が最も低いシステムで優先的に観測できる可能性があります。
長周期パルサーのオフパルス放出の検索
パルサーのオフパルス放射の問題を再検討しました。そこでは、パルスウィンドウの外側の低レベルの無線放射の存在の詳細な検索が実行されます。オフパルス放射の存在は、巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用して、1GHz未満の周波数で2つの長周期パルサーPSRB0525+21およびB2046-16で以前に報告されました。ただし、その後の研究では、より高い無線周波数（>1GHz）でこれらのパルサーからのオフパルス放射は検出されませんでした。以前の検出で使用された分析スキームを注意深く調べ、使用されたデータ編集ルーチンに異常があり、その結果、オンパルス領域からオフパルス領域に信号が漏れていることがわかりました。PSRB0525+21およびB2046-16からの以前の検出は、このリークの結果であったことを示します。上記の分析スキームが変更され、オフラインゲーティングを使用して、GMRTのさまざまな観測周波数で21個の長周期パルサー（P>1.2秒）のオフパルス放射が検索されました。このリストPSR0B0628-28の最も明るいパルサーで、ピークフラックス0.5mJyの低レベルのオフパルス放射の存在が検出され、平均パルサーフラックスに対するオフパルスの比率は0.25％でした。ライトシリンダーの近くのサイクロトロン共鳴に起因するコヒーレントな電波放射が、このパルサーのオフパルス放射の原因となる可能性があることを示唆します。
降着バイナリの平衡離心率
| Title |
Equilibrium_eccentricity_of_accreting_binaries |
| Authors |
Jonathan_Zrake_and_Christopher_Tiede_and_Andrew_MacFadyen_and_Zolt\'an_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09707 |
高解像度の流体力学シミュレーションを使用して、周連星円盤から降着する等質量バイナリが、$e\lesssim0.08$のほぼ円形の軌道で初期化されない限り、$e\simeq0.45$の軌道離心率に向かって進化することを示します。その場合、それらはさらに循環します。暗黙のバイモーダル離心率分布は、AGB後の恒星バイナリで見られるものに似ています。ペリアプスの周りの大きな降着スパイクは、奇行バイナリの光度曲線に、はっきりとした、準周期的な、バースト性の特徴を与えます。LISAバンドに入る$z\lesssim10$の中質量および質量ブラックホール連星は、それらがあれば、$e\simeq10^{-3}-10^{-2}$の範囲で測定可能な奇行を持つと予測しますガス駆動段階を経験しました。一方、GW190521は、ガスディスクによって重力波領域に駆動された場合、検出できない離心率$\sim10^{-6}$でLIGO/Virgoバンドに入ります。
天王星型惑星大気科学
| Title |
Ice_Giant_Atmospheric_Science |
| Authors |
Emma_K._Dahl,_Shawn_Brueshaber,_Richard_Cosentino,_Csaba_Palotai,_Naomi_Rowe-Gurney,_Ramanakumar_Sankar,_Kunio_Sayanagi,_Shahid_Aslam,_Kevin_Baines,_Erika_Barth,_Nancy_J._Chanover,_Leigh_N._Fletcher,_Sandrine_Guerlet,_Heidi_Hammel,_Mark_Hofstadter,_Ali_Hyder,_Erin_Leonard,_Timothy_A._Livengood,_Tom_Momary,_Glenn_Orton,_Imke_de_Pater,_Kurt_Retherford,_James_Sinclair,_Krista_Soderlund,_Linda_Spilker,_Larry_Sromovsky,_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08617 |
このホワイトペーパーは、NASAの2023-2032惑星科学10検年調査を支持して書かれ、天王星とネプチューンの大気を形作る起源、進化、および現在のプロセスに焦点を当てた10の主要な質問の概要を示しています。今後10年間にこれらの質問に優先順位を付けると、ボイジャーのフライバイ以来ほとんど未踏のままであるこのユニークなクラスの惑星についての理解が大幅に向上します。天王星型惑星の大気を研究することは、海王星質量惑星を含む太陽系外惑星の数の増加に加えて、太陽系全体の起源と進化についての私たちの理解に大いに役立つでしょう。
ナトリウム層IIのレーザー励起による正確な測光比：589.16nmおよび819.71nmの共振から離調したレーザーを使用した2光子励起
| Title |
A_Precise_Photometric_Ratio_via_Laser_Excitation_of_the_Sodium_Layer_II:_Two-photon_Excitation_Using_Lasers_Detuned_from_589.16_nm_and_819.71_nm_Resonances |
| Authors |
J._Albert,_D._Budker,_K._Chance,_I._E._Gordon,_F._Pedreros_Bustos,_M._Pospelov,_S._M._Rochester,_H._R._Sadeghpour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08683 |
この記事は、中間圏の中性ナトリウム原子からの脱励起光の2色人工星（「レーザー測光比星」またはLPRSと呼ぶ）の生成に関する2つの記事の2番目です。、天文学および大気物理学の精密望遠鏡測定で使用するため、より具体的には、タイプIa超新星を使用した暗黒エネルギーの測定の較正のため。この記事と前の記事の両方でそれぞれ説明されている2つの手法は、中間圏で生成される黄色（589/590nm）光子と近赤外線（819/820nm）光子の比率が正確に1：1のLPRSをそれぞれ生成します。どちらの手法も、天文学と大気物理学にまたがる今後の望遠鏡観測のために、地球の大気の大部分の上から、前例のない精度の分光光度校正比を確立するための新しいメカニズムを提供します。この記事で説明する手法には、単一の500W平均出力を使用する手法よりも、低出力（<30W平均出力）レーザーを使用して、はるかに明るい（具体的には、約1000倍明るい）LPRSを生成するという利点があります。このペアの最初の記事で説明されているレーザー。ただし、ここで説明する手法では、望遠鏡の画像からレーザー大気レイリー後方散乱を十分に除去するために偏光フィルターを望遠鏡カメラに取り付ける必要がありますが、最初の記事で説明する手法では、十分に除去するために、より一般的な波長フィルターのみが必要です。レーザーレイリー後方散乱。
精密位置天文学のための2光子振幅干渉法
| Title |
Two-photon_amplitude_interferometry_for_precision_astrometry |
| Authors |
Paul_Stankus,_Andrei_Nomerotski,_Anze_Slo\v{z}ar,_Stephen_Vintskevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09100 |
光子波動関数の改善された量子センシングは、一般相対性理論、暗黒物質研究、宇宙論など、多くの分野に利益をもたらす光学分野での高解像度の観測を提供する可能性があります。最近、光干渉計のステーションは、量子力学的に絡み合ったペアのソースを提供できれば、位相安定光リンクを必要とせず、これまで非常に長いベースラインを可能にする可能性があることが提案されました。このアイデアの新しい改良点が開発されました。このアイデアでは、異なるソースからの2つの光子が、2つの別々の分離されたステーションで干渉され、それらの間の低速の古典的な情報リンクのみが必要です。観測量を厳密に計算し、この新しい干渉法をハンベリーブラウン＆ツイス強度干渉法と対比します。この手法により、2つのソースの相対位置天文学の堅牢で高精度な測定が可能になると私たちは主張します。基本的な計算では、2つの明るい星を1晩観測するだけで、$10\mu$as程度の角度精度を達成できることが示唆されています。
SVOM / ECLAIRの既知のX線源のオンボードカタログ
開発中のSVOMミッションは、さまざまな機器、特にコード化マスク望遠鏡ECLAIRを搭載し、約2srの広い視野を持ち、高エネルギー過渡現象を検出することを目的とした4〜150keVのエネルギー帯域で動作します。ガンマ線バーストなど。ECLAIRに搭載されたトリガーソフトウェアは、空に現れる新しい硬X線源と、既知の光源からの特有の動作（強力な爆発など）を検索して、衛星を再指定し、搭載された狭い視野で追跡観測を実行します。ビュー機器の。既知のX線源の存在は、新しい線源の出現から解きほぐされなければなりません。これは、このホワイトペーパーで紹介するオンボードソースカタログを使用して行われます。入力として、Swift/BATおよびMAXI/GSCによって検出されたX線源のカタログを使用し、ECLAIRの背景レベルおよび空の画像再構成プロセスの品質に対する線源の影響を調査します。光源の影響は、空のポインティング方向、エネルギーバンド、および露光時間に依存することを示します。銀河中心部では、既知の線源の寄与が宇宙X線背景放射を主に支配しています。これは、逆に、強い線源がない空の領域の主な背景放射です。また、空の画像のノイズレベルを低く維持し、誤ったトリガーを導入することなく、新しいソースの検出に適用されるしきい値を可能な限り低く保つために、ソースの寄与をクリーンアップする必要があることも示します。クリーニング方法の1つとその課題について簡単に説明します。最後に、オンボードカタログの全体的な構造と、ソースクリーニングを実行し、既知のソースの爆発から新しいソースの検出を解きほぐすために使用される方法を示します。
超高精度スタートラッカーの星黒点重心推定および較正技術について
1"（3{\sigma}）スタートラッカーよりも優れたポインティング精度は、高度な科学ミッションで重要な役割を果たします。この論文は、セントロイド化などの位置決めおよびキャリブレーションプロセスに関連する典型的なエラーソースに関する一連の研究を行います。アルゴリズム、検出器ノイズ、動き、焦点距離ドリフト、恒星スペクトルの中心波長の変動、モデルエラーなど。そのいくつかの作業は次のとおりです。IWCOGアルゴリズムは、精度と効率の両方の特性について研究されています。Cram\'er-Rao下限定理を使用して、位置ノイズのある信号にほぼ最適な特性を持ち、ガウスノイズの場合に最適な特徴を持つように集中します。動的性能を向上させるために、一般化された動的補償式を導出して補償します。モーションからのエラーを排除します。動的パフォーマンス、ポインティング精度、姿勢出力率を含む3つの技術的指標の分離。軌道上補正手順は、CRLB制約法として知られる優れたアイデアであり、いくつかの小さなエラーソースを最小限に抑えるために提示されています。この目標を達成するために、完全なCRLB制約式が導出され、飛行中のパラメーターを制限するための予算が作成されます。この方法を使用すると、全体的なエラーが取得され、その結果、3つの重要な推論が行われます。姿勢決定プロセスはさらに最適化されており、各星の大きさとさまざまな星のフィールド上の位置に応じてさまざまな重みを与えることで、QUESTアルゴリズムがアップグレードされます。結果は、この方法が姿勢測定の精度を統計的に10〜20％向上させることができることを示しています。理論と推論は、超高精度のものであれ、高動的なものであれ、さまざまなタイプのスタートラッカーに直接適用できます。
| Title |
A_General_Bayesian_Framework_for_Foreground_Modelling_and_Chromaticity_Correction_for_Global_21cm_Experiments |
| Authors |
Dominic_Anstey,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Will_Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09644 |
HI21cm吸収線は、明るい前景と、これらの前景のスペクトルの不均一性に観測を結合するために使用されるアンテナの色度によって生じる系統的な歪みによってマスクされます。アンテナが完全に無彩色でない場合、これらの歪みは21cm信号を隠すのに十分であり、前景電力の一定の空間分布を想定した単純な補正ではそれらを克服するには不十分であることを示します。次に、前景の一部として色の歪みを適合させるために、21cmの実験の前景をモデル化する新しい物理学に動機付けられた方法を提案します。これは、空を$N$領域に分割し、各領域で明確な均一なスペクトルインデックスを想定してベースマップをスケーリングすることにより、観測帯域全体でシミュレートされた空モデルを生成することによって行われます。次に、結果の星図をアンテナビームのモデルと畳み込み、$N$領域のスペクトルインデックスによってパラメータ化された前景と色度のモデルを作成できます。ベイジアンネストサンプリングアルゴリズムを使用して$N$を変化させるためにこのモデルを適合させ、証拠を使用して結果を比較することにより、比較的滑らかな円錐ログスパイラルアンテナのデータで21cm信号を確実に検出できることを示します。また、はるかにクロマチックな円錐形の曲がりくねったアンテナをテストしたところ、このモデルでは信頼性の高い信号検出が得られないことがわかりましたが、実際の検出と簡単に区別できます。
若い星を含む協会を検索する（SACY）VIII。これらの関連の間の非普遍的な多様性のヒントを示す分光連星システムの更新された国勢調査
| Title |
Search_for_associations_containing_young_stars_(SACY)_VIII._An_updated_census_of_spectroscopic_binary_systems_showing_hints_of_non-universal_multiplicity_among_these_associations |
| Authors |
S._Z\'u\~niga-Fern\'andez,_A._Bayo,_P._Elliott,_C._Zamora,_G._Corval\'an,_X._Haubois,_J._M._Corral-Santana,_J._Olofsson,_N._Hu\'elamo,_M._F._Sterzik,_C._A._O._Torres,_G._R._Quast_and_C._H._F._Melo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08575 |
活動や回転などのバイナリ候補の識別で考えられるすべてのバイアスを考慮して、SACY（若い星を含む関連の検索）サンプルの分光バイナリ部分を更新しようとしています。高解像度の分光観測を使用して、前述の汚染源を解きほぐすために$\sim$1300相互相関関数（CCF）を作成しました。得られた視線速度値は、文献と交差適合試験され、各SACY関連の分光連星（SB）分数を修正および更新するために使用されました。CCFプロファイルをより適切に説明するために、一連の高次相互相関特徴を計算して、視線速度の変動の原因を特定しました。410個のオブジェクトのサンプルから68個のSB候補を特定しました。私たちの結果は、最も若い協会のSB比率が高いことを示唆しています。具体的には、$22\substack{+15の感度補正されたSBフラクションが見つかりました
IPHASソースの詳細な研究-I。破壊された後期バイポーラIPHASXJ193718.6 + 202102
| Title |
Detailed_studies_of_IPHAS_sources_--_I._The_disrupted_late_bipolar_IPHASX_J193718.6+202102 |
| Authors |
L._Sabin,_M.A._Guerrero,_S._Zavala,_J.A._Toal\'a,_G._Ramos-Larios_and_V._G\'omez-Llanos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08638 |
新しい惑星状星雲（PN）IPHASXJ193718.6+202102の詳細な分析を、形態運動学および光イオン化モデリングによって解釈されるディープイメージングと中解像度および高解像度の分光法を使用して提示します。星雲の物理的構造は、その光学画像によって示唆された挟まれた腰のPN形態とは対照的に、断片化されたトーラスと非常にかすかな直交双極流出で構成されています。私たちの運動学的分析は、トーラスが25$\pm$5kms$^{-1}$で拡大し、徐々に崩壊していることを示しています。7.1$_{-0.3}^{+0.8}$kpcの推定距離では、対応する運動学的年齢$\sim$26000年は、かすかに崩壊するPNと一致しています。中間分解能のスペクトルは、タイプIIPNeに典型的な化学的存在量を持つ励起されたPNを明らかにします。後者に基づいて、2〜3M$_{\odot}$の範囲の前駆体の初期質量と、中心星（CSPN）の質量$M_\mathrm{CSPN}\sim$0.61M$_{も推定します。\odot}$。断片化されたトーラスに密接に続くスピッツァーMIPS24$\mu$m放出は、ダスト放出ではなく、25.9$\mu$mでの[OIV]の放出に起因する可能性があります。すべての結果は、星間物質に溶解する寸前の進化した適度に重い双極II型PNを首尾一貫して示しています。
dMe星のフレアの衝撃段階中の光放射の起源について。 II。連続体と線放射
dMe星の強力なフレアの光学的連続体の青（最大輝度）だけでなく、赤（遅い減衰段階）の成分も光球の近くに形成されていると主張されています。（電子と原子およびイオンとの弾性衝突による電子温度の上昇の結果として）熱平衡状態になるプラズマの緩和ゾーンでのHeI線の出現の可能性が指摘されています（十分に高速な非-太陽と星の光球に向かって伝播する定常的な彩層衝撃波）。強力な太陽フレアの衝動的な段階の間に白色光の連続体で放射の生成に関与するプラズマの「層」を配置するためのスキームが提案されています。
太陽圏における宇宙線の数値モデリング：AMS-02とPAMELAからの陽子データの分析
| Title |
Numerical_modeling_of_cosmic_rays_in_the_heliosphere:_Analysis_of_proton_data_from_AMS-02_and_PAMELA |
| Authors |
Emanuele_Fiandrini,_Nicola_Tomassetti,_Bruna_Bertucci,_Federico_Donnini,_Maura_Graziani,_Behrouz_Khiali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08649 |
太陽圏内の銀河宇宙線（GCR）は、太陽変調の影響を受けます。この現象とその根底にある物理的メカニズムを調査するために、太陽周期にわたるGCR陽子フラックスの時間依存性のデータ駆動型分析を実行しました。太陽圏プラズマ中の宇宙粒子の確率シミュレーションにより、太陽変調効果をモデル化しました。2006年半ばから2017年半ばまで、AMS-02およびPAMELA実験によって毎月報告されたGCR陽子フラックスの最近の時間分解測定を使用してモデルを制約しました。グローバルな統計分析により、GCR輸送、粒子剛性への依存性、および太陽周期にわたる進化を支配する主要なモデルパラメーターを決定しました。私たちのデータサンプルは、太陽極小期、太陽極大期のエポック、および磁気逆転と反対の極性を持つエポックで構成されています。GCR輸送パラメーターの進化とともに、太陽活動プロキシおよび惑星間パラメーターとの関係を研究します。GCR拡散の平行平均自由行程の剛性依存性は、顕著な時間依存性を示しており、太陽周期にわたって異なる体制間で交換される惑星間乱流の長期変動を示していることがわかります。GCR拡散パラメータの進化は、太陽圏プラズマのダイナミクスを反映する黒点数との遅延相関、およびGCR変調における電荷符号依存ドリフトの影響を反映する磁気極性の反対の状態に対する異なる依存性を示しています。
基本周波数と高調波周波数でのタイプIII太陽電波バースト源の1秒未満の時間発展
| Title |
Sub-second_time_evolution_of_Type_III_solar_radio_burst_sources_at_fundamental_and_harmonic_frequencies |
| Authors |
Xingyao_Chen,_Eduard_P._Kontar,_Nicolina_Chrysaphi,_Natasha_L.S._Jeffrey,_Mykola_Gordovskyy,_Yihua_Yan,_Baolin_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08782 |
天文電波望遠鏡の最近の開発により、1秒未満のタイムスケールでの太陽電波バーストのイメージングと分光法に新しい機会が開かれました。狭い周波数帯でのイメージングにより、タイプIIIの太陽電波バーストの標準的な画像に適合しない位置とソースサイズの時間的変動が明らかになり、電波輸送のより良い理解が必要になります。この論文では、不均一な太陽コロナの異方性密度乱流を説明する3Dモンテカルロ光線追跡シミュレーションを利用して、\simで観測された基本（プラズマ周波数に近い）および高調波（二重）プラズマ放射での画像ダイナミクスを定量的に説明します。32〜MHz。シミュレーションと観測値を比較すると、瞬間的な放出点光源からの異方性散乱が、観測された時間プロファイル、重心位置、およびタイプIII無線バーストの基本コンポーネント（f_{pe}\upperx32で生成される）の光源サイズを説明できることがわかります。〜MHz）。異方性密度乱流の波数ベクトルの平行成分に対する垂直成分の比率が約0.25の場合、観測結果との最良の一致が達成されます。同じ周波数で観測された高調波放射源（\sim32〜MHz、ただしf_{pe}\upperx16〜MHzで生成）は、基本波放射によって生成されたものと同等の見かけのサイズを持ちますが、時間発展がはるかに遅いことを示しています。電波伝搬のシミュレーションにより、基本波放射と高調波放射の両方について、1秒未満の時間スケールで見かけのソースサイズと位置の変動を定量的に説明することができ、プラズマ乱流の診断ツールとして使用できます。上部コロナ。
カッパドラの時間変動とラインプロファイル変動の研究
| Title |
A_Study_of_the_Time_Variability_and_Line_Profile_Variations_of_kappa_Dra |
| Authors |
S._M._Saad,_M._I._Nouh,_A._Shokry_and_I._Zead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08898 |
この研究では、明るいBe星りゅう座カッパ星の分光分析を紹介します。視線速度（RV）測定の2つの独立したセットは、直接測定とラインプロファイル解きほぐし技術を使用して取得されました。コードFOTELとKORELで見つかったソリューションの組み合わせを使用して、りゅう座カッパ星のバイナリの性質を再検討し、改良された軌道要素を導き出しました。バルマー系列のRVといくつかの強い金属線から、すべてのRVの変動が公転周期で位相ロックされていることがわかりました。V/R変動は、H_alpha、H_beta、H_gamma、およびその他のいくつかの光球線で取得され、軌道運動と位相ロックされていることがわかります。H_alphaおよびH_beta輝線プロファイルに重ね合わされた移動吸収バンプが検出されました。カッパドラの軌道解は、周期が61。5549日、K=6.81km/sの円軌道を想定して導出されました。ラインプロファイルの変動性の問題が議論されました。未解決の二次成分の吸収線または輝線を検索しようとしましたが、見つかりませんでした。
| Title |
Power_spectrum_of_turbulent_convection_in_the_solar_photosphere |
| Authors |
L._Yelles_Chaouche,_R._H._Cameron,_S._K._Solanki,_T._L._Riethm\"uller,_L._S._Anusha,_V._Witzke,_A.I._Shapiro,_P._Barthol,_A._Gandorfer,_L._Gizon,_J._Hirzberger,_M._van_Noort,_J._Blanco_Rodr\'iguez,_J._C._Del_Toro_Iniesta,_D._Orozco_Su\'arez,_W._Schmidt,_V._Mart\'inez_Pillet,_and_M._Kn\"olker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09037 |
太陽光球は、輸送の基本的なプロセスが急速に変化し、強い超断熱領域が亜断熱層に非常に接近している層の乱流を理解するための実験室を提供します。乱気流を探査するための私たちのツールは、2つの日の出ミッションで最近得られたような高解像度の分光偏光観測と数値シミュレーションです。私たちの目的は、観測とシミュレーションから計算したフーリエパワースペクトルの助けを借りて、光球の乱流を研究することです。また、その支配方程式とシミュレーションの助けを借りて、光球のオーバーシュート流のいくつかの特性を説明しようとします。静穏太陽観測とスミアシミュレーションは、ドップラー速度パワースペクトルの粒子下範囲で指数$〜\upperx-2$のべき乗則の振る舞いを示すことがわかります。スミアされていないシミュレーションは、$〜\upperx-2.25$のべき乗則インデックスを示します。スミアリングは、スペクトルのべき乗則のような部分の範囲を大幅に縮小します。したがって、一部の観測での限られた空間分解能は、最終的にべき乗則指数の推定においてより大きな不確実性をもたらす可能性があります。高さの関数としてシミュレートされた鉛直速度パワースペクトルは、太陽表面からその上の$300$〜kmまでのべき乗則指数の急速な変化を示しています。垂直運動量のスケール依存輸送が発生します。小さなスケールでは、垂直方向の運動量は大きなスケールよりも効率的に横方向に輸送されます。これにより、大規模よりも小規模で上向きに輸送される垂直速度のべき乗則が少なくなり、$180$km未満で徐々に急勾配の垂直速度のべき乗則が生成されます。この高さを超えると、重力仕事はすべてのスケールで徐々に重要性を増し、大気を徐々に静水圧的にし、その結果、べき乗則が徐々に緩やかになります。
AGB後のバイナリシステムにおける長期の光球不安定性とエンベロープダイナミクス89Herculis
| Title |
Long-term_photospheric_instabilities_and_envelopes_dynamics_in_the_post-AGB_binary_system_89_Herculis |
| Authors |
M._Gangi,_M._Giarrusso,_M._Munari,_C._Ferrara,_C._Scalia,_F._Leone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09300 |
システムの近い星周環境における光球の不安定性とダイナミクスとの関係を特徴づけることを目的として、AGB後のバイナリシステム89Herculisの長期光学分光研究を提示します。この研究は、高解像度のカターニア天体物理観測所分光偏光計で取得されたスペクトルと、1978年から2018年までの時間間隔をカバーするアーカイブデータに基づいています。システムの半径方向の速度曲線に長期的な変化が見られ、主に振幅で発生します。H$\alpha$プロファイルのようなPCygniのブルーシフト吸収成分で観察された変動性と相関します。2つの可能なシナリオについて説明します。また、\ion{Ba}{ii}$6141.713$\AA\および$6496.898$\AA\、linesのs-process要素には、短期間の形態学的変化を伴う強い分裂が見られます。このようなプロファイルのガウス分解により、システムの軌道運動の影響を受け、長期的な不安定性の影響を受けない、中央の星に向かって2つが拡大し、2つが落下する4つのシェルコンポーネントを区別できます。最後に、放出中の多数の金属線は、対応する上位レベルの遷移$\rmE_{up}$のエネルギーに比例するサイズを持つ構造化された周連星円盤の領域で発生する可能性があることがわかります。この研究は、ポストAGBの進化後期段階とPNeのその後の段階で発生する不安定性プロセスをリンクすることで、長期的な高分解能分光法の可能性を示しています。
電気的に活性な亜恒星大気における回転楕円体ダストの進化
| Title |
Evolution_of_spheroidal_dust_in_electrically_active_sub-stellar_atmospheres |
| Authors |
Craig_R._Stark_and_Declan_A._Diver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09431 |
光学および近赤外線での亜恒星偏光観測のソースを理解することは、亜恒星天体を特徴づけ、それらの大気の特性を決定するための潜在的な診断を開発するための鍵です。整列した非球形のダスト粒子の集団からの微分散乱は、ダスト雲の幾何学的特性を決定するために使用できる潜在的な偏光源です。この論文は、電気的に活性化された亜恒星大気におけるダスト粒子の回転楕円体成長の問題に取り組んでいます。それは、帯電したダスト粒子の表面電場効果の結果として、プラズマ堆積を介して非球形の細長いダスト粒子を成長させることができるメカニズムの新しい応用を提示する。ダストの偏心とダスト粒子の偏心分布関数が時間とともにどのように変化するかを決定するために、表面電界効果の結果としてプラズマ堆積を介して帯電したダスト粒子の球状成長を支配する微分方程式を数値的に解きます。これらの結果から、観測された直線偏光に対する回転楕円体ダストの影響を決定します。数値解法は、$e\upperx0.94$が流域の離心率を定義することを示しています。この場合、初期離心率がこの値よりも小さい（大きい）粒子の離心率は減少（増加）し、球形（回転楕円体）の成長が発生します。これにより、特徴的なバイモーダル離心率分布関数が生成され、観測された直線偏光に最大$\approx0.1$のわずかな変化が生じます。これは、近赤外観測と一致する、波長$\濃度1\mu$mで最大離心率のダスト粒子に対応します。窓。ここに示す結果は、帯電したダスト粒子の不均一な表面電界効果が重要である、一般的な形状の非球形の不規則な形状のダスト粒子の成長に関連しています。
湾曲した時空におけるスピノールとスカラー：ニュートリノ暗黒エネルギー（DE $ _ {\ nu} $）
スピノールと暗黒エネルギーを記述するスカラー場の間の相互作用、一般に湾曲した時空を研究します。曲線空間におけるいわゆるDE$_{\nu}$モデル。支配的な用語は次元5の演算子であり、ニュートリノ状態に対して異なるエネルギーシフトをもたらします。これはアハラノフボームのような効果です。この用語の現象論を研究し、ニュートリノ振動実験への影響により、実験室で暗黒エネルギーの相互作用を検出するための観測予測を行います。これにより、暗黒エネルギーを検出する地下実験を設計する可能性が広がります。標準模型の相互作用を超えるこの次元5演算子は、質量が変化するニュートリノに対応する、広く議論されている次元6演算子よりも抑制されていません。次元5のオペレーターは、重力による不安定性に悩まされることはありません。
| Title |
Improving_significance_of_binary_black_hole_mergers_in_Advanced_LIGO_data_using_deep_learning_:_Confirmation_of_GW151216 |
| Authors |
Shreejit_Jadhav,_Nikhil_Mukund,_Bhooshan_Gadre,_Sanjit_Mitra,_Sheelu_Abraham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08584 |
地上ベースの重力波（GW）観測所からのデータでコンパクトなバイナリ合体（CBC）を検索するための新しい機械学習（ML）ベースの戦略を提示します。これは、最初のGWトランジェントカラログ（GWTC-1）のすべてのバイナリブラックホールマージを回復するだけでなく、カタログに含めるほど重要ではなかったGW151216をクリーンに検出する最初のMLベースの検索です。。さらに、GWTC-1に使用された標準分析に新しい同時ランキング統計（MLStat）を追加するだけで、これを実現できます。CBC検索では、多数の誤警報をトリガーすることによって大きなノイズのバックグラウンドを生成する地上および機器の過渡現象による汚染を減らすことが、真のイベントを検出する感度を向上させるために重要です。膨大な量のデータと多数の予想される検出も、ML手法の使用を促します。事前にトレーニングされたディープニューラルネットワークである「InceptionV3」をトレーニングするための転移学習と、連続ウェーブレット変換（CWT）マップを分析することによってGW信号をノイズの多いイベントから区別するためのカリキュラム学習を実行します。MLStatは、このML分類器からの情報を、従来の検索で使用される標準の同時検索尤度に組み込みます。これにより、以前は「重要度の低い」イベントGW151012、GW170729、およびGW151216の逆誤警報率（IFAR）が少なくとも1桁改善されました。\waveformを使用してパラメータ推定を実行することにより、GW151216の検出の信頼性がさらに強化されます。信号をグリッチから区別する統計の印象的な能力を考慮すると、MLStatからの周辺イベントのリストは、天体物理学の人口調査とさらなるフォローアップのために非常に信頼できる可能性があります。この作業は、現在のデータで新しいソースを見つけるためのMLStatの計り知れない可能性と準備、および同様の検索でのその適応の可能性を示しています。
凍結軌道条件での月のGNSSの設計空間の調査
過去10年間で、月探査ミッションへの関心が高まっています。ただし、月面および軌道上ミッションの自律性は、正確で瞬時のナビゲーションサービスに依存しています。これらのサービスは、現在のグローバルナビゲーション衛星システム（GNSS）では提供できません。GNSSの信号は、月の近くでジオメトリとカバレッジが不十分です。月を周回する新しい衛星ナビゲーションシステムに関するシステムアーキテクチャ研究の予備的な結果が提示されます。J2、C22およびサードボディ摂動下での月の凍結軌道条件が想定されています。この定式化には、次の設計上の決定が含まれます。（1）軌道の準主軸、（2）衛星の数、（3）軌道面の数、（4）隣接する面での衛星の位相調整、（5）軌道の偏心、（6）近地点引数：BorgMulti-ObjectiveEvolutionaryAlgorithm（MOEA）フレームワークは、パフォーマンス、コスト、可用性、およびステーション維持deltaVを考慮した適応度関数を使用して、衛星コンステレーション設計問題を最適化するために使用されます。パフォーマンスメトリックは、月面上の500の等距離ポイントのグリッド上で計算されるGeometricDilutionofPrecision（GDOP）に基づいています。さらに、GDOP計算で使用される入力衛星軌道は、NASAGeneralMissionAnalysisToolboxを使用した高忠実度の軌道伝搬から取得されます。最後に、衛星のコストは、衛星の寿命を10年と仮定して、電力バジェット分析から導き出された衛星の乾燥質量の推定値に基づいています。結果は、凍結軌道に20個の衛星を備えた月のGNSS星座は、中緯度では満足のいく性能を達成できるが、極では達成できないことを示しています。
重イオン衝突から中性子星までの状態方程式に関する将来の物理学の展望
| Title |
Future_Physics_Perspectives_on_the_Equation_of_State_from_Heavy_Ion_Collisions_to_Neutron_Stars |
| Authors |
Veronica_Dexheimer,_Jorge_Noronha,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Claudia_Ratti,_and_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08834 |
今日利用可能な計算能力とアルゴリズムの改善、進行中のSTAR/RHICおよびHADES/GSI実験、将来のFAIRおよびNICA施設の運用開始、NICERおよびLIGO/VIRGO、高エネルギー核物理学および天体物理学からの新しい正確な測定コミュニティは、強く相互作用する物質の状態方程式に非常に厳しい制約を設定するという独自の立場にあります。平衡状態と平衡状態から外れた高温および超高密度バリオン物質の記述に使用される最新のさまざまなアプローチを確認し、重イオン衝突と中性子星合体が重なる可能性のある状態図の領域について説明します。重イオン衝突から中性子星までの強く相互作用する物質の状態図を描くための包括的で学際的な戦略を定義するのに役立つ将来の展望について説明します。
ファントムスカラー場ワームホールの喉の近くのヌルで時系列の測地線
| Title |
Null_and_Timelike_Geodesics_Near_the_Throats_of_Phantom_Scalar_Field_Wormholes |
| Authors |
Ivan_Potashov,_Julia_Tchemarina_and_Alexander_Tsirulev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.08979 |
任意の自己相互作用ポテンシャルを持つ自己重力最小結合ファントムスカラー場によってサポートされる漸近的に平坦で静的な球対称の横断可能なワームホールの喉の近くの測地線運動を研究します。そのようなワームホールは喉に関して反射対称性を持っていると仮定し、その観察可能な「右半分」のみを考慮します。そのようなワームホールの喉に近い束縛軌道と光子軌道の主な特徴は、ブラックホールの地平線に近いものとは非常に異なっていることがわかります。赤方偏移メトリック関数の喉に最小値があるか最大値があるかに応じて、1番目と2番目の2つのタイプのワームホールを区別します。まず、あらゆるタイプのワームホールの中心近くにある軌道は逆行歳差運動を示します。つまり、近地点歳差運動の角度は負です。第二に、高い降着活動の場合、第1のタイプのワームホールは喉で最も内側の安定した円軌道を持ち、第2のタイプのワームホールはテスト粒子が常に静止している静止状態の安定した円軌道を持ちます。私たちの研究では、銀河の中心にある強い重力の物体がワームホールである可能性を念頭に置いており、これはブラックホールの代替と見なすことができ、スカラー場は銀河を取り巻く暗黒物質の現実的なモデルと見なすことができます。センター。これに関連して、この記事で得られた結果のいくつかの観察的側面について定性的に説明します。
重力波による基本的な物理学の調査：次世代
コンパクトな連星合併の重力波観測は、すでに一般相対性理論と修正重力の制約の厳格なテストを提供しています。地上ベースの干渉検出器はまもなく設計感度に到達し、その後、おそらく宇宙ベースの検出器と組み合わせて動作する第3世代のアップグレードが行われます。これらの改善は、重力波で基本的な物理学を調査する私たちの能力にどのように影響しますか？答えは、機器の感度アップグレードのタイムラインだけでなく、観測されたソースの数と信号対雑音比を決定する天体物理学的なコンパクトなバイナリ母集団の不確実性にも依存します。検出器のアップグレードとさまざまな天体物理学的人口モデルの提案されたタイムラインについて、いくつかのシナリオを検討します。ブラックホール連星の合体観測のスタックフィッシャー行列分析を使用して、一般相対性理論の修正に関する将来の理論にとらわれない限界、および特定の理論の限界を徹底的に調査します。理論にとらわれない境界については、恒星質量ブラックホールの地上観測と質量ブラックホールのLISA観測はそれぞれ、現在の重力波制約に関して2〜4桁の改善につながる可能性があるのに対し、マルチバンド観測は1〜6桁の改善が見られます。また、理論にとらわれない境界と理論固有の境界の関係がソースのプロパティにどのように依存するかを明らかにします。
湾曲したフィールド空間からの$ P（X）$の部分的なUV補完
$k$エッセンス理論は、すでに豊富な現象学を提供し、宇宙論の広範な研究の対象となっているスカラー場モデルの典型的なクラスです。シフト対称の$k$エッセンスの一般的な形式は、標準およびDBI/cuscutonタイプの運動項を除いて、平面対称構成でコースティクスが形成されることが知られています。これを念頭に置いて、この論文では、シフト対称$k$エッセンスモデルの一般的なクラスのマルチフィールド苛性アルカリのない完成を求めています。UV理論のフィールド空間は自然に湾曲しており、EFT削減のプロセスで統合される重いフィールドの質量を制御するパラメーターとして曲率のスケールを導入します。数値的方法により、重い場の導入が、潜在的な苛性地層の近くでその運動を引き起こすことによって、苛性問題を実際に解決することを実証します。さらに、モデルの宇宙論的応用を研究します。フィールド空間の曲率スケールに関して方程式を拡張することにより、重力を含めて、背景と摂動の両方について無限の曲率の限界をとることにより、EFTの削減が正常に行われることを証明します。次の先行計算は一貫して実行され、摂動の音速が消失する限界でEFTの減少が崩壊することを示しています。
宇宙を伝搬する重力波の偏波の回転
この論文では、フリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーク宇宙を伝搬する宇宙の距離で天体物理学の源から放出される重力波（GW）の偏光を研究します。ヌル測地線偏差を考慮することにより、最初にヌル測地線に沿って平行に輸送されたフレームに関するワイルスカラーの観点からGWの偏光の定義を提供し、次に膨張のさまざまな効果のためにそれを明示的に示します。2つの偏光モード、いわゆる「+」モードと「$\times$」モードでの宇宙の場合、GWの偏光角は、湾曲した背景を伝搬するときに一般的に変化します。偏光角を直接計算することにより、放射、物質、および$\Lambda$が支配的な異なるエポックが、偏光に異なる影響を与えることを示します。特に、連星系によって放出されたGWの場合、異なるエポックでの偏光角$|\Delta\varphi|$の変化とソースの赤方偏移$z_s$との関係が明確にわかります。$\Lambda$CDMモデルでは、$|\Delta\varphi|{\eta_0F}$の順序は通常$O（10^{-3}）$から$O（10^3）$であることがわかります。、$z_s$の値に応じて、ここで$\eta_0$は現在の宇宙の（共動）時間であり、$F\equiv\Big（\frac{5}{256}\frac{1}{\tau_{obs}}\Big）^{3/8}\left（G_NM_c\right）^{-5/8}$、それぞれ$\tau_{obs}$と$M_c$は、合体するまでの時間です。オブザーバーのフレームとバイナリシステムのチャープ質量。
| Title |
Radial_oscillations_and_tidal_Love_numbers_of_dark_energy_stars |
| Authors |
Grigoris_Panotopoulos,_Angel_Rincon_and_Ilidio_Lopes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09373 |
暗黒エネルギーでできた相対論的星の性質を調べます。i）等方性完全流体、およびii）暗黒エネルギーに触発された状態方程式、チャプリギンガスの一般化された状態方程式を仮定して恒星構造をモデル化します。質量から半径へのプロファイル、潮汐の愛の数、および10個の最低の半径方向の振動モードが計算されます。因果関係、安定性、エネルギー条件についても説明します。
宇宙プラズマにおけるコヒーレント構造の同定について：磁気ヘリシティ-PVI法
| Title |
On_the_Identification_of_Coherent_Structures_in_Space_Plasmas:_the_Magnetic_Helicity-PVI_Method |
| Authors |
F._Pecora_(1),_S._Servidio_(1),_A._Greco_(1)_and_W._H._Matthaeus_(2)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_della_Calabria,_(2)_University_of_Delaware,_Newark_DE_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09500 |
プラズマ乱流は、大規模および小規模のコヒーレント構造が存在する磁気景観と見なすことができます。この複雑なネットワークでは、大きならせん状の磁気チューブが小規模な磁気リコネクションイベント（現在のシート）によって分離されている可能性があります。ただし、データの連続ストリーム内のこれらの磁気構造の識別は、常に困難な作業でした。ここでは、フィルター処理された磁気ヘリシティ（$H_m$）と増分の部分分散（PVI）を組み合わせて使用することに基づいて、乱流太陽風の大規模構造と小規模構造の両方を特徴付けることができる方法を紹介します。この単純な単一宇宙船技術は、最初にプラズマ乱流の直接数値シミュレーションによって検証され、次にパーカーソーラープローブ（PSP）ミッションからのデータに適用されました。$H_m$＆PVI法を組み合わせたこの新しい分析は、多数のフラックスチューブが太陽風に存在し、磁気リコネクションと粒子加速が発生する可能性のある接触領域で継続的に融合することを明らかにしています。
発光太陽ニュートリノII：質量混合ポータル
太陽ニュートリノは、地球のマントル内でMeVスケールの重い中性レプトン（HNL）に効率的に上方散乱することができます。その後、HNLは電子と陽電子のペアに崩壊し、大容量の検出器内にエネルギーが蓄積します。この論文では、太陽ニュートリノの質量20MeV$\geqm_N\geq2m_e$のHNLへの質量ポータル上方散乱について考察します。地球の大容量は、HNLの長い減衰長を補償し、大容量の検出器で観測可能なレート$N\rightarrow\nu_\alphae^+e^-$につながります。マントル上に散乱したHNLの検索により、第3世代レプトンとの混合に新しい制限を設定できることがわかりました。MeVレジームの質量の場合は$|U_{\tauN}|$です。第1世代および第2世代のレプトンとの混合に対する感度は、既存の検索戦略と競合しません。
純粋な中性子物質のペアリング
| Title |
Pairing_in_pure_neutron_matter |
| Authors |
S._Ramanan_(Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology_Madras,_Chennai,_India)_and_M._Urban_(Universit\'e_Paris-Saclay,_CNRS-IN2P3,_IJCLab,_Orsay,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09632 |
純粋な中性子物質における超流動ペアリングの長年の問題をレビューします。$s$波のペアリングについては、さまざまな$nn$相互作用、中程度の分極、短距離相関、BCS-BECクロスオーバー効果など、最先端の多体アプローチを要約し、量子モンテカルロ法の結果と比較します。低密度で。また、$p$波のペアリングについても説明します。これは、密度が高く、相互作用の制約が不十分で、中程度の効果と多体力のために大きな不確実性があります。
