| Title |
Cosmic_shear_power_spectra_in_practice |
| Authors |
Andrina_Nicola_(Princeton),_Carlos_Garc\'ia-Garc\'ia_(IFF-CSIC),_David_Alonso_(Oxford),_Jo_Dunkley_(Princeton),_Pedro_G._Ferreira_(Oxford),_An\v{z}e_Slosar_(BNL),_David_N._Spergel_(Princeton/CCA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09717 |
宇宙剪断は、ダークエネルギーの最も強力なプローブの1つであり、現在および将来のいくつかの銀河調査の対象となっています。ただし、レンズせん断は、カタログ内の測定された形状の銀河の位置でのみサンプリングされるため、関連するスカイウィンドウ関数は、不均一性のすべての投影された宇宙論的プローブの中で最も複雑なものの1つであり、不均一なノイズを発生させます。部分的にこの理由のために、宇宙せん断分析は、フーリエ空間パワースペクトルとは対照的に、相関関数を利用して、ほとんど実空間で実行されてきました。パワースペクトルを使用すると、補完的な情報が得られ、実空間パイプラインよりも数値的に有利であるため、標準の不偏パワースペクトル推定量とそれに関連する不確実性を説明する完全な形式を開発することが重要です。以前の作業に基づいて、このペーパーには、せん断パワースペクトルの推定と解釈に関連する主な複雑さの研究が含まれ、実際の使用に必要な2つの主要な量（ノイズバイアスとガウス共分散行列）を完全に推定するための高速で正確な方法を示します。調査ジオメトリを考慮し、これらの結果の一部は他の宇宙探査にも適用できます。これらの方法のパフォーマンスを、HyperSuprime-CamとDarkEnergySurveyのコラボレーションの最新の公開データリリースに適用し、測定における系統分類の存在と共分散行列推定の妥当性を定量化することによって示します。結果として得られるパワースペクトル、共分散行列、ヌルテスト、および完全な宇宙論的分析に必要なすべての関連データを公開します。
$ \ kappa $ TNG：IllustrisTNGシミュレーションによる弱いレンズ効果に対するバリオンプロセスの影響
宇宙論的流体力学シミュレーションIllustrisTNGに基づいて、一連の模擬WLマップである$\kappa$TNGを使用して、弱いレンズ効果（WL）の観測量に対するバリオンプロセスの影響を研究します。WL角度パワースペクトル、1点確率分布関数（PDF）、およびピークと最小の数カウントに対するバリオン効果を定量化します。また、効果の赤方偏移の進化を示します。これは、バリオンの効果を、暗黒エネルギー、暗黒物質、大量のニュートリノなどの基本的な物理学と区別するための鍵です。バリオンプロセスは、小規模な電力を削減し、PDFのテール、ピークと最小のカウントを抑制し、ピークと最小の総数を変更することがわかります。結果を既存の半解析モデルおよび流体力学シミュレーションと比較し、不一致の原因について説明します。$\kappa$TNGスイートには、$z_s=2.6$までの40のソース赤方偏移に対する$5\times5\、\mathrm{deg}^2$マップの10,000の実現が含まれており、既存および今後の弱いレンズ効果の対象範囲を十分にカバーしています。調査。また、対応する暗黒物質のみのIllustrisTNGシミュレーションに基づいて生成された$\kappa$TNG-ダークマップスイートも作成します。私たちのモックマップは、バリオンの効果を組み込んだ分析モデルの開発に適していますが、非ガウス統計や畳み込みニューラルネットワークを使用した機械学習などの質量マップに依存する研究にも特に役立ちます。モックマップのスイートは、ColumbiaLensing（www.columbialensing.org）で公開されています。
LISAのモデルに依存しないエネルギー収支
CERN-TH-2020-170DESY20-173
再加熱による制約
スカラースペクトルインデックス$n_s$とテンソル対スカラー比$r$の観点から、$N_{re}$の再加熱中のeフォールド数の式を、ポテンシャルに存在するパラメーターを削除することによって記述します。インフレーションのモデル。$n_s$と$r$の観点から宇宙論的な関心のある量を書くことにより、$n_s$と$r$の観測的および/または理論的限界でそれらを制約することができます。ここで、$N_{re}$に妥当な条件を課すと、$n_s$と$r$を制約できます。次に、$n_s$と$r$に対するこれらの制約を使用して、ランニングインデックス、再加熱温度、およびインフレーション、再加熱、および放射が支配的なエポック中のeフォールドの数の境界を見つけます。$N_{re}$が満たすべき最小条件は$N_{re}\geq0$です。ただし、再加熱中にポテンシャルを2次単項式で近似できるモデルを研究します。この場合、上記の宇宙論的量を制約するために使用するe-foldの数には控えめな限界$N_{re}\geq7$があります。特に、検討中のすべてのモデルで、テンソルとスカラーの比率$r$は下から制限されていることがわかります。
Abell 1430：並外れた拡散電波放射を備えた統合クラスター
| Title |
Abell_1430:_A_merging_cluster_with_exceptional_diffuse_radio_emission |
| Authors |
M._Hoeft,_C._Dumba,_A._Drabent,_K._Rajpurohit,_M._Rossetti,_S._E._Nuza,_R._J._van_Weeren,_H._Meusinger,_A._Botteon,_G._Brunetti,_T._W._Shimwell,_R._Cassano,_M._Br\"uggen,_H._J._A._R\"ottgering,_F._Gastaldello,_L._Lovisari,_G._Yepes,_F._Andrade-Santos_and_D._Eckert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10331 |
拡散電波放射は、多くの銀河団、主に融合状態にある大規模なシステムで発見されています。電波放射は通常、遺物またはハロー放射として分類できます。これらはそれぞれ、合併ショックまたはボリューム充填乱流に関連していると考えられています。最近の観測により、非常に近くにある銀河団のいくつかのペアの電波橋が明らかになりました。これらのブリッジ領域の電波光度を説明するために必要な、相対論的電子の高い比重を説明することを可能にするかもしれないメカニズムは、十分に調査されていません。銀河団Abell1430をLoTSSデータで詳細に分析し、最近のJVLALバンド観測、XMM-Newton、Chandra、およびSDSSデータで補完します。さらに、我々の結果を「三百プロジェクト」宇宙論的シミュレーションから抽出されたクラスターと比較します。Abell1430は、A1430-AとA1430-Bの2つのコンポーネントで構成されていることがわかります。2つのコンポーネントが軸外の合併を受けると推測されます。より質量の大きいコンポーネントは拡散無線放射を示します。これは、クラスターの質量を考えると、低い無線電力を示す無線ハローとして分類できます。最も興味深いことに、「枕」と呼ばれる拡張拡散電波放射があります。これは明らかにA1430-Bに関連しているため、低密度の銀河団ガスまたは銀河団ガスに関連しています。現在まで、そのような地域から発生する排出のほんの数例が知られています。これらの発見は、これらの領域における相対論的電子の存在を説明することを可能にするかもしれない可能な加速メカニズムを制約するために重要です。私たちの結果は、枕のスペクトルインデックスが$\alpha_{144\、\text{MHz}}^{1.5\、\text{GHz}}=-1.4\pm0.5$であることを示しています。将来の観測で、中心値の-1.4と同じかそれ以上の平坦な勾配が確認された場合、これは電子加速シナリオにとって深刻な課題となります。
拡張高速アクション最小化方法：SDSS-DR12結合サンプルへの適用
| Title |
Extended_Fast_Action_Minimisation_method:_application_to_SDSS-DR12_Combined_Sample |
| Authors |
E._Sarpa,_A._Veropalumbo,_C._Schimd,_E._Branchini,_S._Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10456 |
拡張高速アクション最小化法（eFAM）を実際のデータセットであるSDSS-DR12結合サンプルに最初に適用して、銀河の軌道を過去にさかのぼって再構築し、実空間での2点相関関数（2PCF）を示します。、およびバリオン音響振動（BAO）ピークを強化します。この目的のために、選択効果、調査フットプリント、および銀河バイアスを考慮したeFAMの新しい実装を紹介します。再構築されたBAOピークを使用して、角径距離D_A（z）r^{fid}_s/r_sと、ハッブルパラメーターH（z）r_s/r^{fid}_sを測定し、音の地平線スケールに正規化します。基準宇宙論r^{fid}_sの場合、サンプルz=0.38の平均赤方偏移で、D_A（z=0.38）r^{fid}_s/r_s=1090+/-29（Mpc）^{-1を取得します。}、およびH（z=0.38）r_s}/r^{fid}_s=83+/-3（kms^{-1}Mpc^{-1}）、同じデータセットでの以前の測定値と一致。400の公開されているSDSS-DR12モックカタログを使用して実行された検証テストは、eFAMが25h^{-1}Mpc$の分離まで、つまり非線形領域に2PCFを再構築するのに優れていることを示しています。さらに、eFAMは、調査の赤方偏移を含むすべての赤方偏移で赤方偏移空間の歪みによる異方性を正常に除去するため、モデル内の自由パラメーターの数を減らし、過去に再構築された2PCFの完全な形状に適合させることができます。BAOのピークを超えています。実空間の2PCFを回復することで、eFAMはフィッティングパラメーターの推定の精度を向上させます。再構成なしの場合と比較すると、eFAMは、Alcock-Paczynski歪みパラメーターの不確実性を約40％削減し、非線形減衰スケールの不確実性を約70％削減します。これらの結果は、eFAMが既存の赤方偏移銀河カタログにうまく適用できることを示しており、ゼルドビッチ近似に基づく一般的な方法に代わる次世代調査の再構築ツールと見なす必要があります。
レイリー異方性の原始的な情報内容
| Title |
The_primordial_information_content_of_Rayleigh_Anisotropies |
| Authors |
William_R._Coulton_and_Benjamin_Beringue_and_P._Daniel_Meerburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10481 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性は、主に自由電子による光子のトムソン散乱によって生成されます。再結合の周りでは、自由電子が陽子と結合して中性水素を形成し、CMB光子がレイリー散乱によって散乱できるため、トムソン散乱確率は急速に低下します。トムソン散乱とは異なり、レイリー散乱は周波数に依存するため、スペクトル依存性が異なる異方性が生成されます。残念ながら、レイリー散乱効率は中性宇宙の拡大とともに急速に低下し、その結果、中性水素によって散乱される光子の割合はごくわずかです。影響は非常に小さいですが、より高い感度と改善された周波数カバレッジを備えた将来のCMBミッションは、レイリー散乱信号を測定する準備ができています。レイリー異方性の無相関成分には、初期宇宙の知識を拡大するために利用できる可能性のある原始摂動に関する固有の情報が含まれています。この論文では、レイリー散乱異方性の測定を使用して、原始的な非ガウス性（NG）を制約できるかどうかを調べ、WMAPおよび\textit{Planck}衛星によって検出された異常のヒントを調べます。追加のレイリー情報が、原始的なNG制約を$30\％$以上改善する可能性があることを示します。ローカルタイプではない原始バイスペクトルは、レイリー異方性の異なるスケール依存性に起因するこれらの追加の散乱から最も恩恵を受けます。残念ながら、この異なるスケーリングは、レイリー測定を使用して異常や特徴を大規模に制約することができないことを意味します。一方、WMAPや\textit{Planck}で見られる潜在的な電力の非対称性など、より小さなスケールで持続する可能性のある異常は、レイリー測定を追加することで改善できます。
WD 1856 b：共通外層段階を生き延びた可能性のある白色矮星の周りの近くにある巨大惑星
| Title |
WD_1856_b:_a_close_giant_planet_around_a_white_dwarf_that_could_have_survived_a_common-envelope_phase |
| Authors |
F._Lagos,_M._R._Schreiber,_M._Zorotovic,_B._T._G\"ansicke,_M._P._Ronco,_Adrian_S._Hamers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09747 |
白色矮星WD1856+534を公転周期1.4dで周回する巨大惑星候補の発見は、惑星がどのようにして現在の位置に到達したのかという疑問を提起します。ここでは、惑星を現在の位置に持ってきた主なメカニズムとして共通外層の進化を想定して、システムの進化の歴史を再構築します。共通外層の進化は、ホスト星がAGBにあるときに開始され、物質移動の開始時の惑星の分離が1.69〜2.35auの範囲にあり、それに加えて、現在の構成を説明できることがわかります。生き残った惑星の軌道エネルギーは、エンベロープに蓄積された再結合エネルギーか、別の追加エネルギー源のいずれかがエンベロープの放出に寄与しました。また、共通外層の進化の前後の惑星の進化についても説明します。最後に、共通外層の進化によってシステムが形成された場合、その総年齢は銀河の薄い円盤のメンバーシップと一致していることがわかります。したがって、共通外層の進化は、少なくとも、惑星-惑星散乱や古在-リドフ振動など、以前に提案された代替形成シナリオと同じくらい可能性が高いと結論付けます。
金星の267GHz ALMA観測の再分析：ホスフィンの統計的に有意な検出はありません
| Title |
Re-analysis_of_the_267-GHz_ALMA_observations_of_Venus:_No_statistically_significant_detection_of_phosphine |
| Authors |
I.A.G._Snellen,_L._Guzman-Ramirez,_M.R._Hogerheijde,_A.P.S._Hygate,_F.F.S._van_der_Tak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09761 |
コンテキスト：267GHzでの金星のALMA観測は、大気中のホスフィン（PH3）の明らかな存在を示す文献に示されています。ホスフィンは現在、惑星の表面または大気中に明らかな生産ルートを持っていません。目的：この作業の目的は、ALMAデータの独立した再分析によってライン検出の統計的信頼性を評価することです。方法：提供されたスクリプトに従って、公開された研究のようにALMAデータを削減しました。最初に、研究で提示されたスペクトル分析が再現され、評価されました。続いて、選択したALMAベースラインへの依存性を含め、スペクトルを統計的に評価しました。結果：公開された研究で利用されたスペクトル通過帯域への12次多項式フィットは、偽の結果につながることがわかりました。彼らのレシピに従って、周囲のノイズを抑制することにより、PH31-0遷移周波数から60km/s以内に吸収または放出で他の5つの>10シグマラインを生成できます。私たちの独立した分析は、統計的有意性の一般的なしきい値を下回る、約2シグマレベルのPH3周波数に近い特徴を示しています。スペクトルデータには非ガウス分布があるため、統計的に信頼性が低く、誤検出の確率にリンクできないようなレベルの特徴を考慮します。結論：公開された267GHzALMAデータは、金星の大気中のホスフィンの統計的証拠を提供していないことがわかりました。
どの星が地球をトランジット系外惑星として見ることができますか？
トランジット観測は、これまでの太陽系外惑星の大部分を発見しました。トランジットと日食の分光観測は、太陽系外惑星の大気を特徴づけるために最も一般的に使用されるツールであり、生命の探索に使用されます。ただし、通過を観測するには、太陽系外惑星の軌道を視線に合わせる必要があります。ここで、遠くの観測者が同じように地球上の生命を探すことができるのは、どの恒星の視点からでしょうか。TESS入力カタログとGaiaDR2のデータを使用して、地球をトランジット系外惑星と見なすことができる最も近い星を特定します。100パーセク内で1,004個の主系列星を特定し、そのうち508個が地球のトランジットの最低10時間の観測を保証します。私たちの星のリストは、約77％のM型、12％のK型、6％のG型、4％のF型星、および黄道に近い1％のA型星で構成されています。ブレイクスルーリッスンイニシアチブのようなSETI検索は、すでに空のこの部分に焦点を合わせています。カタログには、この検索のターゲットリストが含まれています。拡張ミッションの一環として、NASAのTESSは、黄道内の通過する惑星を検索して、通過する地球上の生命も検出できる惑星を見つけます。
| Title |
Exoplanets_and_the_Sun |
| Authors |
J._Y-K._Cho,_H._Th._Thrastarson,_T._T._Koskinen,_P._L._Read,_S._M._Tobias,_W._Moon,_J._W._Skinner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09878 |
太陽系外惑星と太陽の内部のジェット構造を理解する上での最近の進歩をレビューします。ジェットに直接関係する観測と数値モデリングのより堅牢な側面に重点が置かれています。太陽系外惑星の場合、他のタイプの太陽系外惑星よりも多くの観測が現在利用可能であるため、主な焦点はホットジュピターにあります。太陽系外惑星のジェットの形態と強度についてはあまり知られていないため、現在のところあまり合意がありません。対照的に、太陽の写真は大きく異なります。実際、太陽の円盤が解像され、その内部が日震学で調べられるという事実のために、太陽のジェット構造は、間違いなくすべての惑星と星の中で最もよく知られているジェット構造の1つです。太陽系外惑星と太陽のジェットのモデリングに関連するいくつかの重要な問題の議論が、主題に関する簡単な見通しとともに提示されます。
小惑星の表面から放出された塵の動き（101955）ベンヌ
2019年1月6日から2019年2月18日まで、OSIRIS-RExは小惑星（101955）ベンヌが11個の塵のプルームを放出し、その一部が脱出し、別の部分が小惑星によって再捕獲されるのを観測しました。放出された塵に作用する典型的な力の相対的な大きさは、太陽系の惑星や他の小惑星の環境とはかなり異なります。ここでは、ベンヌの表面から放出されたダスト粒子がベンヌの重力場で捕らえられることを示します。この目的のために、0.1mumから10mmの範囲まで、さまざまなサイズのダスト粒子の軌道を数値的に計算しました。放出された粒子の雲の形状と運命は、粒子のサイズによって異なります。小さな粒子は、より狭く閉じ込められたダストトレイルを形成し、大きな粒子によって形成されたトレイルは、より急速に分散します。放出されたダストには、4つの異なる運命があります。半径が1.0mum未満のすべての粒子は、ベンヌに直接再衝突するか、直接逃げます。対照的に、半径が10.0mumを超える粒子の一部は、ベンヌ周辺でケプラー以外の回転を何度も実行した後にのみ、衝突または脱出することになります。私たちの調査結果は、ダスト粒子がベンヌや他のアクティブな小惑星の近くにどのように生息し、惑星間空間や他の天体に到達できるかを示しています。これは、有機物が炭素質小惑星から地球を含む他の天体に輸送できることを意味します。
\ textit {Nancy Grace Roman Space
Telescope}でマイクロレンズXallarap効果を使用して、銀河バルジの短周期太陽系外惑星と褐色矮星を明らかにする
| Title |
Revealing_Short-period_Exoplanets_and_Brown_Dwarfs_in_the_Galactic_Bulge_using_the_Microlensing_Xallarap_Effect_with_the_\textit{Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope} |
| Authors |
Shota_Miyazaki,_Samson_A._Johnson,_Takahiro_Sumi,_Matthew_T._Penny,_Naoki_Koshimoto,_Tsubasa_Yamawaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10315 |
\textit{NancyGraceRomanSpaceTelescope}（\textit{Roman}）は、進行中の地上観測よりもはるかに優れた測光精度で、膨大な数のマイクロレンズ光度曲線を提供します。このような光度曲線により、これまで検出が困難であった高次のマイクロレンズ効果を観察することができます。この論文では、ソース星の軌道運動、いわゆるxallarap効果を使用して、ソースシステム内の短周期惑星と褐色矮星（BD）を検出し、特徴づける\textit{Roman}の可能性を調査します。フィッシャー行列分析を使用して、xallarapパラメーターの測定の不確かさを分析的に推定します。\textit{Roman}銀河系外惑星調査（RGES）は、xallarap効果を介して、質量が0.5$M_{\rmJup}$までの暖かい木星と30日の公転周期を検出できることを示しています。\citet{Cumming+2008}の惑星周波数関数を仮定すると、\textit{Roman}は、マイクロレンズ調査中に、マイクロレンズのソース星の周りの$\sim10$ホットジュピターと$\sim30$近接BDを検出することがわかります。これらの検出には、コンパニオンの質量と軌道要素の測定が伴う可能性があります。これは、銀河バルジ内の近接する惑星とBDの集団の物理的特性の研究に役立ちます。
軌道離心率-惑星系の多重度相関と太陽系との比較
| Title |
Orbital_Eccentricity_--_Multiplicity_Correlation_for_Planetary_Systems_and_Comparison_to_the_Solar_System |
| Authors |
Nanna_Bach-M{\o}ller_and_Uffe_Gr{\aa}e_J{\o}rgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10371 |
太陽系の惑星の軌道離心率は、既知の太陽系外惑星の平均と比較して異常に低いです。べき乗則の相関関係は、惑星系の多重度とそのコンポーネントの軌道離心率の間に、2を超える多重度を持つシステムで以前に発見されています。この研究では、（個々の惑星に焦点を当てた以前の研究とは異なり）惑星系を単位として焦点を当てることにより、拡張されたデータサンプルの相関関係を調査します。私たちの完全なデータサンプルには、895システムの1171太陽系外惑星が含まれており、離心率と多重度の相関関係は、1を超えるすべての多重度の明確なべき乗則に従うことがわかります。いくつかの個別のサブサンプルの相関について説明し、すべてのサンプルが、たとえば、惑星の種類と検出方法。太陽系の離心率は一般的な傾向に適合しており、太陽系は（しばしば推測されるように）異常に低い離心率を示さず、「標準的な」惑星系と比較してまれに多くの惑星を示す可能性があることを示唆しています。べき法則の相関からの唯一の外れ値は、すべてのサンプルで一貫して、1惑星系です。これは、観測された1惑星系の追加の見えない太陽系外惑星が原因である可能性があることが以前に示唆されていました。この仮定とべき法則の相関関係に基づいて、8つの惑星以上を持つシステムの確率は1％のオーダーであると推定され、独立した議論に基づく分析からの最近の予測とよく一致しています。
銀河の「暗黒物質の欠落」NGC1052-DF4は潮汐破壊を受けています
| Title |
The_galaxy_"missing_dark_matter"_NGC1052-DF4_is_undergoing_tidal_disruption |
| Authors |
Mireia_Montes,_Ra\'ul_Infante-Sainz,_Alberto_Madrigal-Aguado,_Javier_Rom\'an,_Matteo_Monelli,_Alejandro_S._Borlaff,_and_Ignacio_Trujillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09719 |
暗黒物質を欠く長寿命の銀河の存在は、銀河がどのように形成されるかを理解する上での課題を表しています。ここでは、そのような銀河の1つであるNGC1052-DF4に暗黒物質がないことを説明する証拠を提示します。システムの深部光学イメージングは、隣接する銀河NGC1035との相互作用によって引き起こされた、この天体の潮汐尾を検出しました。星は暗黒物質よりも中心に集中しているので、潮汐ストリッピングは銀河の星に影響を与える前に暗黒物質のかなりの割合を取り除きます。銀河の恒星質量の約7％だけが潮汐尾にあり、NGC1052-DF4の星は相互作用の影響を受け始めたばかりであり、残りの暗黒物質の割合は1％未満であることを示唆しています。これは当然、この銀河について推測される暗黒物質の含有量が少ないことを説明し、これらのタイプの銀河を現在の銀河形成モデルと調和させます。
化学的にタグ付けされた溶解した出生クラスターの化学的均一性のテスト
天の川の一般的な形成場所に星を化学的にタグ付けし、これらの化学的にタグ付けされた誕生クラスターに高レベルの化学的均一性を確立することは、銀河円盤の化学的および動的な歴史を理解するために重要です。APOGEEスペクトルを初期恒星質量の1次元関数としてモデル化し、観測された恒星スペクトルのフォワードモデリングを実行し、データとシミュレーションを比較することにより、APOGEE調査で見つかった17個の新しく化学的にタグ付けされた溶解出生クラスターの固有存在量散乱を制約します。近似ベイズ計算を使用します。このメソッドを、よく知られている散開星団M67、NGC6819、NGC7789、およびNGC6791でテストします。APOGEEで15の元素を調べたところ、一般に、の固有の存在量のばらつきに対して非常に強い制約を得ることができます。化学的にタグ付けされた出生クラスターのほとんどの元素。上限はCで<〜0.02dex、O、Mn、Feで<〜0.03dex、SiとNiで<〜0.04dex、Nで<〜0.05dexです。Mg、およびCa。残りの元素（つまり、Na、Al、S、K、Ti、およびV）に少量の化学的不均一性の証拠がいくつか見つかりますが、散開星団に見られるものと比較して、より強い限界を得ることができます。以前の調査結果。再構築された出生クラスター内の化学的均一性のレベルを強く制約することにより、これらの星のグループが出生クラスターを表すというステートメントを強化でき、将来の化学的タグ付け研究に有望な意味を持ちます。
宇宙の再電離中にかすかなブラックホールをあざける
宇宙の再電離中の核ブラックホール（BH）の潜在的な存在量と影響を調査するために、宇宙論的流体力学シミュレーションで$z=6$にある銀河の23の特性についてトレーニングすることにより、それらの質量と降着率を推定するニューラルネットワークを生成します。マッシブ-ブラックII。次に、シミュレーションのすべての銀河に$z=18$から$z=5$まで、このネットワークからのBHを入力します。ネットワークはBHシードの質量より下のBH質量を確実に推定できるため、明るい（および観測された）BHを保持しながら、ターンオーバーのない光度関数を持つかすかなBHの集団を予測し、一緒に宇宙を予測します。銀河間水素は$z=6$で$15\％$イオン化され、凝集係数は5です。かすかなBHは、観測上の制約に違反することなく、H再イオン化においてより強力な役割を果たす可能性があります。これは、中性Hからの21cm線の観測に関連する予熱とイオン化にも影響を与えると予想されます。また、BHはより高い$z$でより効率的に成長しますが、主に赤方偏移に従います-独立した銀河とBHの関係。BHの水素イオン化放射率のべき乗則パラメーターを提供します。
ディスクスケーリング則に対するハロースピン濃度関係の影響
| Title |
The_impact_of_the_halo_spin-concentration_relation_on_disc_scaling_laws |
| Authors |
Lorenzo_Posti,_Benoit_Famaey,_Gabriele_Pezzulli,_Filippo_Fraternali,_Rodrigo_Ibata,_Antonino_Marasco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09727 |
タリーフィッシャー関係、質量サイズ関係、落下関係などの銀河スケーリング則は、宇宙論的文脈における銀河形成の理解に非常に役立つ手がかりを提供することができます。これらの関係のいくつかは、これらの関係に影響を与えると考えられているスピンや濃度などの二次パラメーターの理論的存在にもかかわらず、非常に緊密であり、単一のパラメーター（質量）によって十分に説明されます。実際、これらのスケーリング則の残差は互いにほとんど無相関であるように見え、二次パラメーターが重要な役割を果たすモデルに重大な制約を課します。ここで、可能な解決策は、そのような二次パラメータが、観測可能な空間の相関を取り除く方法で、それらの間で相関していることであることを示します。特に、暗黒物質ハロースピンとその濃度の間に反相関が存在すること（シミュレーションではまだ議論されています）が、タリーフィッシャーの残差と質量サイズの関係の相関を弱める可能性があることに焦点を当てます。。興味深いことに、単純な分析銀河形成モデルを使用すると、これは私たちが調査したパラメーター空間の比較的小さな部分でのみ発生することがわかります。これは、このアイデアを使用して、まだ調査されていない銀河形成モデルへの制約を導き出すことができることを示唆しています。
最初の銀河の周りの磁気発生：銀河形成に対するさまざまなフィールドシードプロセスの影響
| Title |
Magnetogenesis_around_the_first_galaxies:_the_impact_of_different_field_seeding_processes_on_galaxy_formation |
| Authors |
Enrico_Garaldi,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09729 |
宇宙の再電離の時代に電離前線の前で電荷分離によって生成された磁場の進化と、それらが銀河形成に及ぼす影響を研究します。この磁気シードプロセスを、Biermannバッテリー、超新星からの注入、および赤方偏移$z\gtrsim127$に課せられたシードフィールドと比較します。ぎょしゃ座の銀河形成モデルに基づく一連の自己無撞着な宇宙論的およびズームインシミュレーションを使用して、すべてのメカニズムが銀河形成に等しく影響する銀河磁場を生成し、$z\lesssim1.5$でほとんど区別できないことを確認します。前者は観測値と互換性があり、後者はシード依存の赤方偏移以下のガス金属量と相関しています。シードに依存する質量しきい値を下回る低密度のガスとハローは、初期磁場の記憶を保持します。現在の観測ではまだ十分な感度がありませんが、合成ファラデー回転測定マップを作成し、シードプロセスを制約する可能性があることを示しています。私たちの結果は、銀河形成シミュレーションで広く使用されているが、物理的起源が不確かな原始シードフィールドのアドホックな仮定を、銀河の特性への影響を無視できる磁気生成の物理的に動機付けられたメカニズムに置き換えることができることを意味します。さらに、イオン化フロントの前に生成される磁場は、Biermannバッテリーによって生成される磁場と非常に似ていますが、弱いように見えます。したがって、両方のメカニズムがアクティブである現実的なシナリオでは、前者は後者と比較して無視できます。最後に、私たちの結果は、高赤方偏移宇宙が磁場生成を理解するための実り多い試験場であることを強調しています。
GASPXXIX-ラム圧ストリッピングによる渦巻銀河の腕の巻き戻し
| Title |
GASP_XXIX_--_Unwinding_the_arms_of_spiral_galaxies_via_ram-pressure_stripping |
| Authors |
Callum_Bellhouse,_Sean_L._McGee,_Rory_Smith,_Bianca_M._Poggianti,_Yara_L._Jaff\'e,_Katarina_Kraljic,_Andrea_Franchetto,_Jacopo_Fritz,_Benedetta_Vulcani,_Stephanie_Tonnesen,_Elke_Roediger,_Alessia_Moretti,_Marco_Gullieuszik,_Jihye_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09733 |
クラスター銀河の渦巻腕を「巻き戻す」動圧の効果に関する最初の研究を紹介します。より一般的に観察される「クラゲ」の特徴に加えて、除去された物質が渦巻腕の元の構造を保持しているように見える、GASP（銀河のGAストリッピング現象）から11個のラム圧力ストリッピング銀河を研究します。隣人からの重力の影響は除外され、サンプルを乱されていない渦巻銀河とシミュレートされた剥ぎ取られた銀河の対照群と比較します。最初に巻き戻しの性質を確認し、スパイラルアームのピッチ角が10個の剥ぎ取られた銀河で放射状に増加することを発見し、また、正面と端を向いた剥ぎ取られた銀河をシミュレートしました。巻き戻されたコンポーネントには若い星だけが見つかりますが、ディスクの古い星は邪魔されません。銀河団ガスに対する推定傾斜を考慮に入れて、形態と運動学をシミュレートされたラム圧ストリッピング銀河と比較し、エッジオンストリッピングでは、ディスクの回転によって引き起こされる差のラム圧のために巻き戻しが発生する可能性があることを発見しました。剥がされた材料が遅くなり、「積み重なる」原因になります。正面から見た場合、外縁から除去されたガスはより高い軌道に落下し、「ほどける」ように見えます。このパターンは、ストリッピングプロセスではかなり短命（<0.5Gyr）であり、最初の落下時に発生し、最終的にはICM風によってクラゲ銀河の尾に洗い流されます。シミュレーションを観測されたサンプルと比較することにより、ICMに対して異なる傾斜でストリッピングが発生するため、銀河ではフェイスオンとエッジオンの「巻き戻し」効果の組み合わせが発生する可能性が高いことがわかります。
| Title |
Determining_sub-parsec_supermassive_black_hole_binary_orbits_with_infrared_interferometry |
| Authors |
J._Dexter,_D._Lutz,_T._T._Shimizu,_J._Shangguan,_R._I._Davies,_P._T._de_Zeeuw,_E._Sturm,_F._Eisenhauer,_N._M._F\"orster-Schreiber,_F._Gao,_R._Genzel,_S._Gillessen,_O._Pfuhl,_L._J._Tacconi,_F._Widmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09735 |
視線速度モニタリングにより、一部のクエーサーに移動する幅広い輝線の存在が明らかになり、サブパーセクバイナリシステムの存在を示している可能性があります。位相参照された近赤外線干渉観測は、広い輝線と高温のダスト連続体との間の光中心の差を測定することにより、バイナリ軌道をマッピングすることができます。数年にわたる位置天文データが固有運動と加速度を検出できる可能性があることを示し、バイナリの存在を確認し、システムパラメータを制約します。現在の候補の明るさ、赤方偏移、および位置天文サイズは、アップグレードされたVLTI/GRAVITY+機器の機能とよく一致しており、10の可能な候補の最初のサンプルを特定します。位置天文の特徴は、超大質量ブラックホール連星系におけるホットダスト放出の形態と進化に依存します。フォトセンターオフセットの測定は、ホットダスト放出領域が周連星円盤の内縁に固定されているか、降着する二次ブラックホールからの照射パターンの変化に応じて移動するかにかかわらず、バイナリ運動を明らかにする可能性があります。
MOSFIREによる速度分散測定を使用した、$ 3
| Title |
Confirmation_of_stellar_masses_and_potential_light_IMF_in_massive_quiescent_galaxies_at_$3_ |
| Authors |
James_Esdaile,_Karl_Glazebrook,_Ivo_Labbe,_Edward_Taylor,_Corentin_Schreiber,_Themiya_Nanayakkara,_Glenn_G._Kacprzak,_Pascal_A._Oesch,_Kim-Vy_H._Tran,_Casey_Papovich,_Lee_Spitler_and_Caroline_M._S._Straatman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09738 |
Keck/MOSFIRE近赤外分光器を使用して、深いHおよびK$-$バンドスペクトルに基づいて、$3.2<z<3.7$での4つの巨大な$\sim10^{11}M_\odot$静止銀河の速度分散測定を示します。強力なバルマー吸収線に基づいて$\sigma_e\sim250$km/sのオーダーの高速分散を見つけ、これらをHST/WFC3F160Wイメージングに基づくサイズ測定と組み合わせて動的質量を推測します。速度分散は、高い恒星の質量と小さなサイズとほぼ一致しています。静止している星の種族の証拠とともに、スペクトルは、初期の宇宙$z>4$で急速に形成され、急冷された巨大な銀河の集団の存在を確認します。$z\sim3.5$と$z\sim2$の間の一定速度分散での進化を調べると、有効半径$0.35\pm0.12$dexと動的対恒星の質量比$<$logが大幅に増加していることがわかります。（M$_{\textrm{dyn}}$/M*）$>$$0.25\pm0.08$dex、暗黒物質からの予想される寄与は低い。$z\sim3.5$サンプルの動的質量は、Chabrier初期質量関数（IMF）の恒星質量と一致しており、比率は$<$log（M$_{\textrm{dyn}}$/M）です。$^*_{\textrm{Ch}}）>$=-0.13$\pm$0.10dexは、Salpeterよりも軽いIMFが、$z>3$の大規模な静止銀河で一般的であることを示唆しています。これは、$z\sim2$の高速分散銀河で見つかったSalpeterまたはより重いIMFと、これらの銀河が進化すると考えられている現在の楕円のコアに照らして驚くべきことです。今後のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用した、分解能の高い運動学による将来のイメージングと分光観測により、これらの結果を確認できます。
SDSSスペクトルのベイズAGN分解分析：[OIII] $ \ lambda5007 $流出運動学とAGNおよびホスト銀河特性との相関分析
| Title |
Bayesian_AGN_Decomposition_Analysis_for_SDSS_Spectra:_A_Correlation_Analysis_of_[OIII]$\lambda5007$_Outflow_Kinematics_with_AGN_and_Host_Galaxy_Properties |
| Authors |
Remington_O._Sexton,_William_Matzko,_Nicholas_Darden,_Gabriela_Canalizo,_Varoujan_Gorjian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09748 |
SDSSスペクトルのベイジアンAGN分解分析（BADASS）を紹介します。これは、AGNとホスト銀河スペクトルの自動詳細デコンボリューション用に設計され、Pythonで実装され、次世代の大規模調査用に設計されたオープンソースのスペクトル分析コードです。BADASSは、べき乗則の連続体、恒星の視線速度分布、FeII放射、および禁止（狭い）、許可（広い）、および流出輝線機能を含むすべてのスペクトル成分に同時に適合します。これらはすべてマルコフ連鎖モンテを使用して実行されます。カルロは、パラメーターの収束を評価するためのロバストな不確実性と自己相関分析を取得します。BADASSは、メモリと計算リソースを効率的に管理しながら、スペクトルの大きなサンプルをバッチフィッティングするためにマルチプロセッシングを利用し、現在、クラスター環境で数千のSDSSスペクトルをフィッティングするために使用されています。BADASSを使用して、63個のSDSSタイプ1AGNの相関分析を実行し、[OIII]$\lambda5007$放出機能に強い非重力流出運動学の証拠を示します。[OIII]プロファイルのコアが恒星の速度分散$\sigma_*$の適切な代理であることを示す以前の研究からの発見を確認しますが、コアが流出速度に比例する広がりを経験するという証拠があります。$\sigma_*$、[OIII]コア分散、および[OIII]プロファイルの非重力流出分散が平面を形成し、その適合によって$\sim0.1$dexが分散するという十分な証拠が見つかりました。最後に、[OIII]分散を$M_{\rm{BH}}-\sigma_*$関係の$\sigma_*$の代理として使用する場合の影響、警告、および推奨事項について説明します。
おとめ座銀河団における孤立した星形成ガス雲の流体力学的シミュレーション
| Title |
Hydrodynamic_simulations_of_an_isolated_star-forming_gas_cloud_in_the_Virgo_cluster |
| Authors |
Francesco_Calura,_Michele_Bellazzini,_Annibale_D'Ercole_(INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09758 |
高温の銀河団ガス（ICM）を移動する、圧力が閉じ込められた大規模な（10^7M_sun）星形成中性ガス雲の進化を追跡する、一連の3次元の高解像度流体力学シミュレーションを紹介します。分析の主な目的は、おとめ座銀河団で最近発見された星形成雲SECCO〜1のような恒星系の寿命と進化について理論的な洞察を得ることですが、星の研究には一般的に興味深いかもしれません。-ラム圧力が剥ぎ取られた銀河の尾部で観察される形成ガス塊。以前の単純なシミュレーションに基づいて、雲のさまざまな相対速度とICMのより高い温度の影響、および雲の自己重力の影響を調査しました。さらに、星形成と恒星フィードバックを含むシミュレーションを実行し、システム内の星の観測された特性との直接比較を初めて可能にしました。シミュレートされた雲の中での低温ガスの存続可能性は、1Gyrのオーダーのタイムスケールで付与され、最終的な低温ガスの割合は通常$>0.75$です。すべての場合において、シミュレートされたシステムは、1Gyrの進化の後、外部の高温ガスと圧力平衡にある対称的な雲として終わります。また、重力が雲の進化において最大のスケールで無視できる役割を果たしたことを確認します。星形成を使ったシミュレーションでは、星形成はすぐに始まり、最も早い時間にピークに達し、時間とともに単調に減少します。不均一な超新星爆発は、ガス雲の形状が非対称になる原因であり、不安定性の発生と低温ガスの割合の減少を促進します。
MUSEが発表したアンテナのウォルフ・ライエ星
| Title |
Wolf-Rayet_stars_in_the_Antennae_unveiled_by_MUSE |
| Authors |
V.M.A._G\'omez-Gonz\'alez,_Y.D._Mayya,_J.A._Toal\'a,_S.J._Arthur,_J._Zaragoza-Cardiel_and_M.A._Guerrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09781 |
相互作用銀河NGC4038/39（別名アンテナ）の18.1Mpcの距離でのアーカイブ超大型望遠鏡（VLT）マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）観測の分析を提示します。Wolf-Rayet（WR）星からの明らかな貢献を伴う、最大38個の若い星形成複合体が発表されています。銀河系WR星の公開されているテンプレートを、利用可能な測光的絶滅測定と組み合わせて使用して、ほぼ太陽の酸素量に基づいて、各星形成領域のWR集団を定量化および分類します。アンテナのWR星の推定総数は4053$\pm$84で、そのうち2021$\pm$60WNLと2032$\pm$59WCタイプがあります。私たちの分析は、1.01$\pm$0.04のグローバルなWC対WNタイプの比率を示唆しています。これは、最新のBPASS星の種族合成モデルにおける単一星の進化シナリオの予測と一致しています。
マゼラン雲中の古典的ケフェイド変光星の中赤外線レビット法
| Title |
The_mid-infrared_Leavitt_Law_for_Classical_Cepheids_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Abigail_H._Chown,_Victoria_Scowcroft,_and_Stijn_Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09784 |
周期-光度関係としても知られるケフェイド変光星法（LL）は、宇宙の距離梯子を組み立てるための重要なツールです。OGLE-IVカタログのデータとスピッツァー宇宙望遠鏡の中赤外線測光を組み合わせることにより、約5000の基本モードを使用してマゼラン雲の$3.6$$\mu$mと$4.5$$\mu$mのLLを決定しました。古典的なセファイド。平均マグニチュードは、モンテカルロマルコフ連鎖（MCMC）テンプレートフィッティング手順を使用して決定されました。テンプレート光度曲線は、これらのセファイドのサブサンプルから作成され、完全に位相調整され、十分にサンプリングされた光度曲線を使用します。関係の線形性に加えて、大マゼラン雲のLL係数のさまざまな周期カットへの依存性がテストされました。LLのゼロ点は、ハッブル宇宙望遠鏡とガイアデータリリース2の天の川セファイドの視差を使用して較正されました。最終的な較正関係は$M_{[3.6]}=-3.246（\pm0.008）（\log（P）-1.0）-5.784（\pm0.030）$および$M_{[4.5]}=-3.162（\pm0.008）（\log（P）-1.0）-5.751（\pm0.030）$
Gaiaを使用したPan-STARRS1位置天文学の改善
GaiaDR2カタログを使用して、Pan-STARRS1データリリース2（PS1DR2）の約17億個のオブジェクトの位置天文精度を向上させます。また、これらのPS1オブジェクトの固有運動も取得します。ガイアとPS1の交差適合試験では、約1分角のスケールで相関する残差が明らかになります。3つ以上の検出を持つすべてのPS1オブジェクトに空間適応補正アルゴリズムを適用して、これらの残差を減らし、オブジェクトの位置をGaiaに合わせます。Gaiaと交差適合する点状のPS1オブジェクトの場合、アルゴリズムはPS1/Gaiaの残差を位置で33％（中央値13.5masから9.0masに減少）および固有運動で24％（中央値6.3mas/年）削減します。4.8mas/年に減少）。補正された位置の残余は、最も点のような形態を持ち、中間の大きさが約17等のオブジェクトで最小になります。偏角の残余誤差は、赤経の残余誤差よりも体系的に大きくなります。赤緯誤差は、観測の気団に比例して天頂角とともに増加します。特定の赤緯での赤緯位置の残差は、一般に色によって異なり、大気差の影響と一致しています。原則として、これらの残差は、オブジェクトの色を考慮に入れることでさらに減らすことができます。
カリーナ星雲の柱における電離フィードバックによって駆動される乱流の圧縮性について
| Title |
On_the_compressive_nature_of_turbulence_driven_by_ionising_feedback_in_the_pillars_of_the_Carina_Nebula |
| Authors |
Shyam_H._Menon,_Christoph_Federrath,_Pamela_Klaassen,_Rolf_Kuiper,_Megan_Reiter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09861 |
巨大な星の電離放射線は、周囲の中性ガスを柱のような構造に形作ります。これらの構造では、通常はその先端で、流出とジェットによる星形成の直接的な兆候が観察されます。最近の数値シミュレーションは、この星形成が光イオン化放射によって引き起こされる可能性があり、柱の乱流の圧縮モードを駆動する可能性があることを示唆しています。この研究では、$^{12}\mathrm{CO}$、$^{13}\mathrm{CO}$、および$\mathrm{C}^{18}\mathrm{の最近の高解像度ALMA観測を使用します。O}、\;カリーナ星雲の柱についてこの仮説をテストするためのJ=2-1$排出量。カラム密度と強度加重速度マップを分析し、空の平面内の大規模なバルクモーションを差し引いて、乱気流を分離します。次に、乱流駆動パラメータ$b$を計算することにより、柱の支配的な乱流駆動モードを再構築します。これは、の標準偏差間の関係$\sigma_{\rho/\rho_0}=b\mathcal{M}$によって特徴付けられます。密度コントラスト$\sigma_{\rho/\rho_0}$（ガス密度$\rho$とその平均$\rho_0$）および乱流マッハ数$\mathcal{M}$。ほとんどの柱で\mbox{$b\sim0.7$-$1.0$}の値が見つかりました。これは、主に圧縮モードの乱流が、近くの巨大な星からの電離放射線によって柱内で駆動されることを示唆しています。この範囲の$b$値は、スパイラルアーム分子の典型的な平均値$b$である$b\sim0.5$よりも$\sim3$大きい係数である星形成率を柱に生成できることがわかります。雲。私たちの結果は、圧縮乱流運動による柱の星形成の潜在的なトリガーのさらなる証拠を提供します。
一酸化窒素およびその他の分子：Murchison WidefieldArrayを使用した分子モデリングと低周波探査
| Title |
Nitric_Oxide_and_other_molecules:_Molecular_Modelling_and_Low_FrequencyExploration_using_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Chenoa_D._Tremblay,_Malcolm_D._Gray,_Natasha_Hurley-Walker,_James_A._Green,_JoAnn_R._Dawson,_John_M._Dickey,_Paul_A._Jones,_Steven_J._Tingay,_and_O._Ivy_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09868 |
14NOと15NOの新しい分子モデリングと、低無線周波数（99〜129MHz）での深いブラインド分子線調査を紹介します。この調査は、MurchisonWidefieldArray（MWA）で完了したシリーズの3番目ですが、以前の調査と比較して、4倍のデータ（17時間対4時間）を使用し、角度分解能が3倍優れています（1'対3'）。一酸化窒素とその主要なアイソトポログの新しい分子モデリングには、MWA周波数帯域内に7つの遷移があります（ただし、より高い周波数遷移も示します）。0.21Jyビーム^-1の制限で新しい分子線は検出されませんでしたが、この作業は、将来のSquareKilometerArray（SKA）のデータ処理の課題を理解する上で重要なステップであり、低頻度調査の未来。モデリングは、一酸化窒素の将来の検索に利用できます。
PG 0026 +129の残響マッピングからの2つの異なるブロードライン領域の証拠
| Title |
Evidence_for_Two_Distinct_Broad-Line_Regions_from_Reverberation_Mapping_of_PG_0026+129 |
| Authors |
Chen_Hu_(1),_Sha-Sha_Li_(1,2),_Wei-Jian_Guo_(1,2),_Sen_Yang_(1,2),_Zi-Xu_Yang_(1,2),_Dong-Wei_Bao_(1,2),_Bo-Wei_Jiang_(1,2),_Pu_Du_(1),_Yan-Rong_Li_(1),_Ming_Xiao_(1),_Yu-Yang_Songsheng_(1,2),_Zhe_Yu_(1,2),_Jin-Ming_Bai_(3),_Luis_C._Ho_(4,5),_Wei-Hao_Bian_(6),_Michael_S._Brotherton_(7),_Ye-Fei_Yuan_(8),_Jes\'us_Aceituno_(9,10),_Hartmut_Winkler_(11),_Jian-Min_Wang_(1,2,12)_(SEAMBH_collaboration)_((1)_Institute_of_High_Energy_Physics,_China,_(2)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_China,_(3)_Yunnan_Observatories,_China,_(4)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_China,_(5)_Peking_University,_China,_(6)_Nanjing_Normal_University,_China,_(7)_University_of_Wyoming,_USA,_(8)_University_of_Science_and_Technology_of_China,_China,_(9)_Centro_Astronomico_Hispano_Alem\'an,_Spain,_(10)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia,_Spain,_(11)_University_of_Johannesburg,_South_Africa,_(12)_National_Astronomical_Observatories_of_China,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09871 |
2017年7月から2020年2月までのカラルアルト天文台2.2m望遠鏡でのクエーサーPG0026+129の新しい分光モニタリングキャンペーンの結果について報告します。H$を含む連続体と広域放射線のフラックスの大幅な変動\beta$とHeIIは、1年目と3年目に観測され、それらの間の明確なタイムラグが測定されています。広いH$\beta$ラインプロファイルは、2つのガウス成分で構成されています。半値全幅（FWHM）が1964$\pm$18$\rmkmの中間幅H$\beta_{\rmIC}$です。〜s^{-1}$と別の非常に広いH$\beta_{\rmVBC}$、FWHMは7570$\pm$83$\rmkm〜s^{-1}$。H$\beta_{\rmIC}$は、残りのフレームで$\sim$40〜60日の長いタイムラグがありますが、H$\beta_{\rmVBC}$は、光学連続体に関してほぼゼロの時間遅延を示します5100\AAで。速度分解された遅延は一貫した結果を示しています。広いH$\beta$ラインのコアで$\sim$30〜50日のラグがあり、翼でほぼゼロのラグがあります。H$\beta_{\rmIC}$の赤方偏移は$\sim$400$\rmkm〜s^{-1}$であり、アーカイブされたスペクトルと比較すると30年近く安定しているようで、落下。H$\beta_{\rmVBC}$の二乗平均平方根（rms）スペクトルは、最初の年に明るい青色のピークと拡張された赤い翼を持つ二重ピークのプロファイルを示しています。これは、薄いディスクの特徴と一致します。二重ピークプロファイルとほぼゼロのラグの両方が、H$\beta_{\rmVBC}$が、光学的連続体を放出する降着円盤の部分に関連する領域に由来することを示唆しています。FWHM（rmsスペクトル）とH$\beta$ライン全体で測定されたタイムラグ、およびビリアル係数1.5を採用すると、ビリアル質量$2.89_{-0.69}^{+0.60}\times10が得られます。このクエーサーの中央のブラックホールの^7M_{\odot}$。
セフェウスフレア雲の高密度コアのハーシェルグールドベルト調査観測
| Title |
Herschel_Gould_Belt_Survey_Observations_of_Dense_Cores_in_the_Cepheus_Flare_Clouds |
| Authors |
James_Di_Francesco,_Jared_Keown,_Cassandra_Fallscheer,_Philippe_Andr\'e,_Bilal_Ladjelate,_Vera_K\"onyves,_Alexander_Men'shchikov,_Shaun_Stephens-Whale,_Quang_Nguyen-Luong,_Peter_Martin,_Sarah_Sadavoy,_Stefano_Pezzuto,_Eleonora_Fiorellino,_Milena_Benedettini,_Nicola_Schneider,_Sylvain_Bontemps,_Doris_Arzoumanian,_Pedro_Palmeirim,_Jason_M._Kirk,_and_Derek_Ward-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09894 |
近くの星形成分子雲のハーシェルグールドベルト調査（HGBS）によって観測された、ケフェウスフレア雲L1157、L1172、L1228、L1241、およびL1251のハーシェルSPIREおよびPACSマップを提示します。SPIREおよびPACSデータへの修正された黒体適合により、0.5〜1.0$\times$10$^{21}$cm$^{-2}$の典型的な雲柱密度と14〜15Kの典型的な雲温度を決定します。getsources識別アルゴリズムを使用して、160〜500$\mu$mのSPIREおよびPACSデータから832個の高密度コアを抽出します。質量対サイズの図での配置から、303は星前コアの候補であり、これらのうち178は「堅牢な」星前コアであると見なします。70$\mu$mでのソースの独立した抽出から、832個の高密度コアのうち25個が原始星であると見なします。候補の星前コアと一致するバックグラウンド列密度の分布は、2〜4$\times$10$^{21}$cm$^{-2}$でピークになります。「超臨界」線質量のフィラメント内で発生すると予想される広範な断片化のために、ケフェウス座の候補星前コアの約半分が形成された可能性があります。5つのケフェウス座の雲すべてから引き出された対数正規のロバストな星前コア質量関数（CMF）は、0.56M$_{\odot}$でピークに達し、幅は$\sim$0.5dexで、AquilaのCMFと同様です。実際、セフェウスの総CMFの幅は、恒星系の初期質量関数（IMF）に似ています。異なる雲とシステムIMFにおけるCMF幅の類似性は、星前のコアと星に進化する変動をシードするための共通の、おそらく乱流の起源を示唆しています。
原子ガスの圧縮磁化殻とみなみのかんむり分子雲の形成
| Title |
Compressed_magnetized_shells_of_atomic_gas_and_the_formation_of_the_Corona_Australis_molecular_cloud |
| Authors |
Andrea_Bracco,_David_Bresnahan,_Pedro_Palmeirim,_Doris_Arzoumanian,_Philippe_Andr\'e,_Derek_Ward-Thompson,_Antoine_Marchal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10110 |
星間塵放出によって追跡されたみなみのかんむり分子雲（CrA）と、21cmの水素原子（HI）の線放出で観測された2つの殻のような構造との間のこれまで気づかなかった物理的関連の識別を提示します。2つのシェルの存在はすでに文献で報告されていますが、HI放出とCrAの間の物理的なリンクはこれまで強調されていませんでした。PlanckとHerschelの両方のデータを使用してダスト放出を追跡し、GalacticAllSkyHISurvey（GASS）を使用してHIを追跡します。CrAと殻の間の物理的関連性は、分子ガスと原子ガスの分光観測とGaiaによる減光データの両方に基づいて評価されます。シェルは140〜190pcの距離にあり、CrAの距離に匹敵します。これは150.5±6.3pcとして導出されます。また、プランクからのダスト分極観測を使用して、シェルの磁場構造を追跡します。それらの両方は、CrAの磁場形態と一貫してシェルのエッジに続く磁力線のパターンを示しています。Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）法を使用して、2つのシェルの交点での磁場強度を推定します。DCF法の背後にある多くの警告にもかかわらず、27±8$\mu$Gの磁場強度が見つかります。これは、HIシェルから計算された磁場強度よりも少なくとも2倍大きくなります。この値は、ゼーマン分裂からの拡散HIガスに見られる数$\mu$Gの典型的な値と比較して大幅に大きくなっています。これは、シェルの膨張によって引き起こされる磁場の圧縮の結果として解釈されます。この研究は、膨張する星間気泡からの冷たい磁化されたHIガスの超音速圧縮によって引き起こされる分子雲形成のシナリオをサポートします。
宇宙正午に星を形成する銀河
これまで以上に深く幅広いルックバック調査により、宇宙の星形成の歴史のかなり堅固な概要が導き出されました。これは、しばしば「宇宙の正午」と呼ばれる期間であるz〜2のあたりで最高潮に達しました。これらの時代の星形成銀河に関する私たちの知識は、ますます完全な人口調査と個々の銀河の詳細なビューから劇的に進歩しました。平衡成長像における銀河の進化の現在の理解に影響を与えた重要な観測的洞察のいくつかを強調します。銀河の特性間の$\bullet$スケーリング関係は、少なくともz〜2までの巨大な銀河の間でかなり確立されており、調整メカニズムを示しています。すでに銀河の成長に作用しています。$\bullet$で解決された見解は、z〜2のガスとバリオンに富む銀河内の重力の不安定性と効率的な経年過程が、銀河構造の初期の構築に重要な役割を果たしていることを明らかにしています。$\bullet$z〜2での運動学のこれまで以上に敏感な観測は、銀河スケールでのバリオンと暗黒物質の収支、および星形成銀河とそれらの可能性のある子孫の間のリンクを調査しています。より高い質量、大きなバルジ、高密度のコア、および強力なAGNおよびAGN駆動の流出に向けた$\bullet$はより一般的であり、星形成を抑える役割を果たしている可能性があります。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡や次世代の超大型望遠鏡など、今後10年間の新たな質問とエキサイティングな展望について概説します。
ファジーダークマターハローでのリラクゼーション。 II。自己無撞着な反応速度式
| Title |
Relaxation_in_a_Fuzzy_Dark_Matter_Halo._II._Self-consistent_kinetic_equations |
| Authors |
Ben_Bar-Or_and_Jean-Baptiste_Fouvry_and_Scott_Tremaine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10212 |
ファジー暗黒物質（FDM）は、典型的な銀河速度での銀河の恒星成分のサイズに匹敵するドブロイ波長を持つ超軽量ボソンで構成されています。FDMは、大規模ではコールドダークマターのように動作します。ただし、ドブロイ波長のスケールでは、FDMハローは、緩和につながる密度変動を示します。これは、古典的な重力N体システムで発生する2体緩和と同様のプロセスであり、フォッカープランク方程式で表されます。その運動方程式のFDMアナログを導出し、それを解いて、空間的に均一なFDMハローの速度分布の進化を見つけます。また、FDMハロー内の線形波の誘電率と分散関係を決定します。
薄層近似におけるエネルギー保存：III。超新星の球形相対論的ケース
| Title |
Energy_Conservation_in_the_thin_layer_approximation:_III._The_spherical_relativistic_case_for_supernovae |
| Authors |
Lorenzo_Zaninetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10240 |
薄層近似におけるエネルギー保存の法則は、特殊相対性理論に拡張されました。星周円盤の密度の4つのモデルが分析されます。これらのモデルは、密度の定数、べき乗則、指数関数、およびエムデン（n=5）プロファイルで表されます。天体物理学の結果は、原点の周囲の4つの軌道のテイラー展開を除いて、数値的に表されます。モデルの自由パラメーターは、半径と時間の関係がわかっているSN1993jに特化しています。時間の遅れに関するいくつかの評価が提示されます。
ボーズ・アインシュタイン暗黒物質によって予測された矮小銀河における普遍的なコア-ハロー遷移の検出
| Title |
Detection_of_a_universal_core-halo_transition_in_dwarf_galaxies_as_predicted_by_Bose-Einstein_dark_matter |
| Authors |
Alvaro_Pozo,_Tom_Broadhurst,_Ivan_de_Martino,_Tzihong_Chiueh,_George_F._Smoot,_Silvia_Bonoli,_Raul_Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10337 |
現在、ほとんどの近くの古典的な矮小銀河は、$2〜{\rmkpc}$を超える大きな星のハローに囲まれていることが知られており、これらの暗黒物質が支配する銀河の不可解な特性に追加されています。ここでは、ボーズアインシュタイン凝縮$\psi$DMとしての暗黒物質のシミュレーションが、ドブロイ波長によって設定されたコア半径での顕著な密度遷移を伴うソリトンコアを取り巻く大きなハローを予測することを示します。基底状態は励起状態のハローよりもはるかに密度の高い定在波ソリトンを形成するため、この遷移は$\psi$DMの顕著な特徴です。ここでは、$\simeq1.1^{+0.2}_{のボソン質量に対応する、半径$\simeq1.0〜{\rmkpc}$で天の川を越えて横たわっている小人の恒星プロファイルにおけるこの予測された遷移を特定します。-0.1}\times10^{-22}{\rmeV}$、星が質量をトレースすると仮定します。明確な遷移は、天の川を周回するほとんどの古典的な矮星でも明らかであり、ハローがより簡単である周回する矮星の$\psi$DMシミュレーション（Schive、Chieuh\＆Broadhurst2020）で予想されるように、顕著な振幅は有意な潮汐ストリッピングを示します安定したソリトンコアよりも剥ぎ取られています。$\psi$DMは、低質量銀河が集中してコアがないはずの重い粒子、冷たい暗黒物質、CDMとは対照的に、潮汐ストリッピングが含まれる古典的な矮星プロファイルの観測されたファミリーをうまく説明していると結論付けます。広範なコアハロー構造が観察された。
銀河円盤の運動学における非対称性による銀河ワープの調査
| Title |
Exploring_the_Galactic_Warp_Through_Asymmetries_in_the_Kinematics_of_the_Galactic_Disk |
| Authors |
Xinlun_Cheng,_Borja_Anguiano,_Steven_R._Majewski,_Christian_Hayes,_Phil_Arras,_Cristina_Chiappini,_Sten_Hasselquist,_Anna_B\'arbara_de_Andrade_Queiroz,_Christian_Nitschelm,_Domingo_An{\i}bal_Garc{\i}a-Hern\'andez,_Richard_R._Lane,_Alexandre_Roman-Lopes_and_Peter_Frinchaboy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10398 |
天の川の星の大規模なデータベースの以前の分析は、私たちの銀河の恒星円盤が歪んでいること、そしてこれが太陽の近くを超えた星の運動学に強い特徴を与えることを明らかにしました。ただし、正確な距離推定の制限により、これらの銀河の特徴の範囲を調査する多くの試みは、一般に太陽の近くのボリュームに制限されています。GaiaDR2位置天文ソリューション、StarHorse距離、およびAPOGEE調査からの恒星の存在量を組み合わせることにより、銀河円盤内の星の垂直および半径方向の動きについて、これまでで最も詳細で放射状に広がる研究を提示します。星の速度をガラクトセントリック半径、角運動量、方位角に関してマッピングし、ワープとの関係を評価します。垂直速度の低下は、ガラクトセントリック半径$R=13\\text{kpc}$と角運動量$L_z=2800\\text{kpc}\\text{km}\\text{s}^{-1で発見されました。}$。鉛直速度と視線速度の小さな波紋も、主な傾向に重ね合わせて発見されています。また、方位角による鉛直速度の傾向がピークに関して対称ではないことを発見しました。これは、ワープが偏っていることを示唆しています。鉛直速度の世界的な傾向を説明するために、銀河ワープの簡単な分析モデルを構築しました。最適な結果は、開始半径$8.87^{+0.08}_{-0.09}\\text{kpc}$と歳差運動率$13.57^{+0.20}_{-0.18}\\text{km}\\text{s}^{-1}\\text{kpc}^{-1}$。これらのパラメータは、恒星の年齢層全体で一貫性を保っています。これは、ワープが外部の重力によって引き起こされた現象の結果であるという概念をサポートする結果です。
PSR B1508 +55のシンチレーション-10,000kmのベースラインからの眺め
| Title |
Scintillation_of_PSR_B1508+55_--_the_view_from_a_10,000-km_baseline |
| Authors |
V._R._Marthi,_D._Simard,_R._A._Main,_U.-L._Pen,_M._H._van_Kerkwijk,_Y._Gupta,_C._Roberts_and_B._M._Quine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09723 |
PSRB1508+55のシンチレーションの550〜750MHzでの巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）とアルゴンキンラジオ天文台（ARO）の同時観測について報告します。その結果、ベースラインは$\sim$10,000kmになります。この測定体制は、以前のマルチステーション観測の数百〜1000kmの短いベースラインと、はるかに長い地球空間のベースラインの間にあります。シンチレーションパターンの$\sim45$のトラバース時間によるゼロタイムラグからオフセットされた、$0.22$のシンチレーション相互相関係数を測定します。135秒のシンチレーション時間は$3\times$長く、異方性と厳密な1D散乱を除外します。したがって、低い相互相関係数は、異方性が高いが2D散乱であることを示しています。ベースラインで検出される一般的なシンチレーションは、$\lesssim1\mu$sの低遅延に限定されており、この相関関係がGMRTで検出された顕著な放物線と関連していない可能性があることを示唆しています。パルスエコーの検出と、別のグループによる低周波アレイ（LOFAR）による直接イメージングにより、これらのエコーの原因となる画面までの120pcの距離を測定できます。これらの以前の測定は、私たちの観察と並んで、2つの散乱スクリーンがあることを提案します。GMRTで検出された顕著な放物線を引き起こすより近い120pcスクリーンと、GMRT-AROベースラインで検出されたシンチレーションを引き起こすことを超えたスクリーンです。120個の画面が画面上のスペックル画像を部分的に解決し、それらの散乱軸が相互にずれて、2次元散乱円盤が生じるという仮説を進めて、相互相関係数が低いことを説明します。
若い超新星実験：調査の目標、概要、および運用
| Title |
The_Young_Supernova_Experiment:_Survey_Goals,_Overview,_and_Operations |
| Authors |
D._O._Jones,_R._J._Foley,_G._Narayan,_J._Hjorth,_M._E._Huber,_P._D._Aleo,_K._D._Alexander,_C._R._Angus,_K._Auchettl,_V._F._Baldassare,_S._H._Bruun,_K._C._Chambers,_D._Chatterjee,_D._L._Coppejans,_D._A._Coulter,_L._DeMarchi,_G._Dimitriadis,_M._R._Drout,_A._Engel,_K._D._French,_A._Gagliano,_C._Gall,_T._Hung,_L._Izzo,_W._V._Jacobson-Gal\'an,_C._D._Kilpatrick,_H._Korhonen,_R._Margutti,_S._I._Raimundo,_E._Ramirez-Ruiz,_A._Rest,_C._Rojas-Bravo,_A._S._B._Schultz,_M._R._Siebert,_S._J._Smartt,_K._W._Smith,_G._Terreran,_Q._Wang,_R._Wojtak,_A._Agnello,_Z._Ansari,_N._Arendse,_A._Baldeschi,_P._K._Blanchard,_D._Brethauer,_J._S._Bright,_J._S._Brown,_T._J._L._deBoer,_S._A._Dodd,_J._R._Fairlamb,_C._Grillo,_A._Hajela,_C._Hede,_A._N._Kolborg,_J._A._P._Law-Smith,_C.-C._Lin,_E._A._Magnier,_K._Malanchev,_D._Matthews,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09724 |
時間領域科学は過去10年間で革命を遂げ、毎年何万もの新しい超新星（SNe）が発見されています。しかし、爆発から数日または数時間以内のSNeや、かすかな赤い過渡現象など、いくつかの観測領域が調査され始めたばかりです。ここでは、パンスターズ望遠鏡の新しい光時間領域調査であるヤングスーパーノバ実験（YSE）を紹介します。私たちの調査は、$z\約0.2$までの何千もの一時的なイベントに対して適切にサンプリングされた$griz$光度曲線を取得するように設計されています。4バンドの光度曲線を持つこの大規模なトランジェントのサンプルは、ベラC.ルービン天文台とナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の基礎を築き、同様のフィルターで重要なトレーニングセットを提供し、宇宙論的に有用な低赤方偏移アンカーを適切に調整します。SNeIaはダークエネルギー科学に利益をもたらします。名前が示すように、YSEは、爆発から数時間から数日以内に急上昇するSNeを発見することにより、他の進行中の時間領域調査を補完および拡張します。YSEは、現在の唯一の4バンド時間領域調査であり、$gri$で$\sim$21.5等、$z$で$\sim$20.5等の過渡現象を発見できます。これにより、の初期のエポックを調査できます。恒星の爆発。YSEは現在、3日ごとに約750平方度の空を観測しており、近い将来、面積を1500平方度に拡大する予定です。フルキャパシティーで動作している場合、調査シミュレーションは、YSEが1年あたり$\sim$5000の新しいSNeと、1か月あたりの爆発から3日以内に少なくとも2つのSNeを見つけることを示しています。現在までに、YSEは2020年に国際天文学連合に報告された一時的な候補の8.3％を発見または観測しました。科学の目標、調査の特徴、これまでの一時的な発見の概要など、YSEの概要を示します。
G0.173-0.42：銀河中心近くのX線および電波磁化フィラメント
| Title |
G0.173-0.42:_an_X-ray_and_radio_magnetized_filament_near_the_galactic_center |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_M._Wardle,_C._Heinke,_R._Arendt,_M._Royster,_I._Heywood,_W._Cotton,_F._Camilo_and_J._Michail |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09739 |
無線フィラメントG0.173-0.42に関連するX線フィラメントの最近の検出は、シンクロトロン放出無線フィラメントとして識別された100以上の細長い無線構造の中で、X線対応物を備えた他の4つの非熱無線フィラメントに追加されます。銀河中心の内側の数度で。X線フィラメントからの放出を説明するためにシンクロトロンメカニズムも提案されています。しかし、ラジオフィラメントの起源と、ラジオやX線でシンクロトロン放射を生成するためのエネルギー粒子の加速サイトは謎のままです。MeerKAT、VLA、Chandra、WISE、およびSpitzerを使用して、複数の無線フィラメントで構成されるG0.173-0.42の構造の詳細を示します。そのうちの1つにはX線の対応物があります。かすかな斜めの無線フィラメントが無線フィラメントとX線フィラメントを横切っています。形態、電波およびX線強度の増光、および電波スペクトルインデックスの変動に基づいて、2つの磁化されたフィラメント間で物理的な相互作用が発生していると主張します。相互作用サイトでの磁力線の再結合は、粒子のGeVエネルギーへの加速につながると考えられます。また、TeV相対論的粒子の寿命が$\sim$30と短いため、X線放射のシンクロトロンメカニズムにも反対します。代わりに、逆コンプトン散乱メカニズムが、X線フィラメントの北端にある10^6の太陽光度星から放出されたシード光子の上方散乱によってX線放出を説明する可能性が高いことを提案します。
PSR J1641 + 3627F：球状星団M13の高質量中性子星の可能性を周回する低質量He白色矮星
| Title |
PSR_J1641+3627F:_a_low-mass_He_white_dwarf_orbiting_a_possible_high-mass_neutron_star_in_the_globular_cluster_M13 |
| Authors |
Mario_Cadelano,_Jianxing_Chen,_Cristina_Pallanca,_Alina_G._Istrate,_Francesco_R._Ferraro,_Barbara_Lanzoni,_Paulo_C._C._Freire_and_Maurizio_Salaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09740 |
球状星団M13のミリ秒パルサーJ1631+3627Fの伴星の発見について報告します。ハッブル宇宙望遠鏡で得られた光学観測と近紫外線高解像度観測の組み合わせにより、電波源の位置にある対応物を特定しました。色と大きさの図でのその位置は、伴星がかすかな（V\sim24.3）Heコア白色矮星であることを示しています。観測されたコンパニオンの大きさを最先端のバイナリ進化モデルによって予測されたものと比較し、質量が0.23\pm0.03Msun、半径が0.033^+0.004_-0.005Rsun、表面温度があることを発見しました。11500^+1900_-1300Kの。コンパニオン質量をパルサー質量関数と組み合わせることは、軌道傾斜角と中性子星質量を決定するのに十分ではありません。ただし、最後の2つの量は相関関係にあります。システムが低い傾斜角で観測されているか、中性子星が大きいことがわかりました。実際、バイナリが観測者の視線に対してランダムに整列していると仮定すると、このシステムが1.6Msunよりも重い中性子星をホストする確率は70％です。実際、90度と60度の軌道傾斜角に対応する中性子星の最大質量と中央値は、それぞれM_NS、max=3.1\pm0.6MsunとM_NS、med=2.4\pm0.5Msunです。一方、経験的な中性子星の質量確率分布も仮定すると、このシステムは、40度前後の低い傾斜角で周回する場合、質量1.5\pm0.1Msunの中性子星をホストできることがわかりました。
HP天秤座のK2光度曲線の周期性
| Title |
Periodicities_in_the_K2_lightcurve_of_HP_Librae |
| Authors |
Siddhant_Solanki,_Thomas_Kupfer,_Omer_Blaes,_Elm\'e_Breedt,_Simone_Scaringi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09754 |
AMCVnシステムHPLibraeのケプラー/K2光度曲線データを分析します。システム内の4つの測光周期性を自信を持って検出します。軌道周波数、正と負の両方のスーパーハンプ、および降着円盤の正の近点移動周波数です。SDSSJ135154.46-064309.0に続いて、ヘリウム降着システムの測光で近点移動周波数が直接検出されたのはこれが2度目です。4つの周期性のそれぞれの位相折り返し光度曲線とスライディングパワースペクトルを示します。$10^{-7}$日/日の正のスーパーハンプ期間の変化率を測定します。また、QPOを300cyc/dayで再検出します。これは、数十年にわたって安定している機能であり、他の2つのQPOと調和的に関連しており、最も低いものはスーパーハンプ/軌道周波数に集中しています。連続体のパワースペクトルは、単一のべき乗則と一致しており、観測された周波数範囲内でブレークの証拠はありません。
超新星2018cuf：高原からゆっくりと落下するタイプIIP超新星
| Title |
Supernova_2018cuf:_A_Type_IIP_supernova_with_a_slow_fall_from_plateau |
| Authors |
Yize_Dong,_S._Valenti,_K._A._Bostroem,_D._J._Sand,_Jennifer_E._Andrews,_L._Galbany,_Saurabh_W._Jha,_Youssef_Eweis,_Lindsey_Kwok,_E._Y._Hsiao,_Scott_Davis,_Peter_J._Brown,_H._Kuncarayakti,_Keiichi_Maeda,_Jeonghee_Rho,_R._C._Amaro,_J._P._Anderson,_Iair_Arcavi,_Jamison_Burke,_Raya_Dastidar,_"Gast\'on_Folatelli",_Joshua_Haislip,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_J._Jencson,_Vladimir_Kouprianov,_M._Lundquist,_J._D._Lyman,_Curtis_McCully,_Kuntal_Misra,_Daniel_E._Reichart,_"S._F._S\'anchez",_Nathan_Smith,_Xiaofeng_Wang,_Lingzhi_Wang,_S._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09764 |
爆発から24時間以内に40Mpc未満の距離調査（DLT40）によって発見されたタイプIIP（プラトーの「P」）超新星（SN）であるSN2018cufのマルチバンド測光と分光法を紹介します。SN2018cufは典型的なタイプIIPSNのようであり、絶対$V$バンドの大きさは最大$-$16.73$\pm$0.32で、プラトー段階での減少率は0.21$\pm$0.05mag/50dです。拡大光球法を使用することにより、オブジェクトの距離は41.8$\pm$5.7Mpcに制限されます。爆発後1年目の分光観測と測光観測を使用して、流体力学的光度曲線モデリングと後期分光モデリングの両方を使用してSN2018cufの前駆体を拘束します。SN2018cufの前駆体は、おそらく約14.5$\rmM_{\odot}$の赤色超巨星であり、0.04$\pm$0.01$\rmM_{\odot}$$\rm^{56}Ni$を生成しました。爆発。また、CSMが超新星前の爆発から発生する可能性がある初期の光度曲線に合わせるには、前駆体の周りに$\sim$0.07$\rmM_{\odot}$の星周物質（CSM）が必要であることがわかりました。プラトー段階では、$\rm\sim11000\km〜s^{-1}$の高速フィーチャが光学スペクトルと近赤外線スペクトルの両方で検出され、噴出物がCSMと相互作用している可能性があります。プラトー後の段階で非常に浅い傾斜も観察され、ニッケルの混合度が低いか、SN内のニッケルの質量が比較的大きいことが原因である可能性があります。
| Title |
Active_Galactic_Nuclei_as_Factories_for_Eccentric_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
J._Samsing,_I._Bartos,_D._J._D'Orazio,_Z._Haiman,_B._Kocsis,_N._W._C._Leigh,_B._Liu,_M._E._Pessah,_H._Tagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09765 |
LIGOとVirgoによって検出されたブラックホールの合併は、変革の発見を提供し続けています。最新の例は、GW190521の合併です。これは、恒星モデルによって予測された限界を超える成分質量で最初に検出され、軌道離心率がゼロではない最初の例です。大きな質量は、活動銀河核（AGN）のガスディスクで効率的に発生することが示唆されている、連続した合併による蓄積によって説明できます。ただし、離心率は大きなパズルです。ここでは、バイナリとシングルの間の相互作用が頻繁であり、相互作用がAGNディスクを表す平面に制限されている場合、AGNディスク環境が非常に高い割合の非常に偏心した合併に自然につながることを示します。一般相対論的補正を含めることでカオス3体問題の統計的解を導き出すことにより、基準AGNディスクモデルで、すべてのブラックホール連星の最大$\sim70\％$が離心率で現れる可能性があることがわかります。LIGO/Virgoで>0.1$。これまでに提示されたエキセントリックな合併を生み出すための最も効果的なメカニズムを表すことに加えて、私たちの結果はGW190521の起源にも深い意味を持ち、重力波天体物理学に広範囲にわたる影響を与えるディスク環境でのブラックホール散乱に関する新しい研究ラインを開きます。
クエーサーの銀河系周辺媒体：横方向および視線吸収
| Title |
The_circum-galactic_medium_of_quasars:_transverse_and_line-of-sight_absorptions |
| Authors |
Angela_Sandrinelli,_Renato_Falomo,_Aldo_Treves,_Simona_Paiano,_Riccardo_Scarpa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09902 |
クエーサー投影ペア（QPP）は、前景クエーサーの同じ赤方偏移にある背景クエーサーのスペクトルに介在する吸収線の研究を通じて、クエーサーの銀河系周辺媒体を調査するために使用できます。ここでは、GranTelescopioCanariasで収集された14個のQPPの光学分光法について報告します。7つのケースでは、前景クエーサーに関連するMgII吸収線が見つかります。2つのケースについてのみ、見通し内吸収（LOS）が明らかになります。これらの新しい観察結果は、他の30のQPPで実行された以前の調査を補完します。完全なデータセットの前景クエーサーに関連する介在吸収線の特性についての簡単な説明が報告されています。
流入、流出、およびカーブラックホールの近くへの冠状プラズマの移動の観測可能なシグネチャをモデル化するための一般的に適用可能な形式
| Title |
Generally_Applicable_Formalism_for_Modeling_the_Observable_Signatures_of_Inflows,_Outflows,_and_Moving_Coronal_Plasma_Close_to_Kerr_Black_Holes |
| Authors |
Henric_Krawczynski_(Washington_University_in_St._Louis) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09939 |
プラズマストリームをカーブラックホールの近くに移動することにより、放射線の放出、吸収、反射、および再処理をモデル化するための一般的に適用可能な形式を提示します。この形式は、次のようなさまざまな現象の観測的特徴を調査するために使用できます。（i）ブラックホール降着円盤の内縁からブラックホールに向かって急降下するプラズマからの冠状X線放射の反射。（ii）幾何学的に厚い付着流の上層からの冠状X線放射の反射。（iii）降着円盤に向かって、または降着円盤から離れる方向に相対論的速度で移動するコロナによる降着円盤の照明。（iv）ブラックホールの近くに形成されるジェットからの放出。一般相対論的処理を導入した後、カーブラックホールの近くで形成される高速風の結果を示します。ここで紹介するアプローチは、X線スペクトル、タイミング、残響、および偏光データをモデル化するために使用できます。
| Title |
A_unified_accreting_magnetar_model_for_long-duration_gamma-ray_bursts_and_some_stripped-envelope_supernovae |
| Authors |
W._L._Lin,_X._F._Wang,_L._J._Wang_and_Z._G._Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10101 |
長時間のガンマ線バースト（LGRB）とタイプIの超高輝度超新星（SLSNe〜I）はどちらも、主に中央のマグネターから電力を供給されることが提案されています。LGRB残光のX線プラトーに電力を供給するマグネターの初期スピン周期（$P_0$）と表面磁場（$B$）の間に提案された相関関係は、マグネターが平衡スピン周期に達した可能性を示しています。フォールバック降着に。対応する降着率は$\dot{M}\upperx10^{-4}-10^{-1}$M$_\odot$s$^{-1}$として推測され、この結果はケースに当てはまります。等方性とコリメートされたマグネター風の両方の。SLSNe〜Iと、エンジン駆動の通常型Ic超新星（SNe〜Ic）およびブロードラインサブクラス（SNe〜Ic-BL）の一部の場合、マグネターも降着によって誘発されるスピン平衡に達する可能性がありますが、対応する$B-P_0$分布は、異なる降着率の範囲、つまり$\dot{M}\upperx10^{-7}-10^{-3}$M$_\odot$s$^{-1}$を示唆しています。。フォールバック降着の影響を考慮すると、比較的弱い磁場のマグネターがSLSNe〜Iの原因であり、強い磁場のマグネターはSNe〜Ic/Ic-BLにつながる可能性があります。私たちのサンプルの一部のSLSNe〜Iは、コンパクトな前駆星から発生する可能性がありますが、より長期間の降着を必要とする他のSLSNe〜Iは、より拡張されたエンベロープまたは星周媒体を持つ前駆星から発生する可能性があります。
SN1987Aでのキック後のジェットの可能性
超新星（SN）1987Aの中性子星（NS）の残骸を飲み込む可能性が高い、最近観測されたホットダストの細長い構造は、NSが出生時のキック速度を取得した直後に発射したジェットによって形成されたことを示唆します。私は、2つのポストキックジェットの軸を、ホットダストの細長い構造の長さ方向に沿ったものにします。これをバイポーラローブと呼びます。ジッタージェット爆発メカニズムは、イジェクタのポストキックジェット軸とメインジェット軸の不整合を説明します。キック後のジェットが双極ローブを形成するためには、それらのエネルギーは、ローブの内側から外側のエッジまでのイジェクタのエネルギー、E（2j）〜E（ej、lobe）〜4.6e48ergにほぼ等しいはずです。降着エネルギーをキック後のジェットのエネルギーに変換するための0.01-0.1の効率の場合、キック後の降着質量はMacc〜0.0002-0.002Moであると推定します。ジェットが付着した可能性のある質量の一部を除去する負のジェットフィードバックメカニズムは、限られた量の付着質量を説明します。この研究は、爆発後のジェットを含む、コア崩壊超新星におけるジェットの重要性の認識の高まりに追加されます。
Fanaroff-RileyクラスIジェットの減速について：恒星風による磁化ジェットの質量負荷
| Title |
On_the_deceleration_of_Fanaroff-Riley_Class_I_jets:_mass_loading_of_magnetized_jets_by_stellar_winds |
| Authors |
Andreu_Angl\'es-Castillo,_Manel_Perucho,_Jos\'e_Mar\'ia_Mart\'i,_Robert_A._Laing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10234 |
この論文では、ジェット減速のプロセスを研究するための質量負荷項を含む定常状態のRMHDシミュレーションを紹介します。質量負荷は、ホスト銀河内の恒星風から最初にペアのプラズマジェットへの陽子電子プラズマの注入を模倣し、平均恒星質量損失は$10^{-14}$から$10^{-9}\の範囲です。{M_\odot\、yr^{-1}}$。空間ジェットの進化は、ジェットノズルから10〜pcのグリッドでのジェット噴射からの$\sim500\、{\rmpc}$をカバーします。私たちのシミュレーションでは、相対論的ガス状態方程式と周囲媒体の圧力プロファイルを使用します。これらのシミュレーションを、相対論的で磁化されていないジェットの以前の動的シミュレーションと比較します。我々の結果は、トロイダル磁場が高速ジェット膨張とそれに続く磁気張力によるさらなる星の埋め込みを防ぐことができることを示しています。この意味で、磁場は暴走減速プロセスを回避します。さらに、質量負荷がジェット密度を増加させ、高速の差動ジェット膨張を生成するのに十分な大きさである場合、磁気エネルギーフラックスの運動エネルギーフラックスへの変換（すなわち、磁気加速）は、非減速プロセスに関して減速プロセスを遅らせるのに役立ちます-磁化されたジェット。楕円銀河の典型的な星の種族は、古典的なFRI電波銀河のジェット減速を説明できないと結論付けています。ただし、質量負荷が中程度の値であっても、ジェットの組成、熱力学的パラメーター、およびその進化に沿ったエネルギー散逸に大きな変化が見られます。
熱的に修正された非共鳴ストリーミング不安定性の成長について
宇宙線の非共鳴ストリーミング不安定性は、実質的な磁場増幅の原因であると考えられています。この作業では、不安定性に対する周囲プラズマ温度の影響を調査し、相互作用の高温で消磁された領域での成長速度の分析式を導き出します。その非線形進化を研究するために、広範囲の温度に対してハイブリッドPICシミュレーションを実行します。寒冷限界では、宇宙線のドリフト運動エネルギーの約3分の2が磁気エネルギーに変換されることがわかります。周囲プラズマの温度を上げると、成長速度と飽和磁場の大きさを大幅に減らすことができます。
パルサー加速によるタイミング残差パターン
パルサーの自転周期$P$とその導関数$\dot{P}$の位置、および固有運動の誤差によるタイミング残差の形式は、何十年にもわたって文献によく示されています。しかし、パルサー加速の誤差による残余パターンはこれまで報告されておらず、銀河団や球状星団（GC）のパルサーはやむを得ず加速されます。この作業では、パルサーの横加速度とR$\rm{\ddot{o}}$mer遅延のタイミング残差に対する結合効果をシミュレートします。結果は、効果による残余が残余の振動エンベロープによって識別できることを示しています。また、影響による残差の振幅は通常比較的小さいことが示されていますが、近くのGCのコアの近くに分布するパルサーでおそらく観察できるかもしれません。
| Title |
Semi-parametric_$\gamma$-ray_modeling_with_Gaussian_processes_and_variational_inference |
| Authors |
Siddharth_Mishra-Sharma_and_Kyle_Cranmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10450 |
銀河起源の不確実で拡散した放出を誤ってモデル化すると、特にそのような放出が〜GeVエネルギーで観測される光子数の80％以上を占める可能性がある内部天の川の領域で、天体物理学的ガンマ線データの特性評価に深刻なバイアスをかける可能性があります。ガウス過程と変分推論を使用して、ガンマ線空の構成のより堅牢な解釈を可能にすることを目的として、ガンマ線分析用の柔軟な背景モデルと信号モデルを構築する新しいクラスのメソッドを紹介します。フェルミ望遠鏡からのデータで銀河中心の暗黒物質の潜在的な信号を特徴づける。
-7分から+7秒までの自己無撞着な3D超新星モデル：1〜19個の太陽質量前駆体の爆発
| Title |
Self-consistent_3D_Supernova_Models_From_-7_Minutes_to_+7_Seconds:_a_1-bethe_Explosion_of_a_~19_Solar-mass_Progenitor |
| Authors |
R._Bollig_(1),_N._Yadav_(1,2),_D._Kresse_(1,3),_H.-Th._Janka_(1),_B._Mueller_(4,5,6),_and_A._Heger_(4,5,7,8)_((1)_MPI_Astrophysics,_Garching,_(2)_Excellence_Cluster_ORIGINS,_(3)_TU_Muenchen,_(4)_Monash_University,_(5)_ARCCEGWD,_Clayton,_(6)_Queen's_University_Belfast,_(7)_ASTRO-3D,_Australia,_(8)_JINA,_Michigan_State_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10506 |
今日まで、現代の3次元（3D）超新星（SN）シミュレーションは、10^{51}erg（=1bethe=1B）以上の爆発エネルギーが典型的な前駆体のニュートリノ駆動SNeで可能であることを実証していません。回転しない太陽金属量18.88太陽質量前駆体を考慮して、最初のそのようなモデルを提示します。このモデルの最後の7分間の対流酸素殻燃焼は、3Dでシミュレートされ、崩壊前に激しい酸素-ネオン殻の融合を示しました。3DSNモデルの大規模なセットは、Prometheus-Vertexコードを使用して計算されました。このコードでは、2モーメント方程式とボルツマンクロージャーの収束が改善されているため、暗黙のニュートリノ輸送処理を十分に活用できます。計算には、23種の核燃焼ネットワークが含まれています。角度グリッドの解像度を変化させ、プロト中性子星（PNS）のさまざまな核状態方程式とミューオン形成を検討します。これには、すべてのエネルギー運動量グループにわたるすべてのニュートリノフレーバーの結合を伴う6種の輸送が必要です。洗練されたニュートリノ輸送は、バウンス後約2秒まで適用されました。あるケースでは、シミュレーションはニュートリノ効果のおおよその処理で7秒以上継続され、過渡現象のないシームレスな継続が可能になりました。球対称のニュートリノ駆動の風は発生しません。代わりに、PNSへの降着の下降流とニュートリノで加熱された物質の流出により、跳ね返り後約7秒まで爆発エネルギーの単調な上昇が確立されます。SN1987Aの球場では、無限大での爆発エネルギーの収束値（表土を差し引いたもの）は約1Bで、放出された56Niの質量は最大0.087の太陽質量です。最終的なNS質量とキックは、それぞれ約1.65太陽質量と450km/s以上です。
SDSS-II超新星調査におけるSN1991bgのような超新星の測光分類へのテンプレートベースのアプローチ
| Title |
A_Template-Based_Approach_to_the_Photometric_Classification_of_SN_1991bg-like_Supernovae_in_the_SDSS-II_Supernova_Survey |
| Authors |
Daniel_Perrefort,_Yike_Zhang,_Llu\'is_Galbany,_W._M._Wood-Vasey,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09756 |
宇宙論的パラメータを測定するためのIa型超新星（SNeIa）の使用は、過去20年間で大幅に増加しました。ただし、SNIaの母集団には、十分に理解されていない重要な多様性が存在します。オーバールミナスSN1991TのようなオブジェクトとサブルミナスSN1991bgのようなオブジェクトは、独特のSNeの2つの特徴的な例です。このようなオブジェクトの識別と分類は、残りのSN母集団との違いを研究する上で重要なステップです。今後のヴェラC.ルービン天文台は10年間の調査で100万の新しいSNeのオーダーを約束しているため、分光学的分類は観測されたターゲットのごく一部に対してのみ可能になります。そのため、測光分類は、次世代の天文調査の準備においてますます重要な関心事になっています。スローンデジタルスカイサーベイII（SDSS-II）SNサーベイの観測結果を使用して、ここでは、測光データセット内のSN1991bgのようなSNeの識別を対象とした経験に基づく分類手法を適用します。残りのフレームの赤と青のバンドパスで測光データに専用のフィットを実行することにより、これまで識別されていなかった91bgのようなSNeを16個分類します。SDSS-IIホスト銀河測定を使用して、これらのSNeは、通常のSNeIaのホストよりも古い平均恒星年齢を持つホスト銀河で優先的に見られることがわかります。また、これらのSNeは、それらのホスト銀河の中心からさらに物理的な距離にあることがわかります。これらのターゲットのホスト銀河の質量や特定の星形成率に統計的に有意なバイアスは見られません。
| Title |
Calibration_of_the_MaGIXS_experiment_I:_Calibration_of_the_X-ray_source_at_the_X-ray_and_Cryogenic_Facility_(XRCF) |
| Authors |
P.S._Athiray,_Amy_R._Winebarger,_Patrick_Champey,_Ken_Kobayashi,_Genevieve_D._Vigil,_Harlan_Haight,_Steven_Johnson,_Christian_Bethge,_Laurel_A._Rachmeler,_Sabrina_Savage,_Brent_Beabout,_Dyana_Beabout,_William_Hogue,_Anthony_Guillory,_Richard_Siler,_Ernest_Wright,_and_Jeffrey_Kegley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09823 |
マーシャルグレージング入射分光計{\itMaGIXS}は、24〜6.0\AA\（0.5〜2.0keV）の太陽の軟X線スペクトルを観測する観測ロケット実験であり、2021年に打ち上げられる予定です。コンポーネントと{\itMaGIXS}機器の機器レベルのキャリブレーションは、NASAマーシャル宇宙飛行センターのX線および極低温施設（XRCF）を使用して実行されます。この論文では、CCDカメラを使用してXRCFでさまざまなターゲットを使用した電子衝撃源からの入射X線束のキャリブレーションを示します。CCDでの光子束は、「光子カウンター」として使用できるほど十分に低かった。つまり、個々の光子ヒットを識別し、それらのエネルギーを計算する機能である。この論文の目的は2つあります：1）XRCFビーム正規化検出器によって測定されたフラックスが文献で報告された値と一致していることを確認し、したがって{\itMaGIXS}キャリブレーションに信頼できること、および2）メソッドを開発することCCD画像内の光子の数とエネルギーを最もよく捉える数
中性子星合体からの高速電波バーストを検出するオーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダーの機能
| Title |
The_capability_of_the_Australian_Square_Kilometre_Array_Pathfinder_to_detect_prompt_radio_bursts_from_neutron_star_mergers |
| Authors |
Ziteng_Wang,_Tara_Murphy,_David_L._Kaplan,_Keith_W._Bannister,_Dougal_Dobie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09949 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）を使用して、重力波イベントに関連するプロンプトバーストを検出するための観測戦略について説明します。二元中性子星合体の多くの理論モデルは、明るく迅速な電波放射が合体に伴うと予測しています。このような迅速な放出の検出は、合併の物理的条件、環境、および場所に関する知識を大幅に向上させるでしょう。ただし、迅速な放出の検索は、重力波イベントのローカリゼーションが比較的不十分であり、90\％の信頼できる領域が数百または数千平方度に達するため複雑になります。フライズアイモードで動作している場合、ASKAPの視野は$\sim888\、{\rmMHz}$で$\sim$1000deg$^2$に達する可能性があります。これにより、オブザーバーは、90\％の信頼できる領域のほとんどを、迅速な放出を検出するのに十分な速さでカバーできる可能性があります。LIGO/Virgoの3回目の観測実行からのGW170817とGW190814のスカイマップを使用して、次の4回目の観測実行で重力波イベントの即時放出を検出する確率をシミュレートします。合併後にリリースされたアラートだけでは、望遠鏡を十分に速く回転させて、迅速な放出を捕らえるのは難しいことがわかりました。ただし、負の遅延パイプラインによる\textit{before}マージでリリースされたアラートの追加により、重力波イベントからの近くの明るいプロンプトFRBのような放出を検索できるはずであることがわかりました。それにもかかわらず、レートは低くなります。合併の前後にマイクロ秒単位で即時放出が放出されると仮定すると、4回目の観測実行中に$\sim$0.012イベントが観測されると予想されます。
効率的な広視野天文干渉計応答
| Title |
Efficient_wide-field_radio_interferometry_response |
| Authors |
Philipp_Arras,_Martin_Reinecke,_R\"udiger_Westermann,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10122 |
無線干渉計は、空の明るさの分布を直接測定するのではなく、その修正されたフーリエ変換を測定します。したがって、イメージングアルゴリズムには、選択した特定のイメージングアルゴリズムに関係なく、線形測定演算子とその随伴の計算表現が必要です。このホワイトペーパーでは、\enquote{improved$w$-stacking}\citep{wgridding}に基づく広視野測定用の無線干渉測定演算子のC++実装を紹介します。高精度（最低$\upperx10^{-12}$）を提供でき、特定の精度でより小さなカーネルサポートを可能にする新しいグリッドカーネルに基づいており、カーネル、カーネルサポート、およびオーバーサンプリング係数を動的に選択して最大のパフォーマンスを実現します。グリッドカーネルの安価な評価のためのピースワイズ多項式近似、キャッシュフレンドリーな順序で可視性を処理し、可能な場合は明示的なベクトル化を使用し、隣接する方向にも適切にスケーリングする並列化スキームが付属しています（これは以前の多くの実装で問題です））。一時的な内部データ構造がそれぞれの入力および出力データよりもはるかに小さいという意味で、実装のメモリフットプリントは小さく、以前はディスクから読み取るか、複数の計算ノードに分散する必要があったデータセットのメモリ内処理が可能です。
2U CubeSat、EIRSAT-1の組み立て、統合、検証活動
| Title |
Assembly,_Integration,_and_Verification_Activities_for_a_2U_CubeSat,_EIRSAT-1 |
| Authors |
Sarah_Walsh,_David_Murphy,_Maeve_Doyle,_Joseph_Thompson,_Rachel_Dunwoody,_Masoud_Emam,_Jessica_Erkal,_Joe_Flanagan,_Gianluca_Fontanesi,_Andrew_Gloster,_Joe_Mangan,_Conor_O'Toole,_Favour_Okosun,_Rakhi_Rajagopalan_Nair,_Jack_Reilly,_L\'ana_Salmon,_Daire_Sherwin,_Paul_Cahill,_Daith\'i_de_Faoite,_Umair_Javaid,_Lorraine_Hanlon,_David_McKeown,_William_O'Connor,_Kenneth_Stanton,_Alexei_Ulyanov,_Ronan_Wall,_Sheila_McBreen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10425 |
EducationalIrishResearchSatellite、EIRSAT-1は、ダブリン大学の学生によって開発されたプロジェクトで、アイルランド初の衛星の設計、構築、打ち上げを目的としています。EIRSAT-1は、3つの新しいペイロードを組み込んだ2UCubeSatです。ガンマ線検出器であるGMOD、熱コーティング管理実験であるEMOD、および新しい姿勢制御アルゴリズムであるWBC。EIRSAT-1プロジェクトは、欧州宇宙機関の教育局の支援を受けて、教育用のFlyyourSatellite！の下で実施されています。プログラム。EIRSAT-1の組み立て、統合、検証計画は、宇宙船の哲学と開発の中心です。プロジェクトに採用されたモデル哲学は、宇宙船の2つのモデルを組み立てる「プロトタイプ」アプローチとして知られています。エンジニアリング資格モデル（EQM）とフライトモデル（FM）。ペイロード、GMODとEMOD、およびアンテナ展開モジュール（ADM）プラットフォーム要素は、社内で設計および開発されているため、EQMとFMに加えて開発モデルを保証します。プロジェクトのクリティカルデザインレビューフェーズとアンビエントテスト準備レビューフェーズが正常に完了した後、EIRSAT-1のEQMが組み立てられ、統合されます。EQMの組み立てと統合後、プロジェクトはアンビエントテストキャンペーンを開始します。このキャンペーンでは、EQMがアンビエント機能テストとミッションテストを受けます。この作業では、EIRSAT-1EQMの組み立て、統合、および検証アクティビティの準備と実行について詳しく説明します。
観測された$ ^ 7 $ Beの存在量と新星の存在量との間の不一致を減らすのに役立つ証拠に基づく仮定
| Title |
An_evidence-based_assumption_that_helps_to_reduce_the_discrepancy_between_the_observed_and_predicted_$^7$Be_abundances_in_novae |
| Authors |
Pavel_A._Denissenkov_(UVic),_Chris_Ruiz_(TRIUMF),_Sriteja_Upadhyayula_(TRIUMF)_and_Falk_Herwig_(UVic) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09825 |
共鳴BeIIダブレットとCaIIK線の相当幅の最近の分光測定と、新星噴出物の膨張におけるそれらの比率は、典型的な質量分率$X_\mathrm{obs}（^7）で驚くほど大量の$^7$Beを示しています。\mathrm{Be}）=10^{-4}$。これは、新星の$X_\mathrm{theor}（^7\mathrm{Be}）\sim10^{-5}$の理論的に予測された値よりも1桁大きい値です。この不一致をどのように減らすことができるかを提案します。$^7$Be生成方程式の解析解を使用して、$X_\mathrm{theor}（^7\mathrm{Be}）$が$^4$Heの質量分率$Y$に比例することを示します。novaがエンベロープを降着させた後、$1.15\、M_\odot$COnovaモデルの1D静水圧進化の計算を実行し、解析ソリューションに基づいて結論を確認します。$X_\mathrm{obs}（^7\mathrm{Be}）$と$X_\mathrm{theor}（^7\mathrm{Be}の間の不一致を減らすのに役立つ強化された$^4$He存在量の仮定）$は、新星噴出物の$Y$の異常に高い値を明らかにする、UV、光学、およびIR分光データによってサポートされています。また、この仮定がnovaの進化に影響を与えるため、novaが付加されたエンベロープ内の$^3$Heの存在量が大幅に増加しても、$X_\mathrm{theor}（^7\mathrm{Be}）$の値が高くならないことも示します。モデルの結果、ピーク温度と付加質量の両方が減少し、その結果、$^7$Beの生成が減少します。
ぎょしゃ座の明るい星のBRITE測光とSTELLA分光法：回転、脈動、軌道、および日食
| Title |
BRITE_photometry_and_STELLA_spectroscopy_of_bright_stars_in_Auriga:_Rotation,_pulsation,_orbits,_and_eclipses |
| Authors |
K._G._Strassmeier,_T._Granzer,_M._Weber,_R._Kuschnig,_A._Pigulski,_A._Popowicz,_A._F._J._Moffat,_G._A._Wade,_K._Zwintz,_G._Handler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10092 |
最大3つのBRITE衛星を使用した連続測光が12のターゲットに対して取得され、期間検索が行われました。STELLAを使用した同時高分解能光学分光法を使用して、テンプレートスペクトルとの相互相関を通じて視線速度を取得し、モデルスペクトルとの比較を通じて天体物理学的パラメーターを決定しました。カペラの赤色光度曲線は、二乗平均平方根が1mmagで176日間一定であることがわかりましたが、青色光度曲線は10.1$\pm$0.6dの周期を示しました。これは、G0コンポーネントの自転周期であると解釈されます。。F0超巨星$\varepsilon$AurのBRITE光度曲線は、主な脈動周期として152dを示唆していますが、STELLAの視線速度は明確な68d周期を示しています。$\zeta$Aurバイナリシステムの日食の侵入はBRITEでカバーされ、その日食の開始の正確なタイミングが導き出されました。$\eta$Aurは、主周期が1.29dのゆっくりと脈動するB（SPB）星として識別され、これまでに発見された中で最も明るいSPB星の1つです。磁気Ap星$\theta$Aurの自転周期は、測光と分光法からそれぞれ3.6189dと3.6177dの周期で検出され、おそらく誤差内で同じです。測光自転周期は、2.463dの磁気Ap星$\tau$Aurと9.065dの太陽型星$\kappa^1$Cet、およびB7HgMn巨星$\beta$Tauについても確認されています。2.74d。改訂された軌道解は、日食SB2バイナリ$\beta$Aur、27年日食SB1$\varepsilon$Aur、およびRSCVnバイナリHR1099に対して導出されます。2つの星$\nu$Aurと$\iota$Aurは、長期の低振幅RVと明るさの変数であることがわかっていますが、20年の周期と0.7の偏心に基づく暫定的な軌道要素は、$\nu$Aurでしか抽出できませんでした。$\iota$Aurの変動は、$\upperx$4年の周期の振動によるものです。
プレフレアコロナループのフットポイントでの低周波運動波の生成
| Title |
Generation_of_low-frequency_kinetic_waves_at_the_footpoints_of_pre-flare_coronal_loops |
| Authors |
Kryshtal_Alexandr,_Voitsekhovska_Anna,_Cheremnykh_Oleg,_Ballai_Istvan,_Verth_Gary_and_Fedun_Viktor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10167 |
この研究では、プラズマがプレフレア状態であると見なすことができる場合の、ループフットポイントの下部中彩層領域での低周波プラズマ波の励起について説明します。太陽大気の既知の半経験的モデルの中で、VAL（F）モデルと特定の基本的なプラズマパラメータのセットおよび電場と磁場の振幅のみが低周波不安定性の生成をサポートすることが示されています。我々の結果は、導出された分散方程式の解である動的アルフベンと動的イオン音響波の相互作用を使用することにより、活性領域でのフレアプロセスの開始を予測することが可能であることを示しています。VAL（F）モデルは、前述の不安定性の主な原因がサブドライサー電場と空間的不均一性の存在によるドリフトプラズマ運動である可能性がある状況を可能にします。また、純粋なクーロン伝導率を持つプラズマと小規模なバーンスタイン乱流の両方で、動的アルフベン波と動的イオン音響波の生成が発生する可能性があることも示しています。磁場強度の値が比較的低いプラズマにおける低閾値不安定性の発生による小振幅運動波の励起についても説明します。
コロナ質量放出の噴火前磁場構成の解読
| Title |
Decoding_the_Pre-Eruptive_Magnetic_Field_Configurations_of_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
S._Patsourakos,_A._Vourlidas,_T._T\"or\"ok,_B._Kliem,_S._K._Antiochos,_V._Archontis,_G._Aulanier,_X._Cheng,_G._Chintzoglou,_M.K._Georgoulis,_L.M._Green,_J._E._Leake,_R._Moore,_A._Nindos,_P._Syntelis,_S._L._Yardley,_V._Yurchyshyn,_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10186 |
コロナ質量放出（CME）の噴火前の磁場構成の性質を明確に理解することは、太陽の噴火を理解し、最終的に予測するために必要です。2つだけですが、一見異なるように見える磁気構成が実行可能と見なされます。つまり、せん断磁気アーケード（SMA）と磁束ロープ（MFR）です。それらは、3つの物理的メカニズム（フラックスの出現、フラックスのキャンセル、ヘリシティの凝縮）を介して形成できます。しかし、CMEの犯人がSMAなのかMFRなのかは、30年にわたって強く議論されてきました。この問題に取り組み、解決し、その結果をここに報告するために、国際宇宙科学研究所（ISSI）チームを結成しました。モデリングと観測全体にわたるフィールドのステータスを確認し、未解決の問題と未解決の問題を特定し、観測に対してテストするSMAとMFRの観測量のリストを編集し、現在の理解のギャップを埋めるための研究活動の概要を示します。マルチビューポイントマルチサーマルコロナル観測とマルチハイトベクトル磁場測定の組み合わせが、問題を最終的に解決するための最適なアプローチであることを提案します。MHDシミュレーションと合成冠状画像を使用したアプローチを示します。私たちの重要な結論は、SMAとMFRの観点からの噴火前の構成の区別は人為的なように見えるということです。噴火前の構成がSMAからMFRに継続的に進化しているハイブリッド状態で存在する場合、観測とモデリングの両方を一貫させることができます。したがって、特定の構成の「優勢な」性質は、その進化段階（SMAのような初期段階、MFRのような噴火付近）に大きく依存します。
バイナリシステムの$ \ delta $ Scutiコンポーネントの星震解析：KIC8504570の場合
| Title |
Asteroseismic_Analysis_of_$\delta$_Scuti_Components_of_Binary_systems:_The_Case_of_KIC_8504570 |
| Authors |
Alexios_Liakos_and_Panagiotis_Niarchos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10187 |
現在の研究は、ケプラー分離食変光星KIC8504570の星震学に関するものです。特に、この種のこれまで貧弱なサンプルを豊かにするために、このシステムの振動コンポーネントの脈動挙動とその物理的パラメーターの推定に焦点を当てています。システム。分光観測を使用して、主成分のスペクトルタイプが決定され、正確な光度曲線モデルを作成し、その絶対パラメータを推定するために使用されました。続いて、光度曲線の残差をフーリエ変換技術を使用して分析し、脈動モデルを取得しました。$\delta$Scuti星の理論モデルを使用して、パルセータの6つの検出された独立した周波数の振動モードを特定しました。さらに、385を超える組み合わせ頻度も検出されました。このシステムの$\delta$Scuti星の絶対特性と脈動特性について説明し、現在知られているすべての同様のケースと比較します。さらに、$\delta$Scuti星の最近の（経験的な）光度と脈動周期の関係を使用して、システムの距離を推定しました。
Zeeman-Doppler-Imaging（ZDI）による太陽のような磁気周期の特定
| Title |
Identifying_solar-like_magnetic_cycles_with_Zeeman-Doppler-Imaging_(ZDI) |
| Authors |
Lisa_T._Lehmann,_Gaitee_A._J._Hussain,_Aline_A._Vidotto,_Moira_M._Jardine,_Duncan_H._Mackay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10214 |
私たちは、太陽のような磁気活動周期を明らかにするのに十分長い間、分光偏光調査が実行されているところに到達しています。この論文では、太陽のような磁気サイクルを特定するための最良の戦略を調査し、どの大規模な磁場パラメータが太陽タイプの磁気サイクルに最もよく従い、Zeeman-Doppler-Imaging（ZDI）技術で観測できるかを尋ねます。これらの質問には、15年間にわたる太陽ベクトル磁場をモデル化する\cite{Yeates2012}の3D非ポテンシャルフラックス輸送シミュレーションを使用してアプローチします（太陽周期23を中心）。フラックス出現プロファイルは、太陽シノプティックマップから抽出され、非ポテンシャルコロナル進化モデルと組み合わせた光球フラックス輸送モデルの入力として使用されました。シミュレートされたマップから分光偏光データを合成し、ZDIを使用してそれらを再構築します。ZDIで観測された太陽周期は、他のクールスター観測のコンテキストに設定されており、時間、黒点数、S-indexによる磁場トポロジーの観測可能な傾向を示しています。軸対称エネルギー分率は、太陽のようなサイクルを追跡するためのZDI検出可能な大規模フィールドの最良のパラメーターであることがわかります。表面平均の大規模磁場も総磁気エネルギーも適切ではありません。ZDIは、S-indexを使用してトロイダルエネルギーの増加を回復することもできるようです。さらに、ZDIは、動作しているダイナモモードと、アクティブな緯度のような小規模なフラックス出現のグローバルプロパティのヒントを明らかにする可能性があることがわかります。
太陽に近い環境での電子熱流束
| Title |
Electron_heat_flux_in_the_near-Sun_environment |
| Authors |
J._S._Halekas,_P._L._Whittlesey,_D._E._Larson,_D._McGinnis,_S._D._Bale,_M._Berthomier,_A._W._Case,_B._D._G._Chandran,_J._C._Kasper,_K._G._Klein,_K._E._Korreck,_R._Livi,_R._J._MacDowall,_M._Maksimovic,_D._M._Malaspina,_L._Matteini,_M._P._Pulupa,_and_M._L._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10302 |
パーカーソーラープローブ（PSP）によって観測された、地動説の距離0.125〜0.25AUの太陽に近い環境での電子熱流束を調査します。太陽風電子のアルファと陽子およびFIELDS実験からの測定値を利用して、太陽風電子の熱流束とその成分を計算し、これらをコンテキストに配置しました。PSPの観測は、太陽の近くの電子熱流束の特徴における多くの傾向を明らかにしています。熱流束の大きさは太陽風の速度と反相関しており、おそらく高速風の飽和熱流束が低いためです。飽和熱流束で割ると、結果として得られる正規化された正味熱流束は、すべてのPSP軌道上のプラズマベータと反相関します。これは、無衝突熱流束調整メカニズムの動作と一致しています。正味の熱流束は、太陽圏電流シートの近くの非常に高いベータ領域でも減少しますが、このタイプのほとんどの場合、全方向性の超熱電子束は同等のレベルにとどまるか、さらには増加し、太陽からの切断と矛盾しているように見えます。測定された熱流束の値は、主に太陽の近くの衝突メカニズムによる規制と矛盾しているように見えます。代わりに、プラズマベータへの観測された熱流束依存性と超熱電子パラメータの分布は両方とも、斜めウィスラーと磁気音速モードに関連する理論的不安定性しきい値と一致しています。
内側太陽圏のスイッチバックのパッチ内の陽子平行温度の向上
| Title |
Enhanced_proton_parallel_temperature_inside_patches_of_switchbacks_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
L._D._Woodham,_T._S._Horbury,_L._Matteini,_T._Woolley,_R._Laker,_S._D._Bale,_G._Nicolaou,_J._E._Stawarz,_D._Stansby,_H._Hietala,_D._E._Larson,_R._Livi,_J._L._Verniero,_M._McManus,_J._C._Kasper,_K._E._Korreck,_N._Raouafi,_M._Moncuquet_and_M._P._Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10379 |
スイッチバックは、太陽圏全体で観測されている太陽風磁場の離散的な角度偏向です。パーカーソーラープローブ（PSP）による最近の観測では、「静かな」放射状フィールドで区切られた、数時間から数日のスケールでのスイッチバックのパッチの存在が明らかになりました。太陽コロナの形成過程への可能なリンクを明らかにすることができる陽子温度異方性の測定を使用して、これらのパッチの起源をさらに診断することを目指しています。3Dバイマクスウェル関数をPSPに搭載されたSPAN-Ai機器によって測定された陽子速度分布のコアに適合させて、陽子の平行$T_{p、\|}$と垂直$T_{p、\perp}を取得しました。$、温度。パッチの存在は、半径方向から離れた流れと磁場の横方向のたわみによって強調されていることを示します。これらの偏向は$T_{p、\|}$の拡張と相関していますが、$T_{p、\perp}$は比較的一定のままです。パッチは、プロトンと電子密度の小さな向上を示すことがあります。パッチは単なるスイッチバックのグループではなく、周囲の太陽風とは異なる強化された$T_{p、\|}$によって識別される大規模な構造内に埋め込まれていると解釈します。これらの観察結果は、コロナにおける再結合に関連するメカニズムによる形成と一致していることを示唆しています。
$ D \ ge 4 $次元の中性子星の研究
球対称星の静水圧平衡の相対論的方程式、またはトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式は、より高次元で知られています。この論文では、これらの方程式を4次元時空のパラメーターで表現し、4次元時空に対して導出された中性子星物質の標準状態方程式を使用して、4、5、6、および7次元について数値的に解きました。次元数の増加に伴い、中性子星の質量の最大値が減少し、星のコンパクトさが低下することが示されています。したがって、コンパクト性の限界は次元数の増加とともに減少しますが、中性子星がこの限界に違反することはありません。中性子星の質量、半径、重力赤方偏移を同時に測定することで、星の中や周囲の時空の中心密度、状態方程式、次元について結論を出すことができるかもしれません。
ファズボールと観察
重力波とブラックホールイメージングの出現は、ブラックホールの地平線スケールを調査するための新しいウィンドウを開きました。重要な問題は、ブラックホールの弦理論の結果が、現在および将来の実験で調査できる興味深く観察可能な特徴を予測できるかどうかです。この記事では、ブラックホールがストリング理論の地平線スケールの微細構造に置き換えられているファズボールからの信号を観測する可能性を理解するために行われている新進の刺激的な研究をレビューします。弦理論家とブラックホール現象学者の両方がアクセスできるようにするために、関連する観測実験の概要と、弦理論のファズボールパラダイム、およびマイクロステートジオメトリと呼ばれる明示的に構築可能なソリューションについて説明します。
宇宙線電子上方散乱による明暗黒物質モデルの現状と将来
| Title |
Present_and_future_status_of_light_dark_matter_models_from_cosmic-ray_electron_upscattering |
| Authors |
James_B._Dent,_Bhaskar_Dutta,_Jayden_L._Newstead,_Ian_M._Shoemaker,_and_Natalia_Tapia_Arellano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09749 |
非相対論的暗黒物質（DM）は、高エネルギー宇宙線（CR）電子での散乱によって加速することができます。このプロセスは、相対論的または半相対論的DMのサブ母集団につながり、サブGeV質量レジームでの直接検出の実験範囲を拡大します。この論文では、明暗黒物質のモデルを制約するためのこのメカニズムの現在および将来の可能性を検討します。特に、スーパーカミオカンデとXENON1Tのデータは、宇宙線電子から高エネルギーに加速された暗黒物質のフラックスに対する主要な制約をすでに提供できることがわかりました。また、DUNEとHyper-Kの将来の予測感度を調べ、以前の調査結果とは異なり、DUNEはさまざまなDMモデルの宇宙線上方散乱DMのSuper-K境界に取って代わることができると結論付けています。
de Sitter Complementarity、TCC、およびSwampland
deSitterでのスクランブル時間と$\textit{Trans-PlanckianCensorshipConjecture}$（TCC）によって与えられる最大寿命の一致に動機付けられて、deSitterの相補性と沼地の条件との関係を研究します。私たちはさまざまな観点からド・ジッター空間の熱化を研究し、TCCがド・ジッター空間が熱的背景と見なされるほど長く生きることができないことを示唆していることを示しています。また、この作業に照らして$\alpha$-vacuaを再検討し、TCCが従来のインフレシナリオに複数の初期条件/微調整の問題を課すことを示します。
（非）標準宇宙論における熱暗黒物質のユニタリー性限界
S行列のユニタリー性によって示される非弾性反応断面積の上限を使用して、一般的な$k\rightarrow2$数変化反応の熱平均最大暗黒物質（DM）消滅率を$k\geq2で導出します。$、完全にダークセクター内で行われるか、標準モデルフィールドを含みます。これは、観測されたDM存在量を飽和させる粒子の最大質量に変換され、主に$s$波の消滅の場合、$kの場合は約$130$TeV、$1$GeV、$7$MeV、および$110$keVになります。最小の対称性によって安定化された実数または複素数のスカラーDMの場合、放射が支配的な宇宙では、それぞれ=2,3,4$および$5$。ビッグバン元素合成前の時代の修正された熱履歴の場合、物質支配の中間期間で、$k\geq4$、$\mathcal{に対して$\mathcal{O}（200）$GeVより高い再加熱温度の値$k=3$の場合のO}（1）$TeVおよび$k=2$の場合の$\mathcal{O}（50）$TeVは、ユニタリー性とDM熱的残存粒子の複合要件によって強く嫌われます。
速度に依存するVoigtおよびRautianプロファイルの計算的側面
分子断面積の正確な行ごとのモデリングには、「Voigtを超える」いくつかの物理的プロセスを考慮する必要があります。速度に依存するVoigtおよびRautianプロファイル（SDV、SDR）およびHartmann-Tranプロファイルの場合、2つの複素誤差関数（基本的にVoigt関数）の差$w（iz_-）-w（iz_+）$は次のようになります。関数引数$z_\pm$が2つの平方根の和と差によって与えられる場合に評価されます。$z_\pm$を説明するこれらの2つの用語は巨大になる可能性があり、違いのデフォルトの実装は大きなキャンセルエラーにつながる可能性があります。最初に、これらの問題が$z_-$の単純な再定式化によって回避できることを示します。さらに、複素平面全体で有効な複素誤差関数の単一の有理近似（Humlicek、1979またはWeideman、1994など）により、有効数字4桁以上のSDVおよびSDRの計算が可能になることを示します。私たちのベンチマークは、SDVおよびSDR関数がフォークト関数と比較して約2.2倍遅いことを示していますが、分子断面の評価では、速度に依存するパラメーターはごく一部しか利用できないため、このタイムラグはプログラム全体の実行を大幅に延長しません強い線の。
$ Z_2 $対称性を持つ2つのHiggsダブレットモデルの磁壁制約
| Title |
Domain_Wall_Constraints_on_Two_Higgs_Doublet_Models_with_$Z_2$_Symmetry |
| Authors |
Richard_A._Battye,_Apostolos_Pilaftsis_and_Dominic_G._Viatic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09840 |
自発的に破れた$Z_2$対称性を持つ2つのヒッグスダブレットモデル（2HDM）は、電弱スケールでの磁壁の生成を予測します。磁壁が現在までに宇宙を支配していないという要件から、タイプIとタイプIIの両方の2HDMのモデルパラメータに対する宇宙論的制約を導き出します。タイプI2HDMの場合、標準モデルのアライメント制限に近い100GeV以上のヒッグス粒子の質量の広い範囲でキーパラメーター$\tan\beta>10^5$の下限を推定します。さらに、2HDMの数値シミュレーションを、近似および正確な$Z_2$対称性を使用して実行しますが、初期条件は偏っています。どちらの場合も、磁壁ネットワークは不安定であり、したがって、遅い時間には生き残れないことがわかります。磁壁は、これらのモデルでスケーリングの指数関数的抑制を経験します。これは、正確な離散対称性の場合に見られる厳しい制約を改善するのに役立ちます。ソフトブレイク$Z_2$対称性を持つ2HDMの場合、この指数抑制のサイズをソフトブレイク双線形パラメーター$m_{12}$に関連付けて、$\mu$eVの次数のこのパラメーターに制限を設定できるようにします。その磁壁の支配は避けることができます。特に、タイプII2HDMの場合、QCDインスタントンによって生成されたCP奇数位相$\theta$の対応する下限、$\theta\\stackrel{>}{{}_\sim}\10^{を取得します。-11}/（\sin\beta\cos\beta）$、これは$\theta\\stackrel{<}{{}_\sim}\10^{-11}$の上限と緊張関係にあります-$10^{-10}$、非ゼロの中性子電気双極子モーメントの非観測から導出。初期条件にバイアスがかかった$Z_2$対称2HDMの場合、磁壁の支配を回避するために、指数抑制のサイズをバイアスパラメーター$\varepsilon$に関連付けることができます。
| Title |
Planning_a_Reference_Constellation_for_Radiometric_Cross-Calibration_of_Commercial_Earth_Observing_Sensors |
| Authors |
Sreeja_Nag,_Philip_Dabney,_Vinay_Ravindra,_Cody_Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.09946 |
地球観測計画コミュニティは、軌道を伝播し、カスタマイズ可能な形状と方向で地球観測イメージャのカバレッジを計算し、さまざまなバンド、エポック、方向で予想される地球反射率をモデル化し、イメージャとレーダーの簡略化された機器性能メトリックを生成できるツールにアクセスできます。単一および複数の宇宙船ペイロード操作をスケジュールします。私たちは既存のツールを統合して、商用の小型宇宙船が現在の衛星に対してセンサーの相互校正の機会を評価できるようにするプランナーの設計に取り組んでいます。参照機器の仕様、センサーの安定性、校正測定間の許容待ち時間、違い計画担当者は、柔軟なユーザー定義パラメーターの関数として、すべての参照ターゲットペアの相互校正の機会を出力します。このプランナーの暫定バージョンを使用して、相互校正する商用センサーの安定した放射測定基準として機能できる一連の転送放射計の設計を通知します。事前に選択されたサイトを使用した代用クロスキャリブレーション、またはグローバルな大気圏上部（TOA）クロスキャリブレーションのいずれかのために、このようなコンステレーションを提案します。情報に基づいたアーキテクチャ設計のサブセットに適用されたキャリブレーションプランナーの結果は、4satコンステレーションが、典型的なライドシェア軌道に配置されたCubesatセンサーに対して、半日の計画期間内に複数のキャリブレーションの機会を提供することを示しています。このような機会は、太陽またはビューの方向から5度以内で、1時間以内（TOAの場合）および1日以内（代償）のクロスキャリブレーション画像ペアで利用できますが、プランナーでは、ユーザーをリラックスさせることで、さらに多くの画像を識別できます。定義された制限。
複合ヒッグスモデルからの物質と暗黒物質の非対称性
一重項の重いニュートリノで補足された複合ヒッグスモデルの枠組みの中で、小規模なレプトジェネシスシナリオを提案します。ニュートリノの1つは、モデルの離散$\mathbb{Z}_2$対称性によって安定性が保証されている暗黒物質候補と見なすこともできます。強結合系のスペクトルでは、疑似南部ゴールドストーンヒッグス粒子よりも重い束縛状態が存在する可能性があります。これらの状態が重い右巻きニュートリノに崩壊するため、可視セクターと暗セクターの非対称性が同時に生成されます。結果として生じる非対称性は、目に見える右巻きニュートリノと相互作用する標準モデルレプトンに転送されます。スファレロンによって誘発されたバリオン非対称性は、共鳴束縛状態に対してTeVスケールで提供できることを示します。さらに、暗黒物質の相互作用の結合強度に応じて、暗黒物質の質量の実行可能な範囲がモデルで許可されます。
| Title |
Statistical_analysis_of_orientation,_shape,_and_size_of_solar_wind_switchbacks |
| Authors |
Ronan_Laker,_Timothy_S._Horbury,_Stuart_D._Bale,_Lorenzo_Matteini,_Thomas_Woolley,_Lloyd_D._Woodham,_Samuel_T._Badman,_Marc_Pulupa,_Justin_C._Kasper,_Michael_Stevens,_Anthony_W._Case,_Kelly_E._Korreck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10211 |
パーカーソーラープローブ（PSP）の最初の2つの軌道からの主な発見の1つは、磁気スイッチバックの存在であり、その偏向が磁場測定を支配していました。それらの形状とサイズを決定することは、それらの起源の証拠を提供する可能性がありますが、それはまだ不明です。単一の太陽風の流れを使った以前の研究は、それらの主軸の方向を決定することができなかったけれども、これらが長くて薄い構造であることを示しました。この長くて細い性質が他の太陽風の流れにまで及ぶかどうかを調査し、流れの中のスイッチバックが整列した方向を決定します。スイッチバックのサイズと方向が、流速と宇宙船の軌道とともにどのように組み合わされて、過去と未来の軌道で観測された構造の持続時間を生成するかを理解しようとしています。宇宙船の切断方向とスイッチバック期間の組み合わせを生成する、長くて薄い構造と最も一致する位置合わせ方向を検索しました。長くて薄い構造の予想される形は、そのストリームのスイッチバックの幅とアスペクト比を決定する最適な位置合わせ方向の結果に適合しました。スイッチバックの平均幅は$50,000\、\rm{km}$で、アスペクト比は$10$のオーダーでした。スイッチバックはバックグラウンドの流れの方向に沿って整列しているのではなく、ローカルのパーカースパイラルに沿って整列していることがわかります。これは、おそらく磁場に沿って伝播することを示唆しています。観測されたスイッチバック期間は、宇宙船が構造をどのように切断するかによって異なるため、期間だけを使用して、個々のイベントのサイズや影響を判断することはできません。将来のPSP軌道では、より大きな宇宙船の横方向のコンポーネントとより放射状に整列したスイッチバックを組み合わせると、長時間のスイッチバックはあまり一般的ではなくなります。
この論文では、一般相対性理論の1+3および3+1形式から着想を得た、ローレンツ多様体上の重力のニュートン方程式の4次元定式化を示します。最初に、ガリラヤ参照システムに関する一般的な時間パラメータ化された座標系の座標速度の自由度が、一般相対性理論の3+1形式のシフトの自由度に類似していることを示します。これにより、ニュートンの理論を4次元のローレンツ多様体$M^N$に住んでいると書くことができます。この多様体は、ニュートン流体のダイナミクスに応じて湾曲するように選択できます。この論文では、$M^N$の特定の選択に焦点を当て、\textit{1+3-ニュートン方程式}と呼ばれるものに導きます。これらの方程式は、相対論的流体の残りのフレームで実行されるニュートン極限で一般相対性理論から回復できることを示します。ニュートン方程式の1+3の定式化と、導入するニュートン極限により、ニュートンの理論と一般相対性理論の間の辞書を定義することもできます。この辞書は、ダスト流体の残りのフレーム、つまり加速していないオブザーバーで定義されています。この結果、非回転流体に対してのみ定義されます。1+3-ニュートン方程式と辞書をサポートする例として、1+3-ニュートンの放物線自由落下解がシュワルツシルト時空に正確に変換されることを示します。これは、近似なしで行われます。その場合、辞書は一般相対性理論に関してニュートン解の妥当性をテストするための追加のツールになる可能性があります。ただし、非真空、非定常、非分離のニュートン解についてさらにテストする必要があります。また、回転流体に適合させる必要もあります。ニュートン方程式の1+3定式化について私たちが検討する主なアプリケーションの1つは、宇宙論における逆反応とグローバルトポロジーの研究に適した新しいモデルを定義することです。
バローの可変光速のコンテキストでのパンテオンSNeIaデータの分析
バローによって開始されたように、光速をスケールファクター$c\proptoa^{-\zeta}$の関数として変化させながら、Ia型超新星の結合パンテオンサンプルを分析します[1]。光の速度の変化は、波の速度が変化する媒体を進行する波に対して発生する屈折現象に似た効果を生み出します。屈折効果が現れるのを助ける際の重力結合領域の局所スケールの役割を解明します。屈折効果は、赤方偏移の式（Lemaitre、distance-vs-z、luminositydistance-vs-z）を変更し、パンテオンデータセットの新しい分析を保証します。距離と赤方偏移の関係を再定式化すると、パンテオンデータセットを可変光速アプローチに高品質で適合させることができます。適合は、標準の$\LambdaCDM$モデルで得られるものと同じくらい堅牢です。パンテオンデータセットは、関数形式の可変光速と一致していることがわかります。$a\proptot^{\mu}$および$c\proptoa^{1-1/\mu}$（i）宇宙年齢$t_{0}\約13.9$Gyを自由パラメーターとして、$\mu$は指定されていません。（ii）重力によって束縛された物体の局所スケールの単調な変化（放出源および太陽系ベースの装置/観測者に適用可能）。（ii）のエージェントにより、パンテオンデータセットの高z部分は、低から得られた$H_{0}$推定値よりも10％低い「有効な」$H_{0}$推定値を生成します。データセットのz部分。光の可変速度による加速膨張の代替解釈を提供し、（ii）で明らかになったエージェントの副産物として、ハッブル定数推定の進行中の張力を「解決」するための暫定的な提案を提供します。[1]J.D.バロー、光速が変化する宇宙論、物理学。Rev.D59、043515（1999）;arXiv：astro-ph/9811022
| Title |
Towards_Bayesian_Data_Compression |
| Authors |
Johannes_Harth-Kitzerow,_Reimar_Leike,_Philipp_Arras,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.10375 |
現代科学に遍在する大規模なデータセットを処理するには、効率的な圧縮アルゴリズムが必要です。さまざまな状況に適した、汎用の可逆および非可逆圧縮アルゴリズムが存在します。ここでは、特定のデータセットに適応するベイジアンデータ圧縮（BDC）アルゴリズムが導出されます。BDCは、信号、対象の量に関する事前の知識があれば、情報の損失を最小限に抑えながら、後部構造を保存しながらデータセットを圧縮します。BDCは、データからの信号再構成と連携して機能します。その基本形式は、ガウス事前確率と尤度に対して有効です。これは、メトリックガウス変分推論の助けを借りて非線形設定に一般化されます。BDCには、圧縮データの効果的な機器応答関数と、事後共分散構造をエンコードする対応するノイズの保存が必要です。それらのメモリ需要は、圧縮ゲインを打ち消します。これを改善するために、データをパッチに分割し、それらを個別に圧縮することにより、圧縮された応答のスパース性を適用できます。私たちの方法の適用可能性は、それを合成データと電波天文データに適用することによって示されます。それでも、圧縮の計算時間が元のデータとの推論の時間を超えるため、アルゴリズムをさらに改善する必要があります。
