| Title |
C$^3$-Cluster_Clustering_Cosmology_I._New_constraints_on_the_cosmic_growth_rate_at_z~0.3_from_redshift-space_clustering_anisotropies |
| Authors |
Federico_Marulli,_Alfonso_Veropalumbo,_Jorge_Enrique_Garc\'ia-Farieta,_Michele_Moresco,_Lauro_Moscardini,_Andrea_Cimatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11206 |
銀河団のクラスター化における赤方偏移空間の歪みは、宇宙論的スケールで重力理論をテストするための新しいプローブを提供します。この研究の目的は、銀河団の赤方偏移空間の2点相関関数から宇宙構造の線形成長率に対する新しい制約を導き出すことです。SloanDigitalSkySurveyから、光学的に選択されたクラスターの大規模な分光カタログを作成します。選択されたサンプルは、赤方偏移範囲0.1<z<0.42の43743クラスターで構成され、質量は弱いレンズ効果のキャリブレーションされたスケーリング関係から推定されます。選択したクラスターの2点相関関数の横方向および半径方向のウェッジを測定します。赤方偏移空間クラスタリングの異方性をモデル化して、クラスタークラスタリングからの線形成長率に対する最初の制約を提供します。クラスター質量は、サンプルの線形バイアスに事前確率を設定するために使用されます。これは、銀河の代わりに銀河団を宇宙探査機として使用することの主な利点を表しています。最新の宇宙マイクロ波背景放射の制約と一致する標準的な宇宙モデルを仮定すると、一般相対性理論からの逸脱の証拠は見つかりません。具体的には、有効な赤方偏移z〜0.3で、成長率に物質パワースペクトル正規化パラメーター$f\sigma_{8}=0.46\pm0.03$を掛けた値を取得します。
DESIクエーサー（QSO）サンプルの予備的なターゲット選択
| Title |
Preliminary_Target_Selection_for_the_DESI_Quasar_(QSO)_Sample |
| Authors |
Christophe_Y\`eche,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Charles-Antoine_Claveau,_David_D._Brooks,_Edmond_Chaussidon,_Tamara_M._Davis,_Kyle_S._Dawson,_Arjun_Dey,_Yutong_Duan,_Sarah_Eftekharzadeh,_Daniel_J._Eisenstein,_Enrique_Gazta\~naga,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Dustin_Lang,_Michael_E._Levi,_Aaron_M._Meisner,_Adam_D._Myers,_Jeffrey_A._Newman,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Anand_Raichoor,_David_J._Schlegel,_Michael_Schubnell,_Ryan_Staten,_Gregory_Tarl\'e,_Rongpu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11280 |
DESI調査では、赤方偏移範囲$0.9<z<2.1$の暗黒物質の直接トレーサーとしてクエーサーを使用し、$z>2.1$のクエーサーLy-$\alpha$フォレストを使用して大規模構造を測定します。3つの光学（$g、r、z$）および2つの赤外線（$W1、W2$）バンドでのイメージングに基づいて、DESIの候補クエーサーを選択する2つの方法を紹介します。最初の方法は従来のカラーカットを使用し、2番目の方法は機械学習アルゴリズムを使用します。
DESI輝線銀河（ELG）サンプルの予備ターゲット選択
| Title |
Preliminary_Target_Selection_for_the_DESI_Emission_Line_Galaxy_(ELG)_Sample |
| Authors |
Anand_Raichoor,_Daniel_J._Eisenstein,_Tanveer_Karim,_Jeffrey_A._Newman,_John_Moustakas,_David_D._Brooks,_Kyle_S._Dawson,_Arjun_Dey,_Yutong_Duan,_Sarah_Eftekharzadeh,_Enrique_Gazta\~naga,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Dustin_Lang,_Jae_H._Lee,_Michael_E._Levi,_Aaron_M._Meisner,_Adam_D._Myers,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Ashley_J._Ross,_David_J._Schlegel,_Michael_Schubnell,_Ryan_Staten,_Gregory_Tarl\'e,_Rita_Tojeiro,_Christophe_Y\`eche,_and_Rongpu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11281 |
DESIは、バリオン音響振動（BAO）と赤方偏移空間歪み（RSD）を研究するために、宇宙の歴史の$\sim$80％と空の3分の1にわたって$\sim$3,500万の赤方偏移を収集することにより、宇宙の膨張と構造の成長を正確に抑制します。すべてのDESIトレーサーの約半分を構成する発光線銀河（ELG）サンプルの予備的なターゲット選択を提示します。選択は、$g$バンドの大きさのカットと$（g-r）$対$（r-z）$カラーボックスで構成され、HSC/PDR2測光赤方偏移とDEEP2分光法を使用して検証します。ELGターゲット密度は$\sim$2400deg$^{-2}$である必要があり、ELGの$\sim$65％は$0.6<z<1.6$の赤方偏移範囲内で確実に赤方偏移します。DESIのELGターゲティングは、「調査検証」フェーズで確定されます。
DESIルミナスレッドギャラクシー（LRG）サンプルの予備ターゲット選択
| Title |
Preliminary_Target_Selection_for_the_DESI_Luminous_Red_Galaxy_(LRG)_Sample |
| Authors |
Rongpu_Zhou,_Jeffrey_A._Newman,_Kyle_S._Dawson,_Daniel_J._Eisenstein,_David_D._Brooks,_Arjun_Dey,_Biprateep_Dey,_Yutong_Duan,_Sarah_Eftekharzadeh,_Enrique_Gazta\~naga,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Michael_E._Levi,_Timothy_C._Licquia,_Aaron_M._Meisner,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Anand_Raichoor,_David_J._Schlegel,_Michael_Schubnell,_Ryan_Staten,_Gregory_Tarl\'e,_and_Christophe_Y\`eche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11282 |
DESI調査では、赤方偏移の範囲$0.3<z<1.0$で800万を超える候補の明るい赤銀河（LRG）が観測されます。ここでは、LegacySurveysDataRelease8$g$、$r$、$z$、および$W1$測光を使用して開発されたDESILRGターゲット選択の暫定バージョンを示します。この選択により、${\sim}\、600$deg$^{-2}$の均一な面密度と、予測される恒星汚染および赤方偏移の故障率が非常に低いサンプルが生成されます。DESIサーベイ検証中に、この選択の更新バージョンがテストおよび最適化されます。
ユークリッドの準備：IX。 EuclidEmulator2--大量のニュートリノと自己無撞着な暗黒エネルギー摂動を伴うパワースペクトルエミュレーション
| Title |
Euclid_preparation:_IX._EuclidEmulator2_--_Power_spectrum_emulation_with_massive_neutrinos_and_self-consistent_dark_energy_perturbations |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_M._Knabenhans,_J._Stadel,_D._Potter,_J._Dakin,_S._Hannestad,_T._Tram,_S._Marelli,_A._Schneider,_R._Teyssier,_S._Andreon,_N._Auricchio,_C._Baccigalupi,_A._Balaguera-Antol\'inez,_M._Baldi,_S._Bardelli,_P._Battaglia,_R._Bender,_A._Biviano,_C._Bodendorf,_E._Bozzo,_E._Branchini,_M._Brescia,_C._Burigana,_R._Cabanac,_S._Camera,_V._Capobianco,_A._Cappi,_C._Carbone,_J._Carretero,_C.S._Carvalho,_R._Casas,_S._Casas,_M._Castellano,_G._Castignani,_S._Cavuoti,_R._Cledassou,_C._Colodro-Conde,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_J._Coupon,_H.M._Courtois,_A._Da_Silva,_S._de_la_Torre,_D._Di_Ferdinando,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_G._Fabbian,_S._Farrens,_P.G._Ferreira,_F._Finelli,_M._Frailis,_E._Franceschi,_S._Galeotta,_B._Garilli,_C._Giocoli,_G._Gozaliasl,_J._Graci\'a-Carpio,_et_al._(73_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11288 |
EuclidEmulator（EuclidEmulator2と呼ばれる）の新しい更新バージョンを紹介します。これは、物質のパワースペクトルの非線形補正のための高速で正確な予測子です。0.01$の範囲内の空間スケールで、赤方偏移$z=0$と$z=3$の間の$w_0w_a$CDM$+\summ_\nu$modelsの8次元パラメーター空間でパーセントレベルの正確なエミュレーションがサポートされるようになりました。h$/Mpc$\leqk\leq$10$h$/Mpc。このレベルの精度を達成するために、トレーニングデータとして使用される基礎となるN体シミュレーションの品質を改善する必要がありました。（1）大量のニュートリノ、光子などの非暗黒物質種の自己無撞着な線形進化を使用します。、暗黒エネルギーとメトリックフィールド、（2）一般相対性理論の枠組みで結果を解釈できるいわゆるN体ゲージでシミュレーションを実行します。（3）250を超える高解像度シミュレーションを実行します。ペアで固定された初期条件に基づく1（Gpc/$h$）${}^3$ボリュームのボックス内の$3000^3$粒子を使用し、（4）エミュレートされた結果に適用できる解像度補正を提供します。シミュレーションでの残留解像度の影響による小規模な系統的バイアスを大幅に削減するための後処理ステップ。動的暗黒エネルギーパラメーター$w_a$を含めると、エミュレーターの作成の複雑さと費用が大幅に増加することがわかります。EuclidEmulator2の高い忠実度は、N体シミュレーションや、Halofit、HMCode、CosmicEmuなどの代替の高速予測子とのさまざまな比較でテストされています。ブラインドテストは、EuclidFlagshipv2.0シミュレーションに対して正常に実行されます。EuclidEmulator2でエミュレートされた非線形補正係数は、高解像度の暗黒物質のみと比較して、0.01$h$/Mpc$\leqk\leq$10$h$/Mpcおよび$z\leq3$で1％以上のレベルで正確です。シミュレーション。EuclidEmulator2は、https：//github.com/miknab/EuclidEmulator2で公開されています。
| Title |
Measuring_Cosmological_Distances_Using_Cluster_Edges_as_a_Standard_Ruler |
| Authors |
Erika_L._Wagoner_and_Eduardo_Rozo_and_Han_Aung_and_Daisuke_Nagai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11324 |
銀河団の視線速度分散プロファイルは、軌道を回る銀河の空間的広がりに対応する「ねじれ」を示します。クラスターの空間範囲は速度分散プロファイルの振幅と相関しているため、この機能を重力校正された標準定規として利用できます。具体的には、速度分散データの振幅により、物理的なクラスターサイズを推測できます。その結果、プロファイル内の「ねじれ」の角度スケールの観測は、クラスターまでの距離測定に変換できます。クラスター半径とクラスター速度分散の関係がシミュレーションから較正できると仮定すると、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の既存のデータを使用して、ハッブル定数を$3\％$の精度で測定できると予測します。DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）からのデータを使用してこの方法を実装すると、ハッブル定数が$1.3\％$測定されます。宇宙論的超新星データを追加すると、DESI測定の不確実性が$0.7\％$に向上します。
スバルハイパーシュプライムカムとunWISEの銀河の測光赤方偏移と特定された銀河団のカタログ
| Title |
Photometric_redshifts_for_galaxies_in_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_and_unWISE_and_a_catalogue_of_identified_clusters_of_galaxies |
| Authors |
Z._L._Wen,_J._L._Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11551 |
最初に、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramとWide-fieldInfraredSurveyExplorerの7バンド測光データから、最近傍アルゴリズムを使用して導出された1,468万個の銀河の測光赤方偏移のカタログを示します。赤方偏移の不確実性は、z<0.7の銀河では約0.024であり、赤方偏移とともにz〜2で約0.11まで着実に増加します。このような大規模なデータセットから、21,661個の銀河団を特定します。そのうち、5537個の銀河団は赤方偏移z>1で、642個の銀河団はz>1.5であり、銀河団の高赤方偏移サンプルを大幅に拡大しています。クラスターの豊富さと質量が推定され、これらのクラスターの質量はM_{500}>0.7*10^{14}Msunに相当します。各リッチネスビン内の最も明るいクラスター銀河（BCG）の恒星の質量は、レッドシフトによって大幅に進化しないことがわかります。星形成BCGの割合は赤方偏移とともに増加しますが、クラスターの質量には依存しません。
質量$m_\mathrm{PBH}<10^9\mathrm{g}$の超軽量原始ブラックホールは、ビッグバン元素合成の前に蒸発するため、直接拘束することはできません。しかし、それらは非常に豊富であるため、一時的な期間（ホーキング蒸発によって宇宙を再加熱する前）に宇宙の内容を支配する可能性があります。これが起こった場合、それらは小さなスケールでの大きな宇宙論的変動をサポートし、それは次に二次効果を通して重力波の生成を誘発します。原始ブラックホールとは対照的に、これらの重力波は蒸発後も存続するため、このようなシナリオを制約するために使用できます。この研究では、誘導された重力波が逆反応の問題を引き起こさないために、$\Omega_\mathrm{PBH、f}$で表される、形成時のブラックホールの相対的な存在量が$\Omega_\mathrmのようになることを示します。{PBH、f}<10^{-4}（m_\mathrm{PBH}/10^9\mathrm{g}）^{-1/4}$。特に、原始ブラックホールが形成時に支配的であるシナリオはすべて除外されます（インフレが$\rho^{1/4で進行するための$m_\mathrm{PBH}>10\、\mathrm{g}$が与えられた場合）}<10^{16}\mathrm{GeV}$）。これは、超軽量の原始ブラックホールに対する最初の制約を設定します。
今、ずっと前、そして遠く離れた私たちの周りの原始ブラックホール
ブラックホール観測に関する最近の天文データをレビューします。観測されたブラックホールが主に原始的（PBH）であるという賛成論が提示されています。PBHのマススペクトルは、対数正規分布に最もよく適合します。対数正規スペクトルを使用したPBH形成のモデルについて簡単に説明します。
FlowPM：FastPM CosmologicalN-bodyソルバーの分散TensorFlow実装
| Title |
FlowPM:_Distributed_TensorFlow_Implementation_of_the_FastPM_Cosmological_N-body_Solver |
| Authors |
Chirag_Modi,_Francois_Lanusse,_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11847 |
FlowPMは、GPUで高速化、分散、微分可能なシミュレーションのためにMesh-TensorFlowに実装された粒子メッシュ（PM）宇宙論的N体コードです。分散プラットフォームで大規模な力を効率的に計算するために、多重解像度ピラミッドに基づく新しいマルチグリッドスキームの精度を実装および検証します。大規模なスーパーコンピューターでのシミュレーションのスケーリングを調査し、対応するPythonベースのPMコードと比較して、実時間で平均10倍の速度向上を実現します。また、この新しいツールを使用して、大規模な宇宙論的推論の問題を効率的に解決する方法、特に、ハイブリッドPMとニューラルネットワークフォワードモデルを使用したフォワードモデルベイズフレームワークでの宇宙論フィールドの再構築についても説明します。これらの例のスケルトンコードを提供しており、コード全体はhttps://github.com/modichirag/flowpmで公開されています。
アクティブなテルリック特徴の除去に対するケプラー信号のロバスト性の調査
| Title |
Exploring_the_robustness_of_Keplerian_signals_to_the_removal_of_active_and_telluric_features |
| Authors |
Maksym_Lisogorskyi,_Hugh_R._A._Jones,_Fabo_Feng,_R._Paul_Butler_and_Steven_S._Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11208 |
ヨウ素吸収セルで取得した高分解能スペクトルに対する、活動およびテルルによって誘発された視線速度信号の影響を調べます。よく特徴付けられたK1V星AlphaCentauriBに基づいて、アクティブラインとテルリックラインを含む2オングストロームのスペクトルチャンクを除外し、エリダヌス座イプシロン星（長周期の低振幅惑星信号を持つアクティブK2Vスター）の方法を示します。視線速度の計算からスペクトルの活動とテルルに敏感な部分を削除した後、惑星信号の重要性が増し、恒星の自転信号が消えます。手順の堅牢性を評価するために、スペクトルのランダムチャンクの削除に基づいてモンテカルロシミュレーションを実行します。シミュレーションは、活動と地電流によって影響を受ける線の除去が、特定のケプラー信号のロバスト性をチェックする方法を提供することを確認します。また、大振幅の惑星信号を持つアクティブなF8VスターであるHD40979でアプローチをテストします。私たちのモンテカルロシミュレーションは、F星のケプラー信号の重要性が波長に対してはるかに敏感であることを明らかにしています。Kスターとは異なり、Fスターからアクティブな線を削除すると、視線速度の精度が大幅に低下します。この場合、FスターからKスターのアクティブラインを削除しても、視線速度情報がはるかに少なく、強いアクティブラインに大きく依存しているため、簡単で有用な診断は提供されません。
高多重度システムの不安定性は、近接する白色矮星の存在を説明していますか？
| Title |
Do_instabilities_in_high-multiplicity_systems_explain_the_existence_of_close-in_white_dwarf_planets? |
| Authors |
R._F._Maldonado,_E._Villaver,_A._J._Mustill,_M._Ch\'avez,_E._Bertone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11403 |
白色矮星（WD）を周回する近接惑星と関連する現象の起源を調査します。これらは、星からより遠い軌道に由来すると考えられています。主系列星を周回することを検出した75個の複数惑星系（4個、5個、6個の惑星）の惑星アーキテクチャを使用して、WDフェーズに進化する750個の動的に類似したテンプレートを構築します。私たちの母数空間の探索は、網羅的ではありませんが、観測によって導かれ、制限されています。惑星系の多様性が高いほど、動的な不安定性（惑星の喪失、軌道の交差と散乱）が発生する可能性が高いことがわかります。最終的には、惑星（または小さな物体）を近くのペリアストロン通路に送ります。実際、不安定な4〜6惑星のシミュレーションの割合は、大気汚染のあるWDの25〜50$\％$の割合に匹敵します。さらに、4〜6惑星構成での不安定性の開始は、WD冷却時間の最初のGyrでピークに達し、その後減少します。惑星の多様性は、システムの特定のアーキテクチャを呼び出したり、バイナリコンパニオンからフォンザイペル-リドフ-コザイ（ZLK）効果を介してそれらを移行したりすることなく、WDに近接する惑星の存在を説明する自然条件です。
プレアデス星団の短周期惑星の視線速度探索と統計的研究
| Title |
Radial-velocity_search_and_statistical_studies_for_short-period_planets_in_the_Pleiades_open_cluster |
| Authors |
Takuya_Takarada,_Bun'ei_Sato,_Masashi_Omiya,_Yasunori_Hori,_Michiko_S._Fujii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11577 |
プレアデス星団の短周期惑星の視線速度探索を報告します。高分散エシェルスペクトログラフ（HIDES）を用いて、岡山天文台（OAO）で30個のプレイアデス星団を観測しました。視線速度測定に対する恒星活動の影響を評価および軽減するために、4つの活動指標（FWHM、$V_{\rmspan}$、$W_{\rmspan}$、および$S_{\rmH{\alpha}}$）。私たちのサンプルの中で、短周期の惑星候補は検出されませんでした。恒星固有のRVジッタは、${\rm52\m\、s^{-1}}$、${\rm128\m\、s^{-1}}$、および${\rm173\と推定されました。m\、s^{-1}}$$v\sini$が${\rm10\km\、s^{-1}}$、${\rm15\km\、s^の星の場合それぞれ{-1}}$と${\rm20\km\、s^{-1}}$。調査から惑星の発生率を決定し、質量が1〜13$M_{\rmJUP}$で期間が1〜10日の惑星の上限を11.4\％に設定しました。惑星の発生率にさらに厳しい制約を設定するために、私たちは調査の結果を30〜300Myrの年齢の散開星団を対象とした他の調査の結果と組み合わせました。その結果、若い散開星団の惑星発生率は、公転周期が3日で、質量が1〜5、5〜-の惑星で、7.4\％、2.9\％、1.9\％未満であることがわかりました。13、および13--80$M_{\rmJUP}$、それぞれ。
デュアルボディ、高度に偏心した、非同期に回転するシステムでの潮汐散逸：冥王星-カロンと太陽系外惑星TRAPPIST-1eへの応用
| Title |
Tidal_Dissipation_in_Dual-Body,_Highly_Eccentric,_and_Non-synchronously_Rotating_Systems:_Applications_to_Pluto-Charon_and_the_Exoplanet_TRAPPIST-1e |
| Authors |
Joe_P._Renaud,_Wade_G._Henning,_Prabal_Saxena,_Marc_Neveu,_Amirhossein_Bagheri,_Avi_Mandell,_Terry_Hurford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11801 |
Andradeから派生したSundberg-Cooperレオロジーを使用して、TRAPPIST-1eの経年潮汐進化と、均質体の単純化された仮定の下での冥王星-カロンの初期の歴史にいくつかの改善を適用します。高次の離心率の項（$e^{20}$まで）を含めることにより、$e=0.1$付近から始まる従来使用されている$e^{2}$の切り捨てとの相違が見つかります。$e>0.6$の場合、桁違いが発生し始めます。重要なことに、高次の離心率項は、追加のスピン軌道相互作用を活性化します。非同期回転を経験している世界は、これらの共鳴に出入りし、長期的な進化を変える可能性があります。ゼロ以外の傾斜角は、通常、大幅に高い加熱を生成しません。ただし、軌道と回転の進化を大幅に変える可能性があります。離心率と同じように、傾斜角は新しい潮汐モードと共鳴を活性化することができます。冥王星とカロン内の二重体散逸を追跡することは、より速い進化と劇的に異なる軌道結果につながります。私たちの調査結果に基づいて、$e^{2}$を超える追加の離心率項を考慮に入れるために、$e\geq0.3$のある世界での将来の潮汐研究をお勧めします。非同期ローテーションまたはゼロ以外の傾斜が考慮されている場合は、このしきい値を$e>0.1$に下げる必要があります。離心率関数の収束が不十分なため、非常に高い離心率（$e\geq0.6$）が発生する可能性のある世界の研究には、離心率の高い項を含める必要があります。これらの方程式は、任意の傾斜角と非同期回転に対して最大$e^{10}$まで提供されます。最後に、$e\gtrsim0.1$を持つ短周期の固体太陽系外惑星が、1：1のスピン軌道共鳴にきちんと固定されているという仮定を再考する必要があります。高次のスピン軌道相互作用は、これらの比較的控えめな奇行でも存在する可能性がありますが、以前の研究では、そのような共鳴が恒星駆動の気候を大幅に変える可能性があることがわかっています。
海王星以下のサイズの惑星の性質と起源
地球と海王星の中間の大きさで、水星が太陽よりもホスト星の近くを周回している惑星は、過去四半世紀にわたる太陽系外惑星の調査によって明らかにされた最も一般的なタイプの惑星です。NASAのケプラーミッションの結果は、これらの天体の動径分布に二峰性があり、惑星の数が1.5〜2.0$R_{\oplus}$と比較的少ないことを明らかにしました。この二峰性は、サブネプチューンが原始惑星状星雲から質量で数パーセント降着した一次大気で生まれた岩石惑星であるということを示唆しています。半径ギャップより上の惑星は大気を保持することができましたが（「ガスが豊富なスーパーアース」）、半径ギャップより下の惑星は大気を失い、コアが剥ぎ取られました（「真のスーパーアース」）。これらの惑星の大気損失を促進するメカニズムは未解決の問題であり、光蒸発とコア駆動の質量損失が主要な候補です。質量損失メカニズムと同様に、海王星以下の惑星の固体の起源については2つの候補があります。移動モデルには氷線の向こうからの胚の成長と移動が含まれ、ドリフトモデルには内向きにドリフトする小石が含まれます。凝固して惑星を近接して形成します。大気研究は、内部構造モデルの縮退を打ち破り、これらの惑星の起源に追加の制約を課す可能性があります。ただし、ほとんどの大気特性評価の取り組みは、エアロゾルによって混乱しています。今後の施設での観測により、これらの世界の大気組成が最終的に明らかになることが期待されます。これは、太陽系外惑星の研究から特定された最初の根本的に新しいタイプの惑星オブジェクトです。
MURALES調査。 III。 37個の3C低z電波銀河のMUSE観測を完了する
| Title |
The_MURALES_survey._III._Completing_the_MUSE_observations_of_37_3C_low-z_radio_galaxies |
| Authors |
Barbara_Balmaverde_(1)_Alessandro_Capetti_(1)_Alessandro_Marconi_(2,3)_Giacomo_Venturi_(3,13)_M._Chiaberge_(4,5)_R.D._Baldi_(6)_S._Baum_(8)_R._Gilli_(7)_P._Grandi_(7)_Eileen_T._Meyer_(11)_G._Miley_(9)_C._O'Dea_(8)_W._Sparks_(12)_E._Torresi_(7)_G._Tremblay_(10)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Italy_(2)_Universita'_di_Firenze,_Italy_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Italy_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA_(5)_Johns_Hopkins_University,_USA_(6)_INAF-_Istituto_di_Radioastronomia,_Italy_(7)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Italy_(8)_University_of_Manitoba,_Canada_(9)_Leiden_Observatory,_the_Netherlands_(10)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_USA_(11)_University_of_Maryland,_USA_(12)_SETI_Institute,_CA_(13)_Instituto_de_Astrofisica,_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11195 |
VLT/MUSE光学面分光器で得られた赤緯<0.3および赤緯<20度の第3ケンブリッジカタログ（3C）からの37個の電波銀河の完全なサンプルの最終観測を提示します。これらのデータは、最も強力な電波源でのAGNフィードバックプロセスを調査することを主な目的として、MURALES調査（MUseRAdioラウドエミッションラインスナップショット調査）の一部として取得されました。データ分析と、各ソースについて、結果の輝線画像と2Dガス速度場を示します。このような前例のない深さのおかげで、これらの観測は、ほとんどのオブジェクトで数十キロパーセクに及ぶ輝線領域（ELR）を明らかにします。ガス速度は25個の銀河で規則正しい回転を示していますが、いくつかの源では非常に複雑です。3Cソースは、電波形態と輝線特性の関係を示していることがわかります。10個のFRIソースでは、線放射領域は一般にコンパクトで、サイズはわずか数kpcであり、1つの場合にのみホストのサイズを超えます。逆に、FRII銀河のうち2つを除くすべてが、イオン化ガスの大規模な構造を示しています。範囲の中央値は16kpcで、最大値は約80kpcに達します。高ガス励起と低ガス励起のFRIIソースのELRプロパティ間で範囲や強度に明らかな違いはありません。3C258の以前の光学的識別が正しくないことを確認します。この電波源は、z〜1.54のQSOに関連付けられている可能性があります。
孤立した低表面輝度銀河の静止部分：観測上の制約
| Title |
The_quiescent_fraction_of_isolated_low_surface_brightness_galaxies:_Observational_constraints |
| Authors |
Daniel_J._Prole,_Remco_F._J._van_der_Burg,_Michael_Hilker,_Lee_R._Spitler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11210 |
低表面輝度銀河（LSBG）の形成と進化を理解することは、それらの幅広い特性を説明するために重要です。ただし、深部測光調査でのLSBGの研究は、距離の推定値が不足しているために妨げられることがよくあります。この作業では、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の深部光学イメージングデータで特定された479LSBGの新しいカタログを紹介します。これらの銀河は、フィールドからグループまで、さまざまな環境で見られます。多くは超拡散銀河（UDG）である可能性があります。色のバイモーダル母集団の明確な証拠が見られます-S\'ersicインデックス空間、およびサンプルを赤と青のLSBG母集団に分割します。重複するGAMA分光調査から、近くの分光銀河と統計的に関連付けることにより、215のソースのサブサンプルの環境密度を推定します。青いLSBGは、局所的な分光銀河に関して空間的にランダム化されていることと統計的に一致していることがわかります。これは、それらが主に低密度環境に存在することを意味します。ただし、赤いLSBGの母集団は、局所構造と空間的に有意に相関しています。孤立したローカルLSBGの26+/-5％が赤い母集団に属していることがわかります。これは、静止状態と解釈されます。これは、高い環境密度が静止LSBGの生成において支配的な役割を果たしていることを示していますが、排他的ではありません。私たちの分析方法は、たとえば、距離情報が期待されていないLSB銀河の大きなサンプルを考えると非常に有用であることがわかるかもしれません。ベラC.ルービン天文台（別名LSST）、特に今後の包括的な広視野分光調査との組み合わせ。
カリフォルニアL1482雲のフィラメント回転
| Title |
Filament_rotation_in_the_California_L1482_cloud |
| Authors |
Rodrigo_H._\'Alvarez-Guti\'errez,_Amelia_M._Stutz,_Chi_Y._Law,_Stefan_Reissl,_Ralf_S._Klessen,_Nathan_W._C._Leigh,_Hong-Li_Liu,_Rodrigo._A._Reeves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11211 |
カリフォルニア分子雲（CMC）L1482フィラメントのガス質量分布、ガス運動学、および若い恒星状天体（YSO）の含有量を分析します。GaiaDR2YSO距離は511$^{+17}_{-16}$pcです。平均ガスライン質量（M/L）プロファイルのスケールフリーべき乗則を導き出します。これらと一致する重力ポテンシャルとフィールドプロファイルを計算します。IRAM30mC$^{18}$O（1-0）（およびその他のトレーサー）の位置-速度（PV）ダイアグラムを示します。これは、複雑な速度のねじれおよび回転構造を示しています。南フィラメントの稜線に垂直なC$^{18}$Oに回転プロファイルがあります。プロファイルは規則的で、制限され（$r\lesssim0.4$pc）、反対称であり、$r\sim0.25$pcでブレークして一次線形になります。内側（外側）のグラデーションのタイムスケールは$\sim$0.7（6.0）Myrです。重力と比較して、求心力がブレークに向かって増加することを示します。力の比率が1に近づくと、フィラメントの切断が達成される直前に、プロファイルが反転します。回転に対する重力のタイムスケールと相対的な役割は、構造が安定していて、長寿命（$\sim$が6Myrの数倍）であり、外から内への進化を遂げていることを示しています。さらに、このフィラメントには、実質的に星形成がなく、垂直なプランク空面（POS）磁場形態、およびPOS「ジグザグ」形態があり、回転プロファイルとともに、3D形状が示唆されます。らせん状の磁場を持つコルクスクリューフィラメントです。これらの結果は、OrionおよびG035.39-00.33の結果と組み合わされて、回転フィラメントが角運動量を放出するにつれて、より高密度に向かって進化することを示唆しています。したがって、磁場は、クラスター形成に向けた高質量（M$\sim10^5$M$_{\odot}$）雲フィラメントの進化の本質的な特徴である可能性があります。
SIMBAシミュレーションにおけるラジオギャラクシー人口
最先端の宇宙論的流体力学シミュレーションSimba内で、星形成と活動銀河核（AGN）から生じる銀河の1.4GHz電波光度を調べます。Simbaは、低温ガスからの重力トルク制限降着と高温ガスからのボンディ降着を介してブラックホールを成長させ、低エディントン比のジェットを含むAGNフィードバックを採用しています。進行中のジェットフィードバックの存在に基づいて、ラジオラウドAGN（RLAGN）の母集団を定義します。RLAGN内では、ブラックホール降着の支配的なモードに基づいて、高励起電波銀河と低励起電波銀河（HERGおよびLERG）を定義します。Simbaは、観測された電波光度関数（RLF）とその進化との良好な一致を、HERGとLERGの全体および個別に予測しています。AGNが優勢な電波フラックスを持つ静止銀河は>$\sim10^{22-23}$WHz$^{-1}$でRLFを支配し、星形成はより低い電波パワーで優勢です。全体として、RLAGNは、与えられた恒星の質量または速度分散において、非RLAGNよりもブラックホールの降着率が高く、星形成率が低くなっていますが、ブラックホールの質量は似ています。Simbaは、LERGの数密度を8.53Mpc$^{-3}$と予測しています。これは、広く観察されているように、HERGよりも$\sim10\times$高くなっています。LERGは、最大のブラックホールを持つ最も巨大な銀河の中で支配的であり、HERGは高い特定の星形成率で支配的ですが、それ以外の点では、それらは同じサイズの暗黒物質ハローに大部分を占め、同様のホスト銀河特性を持っています。したがって、シンバは、より深い電波調査により、HERGとLERGのホスト銀河人口統計間の重複が増加することが明らかになると予測しています。
天体物理学的乱流シミュレーション（CATS）のカタログ
| Title |
The_Catalogue_for_Astrophysical_Turbulence_Simulations_(CATS) |
| Authors |
B._Burkhart,_S._Appel,_S._Bialy,_J._Cho,_A._J._Christensen,_D._Collins,_C._Federrath,_D._Fielding,_D._Finkbeiner,_A._S._Hill,_J._C._Ibanez-Mejia,_M._R._Krumholz,_A._Lazarian,_M._Li,_P._Mocz,_M.-M._Mac_Low,_J._Naiman,_S._K._N._Portillo,_B._Shane,_Z._Slepian,_Y._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11227 |
乱流は、天体物理学の多くの分野で重要なプロセスです。過去数十年にわたる流体の数値シミュレーションの進歩は、乱流と、星形成や宇宙線伝搬などの関連プロセスの理解に革命をもたらしました。ただし、天体物理学的乱流の数値シミュレーションからのデータは公開されていないことがよくあります。www.mhdturbulence.comにある天文学コミュニティ向けの新しいシミュレーション指向データベースである天体物理学的乱流シミュレーション（CATS）のカタログを紹介します。CATSには、パブリックコードathena++、arepo、enzo、およびflashによって生成された電磁流体力学（MHD）乱流ボックスシミュレーションデータ製品が含まれています。CATSには、乱流HIデータキューブなど、いくつかの合成観測データセットも含まれています。また、これらのデータの一部から測定されたパワースペクトルと3点相関関数も含まれています。CATSで見られるような乱流シミュレーションの分析のためのオープンソースの統計および視覚化ツールの重要性について説明します。
緑の谷銀河による流体力学的シミュレーションの評価
| Title |
Evaluating_hydrodynamical_simulations_with_green_valley_galaxies |
| Authors |
J._Angthopo,_A._Negri,_I._Ferreras,_I._G._de_la_Rosa,_C._Dalla_Vecchia,_A._Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11232 |
4000$\small{\mathring{\mathrmA}}$ブレークで測定された、ブルークラウド（BC）、グリーンバレー（GV）、レッドシーケンス（RS）の特性に関する銀河形成の宇宙論的流体力学的シミュレーションをテストします。$z=0.1$での強度と恒星の質量平面。EAGLEのRefL0100N1504実行とIllustrisTNGプロジェクトのTNG100実行を、選択バイアスを考慮しながら、SloanDigitalSkySurveyと比較することによって分析します。私たちの分析は、D$_n$（4000）上の銀河の二峰性分布から選択された恒星質量$\log\、\mathrm{M_\star/M_{\odot}}\simeq10-11$内のGVに焦点を当てています。）対恒星の質量平面、Angthopoetal。方法論。どちらのシミュレーションも、緑の谷のAGNの割合と一致しています。しかし、それらは観測に関して静止GV銀河を過剰生産し、IllustrisTNGはEAGLEよりも静止GV銀河の割合が高くなっています。どちらの場合も、GV銀河は、SDSSに関して光度加重年齢が古いのに対し、質量加重年齢ではより良い一致が見られます。EAGLEGV銀河は星形成を早期に抑制しますが、観測と一致して、星形成の後期のエピソードを経験します。対照的に、IllustrisTNGGV銀河は、SFHがより拡張されており、後の宇宙時間でより効果的にクエンチし、4000$\small{\mathring{\mathrmA}}$に基づいて、SDSSと比較してGVでクエンチされた銀河を過剰に生成します。破壊強度。これらの結果は、AGNフィードバックサブグリッド物理学、より具体的には、ブラックホール入力のしきい値ハロー質量とブラックホールシード質量が、観測上の制約に関して見つかった静止銀河の過剰生成の主な原因である可能性があることを示唆しています。
スターフォージ：原始星の流出がIMFに及ぼす影響
| Title |
STARFORGE:_The_effects_of_protostellar_outflows_on_the_IMF |
| Authors |
D\'avid_Guszejnov,_Michael_Y._Grudi\'c,_Philip_F._Hopkins,_Stella_S._R._Offner,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11249 |
星の初期質量関数（IMF）は、天体物理学のほぼすべての分野に影響を与える重要な量ですが、それを決定する物理的メカニズムは不明なままです。GIZMOコードを使用して巨大分子雲（GMC）内の個々の星の形成を追跡するために、新しい数値フレームワークを使用して、STARFORGEプロジェクトの最初の実行を提示します。私たちのスイートには、等温の理想的な電磁流体力学（MHD）から始まり、非等温の熱力学と原始星の流出を追加する、ますます複雑な物理学の実行が含まれています。原始星の流出がなければ、結果として生じる恒星の質量は、ベースの等温MHD実行の結果と同様に、桁違いに高すぎることを示します。流出は原始星の周りの降着の流れを乱し、ガスが断片化し、追加の星が形成されることを可能にし、それによって平均恒星質量を観測されたものと同様の値に下げます。グローバルな雲の進化に対するジェットの影響は、低質量のGMCと密集した塊で最も顕著であるため、ジェットは低質量の雲を破壊できますが、質量の大きいGMCでの星形成を制御することはできません。これは、雲の束縛を解く前に、質量を星に変えます。ジェットはまた、大質量星の暴走降着を止めることができず、最終的には質量$\mathrm{>500\、M_\odot}$の星の形成につながる可能性があります。ジェットによって設定された質量スケールは、ほとんどの雲のパラメーター（つまり、表面密度、ビリアルパラメーター）の影響を受けないことがわかりますが、ジェットの運動量負荷（観測による制約が不十分）と温度に強く依存します。観測されたよりもわずかに大きいIMF変動を予測する親クラウドの。原始星ジェットは星の質量スケールを設定する上で重要な役割を果たしていると結論付けていますが、観測されたIMFを再現するには追加の物理学が必要です。
DESIブライトギャラクシーサーベイ（BGS）の予備ターゲット選択
| Title |
Preliminary_Target_Selection_for_the_DESI_Bright_Galaxy_Survey_(BGS) |
| Authors |
Omar_Ruiz-Macias,_Pauline_Zarrouk,_Shaun_Cole,_Peder_Norberg,_Carlton_Baugh,_David_Brooks,_Arjun_Dey,_Yutong_Duan,_Sarah_Eftekharzadeh,_Daniel_J._Eisenstein,_Jaime_E._Forero-Romero,_Enrique_Gazta\~naga,_ChangHoon_Hahn,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Dustin_Lang,_Michael_E._Levi,_John_Lucey,_Aaron_M._Meisner,_John_Moustakas,_Adam_D._Myers,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Anand_Raichoor,_David_J._Schlegel,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_David_H._Weinberg,_M._J._Wilson,_Christophe_Y\`eche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11283 |
DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）は、赤方偏移の少ない銀河（$0.05\leqz\leq0.4$、中央値$z\約0.2$）のほぼマグニチュードが制限された調査を実行します。このブライトギャラクシーサーベイ（BGS）のクラスタリング分析により、バリオン音響振動と低赤方偏移での赤方偏移空間歪みのこれまでで最も正確な測定値が得られます。DESIBGSは、（i）BRIGHT（$r<19.5$〜mag）と（ii）FAINT（$19.5<r<20$〜mag）の2つのターゲットクラスで構成されます。ここでは、スプリアスターゲットの数を減らすためにBGSで使用される、星と銀河の分離、およびさまざまな測光マスクと幾何学的マスクの概要を示します。選択の結果、BRIGHTの場合は$\sim800$オブジェクト/deg$^2$、FAINTの選択の場合は$\sim600$オブジェクト/deg$^2$の合計密度になります。BGS選択の完全な特性は次のようになります。Ruiz-Maciasetal。で発見されました。（2020）。
DESI天の川調査（MWS）の予備的なターゲット選択
| Title |
Preliminary_Target_Selection_for_the_DESI_Milky_Way_Survey_(MWS) |
| Authors |
Carlos_Allende_Prieto_(1,_2),_Andrew_P._Cooper_(3),_Arjun_Dey_(4),_Boris_T._G\"ansicke_(5),_Sergey_E._Koposov_(6,_7,_8),_Ting_Li_(9,_10),_Christopher_Manser_(5),_David_L._Nidever_(4,_11),_Constance_Rockosi_(12,_13),_Mei-Yu_Wang_(7,_14),_David_S._Aguado_(8),_Robert_Blum_(15),_David_Brooks_(16),_Daniel_J._Eisenstein_(17),_Yutong_Duan_(18),_Sarah_Eftekharzadeh_(19),_Enrique_Gazta\~naga_(20,_21),_Robert_Kehoe_(22),_Martin_Landriau_(23),_Chien-Hsiu_Lee_(4),_Michael_E._Levi_(23)Aaron_M._Meisner_(4),_Adam_D._Myers_(24),_Joan_Najita_(4),_Knut_Olsen_(25),_Nathalie_Palanque-Delabrouille_(26),_Claire_Poppett_(23,_27),_Francisco_Prada_(28),_David_J._Schlegel_(23),_Michael_Schubnell_(29),_Gregory_Tarl\'e_(29),_Monica_Valluri_(30),_Risa_H._Wechsler_(31,_32),_Christophe_Y\`eche_(26)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(2)_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_National_Tsing_Hua_University._(4)_NSF's_NOIRLab,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_(6)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_(7)_McWilliams_Center_for_Cosmology,_Carnegie_Mellon_University,_(8)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(9)_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(10)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_(11)_Department_of_Physics,_Montana_State_University,_(12)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California_Santa_Cruz,_(13)_University_of_California_Observatories,_(14)_Department_of_Physics,_Carnegie_Mellon_University,_(15)_Vera_C._Rubin_Observatory/NSF's_NOIRLab,_(16)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_College_London,_(17)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(18)_Physics_Department,_Boston_University,_(19)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Utah,_(20)_Institute_of_Space_Sciences_(ICE,_CSIC),_(21)_Institut_d'_Estudis_Espacials_de_Catalunya_(IEEC),_(22)_Department_of_Physics,_Southern_Methodist_University,_(23)_Lawrence_Berkeley_National_Laboratory,_(24)_University_of_Wyoming,_(25)_Community_Science_and_Data_Center/NSF's_NOIRLab,_(26)_IRFU,_CEA,_Universit\'e_Paris-Saclay,_(28)_Instituto_de_Astrofisica_de_Andaluc\'ia,_(29)_Department_of_Physics,_University_of_Michigan,_(30)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_(31)_Kavli_Institute_for_Particle_Astrophysics_and_Cosmology_and_Department_of_Physics,_(32)_SLAC_National_Accelerator_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11284 |
DESI天の川調査（MWS）は、$16<r<19$等の間で、$\ge$800万の星を観測し、劣悪な観測条件下でのより明るいターゲットの観測によって補完されます。この調査により、星の運動学と人口勾配を正確に決定することができます。厚い円盤と恒星のハローの拡散した下部構造を特徴づける。非常に金属量の少ない星や他の珍しい恒星タイプの発見を可能にします。ハロースター運動学からのギャラクシーの3D暗黒物質分布に対する制約を改善します。MWSはまた、白色矮星の完全な調査を含む、太陽から100pc以内の星の種族の詳細な特性評価を可能にします。ここで説明する予備選考の対象カタログは公開されています。
赤外暗黒雲における大規模な星形成のトレーサーとしてのSiO流出
| Title |
SiO_Outflows_as_Tracers_of_Massive_Star_Formation_in_Infrared_Dark_Clouds |
| Authors |
Mengyao_Liu,_Jonathan_C._Tan,_Joshua_Marvil,_Shuo_Kong,_Viviana_Rosero,_Paola_Caselli,_Giuliana_Cosentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11294 |
大規模な星形成の初期段階を研究するために、SiO（5-4）放出のALMA観測と、32個の赤外線暗黒雲（IRDC）の塊に向けた6cmの連続放出のVLA観測を示します。これらは、$\lesssim0.05まで空間的に分解されます。$pc。観測された32個の塊のうち、20個の塊でSiO放出が検出され、そのうち11個では比較的強く、原始星の流出を追跡している可能性があります。一部のSiO流出はコリメートされていますが、他の流出は秩序が整っていません。$\lesssim0.1$pcのスケールから発生する複数の流出だけでなく、一時的な排出イベントの証拠があります。6つの最も強いSiO流出について、基本的な流出特性を推定します。流出のコリメーションの程度がコアの質量、明るさ、進化段階に明確に依存していることはわかりません。SiO放射があるサンプル全体では、常に1.3mmの連続放射といくつかの赤外線放射が近くにありますが、その逆はありません。1.3mmの連続発光を持つすべてのコアのスペクトルエネルギー分布（SED）を構築し、それらを放射伝達（RT）モデルに適合させます。SEDフィッティングによって返される低光度と恒星の質量は、これらが初期段階の原始星であることを示唆しています。ボロメータの光度でSiO線の光度が増加するわずかな傾向が見られます。これは、より大規模なYSOの近くでより強力な衝撃が発生したことを示しています。しかし、SiOの光度と$L/M$で示される進化段階との間に明確な関係は見られません。原始星が$\sim10^2\：L_{\odot}$のボロメータ光度に近づくと、流出の衝撃は一般に、SiO放出を形成するのに十分強いと結論付けます。最も強いSiO放出を伴う15個の塊に向けたVLA6cmの観測は、4つの塊の放出を検出します。これは、これらの原始星コアのより大きな質量に関連する衝撃イオン化ジェットである可能性があります。
M87でのEHTとガスダイナミクス測定の調整：ジェットはパーセクスケールでずれていますか？
| Title |
Reconciling_EHT_and_Gas_Dynamics_Measurements_in_M87:_Is_the_Jet_Misaligned_at_Parsec_Scales? |
| Authors |
Britton_Jeter,_Avery_E._Broderick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11303 |
M87*の事象の地平線望遠鏡の質量推定値は、恒星系力学の質量推定値と一致しており、最大$2\sigma$のガスダイナミクス質量推定値と一致していません。我々は以前に、ケプラー以下のガス速度を組み込んだ新しいガスダイナミクスモデルを調査しました。これは、原則として、恒星とガスダイナミクスの質量推定の不一致を説明することができます。この論文では、このガス力学モデルを拡張して、自明でないディスクの高さも含めます。これにより、ケプラー以下の速度成分とは無関係に質量の不一致も解決される可能性があります。既存の速度測定値とEHT質量推定値を組み合わせることにより、ガスディスクの傾きとサブケルプレアンの割合に制約を課します。これらの制約により、パーセクスケールのイオン化ガスディスクがミリ秒角の無線ジェットと少なくとも$11^{\circ}$、より一般的には$27^{\circ}$ずれている必要があります。ケプラー以下の速度または厚い円盤を導入することによるガスダイナミクスモデルの変更は、電波ジェットとのさらなる不整合を生み出します。ジェットがブランドフォード・ナエジェク型プロセスで生成される場合、ブラックホールの角運動量は、M87*を供給する大規模ガスの角運動量と分離されます。
2つの領域におけるプランク銀河の冷たい塊：第1象限と反中心方向領域
| Title |
Planck_Galactic_Cold_Clumps_in_Two_Regions:_the_First_Quadrant_and_the_Anti-Center_Direction_Region |
| Authors |
Chao_Zhang,_Yuefang_Wu,_Xunchuan_Liu,_Sheng-li_Qin,_Tie_Liu,_Jinghua_Yuan,_Di_Li,_Fanyi_Meng,_Tianwei_Zhang,_Mengyao_Tang,_Lixia_Yuan,_Chenlin_Zhou,_Jarken_Esimbek,_Yan_Zhou,_Ping_Chen,_Runjie_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11371 |
$^{12}$CO、$^{13}$CO、および第1象限（IQuad）からの65個のプランク銀河コールドクランプ（PGCC）と反中心方向領域（ACent）からの39個のPGCCが観測されました。PMO13.7m望遠鏡を使用したC$^{18}$OJ=1-0ライン。C$^{18}$Oが検出されなかった12個のIQuadと8個のACentPGCCを除いて、すべてのターゲットが3つのラインすべてで検出されました。IQuadとACentでそれぞれ76と49の速度成分が得られました。76個のIQuadクランプから146個のコアが抽出され、49個のACentクランプから100個のコアが抽出されました。IQuadコアとACentコアの平均T$_{\mathrm{ex}}$は、それぞれ12.4Kと12.1Kです。IQuadコアとACentコアの$^{13}$COの平均線幅は、それぞれ1.55kms$^{-1}$と1.77kms$^{-1}$です。検出されたコアのうち、IQuadの24とACentの13は非対称のラインプロファイルを持っています。IQuadで$\sim$0.03、ACentで0.01の小さな青い過剰は、これらのPGCCコアで星形成がアクティブでないことを示しています。コア質量関数の高質量端へのべき乗則フィッティングにより、IQuadで-0.57、ACentで-1.02のインデックスが得られます。これらは、\citeauthor{1955ApJ...121..161S}で指定された初期質量関数の傾きよりも平坦です。IQuadコアで28M$_{\odot}$、ACentコアで77M$_{\odot}$の値を持つ大きな回転質量は、PGCCでの星形成効率が低いことを示唆しています。ビリアル質量とガス質量の相関関係は、両方の領域のPGCCコアのほとんどが圧力制限されていない可能性が高いことを示しています。
2.2
| Title |
Strong_Mg_II_and_Fe_II_Absorbers_at_2.2_ |
| Authors |
Siwei_Zou,_Linhua_Jiang,_Yue_Shen,_Jin_Wu,_Eduardo_Ba\~nados,_Xiaohui_Fan,_Luis_C._Ho,_Dominik_A._Riechers,_Bram_Venemans,_Marianne_Vestergaard,_Fabian_Walter,_Feige_Wang,_Chris_J._Willott,_Ravi_Joshi,_Xue-Bing_Wu,_and_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11432 |
$z>5.7$での31個の発光クエーサーの近赤外スペクトルにおける強力な介在吸収システムの研究を提示します。クエーサースペクトルは、$\sim$0.9から$\sim$2.5$\mu$mまでの連続波長カバレッジを提供する{\itGemini}GNIRSを使用して取得されました。$2.2<z<6.0$でレストフレーム相当幅$W_r$（$\lambda2796$）$>1.0$\AAの32個の強力なMgIIダブレット吸収体を検出します。各MgII吸収体は、$\sim1600-2600$\AAのレストフレーム波長範囲にある少なくとも2つの関連するFeII吸収線によって確認されます。以前の研究と一致して、強力なFeII含有MgII吸収体の共動線密度（$dN/dX$）は、$z>3$でより高い赤方偏移に向かって減少することがわかります。2$<z<$4の減衰Ly$\alpha$システムで検出された強力なMgII吸収体と比較して、吸収体は潜在的に飽和度が低く、はるかに大きな静止フレーム速度幅を示します。これは、私たちの吸収体によって追跡されたガスが銀河の超風の影響を受ける可能性があることを示唆しています。クエーサーの{\itハッブル宇宙望遠鏡}近赤外画像を分析し、強力な吸収体に関連する可能性のある銀河を特定します。各吸収体の半径5"以内に最大2つの銀河候補が見つかります。これらの銀河候補のF105Wバンドの大きさの中央値は24.8等で、$z\sim$4の$L^*$銀河の光度よりも暗いです。観測された強いMgII吸収体と銀河候補の光度中央値の$dN/dX$を使用することにより、強い赤方偏移では、強いMgII吸収体はより乱れた環境を持つ傾向がありますが、ハローサイズは$z<$よりも小さいことが示唆されます。1.1。
銀河中心のS星のドップラーブースト
銀河中心のS星の位置天文学と分光法は、中央の超大質量ブラックホールの特性と、その重力によって引き起こされるポストニュートン効果を調べるためのユニークな方法を提供します。重力赤方偏移と一般相対論的歳差運動。また、いて座A*のガス環境の特性を研究するために、S星の測光を使用できることも示唆されています。S星の速度は高く、時には約0.1cに近づくため、それらの測光信号はドップラーブーストの影響をかなり受けるはずです。中央のブラックホールに接近することが知られているいくつかのS星（それらのほとんどは最近発表された）についてこの相対論的効果を計算し、それらのいくつか（S62およびS4714）のドップラーブーストによる測光変動の振幅が6を超えることを示します％;よく研究されている星S2の場合、それは約2％です。ドップラーブースティングの測定は、ノイズの多い分光法と位置天文学を使用して、S星の軌道パラメータを改善するのに役立ちます。この効果は、S-starの測光を使用してSgrA*周辺の媒体をプローブする場合にも明確に説明する必要があります。銀河中心に典型的な複雑さを考慮して、ドップラーブーストの可観測性について議論し、特に、ドップラーブースト信号に対する高次の相対論的補正の純粋な測光検出（重力赤方偏移と横方向ドップラーシフトによる）を結論付けます。私たちも計算します）Sスターではほとんど不可能です。
IllustrisTNG銀河における極端な運動学的不整合：大規模な逆回転を伴う銀河の起源、構造、および内部ダイナミクス
| Title |
Extreme_kinematic_misalignment_in_IllustrisTNG_galaxies:_the_origin,_structure_and_internal_dynamics_of_galaxies_with_a_large-scale_counterrotation |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Igor_Zinchenko,_Branislav_Avramov,_Sergey_Khrapov,_Peter_Berczik,_Anna_Saburova,_Marina_Ishchenko,_Alexander_Khoperskov,_Claudia_Pulsoni,_Yulia_Venichenko,_Dmitry_Bizyaev,_Alexei_Moiseev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11581 |
現代の銀河形成理論は、恒星とガス状成分の間の不整合は通常、外部のガス降着および/または他の銀河との相互作用に起因することを示唆しています。運動学的ミスアライメントの極端なケースは、互いに反対方向に回転する2つの異なるコンポーネントを持つ逆回転を伴ういわゆる銀河によって示されます。IllustrisTNG100宇宙論シミュレーションから、逆回転を伴う銀河の詳細な分析を提供します。$2\times10^{9}-3\times10^{10}$〜\Msunの恒星質量範囲でかなりの恒星逆回転を伴う$25$銀河が見つかりました。私たちのサンプルでは、恒星の逆回転は、$\約2-8$〜Gyr前に起こった外部ガスの落下の結果です。落下は、既存のガスの最初の除去につながり、それは捕捉され、落下する成分と一緒に混合されます。ガス混合物は、逆回転するガス状ディスクになります。恒星の逆回転の$\約90\％$が、逆回転するガスの中でその場で形成されたことを示します。落下の初期段階では、ガスは傾斜した伸びたやや薄い円盤状の構造で見られ、一部の銀河では（ほぼ）極円盤またはリング状の構造に似ています。ガスの流入、AGN活動、および不整合なコンポーネントの形成の間の考えられるリンクについて説明します。特に、AGN活動は逆回転を引き起こさないが、逆行性ガスの流入によって効率的に引き起こされ、コンポーネントの外観のずれとよく相関していることを示唆している。また、共回転成分と逆回転成分の両方で、垂直対視線速度分散比が1を超える増加として見える恒星円盤加熱の証拠が見つかりました。これは、円盤銀河の速度楕円体の形成における運動学的不整合の重要性を意味します。
AGNジェットのコアシフト効果のVLBI測定におけるバイアス
| Title |
A_bias_in_VLBI_measurements_of_the_core_shift_effect_in_AGN_jets |
| Authors |
I.N._Pashchenko,_A.V._Plavin,_A.M._Kutkin,_Y.Y._Kovalev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11636 |
AGNジェットのBlandfordandK\"{o}niglモデルは、見かけの不透明なジェットベース（コア）の位置が周波数とともに変化することを予測しています。この効果は、電波干渉法で観察され、パラメータと構造を推測するために広く使用されています。最も内側のジェット領域。無線コアの位置は、通常、ガウステンプレートを干渉計の不透明度に適合させることによって推定されます。これにより、モデル近似エラー、つまり、現実的なジェットモデルを使用した観測のシミュレーションを通じて検出および評価できるバイアスが発生します。バイアスを評価するために、実際のVLBIフラックス密度制限サンプルから導出されたパラメーターのグリッドで評価されたAGNジェットモデルに基づいてソースの人工サンプルを構築し、2.3、8.1、および15.4GHzでシミュレートされたVLBIデータセットを作成します。真のジェット頂点からのコア位置シフトは一般に過大評価されていることがわかりました。バイアスは通常、コアシフトランダムエラーに匹敵し、laのジェットでは2倍に達する可能性があります。見かけの開き角度をrgeします。この観測バイアスは、主に真のコアシフトと画像解像度の比率に依存します。これは、コアシフト測定から推測される磁場、コア半径距離、およびジェット速度が過大評価されていることを意味します。バイアスを説明する方法を提示します。
星間物質におけるイミンの重要な前駆体としてのメタニミン：プロパルギリミンの場合
| Title |
Methanimine_as_a_key_precursor_of_imines_in_the_interstellar_medium:_the_case_of_propargylimine |
| Authors |
Jacopo_Lupi,_Cristina_Puzzarini_and_Vincenzo_Barone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11651 |
最近検出されたプロパルギリミン分子の気相形成経路が提案されている。シアノメタニミンなどの他のイミンと同様に、反応性ラジカル（この場合はC$_2$H）をメタニミン（CH$_2$NH}）に追加すると、星間物質の過酷な条件でも反応チャネルが開きます。中。C$H_2$NH+C$_2$H反応では、Z-およびE-プロパルギリミン（Z-、E-PGIM）、およびN-エチニル-メタニミン（N-EMIM）の3つの異性体が形成される可能性があります。両方のPGIM種について、計算されたグローバル速度係数は20〜300Kの温度範囲でほぼ一定であり、2〜3$\times$10$^{-10}$cm$^3$分子$^のオーダーです。{-1}$s$^{-1}$ですが、N-EMIMの場合は約2桁小さくなります。2つの異性体の破壊率が等しいと仮定すると、これらの結果は、PGIMの存在比が[Z]/[E]$\sim$1.5であることを意味します。これは、観測データに関してわずかに過小評価されています。
MUSETIMER銀河の核環における老若男女の星の種族の運動学
| Title |
The_kinematics_of_young_and_old_stellar_populations_in_nuclear_rings_of_MUSE_TIMER_galaxies |
| Authors |
D._Rosado-Belza_(1_and_2),_J._Falc\'on_(1_and_2),_J._H._Knapen_(1_and_2),_A._Bittner_(3_and_4),_D._A._Gadotti_(3),_J._Neumann_(5),_A._de_Lorenzo-C\'aceres_(1_and_2),_J._M\'endez-Abreu_(1,_2,_6,_and_7),_M._Querejeta_(3_and_8),_I._Mart\'in-Navarro_(1_and_2),_P._S\'anchez-Bl\'azquez_(9_and_10),_P._R._T._Coelho_(11),_M._Martig_(12),_G._van_de_Ven_(13),_T._Kim_(14)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_San_Crist\'obal_de_La_Laguna,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_San_Crist\'obal_de_La_Laguna,_Spain,_(3)_European_Southern_Observatory,_Garching_bei_M\"unchen,_Germany,_(4)_Ludwig-Maximilan-Universit\"at,_M\"unchen,_Germany,_(5)_Institute_of_Cosmology_and_Gravitation,_University_of_Portsmouth,_Portsmouth,_United_Kingdom,_(6)_Departamento_de_F\'isica_Te\'orica_y_del_Cosmos,_Universidad_de_Granada,_Granada,_Spain,_(7)_Instituto_Carlos_I_de_F\'isica_Te\'orica_y_Computacional,_Facultad_de_Ciencias,_Granada,_Spain,_(8)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional,_Madrid,_Spain,_(9)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(10)_IPARCOS,_Facultad_de_Ciencias_F\'isicas,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Madrid,_Spain,_(11)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_S\~ao_Paulo,_Brazil,_(12)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_United_Kingdom,_(13)_Department_of_Astrophysics,_University_of_Vienna_T\"urkenschanzstra{\ss}e,_Vienna,_Austria,_(14)_Department_of_Astronomy_and_Atmospheric_Sciences,_Kyungpook_National_University,_Daegu,_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11815 |
銀河の星の運動学を研究することは、銀河の進化を再構築するための重要なツールです。ただし、現在の星の運動学の測定は、減光や複数の星の種族の存在など、いくつかの要因によって複雑になっています。TIMER調査からの4つの銀河の面分光データを使用して、異なる星の種族に敏感なさまざまなスペクトル領域で測定された運動学を調査および比較します。H$\beta$線とCaIIトリプレット周辺のスペクトル領域から、若い（<2Gyr）星の種族と古い星の種族の両方の視線速度と速度分散を導き出します。さらに、色の過剰、平均年齢、および金属量を取得します。色の過剰と、H$\beta$線とCaIIトリプレット範囲の運動学的パラメーターの違いとの相関関係を報告します。これらはそれぞれ若い星の種族と古い星の種族によって支配されています。主に核の輪に位置する若い星の種族は、古い星の種族よりも速度分散が大きい。リングのこれらの違いは、通常、速度分散が10km/sですが、最も極端な場合は平均値24km/sまでです。核リングには年齢による傾向がありますが、ダストが消滅した場合ほど重要ではありません。サンプル内の銀河間でこれらの傾向のさまざまな程度の相関関係を報告します。これらは、リング内のボロノイビンのサイズに関連しています。視線速度の違いについて明確な傾向は見られません。これらの傾向がないことは、専用のシミュレーションで確認されたように、運動学的抽出中のH$\beta$ラインのマスキングプロセスの結果として説明できます。私たちの研究は、異なる星の種族によって引き起こされた運動学的な違いが、中間解像度の分光法からでも、近くの銀河の中央領域で識別できることを示しています。
z> 6での最も明るいジェットAGNのパーセクスケールの特性
| Title |
Parsec-scale_properties_of_the_radio_brightest_jetted_AGN_at_z_>_6 |
| Authors |
C._Spingola,_D._Dallacasa,_S._Belladitta,_A._Caccianiga,_M._Giroletti,_A._Moretti_and_M._Orienti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11193 |
ブレーザーPSOJ030947.49+271757.31（以下PSOJ0309+27）のJansky超大型アレイ（VLA）と超大型ベースラインアレイ（VLBA）で得られたDirector'sDiscretionaryTimeマルチ周波数観測を$z=6.10\で提示します。pm0.03$。1.5、5、および8.4GHzでのVLBA観測のミリ秒角の角度分解能により、投影で$\sim500$パーセクに拡張された明るい片側ジェットが明らかになります。この高zラジオラウドAGNは、複数のコンパクトなサブコンポーネントに分解され、より拡散したかすかなラジオ放射に埋め込まれ、連続ジェット構造に包まれます。視野角、ローレンツ、ドップラー係数など、観測可能な量から直接、いくつかの物理パラメータの制限を導き出します。X線特性によって示唆されるように、PSOJ0309+27が本物のブレーザーである場合、そのバルクローレンツ因子は比較的低くなければならないことがわかります（5未満）。そのような値は、現在の予測に関して高zブレーザーの不足を調整するために現在提案されているシナリオを支持するでしょう。それにもかかわらず、PSOJ0309+27がより大きな視野角で見られることを排除することはできません。これは、たとえば宇宙マイクロ波背景放射との逆コンプトンによってX線放射を強化する必要があることを意味します。PSOJ0309+27およびその他の高zブレーザーのバルクローレンツ因子に対するより厳しい制約は、それらの特性が低zブレーザー母集団に関して本質的に異なるかどうかをテストするために必要です。
明るく、数ヶ月にわたる恒星の爆発は、相互作用を動力源とする超新星の爆発を発表します
| Title |
Bright,_months-long_stellar_outbursts_announce_the_explosion_of_interaction-powered_supernovae |
| Authors |
Nora_L._Strotjohann,_Eran_O._Ofek,_Avishay_Gal-Yam,_Rachel_Bruch,_Steve_Schulze,_Nir_Shaviv,_Jesper_Sollerman,_Alexei_V._Filippenko,_Ofer_Yaron,_Christoffer_Fremling,_Jakob_Nordin,_Erik_C._Kool,_Dan_A._Perley,_Anna_Y._Q._Ho,_Yi_Yang,_Yuhan_Yao,_Maayane_T._Soumagnac,_Melissa_L._Graham,_Christina_Barbarino,_Leonardo_Tartaglia,_Kishalay_De,_David_A._Goldstein,_David_O._Cook,_Thomas_G._Brink,_Kirsty_Taggart,_Lin_Yan,_Ragnhild_Lunnan,_Mansi_Kasliwal,_Shri_R._Kulkarni,_Peter_E._Nugent,_Frank_J._Masci,_Philippe_Rosnet,_Scott_M._Adams,_Igor_Andreoni,_Ashot_Bagdasaryan,_Eric_C._Bellm,_Kevin_Burdge,_Dmitry_A._Duev,_Alison_Dugas,_Sara_Frederick,_Samantha_Goldwasser,_Matthew_Hankins,_Ido_Irani,_Viraj_Karambelkar,_Thomas_Kupfer,_Jingyi_Liang,_James_D._Neill,_Michael_Porter,_Reed_L._Riddle,_Yashvi_Sharma,_Phil_Short,_Francesco_Taddia,_Anastasios_Tzanidakis,_Jan_van_Roestel,_Richard_Walters,_Zhuyun_Zhuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11196 |
相互作用を利用した超新星（SNe）は、光学的に厚い星周円盤（CSM）内で爆発し、噴火イベント中に放出される可能性があります。このような爆発前の爆発を特定して特徴づけるために、2018年初頭から2020年6月の間にツビッキー過渡施設によって検出された196個の相互作用するSNe（主にタイプIIn）の強制測光光度曲線を作成します。広範なテストにより、誤検出はわずかしかないと予想されます。品質カットとバイアス補正を適用した後の70,000の分析された爆発前の画像の中で。18タイプIInSNeの前、およびタイプIbnSN2019uoの前に前兆噴火を検出します。前駆体は、SNの前の最後の月に明るく頻繁になり、マグニチュード-13より明るい1か月にわたる爆発は、前の最後の3か月以内にすべてのタイプIInSNeの25％（5〜69％、95％信頼範囲）の前に発生します。爆発。最大$10^{49}\、\text{erg}$の放射エネルギーでは、前駆体は$\sim1\、\text{M}_\odot$の物質を放出する可能性があります。それにもかかわらず、前駆体が検出されたSNeは、他のSNeIInよりも大幅に明るくはなく、スペクトル内の特徴的な狭い水素線は、通常、以前の検出されていない質量損失イベントに由来します。前駆体の持続時間が長い場合は、継続的なエネルギー注入が必要であり、たとえば、相互作用または連続体駆動の風によって電力を供給できます。ネオンと酸素燃焼段階の間の不安定性は、爆発の前の最後の数年から数ヶ月で前駆体を発射すると予測されています。ただし、最も明るい前駆体は、予想よりも100倍エネルギーがあります。
新しい宇宙線による不安定性
宇宙線（CR）による不安定性は、衝撃時の粒子加速や銀河や銀河団でのCR伝播の際に決定的な役割を果たします。これらの不安定性は磁場を増幅し、CR輸送を変調するため、本質的に無衝突のCR集団が熱プラズマと緊密に結合し、動的フィードバックを提供します。ここでは、有限ピッチ角のCRが、Alfvの半分未満の速度でドリフトしている限り、イオンと電子のジャイロ半径の中間スケールで不安定な電磁波を（バックグラウンド磁場に沿って）駆動することを示します。'電子の速度。線形分散関係を解くことにより、この新しい不安定性は、イオンジャイロスケールで一般的に議論されている共鳴不安定性と比較して、通常、1桁以上速く成長することを示します。この中規模の不安定性の成長率を見つけ、CRと共動しているフレーム内のバックグラウンドイオンサイクロトロンモードとして成長モードを特定します。セル内粒子（PIC）シミュレーションで理論的な成長率を確認し、この不安定性の非線形飽和を研究します。この中規模の不安定性の3つの重要な天体物理学的アプリケーションを特定します。これは、1。銀河および銀河団におけるCR輸送の変調と、CRフィードバックの強化、2。拡散衝撃加速プロセスへの電子注入の有効化、および3.減速が期待されます。CRは、超新星の残骸などのCR源を取り巻くガンマ線ハローを生成する粒子加速のサイトから脱出します。
| Title |
Constraining_accretion_efficiency_in_massive_binary_stars_with_LIGO-Virgo_black_holes |
| Authors |
Yann_Bouffanais,_Michela_Mapelli,_Filippo_Santoliquido,_Nicola_Giacobbo,_Giuliano_Iorio,_Guglielmo_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11220 |
LIGO-Virgoブラックホール（BH）のサンプルの増加は、大規模なバイナリ進化の研究に新しい展望を開きます。ここでは、人口合成シミュレーションを用いて、バイナリBH（BBH）合併の特性に対する質量降着効率の影響を研究します。パラメータ$f_{\rmMT}\in[0.05,1]$を使用して質量降着効率をモデル化します。これは、コンパニオンによって効果的に降着される、ドナーから失われた質量の割合を表します。$f_{\rmMT}$の値が低いと、BBHマージ率密度が低くなり、BH質量が低くなる方向に歪んだマススペクトルが生成されます。LIGO-Virgoの1回目と2回目の観測実行でBBHマージに適用された階層ベイズ分析では、$f_{\rmMT}\le{}0.3$の値のサポートはほぼゼロになります。この結果は、この調査で検討した共通外層効率パラメーターのすべての値に当てはまります（$\alpha_{\rmCE}=1、$5および10）。95％の信頼区間の下限は、$\alpha_{\rmCE}=1、$5および10の場合、それぞれ$f_{\rmMT}=0.40,0.45$および0.48に等しくなります。これは、将来の重力波データを使用して、いくつかの不確実なバイナリ進化プロセスに制約を課すことができることを確認しています。
二元中性子星合体残骸の角運動量進化に光を当てる：半解析的モデル
| Title |
Shedding_light_on_the_angular_momentum_evolution_of_binary_neutron_star_merger_remnants:_a_semi-analytic_model |
| Authors |
Matteo_Lucca,_Laura_Sagunski,_Federico_Guercilena,_Christian_M._Fromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11224 |
二元中性子星系の重力ダイナミクスの主な特徴は、現在十分に確立されています。インスピレーションはポストニュートン近似で正確に説明できますが、合併と合併後のフェーズの進化をモデル化するには、完全に相対論的な磁気流体力学シミュレーションが必要です。ただし、数値結果の解釈は重要な場合が多いため、おもちゃのモデルは非常に強力なツールになります。合併後のダイナミクスの解釈を簡素化するだけでなく、その背後にある物理学への洞察を得ることができます。この作品では、合併から崩壊まで、合併後の残骸の角運動量の進化全体を再現できる簡単なおもちゃのモデルを構築します。遺伝的アルゴリズムを使用するいくつかの完全に一般相対論的な数値シミュレーション、および重力放射のスペクトル特性から導出される追加の制約に対してモデルを検証します。その結果、合併後の最初の数ミリ秒以内のモデル予測と参照シミュレーションの非常に密接な重複から、重力波の低周波ピークの発生源に関する現在開かれている議論に体系的に光を当てることができます。パワースペクトル密度。さらに、合併と崩壊時の合併後の残骸の角運動量をシステムの初期特性に結び付ける2つの元の関係も示します。
プラズマ中のブラックホール連星合体残留物からの電磁放射：場の整列とプラズマ温度
| Title |
Electromagnetic_Emission_from_a_Binary_Black_Hole_Merger_Remnant_in_Plasma:_Field_Alignment_and_Plasma_Temperature |
| Authors |
Bernard_J._Kelly_and_Zachariah_B._Eteinne_and_Jacob_Golomb_and_Jeremy_D._Schnittman_and_John_G._Baker_and_Scott_C._Noble_and_Geoffrey_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11259 |
同等の質量のブラックホール連星は、一般に中程度から高度に回転するホールをもたらし、その時空の曲率は、観測可能な方法で近くの物質に大きな影響を与えます。最初に均一な密度と均一な磁場を持つプラズマに浸された合併後のカーブラックホールの中程度のスピンが、潜在的に観測可能な降着率とエネルギー流束にどのように影響するかを調査します。20年間にわたってプラズマの初期の特定の内部エネルギーを変化させても、シミュレーションのタイムスケール中にフラックスが定常状態の振る舞いを示さない最低の内部エネルギーを除いて、定常状態の質量付着率またはポインティング光度の変化はほとんどありません。内部エネルギーを固定し、初期の固定磁場の振幅と方向を変えると、定常状態のポインティングの光度は、ブラックホールのスピン軸に対する初期の磁場角度に強く依存しますが、物質の降着率は、画角が$\sim45\degree$を超えています。ブラックホールのスピン軸に沿って形成されたプロトジェットは、遠距離で漸近磁場と整列しながら、ホールの近くの薄くて細長いシリンダーに一致します。
2019年の爆発時の共生再発新星V3890SgrのAstroSat軟X線観測
| Title |
AstroSat_Soft_X-ray_observations_of_the_symbiotic_recurrent_nova_V3890_Sgr_during_its_2019_outburst |
| Authors |
K._P._Singh,_V._Girish,_M._Pavana,_Jan-Uwe_Ness,_G._C._Anupama_and_M._Orio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11455 |
2回の長いAstroSat軟X線望遠鏡観測が、共生再発新星、V3890Sgrの3番目に記録された爆発について行われました。爆発から8。1-9。9日後の最初の観測は、最初は安定した強度レベルを示し、硬X線スペクトルは、新星の噴出物と既存の恒星の伴侶との間の衝撃に起因すると考えられます。8。57日目に、白色矮星の表面での残留燃焼によるスーパーソフトソース（SSS）放出の最初の弱い兆候が現れました。SSS放出は、時間の時間スケールで大きく変動することが観察されました。8。9日目以降、SSSコンポーネントはより安定して明るくなりました。2回目の観測では、爆発後15。9-19。6日目に、SSS成分はさらに明るくなりましたが、それでも非常に変動しました。SSSの放出は、16。8〜17。8日の間に大幅に減少し、その後再び明るくなることが観察されました。一方、衝撃成分は安定しており、フェージング期間中の硬度比が増加しました。AstroSatおよびXMM-Newtonの観測は、V3890Sgrのスペクトル特性を研究するために使用されており、それらの欠点がモデル依存であっても、定量的な結論を導き出します。xspecを使用してプラズマ発光のスペクトルモデルを適合させました。最適な適合は、1keVを超えるスペクトルの最初の観測と比較して2回目の観測実行中の元素存在量が低いことと一致しています。SSS放出は、白色矮星に使用される非局所熱平衡モデル大気によく適合します。ただし、結果として得られるスペクトルパラメータは、原子データの完全性などの体系的な不確実性の影響を受けます。
銀河中心とM31からのガンマ線過剰の暗黒物質の説明について
| Title |
On_Dark_Matter_Explanations_of_the_Gamma-Ray_Excesses_from_the_Galactic_Center_and_M31 |
| Authors |
Anne-Katherine_Burns,_Max_Fieg,_Christopher_M._Karwin,_Arvind_Rajaraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11650 |
銀河中心（GC）に向かう過剰なガンマ線信号の存在は現在十分に確立されており、GC過剰として知られています。信号の主な説明には、視線に沿った銀河の拡散放射の誤ったモデリング、ミリ秒パルサーの未解決の集団、および/または暗黒物質（DM）の消滅が含まれます。最近、別の過剰なガンマ線信号の証拠がM31の外側のハローに向かって報告されました。この作業では、DM消滅のフレームワークでM31のGCと外部ハローの両方からの過剰信号を解釈し、Jファクターを考慮に入れると、2つのスペクトルがDM起源と一致することを示します。さらに、過剰をDM消滅のモデルと比較し、対応する最適なパラメーターを決定します。2つのボディと4つのボディの消滅モードの両方でスペクトルによく適合します。
無視されたX線で発見された極：III。 RX J0154.0-5947、RX J0600.5-2709、RX J0859.1 +
0537、RX J0953.1 + 1458、およびRX J1002.2-1925
| Title |
Neglected_X-ray_discovered_polars:_III._RX_J0154.0-5947,_RX_J0600.5-2709,_RX_J0859.1+0537,_RX_J0953.1+1458,_and_RX_J1002.2-1925 |
| Authors |
K._Beuermann_(1),_V._Burwitz_(2),_K._Reinsch_(1),_A._Schwope_(3),_H.-C._Thomas_(4)_((1)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at_G\"ottingen,_(2)_MPI_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_(3)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_(4)_MPI_f\"ur_Astrophysik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11678 |
ROSATで発見された非クリッピング短周期極RXJ0154.0-5947、RXJ0600.5-2709、RXJ0859.1+0537、RXJ0953.1+1458、およびRXJ1002.2-1925の結果を報告します。30年。数十年間隔で取得されたデータの正しい位相調整を可能にする正確な線形軌道天体暦を提示します。システムのうちの3つは、最後の3つのターゲットに対してそれぞれ36MG、19MG、および33MGの磁場強度を生成するサイクロトロンおよびゼーマン線を示しています。RXJ0154.0-5947、RXJ0859.1+0537、およびRXJ1002.2-1925は、両方の磁極でのパートタイム降着の証拠を示していますが、RXJ0953.1+1458は、安定した1極形状の極性です。。RXJ1002.2-1925は、不安定な降着形状に関連する光度曲線の形状の大きな変動を示しています。それにもかかわらず、それは同期しているように見えます。5つの星のガイア距離でのボロメータの軟X線フラックスと硬X線フラックスおよび光度を決定しました。サイクロトロンの光度の推定値と組み合わせて、$\dotM=2.9\times10^{-11}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$から$9.7の範囲の高状態降着率を導き出しました。\times10^{-11}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$白色矮星の質量が0.61〜0.82$M_\odot$の場合、観測された白色の有効温度に基づく予測と一致します。極域の矮星と圧縮加熱の理論。私たちの分析は、異なる平均降着率が短周期極と非磁性激変星のサブグループに適用されるという仮説を支持します。
GRS1758-258のジェットに対する歳差運動と不安定性の影響
| Title |
Effects_of_precession_versus_instabilities_on_the_jets_of_GRS_1758-258 |
| Authors |
Pedro_L._Luque-Escamilla,_Josep_Mart\'i_and_Jos\'e_Mart\'inez-Aroza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11729 |
目的。原型的なマイクロクエーサーGRS1758-258は、不安定性の上昇に起因する、時間の経過に伴う無線マップの大規模な形態学的変化を示します。ここでは、これらの効果が代わりにジェット歳差運動に起因する可能性があるかどうかを調査します。方法：新しいアーカイブ無線マップを使用して、運動学的ジェット歳差運動モデルを適合させました。このようにして得られたパラメータの値は、GRS1758-258システムの物理的特性に対する制約を得るために分析されました。レンス・ティリング効果や二次星によって引き起こされる潮汐トルクなど、ジェット歳差運動の起源に関するさまざまな理論との一貫性は、以前に研究されてきました。あるいは、観測が最終的なジェットの不安定性と互換性がある可能性も評価しました。結果。ここに提示された新しい無線データは、GRS1758-258の大規模な無線形態が時間とともに変化していることを確認しています。私たちの研究は、18。48日の期間が歳差運動に起因すると考えられることを示しており、したがって、これまでの公転周期に対して行われた仮定の再解釈を意味します。しかし、我々の分析によれば、観測された電波ジェットの構造変化は、ジェット歳差運動に簡単に帰することはできません。対照的に、不安定性の増大は確かにこれらの影響のより現実的な説明であるように思われる。
| Title |
Maximum_Black_Hole_mass_across_Cosmic_Time |
| Authors |
Jorick_S._Vink,_Erin_R._Higgins,_Andreas_A.C._Sander,_Gautham_N._Sabhahit_(Armagh_Observatory_and_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11730 |
その寿命の終わりに、非常に巨大な星はブラックホールに崩壊すると予想されます。これらのブラックホールの質量は、これらの星の進化と運命を理解するため、また銀河の進化と宇宙時代を通してのブラックホールの質量の蓄積のために極めて重要です。重力波イベントGW190521からの85太陽質量ブラックホールの最近の検出は、そのような重いブラックホールが、星が粉々に吹き飛ばされると予想される約50太陽質量対不安定限界を超えてどのように存在するかに関して根本的な問題を提示するようです。残りは残っていません。ここでは、極端ではない仮定を持つ恒星モデルの場合、重元素の含有量が少ない90..100の太陽質量星が、基本的な対不安定型限界を下回るのに十分小さいコア質量を持つ青色超巨星を生成できることを示します。「不可能な」85太陽質量の重いブラックホールになってしまうほど小さい質量。重要な点は、恒星の風の物理学を適切に考慮し、ホスト銀河の重い元素の割合で質量損失のスケーリングを改善し、対不安定によって設定された最大ブラックホール質量を2倍にする斬新で堅牢なシナリオを提供することです。私たちの研究は、私たちの宇宙がどのようにして重いブラックホールを生成できるかを示しています。これは、銀河の進化を制御する超大質量ブラックホールの生成の重要な種です。85太陽質量のブラックホールの形成への私たちの進化の経路は、宇宙時間の強力な関数であることが示されている、最も重い星の流出と爆発で金属が放出される方法に基本的に関連しています。
エキゾチック超新星の多変量時系列の異常検出
| Title |
Anomaly_Detection_for_Multivariate_Time_Series_of_Exotic_Supernovae |
| Authors |
V._Ashley_Villar,_Miles_Cranmer,_Gabriella_Contardo,_Shirley_Ho,_Joshua_Yao-Yu_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11194 |
超新星は星の爆発的な死を示し、重い要素で宇宙を豊かにします。将来の望遠鏡は毎晩何千もの新しい超新星を発見し、追跡調査のために天体物理学的に興味深いイベントに迅速にフラグを立てる必要を生み出します。理想的には、このような異常検出パイプラインは、現在の知識とは無関係であり、予期しない現象に敏感です。ここでは、一時的、多変量、および非周期的な信号について、異常な時系列をリアルタイムで検索するための教師なし方法を紹介します。RNNベースの変分オートエンコーダーを使用して超新星時系列をエンコードし、分離フォレストを使用して、学習したエンコードされた空間で異常なイベントを検索します。この方法を12,159個の超新星のシミュレートされたデータセットに適用し、異常な超新星と壊滅的に不正確な赤方偏移測定値を持つオブジェクトを発見することに成功しました。この作業は、オンラインデータストリームで動作する超新星の最初の異常検出パイプラインです。
天文学：天文学データにおけるパーソナライズされたアクティブな異常検出
| Title |
Astronomaly:_Personalised_Active_Anomaly_Detection_in_Astronomical_Data |
| Authors |
Michelle_Lochner_and_Bruce_A._Bassett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11202 |
ベラC.ルービン天文台やスクエアキロメートルアレイなどの調査望遠鏡は、何十億もの静的および動的な天文源を発見します。適切に採掘されたこれらの膨大なデータセットは、まれなまたは未知の天体物理学的現象の源泉となる可能性があります。課題は、データセットが非常に大きいため、ほとんどのデータが人間の目には見えないことです。現在、関連する異常を検出するために必要な最も堅牢な機器です。機械学習は、この体制での異常検出に役立つツールです。ただし、興味深い異常と、特定の科学者が単に関心を持たない機器の遺物やまれな天文学的情報源などの無関係なデータとを区別するのに苦労しています。アクティブラーニングは、人間の脳の柔軟性と直感と、機械学習の生の処理能力を組み合わせたものです。専門家によるラベル付けのために特定のオブジェクトを戦略的に選択することにより、科学者が調べなければならないデータの量を最小限に抑えながら、潜在的な科学的利益を最大化します。ここでは、天文学を紹介します。これは、パーソナライズされた推奨事項を提供するように設計された、新しいアクティブラーニングアプローチを備えた一般的な異常検出フレームワークです。天文学は、画像、光度曲線、スペクトルなど、ほとんどの種類の天文データを操作できます。GalaxyZooデータセットを使用して天文学の有効性を実証し、シミュレーションデータを使用して新しいアクティブラーニングアプローチを徹底的にテストします。両方のデータセットについて、Astronomalyは、ユーザーが表示した最初の100個のオブジェクトで見つかった興味深い異常の数を約2倍にしていることがわかりました。天文学は、新しい特徴抽出技術、異常検出アルゴリズム、さらにはさまざまな能動学習アプローチを含むように簡単に拡張できます。コードはhttps://github.com/MichelleLochner/astronomalyで公開されています。
スターフォージ：星団形成とフィードバックの包括的な数値モデルに向けて
| Title |
STARFORGE:_Toward_a_comprehensive_numerical_model_of_star_cluster_formation_and_feedback |
| Authors |
Michael_Y._Grudi\'c,_D\'avid_Guszejnov,_Philip_F._Hopkins,_Stella_S._R._Offner,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11254 |
星形成を説明しながら、巨大な巨大分子雲（GMC）内の個々の星の形成、降着、進化、およびダイナミクスを同時に追跡する、星形成の3D放射MHDシミュレーションの新しい数値フレームワークであるSTARFORGE（ガス環境におけるSTARFORmation）を紹介します。ジェット、放射加熱と運動量、恒星風、超新星などのフィードバック。GIZMOコードをMFMメッシュフリーラグランジュMHD法で使用し、重力、タイムステッピング、シンク粒子の形成と降着、恒星系力学、フィードバック結合の新しいアルゴリズムを追加しました。シンクの形成と付着に関するさまざまな数値パラメータ/処方を調査し、星形成の履歴とIMFの非常に小さな変動を見つけました（意図的に非物理的な変動を除く）。質量注入フィードバック（風、SNe、およびジェット）のモジュールは、新しいガス要素をオンザフライで注入し、ラグランジュ法に固有の拡散フィードバックキャビティの分解能の欠如を排除します。放射線の処理では、GIZMOの放射伝達ソルバーを使用して、5つの周波数帯域（IR、光学、NUV、FUV、電離）を追跡し、直接的な恒星放射とダスト放射をガス加熱と放射圧の項と組み合わせます。既知の相似解の問題におけるSNe、風、および放射の正確な解を示し、ジェットモジュールが解像度と数値の詳細に対してロバストであり、以前のAMRシミュレーションとよく一致することを示します。STARFORGEは、IMFの恒星（$\gtrsim0.1M_\odot$）範囲を予測しながら、現在のスーパーコンピューターで大規模（$>10^5M_\odot$）GMCにスケールアップできるため、高質量と低質量の両方のシミュレーションが可能です。幅広い条件でのクラスター形成。
1965-2019年のリック天文台からの研究成果
リック天文台（LO）の生産性は、1965年から2019年までの数年間にわたって見直されます。55年間は、シェーン3m望遠鏡が世界で2番目に大きい天体反射望遠鏡であるところから始まりますが、地上10mの時代に移行します。ベースの光学望遠鏡。ここで使用される生産性の指標は、ハミルトン山のLOの望遠鏡で行われた観測に少なくとも部分的に基づいた結果が提示されている、査読された論文の年間数です。このメトリックのカウントをガイドする基準が示されています。リック天文台からの観測に関連する論文の参考文献が編集され、NASAADSライブラリから入手できるようになりました。すべての望遠鏡を数えた天文台の全体的な生産性は、1975年から1982年の間に広い最大値を超えました。この期間は、シェーン3m望遠鏡の生産性の最大値にも対応します。著者ネットワークは、この期間にLO、特にシェーン望遠鏡でのデジタル検出器システムの導入が伴うことを示しています。1983年以降、LOの全体的な生産性は正味の長期的な低下を示していますが、他の2つの小さなピークがその低下に重なっています。わずかに小さいピークが1996年頃に発生し、シェーン望遠鏡のカセグレン焦点とカセグレン焦点の両方でCCD分光計を利用するプログラムに関連付けられています。2012年頃の3番目に小さいピークは、カリフォルニア大学バークレー校を起源とする銀河系外超新星研究の増加に起因する可能性があります。著者ネットワークは、これらのピーク時にLO望遠鏡を使用していたUC天文コミュニティを文書化するのに役立ちます。筆頭著者の所属機関が文書化されています。
DeepGalaxy：ディープニューラルネットワークを使用して画像から銀河の合体の特性を推定する
| Title |
DeepGalaxy:_Deducing_the_Properties_of_Galaxy_Mergers_from_Images_Using_Deep_Neural_Networks |
| Authors |
Maxwell_X._Cai,_Jeroen_B\'edorf,_Vikram_A._Saletore,_Valeriu_Codreanu,_Damian_Podareanu,_Adel_Chaibi,_Penny_X._Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11630 |
銀河の合体は、2つの銀河が衝突する動的なプロセスであり、宇宙で最も壮観な現象の1つです。この過程で、衝突する2つの銀河は整然と破壊され、時間の関数として進化する重要な視覚的特徴を生み出します。これらの視覚的特徴には、銀河の合体の物理的特性を推測するための貴重な手がかりが含まれています。この作業では、形態に基づいて銀河の合体の物理的特性を予測するように訓練された視覚分析フレームワークであるDeepGalaxyを提案します。エンコーダーデコーダーアーキテクチャに基づいて、DeepGalaxyは入力画像を圧縮された潜在空間$z$にエンコードし、潜在空間の距離に従って画像の類似性を決定します。DeepGalaxyは、3D潜在空間でアクティベーションマップを生成する完全畳み込みオートエンコーダー（FCAE）、アクティベーションマップを1Dベクトルに圧縮する変分オートエンコーダー（VAE）、およびアクティベーションマップからラベルを生成する分類器で構成されます。FCAEのバックボーンは、画像の複雑さに応じて完全にカスタマイズできます。DeepGalaxyは、並列マシンで優れたスケーリングパフォーマンスを発揮します。エンデバースーパーコンピューターでは、128人のワーカーでトレーニングした場合のスケーリング効率は0.93を超え、512人のワーカーでトレーニングした場合は0.73を超えています。DeepGalaxyは、高価な数値シミュレーションを実行することなく、画像から直接銀河の合体の物理的特性を推測し、それによって$\sim10^5$の高速化係数を実現します。
IVOAデータアクセス層：2020年現在のロードマップ
IVOAは、グローバルな天体物理学コミュニティのデータとサービスの相互運用性とキュレーションの標準化に向けて取り組んでいます。IVOA内では、データアクセス層（DAL）ワーキンググループの目標は、データコレクションとカタログにアクセスするための技術標準を提供することです。メタデータに基づいてデータ保持をフィルタリングします。スコープ内のものを取得するか、それらを操作します。近年、DALコミュニティは多次元および多波長のシナリオに取り組み、コア標準を最新の状態に保っています。また、観測場所や物体の視程情報検索などの新しいトピックに取り組み、時間領域や電波天文学データなどの優れたトピックに注目を集めました。今後数年間のDAL作業には、既存の標準の改訂、最近更新およびリリースされた標準に関するフィードバックの聞き取り、および新しい標準の定義が含まれます。すべてのDAL活動には、コミュニティからのフィードバックと貢献が必要です。特に重要なのは、科学コミュニティの要件に対応するためにVOテクノロジーを使用しているデータプロバイダーとプロジェクトの経験です。最終ユーザー向けの標準化されたインターフェースの開発では、多くの場合、複数の推奨事項を実装する必要があるため、これは簡単な作業ではありません。この寄稿は、新しいエンドユーザーがDALがどのように有益であるかを理解できるように、現在のDALのステータスと進捗状況を要約することを目的としています。また、DAL標準の将来の変更について説明し、アクセスレイヤーの標準化を現在のニーズに合わせて最新の状態に保つために、将来調査する価値のあるトピック（No-SQL、コードからデータ、パラメトリッククエリ、実用的な検索など）を一覧表示します。
モノリシックガイガーAPDアレイを備えた光学フォトンカウンティングイメージャの開発
| Title |
Development_of_an_optical_photon-counting_imager_with_a_monolithic_Geiger_APD_array |
| Authors |
Takeshi_Nakamori,_Yuga_Ouchi,_Risa_Ogihara,_Toshio_Terasawa,_Yuhei_Kato,_Shinpei_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11907 |
時変性の高い天文現象を目指し、タイミング分解能の高い光子計数イメージャをベースにしたセンサーシステムを開発しました。検出器は、マルチピクセルフォトンカウンターでカスタマイズされたモノリシックガイガーモードアバランシェフォトダイオードアレイであり、応答時間はナノ秒のオーダーです。このペーパーでは、センサーの基本的なパフォーマンスを評価し、ゲインの直線性、均一性、および低いダークカウントを確認します。100マイクロ秒の時間ビンで光度曲線を取得するために開発されたデータ収集システムを使用して、LEDの点滅の周期を検出するシステムの能力を示します。かにパルサーは35cmの望遠鏡を使って冷却せずに観測され、装置は電波天体暦のデータと一致する周期の光パルスを検出しました。信頼性を高めるにはシステムの改善が必要ですが、システムは時間領域の光学天文学を探索するための有望なデバイスであることが証明されています。
前主系列星のバイナリシステムV928タウに向かって見られる非対称日食
| Title |
An_Asymmetric_Eclipse_Seen_Towards_the_Pre-Main_Sequence_Binary_System_V928_Tau |
| Authors |
Dirk_van_Dam,_Matthew_Kenworthy,_Trevor_David,_Eric_Mamajek,_Lynne_Hillenbrand,_Anne_Marie_Cody,_Andrew_Howard,_Howard_Isaacson,_David_Ciardi,_Luisa_Rebull,_John_Stauffer,_Rahul_Patel,_Andrew_Collier_Cameron,_Joseph_Rodriguez,_Grzegorz_Pojma\'nski,_Erica_Gonzales,_Joshua_Schlieder,_Franz-Josef_Hambsch,_Sjoerd_Dufoer,_Tonny_Vanmunster,_Franky_Dubois,_Siegfried_Vanaverbeke,_Ludwig_Logie,_Steve_Rau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11199 |
弱い線のTTauriバイナリV928TauA+BのK2観測は、単一の非対称の食の検出を示しています。これは、これまで知られていなかった亜恒星の伴星が、公転周期$>$66日でバイナリの1つの成分を食していることが原因である可能性があります。約9時間の間隔で、バイナリの1つのコンポーネントが約60％暗くなり、約5時間後に通常の明るさに戻ります。日食の形のモデリングから、日食の伴侶が円盤または広大な環系に囲まれている可能性があるという証拠が見つかりました。モデル化されたディスクの半径は$0.9923\、\pm\、0.0005\、R_*$、傾斜は$56.78\、\pm\、0.03^\circ$、傾斜は$41.22\、\pm\、0.05^です。\circ$、衝突パラメータ$-0.2506\、\pm\、0.0002\、R_*$、不透明度1.00。掩蔽ディスクも$6.637\、\pm\、0.002\、R_*\、\mathrm{day}^{-1}$の横方向速度で移動する必要があります。これは、V928タウAまたはBのどちらを周回するかによって異なります。約73.53または69.26$\mathrm{kms}^{-1}$になります。地上ベースのアーカイブデータを検索すると、追加の調光イベントが明らかになります。その一部は周期性を示唆していますが、K2によって観測された日食に関連する明確な期間はありません。バイナリの軌道をさらに洗練するために使用される位置天文学の新しい時代を提示し、67年の新しい下限と、食の伴侶の可能な軌道周期に対する制約を提示します。バイナリは、V928TauA+Bに関連している可能性が高い低質量CFHT-BD-Tau7から18"（$\sim$2250au）も分離されています。また、特性評価に使用する新しい高分散光学分光法も紹介します。未解決の恒星バイナリ。
コロナ質量放出の新しいトリガーメカニズム：ホットフラックスロープの形成における閉じ込められたフレアと光球運動の役割
| Title |
A_new_trigger_mechanism_for_coronal_mass_ejections:_the_role_of_confined_flares_and_photospheric_motions_in_the_formation_of_hot_flux_ropes |
| Authors |
Alexander_W_James,_Lucie_M_Green,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_Gherardo_Valori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11204 |
コンテキスト：以前の多くの研究では、コロナ質量放出（CME）の磁気前駆体が磁束ロープの形をとることが示され、それらのサブセットは、$\の放出シグネチャのために「ホットフラックスロープ」として知られるようになりました。sim$10MKプラズマ。目的：CMEの理解を深め、それによって宇宙天気予報を改善する目的で、これらのホットフラックスロープが形成されるプロセスを特定しようとしています。方法：極紫外線観測を使用して、太陽コロナ内の5つの噴火前の高温フラックスロープを特定し、それらがどのように進化したかを研究しました。各フラックスロープが噴火する前の数時間と数日間に閉じ込められたフレアが観察され、これらは各フラックスロープが形成された磁気リコネクションの一時的なバーストの指標として使用されました。各形成期間中に光球磁場の変化を観察して、$\beta<1$コロナで磁気リコネクションが発生し、フラックスロープを形成することを可能にしたプロセスを特定しました。結果：閉じ込められたフレアは相同なイベントであることがわかり、18時間から5日の範囲のフラックスロープ形成時間を示唆しています。これらの期間を通して、光球磁束の断片が、フラックスロープが足場を持っていた黒点で互いに周回するのが観察されました。右回り（左回り）のねじれた磁束のあるアクティブ領域は、時計回り（反時計回り）の軌道運動を示し、右回り（左回り）の磁束ロープが形成されました。結論：光球磁束フラグメントの相互の軌道運動により、磁束管がコロナ内で一緒になり、フレアアーケードの上に磁束ロープを形成するコンポーネントの再接続が可能になると推測されます。これは、太陽の噴火の新しいトリガーメカニズムを表しており、太陽の磁気活動を予測するときに考慮する必要があります。
太陽のヘリウムイオン化帯における太陽周期関連の変化
太陽周期23と24の日震学データは、太陽のダイナミクスが太陽活動によって変化することを明確に示しています。太陽の構造の変化を検出することはより困難になっています。Basu＆Mandel（2004）は、当時入手可能なデータが太陽のHeIIイオン化帯の変化を明らかにしたと主張していた。しかしながら、変化の量は、磁場の予想よりも大きな変化の必要性を示しました。2つの太陽周期にまたがる日震学データが利用可能になったので、改良されたフィッティング技術を使用して分析をやり直しました。実際、HeIIイオン化ゾーン周辺の領域に活動と相関する変化があることがわかります。データセットは現在2つの太陽周期をカバーしているため、時間変動は簡単に識別できます。
2DESTERモデルの振動。 I.断熱ケース
| Title |
Oscillations_of_2D_ESTER_models._I._The_adiabatic_case |
| Authors |
D._R._Reese,_G._M._Mirouh,_F._Espinosa_Lara,_M._Rieutord,_B._Putigny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11312 |
最近の数値的および理論的考察は、急速に回転する星の低次音響モードが漸近式に従うことを示しており、急速に回転するたて座デルタ型星の脈動の最近の観測はこれらの期待に一致するようです。ただし、重要な問題は、強い勾配または不連続性がこのパターンに悪影響を及ぼし、その識別を妨げる可能性があるかどうかです。その他の重要な質問は、傾圧効果から予想される2D回転プロファイルによって回転分割がどのように影響を受けるか、およびこれらの分割を使用して回転プロファイルをプローブできるかどうかです。したがって、2DESTER（EvolutionSTEllaireenRotation）コードによって生成された連続および不連続の高速回転モデルの脈動モードを数値的に計算します。このスペクトルマルチドメインコードは、傾圧効果に基づいて回転プロファイルを自己無撞着に計算し、数値精度を失うことなく不連続性を導入することを可能にします。脈動は、2次元振動プログラム（TOP）コードの断熱バージョンを使用して計算されます。変分原理は、脈動周波数の高精度を確認し、モードが回避された交差に関与する場合を除いて、一般化された回転分割に厳密に一致する積分式を導出するために使用されます。これにより、逆理論を使用して回転プロファイルを調べることができる可能性があります。光線のダイナミクスから推定されるアイランドモード軌道に沿って適用される音響グリッチ理論は、一部のモデルのHeIIイオン化ゾーンに関連する不連続性またはGamma1ディップによって生成されるグリッチ周波数パターンの周期性を正しく予測できます。漸近周波数パターンは十分に保存されたままであり、観測された星での検出を可能にする可能性があります。
トレンドハイコントラスト画像調査。 VIII。ベンチマークオブジェクトの大要
| Title |
The_TRENDS_High-contrast_Imaging_Survey._VIII._Compendium_of_Benchmark_Objects |
| Authors |
Erica_J._Gonzales,_Justin_R._Crepp,_Eric_B._Bechter,_Charlotte_M._Wood,_John_Asher_Johnson,_Benjamin_T._Montet,_Howard_Isaacson,_and_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11866 |
かすかな恒星および亜恒星天体の物理的特性は、多くの場合、間接的なモデル依存の推定に依存しています。たとえば、褐色矮星の質量は通常、進化モデルを使用して推測されます。進化モデルは年齢に依存し、まだ適切に調整されていません。低質量の恒星および亜恒星モデルをテストするための新しいベンチマークオブジェクトを特定することを目的として、ドップラー分光法の高コントラストイメージングプログラムを使用して、TaRgettingベンチマークオブジェクトの一部として包括的な補償光学調査を実施しました。ケックの高解像度エシェル分光計からの従来の視線速度測定を使用して、長期のドップラー加速を示す数十の星を特定しました。キャンペーンからのフォローアップの高コントラストの観測を提示し、視差と金属量の値が明確に決定された太陽型星に、31個の共動コンパニオンと11個の強力な候補コンパニオンの発見を報告します。この性質のベンチマークオブジェクトは、軌道決定、動的質量推定、および独立した組成評価に役立ちます。このベンチマークオブジェクトの大要は、水素核融合の限界に近い理論的な進化モデルと大気モデルを実証するための便利なテストグループとして機能します。
磁気雲の準三次元構成について
三次元の線形力のない定式化に基づいて、磁気雲の磁場構成をモデル化するための最適化アプローチを開発します。Freidbergソリューションと呼ばれるこのようなソリューションは、軸対称のLundquistソリューションに似ていますが、より一般的な「らせん対称」を備えています。私たちのアプローチのメリットは、その場で測定された磁気雲の2つのケーススタディへの適用を通じて示されます。どちらも$\chi^2\約1$の削減の結果をもたらします。ケース1は、1つの主要な極性を持つ巻線磁束ロープ構成を示しています。ケース2は、2つのフラックス束が互いに巻き付いており、混合極性の領域に根ざしている二重らせん構成を示しています。この研究は、磁気雲構造の3次元の複雑さを示しています。
ミリチャージ宇宙線と低反跳検出器
| Title |
Millicharged_Cosmic_Rays_and_Low_Recoil_Detectors |
| Authors |
Roni_Harnik,_Ryan_Plestid,_Maxim_Pospelov,_Harikrishnan_Ramani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11190 |
星間物質（ISM）での仮想ミリチャージ粒子（mCP）の「高速フラックス」の生成を検討します。宇宙線によって引き起こされる可能性のある2つのソースを検討します：（a）mCPの大気生成に追加する$pp\rightarrow$（meson）$\rightarrow$（mCP）、および（b）ミリチャージされたコンポーネントでの宇宙線の上方散乱暗黒物質の。銀河磁場がmCPを長期間保持し、高速フラックスが何桁も向上することに気づきました。どちらのシナリオでも、電子の反跳を目的とした直接暗黒物質検出の予想信号を計算します。シナリオ（a）では、ニュートリノ検出器（ArgoNeuTおよびスーパーカミオカンデ）が暗黒物質検出器（XENON1T）と比較して優れた感度を提供していることがわかります。ただし、暗黒物質成分がブーストされているシナリオでは、低速での上方散乱フラックスの強化を考えると、暗黒物質検出器のパフォーマンスが向上します。フラックス生成モデルと電子反跳につながる実際の原子物理学の両方の不確実性を考えると、XENON1Tで報告された過剰は、将来の実験で決定的にテストされる高速mCPフラックスに由来する可能性があります。
安定モードによる運動量輸送とせん断流不安定性の飽和に対する磁場の影響
| Title |
The_impact_of_magnetic_fields_on_momentum_transport_and_saturation_of_shear-flow_instability_by_stable_modes |
| Authors |
A._E._Fraser,_P._W._Terry,_E._G._Zweibel,_M._J._Pueschel_and_J._M._Schroeder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11198 |
流れ方向に最初は均一な磁場を持つせん断層のケルビンヘルムホルツ（KH）不安定性を、直接数値シミュレーションを使用して、有限の抵抗率と粘度を持つ2D非圧縮性電磁流体力学の枠組みで研究します。せん断層は、外部からの強制なしに自由に進化するため、乱流応力がせん断層を横切って運動量を輸送するにつれて、時間とともに広がります。流体力学におけるKH不安定流と同様に、ここでの不安定性は、散逸がない場合のすべての不安定モードに対して共役安定モードを特徴とします。安定モードは、運動量をその勾配まで輸送し、振幅が不安定モードを超えると層幅を縮小することが示されています。弱い磁場を使用したシミュレーションでは、線形不安定性は磁場の影響を最小限に抑えますが、流体力学的ケースに比べて小規模な変動が大きくなることが観察されます。これらの強化された変動は、エネルギー散逸の増加とより速い層の広がりと一致し、これらの特徴は、より強い場でのシミュレーションでより顕著になります。これらの傾向は、磁場がエネルギーの小規模への伝達に比べて安定モードの影響を低減することに起因します。電界強度が増加すると、安定モードの励起が少なくなり、勾配に対して伝達される運動量が少なくなります。さらに、安定モードのために駆動せん断に戻されるはずのエネルギーは、代わりに小さなスケールにカスケードされ、そこで散逸によって失われます。モードの削減されたセットの観点からの乱流状態の近似が調査されます。レイノルズ応力は、波数ごとに2つのモードを大規模に使用して十分に説明されていますが、マクスウェル応力はそうではありません。
パラティーニ重力における典型的なインフレ
パラティーニ重力の文脈で典型的なインフレのモデルを研究します。代表的な例として、重力への小さな非最小結合を伴う典型的なインフレーションのPeebles-Vilenkinモデルを検討します。これは、最新のプランク測定と一致しています。インフレーションの終わりに、インフラトンフィールドはタキオン領域を通過し、タキオン予熱プロセスを通じて爆発的な粒子の生成につながります。予熱後、宇宙はインフラトンの運動エネルギーによって支配され、キネーションの期間に入ります。最終的に、宇宙の総エネルギー密度は放射によって支配されるようになり、再加熱をもたらします。モデルは再加熱温度値$T_{\rm{RH}}\sim\mathcal{O}（10^3-10^8）\、\rm{GeV}$を予測していることがわかります。これは、温度を大幅に上回っています。ビッグバン元素合成の。再加熱に続いて、インフラトンフィールドは凍結するまで典型的な可能性をロールダウンします。その真髄は今日まで凍結されたままなので、このフィールド値での残留ポテンシャルエネルギー密度は、観測された暗黒エネルギー密度を説明します。
CONUS実験用の大型サブkeV高感度ゲルマニウム検出器
| Title |
Large-size_sub-keV_sensitive_germanium_detectors_for_the_CONUS_experiment |
| Authors |
H._Bonet_(1),_A._Bonhomme_(1),_C._Buck_(1),_K._F\"ulber_(2),_J._Hakenm\"uller_(1),_G._Heusser_(1),_T._Hugle_(1),_J.B._Legras_(3),_M._Lindner_(1),_W._Maneschg_(1),_V._Marian_(3),_T._Rink_(1),_T._Schr\"oder_(4),_H._Strecker_(1)_and_R._Wink_(2)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Kernphysik,_Heidelberg,_Germany,_(2)_Preussen_Elektra_GmbH,_Osterende,_Brokdorf,_Germany,_(3)_Mirion_Technologies_(Canberra),_Lingolsheim,_France,_(4)_on_behalf_of_Preussen_Elektra_GmbH,_Kernkraftwerk_Brokdorf,_Osterende,_Brokdorf,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11241 |
原子炉の反ニュートリノの強いフラックスは、原子核から散乱する弾性ニュートリノの完全にコヒーレントな特性を調べるためのユニークな可能性を提供します。この点で、検出器は最大で数keVの小さな反跳エネルギーを記録するという課題に直面しています。CONUS実験は、ドイツのブロクドルフにある原子力発電所の炉心から17.1mの距離に設置され、サブkeVのエネルギーしきい値を持つ4つの1kgサイズの点接触ゲルマニウム検出器を使用してこのニュートリノ相互作用チャネルを検出するように設計されました。このレポートでは、これらの検出器の設計、研究開発、および最終生産に対応する独自の仕様について説明します。これは、実験室条件下での試運転中、および2018年4月1日に開始された原子炉サイトでの最初の2年間の運転中に得られた優れた電子性能を示しています。これは、さまざまな検出器パラメーターの長期安定性と達成されたバックグラウンドレベルを強調しています。CONUSシールドセットアップ内のゲルマニウム検出器の。
大規模な広視野ガンマ線観測所で$ X _ {\ rm max} $とシャワーエネルギーを高精度で再構築する新しい方法
| Title |
New_methods_to_reconstruct_$X_{\rm_max}$_and_the_shower_energy_with_high_accuracy_in_large_wide-field_gamma-ray_observatories |
| Authors |
R._Concei\c{c}\~ao,_L._Peres,_M._Pimenta,_B._Tom\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11390 |
ガンマ線によって開始された高エネルギーシャワーの縦方向プロファイルの最大値（$X_{\rmmax}$）とそのエネルギー（$E_0$）の傾斜深さを再構築するための新しい方法が提示されます。$X_{\rmmax}$の推定量は、地面への粒子の到着時間の分布、または低エネルギーの場合は地面への信号との相関関係から、イベントごとに取得されます。$E_0$の推定量は、地面で測定された総エネルギー、シャワーコアに近い領域に含まれるエネルギー量、および推定された\Xmaxを入力として持つパラメーター化を使用して、イベントごとに取得されます。$1\での$X_{\rmmax}$と$E_0$について、それぞれ約$40\、（20）\、{\rmg/cm^2}$と約$30\、（20）\％$の解像度、（10）\、$TeVエネルギーは、垂直シャワーを考慮して取得されます。これらの注目に値する結果は、これらの新しいアプローチを明確に検証し、広い視野のガンマ線観測所への適用を促進します。解像度と実験条件の依存性について説明します。
火星表面で火星科学研究所が行ったノイズ除去大気温度測定
| Title |
Denoising_Atmospheric_Temperature_Measurements_Taken_by_the_Mars_Science_Laboratory_on_the_Martian_Surface |
| Authors |
S._Zurita-Zurita,_Francisco_J._Escribano,_J._S\'aez-Landete,_J.A._Rodr\'iguez-Manfredi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11557 |
今回の記事では、2012年8月から火星で活動している火星科学研究所の2つの温度センサーからのデータを分析します。ローバーから受け取った温度測定値はノイズが多く、科学界に配信する前に処理および検証する必要があります。現在、信号のノイズ除去を実行するために、単純な移動平均（MA）フィルターが使用されています。この基本的な方法の適用は、ノイズが静止していて、信号の基礎となる構造から統計的に独立しているという仮定に依存しています。これは、この種の過酷な環境では議論の余地のある仮定です。この論文では、温度センサー測定を処理するための2つの代替方法、離散ウェーブレット変換（DWT）とヒルベルト-黄変換（HHT）の適用を分析します。2つの異なるデータセットを検討します。1つは現在の火星の測定キャンペーンに属し、もう1つは熱真空テストに属します。これらのデータセットの処理により、ランダムノイズを他のシステムによって作成された干渉から分離することができます。実験は、MAフィルターが特定の状況下で有用な結果を提供する可能性があることを示しています。ただし、提案された方法は、すべての現実的なシナリオにより適したものにすると同時に、後で調査および分類できる他の興味深い信号の特徴やアーティファクトを識別および分析する可能性を提供します。処理されるデータの量が多いため、このミッションでは計算効率が重要な要件になります。計算コストとフィルタリング性能を考慮して、このアプリケーションにより適したDWTに基づく方法を提案します。
効率的な一般化された球形CNN
| Title |
Efficient_Generalized_Spherical_CNNs |
| Authors |
Oliver_J._Cobb,_Christopher_G._R._Wallis,_Augustine_N._Mavor-Parker,_Augustin_Marignier,_Matthew_A._Price,_Mayeul_d'Avezac,_Jason_D._McEwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11661 |
コンピュータビジョンと自然科学にまたがる多くの問題は、球形データの分析を必要とします。そのため、回転対称性への同変をエンコードすることにより、表現を効率的に学習できます。さまざまな既存のアプローチを包含し、それらを互いに並行して活用できるようにする、一般化された球形CNNフレームワークを紹介します。厳密に同変である唯一の既存の非線形球面CNN層は、複雑さ$\mathcal{O}（C^2L^5）$を持ちます。ここで、$C$は表現能力の尺度であり、$L$は球面調和関数の帯域制限です。このような高い計算コストは、厳密に同変の球面CNNの使用を妨げることがよくあります。複雑さを軽減した2つの新しい厳密に等変のレイヤー$\mathcal{O}（CL^4）$と$\mathcal{O}（CL^3\logL）$を開発し、より大きく、より表現力豊かなモデルを計算上実現可能にします。さらに、効率的なサンプリング理論を採用して、さらに計算量を節約します。これらの開発により、球形ベンチマーク問題で最先端の精度とパラメーター効率を実現する、より表現力豊かなハイブリッドモデルの構築が可能になることを示します。
CMOSイメージセンサーに統合されたAl-TiO2-Alナノロッドフィルターモザイクを使用した新しいCMYカメラテクノロジー
CMYカラーカメラは、シアン、マゼンタ、イエローの減法混色空間を採用しているという点で、RGBカメラとは異なります。CMYカメラは、透過率がはるかに高いため、暗い場所ではRGBカメラよりもパフォーマンスが向上する傾向があります。しかし、顔料と染料で作られた従来のCMYカラーフィルター技術は、サブミクロンのピクセルサイズの次世代イメージセンサーの性能に制限があります。これらの従来のフィルターは、吸収特性を使用して色を差し引くため、ナノスケールの寸法で製造するのは困難です。この論文は、CMYMパターンに配置された、それぞれ4.4ミクロンの82万カラーピクセルのアレイを形成するAl-TiO2-Alナノロッドで作られたCMOS互換のナノスケールの厚いCMYカラーモザイクを提示します。次に、カラーモザイクをMT9P031モノクロイメージセンサーに統合してCMYカメラを作成し、12色のマクベスチャートを使用してカラーイメージングを実証しました。開発された技術は、天文学、生物学および写真撮影における低露光時間イメージングに応用されます。
混合ヒッグスにおける摂動再加熱-$ R ^ 2 $モデル
混合ヒッグス-$R^2$モデルの予熱プロセスは最近詳細に調査されましたが、摂動再加熱の分析はまだ欠落しています。この論文では、このモデルでの（p）再加熱中の摂動崩壊の影響について説明します。摂動崩壊は、再加熱プロセス全体を通して重要な役割を果たすことができることが示されています。モデルパラメータに応じて、摂動減衰は再加熱のさまざまな段階に影響を与える可能性があります。初期予熱段階の存在下と非存在下での摂動再加熱を研究し、再加熱温度と摂動プロセス全体の期間を計算します。初期の予熱段階の詳細は、再加熱のeフォールドの数に影響を与える可能性がある一方で、最終的な再加熱温度には影響を与えない可能性があることがわかりました。
GWSkyNet：公共の重力波候補のためのリアルタイム分類器
マルチメッセンジャー天文学では、重力波候補の正確な空の位置特定を迅速にリリースすることが重要です。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行中に、自動重力波アラートが検出から数分以内に公開されました。その後の検査と分析の結果、候補者の一部が最終的に撤回されました。更新は最大数日遅れる可能性があり、徹底的なマルチメッセンジャーのフォローアップキャンペーン中またはキャンペーン後に発行されることもあります。LIGO-Virgoの公開災害情報から公開されている情報のみを使用して、天体物理学的イベントと機器の遺物を区別するためのリアルタイムフレームワークであるGWSkyNetを紹介します。このフレームワークは、星図とメタデータを含む非順次畳み込みニューラルネットワークで構成されています。GWSkyNetは、テストデータセットで93.5％の予測精度を達成します。
