弱いレンズボイドによる宇宙論の制約
| Title |
Constraining_cosmology_with_weak_lensing_voids |
| Authors |
Christopher_T._Davies_(Durham,_ICC),_Marius_Cautun_(Leiden),_Benjamin_Giblin_(Edinburgh,_ifA),_Baojiu_Li_(Durham,_ICC),_Joachim_Harnois-D\'eraps_(Edinburgh,_ifA),_and_Yan-Chuan_Cai_(Edinburgh,_ifA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11954 |
LSSTやユークリッドなどの今後の銀河調査は、宇宙論的プローブとしての弱いレンズ効果の能力を大幅に改善することが期待されています。これらの調査から抽出できる情報を最大化するために、せん断-せん断相関関数やピークカウントなどの標準的な弱いレンズ効果の統計を補完する新しい統計を探索することが重要です。この作業では、最近提案された弱いレンズ効果の観測量（弱いレンズ効果のボイド）を使用して、LSSTのような調査のパラメーター制約予測を作成します。$w$CDMシミュレーションのcosmo-SLICSスイートを利用して、宇宙論的パラメーターの関数としてボイド統計（存在量と接線方向のせん断）を測定します。シミュレーションデータは、尤度輪郭を生成し、模擬観測からパラメーター制約を提供するために使用するガウス過程回帰エミュレーターをトレーニングするために使用されます。2つの組み合わせにより追加の拘束力が得られますが、ボイドの存在量は接線方向のせん断プロファイルよりも拘束力が強いことがわかります。断層撮影分解なしで、これらのボイド統計は、物質密度パラメーター$\で4.3、4.7、および6.9\％の精度を提供しながら、物質変動振幅$S_8$を0.7\％（68\％信頼区間）内に制約できると予測します。Omega_{\rmm}$、縮小されたハッブル定数$h$、および暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w_0$。これらの結果は、同じ観測仕様のせん断-せん断相関関数によって与えられる制約よりも厳しいことがわかります。これは、弱いレンズ効果のボイド統計が、他のレンズ効果テストを補完する可能性のある有望な宇宙論的プローブになり得ることを示しています。
銀河団を使用して重力をテストするための一般的なフレームワークIII：$ f（R）$重力における観測可能な質量のスケーリング関係
| Title |
A_general_framework_to_test_gravity_using_galaxy_clusters_III:_Observable-mass_scaling_relations_in_$f(R)$_gravity |
| Authors |
Myles_A._Mitchell,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li_(ICC,_Durham_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11964 |
銀河団の質量と4つの観測可能なプロキシの間のスケーリング関係に対するカメレオン$f（R）$重力の影響を補正するために、この作業で新たに提案された方法を含む2つの方法をテストします。銀河形成の完全な物理学とHu-Sawicki$f（R）$重力の両方を同時に組み込んだ最初の宇宙論的シミュレーションのスイートを使用すると、これらの再スケーリング方法がガス温度、コンプトン$Y$に対して非常に高い精度で機能することがわかります。-Sunyaev-Zel'dovich（SZ）効果のパラメーターと$Y$パラメーターのX線アナログ。これにより、$f（R）$重力のスケーリング関係を、対応する$\Lambda$CDMに数パーセント以内でマッピングできます。前の研究で暗黒物質のみのシミュレーションを使用して提案および較正された、カメレオン$f（R）$重力におけるハローの動的質量と真の質量の比率の単純な分析タン式が、特定されたハローに対して同様にうまく機能することを確認します。2つの非常に異なる（完全物理モデルと非放射モデル）バリオンモデルを使用したシミュレーションで。スケーリング関係のマッピングは、ハローの質量、赤方偏移、および背景のスカラー場のサイズに依存するこのtanh式を使用して、非常に高い精度で計算できます。この作業の結果は、現在および今後の銀河団調査からのデータを使用して、重力の偏りのない自己無撞着なテストのための一般的なフレームワークの一部を形成します。新しい結果は、SZおよびX線観測量を使用してクラスター質量を正確に決定するために使用できます。これは、クラスター数カウントを含むプローブを使用するテストに不可欠です。
XMM-Newtonによるクラスターヘリテージプロジェクト：構造形成のエンドポイントでの質量アセンブリと熱力学。 I.プログラムの概要
| Title |
The_Cluster_HEritage_project_with_XMM-Newton:_Mass_Assembly_and_Thermodynamics_at_the_Endpoint_of_structure_formation._I._Programme_overview |
| Authors |
The_CHEX-MATE_Collaboration:_M._Arnaud,_S._Ettori,_G.W._Pratt,_M._Rossetti,_D._Eckert,_F._Gastaldello,_R._Gavazzi,_S.T._Kay,_L._Lovisari,_B.J._Maughan,_E._Pointecouteau,_M._Sereno,_I._Bartalucci,_A._Bonafede,_H._Bourdin,_R._Cassano,_R.T._Duffy,_A._Iqbal,_S._Maurogordato,_E._Rasia,_J._Sayers,_F._Andrade-Santos,_H._Aussel,_D.J._Barnes,_R._Barrena,_S._Borgani,_S._Burkutean,_N._Clerc,_P.-S._Corasaniti,_J.-C._Cuillandre,_S._De_Grandi,_M._De_Petris,_K._Dolag,_M._Donahue,_A._Ferragamo,_M._Gaspari,_S._Ghizzardi,_M._Gitti,_C.P._Haines,_M._Jauzac,_M._Johnston-Hollitt,_C._Jones,_F._K\'eruzor\'e,_A.M.C._Le_Brun,_F._Mayet,_P._Mazzotta,_J.-B._Melin,_S._Molendi,_M._Nonino,_N._Okabe,_S._Paltani,_L._Perotto,_S._Pires,_M._Radovich,_J.-A._Rubino-Martin,_L._Salvati,_A._Saro,_B._Sartoris,_G._Schellenberger,_A._Streblyanska,_P._Tarrio,_P._Tozzi,_K._Umetsu,_R.F.J._van_der_Burg,_F._Vazza,_T._Venturi,_G._Yepes,_S._Zarattini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11972 |
XMM-Newton-構造形成の終点での質量集合と熱力学（CHEX-MATE）を使用したクラスターヘリテージプロジェクトは、バイアスが最小限の信号からのX線観測を取得するための3メガ秒の複数年ヘリテージプログラムです。-スニヤエフ・ゼルドビッチ効果によってプランクによって検出された118個の銀河団のノイズ制限サンプル。この論文で詳細に説明されているプログラムは、時間と質量における構造形成の究極の産物を研究することを目的としています。これは、形成された最新のオブジェクトの人口調査（Tier-1：0.05<z<0.2;2x10e14M_sun<M_500<9x10e14M_sun）と、で最も質量の大きいオブジェクトのサンプルで構成されています。ユニバース（Tier-2：z<0.6;M_500>7.25x10e14M_sun）。このプログラムは、基礎となる母集団の統計的特性の正確なビジョンを生み出し、ダークマターハローへの崩壊によってガス特性がどのように形成されるかを測定し、非重力加熱の起源を明らかにし、制限する質量決定の主要な不確実性を解決します宇宙パラメータ推定のためのクラスターの使用。静水圧の仮定の下で15〜20％の精度で個々の質量測定値を取得するように設計された、均一な深さのX線露光を取得します。プロジェクトの動機を示し、プログラムの定義を説明し、プロジェクトをサポートするために展開されている進行中の多波長観測（レンズ、SZ、ラジオ）および理論的取り組みについて詳しく説明します。
CMBの分極とハッブル張力
CMB偏光の将来の精密測定は、ハッブル張力と呼ばれる問題に新たな光を当てることができます。ハッブル張力は、2つの異なる距離はしごで決定されるハッブルパラメータの変化の違いから生じます。ケフェイド変光星とIa型超新星を観測した標準距離梯子はハッブル定数の値を大きくし、CMBと銀河団の両方でバリオン音響振動を観測した逆距離梯子はハッブル定数。ハッブルパラメータのこれらの異なる進化は、宇宙の再電離の過程での自由電子密度の異なる進化と、CMBの低l偏光の異なる大きさを示しています。これらの偏光は、主にCMB光子のトムソン散乱によって生成されるためです。これらの自由電子。暗黒エネルギーの状態方程式を自明ではないと仮定して、l<12のCMBEモードおよびBモード偏光への影響を調査します。標準距離ラダーの場合は、LambdaCDMモデルの予測よりも高い偏光パワーが得られることがわかります。
バリオン-暗黒物質の流れ速度によって引き起こされる再電離履歴の大規模な変動
| Title |
Large-scale_variation_in_reionization_history_caused_by_Baryon-dark_matter_streaming_velocity |
| Authors |
Hyunbae_Park,_Paul_R._Shapiro,_Kyungjin_Ahn,_Naoki_Yoshida,_and_Shingo_Hirano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12374 |
宇宙の再結合では、初期宇宙のバリオン音響振動に起因するバリオンと暗黒物質の間に超音速相対運動が存在しました。この運動は、相対速度が急速に低下するため、宇宙の再電離の後期段階への影響はごくわずかであると考えられています。しかし、最近の研究では、局所的なジーンズの質量（$\lesssim10^8〜M_\odot$）よりも小さいガス雲での再結合が、銀河間媒体のイオン化に必要な紫外線光子の数を増やすことによって、再電離の履歴に影響を与える可能性があることが示唆されています。これに動機付けられて、一連の放射線流体力学シミュレーションを実行して、ストリーミングモーションが、塊状の小規模構造を平滑化し、電離光子収支を下げることによって、局所的な再電離履歴の変動を生成できるかどうかを調査します。銀河の電離効率が後の時間に向かって低下する「減速」再電離シナリオでは、再電離終了時の赤方偏移$（z_e）$の変動が$\Deltaz_e\sim0.5$と同じくらい大きくなる可能性があることがわかります。100Mpcを超えるストリーミング運動の長い空間変動スケールを考えると、クエーサーから観測されたLy$\alpha$不透明度の変動に寄与し、再電離中に銀河間媒体の電離場に大規模な痕跡を残す可能性があります。X線源による再電離前の加熱は、小規模なガスの凝集を抑制し、ストリーミング動作によって生じる$z_e$の変動を減らすことができるもう1つの重要な要素です。
ユークリッド：弱いレンズ効果の宇宙せん断からの宇宙論的パラメータ推定に対する非線形処方の影響
| Title |
Euclid:_impact_of_nonlinear_prescriptions_on_cosmological_parameter_estimation_from_weak_lensing_cosmic_shear |
| Authors |
M._Martinelli,_I._Tutusaus,_M._Archidiacono,_S._Camera,_V.F._Cardone,_S._Clesse,_S._Casas,_L._Casarini,_D._F._Mota,_H._Hoekstra,_C._Carbone,_S._Ili\'c,_T.D._Kitching,_V._Pettorino,_A._Pourtsidou,_Z._Sakr,_D._Sapone,_N._Auricchio,_A._Balestra,_A._Boucaud,_E._Branchini,_M._Brescia,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C._Conselice,_L._Conversi,_L._Corcione,_A._Costille,_M._Douspis,_F._Dubath,_S._Dusini,_G._Fabbian,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_B._Gillis,_C._Giocoli,_F._Grupp,_L._Guzzo,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_I._Lloro,_E._Maiorano,_O._Marggraf,_K._Markovic,_R._Massey,_M._Meneghetti,_G._Meylan,_B._Morin,_L._Moscardini,_S._Niemi,_et_al._(30_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12382 |
今後の調査では、大規模構造の成長を前例のない精度でマッピングし、宇宙のダークセクターの理解を深めます。残念ながら、宇宙論的情報の多くは、暗黒物質のクラスター化と天体物理学的フィードバックプロセスの影響が完全には理解されていない小さなスケールによってエンコードされています。これは、モックユークリッド宇宙せん断とプランク宇宙マイクロ波背景放射の共同分析のためにここで研究する宇宙論的パラメーターの推定にバイアスをかける可能性があります。小規模な信号のモデリングにさまざまな実装を使用し、それらが大幅に異なる予測をもたらすことを発見しました。さらに、異なる非線形補正は、特に分析がハッブル定数$H_0$とクラスタリング振幅$\sigma_8$の両方が最も影響を受ける高度に非線形な領域に拡張された場合に、偏ったパラメーター推定につながります。したがって、より多くのより良いデータで現在の緊張を解決するためには、非線形スケールのモデリングの改善が必要になります。非線形パワースペクトルの特定の処方について、バリオン物理学にさまざまな補正を使用しても、ユークリッドの精度に大きな影響はありませんが、これらの補正を無視すると、宇宙パラメータに大きなバイアスが生じます。したがって、ユークリッド宇宙せん断データから宇宙論的パラメーターに対する正確で偏りのない制約を抽出するためには、非線形構造形成を説明するレシピの精度と、バリオンを再分配する天体物理学的プロセスの影響のモデリングを改善することが不可欠です。。
ローマの宇宙望遠鏡による強くレンズ化された超新星からの投影された宇宙論的制約
| Title |
Projected_Cosmological_Constraints_from_Strongly_Lensed_Supernovae_with_the_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
J._D._R._Pierel,_S._Rodney,_G._Vernardos,_M._Oguri,_R._Kessler,_T._Anguita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12399 |
ローマ宇宙望遠鏡の主なミッションの目的の1つは、さまざまな方法でダークエネルギーの性質を調査することです。Ia型超新星（SNIa）の観測は、従来の光度距離測定を通じて、ローマの宇宙論プログラムの主要なアンカーの1つになります。このSNIa宇宙論プログラムは、ミッション戦略を変更することなく、別の貴重な宇宙論的プローブを提供できます。それは、重力レンズ付きSNを使用した時間遅延宇宙誌です。この作業では、将来の作業に役立つツールを提供しながら、RomanSpaceTelescopeを使用してレンズ付きSN宇宙論の制約を予測します。ローマのSNIa調査の予想される特性を使用して、予想される解像レンズシステムの模擬カタログ、およびマイクロレンズ効果を含む、強くレンズ化されたタイプIaおよびコア崩壊（CC）SN光度曲線を作成しました。調査戦略に応じて、Romanは最大11個のレンズ付きSNIaと最大20個のCCSNを見つけると予測しています。次に、Romanで取得可能な時間遅延精度（Ia：〜2日、CC：〜3日）を推定し、Fisherマトリックス分析を使用して、$H_0$、$\Omega_m$、および暗黒エネルギー方程式の予測制約を導出します。各SNIa調査戦略の状態方程式（EOS）、$w$。SNIaとレンズ付きSN宇宙論の両方から可能な制約を考慮する場合、高赤方偏移SNIa発見用に最適化された戦略が推奨され、他の提案された調査戦略の約1.5倍のレンズ付きSNも提供します。
| Title |
Features_of_the_inflaton_potential_and_the_power_spectrum_of_cosmological_perturbations |
| Authors |
K._Kefala,_G.P._Kodaxis,_I.D._Stamou_and_N._Tetradis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12483 |
曲率摂動のパワースペクトルの強力な強化と原始ブラックホールの生成につながる可能性のあるインフラトンポテンシャルの特徴について説明します。電位が急激に低下すると、スペクトルに振動パターンが生じ、特定の波数帯域で数桁増強されることを示します。また、そのようないくつかの機能の相加効果についても研究します。単純化されたポテンシャルを分析しますが、超重力モデルへの可能な応用についても説明します。
赤方偏移とスケールでのビニングを使用した一般相対性理論からの偏差に対する現在の制約
| Title |
Current_constraints_on_deviations_from_General_Relativity_using_binning_in_redshift_and_scale |
| Authors |
Cristhian_Garcia-Quintero,_Mustapha_Ishak,_Orion_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12519 |
修正重力（MG）パラメーターの赤方偏移とスケール依存性の両方を含む一般相対性理論（GR）からの偏差を制限します。特に、十分に活用されていないビニングアプローチを採用し、結果を関数形式と比較します。Planck2018の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、BOSSDR12のバリオン音響振動（BAO）、赤方偏移空間歪み（BAO/RSD）、6DFギャラクシーサーベイ、SDSSDR7メインギャラクシーサンプル、相関関係などの利用可能なデータセットを使用します。SDSS-DR14からのライマン$\alpha$森林吸収とクエーサー、パンテオン編集からの超新星タイプIa（SNe）、およびDESY1データの比較。さらに、利用可能なデータセットからの制約力を最大化するために、MGモデルを分析します。MGモデルの一部をGR値に設定し、他のパラメーターを変更します。Planck+SNe+BAO+RSDを使用すると、関数形式を使用して、$\Sigma$のGRで最大3.5-$\sigma$の張力が見つかります（$\mu$は固定されています）。これは、レンズデータが含まれている場合、つまりCMBレンズとDES（CMBL+DES）でなくなります。さまざまなビニング方法を使用すると、CMBL+DESをPlanck+SNe+BAO+RSDに含めた場合でも、（high-z、high-k）ビンでGRが2-$\sigma$を超えると緊張が持続することがわかります。また、（low-z、high-k）ビンで2-$\sigma$を超える別の緊張が見られますが、レンズデータを追加することでそれを減らすことができます。さらに、逸脱度情報量基準統計ツールを使用してモデル比較を実行すると、DESの場合を除いて、MGモデル（$\mu=1$、$\Sigma$）が$\Lambda$CDMと比較してデータに弱く支持されていることがわかります。データが含まれています。もう1つの注目すべき結果は、ビニング方法が、MGパラメーターが$\Omega_{\text{DE}}（a）$に比例する、広く使用されている機能パラメーター化と一致しないことです。これは、このパラメータ化がGRからの偏差を過小評価するhigh-zおよびhigh-kレジーム。
マルチセクターTESS測光を使用して、ホットジュピターシステムで惑星を検索します。
I.惑星系KELT-18、KELT-23、KELT-24、カタール-8、WASP-62、WASP-100、WASP-119、およびWASP-126にはコンパニオンはありません
タイトな軌道上の巨大な惑星、いわゆるホットジュピターの起源は、惑星の形成と進化の理論において長続きする問題です。その答えは、部分的にしか理解されていないシステムのアーキテクチャに隠されているようです。トランジット系外惑星探査衛星のマルチセクター時系列測光を使用して、KELT-18、KELT-23、KELT-24、Qatar-8、WASP-62、WASP-100、WASP-119、トランジット技術とトランジットタイミング法の両方を使用するWASP-126惑星系。私たちの均質な分析により、KELT-23およびWASP-62システムでは地上サイズの体制に、残りのシステムではミニネプチューンまたはネプチューンに至るまでのトランジットコンパニオンの存在が排除されました。トランジットタイミング分析は、ケプラーモデルからの逸脱が文献で主張されているWASP-126bを含む、研究されたすべてのホットジュピターの長期的な傾向または周期的な摂動の兆候を明らかにしていません。サンプルの惑星の孤独は、おそらく今日観察されたそれらのタイトな軌道にそれらをもたらした高離心率の移動メカニズムを支持していることを物語っています。私たちの研究の副産物として、6つのシステムの精度が大幅に向上したトランジット光度曲線パラメーターが再決定されました。KELT-24bの場合、共同分析により、軌道離心率により厳しい制約を課すことができました。
継続中の小惑星に近い周期軌道ファミリーの収束
| Title |
Convergence_of_a_Periodic_Orbit_Family_Close_to_Asteroids_During_a_Continuation |
| Authors |
Haokun_Kang,_Yu_Jiang,_Hengnian_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12120 |
この研究では、比較的大規模な周期軌道の継続を研究し、特定の条件下での収束の存在を発見します。これは、小惑星の研究において非常に重要であり、動的特性の進化を理解するための全体的な幾何学的視点を提供できます。グローバルな視点から。多面体モデルに基づいて、収束は一連の理論的分析と導出によって導き出されます。これは、周期軌道が通常の周期比（2：1、3：2、4など）のほぼ円軌道に進化することを示しています。3）適切な状況下でのねじれはほぼゼロです。ここで開発された結果の応用として、3つの小惑星、（216）クレオパトラ、（22）カリオペ、（433）エロスが研究され、いくつかの代表的な周期軌道ファミリーが検出され、3つの異なるケースで収束します。方向性および減少方向性の継続。同時に、これらの数値例の間の4つの共通点が結論付けられます。まず、（疑似）接線分岐が、単一の周期軌道ファミリーの周期比の変化中に尖点で発生します。さらに、周期比のこれらの尖点は、平均半径、最大ねじれ、および最大曲率半径の変化中の転換点と一致します。さらに、周期比は、ヤコビ行列全体の増加（または減少）とともに増加（または減少）します。周期比とヤコビアン定数の関係を見つけます。結果は、固定共振状態の周期比が最小と上限を持っていることを意味します。最後に、周期軌道が点に収束する場合、それは小惑星の不安定な平衡点である可能性があります。
HD34282の周りの原始惑星系円盤の片腕スパイラル？
| Title |
A_single-armed_spiral_in_the_protoplanetary_disk_around_HD34282_? |
| Authors |
J._de_Boer,_C._Ginski,_G._Chauvin,_F._Menard,_M._Benisty,_C._Dominik,_K._Maaskant,_J.H._Girard,_G._van_der_Plas,_A._Garufi,_C._Perrot,_T._Stolker,_H._Avenhaus,_A._Bohn,_A._Delboulbe,_M._Jaquet,_T._Buey,_O._Moller-Nilsson,_J._Pragt,_T._Fusco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12202 |
原始惑星系円盤が惑星系に進化する過程で、惑星と円盤の相互作用などのメカニズムを追跡するシグネチャを検出することが期待されます。原始惑星系円盤は、最近公開された高空間解像度の画像で多種多様な構造を表示します。しかし、これらの円盤の3次元形態は、私たちが観察する2次元投影画像から推測するのが難しいことがよくあります。偏光イメージングモードでVLT/SPHEREを使用して、HD34282周辺のディスクを空間的に分解します。散乱面の高さのプロファイルを取得して、高さ補正されたデプロジェクションを作成します。これにより、正面向きがシミュレートされます。ディスクは複雑な散乱面を表示します。r<0.28"（88au）まで伸びる内部の隙間または空洞は、位置角119度の明るい傾斜（i=56度）リングに囲まれています。このリングの中心は、マイナーに沿って星からオフセットされています。0.07"の軸。これは、中央平面から26au上のディスク高さで説明できます。このリングの外側で、南東のアンサを超えて、r〜0.4"で方位角の非対称性またはブロブを検出します。より大きな間隔で、r=で見られる円形リングと互換性のある楕円を取り付けることができる外側のディスク構造を検出します。0.62"（190au）および77auの高さ。高さ補正されたデプロジェクションを適用した後、88auの星の中心にある円形のリングが表示されますが、別のブロブと外側のリングのように見えましたが、両方ともシングルアームスパイラルの一部である可能性があります。現在のデータに基づいて、$H_{\rmscat}/r$が一定のままであるかどうか、または表面が最大$H_{\rmscat}\proptor^{1.35}$でフレアされているかどうかを決定的に結論付けることはできません。ただし、デプロジェクションに基づいて一定の比率を優先します。高さ補正されたデプロジェクションにより、観測された構造のより詳細な解釈が可能になり、その後、シングルアームスパイラルの検出が識別されます。
太陽系外惑星の大気中のCH4、CO2、H2Oの共存
| Title |
Coexistence_of_CH4,_CO2_and_H2O_in_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
P._Woitke,_O._Herbort,_Ch._Helling,_E._St\"ueken,_M._Dominik,_P._Barth,_D._Samra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12241 |
約600K未満のH、C、O、N元素の存在量に基づいて、惑星外大気の分類を提案します。化学平衡モデルは、H、C、N、Oの存在量のすべての組み合わせに対して実行され、3種類のソリューションが見つかりました。温度、圧力、窒素量の変化に対して堅牢です。タイプAの雰囲気には、H2O、CH4、NH3、およびH2またはN2が含まれていますが、CO2とO2はごくわずかです。タイプBの雰囲気には、O2、H2O、CO2、N2が含まれていますが、CH4、NH3、H2はごくわずかです。タイプCの雰囲気には、H2O、CO2、CH4、N2が含まれていますが、NH3、H2、O2はごくわずかです。他の分子は、温度に応じて、化学平衡状態でppbまたはppmの濃度でのみ存在します。タイプCの大気は、太陽系には見られません。太陽系では、大気は一般に水が凝縮するのに十分なほど冷たいですが、太陽系外惑星はそのような大気をホストしている可能性があります。私たちのモデルは、すべてのタイプの大気で発生する可能性がある水雲に加えて、タイプCの大気でもグラファイト（すす）雲が発生する可能性があることを示しています。完全平衡凝縮モデルは、暖かい岩石からのガス放出が自然にタイプCの雰囲気を提供できることを示しています。タイプCの大気が存在する場合、CH4とCO2の共存を考慮すると、太陽系外惑星の生命存在指標の誤検出につながると結論付け、他のより堅牢な非平衡マーカーを提案します。
傾斜したバイナリコンパニオンの存在下での移動する巨大惑星の進化
| Title |
Evolution_of_a_migrating_giant_planet_in_the_presence_of_an_inclined_binary_companion |
| Authors |
Arnaud_Roisin_and_Anne-Sophie_Libert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12296 |
目的。連星の1つの恒星成分の周りを移動することが発見された巨大惑星の数は増え続けており、そのほとんどは非常に多様な離心率を持っています。これらの発見は、恒星の伴星が惑星形成プロセスに強く影響を与える可能性があるため、それらの形成と長期的な進化の問題を提起します。私たちは、原始惑星状星円盤を移動する単一の巨大惑星の進化に対する、広いバイナリコンパニオンの動的な影響を研究することを目指しています。メソッド。連星系に適合したシンプレクティックn体積分器を使用し、流体力学シミュレーションから得られた適切な式によってディスクによる散逸をモデル化して、惑星のさまざまな軌道パラメーターと連星コンパニオンのさまざまな離心率と傾斜値を使用して3600のシミュレーションを実行しました。。惑星の長期的な進化は100Myrの間追跡され、さまざまな動的挙動が四重極ハミルトンアプローチを使用して明らかにされました。結果。惑星がディスク段階の間に、バイナリコンパニオンの存在による散乱イベントまたは放出を経験する可能性が高いことを強調します。シミュレーションの最後にシステムの$11\％$だけが共鳴にロックされるため、バイナリコンパニオンスターが大きく傾いている場合、Lidov-Kozai共鳴状態でのキャプチャは自動にはほど遠いことを示します。それにもかかわらず、高度に傾斜したバイナリコンパニオンの存在下では、すべての惑星の進化はリドフ-古在共鳴の影響を強く受け、非共鳴進化はリドフ-古在島周辺の循環に関連する高い離心率と傾斜の変動を示します。
$ ^ {14} $ N / $ ^ {15} $ N同位体比によって制約されたタイタンのN $ _2 $大気の脱出と進化
| Title |
Escape_and_evolution_of_Titan's_N$_2$_atmosphere_constrained_by_$^{14}$N/$^{15}$N_isotope_ratios |
| Authors |
N.V._Erkaev,_M._Scherf,_S.E._Thaller,_H._Lammer,_A.V._Mezentsev,_V.A._Ivanov,_K.E._Mandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12342 |
1D高層大気モデルを適用して、タイタンの歴史における窒素の熱放出を研究します。太陽EUVフラックスの場合、今日の100〜400倍の高さで、脱出率が$\upperx1.5\times10^{28}$s$^{-1}$および$\upperx4.5と非常に早い段階で、かなりの熱脱出が発生するはずです。それぞれ\times10^{29}$s$^{-1}$ですが、今日は$\upperx7.5\times10^{17}$s$^{-1}$です。太陽が遅い、中程度の、または速い回転子として発生したかどうかに応じて、太陽系の形成後の最初の100〜1000Myrの主要な脱出プロセスは熱脱出でした。タイタンの大気がその初期に発生した場合、太陽の自転進化に応じて、現在の大気質量の約0.5〜16ドルの範囲で失われた可能性があります。また、深部内部のNH$_3$-氷の分解によるタイタンの窒素のガス放出の物質収支パラメータ空間を調査しました。私たちの研究によると、タイタンの大気が最初に始まったとしたら、太陽がゆっくりと回転するのであれば、今日までしか生き残れなかったでしょう。他のケースでは、脱ガスされた窒素が現在まで生き残るには逃げ道が強すぎたでしょう。これは、後のガス放出または追加の窒素源を意味します。部分的にNH$_3$-icesを介したタイタンの窒素の内因性起源は、$^{14}$N/$^{15}$N$\approx$166-172の初期分別と一致しており、光化学的除去が最後の$\upperx$1,000Myrより長く関連します。この比率は彗星のアンモニアの比率をわずかに上回っているため、タイタンの窒素の一部は耐火性有機物に由来している可能性があります。
磁気測定と重力測定を組み合わせて、ガスジャイアントの深い帯状流を調べます
| Title |
Combined_magnetic_and_gravity_measurements_probe_the_deep_zonal_flows_of_the_gas_giants |
| Authors |
Eli_Galanti_and_Yohai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12432 |
過去数年の間に、土星のカッシーニミッションと木星のジュノーミッションの両方が、2つの巨大ガスの重力と磁場の前例のない精度で測定を提供しました。重力測定を使用して、ガス巨人の雲レベルで観察された強い帯状流は、惑星内部に数千キロメートルの深さまで広がる可能性が高いことがわかりました。ただし、定義上、質量の統合的な測定値である重力測定だけでは、流れの正確な垂直構造を高い確実性で制約することはできません。土星の最近のカッシーニ磁場測定と木星の磁場の過去の経年変化を考慮に入れて、これらの惑星で観測された帯状流の垂直減衰プロファイルに対する追加の物理的制約を取得します。私たちの結合した重力-磁気分析は、土星（木星）の雲レベルの風がほとんど減衰せずに、すなわち気圧的に、約7,000〜km（2,000〜km）の深さまで伸び、その後半導体領域で急速に減衰することを明らかにします、そのため、次の1,000km（600〜km）以内に、それらの値はクラウドレベルの値の約1\％に減少します。これらの結果は、外側の中性領域の流れを減衰させるように作用する重要なメカニズムがなく、半導体領域の磁場との相互作用が流れの減衰において中心的な役割を果たす可能性があることを示しています。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星における重メタノールの星前粒子表面起源
| Title |
Prestellar_grain-surface_origins_of_deuterated_methanol_in_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Maria_N._Drozdovskaya,_Isaac_R._H._G._Schroeder,_Martin_Rubin,_Kathrin_Altwegg,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Beatrice_M._Kulterer,_Johan_De_Keyser,_Stephen_A._Fuselier,_Michael_Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12489 |
重水素化メタノールは、重水素を含む分子を形成する個々の化学反応と、それらが存在する地域の物理化学的歴史について、宇宙化学者が持つ最も強力なウィンドウの1つです。Rosetta-ROSINAデータを使用して、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoについて、彗星コマにおける一重および重重メタノールの初めての検出が示されています。D-メタノール（CH3ODとCH2DOHの組み合わせ）およびD2-メタノール（CH2DODとCHD2OHの組み合わせ）の存在量は、通常のメタノールと比較して5.5+/-0.46および0.00069+/-0.00014パーセントです。データは、0.71〜6.6パーセントの範囲のメタノール重水素化率（D/H比）にまたがっており、分子内のDの位置の統計的補正を考慮し、ROSINA測定での統計的エラー伝播を含みます。彗星のCH2DOHは、CO水素化からCH3OHへの生成と、それに続くCH3-RでのH-D置換反応から形成されると主張されています。CHD2OHは、重水素化ホルムアルデヒドから生成される可能性があります。一方、CH3ODとCH2DODは、重水素化水氷の存在下でOH-RのH-D交換反応を介して形成される可能性があります。メタノールの形成と重水素化は、HDOからのD2O形成と同じ時期に発生し、その前に一重重水、硫化水素、およびアンモニアの形成が発生すると主張されています。彗星のD-メタノール/メタノール比は、星前のコアと低質量の原始星領域の比と最もよく一致することが示されています。結果は、彗星のメタノールが、私たちの太陽系を生み出した先天的な冷たい（10-20K）星前のコアに由来することを示唆しています。彗星の揮発性物質は、雲からコア、原始星への星形成の進化段階を個別に反映しています。
人間レベルのパフォーマンスによる自動クレーター検出
クレーターの目録作成は、地質図の重要でありながら時間のかかる部分です。専門家と人間の研究者と競争力があり、数百倍高速な自動クレーター検出アルゴリズム（CDA）を紹介します。CDAは、複数のニューラルネットワークを使用して、数値地形モデルと熱赤外線画像を処理し、火星の表面全体のクレーターを特定して特定します。追加の後処理フィルターを使用して、潜在的な誤ったクレーター検出を改善および削除し、Lee（2019）と比較して適合率と再現率を10％向上させます。現在、直径3kmを超える既知のクレーターの80％が見つかり、7,000個の潜在的に新しいクレーター（特定されたクレーターの13％）が特定されています。私たちのカタログと他の独立したカタログの中央値の違いは、他のカタログ間の比較と一致して、場所と直径が2〜4％です。CDAは、火星のグローバル地形マップと赤外線画像の処理に使用されています。ソフトウェアと生成されたグローバルカタログは、https：//doi.org/10.5683/SP2/CFUNIIで入手できます。
宇宙紫外線バリオン調査（CUBS）II：z = 0.576の初期型銀河の近くでのH $ _ {2} $を含むDLAの発見
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey_(CUBS)_II:_Discovery_of_an_H$_{2}$-Bearing_DLA_in_the_Vicinity_of_an_Early-Type_Galaxy_at_z_=_0.576 |
| Authors |
Erin_Boettcher,_Hsiao-Wen_Chen,_Fakhri_S._Zahedy,_Thomas_J._Cooper,_Sean_D._Johnson,_Gwen_C._Rudie,_Mandy_C._Chen,_Patrick_Petitjean,_Sebastiano_Cantalupo,_Kathy_L._Cooksey,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jenny_E._Greene,_Sebastian_Lopez,_John_S._Mulchaey,_Steven_V._Penton,_Mary_E._Putman,_Marc_Rafelski,_Michael_Rauch,_Joop_Schaye,_Robert_A._Simcoe,_Gregory_L._Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11958 |
宇宙紫外線バリオン調査のQSOJ0111-0316のスペクトルで、z=0.576でH$_{2}$を含む減衰したライマン-$\alpha$吸収体が偶然に検出されたことを報告します。遠紫外線でのHST-COSからの分光観測は、log[N（HI）/cm^-2]=20.10（-0.21、+0.25）およびlog[N（H$_{2}$）の減衰吸収体を明らかにします。/cm^-2]=18.96+/-0.05。拡散分子ガスは、dv=60km/sで分離された2つの速度成分に見られ、H$_{2}$カラム密度全体の99.9％以上が1つの成分に集中しています。太陽の$\約$40％の金属量では、Feの増強とダストの枯渇の証拠があり、ダストとガスの比率は$\kappa_{\text{O}}\upperx$0.4です。マゼランでIMACSとLDSS-3Cを使用して実施された銀河の赤方偏移調査では、投影距離d<=600適切なkpc（pkpc）と視線速度オフセットdv$_{g}$<=300kmで9つの銀河の過密度が明らかになりました。/s吸収体から。最も近いのは、d=41pkpcの巨大な初期型銀河で、H$_{2}$吸収体のd<=310pkpcで特定された全恒星質量の70％が含まれています。DLAが主にガスに富むものと関連している画像とは対照的に、H$_{2}$を含むガスが静止銀河に近接していること、および吸収体のFeで強化された化学物質の存在量パターンは、物理的なつながりを示唆しています。小人。このケーススタディは、高密度で星形成の可能性のあるガスをホストする多様な環境への洞察を得るために、深い銀河の赤方偏移調査が必要であることを示しています。
ロジャー：機械学習技術を使用して極限領域の銀河の軌道を再構築する
| Title |
ROGER:_Reconstructing_Orbits_of_Galaxies_in_Extreme_Regions_using_machine_learning_techniques |
| Authors |
Mart\'in_de_los_Rios,_H\'ector_Juli\'an_Mart\'inez,_Valeria_Coenda,_Hern\'an_Muriel,_Andr\'es_Nicol\'as_Ruiz,_Cristian_Antonio_Vega-Mart\'inez_and_Sofia_Alejandra_Cora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11959 |
ROGER（ReconstructingOrbitesofGalaxiesinExtremeRegions）コードを紹介します。このコードは、3つの異なる機械学習手法を使用して、予測される位相空間の位置に従って、クラスター内およびクラスター周辺の銀河を分類します。赤方偏移ゼロでのMultiDarkPlanck2（MDLP2）シミュレーションでは、34個の巨大な$M_{200}>10^{15}h^{-1}M_{\odot}$銀河団のサンプルを使用します。銀河形成SAGの半解析モデルによって計算された、恒星の質量が$M_{\star}\ge10^{8.5}h^{-1}M_{\odot}$のすべての銀河を選択します。、およびその近くで、クラスターを作成し、軌道に従って分類します。ROGERをトレーニングして、投影された位相空間位置から銀河の元の分類を取得します。ROGERは、銀河ごとに、クラスター銀河、最近クラスターに陥った銀河、バックスプラッシュ銀河、落下銀河、または侵入者である確率を出力として示します。機械学習手法のパフォーマンスとコードの潜在的な使用法について説明します。調査されたさまざまな方法の中で、K最近傍アルゴリズムが最高のパフォーマンスを達成することがわかりました。
活動銀河核ゴースト：色あせた核の体系的な探索
| Title |
Active_galactic_nuclei_ghosts:_A_systematic_search_for_faded_nuclei |
| Authors |
Donaji_Esparza-Arredondo,_Natalia_Osorio-Clavijo,_Omaira_Gonz\'alez-Mart\'in,_Cesar_Victoria-Ceballos,_Sinhu\'e_Haro-Corzo,_Ulises_Reyes-Amador,_Jafet_L\'opez-S\'anchez,_and_Alice_Pasetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11962 |
活動銀河核（AGN）の再点火、強化、フェージングなどの物理的プロセスは、これらのイベントのタイムラインが何年も続くと予想されるため、完全には理解されていません。ただし、光電離領域や中赤外線（MIR）ダストエコーなどのAGNコンポーネント間のエネルギー収支の違いは、AGNの進化のヒントとして解釈できることはよく知られています。ここでは、88個のAGN候補のカタログを提示し、近くの宇宙での活動の衰退と上昇に関するヒントを示します。AGNスケーリング関係を使用して、公開されている光学、X線、およびMIRの光度を使用して877候補の初期サンプルからそれらを選択します。次に、多波長情報を使用して、核外放出で汚染された線源と、吸収が十分に補正されていないX線光度を持つ線源を破棄します。候補者の96％が衰退しているソースであることがわかりました。この結果は、宇宙が過去のどこかでAGN活動のピークを持ち、現在は衰退期に支配されているシナリオを示唆しています。あるいは、退色段階は上昇段階よりも長く、これは銀河の合体シミュレーションと一致しています。これらのフェージング候補の約50％は、システムのマージまたは相互作用に関連しています。最後に、これらの候補の約30％にジェットが存在し、好ましいAGNダストの形状が風のようなものではなくトーラスのようなものであることもわかりました。私たちの結果は、非効率な状態にある場合に予想される、核活動の衰退と両立します。
ウェーブレット散乱変換を使用した電磁流体力学シミュレーションの分類
| Title |
Classification_of_Magnetohydrodynamic_Simulations_using_Wavelet_Scattering_Transforms |
| Authors |
Andrew_K._Saydjari,_Stephen_K._N._Portillo,_Zachary_Slepian,_Sule_Kahraman,_Blakesley_Burkhart,_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11963 |
星間物質（ISM）における電磁流体力学、重力、および超音速乱流の複雑な相互作用により、理論と観測の比較が複雑になる可能性のある非ガウス構造が導入されます。ウェーブレット散乱変換（WST）は、線形判別分析（LDA）と組み合わせて、2DISMダストマップの非ガウス構造に敏感であることを示します。WST-LDAは、電磁流体力学（MHD）乱流シミュレーションを、さまざまな音波およびAlfv\'{e}nicマッハ数を使用した8つのシミュレーションのテストベッドで最大97\％の真陽性率で分類します。非ガウス特性評価のための他の2つの方法、縮小ウェーブレット散乱変換（RWST）と3点相関関数（3PCF）と並べて比較します。また、3D-WST-LDAを示し、それを位置-位置-速度（PPV）空間の密度フィールドの分類に適用します。ここでは、速度コヒーレンスをプロキシとして使用して密度相関を調べることができます。WST-LDAは、ストライピングや欠測データなどの一般的な観測アーティファクトに対して堅牢であると同時に、サブAlfv\'{e}nic乱流密度フィールドの正味の磁場方向を抽出するのに十分な感度を備えています。密度フィールドに適用される2D-WST-LDAに対する点広がり関数と画像のピクセル化の影響の簡単な分析が含まれます。これは、WST-LDAを2Dまたは3D全天ダストマップに適用しての流体力学的パラメーターを抽出するという将来の目標を示します。興味。
銀河系の郊外で星形成を装った暴走星
| Title |
Runaway_stars_masquerading_as_star_formation_in_galactic_outskirts |
| Authors |
Eric_P._Andersson,_Florent_Renaud_and_Oscar_Agertz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11965 |
近くの渦巻銀河の周辺では、非常に低いガス表面密度で星形成が観察されます。星間物質が拡散原子水素によって支配されているこれらの領域での星形成は、古典的な星形成理論で説明するのは困難です。この作品では、この観測の説明として暴走星を紹介します。若い星団の衝突ダイナミクスによって生成された暴走星は、主系列星の寿命の間にキロパーセクを移動することができます。個々の星の処理を含む銀河規模の流体力学シミュレーションを使用して、このメカニズムにより、ガスが星形成を引き起こすのに十分な密度ではない環境に若い大質量星を放出できることを示します。これは、それが不可能であるはずの地域で星形成の出現をもたらします。暴走する星は、支配的ではないにしても、渦巻銀河の郊外での星形成の観測に寄与する要因であると結論付けます。
カリフォルニアの分子雲の冷たく深い深さの調査：COと塵の間の氷の関係
| Title |
Probing_the_Cold_Deep_Depths_of_the_California_Molecular_Cloud:_The_Icy_Relationship_between_CO_and_Dust |
| Authors |
John_Arban_Lewis,_Charles_Lada,_John_Bieging,_Anoush_Kazarians,_Jo\~ao_Alves,_Marco_Lombardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11968 |
カリフォルニア分子雲の分子ガスとダストの関係を、前例のないダイナミックレンジの雲の深さ（Av=3〜60の大きさ）で研究します。ハーシェルに基づくダスト減光の深い測定値を、雲全体のサブパーセクスケールでの12CO、13CO、およびC18OJ=2-1ラインの観測と比較します。雲の中の1e5以上の独立した場所で、COXファクターを導出するために、CO積分強度とダスト消光の比率を直接測定します。以前の研究を確認すると、単一の12COXファクターが、その質量の大部分を占める雲の低温（Tdust<20K）領域の分子ガスを特徴づけることができないことがわかりました。星LKHa101を取り巻くHII領域と空間的に一致する、暖かい（Tdust>25K）材料の3つのCOアイソトポログすべての単一値Xファクターを導出できます。13COとC18Oの両方のラインが比較的光学的に細いことがわかったため、LTECOカラム密度を導き出します。暖かい雲の物質では、COは完全に気相にあり、合計13COとC18Oの存在量を回収することができます。COの存在量とハーシェルの深い観測を使用して、雲全体のダストへのCOの凍結の下限を測定し、COが20倍以上枯渇している地域を見つけます。巨大な分子雲の範囲にまたがる枯渇の最初のマップを構築します。これらのマップを使用して、75個の枯渇定義コアを特定し、それらの物理的性質について説明します。
天体化学的双安定性：酸素化学における自己触媒作用
高密度の星間雲の化学を説明する反応速度式の双安定溶液の起源は、酸素二量体（O2）からの酸素核の自己触媒作用とフィードバックによるものとして説明されています。H+、He+、C+、およびS+とO2の反応によってそれぞれ駆動される、高密度の分子雲で動作できる4つの自己触媒プロセスを特定します。これらのプロセスは、以前の研究で見つかった双安定溶液を生成できること、およびヘリウムイオン化率、硫黄枯渇、{{{H}}}3+電子再結合率などのさまざまなモデルパラメータへの依存性を示します。また、イオン粒子の中和が密な雲の双安定性の発生に影響を与える可能性が低いことも示しています。天文源の多くの化学モデルは、双安定解を示す可能性があるはずであることが指摘されています。
断片化レベルと巨大な高密度コアの磁場特性との間の観測的相関を求めて
| Title |
In_search_for_an_observational_correlation_between_the_fragmentation_level_and_the_magnetic_field_properties_of_massive_dense_cores |
| Authors |
Aina_Palau,_Qizhou_Zhang,_Josep_M._Girart,_Junhao_Liu,_Ram_Rao,_Patrick_M._Koch,_Robert_Estalella,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Hauyu_Baobab_Liu,_Keping_Qiu,_Zhi-Yun_Li,_Luis_A._Zapata,_Sylvain_Bontemps,_Tao-Chung_Ching,_Hiroko_Shinnaga,_Paul_T._P._Ho,_Aida_Ahmadi,_Henrik_Beuther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12099 |
理論的および数値的研究は、強い磁場が高密度コアの断片化を抑制するはずであることを示しています。ただし、これは、断片化された大規模な高密度コアの比較的大きなサンプルで観測的にテストされたことはありません。ここでは、Zhangらのサブミリメータアレイレガシー調査で得られた偏光データを使用します。（2014）断片化と磁場特性の両方が均一な方法で研究されている17個の巨大な高密度コアのサンプルを構築する。すべての領域に共通の視野内で、約0.15pc、約0.5Msunの質量感度、および約1000AUの空間分解能でフラグメンテーションレベルNmmを測定しました。Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して磁場強度を取得するために、分極位置角の分散、H13CO+（4-3）ガスの速度分散、および各コアの密度を推定しました。0.15個磁場強度も、角度分散関数法を使用して推測されました。驚いたことに、フラグメンテーションレベルと磁場強度の間に明らかな関係は見られませんでしたが、親コアの平均密度でNmmの可能性のある傾向が見られました。さらに、破片の平均質量は、サーマルジーンズの質量に匹敵します。したがって、我々の結果は、熱フラグメンテーションと重力がこのサンプルのフラグメンテーションプロセスを支配していることを示唆しています。ただし、同様の密度のコアのみを考慮した場合、フラグメンテーションレベルと磁場強度の間に反相関の可能性があるというヒントがあります。
低密度環境からの初期型銀河の中心強度比の研究
| Title |
Study_of_central_intensity_ratio_of_early-type_galaxies_from_low_density_environment |
| Authors |
K._Sruthi_and_C._D._Ravikumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12208 |
近くの（<30Mpc）宇宙の低密度環境から選択された、24個の楕円形と28個のレンチキュラーを含む52個の初期型銀河の中心強度比（CIR）を含む相関関係を示します。CIRは、ホスト銀河の中央の超大質量ブラックホールの質量、中央の速度分散、絶対Bバンドの大きさ、恒星のバルジの質量、中央のMg2インデックスと負の相関があります。この研究は、銀河に存在する共進化シナリオを探索するための、シンプルで高速かつ効率的な測光ツールとしてのCIRの使用を提案しています。
原子収束流によって形成された混相星間物質の巨視的特性における二峰性挙動と収束要件
| Title |
Bimodal_Behavior_and_Convergence_Requirement_in_Macroscopic_Properties_of_the_Multiphase_Interstellar_Medium_Formed_by_Atomic_Converging_Flows |
| Authors |
Masato_I.N._Kobayashi,_Tsuyoshi_Inoue,_Shu-Ichiro_Inutsuka,_Kengo_Tomida,_Kazunari_Iwasaki,_Kei_E._I._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12368 |
温かい中性媒体（WNM）の20kms^-1の収束流の流体力学シミュレーションを体系的に実行して、特に多相星間物質（ISM）の平均特性に焦点を当てて、冷たい中性媒体（CNM）の形成を計算します。ショックフロントの平均位置や10個スケールの平均密度など。私たちの結果は、これらの平均特性の収束には、WNMからCNMへの動的凝縮を追跡するために熱的に不安定な中性媒体（UNM）の冷却長を解決する0.02pcの空間分解能が必要であることを示しています。また、上流のWNM密度変動の振幅（=sqrt（<drho^2>）/rho_0）に応じて、2つの異なるショック後の状態が平均特性に現れることもわかりました。振幅が10％を超えると、衝撃と密度の不均一性との相互作用により、衝撃圧縮層のエネルギー収支を支配する3kms^-1を超える衝撃後の乱流が強力に駆動されます。乱流は、冷却とそれに続くCNM形成によって動的凝縮を防ぎ、CNM質量分率は約45％のままです。対照的に、振幅<=10％の場合、ショックフロントはほぼ真っ直ぐな形状を維持し、CNMの形成が効率的に進行するため、CNMの質量分率は約70％になります。速度分散は、熱不安定性を介したレベル2〜3kms^-1に制限され、層は乱流エネルギーと熱エネルギーの両方によって等しくサポートされます。また、WNM収束流によって形成される混相流を単相ISMとしてモデル化する効果的な状態方程式を提案します。
クラス0原始星のエンベロープにおける磁場、角運動量、および断片化の間の観測的相関？
| Title |
An_observational_correlation_between_magnetic_field,_angular_momentum_and_fragmentation_in_the_envelopes_of_Class_0_protostars? |
| Authors |
Maud_Galametz,_Anaelle_Maury,_Josep_M._Girart,_Ramprasad_Rao,_Qizhou_Zhang,_Mathilde_Gaudel,_Valeska_Valdivia,_Patrick_Hennebelle,_Victoria_Cabedo-Soto,_Eric_Keto,_Shih-Ping_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12466 |
エンベロープの回転とクラス0原始星の断片化の調節における磁場の潜在的な役割を評価するために、20個のクラス0原始星の大きなサンプルのエンベロープで、SMAを使用して0.87mmでのダスト偏光放射の観測を行いました。中央の1000auエンベロープスケールでの平均磁場配向を推定し、それを原始星流出のそれと比較して、それらのミスアライメントと星周ガスの運動学との関係を研究しました。磁場の向きの流出との不整合と、原始星のエンベロープで同様のスケールで観測された角運動量の量との間に強い関係があることを発見し、エンベロープスケールでの運動エネルギーと磁気エネルギーの間の潜在的なリンクを明らかにします。この関係は、より動的なエンベロープでの好ましいBの不整合、または大規模なBの初期構成でのエンベロープのダイナミクスの依存性によって駆動される可能性があります。傾向を断片化の存在と比較すると、単一のソースは、中間スケールで、内部エンベロープの低角運動量と原始星の流出との磁場の良好な整列の条件に主に関連していることがわかります。私たちの結果は、原始星エンベロープの磁場の特性が、星と円盤の形成に直接関与する回転落下ガスと密接な関係があることを示唆しています。それは、原始星コアの複数の恒星系への断片化に影響を与えるだけではないことがわかります。しかし、惑星形成ディスクの原始的な特性を確立する条件も設定します。
Muscaフィラメントの形成：雲と雲の衝突による降着流の非対称性の証拠
| Title |
Formation_of_the_Musca_filament:_Evidence_for_asymmetries_in_the_accretion_flow_due_to_a_cloud-cloud_collision |
| Authors |
L._Bonne,_S._Bontemps,_N._Schneider,_S._D._Clarke,_D._Arzoumanian,_Y._Fukui,_K._Tachihara,_T._Csengeri,_R._Guesten,_A._Ohama,_R._Okamoto,_R._Simon,_H._Yahia,_H._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12479 |
環境。高密度の分子フィラメントは星間物質に遍在していますが、それらの内部の物理的条件と形成メカニズムについては議論が続いています。目的。フィラメント形成の物理学を制約するために、MuscaフィラメントとChamaeleon-Musca複合体の運動学と物理的条件を研究します。メソッド。Muscaフィラメントを切断するAPEX望遠鏡を使用してCO（2-1）アイソトポログマップを作成しました。さらに、はえ座雲のNANTEN2$^{12}$CO（1-0）マップと、カメレオン座-はえ座複合体のHI放射を調べます。結果。Muscaクラウドには、複数の速度成分が含まれています。CO放出の放射伝達モデリングは、Muscaフィラメントが冷たい（$\sim$10K）、密な（n$_{H_2}\sim$10$^4$cm$^{-3}$）頂上で構成されていることを示しています。これは、円筒形状で最もよく説明されます。頂上に接続すると、T$\sim$15Kとn$_{H_2}\sim$10$^3$cm$^{-3}$にある別のガス成分、いわゆるストランドが見つかります。フィラメントの頂上には、近くの周囲の雲の運動学にリンクされている横方向の速度勾配があります。大規模な運動学を研究すると、50pcHIクラウドからMuscaフィラメントまでの非対称運動学のコヒーレンスが見つかります。また、弱い[C$^{18}$O]/[$^{13}$CO]の存在量が、フィラメントの頂上からストランドまで$<$0.2pcの距離で1桁低下したことも報告しています。遠紫外線（FUV）フィールド。結論。密なムスカフィラメントの頂上は、長寿命（数回の交差時間）の動的構造であり、継続的な質量降着のために近い将来に星を形成する可能性があります。この質量降着は、高密度フィラメントの周りの磁場を曲げるHI雲と雲の衝突によって引き起こされるようです。この磁場の曲がりは、Muscaフィラメントの観測された非対称降着シナリオの原因となります。これは、たとえば、位置速度（PV）図でV字型として表示されます。
CO放出における原始星の流出を特定するための畳み込みニューラルネットワークの適用
| Title |
Application_of_Convolutional_Neural_Networks_to_Identify_Protostellar_Outflows_in_CO_Emission |
| Authors |
Duo_Xu,_Stella_S._R._Offner,_Robert_Gutermuth,_Colin_Van_Oort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12525 |
深層学習法CASI-3D（構造識別への畳み込みアプローチ-3D）を採用して、分子線スペクトルの原始星の流出を識別します。原始星の流出を開始する形成星をモデル化する電磁流体力学シミュレーションを実施し、これらを使用して合成観測を生成します。3D放射伝達コードRADMC-3Dを、シミュレートされた雲からのモデル12CO（J=1-0）線放射に適用します。2つのCASI-3Dモデルをトレーニングします。ME1は流出の位置のみを予測するようにトレーニングされ、MFは各ボクセルの流出から生じる質量の割合を予測するようにトレーニングされます。2つのモデルは、ペルセウスで以前に視覚的に識別された60の流出すべてを正常に識別します。さらに、CASI-3Dは、20の新しい信頼性の高い流出を検出します。これらはすべてコヒーレントな高速構造を持っており、そのうちの17個は近くに若い恒星状天体があり、残りの3個はスピッツァー調査の範囲外です。モデルMFによって予測されたペルセウスの個々の流出の質量、運動量、およびエネルギーは、以前の推定に匹敵します。この類似性はエラーのキャンセルによるものです。以前の計算では、雲の速度に匹敵する速度の流出物質が欠落していましたが、非流出ガスによる汚染がある高速での質量を過大評価することでこれを補っています。古いソースによって引き起こされる可能性のある流出は、若いソースによって引き起こされるものと比較して、より高速のガスを持っていることを示しています。
X線連星のブラックホールスピン：不確実性に$ f $を与える
X線連星のブラックホールスピンを測定するための2つの確立された手法は、しばしば矛盾する結果をもたらします。これは、どちらの方法も堅牢であると見なされる前に解決する必要があります。実際には、降着円盤の連続体のフィッティングに基づくブラックホールのスピン測定は、色補正係数$f_{\mathrm{col}}$を効果的に無視しません。この係数は、真の特性が十分に制約されていないディスク雰囲気によるディスク連続体のスペクトル硬化をパラメータ化します。$f_{\mathrm{col}}$の合理的な体系的な不確実性を、ディスク連続体フィッティングコミュニティによって精査された8つの（最大ではない）ブラックホールスピン測定に組み込みます。ほとんどの場合、$\pm$0.2-0.3の$f_{\mathrm{col}}$の不確実性が、ブラックホールのスピンエラーバジェットを支配します。さらに、ディスク連続体フィッティングの実践者が採用した値からの$f_{\mathrm{col}}$値のもっともらしい逸脱が、矛盾するブラックホールスピンを鉄線モデリングの値と一致させることができることを示します。強い磁化の影響など、$f_{\mathrm{col}}$の体系的な不確実性は、ブラックホールのスピンエラーバジェットに対する潜在的に支配的な影響を却下する前に、よりよく理解する必要があります。
パルサータイミングアレイ重力波検出のための天体物理学のマイルストーン
| Title |
Astrophysics_Milestones_For_Pulsar_Timing_Array_Gravitational_Wave_Detection |
| Authors |
Nihan_S._Pol,_Stephen_R._Taylor,_Luke_Zoltan_Kelley,_Sarah_J._Vigeland,_Joseph_Simon,_Siyuan_Chen,_Zaven_Arzoumanian,_Paul_T._Baker,_Bence_B\'ecsy,_Adam_Brazier,_Paul_R._Brook,_Sarah_Burke-Spolaor,_Shami_Chatterjee,_James_M._Cordes,_Neil_J._Cornish,_Fronefield_Crawford,_H._Thankful_Cromartie,_Megan_E._DeCesar,_Paul_B._Demorest,_Timothy_Dolch,_Elizabeth_C._Ferrara,_William_Fiore,_Emmanuel_Fonseca,_Nathan_Garver-Daniels,_Deborah_C._Good,_Jeffrey_S._Hazboun,_Ross_J._Jennings,_Megan_L._Jones,_Andrew_R._Kaiser,_David_L._Kaplan,_Joey_Shapiro_Key,_Michael_T._Lam,_T._Joseph_W._Lazio,_Jing_Luo,_Ryan_S._Lynch,_Dustin_R._Madison,_Alexander_McEwen,_Maura_A._McLaughlin,_Chiara_M._F._Mingarelli,_Cherry_Ng,_David_J._Nice,_Timothy_T._Pennucci,_Scott_M._Ransom,_Paul_S._Ray,_Brent_J._Shapiro-Albert,_Xavier_Siemens,_et_al._(6_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11950 |
NANOGravコラボレーションは、12。5年のパルサータイミングアレイ（PTA）データセットで、共通スペクトル確率過程の強力なベイズ証拠を発見しました。1年の期間における特徴的なひずみ振幅の中央値は$A_{\rmyr}=1.92^{+0.75}_{-0.55}\times10^{-15}$。ただし、重力波（GW）信号の特徴である四重極Hellings＆Downsパルサー間相関の証拠はまだ重要ではありませんでした。NANOGravデータセットをエミュレートおよび拡張し、さまざまな振幅とスペクトル形状を含む広範囲の確率的重力波バックグラウンド（GWB）信号を注入します。次に、標準の検出パイプラインを適用し、3つの主要な天体物理学的マイルストーンを調査します。（I）GWBの堅牢な検出。（II）GWBのソースの決定。（III）GWBスペクトルの特性の測定。12。5年の分析で測定された振幅を考慮し、この信号がGWBであると仮定すると、15〜17年のデータでパルサー間相関GWB信号の確固たる証拠を蓄積することが期待されます。最初の検出では、べき乗則のひずみスペクトル勾配で40％の不確実性が予想されます。これは、超大質量ブラックホール連星起源のGWBを、原始または宇宙ひも起源を予測するいくつかのモデルから区別するのに十分です。同様に、測定されたGWB振幅は、最初の検出時に44％の不確実性を持ち、超大質量ブラックホール連星のいくつかの人口モデル間で調停することができます。ただし、一般に、べき乗則モデルは、20年のデータに達すると低周波スペクトルターンオーバーを持つモデルと区別できます。私たちの研究はNANOGravデータに基づいていますが、他のPTAデータセットへの一般化を可能にする関係も導き出します。最も注目すべきは、個々のPTAのデータをInternationalPulsarTimingArrayに結合することにより、これらすべてのマイルストーンに大幅に早く到達できることです。
| Title |
Galactic_factories_of_cosmic-ray_electrons_and_positrons |
| Authors |
Carmelo_Evoli,_Elena_Amato,_Pasquale_Blasi,_Roberto_Aloisio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11955 |
銀河の渦巻腕内に分布する、ランダムなソース、超新星残骸、パルサーからの電子と陽電子のスペクトルの新しい計算を提示します。電子-陽電子対に関するパルサー放射率は、磁気双極子スピンダウン光度に続いて時間依存性と見なされ、電位降下の時間的変化が考慮されます。さらに、観測された分布からランダムに選択された磁場と初期スピン周期を持つ各パルサーは、その誕生キック速度（観測された分布からランダムに選択された）のために、親超新星を離れた後にのみペアのソースと見なされます。1）電子のスペクトルは、$\gtrsim50$GeVの特徴によって特徴付けられ、それらの輸送が放射損失によって支配されていることを証明します。$E\gtrsim1$TeVでのフラックスの減少は、渦巻腕のソースからのレプトン輸送の結果として説明されます。2）陽電子のスペクトルはパルサーの寄与によって非常によく説明されており、陽電子の割合の上昇は自然に発生します。非常に高いエネルギーでの陽電子の割合の観点から、陽電子源としてのパルサーの意味についても説明します。3）高エネルギー体制における変動の役割は徹底的に議論され、現在および今後の実験でレプトンスペクトルへの局所的な発生源の寄与を特定する可能性について結論を出すために使用されます。
移動メッシュ上の2モーメント宇宙線流体力学の有限体積法
| Title |
A_finite_volume_method_for_two-moment_cosmic-ray_hydrodynamics_on_a_moving_mesh |
| Authors |
Timon_Thomas,_Christoph_Pfrommer,_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11960 |
最近導出された2モーメント宇宙線流体力学（CRHD）の方程式を解くための新しい数値アルゴリズムを提示します。アルゴリズムは、移動メッシュArepoコードのモジュールとして実装されます。そこでは、磁力線に沿った宇宙線（CR）の異方性輸送が、アレポの非構造化時間依存ボロノイメッシュでパス保存有限体積法を使用して離散化されます。CRとジャイロ共鳴アルフベン波の相互作用は、CRHD方程式の短いタイムスケールのソース項によって記述されます。カスタムメイドの半陰的適応時間ステッピングソースターム積分器を使用して、異方性輸送ステップの小さな光交差時間でこの相互作用を正確に統合します。輸送とソース項の積分ステップの両方が、演算子分割アプローチを使用して磁気流体力学方程式の進化から分離されます。新しいアルゴリズムは、衝撃波管、垂直磁化不連続性、CR過圧に対する流体力学的応答、暖かい雲のCR加速、CR爆風など、さまざまなテスト問題でテストされます。これは、CRと電磁流体力学は堅牢で正確です。新しい線形および非線形解析ソリューションを使用して、提示されたスキームの数値収束を示します。
PSR J0855 $-$ 4644は、DAMPEによって示唆された1.4 TeVの電子スペクトルバンプの原因ですか？
| Title |
Is_PSR_J0855$-$4644_responsible_for_the_1.4_TeV_electron_spectral_bump_hinted_by_DAMPE? |
| Authors |
Yiwei_Bao,_Yang_Chen,_Siming_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12170 |
宇宙線電子スペクトルでのDAMPE観測は、$\sim$1.4TeVでの狭い超過を示唆しています。過剰は暗黒物質粒子に起因する可能性がありますが、パルサーとパルサー風星雲はより自然な天体物理学的起源であると考えられています。初期の年齢で近くのパルサーから注入された電子は、放射エネルギー損失のためにスペクトルに隆起のような特徴を形成する可能性があります。この論文では、近くのパルサーを調査したところ、$\sim$1.4TeVの宇宙線電子に顕著な寄与をしている可能性のある4つのパルサーが見つかりました。それらの中で、PSRJ0855$-$4644は、他のものより50倍以上高いスピンダウン光度を持ち、おそらくそれらからの電子フラックスを支配します。次に、PWNG267.0$-$01.0の内部コンパクト部分（パルサーからの電子の輸送のためのトンネルを表す可能性があります）のX線観測を使用して、パルサーによって注入された高エネルギー電子のスペクトルインデックスを制約します。PSRJ0855$-$4644によって放出された高エネルギー電子が、DAMPEによって示唆された1.4TeVのスペクトル特性を妥当なパラメーターで実際に再現できることを示します。
フェルミ-LATで観測されたブレーザーの光度曲線からのオルンシュタイン-ウーレンベックパラメータの抽出
| Title |
Ornstein-Uhlenbeck_parameter_extraction_from_light_curves_of_Fermi-LAT_observed_blazars |
| Authors |
Paul_R._Burd,_Luca_Kohlhepp,_Sarah_M._Wagner,_Karl_Mannheim,_Sara_Buson,_Jeffrey_D._Scargle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12318 |
環境。フェルミ-LATで観測された2278個の高銀河緯度オブジェクトのサンプルから選択された236個の明るいガンマ線源、特にブレーザーの月ごとにビニングされたガンマ線光度曲線は、単一のべき乗則からなるべき乗則スペクトル密度によって特徴付けられるフラックス変動を示します。ブラウン運動からホワイトノイズまでの法則成分。目的。ここでの主な目標は、これらの統計的特性を再現する3つのパラメーターの範囲を調査することにより、オルンシュタイン-ウーレンベック（OU）モデルを評価することです。メソッド。時系列データから3つのOUモデルパラメーター（平均フラックス、相関長、ランダム振幅）の値を抽出する手順を開発し、それらを適用してOUプロセスの数値積分をFermi-LATデータと比較します。結果。OUプロセスは、236個のブレーザーのフラックス変動の統計的特性を完全に記述しています。抽出されたOUパラメーターの分布は、明確に定義された値（sigma、mu、theta）=（0.2、-8.4、0.5）について、分散（0.004、0.07、0.13）で狭くピークになります。数値シミュレーションにおけるフレアの立ち上がり時間スケールと減衰時間スケールの分布、つまり事前定義された基準を満たす主要なフラックス変動は、観測されたものと一致しています。合成光度曲線のパワースペクトル密度は、測定された光度曲線のパワースペクトル密度と統計的に区別できません。結論。月ごとの時間スケールでのブレーザーの長期ガンマ線フラックス変動は、3つのパラメーターのみを含む確率モデルによって十分に説明されます。ここで説明する方法は、光度曲線のランダム性を研究し、それによって観測されたフラックス変動の原因となる物理的メカニズムを制約するための強力なツールです。
銀河中心のコンパクトな電波源の人口
銀河中心の電波明るいゾーン（RBZ）は、5.5GHzと9GHzのA、B、Cアレイ構成のJVLAで観測されています。CASAで開発されたハイダイナミックレンジイメージングの手順を使用して、最大0.2インチの解像度のディープイメージを構築し、数$\mu$Jy/ビームのrmsノイズを実現しました。5.5GHzと9GHzでは、磁束密度が数mJyから数十$\mu$Jyの範囲のコンパクトな電波源の集団が明らかになります。RBZの急峻なスペクトルの電波源は、高エネルギーオブジェクトの候補である可能性があります。銀河中心の中性子星および/または恒星質量ブラックホールに関連しています。キャノンボールと銀河中心トランジェント（GCT）の新しい結果を報告します。
PKS 1749 +096の内部ジェットを7mmの超解像VLBA画像で解決
| Title |
Resolving_the_inner_jet_of_PKS_1749+096_with_super-resolution_VLBA_images_at_7_mm |
| Authors |
Lang_Cui,_Ru-Sen_Lu,_Wei_Yu,_Jun_Liu,_V\'ictor_Pati\~no-\'Alvarez_and_Qi_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12393 |
ミリメートル波長のVLBIを使用した活動銀河核（AGN）の内部ジェットの高解像度イメージングは、相対論的ジェットの発射およびコリメーションメカニズムへの深い洞察を提供します。BLLac天体、\sは、さまざまなVLBI観測によって明らかにされたパーセクスケールで、北東を指すコアが支配的なジェットを示しています。ジェットの運動学、特にアクセス可能な最小スケールでの内部ジェットの方向とコアの基本的な物理的条件を調査するために、この作業では、超解像技術であるバイスペクトル最大エントロピー法（BSMEM）、VLBA-BU-BLAZAR7\、mmモニタリングプログラム内の\srの超長基線アレイ（VLBA）観測に基づいてVLBI画像を再分析します。これらの観測には、2009年から2019年までの期間をカバーする合計105のエポックが含まれています。{インナージェット}の積み重ねられた画像は、見かけの開き角が$50\fdg0\pm8\fdg0$と$42\fdg0で手足が明るくなっていることがわかりました。コアから0.2および0.3\、mas（0.9および1.4\、pc）の距離にある\pm6\fdg0$は、固有のジェット開口角$5\fdg2\pm1\fdg0$および$4\fdg3\pm0\に対応します。それぞれfdg7$。さらに、私たちの画像は、過去10年以内の\srでの明確なジェット位置角の揺れを示しています。ジェットリムの明るさの考えられる影響と、位置角とジェットピーク磁束密度およびガンマ線の明るさとの関係について説明します。
NGC1275のフェルミ-LATガンマ線観測によるアクシオン様粒子の分析の再検討
| Title |
Revisiting_the_analysis_of_axion-like_particles_with_the_Fermi-LAT_gamma-ray_observation_of_NGC1275 |
| Authors |
Ji-Gui_Cheng,_Ya-Jun_He,_Yun-Feng_Liang,_Rui-Jing_Lu_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12396 |
この作業では、NGC1275のFermi-LAT観測を再分析して、アクシオン様粒子（ALP）効果を検索し、ALPパラメーターを制約します。観測されたスペクトルをALPモデルに適合させる代わりに、スペクトルの不規則性を計算するこのソースの分析に新しい方法を採用します。新しく使用された方法では、NGC1275のスペクトル振動は検出されず、ALP周辺の結合$g_{a\gamma}>3\times10^{-12}\、{\rmGeV^{-1}}$が除外されます。95\％信頼水準で$m_a\sim$1neVの質量。これは、以前の結果よりも厳しいものです。また、PKS2155-304の観測を組み合わせることにより、制約をさらに改善できることも示します。より多くのソースを考慮に入れると、はるかに広い除外領域を取得できることをお勧めします。
より高いモードの重力放射を使用したコンパクトなバイナリ合併の早期警告の改善：人口調査
| Title |
Improved_early_warning_of_compact_binary_mergers_using_higher_modes_of_gravitational_radiation:_A_population_study |
| Authors |
Mukesh_Kumar_Singh,_Shasvath_J._Kapadia,_Md_Arif_Shaikh,_Deep_Chatterjee_and_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12407 |
十分にタイトなローカリゼーションスカイマップを備えたコンパクトバイナリ合体イベントの重力波（GW）早期警告により、望遠鏡は、その開始前に潜在的な電磁対応物の方向を指すことができます。これにより、天文学者は、合併の前後に引き起こされた複雑な天体物理学的現象の貴重な情報を抽出することができます。テンプレート化されたリアルタイム検索で通常使用される支配的なモードに加えて、重力放射のより高いモードの使用は、非対称質量バイナリの範囲の早期警告時間と空域の局所化に大幅な改善をもたらすことが最近示されました。この作業では、大規模な調査を実行して、コンパクトなバイナリマージ観測の母集団に対するこの方法の利点を評価します。特に、成分質量$m_1\in\left[1、60\right]M_{\odot}$および$m_2\in\left[1、3\right]M_{を使用して、100,000個のそのような信号をガウスノイズに注入します。\odot}$。地上ベースの検出器を含む3つのシナリオを検討します。高度なLIGO-Virgo-KAGRAネットワークの5番目（O5）の観測実行、その予測されるVoyagerアップグレード、および提案された第3世代（3G）ネットワークです。$20〜60$秒の固定早期警告時間の場合、より高いモードを含めると、最大$\sim60\％$（$70\％$）で$\gtrsim2$の係数のローカリゼーションが改善されることがわかります。O5（ボイジャー）シナリオにおける中性子星-ブラックホールシステムの分析。潜在的な電磁的対応物を生成できる中性子星-ブラックホールシステムのみを考慮すると、ローカリゼーションのそのような改善は、O5（Voyager）の$\sim5-35\％$$（20-50\％）$バイナリで期待できます。ローカリゼーションエリア自体は距離に依存しますが。3Gシナリオの場合、基準ターゲットのローカリゼーション領域が100〜1000平方度であると仮定すると、イベントのかなりの部分で1分から数分の時間が増加します。
残光シンクロトロン放射は、ガンマ線バーストの$ L _ {\ rm p、iso} -E _ {\ rm p、z}-\ Gamma_0
$の関係に従いますか？ GRB 190114C、130427A、および180720Bのケース
| Title |
Afterglow_Synchrotron_Radiations_follow_the_$L_{\rm_p,_iso}-E_{\rm_p,z}-\Gamma_0$_relation_of_Gamma-Ray_Bursts?_Cases_of_GRBs_190114C,_130427A,_and_180720B |
| Authors |
Xiao-Li_Huang_(NJU),_En-Wei_Liang_(GXU),_Ruo-Yu_Liu_(NJU),_Ji-Gui_Cheng_(GXU),_Xiang-Yu_Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12501 |
GRB190114C、130427A、および180720Bのガンマ線バースト（GRB）残光のバイモーダルスペクトルエネルギー分布（SED）は、それらが放射光（Syn）およびシンクロトロン自己コンプトン散乱プロセス（SSC）に由来することを確認します。ジェット。GRBの観測されたスペクトル-光度/エネルギー関係の放射メカニズムと物理学は未解決の問題として残っています。初期の残光SEDをSyn+SSCモデルに適合させて、Synコンポーネントを抽出することにより、それらの光度（$L_{\rmsyn}$）、ピークエネルギー（$E_{\rmp、syn、z}$）がわかります。、および残光火の玉のローレンツ因子（$\Gamma_t$）は、プロンプトガンマ線の$L_{\rmp、iso}-E_{\rmp、z}-\Gamma_{0}$の関係に従います。$L_{\rmp、iso}$は等方性光度、$E_{\rmp、z}$はバーストフレームの$\nuf_\nu$スペクトルのピークエネルギー、$\Gamma_0$は火の玉の最初のローレンツ因子。後期残光がこの関係と一致しているかどうかを調べるために、後期残光でのシンクロトロン成分を計算します。それらは$L_{\rmpと一致していませんが、同じ$L_{\rmp、iso}-E_{\rmp、z}-\Gamma_{0}$の関係に従うことがわかります。iso}-E_{\rmp、z}$関係。私たちの結果は、$L_{\rmp、iso}-E_{\rmp、z}-\Gamma_{0}$が、プロンプトと残光を通してGRBジェットで加速された電子のシンクロトロン放射の普遍的な特徴であることを示唆している可能性があります。GRB間のフェーズ。その起源は完全には理解されておらず、考えられる説明について簡単に説明します。
高質量X線連星4U1538-52での超軌道変調、およびIGRJ16393-4643での可能な変調
| Title |
Superorbital_Modulation_in_the_High-Mass_X-ray_Binary_4U_1538-52,_and_Possible_Modulation_in_IGR_J16393-4643 |
| Authors |
Robin_H._D._Corbet,_Joel_B._Coley,_Hans_A._Krimm,_Katja_Pottschmidt,_Paul_Roche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12556 |
NeilGehrelsSwiftObservatoryBurstAlertTelescope（BAT）を使用した硬X線観測により、14.9130+/-0。0026日の周期で、風を降着させる超巨星高質量X線連星（HMXB）4U1538-52の超軌道変調が明らかになりました。これは、3。73日の公転周期の4倍と一致しています。これらの期間は、同様のHMXBにおける超軌道周期と軌道周期の間の以前に提案された相関と一致します。〜14年間の観測の間に、超軌道変調は振幅を変化させ、〜MJD57,650以降、この2次高調波の近くにピークがしばらく存在したものの、パワースペクトルでは検出されなくなりました。フェルミガンマ線バーストモニターを使用したシステムでの中性子星のスピン周期の測定は、光度曲線の終わりに向かって停止した長期のスピンダウン傾向を示しており、dP（spin）/dtとの関係を示唆しています。2S0114+650で提案されている超軌道変調。ただし、INTEGRAL観測からの初期のトルク反転は、超軌道変調の変化とは関連していませんでした。ラスクンブレス天文台からのBおよびVバンド測光は、軌道楕円体測光変動を明らかにしますが、超軌道光学変調はありません。ただし、測光は、14。9130日の期間がBATパワースペクトルで検出されなくなったときに取得されました。IGRJ16393-4643のBAT観測で可能な超軌道変調を再検討しますが、これが存在するかどうかを決定的に判断することはできませんが、永続的ではありません。超軌道変調メカニズムを検討し、軌道同期からの偏差が小さい共回転相互作用領域モデルが有望であるように見えることを示唆します。
GW190521は中間質量比のインスピレーションかもしれません
GW190521は、総質量$M>100\、\mathrm{M}_{\odot}$のブラックホール連星合体の最初の自信のある観測です。これらの質量に観測上の制約がないことを考慮して、バイナリの質量の2つの異なる事前条件を考慮してGW190521を分析します。質量比とソースフレームの総質量が均一であり、ソースフレームのコンポーネントの質量が均一です。以前の質量比の均一性の場合、コンポーネントの質量は$m_1^{\mathrm{src}}=168_{-61}^{+15}\、\mathrm{M}_{\odot}$であることがわかります。および$m_2^{\mathrm{src}}=16_{-3}^{+33}\、\mathrm{M}_{\odot}$。成分質量の事前分布が均一であると、二峰性の事後分布が得られます。$m_1^{\mathrm{src}}=100_{-18}^{+17}\、\mathrm{M}_{\odot}の低質量比モード（$q<4$）があります$および$m_2^{\mathrm{src}}=57_{-16}^{+17}\、\mathrm{M}_{\odot}$および高質量比モード（$q\geq4$）$m_1^{\mathrm{src}}=166_{-35}^{+16}\、\mathrm{M}_{\odot}$および$m_2^{\mathrm{src}}=16_{-3}^{+14}\、\mathrm{M}_{\odot}$。2つのモードの事後確率はほぼ同じですが、最尤パラメーターは高質量比モードであり、$m_1^{\rmsrc}=171\、M_{\odot}$および$m_2^{\rmsrc}=16\、M_{\odot}$、および信号対雑音比は$16$です。これらの結果は、超新星の対不安定性によって生じる提案された「質量ギャップ」と一致しています。私たちの結果は、Abbottetal。で発表された結果と一致していません。（2020b）。以前に使用された制約と適用された制約の組み合わせにより、その分析で高質量比モードをサンプリングできなかった可能性があることがわかりました。ZwickyTransientFacility（ZTF）によって、GW190521と一致する可能性があるAGNJ124942.3+344929の降着フレアが観測されました。共通の起源を想定したパラメータを報告します。ただし、GW190521とEMフレアの空間的一致だけでは、関連性の説得力のある証拠は得られません（$\ln\mathcal{B}\gtrsim-4$）。
見たことのない重力波ソースの半教師あり機械学習検索
| Title |
A_semi-supervised_Machine_Learning_search_for_never-seen_Gravitational-Wave_sources |
| Authors |
Tom_Marianer,_Dovi_Poznanski_and_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11949 |
これまでに、数十の重力波（GW）イベントがLIGOおよびVirgo検出器によって検出されました。これらのGWはすべて、コンパクトなバイナリ合体によって放出されており、優れた予測モデルがあります。ただし、信頼できるモデルがない他のソースがある可能性があります。存在すると予想されるものもありますが、非常にまれなもの（超新星など）もあれば、まったく予期しないものもあります。これまでのところ、モデル化されていないソースは発見されていませんが、モデルがないため、そのようなソースの検索ははるかに困難で感度が低くなっています。ここでは、半教師あり機械学習を使用したモデル化されていないGW信号の検索について説明します。深層学習と異常検出アルゴリズムをGW株データのラベル付きスペクトログラムに適用し、公開LIGOデータで異常なパターンのスペクトログラムを検索します。最初の2回の観測実行からの一致データの$\sim13\％$を検索しました。分析されたデータでは、GW信号の候補は検出されませんでした。シミュレートされた信号を使用して検索の感度を評価し、この検索で異常または予期しないGWパターンを含むスペクトログラムを検出できることを示し、$50\％$の検出率が達成された波形と振幅を報告します。
HERA用のリアルタイム処理システムの開発
水素の再電離アレイの水素エポック（HERA）は、南アフリカのカルー砂漠にある電波望遠鏡で、宇宙の夜明けと再電離のエポックの観測に取り組んでいます。完全に構築されると、350個のアンテナで構成され、毎晩60テラバイト（TB）を超えるデータが生成されます。比較的大量のデータに対応するために、HERA用のリアルタイム処理（RTP）システムを開発しました。RTPは、許容可能なレベルの品質についてデータを検査し、使用できないデータにフラグを立てるだけでなく、初期キャリブレーションソリューションを提供する責任があります。RTPシステムは、hera_opmパッケージと呼ばれるパイプライン管理システムと、ライブラリアンと呼ばれるデータ管理システムで構成されています。システムはHERAデータを分析するコンテキストで開発されましたが、パブリックおよびオープンソースソフトウェアを備えており、必要に応じて他のコンテキストに適合させて使用するように設計されています。
ProSpectを使用した現在および次世代の調査フィルター変換
この作業では、現在および次世代の調査施設のフィルター変換のための合理的に包括的なテーブルのセットを計算します。Robothametal（2020）で説明されているProSpectソフトウェアパッケージには、ほとんどすべての有用な変換が含まれています。ユーザーは自由に独自のフィルターを提供し、独自の変換を計算できます。含まれているパッケージの例でアプローチの概要を説明します。このarXivドキュメントは比較的頻繁に更新されるため、追加のユーティリティ（新しいフィルターセットなど）の提案に連絡することをお勧めします。
| Title |
Design_and_Sensitivity_of_the_Radio_Neutrino_Observatory_in_Greenland_(RNO-G) |
| Authors |
J._A._Aguilar,_P._Allison,_J._J._Beatty,_H._Bernhoff,_D._Besson,_N._Bingefors,_O._Botner,_S._Buitink,_K._Carter,_B._A._Clark,_A._Connolly,_P._Dasgupta,_S._de_Kockere,_K._D._de_Vries,_C._Deaconu,_M._A._DuVernois,_N._Feigl,_D._Garcia-Fernandez,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_B._Hendricks,_B._Hokanson-Fasig,_C._Hornhuber,_K._Hughes,_A._Karle,_J._L._Kelley,_S._R._Klein,_R._Krebs,_R._Lahmann,_M._Magnuson,_T._Meures,_Z._S._Meyers,_A._Nelles,_A._Novikov,_E._Oberla,_B._Oeyen,_H._Pandya,_I._Plaisier,_L._Pyras,_D._Ryckbosch,_O._Scholten,_D._Seckel,_D._Smith,_D._Southall,_J._Torres,_S._Toscano,_D._J._Van_Den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_A._G._Vieregg,_C._Welling,_S._Wissel,_R._Young,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12279 |
この記事では、ラジオニュートリノ天文台グリーンランド（RNO-G）の設計を紹介し、その科学的展望について説明します。RNO-Gは、一連の無線センサーを使用して、氷中のニュートリノによって誘発されるカスケードのアスカリャ効果を利用して、10PeVを超えるニュートリノを測定しようとします。RNO-Gの設計を推進する実験的考慮事項について説明し、展開するハードウェアの最初の測定値を示し、機器の予測感度について説明します。RNO-Gは、氷内ニュートリノ信号用の最初の生産規模の無線検出器になります。
2017年9月10日のX8.2太陽フレア中のループトップ領域における高温プラズマの流れと振動
| Title |
Hot_Plasma_Flows_and_Oscillations_in_the_Loop-top_Region_During_the_September_10_2017_X8.2_Solar_Flare |
| Authors |
Katharine_K._Reeves,_Vanessa_Polito,_Bin_Chen,_Giselle_Galan,_Sijie_Yu,_Wei_Liu,_and_Gang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12049 |
この研究では、2017年9月10日のX8.2フレアイベント中のフレアループ上の高温プラズマの動きを調査します。メインフレアアーケードの南にある領域を調べます。ここには、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）と、ひのでの極紫外線イメージングスペクトロメーター（EIS）からのデータがあります。IRISのFeXXIラインとEISのFeXXIVラインで、この領域で20〜60km/sの初期の青方偏移が観察され、これらの青方偏移の位置がアーケードに沿って南に移動していることがわかります。約10分のコース。IRISのリズムにより、これらの流れの進化を追跡することができ、FeXXIV線に最初の青方偏移がある各場所で、約400秒の周期でドップラー速度に減衰振動があることがわかります。これらの期間はループの長さに依存しないと結論し、考えられるメカニズムとして磁気音響スタンディングモードを除外します。拡張オーエンスバレーソーラーアレイ（EOVSA）からのマイクロ波観測は、ドップラーシフトが観測された領域に非熱放射があることを示しており、加速された粒子が存在することを示しています。流れと振動は、ループトップ領域を乱す再接続流出によって引き起こされる磁場の動きによるものであることを示唆します。
類似しているが異なる：Onfp / Oef星の変動の多様な風景
Oefカテゴリは、急速に回転し進化したO型星を集め、中央で反転したHeII4686輝線を表示します。それらの光球と風のスペクトル線の変動の起源は、主な候補として回転変調または脈動で議論されています。この質問に新たな光を当てるために、5つのOef星の高品質で高ケイデンスのTESS測光時系列を分析しました。また、過去数年間に特定の議論の対象となっていた1つのターゲット（ラムダCep）のスペクトルの新しい時系列を収集しました。これらの観察は、Oefの行動の多様性を明らかにしています。宇宙ベースの測光データはすべてのターゲットでかなりの赤いノイズ成分を明らかにしますが、ゼータパップだけが長寿命の周期性を示すようです。私たちのサンプルでは、星は低周波数で優勢な信号を示しますが、それは比較的短命に見えます。これは、一時的な光球スポットによる回転変調を彷彿とさせますが、このシナリオは、1.230d$^{-1}$信号が臨界回転周波数を大幅に超えるHD14442の場合に挑戦されます。並行して、恒星の測光または分光法のいずれにおいても、持続的なpモードの非放射状脈動の証拠は見られず、gモード脈動の一時的な励起のみが支配的な信号の代替説明を提供できます。最後に、GAIA-DR2を使用して修正された星の光度は、それらがゼータパップのようにすべて超巨星ではないことを示しています。次に、Oefの特異性が結局のところ同種のオブジェクトのクラスを示しているかどうかという疑問が生じます。
非常に高速回転する白色矮星CTCVJ2056-3014の質量制限
| Title |
Mass_limits_of_the_extremely_fast-spinning_white_dwarf_CTCV_J2056-3014 |
| Authors |
Edson_Otoniel,_Jaziel_G._Coelho,_Manuel_Malheiro_and_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12441 |
CTCVJ2056-3014は、地球から約853ドル光年の距離で、約1.76ドル時間の公転周期を持つ近くの激変星（CV）です。\cite{2020ApJ...898L..40L}は、そのX線特性について報告しています。これは、J2056-3014が、回転の速い白色矮星（WD）を含む異常な降着力の中間ポーラー（IP）であることを示唆しています。$29.6$sの期間。X線の光度が低く、単位面積あたりの降着率が比較的低いことは、WD表面の近くで衝撃が発生していないことを示しています。これらの条件下で、著者らは、衝撃の最高温度を直接使用してWDの質量を決定することはできないと主張しています（このような仮定では、約$0.46$$M_\odot$になります）。ここでは、電子-イオン、電子-電子、およびイオン-イオンの相互作用を説明する最新の状態方程式（EoS）を使用して、この急速に回転するWDの安定性を調べます。このEoSでは、核融合反応の開始の質量密度のしきい値を決定し、炭素WDの構造と安定性に対する微視的安定性と急速な回転の影響を研究します。この分析から、CTCVJ2056-3014の最小質量は$0.56〜M_\odot$であり、最大質量は約$1.38〜M_\odot$です。CTCVJ2056-3014の質量が質量の下限に近い場合、急速に回転するため、赤道半径は$10^4$kmのオーダーになります。このような値は、平均質量の非回転WDの半径（$0.6\、M_\odot$）よりも大幅に大きく、$7\times10^3$kmのオーダーです。純粋な酸素と酸素とネオンのWDの混合物も考慮された、温度と物質組成によるJ2056-3014の最小質量値の影響は無視できることが示されています。
下部太陽大気における表面磁場の相互作用中の衝動的なコロナ加熱
| Title |
Impulsive_coronal_heating_during_the_interaction_of_surface_magnetic_fields_in_the_lower_solar_atmosphere |
| Authors |
L._P._Chitta,_H._Peter,_E._R._Priest,_and_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12560 |
太陽活動領域のコアのコロナプラズマは、5MK以上に衝動的に加熱されます。そのような衝動的な加熱の原因となる磁気エネルギー源の性質と場所はよくわかっていません。ソーラーダイナミクス天文台からの7つの活動領域の観測を使用して、高温プラズマをホストするコロナルループの大部分が、太陽表面で相互作用する混合磁気極性の領域に根ざした少なくとも1つのフットポイントを持っていることを発見しました。インターフェース領域イメージングスペクトログラフ宇宙ミッションからの同時観測が利用可能な場合、高温のコロナループの基部での磁気リコネクションの分光学的証拠が見つかりました。私たちの分析は、太陽表面での反対の極性の磁気パッチの相互作用と、再接続中の関連するエネルギー放出が、衝動的な恒星コロナ加熱の鍵であることを示唆しています。
三次誘起ブラックホール連星合併におけるスピン軌道相互作用の不整合：理論的分析
| Title |
Spin-Orbit_Misalignments_in_Tertiary-Induced_Black-Hole_Binary_Mergers:_Theoretical_Analysis |
| Authors |
Yubo_Su,_Dong_Lai,_and_Bin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.11951 |
三次コンパニオンの重力摂動によって駆動されるブラックホール（BH）バイナリマージは、LIGO/VIRGOによって検出されるコンパクトバイナリの動的形成チャネルの重要なクラスを構成します。最近の研究では、高度に傾斜したコンパニオンによって引き起こされ、重力波放射を介して合流する大きなリドフ-コザイ（LK）離心率振動を受けるBHバイナリの軌道とスピンのダイナミクスの組み合わせを数値的に調べました。ただし、極端な離心率の変動により、このようなシステムを分析的に特徴付けることは困難です。この論文では、LKによって誘発された合併を受けているバイナリBHのスピンダイナミクスを理解するための分析形式を開発します。特定の条件下で、バイナリの離心率振動を平均して、BHスピンの長期的な振る舞いをスムーズに決定できることを示します。特に、最終的なスピン軌道相互作用の角度$\theta_{\rmsl}$は、近似断熱不変量を介してバイナリの原始スピン配向に関連していることが多いことを示しています。私たちの理論は、最初のBHスピンが軌道軸と整列し、八重極のLK効果が無視できる---このような「$90^\circ$アトラクタ」は、大きな固有のBHスピンの場合でも、小さなバイナリ有効スピンパラメータ$\chi_{\rmeff}\sim0$になります。初期条件の関数として、閉じた形での断熱性からの偏差を計算します。また、この断熱不変量が共鳴スピン軌道相互作用によって崩壊する時期にも正確な制約を課します。恒星質量と超大質量BHの三次コンパニオンの両方を考慮し、マージするBHバイナリの最終的なスピン軌道相互作用角度を分析的に決定するための簡単な処方箋を提供します。
国際アクシオン天文台への中間段階であるBabyIAXOの概念設計
| Title |
Conceptual_Design_of_BabyIAXO,_the_intermediate_stage_towards_the_International_Axion_Observatory |
| Authors |
A._Abeln,_K._Altenm\"uller,_S._Arguedas_Cuendis,_E._Armengaud,_D._Atti\'e,_S._Aune,_S._Basso,_L._Berg\'e,_B._Biasuzzi,_P._T._C._Borges_De_Sousa,_P._Brun,_N._Bykovskiy,_D._Calvet,_J._M._Carmona,_J._F._Castel,_S._Cebri\'an,_V._Chernov,_F._E._Christensen,_M.M._Civitani,_C._Cogollos,_T._Dafn\'i,_A._Derbin,_K._Desch,_D._D\'iez,_M._Dinter,_B._D\"obrich,_I._Drachnev,_A._Dudarev,_L._Dumoulin,_D._D._M._Ferreira,_E._Ferrer-Ribas,_I._Fleck,_J._Gal\'an,_D._Gasc\'on,_L._Gastaldo,_M._Giannotti,_Y._Giomataris,_A._Giuliani,_S._Gninenko,_J._Golm,_N._Golubev,_L._Hagge,_J._Hahn,_C._J._Hailey,_D._Hengstler,_P._L._Henriksen,_T._Houdy,_R._Iglesias-Marzoa,_F._J._Iguaz-Gutierrez,_I._G._Irastorza,_C._I\~niguez,_K._Jakovcic,_J._Kaminski,_B._Kanoute,_S._Karstensen,_L._Kravchuk,_B._Lakic,_T._Lasserre,_P._Laurent,_O._Limousin,_et_al._(66_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12076 |
この記事では、DESYに設置することが提案されている国際アクシオン天文台（IAXO）の中間実験段階であるBabyIAXOについて説明します。IAXOは、太陽で生成されたアクシオンとアクシオン様粒子（ALP）を前例のない感度で探す大規模なアクシオンヘリオスコープです。BabyIAXOは、すべてのIAXOサブシステム（磁石、光学、検出器）を最終システムに関連するスケールでテストすることを目的としているため、IAXOのプロトタイプとして機能しますが、同時に、関連する物理学を備えた本格的なヘリオスコープが到達します。発見の可能性。BabyIAXO磁石は、長さ10m、直径70cmの2つのボアを備え、IAXOで予測される最終的なものと同様の寸法の2つの検出ライン（光学系と検出器）をホストします。BabyIAXOは、アクシオンと光子の結合が$g_{a\gamma}\sim1.5\times10^{-11}$GeV$^{-1}$まで、質量が$m_aまでの太陽アクシオンまたはALPを検出または拒否します。\sim0.25$eV。BabyIAXOは、太陽軸スペクトルの特定のスペクトル特性を特定するための精密X線検出器の開発や、高周波空洞ベースの軸暗黒物質セットアップの実装など、IAXOを考慮した軸研究の追加の機会を提供します。
深層学習によるレンズ付き重力波の識別
| Title |
Identification_of_Lensed_Gravitational_Waves_with_Deep_Learning |
| Authors |
Kyungmin_Kim,_Joongoo_Lee,_Robin_S._H._Yuen,_Otto_Akseli_Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12093 |
重力波の伝播経路は、巨大な天体物理学的物体の近くで曲がると予想されます。巨大な物体はレンズとして機能します。電磁波のレンズ効果と同様に、レンズは重力波の振幅を増幅し、複数の重力波画像を生成できます。レンズの位置と重力波の発生源が視線から外れていると仮定すると、重力波の画像は、レンズの周りを同じ速度で異なる軌道を移動したため、異なる時間に到着します。それらの到着時間の違いに応じて、複数の重力波は、繰り返される、ほぼ同一のイベント、または特徴的な「ビートパターン」を持つ重ね合わせた重力波として検出できます。特に、レンズが小さい場合、$\lesssim10^5M_\odot$の場合、レンズは短い時間遅延で画像を生成し、その結果、ビートパターンが発生します。ディープラーニングを利用して、レンズの特徴を研究します。多くの最先端の深層学習モデルは、スペクトログラムと同様に、背景ノイズから前景画像を認識するのに優れていることが知られています。この作業では、ディープラーニングを適用して、AdvancedLIGOおよびVirgo検出器で検出可能な重力波信号のスペクトログラムからレンズの特徴を特定することの実現可能性を研究します。レンズの質量は約$10^3M_\odot$-$10^5M_\odot$であると仮定します。これにより、レンズ付き重力波の2つの画像間にミリ秒のオーダーの時間遅延が発生する可能性があります。レンズ付き重力波とレンズなし重力波を区別することと、レンズ係数だけでなく、ソース連星システムとレンズに関連するパラメーターを推定することの2つの側面の実現可能性について説明します。この作業のアプローチは、正確な波形テンプレートがない、より複雑なレンズの場合に特に興味深いものになることをお勧めします。
パラティーニアプローチの下での$ f（R）$重力における一般的なスローロールインフレ
| Title |
General_slow-roll_inflation_in_$f(R)$_gravity_under_the_Palatini_approach |
| Authors |
Sabit_Bekov,_Kairat_Myrzakulov,_Ratbay_Myrzakulov,_Diego_S\'aez-Chill\'on_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12360 |
スローロールインフレは、パラティーニ形式内の修正された重力のコンテキストで分析されます。文献に示されているように、このフレームワークでのインフレーションには、トレースレスでない物質の存在が必要です。そうでない場合、アクションの非線形重力項の結果として発生することはありません。それにもかかわらず、インフラトンの役割を果たす単一のスカラー場を含めることにより、これらの理論でスローロールインフレーションを実行できます。この理論では、方程式がダイナミクスを変更する有効ポテンシャルにつながります。一般的なスローロールパラメーターを取得し、単純なモデルを分析して、Palatiniアプローチの下で重力項によって導入された違い、およびモデルによって予測されたスペクトルインデックスとテンソル対スカラー比の変更を示します。
反射対称性と赤道円軌道の存在との間の可能な関係
| Title |
A_possible_connection_between_the_reflection_symmetry_and_existence_of_equatorial_circular_orbit |
| Authors |
Sayak_Datta_and_Sajal_Mukherjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.12387 |
円赤道軌道と定常軸対称距離の赤道面を横切る反射対称性の間の実行可能な接続を研究します。赤道面に垂直な方向の円赤道軌道の振る舞いが研究され、反射対称性の存在下と非存在下での異なる結果が議論されます。赤道反射対称性がない場合、安定した円軌道も不安定な円軌道も赤道面に存在できないと結論付けます。さらに、観測の側面に対処するために、重力波（GW）天文学と、対称性の破れのパラメーターに制約を課す可能性のある銀河の構造形成に関連する2つの可能な例を提供します。
