DESY1クラスターの存在量とSPT多波長データからの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_from_DES_Y1_Cluster_Abundances_and_SPT_Multi-wavelength_data |
| Authors |
M._Costanzi,_A._Saro,_S._Bocquet,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_A._Amara,_J._Annis,_S._Avila,_D._Bacon,_B._A._Benson,_S._Bhargava,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_A._Choi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_T._Giannantonio,_P._Giles,_S._Grandis,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_N._Gupta,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_T._Jeltema,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_N._MacCrann,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_R._Morgan,_J._Myles,_et_al._(28_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13800 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）Y1データと2500度$^2$南極点望遠鏡（SPT）SZサーベイ内で収集された多波長追跡データから選択されたredMaPPerクラスターの数の共同分析を実行します。光学的に選択されたredMaPPerカタログの豊富さと質量の関係を較正するSPTフォローアップデータは、DESクラスターの存在量データの宇宙論的活用を可能にします。投影効果のモデリングに関連する可能性のある系統学を探求するために、豊かさの推定値の観測分散の2つのキャリブレーションを検討します。バックグラウンド汚染（BKG）のみを説明する単純なガウスモデルと、汚染と不完全性をさらに含むモデルです。投影効果（PRJ）。$\Lambda$CDM+$\summ_\nu$または$w$CDM+$\summ_\nu$宇宙論のいずれかを想定し、両方の散乱モデルについて、低赤方偏移と高赤方偏移の複数の宇宙論的プローブと一致する宇宙論的制約を導き出します。宇宙、特にSPTクラスターの存在量データ。この結果は、同じ質量キャリブレーションデータセットが採用された場合、DESY1およびSPTクラスターカウントが一貫した宇宙論的制約を提供することを示しています。したがって、光学的に選択された低リッチクラスターの積み重ねられた弱いレンズ効果分析に影響を与える系統学の観点から、他の宇宙論的プローブで観測された張力を解釈するDESY1クラスター宇宙論分析の結論を支持します。最後に、DESY1redMaPPerサンプルによってプローブされた最大赤方偏移を超えるSPTサンプルを含めることによって取得された最初の結合された光学的にSZで選択されたクラスターカタログを分析します。宇宙論的制約の軽度の改善を提供することに加えて、このデータの組み合わせは、散乱モデルのより厳密なテストとして機能します。PRJモデルは、2つの存在量と多波長追跡データの間で一貫したスケーリング関係を提供し、BKGモデルよりも好まれます。。
天体物理学的プローブの選択からの熱遺物暗黒物質に対する共同制約
| Title |
Joint_constraints_on_thermal_relic_dark_matter_from_a_selection_of_astrophysical_probes |
| Authors |
Wolfgang_Enzi,_Riccardo_Murgia,_Oliver_Newton,_Simona_Vegetti,_Carlos_Frenk,_Matteo_Viel,_Marius_Cautun,_Christopher_D._Fassnacht,_Matt_Auger,_Giulia_Despali,_John_McKean,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Mark_Lovell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13802 |
選択した天体物理学的プローブの分析を組み合わせることにより、ウォームダークマター（WDM）ハーフモードスケールのジョイントコンストレイントを導き出します：拡張ソースを備えた強い重力レンズ、ライマン-$\alpha$の森、および光衛星の数ミルキーウェイ。95％の信頼水準で$\lambda_{\rmhm}=0.079{\rm〜Mpc〜h^{-1}}$の上限を導き出します。これは、以前の幅広い範囲で安定していることを示しています。選択肢。プランク宇宙論とWDM粒子が熱遺物であると仮定すると、これは$M_{\rmhm}<2\times10^{7}{\rm〜M}_{\のハーフモード質量の上限に対応します。odot}$、および$m_{\rmth}>6.733{\rm〜keV}$の粒子質量の下限、両方とも95％レベル。$\lambda_{\rmhm}>0.220{\rm〜Mpc〜h^{-1}}$（$m_{\rmth}>2.682{\rm〜keV}$および$に対応）のモデルが見つかりましたM_{\rmhm}<4\times10^{8}{\rm〜M}_{\odot}$）は、最大可能性モデルに関して、係数$\leq\frac{1}{によって除外されます。20}$。レプトンの非対称性$L_6>10$の場合、$7.1{\rm〜keV}$のステライルニュートリノ暗黒物質モデルを除外します。これは、未確認の$3.55{\rm〜keV}$行に考えられる説明を示します。推定された95パーセンタイルは、自己相互作用DMのETHOS-4モデルをさらに除外することを示唆しています。私たちの結果は、現在の制約をより低いハーフモードスケールに拡張することの重要性を強調しています。体系的なエラーの重要な原因に対処し、これらのプローブの制約を将来どのように改善できるかについての見通しを提供します。
| Title |
Bayesian_analysis_of_the_spin_distribution_of_LIGO/Virgo_black_holes |
| Authors |
Juan_Garcia-Bellido,_Jose_Francisco_Nu\~no_Siles_and_Ester_Ruiz_Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13811 |
LIGO/Virgo干渉計のおかげで、ブラックホール連星（BBH）の吸気からの重力波検出が日常的になりました。これらのバックホールの性質は不確かなままです。ここでは、最初のカタログGWTC-1からのLIGO/Virgoブラックホールのスピン分布と、実行O3からの最初の4つの公開されたBBHイベントを調べます。いくつかの独立した事前確率（フラット、等方性、スピン整列、反整列）のベイズ証拠を計算します。すべてのケースで低スピンの強力な証拠が見つかり、他の分布と比較して小さな等方性スピンの重要な証拠が見つかりました。ブラックホールの均一な集団と見なされる場合、これらの結果は、LIGO/VirgoBBHが原始的であるという考えを支持します。
Kilo-Degree Survey Data Release4のクエーサーの測光選択と赤方偏移
| Title |
Photometric_selection_and_redshifts_for_quasars_in_the_Kilo-Degree_Survey_Data_Release_4 |
| Authors |
S.J._Nakoneczny,_M._Bilicki,_A._Pollo,_M._Asgari,_A._Dvornik,_T._Erben,_B._Giblin,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_A._Kannawadi,_K._Kuijken,_N.R._Napolitano_and_E._Valentijn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13857 |
キロ度調査（KiDS）データリリース4から得られたクエーサー、それらの測光赤方偏移、および赤方偏移の不確実性のカタログを提示します。光学ウグリおよび近赤外線ZYJHKバンドを使用して、SDSS分光法。9バンド検出に限定されたKiDSデータの4,500万個のオブジェクトで、マグニチュード、それらの組み合わせ、および形状分類子から構築された特徴空間に基づいて推論サブセットを定義します。カタログを作成するプロセスをサポートするために、標準の色-色プロットの代わりに、2次元でのフィーチャスペースの投影を正常に使用できることを示します。モデルテストでは、ランダムに選択されたオブジェクトと最も弱いオブジェクトの2つのサブセットを使用します。これにより、バイアスと分散のトレードオフを適切に適合させることができます。3つのMLモデルをテストしたところ、XGBoostが分類に最も堅牢であり、人工ニューラルネットワーク（ANN）が分類と赤方偏移の組み合わせに最適であることがわかりました。カタログは、数カウントとガイア視差を使用してテストされます。これらのテストに基づいて、クエーサー候補の最小分類確率で純度と完全性のトレードオフを調整します。r<22での安全な推論サブセットの場合はp（QSO_cand）>0.9、信頼できる外挿の場合はp（QSO_cand）>0.98です。22<r<23.5で。これらのカットは、それぞれ158,000と185,000のクエーサー候補を提供します。テストデータの純度は97％に等しく、完全性は94％です。後者は、トレーニングセットよりも1桁小さいデータへの外挿で、3％低下します。テストデータの赤方偏移エラー（平均と分散）は、安全なサブセットでは0.009+/-0.12に等しく、外挿では-0.0004+/-0.19に等しく、赤方偏移の範囲0.14<z<3.63で平均化されます。外挿の成功は、モデルが最適化され、かすかなデータの終わりに適用される方法に挑戦します。得られたカタログは、宇宙論的および活動銀河核（AGN）分析の準備ができています。
大規模構造のプローブとしての体積統計
宇宙の大規模構造における低密度領域の分布を調べるための体積統計の適用を調査します。この統計は、ラグランジュ要素に対するオイラーボリューム要素の歪みを測定し、テッセレーション法を使用してトレーサー粒子から構築できます。ボロノイおよびドロネーテッセレーションを適用して、密度および体積統計のクラスタリング特性を研究します。両方の方法でフィールド推定器で利用可能なすべてのトレーサー粒子が考慮されるため、ショットノイズ汚染のレベルは類似しています。テッセレーションは、パワースペクトルに平滑化効果をもたらします。これは、大規模な一定のウィンドウ関数で近似できます。暗黒物質密度場に関する体積統計のクラスタリングバイアスが決定され、負であることがわかります。さらに、ボリューム統計でバリオン音響振動（BAO）機能を特定します。BAOは、小規模で平滑化されるだけでなく、系統的なバイアスなしに、ボリュームパワースペクトルにも存在します。これらの観察は、宇宙論の補完的なプローブとしての体積統計の活用が非常に有望であることを示唆しています。
修正された重力による超軽量ボソンによる非線形宇宙論的構造
| Title |
Nonlinear_cosmological_structure_with_ultra-light_bosons_via_modified_gravity |
| Authors |
Stefany_G._Medellin-Gonzalez,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_L._Arturo_Urena-Lopez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13998 |
暗黒物質としての超軽量ボソンは、線形スケールと非線形スケールの両方で宇宙構造に明確な特徴が刻印されている可能性があるため、宇宙論で大きな関心を集めているモデルになっています。この作業では、この種のモデルの密度摂動の運動方程式を、修正された重力ポテンシャルの観点から記述できることを示します。この並列性を利用して、元々修正重力モデル用に開発されたMG-PICOLAコードを使用して、自己相互作用がある場合とない場合のアクシオンモデルの密度場を進化させます。私たちの結果は、量子ポテンシャルが非線形レベルでパワーの追加抑制を追加し、質量パワースペクトルに最初に存在するでこぼこの特徴を平滑化することさえできることを示しています。
GalaxySkew-赤方偏移空間のスペクトル
現代の銀河調査は、宇宙論モデルをテストおよび制約するために、銀河パワースペクトルまたは2点相関関数に焦点を合わせています。追加情報は高階N点関数から得られますが、それらの分析は困難です。簡単な解決策は、銀河密度の2乗と銀河密度の間のクロスパワースペクトルを計算することです。このスキュースペクトルは、測定とプロットが簡単であるため、標準的な銀河パワースペクトルのよく知られた有用な特性の多くを共有しています。複数の二次体を計算し、それらを密度と相関させることにより、ツリーレベルの赤方偏移空間銀河バイスペクトルへのすべての寄与をスキュースペクトルでキャプチャできることを示します。合成データセットを使用して、測定パイプラインが分析予測と一致し、銀河バイアスパラメーターと対数増加率への依存性が理論的に予想どおりであることを示します。
CMBBモードテンプレートデレンシングの制限
インフレーション重力波によって生成されたCMB偏光の原始的な$B$モードを検出するための努力は、重力レンズによって生成された$B$モードに関連する大きな変動を軽減するはずです。これは、デレンシングとして知られるプロセスです。デレンシングへの一般的なアプローチでは、高解像度の$E$モードの観測とレンズの可能性のプロキシを使用して、勾配次数または非摂動的のいずれかでレンズ操作を模倣することにより、レンズの$B$モードテンプレートを作成します。ノイズのない限界でそのようなテンプレートを使用してデレンされた$B$モードのパワースペクトルへのレンズ効果における2ループ次数へのすべての寄与を明示的に計算することにより、次のことを示すことができます。（i）一次次数の補正レンズの$B$モードのパワースペクトルの計算は、$O（1）\、\％$レベルでのみ入力されます。これは、先頭に次ぐ順序で大きな項の間で広範囲にキャンセルされるためです。（ii）勾配次数テンプレートが、レンズなしまたはレンズ解除された$E$モードから構築された場合、これらのキャンセルはなくなり、元のパワーの$O（10）\、\％$の残りのレンズ除去フロアが生じます。（iii）レンズ付き$E$モードが勾配次数テンプレートで使用されると、新しいキャンセルが発生します。これにより、実際のアプリケーションでは、デレンシングフロアを元の電力の$O（1）\、\％$まで低くすることができます。この方法の;（iv）これらの新しいキャンセルは、レンズ付き$E$モードから構築された非摂動テンプレートでは消え、$O（10）\、\％$の残りのデレンシングフロアが再導入されます。さらに、$E$モードの偏光とレンズ効果の推定値にノイズが多い現実的なシナリオでは、勾配次数テンプレートが非摂動テンプレートよりも優れていることを示します。したがって、テンプレートが（フィルタリングされた）観測された$E$モードから直接構築される、$B$モードのテンプレートデレンシングの実際のアプリケーションでは、非摂動的な再マッピングではなく、勾配次数アプローチを使用することをお勧めします。
| Title |
Fast_computation_of_angular_power_spectra_and_covariances_of_high-resolution_cosmic_microwave_background_maps_using_the_Toeplitz_approximation |
| Authors |
Thibaut_Louis,_Sigurd_Naess,_Xavier_Garrido,_Anthony_Challinor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14344 |
宇宙マイクロ波背景放射と偏光異方性のバイアスのない角度パワースペクトルとそれに関連する共分散行列を計算するためのボトルネックであるモード結合行列の計算を高速化できる簡単な近似を示します。近似により、精度がほとんど失われることなく、MASTERアルゴリズムが1桁以上高速化されます。さまざまな調査ウィンドウ関数について、SimonsObservatoryやCMB-S4などの今後の宇宙マイクロ波背景放射のシミュレーションでのパフォーマンスを示します。
等方性N点基底関数とその特性
位置$\hat{\bfr}_1、\hat{\bfr}_2、\ldots、\hat{\bfr}_N$の等方性関数、つまりすべての座標の同時回転の下で不変な関数は、便利に形成されます。球面調和関数とクレブシュ-ゴルダン係数を使用します。このような関数の正規直交基底は、宇宙論、たとえば大規模構造調査によって明らかにされた銀河団で発生するような等方性分布を分析するのに適した形式を提供します。基底関数の代数的性質は、6-$j$および9-$j$記号で便利に表現されます。基底関数間の関係の計算は、角運動量の加算と再結合のための「Yutsis」図によって容易になります。
| Title |
Baryogenesis_through_Asymmetric_Hawking_Radiation_from_Primordial_Black_Holes_as_Dark_Matter |
| Authors |
Alexis_Boudon,_Benjamin_Bose,_Hyat_Huang,_Lucas_Lombriser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14426 |
原始ブラックホール（PBH）が観測された暗黒物質を構成し、同時に測定された物質とバリオンの非対称性を生じさせ、バリオンへの曲率の微分結合によって生成された非対称ホーキング放射によって観測されたバリオンの存在量を説明できる範囲を調べます。-レプトン電流。この目的のために、広い質量スペクトルと単色の質量スペクトルの両方を考慮します。単色スペクトルの場合、$M_{\rmpk}\geq10^{12}$kgのスペクトルのピーク質量に対して、正しい暗黒物質とバリオンのエネルギー密度が回復することがわかります。一方、広い場合、観測されたエネルギー密度は次のようになります。ピーク質量に関係なく再現されます。最初の近似として初期の拡張履歴のいくつかの簡略化を採用すると、測定されたバリオン非対称性が1桁以内に回復できることもわかります。さらに、バリオン-レプトン収量の正しい値は、崩壊するPBHも再加熱を引き起こす場合に予想されるように、再加熱中または再加熱後にPBHの崩壊によってかなりの量の放射が生成されるシナリオで原則として取得できると主張します。初期の物質が支配的な段階が考慮されます。この最初の分析から、モデルはさらに調査する価値があると結論付けます。
TESSによる太陽系外縁天体の探索：銀河面におけるプラネットナインと遠方のTNOのターゲットシフトスタッキング検索
| Title |
Exploring_Trans-Neptunian_Space_with_TESS:_A_Targeted_Shift-Stacking_Search_for_Planet_Nine_and_Distant_TNOs_in_the_Galactic_Plane |
| Authors |
Malena_Rice,_Greg_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13791 |
NASAトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションからのフルフレーム画像データを使用して、かすかな未発見の太陽系小天体を検索するようにカスタム設計された新しいパイプラインの結果を示します。このパイプラインは、対象となるもっともらしい軌道パスに沿ってフレームを整列および同時追加する前に、各ピクセルのベースラインフラックスを削除します。最初に、3つの太陽系外縁天体（90377セドナ（$V=20.64$）、2015BP519（$V=21.81$）、および2007TG422（$V=22.32$））の信号を回復することにより、パイプラインのパフォーマンスを示します。-既知の空に投影された経路に沿ったシフトスタッキングとブラインドリカバリーの両方を介して。次に、このブラインド検索手順を、北半球の銀河面の一部を通過するTESSセクター18および19の概念実証調査に適用します。プラネットナインと、プラネットナインの仮説に光を当てる可能性のあるこれまで知られていなかった分離カイパーベルトオブジェクトのターゲット検索で、地心距離$d=70-800$auの薄暗いオブジェクトを検索します。入力軌道情報がないため、現在のパイプラインは、銀河面内の遠方の太陽系小天体の信号を$V<21$および現在の距離$d\lesssim150$auで確実に回復できます。また、これらの限界を押し上げるための経路を詳しく説明します。将来の最適化で。この論文で説明されている方法は、TESSを使用した遠方の太陽系の全天シフトスタッキング調査の基礎として機能します。
MOVISカタログからの14個のV型候補小惑星のスペクトル特性
| Title |
Spectral_characterisation_of_14_V-type_candidate_asteroids_from_the_MOVIS_catalogue |
| Authors |
Pavol_Matlovi\v{c},_Julia_de_Leon,_Hissa_Medeiros,_Marcel_Popescu,_Juan_Luis_Rizos,_Jad-Alexandru_Mansour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13855 |
現在知られている玄武岩質（V型）小惑星のほとんどは、ベスタ力学系の過去または現在のメンバーであると考えられています。ベスタ族と動的に関連していないV型小惑星の発見が増えていることは、太陽系の初期段階で多くの主要な玄武岩体が存在していた可能性があることを示唆しています。この作業では、VISTASurvey（MOVIS）カタログのMovingObjectsから選択された、さまざまな動的タイプの14個のVタイプ候補のスペクトル分析を提供することを目的としています。計算された可視および近赤外線（NIR）スペクトルパラメータは、予想される玄武岩組成からの宇宙風化または鉱物学的差異の証拠を調査するために使用されます。それらの可視スペクトルの分析に基づいて、11個の新しいV型小惑星を確認します：6個の低i小惑星-（3188）Jekabsons、（3331）Kvistaberg、（4693）Drummond、（7223）Dolgorukij、（9007）JamesBond、および（29733）1999BA4;4つの内部その他の小惑星とともに-（5524）Lecacheux、（19983）1990DW、（51742）2001KE$_{55}$、および（90023）2003BD$_{13}$;1人の逃亡者と同様に-（2275）クィトラワク。さらに、可視+NIRスペクトルに基づいて、3つの固有の外側メインベルト候補を分析しました。（2452）リヨのダイオジェナイト様組成を確認します。小惑星（7302）のスペクトルは玄武岩質の組成と一致せず、S型体を反映している可能性があります。（14390）1990QP$_{10}$のスペクトルは、独特の分類されていない構成を示唆する独特の特徴を示しています。全体として、私たちの結果は、Vタイプオブジェクトの識別におけるMOVISカタログの効率を示しており、成功率は85\％を超えています。内側のメインベルトのV型の識別は、ベスタ族とその家族から逃げてきた他の近くの小惑星の存在が原因である可能性が高いです。データ量がより制限されている中央および外側のメインベルトでは、誤検知の割合が増加します。
タイタンエアロゾルアナログ「ソリン」の表面エネルギー
タイタンの上層大気で生成された光化学ヘイズは、タイタンのさまざまな大気および表面プロセスで重要な役割を果たします。ヘイズの重要な物理的特性の1つである表面エネルギーは、ヘイズ粒子の成長を理解するために重要であり、タイタン上の固体および液体種との濡れ挙動を予測するために使用できます。さまざまなエネルギー源を備えた、いわゆる「ソリン」と呼ばれるTitanアナログヘイズ材料を製造し、接触角と直接力の測定を通じてそれらの表面エネルギーを測定しました。接触角の測定から、コールドプラズマとUV照射によって生成されたソリンの総表面エネルギーは約60〜70mJ/m2であることがわかりました。直接力測定により、プラズマソリンの総表面エネルギーは約66mJ/m2になります。ソリンの表面エネルギーは一般的なポリマーと比較して比較的高く、その高い凝集性を示しています。したがって、タイタンヘイズ粒子は容易に凝固してより大きな粒子を形成する可能性がありますが、ヘイズ由来の表面砂粒子は、粒子間の凝集性が高いため、移動するためにより高い風速が必要になります。ソリンの高い表面エネルギーはまた、タイタンの大気中の炭化水素凝縮物と表面液体によってそれらを容易に濡らします。したがって、ヘイズ粒子は、炭化水素雲（メタンとエタン）が核形成して成長するための優れた雲凝結核（CCN）である可能性があります。また、ヘイズ粒子が湖の液体に比べて密度が高い場合、湖の表面波を減衰させるために浮遊膜を形成する代わりに、ヘイズ粒子が湖に沈む可能性があります。
高精度の惑星軌道統合
惑星軌道力学のための新しい、非常に正確なコード、EnckeHHを提示します。これは、摂動されたケプラーの軌道を仮定するエンケ彗星の運動方程式を解きます。数値手法を組み込むことにより、IAS15などの他のコードとは異なり、コードを固定時間ステップの最適な丸め誤差の増加に従わせることができます。外側の太陽系の$10^{12}$日の統合では、EnckeHHは固定時間ステップテストでIAS15よりも$3.5$桁正確でした。
ALMAで明らかにされたHD142527周辺の原始惑星系円盤の局所的な圧力バンプにおけるダストトラップとフィードバックの運動学的兆候
| Title |
Kinematical_signs_of_dust_trapping_and_feedback_in_a_local_pressure_bump_in_the_protoplanetary_disk_around_HD_142527_revealed_with_ALMA |
| Authors |
Hsi-Wei_Yen_and_Pin-Gao_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13990 |
アタカマ大型ミリ波で得られたHD142527周辺の原始惑星系円盤の3〜0.4mmの6つの波長と13COおよびC18O（1-0、2-1、および3-2）線での連続発光のアーカイブデータを分析しました。サブミリメートルアレイ。グレイボディスラブモデルを用いて6波長で得られたスペクトルエネルギー分布にフィッティングを行い、ダスト表面密度の分布とダスト吸収係数ベータのスペクトル指数を推定しました。また、C18Oスペクトルをフィッティングすることによってガス柱密度の分布を推定し、ケプラーディスクモデルをC18Oデータにフィッティングすることによってディスク回転を測定しました。HD142527ディスクの北西にあるダストリングの内側と外側で、ケプラーの超回転とサブケプラー回転が見つかりました。これは、局所的な圧力バンプの存在を示唆しています。推定されたダストとガスの分布と比較すると、圧力バンプの位置は、ディスクの平均値の3倍のダスト密度と3分の1のガス対ダスト質量比を示す領域と一致しており、ダストを示唆しています。圧力バンプに閉じ込められます。それにもかかわらず、導出されたベータ分布と圧力バンプの位置との間に相関関係はありません。さらに、ダストリングの幅は圧力バンプの幅と同等かそれよりも大きいことがわかりました。これは、圧力バンプでダストフィードバックが重要であることを示唆している可能性があります。
溶岩惑星K2-141bの大気のモデリング：低解像度および高解像度の分光法への影響
| Title |
Modelling_the_atmosphere_of_lava_planet_K2-141b:_implications_for_low_and_high_resolution_spectroscopy |
| Authors |
T._Giang_Nguyen,_Nicolas_B._Cowan,_Agnibha_Banerjee,_John_E._Moores |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14101 |
トランジット検索により、ホスト星の近くを周回している地球サイズの惑星が発見されたため、それらの表面は溶岩惑星と呼ばれるはずです。溶岩惑星K2-141bの大気の理想的なシミュレーションを提示し、マグマオーシャンの循環を介した物質の戻り流を計算します。次に、純粋なNa、SiO、またはSiO$_2$気圧が将来の観測にどのように影響するかを比較します。予想通り、揮発性の高いNa雰囲気が最も厚く、次にSiOとSiO$_2$が続きます。蒸気圧が低いにもかかわらず、SiO$_2$大気は、昼夜の明暗境界線付近のスケールハイトが高く、惑星の視線速度と加速度が非常に高く、高分散分光法を容易にするため、トランジット分光法で観察しやすいことがわかります。非常に小さな軌道から生じる特別な形状により、K2-141bの幅広い四肢の観察が可能になります。マグマオーシャンの深さを決定した後、SiOの定常状態の流れに必要な海洋循環はわずか$10^{-4}$m/sであるのに対し、Naの等価リターンフローは数桁大きいと推測します。これは、定常状態のNa雰囲気を維持できず、表面が時間とともに進化することを示唆しています。
ペブル集積によって惑星がどのように成長するか。 III。内部組成勾配の出現
| Title |
How_planets_grow_by_pebble_accretion._III._Emergence_of_an_interior_composition_gradient |
| Authors |
Chris_Ormel_(Tsinghua_University),_Allona_Vazan_(Hebrew_&_Open_University),_Marc_Brouwers_(Cambridge_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14213 |
それらの形成の間に、惑星は固体の継続的な降着のために大きくて熱い大気を形成します。エンベロープは金属を含まないままであるのに対し、すべての固体は最終的に耐火材料の「コア」を構成する中心にあると想定するのが通例です。しかし、最近の研究とJUNOミッションによる観測は、その区別がそれほど明確ではない可能性があることを示しています。実際、小さなケイ酸塩の小石サイズの粒子は、昇華温度（T〜2000K）に達すると、大気中で昇華します。この論文では、以前の分析作業を拡張して、そのようなペブル集積シナリオの下での惑星の特性を計算します。水素/ヘリウム-ケイ酸塩蒸気混合物を記述する非理想的な状態方程式によって補強された恒星構造方程式を解き、降順する惑星の大気の1D数値計算を実行します。計算は、金属の総質量がH/Heガスの総質量と等しくなる時点で終了します。これは、暴走ガスの降着の開始として数値的に確認されます。小石がコアに到達する前に昇華すると、高密度で蒸気が豊富な下層と金属量の低い高層を混合するのに十分な（降着）エネルギーが利用できません。したがって、半径とともにZが減少する段階的な構造は、ペブル集積による惑星形成の自然な結果です。さらに、（小さな）小石が不透明度の主な原因として機能し、急速な冷却を防ぎ、（ミニ）ネプチューンがガスの豊富なディスクで生き残るためのチャネルを提供できることを強調します。それにもかかわらず、小石の付着がおさまると、大気は急速にきれいになり、暴走するガスの付着が続きます。私たちは、大気のリサイクルが、これらの惑星のエンベロープの成長を停滞させた、より可能性の高いメカニズムであると考えています。
メガレゴリスの進化と月（および惑星）の表面サンプルに対する初期の激しい爆撃の影響
太陽系の最初の500Myrの衝撃率は、月の地質史を理解するために重要ですが、物議を醸しています。広く受け入れられている、初期の月の衝突クレーターのアポロ後のパラダイム（1975-2014年頃）は、降着（>4.4Ga）から約4.0Ga前までの期間に、非常に低いまたは無視できる衝突クレーターを提案し、その後1億7000万-激変クレーターの1年にわたるスパイク。その間に、最も顕著なマルチリング衝突盆地が約3.9Gaの年齢で形成されました。最近の動的モデルは、非常に初期の激しい衝突率を示唆しており、降着から約3.0Gaの年齢までの期間を通じて減少します。これらのモデルは、盆地形成スパイクを取り除きます。この変化は、今日の月面で収集できる岩石サンプルのメガレゴリスの進化と特性に重要な影響を及ぼします。モルビデリらを採用。（2018）時間の関数として減少する、初期の激しい爆撃の「付加テール」モデル。以前のモデルとは異なる効果が見られます。初期のクレーター飽和と過飽和。マグマオーシャンの凝固の乱れ;深い初期のメガレゴリス;そして、最も初期のマルチリング盆地の侵食による破壊、それらの衝撃融解、およびそれらの噴出物ブランケット。私たちの結果は、初期の月の衝撃溶融物の数と初期の火成地殻岩の数の違い、4.35Gaの衝撃溶融物を含む高地角礫岩、3.9Gaでの衝撃溶融物の年齢に170Myrのスパイクがないことなどの観測を説明しています。月と小惑星の隕石、および月の地殻構造のGRAIL観測。
金星の大気中にホスフィンはありません
| Title |
No_phosphine_in_the_atmosphere_of_Venus |
| Authors |
Geronimo_Villanueva,_Martin_Cordiner,_Patrick_Irwin,_Imke_de_Pater,_Bryan_Butler,_Mark_Gurwell,_Stefanie_Milam,_Conor_Nixon,_Statia_Luszcz-Cook,_Colin_Wilson,_Vincent_Kofman,_Giuliano_Liuzzi,_Sara_Faggi,_Thomas_Fauchez,_Manuela_Lippi,_Richard_Cosentino,_Alexander_Thelen,_Arielle_Moullet,_Paul_Hartogh,_Mr._Edward_Molter,_Steve_Charnley,_Giada_Arney,_Avi_Mandell,_Nicolas_Biver,_Ann_Vandaele,_Katherine_de_Kleer,_Ravi_Kopparapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14305 |
ホスフィン（PH3）の検出は、最近、金星の大気中でミリ波電波観測を使用して報告されました（Greavesetat.2020）。ここでは、JCMTで観測されたPH3の特徴が、もっともらしい中間圏のSO2存在量（図9に示されているSO2プロファイルによると約100ppbv）を使用して完全に説明できることを示していますが、ALMAデータでのPH3の識別は、深刻なベースラインキャリブレーションの問題。さまざまな干渉分析ツールを使用してALMAデータを個別に較正および分析することにより、これを実証します。このツールでは、すべての場合にPH3は観察されません。さらに、PH3シグネチャがALMAまたはJCMTスペクトルのいずれかで生成されるためには、PH3は、光化学ネットワークとはまったく一致せずに、70kmを超える高度で存在する必要があります。最終的に、金星の大気中のPH3のこの検出は正しくないと結論し、Greavesらを招待します。チームが作業を修正し、元のレポートの修正または撤回を検討します。
動圧と侵食による偏心微惑星の破壊
| Title |
Destruction_of_eccentric_planetesimals_by_ram_pressure_and_erosion |
| Authors |
Tunahan_Demirci,_Niclas_Schneider,_Jens_Teiser,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14368 |
小さな小石サイズの物体と微惑星サイズの大きな物体は両方とも、惑星形成において重要な役割を果たします。それらは、それ自体の点でダスト成長の進化のステップを形成します。しかし、後で、それらはまた、より大きな体が餌を与えるかもしれない質量の背景集団を提供すると考えられています。この研究で私たちが提案するのは、粘性のある攪拌の時に始まり、離心率の微惑星は、地球の大気に入る小さな多孔質の惑星体と比較して、超音速になると単純に爆発する可能性があるということです。このプロセスの重要な側面を示すために、微惑星の動きと破壊のおもちゃモデルを提示します。結果は非常に深刻です。常に、多かれ少なかれ円軌道上の微惑星だけが内側の円盤に存在することが示されています。微惑星が破壊された後、残りの物質は原始惑星状星円盤の小石貯留層に継続的に再分配されます。破壊は通常、超音速のために小さな恒星距離で発生するため、その主な効果の1つとして、内部原始惑星状星円へのペブル集積を促進することが期待されます。
暖かい木星の高い離心率を説明するために円盤空洞内の移動を再考する
| Title |
Revisiting_migration_in_a_disc_cavity_to_explain_the_high_eccentricities_of_warm_Jupiters |
| Authors |
F._Debras,_C._Baruteau_and_J.-F._Donati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14425 |
暖かい巨大な太陽系外惑星の離心率の分布は、一般に惑星と惑星の相互作用によって説明されますが、そのような相互作用の遍在性を支持する物理的に健全な議論はありません。これらの惑星の高い平均離心率を説明するための簡単で一般的な説明は提示されていません。この論文では、暖かい木星の離心率を説明するために、単純でもっともらしい説明を再検討します：原始惑星系円盤の空洞内の移動。このようなシナリオでは、質量の大きい惑星の動作メカニズムである外側の離心率を励起して、離心率を大きくすると同時に、他のより近い離心率を減衰離心率に近づけることができます。このアイデアをさまざまな数値シミュレーションでテストします。これは、太陽のような星の周りの木星質量惑星の離心率が最大0.4まで増加する可能性があることを示しています。これは、惑星とディスクの相互作用だけではこれまで到達できなかった値です。この高い離心率は、暖かい土星から木星質量の太陽系外惑星の離心率の中央値に匹敵します。また、そのようなメカニズムが太陽系外惑星の観測に与える影響についても説明します。このシナリオは、ディスクの寿命と内部ディスク分散の物理学に強い影響を与える可能性があり、ガスジャイアントの離心率分布によって制約される可能性があります。
TOI-954bおよびEPIC246193072 b：照射がインフレにつながるかどうかをテストする短期間の土星質量惑星
| Title |
TOI-954_b_and_EPIC_246193072_b:_Short-Period_Saturn-Mass_Planets_that_Test_Whether_Irradiation_Leads_to_Inflation |
| Authors |
Lizhou_Sha,_Chelsea_X._Huang,_Avi_Shporer,_Joseph_E._Rodriguez,_Andrew_Vanderburg,_Rafael_Brahm,_Janis_Hagelberg,_Elisabeth_C._Matthews,_Carl_Ziegler,_John_H._Livingston,_Keivan_G._Stassun,_Duncan_J._Wright,_Jeffrey_D._Crane,_N\'estor_Espinoza,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_G\'asp\'ar_\'A._Bakos,_Karen_A._Collins,_George_Zhou,_Allyson_Bieryla,_Joel_D._Hartman,_Robert_A._Wittenmyer,_Louise_D._Nielsen,_Peter_Plavchan,_Daniel_Bayliss,_Paula_Sarkis,_Thiam-Guan_Tan,_Ryan_Cloutier,_Luigi_Mancini,_Andr\'es_Jord\'an,_Sharon_Wang,_Thomas_Henning,_Norio_Narita,_Kaloyan_Penev,_Johanna_K._Teske,_Stephen_R._Kane,_Andrew_W._Mann,_Brett_C._Addison,_Motohide_Tamura,_Jonathan_Horner,_Mauro_Barbieri,_Jennifer_A._Burt,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Ian_J._M._Crossfield,_Diana_Dragomir,_Holger_Drass,_Adina_D._Feinstein,_Hui_Zhang,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14436 |
TESSセクター4と5で観測されたG型準巨星TOI-954（TIC44792534、$V=10.343$、$T=9.78$）を通過する2つの短周期土星質量惑星の発見を報告します。K2キャンペーン12および19で観測されたGドワーフEPIC246193072（$V=12.70$、$K=10.67$）。これら2つの惑星を確認し、測光、偵察を含むさまざまな地上ベースのアーカイブおよび追跡観測で特徴付けます。分光法、正確な半径方向の速度、および高解像度のイメージング。利用可能なすべてのデータを組み合わせると、TOI-954bの半径は$0.852_{-0.062}^{+0.053}\、R_{\mathrm{J}}$、質量は$0.174_{-0.017}^{であることがわかります。+0.018}\、M_{\mathrm{J}}$、3.68d軌道にあり、EPIC246193072bの半径は$0.774_{-0.024}^{+0.026}\、R_{\mathrm{J}}$と質量$0.260_{-0.022}^{+0.020}\、M_{\mathrm{J}}$で、12.46dの軌道にあります。TOI-954bはEPIC246193072bよりも30倍多く照射されていますが、ほぼ同じサイズであるため、これら2つの惑星は、照射が土星質量惑星の膨張につながるかどうかをテストする機会を提供し、調査する将来の比較研究に貢献します。土星-それらの生涯の対照的なポイントでの質量惑星。
超新星前のフィードバックメカニズムは、近くの星形成円盤銀河の分子雲の破壊を促進します
| Title |
Pre-supernova_feedback_mechanisms_drive_the_destruction_of_molecular_clouds_in_nearby_star-forming_disc_galaxies |
| Authors |
M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Mark_R._Krumholz,_Brent_Groves,_Benjamin_W._Keller,_Annie_Hughes,_Simon_C._O._Glover,_Jonathan_D._Henshaw,_Cinthya_N._Herrera,_Jenny_J._Kim,_Adam_K._Leroy,_J\'er\^ome_Pety,_Alessandro_Razza,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Eric_Emsellem,_Christopher_M._Faesi,_Kathryn_Grasha,_Ralf_S._Klessen,_Kathryn_Kreckel,_Daizhong_Liu,_Steven_N._Longmore,_Sharon_E._Meidt,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Jiayi_Sun,_Antonio_Usero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13788 |
どの物理的プロセスが巨大分子雲（GMC）へのガスの降着を止め、これらのGMC内でガスが星に変換される効率を制限するかは大きな未解決の問題です。超新星爆発からのフィードバックは、銀河の形成と進化のシミュレーションに含まれる一般的なフィードバックメカニズムですが、恒星風、光イオン化、放射圧などの「初期の」フィードバックメカニズムは、星の発生後のガスの分散に重要な役割を果たすと予想されます。形成。これらのフィードバックプロセスは通常、小規模（$\sim10-100$pc）で行われるため、天の川以外の環境ではその影響を制限することは困難でした。若い高質量星からのフィードバックによってGMCが分散する時間を測定するために、9つの近くの円盤銀河のサンプル全体のCOおよびHa放出の$\sim1$"解像度マップに新しい統計手法を適用します。銀河環境の関数として。GMCは通常、埋め込まれていない高質量星の出現後、$\sim$3Myr内に分散し、銀河中心半径で有意な傾向を示さないことがわかります。分析予測との比較は、環境、初期フィードバックメカニズム（特に光イオン化と恒星風）は、GMCを分散させ、近くの銀河での星形成効率を制限する上で重要な役割を果たします。最後に、これらの初期フィードバックメカニズムによって注入されたエネルギーが親と結合する効率を示します。GMCは比較的低く（数十パーセント）、若い恒星集団によって放出された運動量とエネルギーの大部分が親から逃げています。GMC。
銀河ハローのLMCによるスロッシングの検出
| Title |
Detection_of_the_LMC-induced_sloshing_of_the_Galactic_halo |
| Authors |
Denis_Erkal,_Alis_J._Deason,_Vasily_Belokurov,_Xiang-Xiang_Xue,_Sergey_E._Koposov,_Sarah_A._Bird,_Chao_Liu,_Iulia_T._Simion,_Chengqun_Yang,_Lan_Zhang,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13789 |
最近の豊富な研究によると、LMCは大規模であり、ハローの質量は$>10^{11}M_\odot$です。そのような近くに巨大な隣人がいることの1つの結果は、内側の天の川が私たちの銀河の郊外（$\sim30$kpcを超えて）に関して加速されると予想されることです。この作業では、この仮説をテストするために、遠方の恒星ハロー$r_{\rmGC}>50$kpcで視線速度を持つ$\sim500$星のサンプルをコンパイルします。これらの星は空の大部分に広がっているため、恒星のハローの全体像を見ることができます。南半球の星は平均して青方偏移しているのに対し、北半球の星は赤方偏移しており、LMCによる内部ハローの予想されるほとんど下向きの加速と一致しています。これらの結果をシミュレーションと比較し、信号が$1.5\times10^{11}M_\odot$LMCの入力と一致していることを確認します。恒星のサンプルを\textit{Gaia}DR2と交差適合試験し、平均固有運動がLMCの効果を識別するのに十分正確ではないことを発見しました。私たちの結果は、外側の天の川が著しく平衡から外れており、LMCが私たちの銀河に実質的な影響を及ぼしていることを示しています。
銀河中心部の雲の潮汐破壊による非熱フィラメント
| Title |
Nonthermal_filaments_from_the_tidal_destruction_of_clouds_in_the_Galactic_center |
| Authors |
Eric_R._Coughlin,_C._J._Nixon,_Adam_Ginsburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13790 |
シンクロトロンを放出する非熱フィラメント（NTF）は、銀河中心の近くで40年近く観測されていますが、その物理的起源は不明なままです。ここでは、銀河中心の重力ポテンシャルによる分子雲の破壊によってNTFが生成される可能性を調査します。このモデルは、数十から数百pcのオーダーの長さのフィラメント構造の形成、フィラメントの軸に沿った高度に秩序化された磁場、および粒子加速をもたらす磁気リコネクションを助長する条件を予測することを示します。したがって、このモデルは、双極子の$\sim$mGの銀河磁場にアピールする必要なしに、NTFと相対論的電子の集団の観測された磁気特性をもたらします。雲は完全にまたは部分的に破壊される可能性があるため、このモデルは、フィラメント構造と分子雲の間の接続を確立する手段を提供します。これは、すべてではありませんが、一部のケースで観察されます。
ハロー星を使って100kpcまで天の川の質量
| Title |
The_mass_of_the_Milky_Way_out_to_100_kpc_using_halo_stars |
| Authors |
Alis_J._Deason_(Durham),_Denis_Erkal_(Surrey),_Vasily_Belokurov_(Cambridge),_Azadeh_Fattahi_(Durham),_Facundo_A._G\'omez_(La_Serena),_Robert_J._J._Grand_(MPA),_R\"udiger_Pakmor_(MPA),_Xiang-Xiang_Xue_(NAOC),_Chao_Liu_(NAOC),_Chengqun_Yang_(SHAO),_Lan_Zhang_(NAOC),_Gang_Zhao_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13801 |
分布関数分析を使用して、ハロー星の大規模なサンプルを使用して、100kpcまでの天の川の質量を推定します。これらの星は文献から編集されており、大部分（〜95％）は6D位相空間情報を持っています。大マゼラン雲（LMC）の動的影響や、緩和されていない下部構造の影響など、体系的な影響に特に注意を払っています。LMCは、（LMCの落下前の）ハロー質量の推定値をより高い値に偏らせますが、宇宙論的シミュレーションからの現実的な恒星ハローは、真のハロー質量を過小評価する傾向があります。私たちの方法を天の川のデータに適用した後、M（<100kpc）=6.31+/-0.32（stat。）+/-1.26（sys。）x10^11M_Sunの100kpc以内の質量が見つかりました。この推定では、Erkaletal。を使用して、LMCによって誘発される反射運動をほぼ補正しました。LMCとMWの剛体ポテンシャルを想定したモデル。さらに、射手座ストリームに属する可能性のある星が削除され、宇宙論的シミュレーションによるテストに基づいて、5％の系統的バイアスと20％の系統的不確実性が含まれています。Navarro-Frenk-Whiteハローの質量濃度の関係を仮定すると、質量推定値は、M_200c=1.05+/-0.25x10^12M_Sun、または（LMC後の落下）の合計（LMC落下前）ミルキーウェイ質量を支持します。リジッドLMCの1.5x10^11M_Sun質量が含まれている場合、M_200cの質量=1.20+/-0.25x10^12M_Sun。
典型的な冷却フローグループNGC5044の新しいフィードバックサイクル
| Title |
A_new_feedback_cycle_in_the_archetypal_cooling_flow_group_NGC_5044 |
| Authors |
Gerrit_Schellenberger,_Laurence_P._David,_Jan_Vrtilek,_Ewan_O'Sullivan,_Simona_Giacintucci,_William_Forman,_Christine_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13804 |
銀河団と銀河団の中心での冷却ガスの運命はまだよく理解されていません。中心の支配的な銀河で活動銀河核（AGN）の爆発を引き起こす複雑なプロセスと、その結果としての再加熱の場合も同様です。AGNジェットによるガス。グループが支配的な銀河の中で最大の既知の冷たい分子ガスの貯留層と、その熱いガスの空洞として見えるAGN活動の3つのエポックを備えた、NGC5044は、グループスケールで冷却/AGNフィードバックサイクルを研究するための理想的なシステムです。中央AGNの現在の状態を確認するために、NGC5044のVLBA観測を提示します。コンパクトなコアと2つの小さなジェットがほぼ空の平面に配置され、空洞の位置に直交する方向に配置されています。3桁を超える無線/サブmmスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。5GHz未満では、ジェットからの放出を表す自己吸収連続注入モデルにスペクトルが最もよく適合し、周波数が高いほど、移流が支配的な付着流の明らかな兆候が見られます。独立した測定と一致するブラックホールの質量と降着率を導き出します。ジェットの年齢は最も内側の空洞よりもはるかに若く、新しいフィードバックサイクルの始まりを示していると結論付けます。
キロパーセクスケールの電波構造を持つ電波が静かなAGNホスト銀河における星形成の有意な抑制
| Title |
Significant_Suppression_of_Star_Formation_in_Radio-Quiet_AGN_Host_Galaxies_with_Kiloparsec-Scale_Radio_Structures |
| Authors |
Krista_Lynne_Smith,_Michael_Koss,_Richard_Mushotzky,_O._Ivy_Wong,_T._Taro_Shimizu,_Claudio_Ricci_and_Federica_Ricci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13806 |
Swift-BAT調査から100個の電波が静かなX線で選択されたAGNの22〜GHz1"JVLAイメージングを実施しました。11個のAGNでの純粋な星形成と矛盾する、AGN駆動のキロパーセクスケールの電波構造が見つかりました。これらのホスト銀河AGNは星形成のメインシーケンスよりもかなり下にあり、星形成が抑制されていることを示しています。これらの電波構造はホスト銀河に比べて物理的に小さい傾向がありますが、ホストの全体的な星形成率が影響を受けます。電波構造のエネルギーを評価します。最初は未熟な電波ジェットとして解釈され、次にAGN駆動の放射流出の結果として解釈され、フィードバックを成功させるための2つの基準と比較します。銀河の重力ポテンシャルからCO由来の分子ガス質量を除去する能力と運動エネルギー伝達です。$v_\mathrm{cloud}>\sigma_*$につながる分子雲へ。ほとんどの場合、ジェットの解釈は、星形成の抑制を引き起こすのに必要なエネルギーを提供するには不十分です。C逆に、風の解釈は、1つの場合を除いてすべての場合に十分なエネルギーを提供します。地球規模のホスト銀河で観測された星形成の抑制は、小規模な電波ジェットではなく、放射流出のISM相互作用による可能性が高いと結論付けています。
ALMAを使用したG5.89での爆発物の流出の確認
| Title |
Confirming_the_Explosive_Outflow_in_G5.89_with_ALMA |
| Authors |
Luis_A._Zapata_(UNAM),_Paul_T._P._Ho_(ASIAA_&_EAO),_Manuel_Fern\'andez-L\'opez,_Estrella_Guzm\'an_Ccolque_(IAR),_Luis_F._Rodriguez_(UNAM),_Jos\'e_Reyes-Vald\'es_(UAdeC),_John_Bally_(UC),_Aina_Palau_(UNAM),_Masao_Saito,_Patricio_Sanhueza_(NAOJ),_P._R._Rivera-Ortiz_(IPAG),_and_A._Rodriguez-Gonz\'alez_(UNAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13835 |
数十年前に大規模な星形成のオリオンBN/KL領域で検出された爆発的な分子流出は、奇妙な出来事であると考えられていました。この信念は、DR21のわずかな症例を除いて、何年にもわたって同様の症例が検出されなかったことによって強化されました。ここでは、UCH$_{\rmII}$領域G5.89$-$0.39に関連する同様の爆発的な流出を確認します。これは、この現象がOrionまたはDR21に固有のものではないことを示しています。高感度で高角度分解能（$\sim$0.1$''$）ALMACO（2$-$1）およびSiO（5$-$4）の観測は、大質量星形成領域G5.89$-$0.39での分子流出を示しています。確かに、約1000年の年齢と、10$^{46-49}$ergの解放された運動エネルギーを持つ爆発的な流出です。私たちの新しいCO（2$-$1）ALMA観測は、ハッブルのような膨張運動を伴う30を超える分子フィラメントを明らかにし、UCH$_{\rmII}$領域の中心を指しています。さらに、SiO（5$-$4）の観測により、爆発の発生源に非常に近い、より暖かく強い衝撃が明らかになり、流れの本質が確認されました。巨大な星の形成中のこれらの爆発的なイベントの発生の簡単な見積もりは、超新星のレートに近い$\sim$100年に1回のイベントレートを示しています。
ディスクが支配的な銀河は、$ z = 1.0 $未満の形状を保持します
| Title |
Disk_dominated_galaxies_retain_their_shapes_below_$z_=_1.0$ |
| Authors |
Kai_Hoffmann,_Clotilde_Laigle,_Nora_Elisa_Chisari,_Pau_Tallada,_Yohan_Dubois,_Julien_Devriendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13845 |
大きな中央の膨らみのない円盤銀河の豊富さは、銀河形成の現在の流体力学的シミュレーションの予測に挑戦します。COSMOS銀河調査で3D形状分布の赤方偏移と質量依存性を研究することにより、これらの天体の形成に光を当てることを目指しています。この分布は、流体力学シミュレーションを使用してテストする再構成法を使用して、観測された2D形状の分布から推測されます。推定される平均ディスク真円度とディスク半径に対する相対的な厚さには中程度のバイアスがありますが、これらの量の分散には大きなバイアスがあります。COSMOSデータに3D形状再構成法を適用すると、推定された3D形状分布の赤方偏移への有意な依存性は見つかりません。相対的な円盤の厚さは、銀河の質量による円盤の半径のスケーリングによって説明できる重要な質量依存性を示しています。ディスクが支配的な銀河の形状は、全体として、赤方偏移$z=1.0$未満の破壊的なマージまたはフィードバックイベントの影響を受けないと結論付けています。これは、これらのディスクが早期に形成され、その後、孤立して静かな進化を遂げるシナリオに有利です。さらに、私たちの研究は、銀河の3D形態の楕円体モデルと、3D軸比分布のガウスモデルを組み合わせて、ディスクが支配的な銀河の観測された2D形状をうまく適合させることができることを示し、文献で報告されている同様の研究からの発見を確認しています。このようなアプローチにより、弱いレンズ効果の調査の汚染物質としての内在的銀河の整列の研究に不可欠な、内在的銀河の形状を備えた現実的な模擬カタログを構築できます。
最も金属の少ない銀河の星とガスI：SBS0335-052EのCOSとMUSEの観測
| Title |
Stars_and_gas_in_the_most_metal-poor_galaxies_I:_COS_and_MUSE_observations_of_SBS_0335-052E |
| Authors |
A._Wofford,_A._Vidal-Garc\'ia,_A._Feltre,_J._Chevallard,_S._Charlot,_D._P._Stark,_E._C._Herenz,_M._Hayes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13963 |
知られている最も金属量の少ないスターバースト矮小銀河の中で、SBS0335-052Eは、統合された星雲HeII{\lambda}4686放射で最も明るいです。これは、原始銀河の将来のレストフレームUV観測を解釈するために使用される種類のスペクトル合成モデルとスペクトル解釈ツールをテストするためのユニークなターゲットになります。そのHeII{\lambda}4686放出光度を再現する以前の試みでは、X線源、衝撃、および単一のWolf-Rayet星がHeII電離予算の主な要因ではないことがわかりました。そして、それを再現できるのは、金属を含まない単一回転星またはトップヘビーIMFと非物理的に低い金属量を持つ連星だけです。SBS0335-052Eの4つの超星団の光を統合する新しいUV（COS）および光学（MUSE）スペクトルを紹介します。NebularHeII、[CIII]、CIII]、CIV、およびOIII]1.7〜5{\AA}の同等の幅のUV輝線、およびCIV{\lambda}{\lambda}1548、1551P-Cygniのようなプロファイルが検出されます。最近の極度に金属の弱い衝撃+前駆体モデルとバイナリモデルは、観測された輝線比を再現できません。青方偏移したOV{\lambda}1371吸収が存在するため、さまざまなセットのUVおよび光学観測量を使用して、非常に大きな星を占める単一の非回転星による一定の星形成のモデルをテストします。すべての高イオン化UVラインのフラックスを同時にフィッティングするには、非物理的に低い金属量が必要です。P-Cygnilike+CIV{\lambda}{\lambda}1548、1551の星形成分をフィッティングしても、星形成の開始以来、星の金属量と時間は制約されません。銀河の12+log（O/H）=7.45\pm0.04とlog（C/O）=-0.45（+0.03）（-0.04）を取得します。モデルテストは、銀河のより高い空間分解能のUVおよび光学分光法から恩恵を受けるでしょう。
天の川銀河における星間塵の三次元分布
| Title |
Three-Dimensional_Distribution_of_the_Interstellar_Dust_in_the_Milky_Way |
| Authors |
H.-L._Guo,_B.-Q._Chen,_H.-B._Yuan,_Y._Huang,_D.-Z_Liu,_Y._Yang,_X.-Y._Li,_W.-X._Sun,_and_X.-W._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14092 |
南の空の3次元（3D）絶滅マップを提示します。このマップは、$\sim$14,000${\rmdeg^{2}}$のSkyMapperSouthernSurvey（SMSS）エリアをカバーし、6.9〜27分角の空間解像度を持っています。SMSSのマルチバンド測光、TwoMicronAllSkySurvey、Wide-FieldInfraredSurveyExplorerSurvey、およびGaiaミッションに基づいて、$\sim$1,900万の星の$r$バンドの絶滅の値を推定しました。スペクトルエネルギー分布（SED）分析を使用します。ガイアデータリリース2（DR2）視差から計算された距離と一緒に、南の空の3次元絶滅マップを作成しました。私たちの3D絶滅マップを文献のものと組み合わせることにより、全天の3D絶滅マップを提示し、それを使用して銀河の塵粒の3D分布を調査します。銀河の塵の粒子の3D分布に合わせるために、1つは1つのディスクで、もう1つは2つのディスクで構成される2つの異なるモデルを使用します。データは2ディスクモデルによりよく適合し、ベイズ情報量基準（BIC）の値が小さくなります。最適なモデルのスケールの高さは、「薄い」ダストディスクと「厚い」ダストディスクでそれぞれ73個と225個です。
パーチューブ状の天の川円盤と外側の円盤の下部構造を探索する
| Title |
Exploring_the_pertubed_Milky_Way_disk_and_the_substructures_of_the_outer_disk |
| Authors |
Y._Xu,_C._Liu,_H._Tian,_H._J._Newberg,_C._F._P._Laporte,_B._Zhang,_H._F._Wang,_J._Li,_L._C._Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14096 |
太陽近傍の$Z-V_Z$位相面での渦巻き状の特徴の最近の発見は、銀河円盤が数億年前にそれを通過する矮小銀河によって著しく影響を受けたことを意味します。429,500個のLAMOSTK巨星を使用して、渦巻き状の特徴が太陽の近くだけでなく存在することを示します。また、銀河中心から約15kpcまで伸び、この半径を超えると消えます。さらに、さまざまなガラクトセントリック半径で、$Z-V_Z$平面内の位置の関数としての$V_\phi$のプロット内のスパイラルフィーチャが、$RZ$平面に再マッピングされると、スパイラルは観測された非対称速度下部構造をよく説明します。これは、位相スパイラル機能が以前およびこの作業で見つかったバルクモーションと同じであることの証拠です。試験粒子シミュレーションとN体シミュレーションは、数億年前の矮小銀河との遭遇が銀河円盤に摂動を引き起こすことを示しています。さらに、SgrdSphの最後の影響も、フレアに寄与する可能性があることがわかりました。遭遇の結果として、広範囲の半径での円盤星の分布関数は、重力摂動によって刻印されます。
銀河における金属に富むステラハローと高速の厚い円盤の存在
| Title |
Existence_of_the_Metal-Rich_Stellar_Halo_and_High-velocity_Thick_Disk_in_the_Galaxy |
| Authors |
Yepeng_Yan,_Cuihua_Du,_Hefan_Li,_Jianrong_Shi,_Jun_Ma,_Heidi_Jo_Newberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14279 |
2回目のガイアデータリリース（DR2）に基づいて、LAMOSTおよびAPOGEE分光調査と組み合わせて、少なくとも220${\rmkm\s^の相対速度を持つ高速星の運動学および金属性分布を研究します。ギャラクシーの静止のローカル標準に関して{-1}}$。[Fe/H]$>-1.0$dexの高速星の回転速度分布は、$V_{\phi}\sim+164.2\pm0.7にピークがある2ガウスモデルでよく説明できます。$と$V_{\phi}\sim+3.0\pm0.3$${\rmkm\s^{-1}}$、それぞれシックディスクとハローに関連付けられています。これは、銀河に高速の厚い円盤（HVTD）と金属が豊富な恒星ハロー（MRSH）が存在する必要があることを意味します。HVTD星は、トゥームレ図のハローと同じ位置にありますが、標準的な厚い円盤と同じ回転速度と金属量を示します。MRSH星は、基本的に、標準的なハロー星と同じ回転速度、軌道離心率、およびリンドブラッドとトゥームレの図での位置を持っていますが、より金属が豊富です。さらに、サンプルの星の金属量分布関数（MDF）は、それぞれ外側のハロー、内側のハロー、MRSH、およびHVTDに関連付けられた4ガウスモデルによく適合しています。化学的および運動学的特性と年齢は、MRSHおよびHVTD星がその場で形成される可能性があることを意味します。
ガイアとレイブで見つかった近くの恒星ハローの2つの下部構造
| Title |
Two_substructures_in_the_nearby_stellar_halo_found_in_Gaia_and_RAVE |
| Authors |
Hefan_Li,_Cuihua_Du,_Yanbin_Yang,_Heidi_Jo_Newberg,_Jun_Ma,_Jianrong_Shi,_Yunsong_Piao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14281 |
2番目のガイアデータリリース（ガイアDR2）をRAVE分光調査と組み合わせて使用して、近くの恒星ハローの下部構造を特定します。運動学的および化学的に3,845個のハロー星を選択し、エネルギーおよび角運動量空間におけるそれらの密度分布を決定します。過密度から下部構造を選択するために、速度を再シャッフルし、それらの重要性を推定します。2つの統計的に有意な下部構造、GR-1とGR-2が識別されます。GR-1は、結合エネルギーが高く、$z$-角運動量が小さい。GR-2は金属が豊富ですが、逆行性です。それらは両方とも新しい下部構造であり、矮小銀河の降着破片である可能性があります。
中央のBHを持つ2成分銀河モデル-II。楕円体の場合
| Title |
Two-component_galaxy_models_with_a_central_BH_--_II._The_ellipsoidal_case |
| Authors |
L._Ciotti_(1),_A._Mancino_(1,2),_S._Pellegrini_(1,2),_A._Ziaee_Lorzad_(1)_(1_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_Univ._of_Bologna,_2_INAF_-_OAS_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14327 |
最近、2成分の球形銀河モデルが発表されました。ここでは、恒星のプロファイルはJaffeの法則によって記述され、総密度は別のJaffeの法則、または大きな半径での$r^{-3}$の法則によって記述されます。これらの2つのファミリを、楕円体の軸対称の対応物であるJJeモデルとJ3eモデルに拡張します。総密度分布と恒星密度分布は、異なる平坦化とスケール長を持つことができ、暗黒物質ハローは違いによって定義されます。最初に、どこにも負の暗黒物質ハロー密度がないために必要な分析条件が導き出されます。次に、恒星成分のジーンズ方程式は、中央のBHが存在する場合でも、小さな平坦化の限界で解析的に解かれます。方位角速度分散異方性は、佐藤$k$分解によって記述されます。最後に、ビリアル定理に入るさまざまな項とともに、中心付近および大きな半径での速度場の分析式を示します。JJeおよびJ3eモデルは、多くの理論的アプリケーションで役立ちます。特定の銀河モデルとのより時間のかかる統合を実行する前に、恒星の運動学的場の振る舞いを決定する際のさまざまなパラメーター（平坦化、相対的な縮尺の長さ、質量比、回転サポート）の役割を調査し、恒星力学のコードをテストします。銀河内のガス流の数値シミュレーションで。
銀河の暗黒物質の測定：5つの有効半径内の質量分率
| Title |
Measuring_Dark_Matter_in_Galaxies:_The_Mass_Fraction_Within_5_Effective_Radii |
| Authors |
William_E._Harris,_Rhea-Silvia_Remus,_Gretchen_L._H._Harris,_Iurii_V._Babyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14372 |
大きな銀河には、高温の星間X線ガスの「大気」が含まれている可能性があり、このガスの温度と半径方向の密度プロファイルを使用して、特定の半径r内に含まれる銀河の総質量を測定できます。恒星の質量がM_*>10^10M_Sunの102個の初期型銀河（ETG）に対してこの手法を使用して、基準半径r=5r_e内の暗黒物質（DM）の質量分率を評価します。f_5=f_{DM}（5r_e）。平均して、これらのシステムの中央値はf_5=0.8-0.9で、典型的な銀河から銀河への散乱は+-0.15です。衛星ダイナミクスの代替技術（球状星団、惑星状星雲、衛星矮星の速度分布など）や強いレンズ効果によって行われた質量推定値との比較は、同じ範囲の恒星質量にわたって有望な一貫性を示しています。円盤銀河（S0/SA0/SB0）の多くは、純粋な楕円よりも平均$f_5$が、デルタf_5=0.1と大幅に高いことがわかります。このより高いレベルは、フィードバックや合併の主要なエピソードが少ない、まばらな恒星のハローと静かな歴史の結果である可能性があることをお勧めします。比較は、通常の銀河と中心的に優勢な「最も明るい銀河団」の両方のシミュレーションのMagneticumPathfinderスイートで行われます。観測されたデータは、シミュレーションよりも与えられた銀河の質量でいくらか大きな散乱を示していますが、すべてのクラスの銀河のDM質量分率の平均レベルは、シミュレーションとよく一致しています。最後に、M_*〜10^11M_Sunの近くに恒星の質量を持つグループ銀河は、他の質量範囲よりも低い$f_5$で比較的多くの外れ値を持っていることがわかります。これは、おそらくその質量範囲で特に効果的なAGNフィードバックの結果であり、彼らの暗黒物質のハロー。
球状星団NGC3201によって生成された潮流
ガイアDR2データを使用して、M68潮流を研究するために以前に提示した最尤法を使用して、空に約140度にわたって広がる球状星団NGC3201によって生成された潮流を検出します。検出されたストリームのほとんどは、銀河系の南半球に伸び、太陽から3.2kpcの近距離を通過する後続のストリームであるため、比較的明るいメンバーの星を発見するのに非常に有利です。私たちと、分離するのが難しいディスクの前景の後ろ。クラスターは銀河円盤を横切ったばかりで、現在は銀河円盤の北にあり、塵によって適度に隠されており、クラスターに最も近い尾の部分は飛行機の後ろで非常に隠されています。測定された固有運動、視線速度、NGC3201までの距離と一致するストリームの最適なモデルを取得し、Ibataetalによって以前に検出されたGj\"ollストリームと同じであることを示します。ガイア運動データのみを使用してストリームメンバーである可能性が最も高い約200個の星これらの星のほとんど（170）は、クラスターHRダイアグラムと比較した場合、NGC3201のメンバーであると測光的に一致していますが、ダストの補正は1回だけです。銀河による吸収と赤化が適用されます。残りの星は、シミュレートされたデータセットによると、ランダムな前景オブジェクトと一致しています。これらの170の可能性が高いストリームメンバーの星をリストします。これは、天の川の重力ポテンシャルをモデル化するために非常に興味深いものです。正確な視線速度を得るために分光学的に追跡する必要があります。
近くの銀河における階層的な星形成
| Title |
Hierarchical_star_formation_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Mar\'ia_Jimena_Rodr\'iguez,_Gustavo_Baume_and_Carlos_Feinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14419 |
目的：この研究の目的は、星形成の最初の段階をよりよく理解するために、近くの3つの銀河における若い集団の空間分布の特性を研究することです。方法：銀河NGC2403の若い恒星グループ（YSG）のカタログを取得するために、ACS/HST測光と「パスリンケージ基準」を使用しました。Qパラメーターを使用して、これらのYSGの星の内部分布を調べました。これらの分析を、以前の作業でNGC300およびNGC253で検出されたYSGに拡張しました。これら3つの銀河の若い星の密度マップを作成しました。これらの地図を通して、私たちは若い恒星の構造をより大きなスケールで特定して研究することができました。結果：銀河NGC2403で573個のYSGが見つかりました。これらのYSGについて、個々のサイズ、密度、光度関数、およびその他の基本的な特性を導き出しました。NGC2403、NGC300、NGC253のYSGの大部分は、これらの銀河の大規模な若い恒星構造で観察されたのと同じ階層的振る舞いに従って、内部の凝集を示していることがわかります。これらの構造のフラクタル次元の値は、約1.5から1.6の間で導出されました。これらの値は、他の星形成銀河や星間物質で得られた値と非常に似ており、星形成プロセスが超音速乱流によって制御されていることを示唆しています。
宇宙で最も明るいクエーサーの2つを詳しく見る
| Title |
A_Closer_Look_at_Two_of_the_Most_Luminous_Quasars_in_the_Universe |
| Authors |
Jan-Torge_Schindler,_Xiaohui_Fan,_Mladen_Novak,_Bram_Venemans,_Fabian_Walter,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Minghao_Yue,_Eduardo_Banados,_and_Yun-Hsin_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14433 |
超大光度クエーサー（$M_{1450}\leq-29$）は、最も大規模で最も急速に降着する超大質量ブラックホール（SMBH）の性質についての珍しい見解を提供します。これらの極端なソースの2つが発見された後、J0341${+}$1720（$M_{1450}=-29.56$、$z=3.71$）とJ2125${-}$1719（$M_{1450}=-29.39$、$z=3.90$）、ExtremelyLuminousQuasarSurvey（ELQS）とそのPan-STARRS\、1フットプリント（PS-ELQS）への拡張で、ここではそれらのレストフレームUVから光学分光法への分析を示します。両方のクエーサーは、$M_{\rm{BH}}=6.73_{-0.83}^{+0.75}\times10^{9}\、M_{\odot}$と$M_{\rm{BH}}=5.45_{-0.55}^{+0.60}\times10^{9}\、M_{\odot}$、それぞれ、エディントン限界（$L_{\rm{bol}}/）を超える降着の証拠を示していますL_{\rm{Edd}}=2.74_{-0.27}^{+0.39}$および$L_{\rm{bol}}/L_{\rm{Edd}}=3.01_{-0.30}^{+0.34}$）。J0341${+}$1720のNOEMA3ミリメートル観測は、高度に星形成（$\rm{SFR}\upperx1500\、M_{\odot}\、\rm{yr}^{-1}$）、超-高光度赤外線銀河（$L_{\rm{TIR}}\upperx1.0\times10^{13}\、L_{\odot}$）ホスト。これは、その動的質量の推定に基づいて、わずか${\sim}中心にあるSMBHの30ドル倍の質量。明るいスーパーエディントン降着の例として、これら2つのクエーサーは、標準的なSMBHシードからの適度なスーパーエディントン成長によってビッグバンから7億ドル後の10億の太陽質量SMBHの存在を説明する理論をサポートします。
GeV-TeVエネルギー範囲の大気中のガンマ線誘起電磁シャワーの縦方向チェレンコフ放射プロファイルのパラメータ化
| Title |
A_parameterisation_of_the_longitudinal_Cherenkov_emission_profiles_of_gamma_induced_electromagnetic_showers_in_the_atmosphere_in_the_GeV-TeV_energy_range |
| Authors |
S._Sajjad,_A._Falvard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13822 |
ImagingAtmosphericCherenkovTelescopes（IACT）によるガンマ線天文学では、大気が熱量計として使用されます。GeV-TeVエネルギー範囲の入射ガンマ線は、それらが大気中に生成する電磁シャワーとそれらによって放出されるチェレンコフ光を通して観測されます。これらのシャワーの縦方向のチェレンコフ放射プロファイルは、ガンマ光子とガンマハドロンの識別のパラメータの再構築に使用できます。したがって、これらのプロファイルの正確なパラメータ化を取得することは、IACT画像の分析だけでなく、大気中のガンマ線によって誘発されたシャワーからのチェレンコフ放射の高速シミュレーションにも使用できます。この作業では、シミュレートされたガンマ線シャワーの縦方向のチェレンコフ放射プロファイルのパラメータ化を提示します。パラメータ化は、粒子検出器の物理学で使用されるよく知られたガンマ関数に基づいています。チェレンコフ放射プロファイルの最大深度と平均深度の深さ、およびパラメータ$1/\beta$の初期シャワーのエネルギーへの依存性を評価します。また、ガンマ関数に関連するさまざまなパラメーターの分布を調べたところ、$\beta/\alpha$と$1/\alpha$はガウス分布を持ち、相互に相関していないため、の変動を評価するための適切な変数になっています。チェレンコフ放射プロファイル。最後に、これら2つの変数の変動のパラメーター化を示します。
最新のAMS-02宇宙線電子スペクトルの解釈について
宇宙線電子に関する最新のAMS-02データは、約0.1の傾きの変化で、約40GeVのエネルギースペクトルの中断を示しています。パルサー星雲（PWNe）からのペア、超新星残骸（SNR）からの電子、および星間によるハドロン宇宙線の核破砕からの両方の種の生成を含むモデルを使用して、最新のAMS-02ポジトロンおよび電子フラックスデータへの結合フィットを実行します。中程度の原子。AMS-02電子データの傾きの変化は、SNRとPWNeからのフラックスの寄与の間の相互作用によって十分に説明されることを示しています。実際、これら2つの母集団のデータへの相対的な寄与は、10から1000GeVまで約13倍変化します。クライン-仁科断面積の完全な数値処理内で逆コンプトン散乱が適切に計算された場合のエネルギー損失の影響だけでは、最近文献で提案されているように、$e^-$フラックスデータの中断を説明できません。
銀河電子加速器からの超高エネルギー逆コンプトン放出
| Title |
Ultra-high_energy_Inverse_Compton_emission_from_Galactic_electron_accelerators |
| Authors |
M._Breuhaus,_J._Hahn,_C._Romoli,_B._Reville,_G._Giacinti,_R._Tuffs_and_J._A._Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13960 |
電子からの逆コンプトン放出のクライン・仁科の抑制が避けられないため、天体物理学の物体からの100TeVを超える放出はPeV陽子/原子核の存在を明確に示していると一般に考えられています。ただし、逆コンプトンが支配的な冷却の存在下では、硬い高エネルギー電子スペクトルが可能です。このようなスペクトルの環境要件は、渦巻腕で、特に星形成活動が強化された領域で、最も有望な加速器である強力な若いパルサーの自然な場所で自然に満たすことができることを示します。したがって、私たちのシナリオは、HAWCによって最近報告された100TeVソースの自然な説明を提供します。
反跳するブラックホールの候補ホストであるエイベル2261最も明るい銀河団のチャンドラ観測
| Title |
Chandra_Observations_of_Abell_2261_Brightest_Cluster_Galaxy,_a_Candidate_Host_to_a_Recoiling_Black_Hole |
| Authors |
Kayhan_Gultekin_(1),_Sarah_Burke-Spolaor_(2_and_3_and_4),_Tod_R._Lauer_(5),_T._Joseph_W._Lazio_(6),_Leonidas_A._Moustakas_(6),_Patrick_Ogle_(7),_Marc_Postman_(7)_((1)_University_of_Michigan,_Department_of_Astronomy,_(2)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_(3)_Center_for_Gravitational_Waves_and_Cosmology,_West_Virginia_University,_(4)_Canadian_Institute_for_Advanced_Research,_(5)_NSF's_National_Optical_Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_(6)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(7)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13980 |
チャンドラX線観測を使用して、エイベル2261（A2261-BCG）の最も明るい銀河団からの反跳ブラックホールの証拠を探します。A2261-BCGは、ハッブル宇宙望遠鏡の画像観測によって明らかにされた、大きくて平らな恒星の核のため、リコイルブラックホールの有力な候補です。Chandraで100ksecの観測を行い、それを35ksecのアーカイブ観測と組み合わせて、予想される質量$M\sim10^{10}\M_{\scriptscriptstyle\odot}$のブラックホールへの低レベルの降着を探しました。おそらく、銀河の中心近くの4つの中心から外れた恒星の結び目の1つにあるか、銀河の光学的中心にあるか、電波放射の場所にあります。クラスターガスを超える点光源から発生するX線放射は検出されず、中央領域のブラックホールの降着を$4.3\times10^{-16}未満の2〜7keVフラックスに制限することができます。\\mathrm{erg\s^{-1}\cm^{-2}}$、約$10^{-6}$のボロメータエディントン分数に対応します。したがって、A2261-BCGのコアに$10^{10}\M_{\scriptscriptstyle\odot}$ブラックホールがないか、低レベルで降着しています。また、クラスター内のX線放出ガスの形態と、その非対称性が大きな動的イベントとどのように一致しているかについても説明します。
高速電波バーストを繰り返すソース間の共通の法則
| Title |
A_shared_law_between_sources_of_repeating_fast_radio_bursts |
| Authors |
Mohammed_A._Chamma,_Fereshteh_Rajabi,_Christopher_M._Wyenberg,_Abhilash_Mathews,_Martin_Houde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14041 |
2つの繰り返し高速電波バースト（FRB）、すなわちFRB〜180916.J0158+65とFRB〜180814.J0422+73のスペクトル時間特性を研究し、その結果をFRB〜121102に関する以前の分析の結果と組み合わせます。個々のサブバーストの周波数ドリフト率とそれらの時間的持続時間との関係が調査されます。すべてのソースに対して単純な動的相対論的モデルを使用して、以前に予測された2つのパラメーター間の逆スケーリング則の存在を検証します。すべてのソースで観察された非常に類似した動作は、さまざまな赤方偏移でのさまざまなタイプのホスト銀河との関連にもかかわらず、単一の共通の基礎となる物理現象がこれら3つのFRBからの信号の放出に関与しているという強力な証拠を提供します。また、このサブバーストドリフト法則は、繰り返されるFRBの間で、または少なくともそれらの間の重要なサブクラスにとって、普遍的な特性である可能性を開きます。
相対論的縞風の終結衝撃における磁気リコネクションからのフェルミ型粒子加速
| Title |
Fermi-type_particle_acceleration_from_magnetic_reconnection_at_the_termination_shock_of_a_relativistic_striped_wind |
| Authors |
Yingchao_Lu,_Fan_Guo,_Patrick_Kilian,_Hui_Li,_Chengkun_Huang_and_Edison_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14089 |
斜めに回転するパルサーは、パルサー風星雲（PWN）に相対論的な縞模様の風を生成します。PWNの終了ショックは、ポインティングフラックスが支配的な流れを圧縮し、磁気リコネクションを駆動します。PWNの終了衝撃のセル内粒子（PIC）シミュレーションを実行することにより、衝撃構造、エネルギー変換プロセス、粒子加速メカニズムを研究します。数値解法の最近の進歩により、シミュレーションを、最大\gamma_{0}=10^{6}までのバルクローレンツ因子を使用した超相対論的領域に拡張します。終端ショックでの磁気リコネクションは、磁気エネルギーを粒子の運動エネルギーに変換し、粒子を高エネルギーに加速するのに非常に効率的です。結果として得られるエネルギースペクトルは、\lambda/d_{e}に決定的に依存していることがわかります。\lambda/d_{e}が大きい場合（\lambda\gtrsim40d_{e}）、下流の粒子スペクトルは、上流の磁化パラメータ\sigma_{0}=10で磁気的に支配された相対論的風レジームでべき乗則分布を形成します。粒子の軌道と粒子の活性化に関連する統計量を分析することにより、フェルミ型のメカニズムが粒子の加速とべき乗則の形成を支配していることがわかります。\gamma_{0}と\sigma_{0}が大きな値に増加すると、粒子加速の結果はスケーラブルであることがわかります。風にバルクローレンツ因子\gamma_{0}\upperx10^{6}と磁化パラメータ\sigma_{0}=10がある場合、電子と陽電子の最大エネルギーは数百TeVに達する可能性があります。これは、最近の高エネルギーの観測を説明できます。-パルサー風星雲（PWNe）からのエネルギーガンマ線。
回転する無線トランジェントの長期的進化について
回転する電波トランジェント（RRAT）の長期的な進化の調査は、単一の画像で孤立した中性子星集団間の進化的関係を理解するために重要です。RRATのX線光度（1つの線源を除く）は不明です。フォールバックディスクモデルでは、X線情報なしでRRATの双極子電界強度を推定する方法を開発しました。RRATは、$\sim7\times10^9$Gから$\sim6\times10^{11}$Gの範囲の極で、双極子場の強度$B_0$を持つ可能性があることがわかりました。同じモデルで推定された中央コンパクトオブジェクト（CCO）と薄暗い孤立中性子星（XDIN）の$B_0$範囲。私たちのモデルでは、ほとんどのRRATは$（\sim2-6）\times10^5$yrで進化しており、特徴的な年齢よりもはるかに小さいため、比較的近くにあるRRATの大部分の冷却光度を検出できます。eROSITA全天観測による。多くのRRATは、パルサーデスバレーの上部境界の上にあり、双極子トルクの公式から推測されるフィールドがありますが、強力で連続的な無線パルスは表示されません。モデルで推定された$B_0$値は、すべてのRRATをデスバレーまたはデスラインの下に配置します。我々は、RRATが個々の死点より下の発生源である可能性があり、それらの短い電波バーストは、時折、磁極を通る開放磁力線のフラックスを強化するディスクフィールド相互作用によって発火する可能性があることを提案しました。また、CCO、RRAT、およびXDIN間の進化的リンクについても説明しました。
MCG-03-58-007の成層円盤風
| Title |
The_stratified_disk_wind_of_MCG-03-58-007 |
| Authors |
V._Braito,_J._N._Reeves,_P._Severgnini,_R._Della_Ceca,_L._Ballo,_C._Cicone,_G._A._Matzeu,_R._Serafinelli,_M._Sirressi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14204 |
近くの（z=0.0323）明るいセイファート2銀河MCG-03-58-007の過去のすざく、XMM、およびNuSTAR観測は、2つの深く青方偏移したFeK殻吸収線プロファイルの存在を明らかにしました。これらは、$v_{out1}\sim-0.1c$と$v_{out2}\sim-0.2c$で流出する、高度にイオン化された高カラム密度の降着円盤風の2つの相の存在によって説明できます。ここでは、MCG-03-58-007の2つの新しい観測結果を示します。1つは2016年にチャンドラで実行され、もう1つは2018年にスウィフトで実行されました。どちらもMCG-03-58-007を明るい状態で捉えました（$F_{\mathrm{2-10\、keV}}\sim4\times10^{-12}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）高速ディスク風の存在を確認します。次に、2010年から2018年までの期間をカバーするMCG-03-58-007のマルチエポック観測を分析しました。これらのデータは、$v_{out1}\sim-0.072\pm0.002c$で流出する低速成分が永続的であり、すべての観測で検出されることを示していますが、列密度は$N_\rm{H}の範囲で変動します。\sim3-8\times10^{23}$cm$^{-2}$。2016年のSwiftの観測では、$v_{out2}\sim-0.2c$で、列密度（$N_\rm{H}=7.0^{+5.6}_{-4.1}）で2番目に速いコンポーネントの流出が再び検出されました。\times10^{23}$cm$^{-2}$）、すざく観測で見られたものと同様。しかし、2年前のチャンドラ観測では、このゾーンは存在しませんでした（$N_\rm{H}<1.5\times10^{23}$cm$^{-2}$）。これは、このより速いゾーンが断続的であることを示唆しています。全体として、マルチエポックの観測は、MCG-03-58-007のディスク風が強力であるだけでなく、非常に変動しやすいことを示しています。したがって、MCG-03-58-007は、有名なディスク風に見られるようなユニークなディスク風の中に位置しています。QSOPDS456この調査の主な結果の1つは、これらの風が非常に変動し、あるときは現れたり消えたりする可能性があるという考察です。したがって、彼らのエネルギー学について確固とした確固たる結論に達するには、複数の観察が必須です。
可変の電波的に静かなクエーサー、PDS456の新しいスイフトモニタリング観測が提示されます。2018年9月に明るいX線フレアが捕捉され、フラックスは4倍に増加し、倍加時間スケールは2日でした。光の交差の議論から、コロナルサイズは$10^{9}{\rmM}_{\odot}$のブラックホール質量に対して約30の重力半径であると推測され、総フレアエネルギーは$10^{51}を超えます。$erg。X線放射の硬化はフレアを伴い、フォトンインデックスは$\Gamma=2.2$から$\Gamma=1.7$に減少しました。フレアはX線コロナで生成され、光学的またはUVの変動がないことは、一定の降着率と一致しています。XMM-NewtonとNuSTARの同時観測は、フレアピークの1〜3ドル後、および下降フェーズ中に実行されました。これらは、ディスクの風吸収機能が見られない、明るい裸の状態でPDS456を捕らえました。硬X線スペクトルは、$E_{\rmfold}=51^{+11}_{-8}$keVのeフォールディングエネルギーで高エネルギーロールオーバーを示しています。$kT=13$keVの推定コロナ温度は、AGNで測定された最も低温の1つであり、PDS456はX線コロナで予測されたペア消滅線をはるかに下回っています。フレアに続いて暗くなると柔らかくなるスペクトル変動は、冷却X線コロナのモデルと一致しています。あるいは、非熱成分の増加は、硬X線フレアスペクトルに寄与する可能性があります。
FRB121102の永続的な対応物の最低周波数検出の意味
| Title |
Implications_of_the_lowest_frequency_detection_of_the_persistent_counterpart_of_FRB121102 |
| Authors |
L_Resmi,_J_Vink,_and_C_H_Ishwara-Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14334 |
環境。繰り返されるFRB121102は、これまでのところ、対応する銀河系外の高速電波バースト、つまりセンチメートル波長でほぼ平坦なスペクトルエネルギー分布（SED）を持つ安定した電波源に関連していることがわかった唯一の電波バーストです。目的。$1.6$〜GHzまでの永続的なソースの以前の観測では、スペクトルターンオーバーの兆候は示されていません。吸収は、最終的にはより低い周波数でターンオーバーを引き起こすと予想されます。自己吸収周波数を検出することにより、放出媒体の物理的パラメータに対するより良い制約を導き出すことができます。メソッド。2017年7月から12月にかけて、巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用して、400ドル〜MHzまでの低無線周波数で電波源を観測しました。結果。光源のスペクトルエネルギー分布は、$400$〜MHzでも光学的に薄いままであり、銀河のプレリオンで見られるものと同様の$\nu^{-（0.07\pm0.03）}$のスペクトルインデックスがあります。一般的なシンクロトロン放射モデルを使用して、非熱プラズマとそれに電力を供給する中央エンジンの特性に関する制約を取得します。結論。FRB121102に関連する永続的なソースの低周波検出を提示します。その特徴的なフラットSEDは$400$〜MHzまで拡張されます。銀河のプレリオンのように、永続的な源のエネルギーは主にレプトンによって運ばれます。放出プラズマは$B<0.01$〜Gであり、その年齢は$>524\left（\frac{B}{0.01{\rmG}}\right）^{-3/2}$です。永続的なソースのエネルギー学は36〜msより短い初期自転周期を必要とし、中性子星の磁場は$4.5\times10^{12}$〜Gを超えなければならないことを示します。これは、永続的なソースが必ずしもマグネターからのエネルギー入力を必要としないことを意味します。
パルサー-小惑星帯衝突からの高速電波バーストの繰り返し：周波数ドリフトと偏波
| Title |
Repeating_Fast_Radio_Bursts_from_Pulsar-Asteroid_Belt_Collisions:_Frequency_Drifting_and_Polarization |
| Authors |
Ze-Nan_Liu,_Wei-Yang_Wang,_Yuan-Pei_Yang,_and_Zi-Gao_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14379 |
高速電波バースト（FRB）は、新しい種類の銀河系外の電波トランジェントです。それらのいくつかは繰り返しの振る舞いを示します。最近の観測によると、いくつかの繰り返しFRB（FRB121102など）は、周波数の下方ドリフトパターンとほぼ100$\％$の直線偏光を示しています。繰り返しのFRBは、ゆっくりと回転する老朽化したパルサーが恒星質量物体の周りの小惑星帯と衝突することから生じる可能性があると提案した\citet{dai2016}のモデルに従って、時間の予測に焦点を当てます-周波数ドリフトと分極。このシナリオでは、周波数ドリフトは主にパルサー磁気圏の幾何学的構造によって引き起こされ、ドリフト率-周波数指数は$25/17$であることがわかります。一方、入射小惑星の典型的な質量分布の差を考慮すると、質量$m\gtrsim10^{17}〜{\rmg}$がパルサーと衝突する小惑星は、豊富な重力エネルギーに寄与することがわかります。FRBに電力を供給します。入射小惑星の質量差により、FRBの広い周波数帯域が予想されます。さらに、繰り返しのFRBの直線偏光分布をシミュレートし、最大フラックスより1桁低いフラックスのFRBの直線偏光を$\gtrsim$30$\％$で制約します。
超新星重力波波形の再構成：3つの時間周波数変換法の比較
| Title |
Reconstruction_of_Supernova_Gravitational_Waves_Waveforms:_Comparing_Three_Time-frequency_Transform_Methods |
| Authors |
Zhuotao_Li,_Xilong_Fan_and_Gang_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14409 |
超新星重力波波形を再構築することを目的とした超新星重力波信号分析のために、自己無撞着時間周波数分析による短時間フーリエ変換（STFT）、同期抽出変換（SET）および多重同期圧搾変換（MSST）の性能を比較します。ベースのパイプライン。ホワイトノイズに注入されたシミュレートされた超新星波形は、時間周波数マップの階層的クラスタリング手法によって識別され、逆時間周波数変換によって再構築されます。信号再構成の観点から、信号対雑音比を評価した場合、ホワイトノイズのあるデータから信号を再構成する際に、SET法が最も優れており、特に従来のSTFT法よりもはるかに優れていることがわかります。時間周波数図の品質に関しては、MSST法とSET法はエネルギー分散が少なく、どちらもSTFT法よりも優れていました。STFTの時間周波数図のエネルギー分散が大きいと、クラスタリングプロセスに時間がかかり、信号識別の精度が低下します。私たちの予備的な結論は、SET法が超新星重力波信号分析パイプラインに適した方法であるということですが、さらに多くのテストがまだ必要です。
最初のVHE活動後のBLLac Blazar OJ 287の多波長活動：HBLのようなコンポーネントのスペクトル時間的進化と再出現
| Title |
Multi-wavelength_activity_of_the_BL_Lac_Blazar_OJ_287_After_its_First_VHE_Activity:_Spectro-temporal_Evolution_and_Remergence_of_the_HBL_like_Component |
| Authors |
Pankaj_Kushwaha,_Main_Pal,_Nibedita_Kalita,_Neeraj_Kumari,_Sachindra_Naik,_Alok_C_Gupta,_E._M._de_Gouveia_Dal_Pino,_and_Minfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14431 |
2017年の最初のVHE活動後の、OJ287の多波長スペクトルおよび時間的挙動の詳細かつ体系的な研究を通じて、新しいブロードバンド放射の再出現を報告します。これには、線源の2番目に高いX線フラックスが含まれます。。線源は、主に強いスペクトル変化を伴う、強い光学からX線へのフラックス変動を示します。光学からX線へのフラックスの変動は、相関があり、反相関している2つの期間を除いて、同時に発生します。ただし、フラックスの変動は、X線のスペクトル状態とは反相関していますが、光学UV（紫外線）の場合は相関しています。毎週ビニングされた{\itFermi}-最高のX線活動の期間に関するLATデータは、対数放物線モデルでいくつかの検出を示していますが、べき乗則では検出されていませんが、高活動のLATスペクトルエネルギー分布（SED）持続時間は両方のモデルで類似しており、1GeVを超える硬化を示します。近赤外線（NIR）データは強いスペクトル変化を示し、SwiftとNuSTARの共同スペクトルは$\rm3\times10^4$〜Kの熱成分を示します。全体として、観測されたスペクトルの特徴は、2017年の線源の最高X線フラックス状態中に見られたものと同様の新しい高エネルギーピーク（HBL）広帯域非熱放射成分に対する観測された変動を確立します。観測された活動この放射成分の特徴であると思われるいくつかの特有の特徴を示していますが、その外観は、主張されている\（\sim12\）年の光爆発の数年後に、2つの間の関係を強く示しています。
磁気的に支配された宇宙ジェット/風の分析ソリューション
高度に磁化されたジェット/風の流れの分析ソリューションを提示します。一般的な力のないジェット/風の方程式（「パルサー」方程式）の左辺は、回転項と非回転項に分けられます。いずれかの項を持つ2つの方程式は解析的に解くことができ、2つの解は互いに非常によく一致します。したがって、非相対論的領域から相対論的領域までをカバーし、ドリフト速度が低温プラズマ速度とよく一致する、磁気的に支配されたジェット/風の一般的な近似解を取得します。ジェットの加速には3つの段階があります。1.ジェット流は、Alfv\'{e}n臨界面（つまり、ライトシリンダー）内にあり、非相対論的速度を持ち、トロイダル運動によって支配されます。2.ジェットは、流れがポロイダル運動によって支配され、相対論的になるAlfv\'{e}n臨界面を超えています。これらの2つの段階の合計速度は、同じ法則$v\Gamma=\OmegaR$に従います。3.進化の法則は$v\Gamma\approx1/\left（\theta\sqrt{2-\nu}\right）$に置き換えられます。ここで、$\theta$はジェットの半分の開き角で、$0\leq\nu\leq2$は、磁場構成によって決定される自由パラメーターです。これは、以前の効率的な加速が最終的にジェット内の異なるパーツ間の因果関係を切断し、グローバルな解決を妨げるためです。ジェットは、電磁バランスをサポートするために、局所的な電荷と電流を運ぶ必要があります。この近似解は、既知の理論結果および数値シミュレーションと一致しており、観測値と直接比較する方が便利です。この理論は、宇宙ジェットのブラックホールのスピンを抑制するために使用できます。
タイプII中間光度光学過渡現象（ILOT）の星周物質
| Title |
The_circumstellar_matter_of_type_II_intermediate_luminosity_optical_transients_(ILOTs) |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14490 |
中間光度光過渡（ILOT）のバイナリシステム前駆体が爆発の数年前と最中に放出する0.1-1Moの流出赤道ダストディスク（トーラス）は、赤道観測者への総放出を2つ減らすことができることがわかりました。桁違いに、放射を主に>10mumの波長にシフトします。これはタイプIIILOT（ILOTII）と呼ばれます。この結論に到達するために、私はタイプII活動銀河核の計算を使用し、それらをILOTIIの赤道噴出物（ディスク/トーラス）に適用します。この排出量の削減は、爆発後数十年続く可能性があります。ほとんどの放射線は極方向に沿って逃げます。5mum未満の波長での放射の減衰は、3桁を超える可能性があり、2mum未満での放射は無視できます。爆発中にバイナリシステムが発射するジェットは、極CSMと衝突して赤道面より上に放射を放出し、極流出の塵は中央源からの放出を反射する可能性があります。したがって、イベント自体の間に、赤道オブザーバーがILOTを検出する可能性があります。以前に提案されたILOTIIシナリオを、赤色巨星が目に見えて消えたイベントN6946-BH1に強化します。
| Title |
Excalibur:_A_Non-Parametric,_Hierarchical_Wavelength-Calibration_Method_for_a_Precision_Spectrograph |
| Authors |
L._L._Zhao,_D._W._Hogg,_M._Bedell,_D._A._Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13786 |
Excaliburは、分光器の正確な波長校正のためのノンパラメトリックな階層フレームワークです。これは、超高精度の視線速度（EPRV）のニーズを念頭に置いて設計されており、機器を$10^{-4}$ピクセルよりも良好に校正または安定化する必要があります。機器、特に高度に安定化された光学システムと検出器を備えたEPRV機器は、いくつかの主要な自由度に沿ってのみ変化します。Excaliburは、すべてのキャリブレーションデータを使用して、機器のすべてのアクセス可能なキャリブレーション状態の低次元表現を構築することにより、このプロパティを利用します。Excaliburは、安定したキャリブレーションポイントの密集したセットを生成するレーザー周波数コムまたはエタロンも利用します。この密度により、多項式などのパラメトリックモデルよりも優れた機器または検出器の奇数に適応できるノンパラメトリック波長ソリューションの使用が可能になります。レーザー周波数コムを使用するEXtremePREcisionSpectrograph（EXPRES）のデータを使用して、この方法の成功を示します。エクスカリバーを使用してレーザーコームラインに波長を割り当てると、残差のRMSは、個々の露光に多項式フィットを使用して割り当てられた波長の約5分の1になります。HD34411の視線速度測定では、10か月の時間ベースラインでRMS散乱が$1.17$から$1.05\、m\、s^{-1}$に減少したことが示されました。
| Title |
Hierarchical_Inference_With_Bayesian_Neural_Networks:_An_Application_to_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Sebastian_Wagner-Carena,_Ji_Won_Park,_Simon_Birrer,_Philip_J._Marshall,_Aaron_Roodman,_Risa_H._Wechsler_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13787 |
過去数年間で、おおよそのベイジアンニューラルネットワーク（BNN）は、前例のない速度と規模で、広範囲の推論問題について統計的に一貫した事後確率を生成する能力を実証しました。ただし、BNNがデータに適用されると、トレーニングセットと実際のオブジェクトの分布との間の切断によってバイアスが発生する可能性があります。これは天体物理学と宇宙論の一般的な課題であり、私たちの宇宙における物体の未知の分布がしばしば科学の目標です。この作業では、柔軟な事後パラメーター化を備えたBNNを、母集団のハイパーパラメーターの再構築を可能にし、トレーニング分布によって導入されたバイアスを除去する階層的推論フレームワークに組み込みます。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）品質のシングルフィルター、レンズ減算、合成画像データを前提として、強い重力レンズ質量モデルパラメーターの後方PDFを作成するという課題に焦点を当てています。後部PDFは、さまざまなべき乗則の楕円レンズの質量分布にわたって十分に正確である（つまり、統計的に真実と一致している）ことを示します。次に、トレーニングセットとは大幅に異なる分布からレンズパラメータが抽出されたテストデータセットにアプローチを適用します。階層的推論フレームワークが、代表的でないトレーニングセットの暫定的な事前設定によって導入されたバイアスを軽減することを示します。同時に、十分に広いトレーニングセットがあれば、テスト分布を管理する母集団のハイパーパラメータを正確に再構築できます。トレーニングから数千のレンズの階層的推論まで、私たちの完全なパイプラインは1日で実行できます。ここで紹介するフレームワークにより、将来の地上および宇宙ベースの調査の完全な制約力を効率的に活用できるようになります。
適応力の更新による自己重力流体力学シミュレーションの加速
多くの天体物理学的流体力学シミュレーションでは重力を考慮する必要があり、すべての解像度要素の位置で重力場を評価すると、かなりのコストがかかる可能性があります。一般的なアルゴリズムは、要素が流体力学的に更新されるたびに、各解像度要素の位置で重力場を更新しますが、流体力学と重力に実際に必要な更新頻度は、一般に異なる場合があります。流体力学シミュレーションでの重力計算は、正確な重力積分のためにすでに決定された最大タイムステップで指定されたタイムスケールで重力を更新するだけで最適化できることを示します$\Deltat_{\rmgrav}$、通常のエラーバジェット内に十分収まります水力スキームと重力ソルバーの。GIZMOコードでの実装では、Grudi\'c＆Hopkins2020で導入された潮汐タイムスケールを使用して、$\Deltat_{\rmgrav}$と力の更新頻度を順番に決定し、重力ソルバーによって評価されたジャークを使用して構築します。更新間で使用するための加速の予測子。標準の自己重力流体力学テスト問題でスキームをテストし、はるかに少ない重力を評価しながら、ナイーブスキームに非常に近い解を見つけ、シミュレーションを最適化します。また、$\sim70\％$のスピードアップを示します。STARFORGEMHDGMCシミュレーションでは、高解像度の実行で大きなゲインが得られる可能性があります。一般に、このスキームでは、タイムステップ許容値、数値解像度などと組み合わせて、精度と計算コストの間の最適な妥協点を取得するための新しい調整可能なパラメーターが導入されます。重力ソルバーの許容誤差。
iLocater SX取得カメラの最終設計とオンスカイテスト：ブロードバンドシングルモードファイバーカップリング
| Title |
Final_Design_and_On-Sky_Testing_of_the_iLocater_SX_Acquisition_Camera:_Broadband_Single-Mode_Fiber_Coupling |
| Authors |
Jonathan_Crass,_Andrew_Bechter,_Brian_Sands,_David_L._King,_Ryan_Ketterer,_Matthew_Engstrom,_Randall_Hamper,_Derek_Kopon,_James_Smous,_Justin_R._Crepp,_Manny_Montoya,_Oli_Durney,_David_Cavalieri,_Robert_Reynolds,_Michael_Vansickle,_Eleanya_Onuma,_Joseph_Thomes,_Scott_Mullin,_Chris_Shelton,_Kent_Wallace,_Eric_Bechter,_Amali_Vaz,_Jennifer_Power,_Gustavo_Rahmer,_Steve_Ertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13795 |
シングルモードファイバー（SMF）への効率的な光の注入を可能にすることは、地上の望遠鏡で回折限界の天体分光学を実現するための重要な要件です。補償光学（AO）の使用によって促進されるSMF供給分光器は、コンパクトで安定した機器ボリューム内のより高いスペクトル分解能や望遠鏡に依存しない分光器設計など、同等の視界制限設計に比べて明確な利点を提供します。iLocaterは、大双眼望遠鏡（LBT）用に構築されている非常に正確な視線速度（EPRV）分光器です。LBTのSX（左）プライマリミラー用に、フロントエンドファイバーインジェクションシステムまたは取得カメラを設計および構築しました。機器は2019年に設置され、空上での試運転と性能評価を受けました。この論文では、機器の要件、取得カメラの設計、および初光測定の結果を示します。近赤外線（0.97-1.31{\mu}m）で35％（絶対）を超える広帯域シングルモードファイバー結合が、ターゲットの大きさ、スペクトルタイプ、および観測条件の範囲全体で達成されました。天空での性能の実証の成功は、iLocaterの開発と、効率的な地上ベースのSMF給電天文機器の実現における主要なマイルストーンの両方を表しています。
中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）の恒星の視線速度の精度
| Title |
Precision_of_The_Chinese_Space_Station_Telescope_(CSST)_Stellar_Radial_Velocities |
| Authors |
Yang_Sun,_Dingshan_Deng_and_Haibo_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13992 |
中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）の分光調査では、数億のターゲットに対して高品質の低解像度（$R>200$）のスリットレススペクトルを、限界等級約21等まで提供し、広い調査エリアをカバーする予定です（17500deg$^2$）および広い波長範囲（255-1000nmx3バンドGU、GV、およびGI）。この作業では、次世代スペクトルライブラリの経験的スペクトルを使用して、$R=250$でのCSST恒星スペクトルをシミュレートし、視線速度を測定する能力を調査します。速度の不確実性は、有効温度に強く依存し、FGK星のみの金属量に弱く依存し、表面重力にはほとんど依存しないことがわかります。AFGKM星の場合は約$3\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$の精度で、約$10\、\mathrm{km}\、の精度で恒星の視線速度を提供することができます。\mathrm{s}^{-1}$、信号対雑音比（SNR）が100のOB星。単一のGU/GV/GIバンドスペクトルを使用した速度の不確実性も調査されます。同じSNRが与えられると、GUバンドが最高のパフォーマンスを発揮し、GVバンドが次に優れ、次にGIバンドがパフォーマンスを発揮します。速度測定に対するスペクトル正規化と不完全なテンプレートの影響が調査され、非常に弱いことがわかりました。波長校正によって引き起こされる不確かさは考慮され、中程度であることがわかります。視線速度の可能な精度を考えると、CSST分光調査は、超高速星の検索などの興味深い科学を可能にすることができます。結果の限界についても説明します。
中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）スリットレス分光測量の正確な波長校正のための星ベースの方法
| Title |
A_Star-based_Method_for_Precise_Wavelength_Calibration_of_the_Chinese_Space_Station_Telescope_(CSST)_Slitless_Spectroscopic_Survey |
| Authors |
Haibo_Yuan,_Dingshan_Deng_and_Yang_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14005 |
中国の宇宙ステーション望遠鏡（CSST）分光調査は、広い調査エリア内に分散された、約21等の限界等級まで、数億のターゲットに対して高品質の低解像度（$R>200$）スリットレススペクトルを提供することを目的としています。（17500deg$^2$）で、広い波長範囲（255-1000nmx3バンドGU、GV、GI）をカバーします。スリットレス分光法は波長キャリブレーションランプの使用を排除するため、波長キャリブレーションはスリットレススペクトルの削減において最も困難な問題の1つですが、星の正確な視線速度と銀河の赤方偏移を測定する上で重要な役割を果たします。この研究では、通常の科学的観測を使用して、CSST波長キャリブレーションで発生する可能性のあるエラーを監視および修正できる星ベースの方法を提案します。i）信頼できる視線速度を持つ約1,000万個の星が現在利用可能であるという事実を利用します。LAMOSTのような分光学的調査では、ii）CSSTの広い視野により、このような星を短時間で効率的に観測できます。iii）このような星の視線速度は、CSSTスペクトルの狭いセグメントのみを使用して確実に測定できます。GU帯域で数$\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$、約10〜20$\mathrm{km}の波長校正精度を達成できることを示します。\、\mathrm{s}^{-1}$は、GVおよびGIバンド用で、速度標準星は数百個しかありません。他の調査へのメソッドの実装についても説明します。
Imaging X-ray PolarimetryExplorerの飛行中のキャリブレーションシステム
| Title |
In-flight_calibration_system_of_Imaging_X-ray_Polarimetry_Explorer |
| Authors |
Riccardo_Ferrazzoli,_Fabio_Muleri,_Carlo_Lefevre,_Alfredo_Morbidini,_Fabrizio_Amici,_Daniele_Brienza,_Enrico_Costa,_Ettore_Del_Monte,_Alessandro_Di_Marco,_Giuseppe_Di_Persio,_Immacolata_Donnarumma,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Pasqualino_Loffredo,_Luca_Maiolo,_Francesco_Maita,_Raffaele_Piazzolla,_Brian_Ramsey,_John_Rankin,_Ajay_Ratheesh,_Alda_Rubini,_Paolo_Sarra,_Paolo_Soffitta,_Antonino_Tobia,_Fei_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14185 |
2021年に打ち上げられるNASA/ASIImagingX線偏光測定エクスプローラーは、2〜8keVのエネルギー帯域でいくつかの天文源で空間分解X線偏光測定を実行する最初の機器になります。これらの測定は、3つのX線望遠鏡の焦点にガスピクセル検出器（GPD）を使用することで可能になります。GPDを使用すると、検出されたX線光子の相互作用点、エネルギー、到着時間、および偏光角を同時に測定できます。したがって、アインシュタイン衛星を使用したイメージングと分光法で40年前に達成された感度の向上は、初めてX線偏光測定に拡張されます。ガス増倍検出器の特性は、時間の経過とともに変化する可能性があります。GPDは新しい機器であるため、ミッションの存続期間中のパフォーマンスと安定性を検証することが特に重要です。この目的のために、宇宙船は、機器の飛行中のキャリブレーションを実行するための偏光および非偏光キャリブレーションソースの両方を含むフィルターおよびキャリブレーションセット（FCS）をホストします。この研究では、FCSの飛行モデルの設計と、シリコンドリフト検出器とCCDカメラを使用して得られた最初の測定値、およびGPDの飛行ユニットを使用して熱真空で得られた測定値を示します。キャリブレーションソースがGPDの機能を正常に評価および検証し、軌道上での科学的結果を検証することを示します。これにより、X線偏光測定におけるこれらの検出器の動作に関する知識が向上します。
可降水量のGPS測定は調査の校正を改善できる：KPNOとMayallzバンドレガシー調査からのデモンストレーション
| Title |
GPS_Measurements_of_Precipitable_Water_Vapor_Can_Improve_Survey_Calibration:_A_Demonstration_from_KPNO_and_the_Mayall_z-band_Legacy_Survey |
| Authors |
W._M._Wood-Vasey_and_Daniel_Perrefort_and_Ashley_Baker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14240 |
ここでは、KPNOでの可降水量（PWV）のデュアルバンドGPS測定が、Mayallzバンドレガシー調査（MzLS）の全体的な画像ごとの感度を予測することを示します。個々の星の明るさの画像ごとの変動は、測定されたPWVと星の色と強く相関しています。合成恒星スペクトルとTAPAS透過モデルを使用して、予想されるPWVによって誘発される測光誤差を予測し、観測結果との良好な一致を見つけます。また、PWVの吸収は、PWV_effとの線形関係によって十分に近似できることもわかり、文献の従来の処理に関する最新情報を示しています。妥当な観測条件の範囲内で、MzLSゼロ点は127mmagの標準偏差で変化します。この変動は、時間の経過に伴う灰色の経年変化によって支配され、約114mmagの変動を説明する光学表面への汚染の段階的な蓄積と一致します。一連の恒星スペクトルと詳細なPWV吸収モデルに基づいてPWVを補正すると、さらに47mmagのゼロ点変動が発生します。画像あたりのMzLS感度は、PWVの有効mmあたり約40mmag減少します。青（r-z<0.5等）と赤（1.2等<r-z）の星の差は、PWVの有効mmあたり3.25mmag増加します。これらの結果は、PWVを同時に監視するための高精度の測光調査の必要性を示しています。このGPSシステムは、さまざまな色の星の差分測定を使用するよりも正確なPWV測定を提供することがわかり、観測所は、メンテナンスが少なく、比較的低コストの補助キャリブレーションシステムとしてデュアルバンドGPSをインストールすることをお勧めします。星の測光、超新星宇宙論、クエーサーの識別と変動性という3つの関心のある科学事例に対するPWV測光の影響の計算を提示することにより、適切に較正されたPWV測定の必要性の結果を拡張します。
太陽風の予測における外挿モデルと経験的関係の比較研究
| Title |
A_comparison_study_of_extrapolation_models_and_empirical_relations_in_forecasting_solar_wind |
| Authors |
Sandeep_Kumar,_Arghyadeep_Paul,_Bhargav_Vaidya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13793 |
コロナ質量放出（CME）と高速太陽風は、宇宙天気のダイナミクスに大きな影響を与える背景の太陽風に対する摂動として機能します。したがって、背景の風の特性を正確に予測するための堅牢なフレームワークは、宇宙天気予測ツールボックスの開発に向けた基本的なステップです。このパイロット研究では、定常状態の太陽風予測フレームワークに不可欠なさまざまなモデルの実装と比較に焦点を当てています。具体的には、キャリントン回転2053、2082、2104のケーススタディを実行し、ラグランジュ点L1での太陽風特性を予測するために、速度経験的定式化と組み合わせて磁場外挿モデルのパフォーマンスを比較します。太陽風を冠状領域から太陽圏内部領域に外挿するための2つの異なるモデル、すなわち（a）運動学ベースの（太陽圏風上外挿[HUX]）モデルと（b）物理学ベースのモデルが提示されます。物理ベースのモデルは、PLUTOコードを使用して流体力学の一連の保守的な方程式を解き、さらに太陽風の熱特性を予測することができます。さまざまなモデルの太陽風パラメータを予測する際の評価は、統計的測定によって定量化されます。この開発されたフレームワークをさらに拡張して、L1での惑星間磁場の極性も評価します。CR2053の場合の最良のモデルは、非常に高い相関係数（$\sim$0.73-0.81）を与え、（$\sim$75-90kms$^{-1}$）の二乗平均平方根誤差を持ちます。さらに、物理ベースのモデルは、毎時のOMNI太陽風データから得られた標準偏差に匹敵する標準偏差を持ち、同じデータベースからL1で測定された観測された太陽風陽子温度とかなり一致します。
ガイアIの時代の惑星の残骸を持つ白色矮星：6つの輝線システム
| Title |
White_dwarfs_with_planetary_remnants_in_the_era_of_Gaia_I:_six_emission_line_systems |
| Authors |
N._P._Gentile_Fusillo,_C._J._Manser,_Boris_T._G\"ansicke,_O._Toloza,_D._Koester,_E._Dennihy,_W._R._Brown,_J._Farihi,_M._A._Hollands,_M._J._Hoskin,_P._Izquierdo,_T._Kinnear,_T._R._Marsh,_A._Santamaria-Miranda,_A._F._Pala,_S._Redfield,_P._Rodriguez-Gil,_M._R._Schreiber,_D._Veras,_D._J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13807 |
ガス状の破片ディスクからの輝線を持つ白色矮星は、惑星の残骸のホストの最もまれな例の1つですが、同時に、惑星系の最終的な進化段階を研究するための重要なオブジェクトです。ガイアDR2で特定された多数の白色矮星を利用して、惑星の残骸の調査を行っています。ここでは、最初の検索結果を示します。ガス状の破片ディスクを持つ6つの白色矮星です。この最初の出版物は、これらのオブジェクトの主な観測特性に焦点を当て、それらの最もユニークな機能を強調しています。特に3つのシステムが際立っています。WDJ084602.47+570328.64は、幾何学的に薄く、光学的に厚い塵円盤の標準モデルに反する、非常に強い赤外線超過を示します。WDJ213350.72+242805.93は、Teff=29282Kで知られている最も高温のガス状塵円盤ホストです。WDJ052914.32-340108.11では、5つの要素から51本の輝線の記録的な数を特定しています。これらの発見は、ガス状塵円盤システムの根底にある多様性に光を当て、これらのオブジェクトの総数を21にします。これらの数を使用して、ケースバイではなく、オブジェクトのクラスとしてこれらのシステムのプロパティを調べ始めることができます。-ケースベース。
TESS Iによる星の変動の分類：南黄道
| Title |
Classifying_Be_star_variability_with_TESS_I:_the_southern_ecliptic |
| Authors |
Jonathan_Labadie-Bartz,_Alex_C._Carciofi,_Tajan_Henrique_de_Amorim,_Amanda_Rubio,_Andr\'e_Luiz,_Pedro_Ticiani_dos_Santos,_Keegan_Thomson-Paressant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13905 |
TESS測光は、ミッションの最初の年に観測された432個の古典的なBe星について分析されます。このサンプルの各オブジェクトの複雑で多様な変動性は、母集団としてのこのクラスの動作を理解するために分類されます。システムの98\％はノイズレベルを超えると変動し、タイムスケールはTESSでアクセス可能なもののほぼ全範囲（数十分から数十日）に及びます。TESSで見られる変動性は次のように要約されます。ほぼすべてのシステムには、約0.5〜4d$^{-1}$の周波数領域で複数の周期信号が含まれています。間隔の狭い周波数の1つ以上のグループが最も一般的な機能であり、サンプルの85\％に存在します。大量放出エピソードの特徴である増光イベントを伴うBe星（完全なサンプルの17\％、または初期型の星の30\％）の中で、すべてに少なくとも1つの周波数グループがあり、これらの大部分（83\％）1つまたは複数の周波数グループで同時に一時的な振幅の増強を示します。サンプルの約3分の1は、低頻度（$f<0.5$d$^{-1}$、多くの場合はるかに低い）の変動によって支配されています。確率的信号は、サンプルの約26\％で顕著であり、強度の程度はさまざまです。より高い周波数の信号（$6<f<15$d$^{-1}$）が時々見られ（サンプルの14\％）、ほとんどの場合、pモードの脈動を反映している可能性があります。まれに（$\sim$3\％）、従来のpモードレジーム（$f>15$d$^{-1}$）を超えるさらに高い周波数が観察されます。
磁気回転恒星進化論のモデリングI.方法と最初の応用
| Title |
Modeling_of_Magneto-Rotational_Stellar_Evolution_I._Method_and_first_applications |
| Authors |
Koh_Takahashi_and_Norbert_Langer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13909 |
磁場は、磁気の非縮退星やコンパクト星の進化にとって重要であると長い間考えられてきましたが、近年、実際にはすべての星が深刻な影響を受けていることが明らかになりました。これは、それらの内部角運動量分布に関して特に当てはまりますが、磁場は内部混合プロセスや星の運命にも影響を与える可能性があります。磁場、回転、質量損失、および恒星の密度と温度分布の変化の間の相互作用が自己無撞着に扱われる、恒星進化シミュレーションのための新しいフレームワークを提案します。星の自転軸に対称な平均的な大規模恒星磁場については、アルフベンの定理と角運動量の保守的な形式を適用することにより、平均磁場MHD方程式からトロイダル成分とポロイダル成分の1D進化方程式を導き出します。ローレンツ力による運動量伝達が定式化されます。形式主義を数値の恒星進化コードに実装し、1.5M$_\odot$星の磁気回転進化をシミュレートします。$\Omega$効果によって支援されたローレンツ力は、磁化された媒体を通って伝播するねじれアルフベン波を課し、アルフベンタイムスケール内でほぼ剛体の回転をもたらします。初期スピンとBフィールドが異なるモデルは、Ap/Bp星の主な観測特性を再現できます。赤色巨星レジームまで継続された計算は、顕著なコアとエンベロープの結合を示しています。これは、星震観測によって決定されたコアと表面の自転周期を再現しています。
冠状流入および流入/流出ペアのモデル
このレポートは、コロナの流入と流入/流出のペアとして知られている白色光コロナグラフ観測現象の3次元（3D）数値電磁流体力学（MHD）モデルを提示します。LASCO/C2視野（約2〜6Rs）での冠状流入は、磁気によって形成された外向きに伝播するストリーマーブロブに対応するヘルメットストリーマーベルトに関連する太陽風プラズマの動的かつ断続的な放出から生じると考えられていました。再接続。この解釈は、イン/アウトペアのその後の識別とそれらの3D構造のマルチスペースクラフト観測によって本質的に確認されました。MHDシミュレーションの結果は、コロナで高く形成され、コロナグラフ画像で「オタマジャクシのような」と特徴付けられている曲がりくねった動きで内側に伝播する密度枯渇の比較的狭いレーンを示しています。シミュレーションの流入と流入/流出のペアの高さ-時間発展と速度プロファイルを対応する観測と比較し、合成白色光と質量密度の進化に関連する基礎となる磁場構造の詳細な分析を示します。遅い太陽風の固有の変動性のこの構造化されたコンポーネントの物理的起源を理解することは、太陽風モデリングと、パーカーソーラープローブおよびソーラーオービターからの遠隔および現場観測の解釈に大きく貢献する可能性があります。
さまざまなIa型超新星爆発シナリオからの元素合成の痕跡と銀河の化学進化への影響
| Title |
Nucleosynthesis_imprints_from_different_Type_Ia_Supernova_explosion_scenarios_and_implications_for_galactic_chemical_evolution |
| Authors |
F._Lach_(1_and_2),_F._K._Roepke_(1_and_3),_I._R._Seitenzahl_(4),_B._Cot\'e_(5_and_6_and_7),_S._Gronow_(1_and_2)_and_A._J._Ruiter_(4)_((1)_Heidelberger_Institut_f\"ur_Theoretische_Studien,_(2)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Astronomisches_Rechen-Institut,_(3)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_(4)_School_of_Science,_University_of_New_South_Wales,_Australian_Defence_Force_Academy,_(5)_Konkoly_Observatory,_Research_Centre_for_Astronomy_and_Earth_Sciences,_MTA_Centre_for_Excellence,_(6)_ELTE_E\"otv\"os_Lor\'end_University,_Institute_of_Physics,_(7)_National_Superconducting_Cyclotron_Laboratory,_Michigan_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14084 |
チャンドラセカール下質量白色矮星の純粋な爆発、二重爆発、および2つの白色矮星の激しい融合モデルである、チャンドラセカール下質量白色矮星の付加されたヘリウムエンベロープを持つ純粋なヘリウム爆発を含む、さまざまなIa型超新星爆発シミュレーションの核合成収量を分析します。チャンドラセカール質量白色矮星の爆燃と爆轟の遅延。鉄のピーク元素であるMn、Zn、Cuに焦点を当てます。この目的のために、我々はまた、これらの元素の異なる燃焼体制と生産場所、ならびに存在量測定といくつかの銀河化学進化研究の結果を簡単にレビューします。[Mn/Fe]の超太陽値は、チャンドラセカール質量爆発モデルに限定されないことがわかります。ヘリウム爆発を含むシナリオは、Mnの生成、特にカルシウムが豊富な過渡現象に対して提案されたモデルに大きく貢献する可能性があります。Ia型超新星は、多くの場合、ZnとCuの生成サイトとして考慮されていませんが、ヘリウムシェル爆発を含むモデルでは、Feに対して超太陽比でこれらの元素を生成できます。我々の結果は、銀河の化学進化モデルにおけるIa型超新星の収量の再検討を示唆している。観測との詳細な比較は、これらのイベントの前駆細胞と爆発チャネルへの新しい洞察を提供することができます。
大規模なフラックス出現の結果としての非定型黒点光橋の形成
ソーラーダイナミクス天文台からのフルディスクデータとダン太陽望遠鏡（DST）からの高解像度データの組み合わせを使用して、通常の黒点における非定型光橋（LB）の形成、構造、および進化を研究します。LBは、LBの約17時間前に現れる、親の黒点の外側の細孔に根ざした1つのフットポイントを持つ磁束の出現から生じます。細孔は黒点と反対の極性を持ち、約0.4km/sの速度で黒点から遠ざかります。これは、外側の半影に細長い磁気チャネルの発達を伴い、それが内側の半影の境界に到達したときにLBの形成をトリガーします。LBは、電界強度が約1.2kGのほぼ水平な構造であり、全長に沿って約0.85km/sの長寿命の光球の青方偏移を示します。LBの出現により、彩層と遷移領域に動的なサージが発生します。約13分後。DSTデータのLBの光球および彩層構造は、スペクトル線パラメーターと、1083nmでのHei、1082.7nmでのSii、854nmでのCaiiIR、および656nmでのHalphaの反転、およびスペックル再構成イメージングから導き出されました。700nmおよび430nmで。LBは、横方向に押し出されることなく、光球内で細長いフィラメント状の形状を示します。CaiiIRの熱逆転は、LBが陰影よりも約600〜800K高いことを示しています。LBのさまざまなセクションは、400〜700kmの高さに上昇しています。我々の結果は、LB形成がフラックス出現イベントの一部であり、LBエンベロープが約13時間後に溶解する前に約29Mmの高さに達することを示しています。LBに持続的で大規模な光球の青方偏移が存在することが、フィールドフリーのアンブラル貫入岩におけるフラックス出現イベントと転覆対流を区別するための最も可能性の高い基準であることを示唆します。
惑星状星雲NGC6886およびNGC6886でのラマン散乱HeII $ \ lambda $ 6545の発見
| Title |
Discovery_of_Raman-scattered_He_II_$\lambda$6545_in_the_Planetary_Nebulae_NGC_6886_and_NGC_6886 |
| Authors |
Bo-Eun_Choi_(Sejong_University),_Hee-Won_Lee_(Sejong_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14114 |
若い惑星状星雲（PNe）は、前の漸近巨星分枝段階で放出された大量の中性物質を保持しています。若いPNeの厚いHI領域は、非弾性散乱されて光学領域に現れる可能性のある遠紫外線を照射することによって効果的に調べることができます。ラマン散乱機能は、若いPNeの質量損失プロセスを調査するために使用できる中性領域のユニークな分光トレーサーです。BOES（普賢山天文台エシェル分光器）を使用して若いPNeの高分解能分光法を実施し、NGC6886およびNGC6881の6545{\AA}でのラマン散乱HeII特徴の発見を報告します。ラマン散乱HeII特徴はこれまでのところ、5つのPNeでのみ検出されており、特に、NGC6881でのHI成分の最初の直接検出です。2つのPNeのラマンHeII$\lambda6545$機能は、彼はII$\lambda6560$であり、中立領域が拡大していることを示しています。グリッドベースのモンテカルロコード「STaRS」を使用して、放射状に拡張する部分的な球殻の形状の中性水素領域を想定して、ラインプロファイル分析を実行します。プロファイルは、カバーファクター$CF=0.3$、HIカラム密度$N_{\rmHI}=5\times10^{20}〜{\rmcm^{-2}}$、のモデルパラメーターによく適合しています。NGC6886および$CF=0.6$の場合、拡張速度$v_{\rmexp}=25〜\rm\km〜s^{-1}$、$N_{\rmHI}=3\times10^{20}〜{\rmcm^{-2}}$、および$v_{\rmexp}=30\rm\km〜s^{-1}$（NGC6881の場合）。
電磁流体力学（MHD）分光法は、ヘリオから星震学、太陽冠状（ループ）地震学、ジェット、降着円盤、または太陽/恒星大気の波と不安定性の研究に至るまで、多くの天体物理学分野の中心です。MHD分光法は、力と熱力学的バランスを実現する特定の構成について、過安定（つまり成長）モードまたは減衰モードを含むすべての線形（立ちまたは進行）波モードを定量化します。ここでは、圧力勾配、ローレンツ力、遠心力効果、重力のバランスを取り、放射損失などの非断熱的側面が強化された、流れを伴う1次元平衡の完全なMHDスペクトルを計算するための新しいオープンソース数値コードであるレゴラスを紹介します。、熱伝導と抵抗率。支配方程式は無視できる座標でフーリエ表現を使用し、線形化された方程式のセットは、重要な高さまたは半径方向の変化で有限要素を使用して離散化され、同じ実装を使用してデカルトおよび円筒形状を処理します。弱いガラーキン定式化は、一般化された（非エルミート）行列固有値問題を引き起こし、線形代数アルゴリズムはすべての固有値と対応する固有ベクトルを計算します。磁化された成層大気のpモードとgモードから、冠状ループ地震学に関連するモード、熱不安定性、太陽の隆起に関連する離散的な超安定Alfv\'enモード、安定性の研究に至るまで、確立された多数の結果を紹介します。宇宙ジェットの流れのために。（準）パーカー、（準）交換、電流駆動、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性、および非理想的な準モード、抵抗膜引き裂きモード、磁気熱不安定性に遭遇します。高解像度を使用すると、以前に計算されたスペクトルに新しい光が当てられ、まだ調査されていない興味深いスペクトル領域が明らかになります。
活動最大に近いプロキシマケンタウリの大規模磁場
| Title |
The_large-scale_magnetic_field_of_Proxima_Centauri_near_activity_maximum |
| Authors |
Baptiste_Klein,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_\'Elodie_M._H\'ebrard,_Bonnie_Zaire,_Colin_P._Folsom,_Julien_Morin,_Xavier_Delfosse_and_Xavier_Bonfils |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14311 |
ゆっくりと回転する完全対流型M矮星プロキシマケンタウリの表面での大規模磁場の検出を報告します。2017年4月から7月にHARPS-Pol分光偏光計で収集された、10個の円偏光スペクトルは、回転変調されたZeemanシグネチャを示し、$89.8\pm4.0$dの恒星の自転周期を示唆しています。Zeeman-DopplerImagingを使用して、円偏光スペクトルを大規模磁場の表面分布に反転します。ProximaCenは、典型的な強度200Gの大規模な磁場をホストし、そのトポロジーは主にポロイダルであり、適度に軸対称であり、特に、51$^{\circ}$で傾斜した135Gの双極子成分を特徴とします。回転軸。大規模な磁束は、非分極線のゼーマン広がりから測定された磁束の約3分の1であり、これは、基礎となるダイナモが最大の空間スケールで磁場を生成するのに効率的であることを示唆しています。私たちの観測は、プロキシマ・ケンタの報告された7年間の活動サイクルの最大値の1年後に発生します。これは、大規模な磁場が磁気サイクルとともにどのように進化するかについての最初の長期研究への扉を開きます。対流の非常に低質量の星。最後に、プロキシマケンのハビタブルゾーン惑星であるプロキシマ-bは、直接的な磁気的な星と惑星の相互作用が発生しないアルフベン表面の外側を周回している可能性が高いことがわかります。
白色矮星によって照射された褐色矮星の大気モデル：高温および超高温木星の類似体
| Title |
Atmosphere_Models_of_Brown_Dwarfs_Irradiated_by_White_Dwarfs:_Analogues_for_Hot_and_Ultra-Hot_Jupiters |
| Authors |
Joshua_D._Lothringer,_Sarah_L._Casewell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14319 |
照射された褐色矮星（BD）は、亜恒星および照射された大気の理解をテストするための自然の実験室を提供します。白色矮星（WD）の周りの少数の短周期BDが観察されていますが、独特の強烈なUV優勢照射はモデリングの課題を提示します。ここでは、オブジェクトの温度構造に対するUV照射の影響を考慮に入れた最初の完全に自己無撞着な1D大気モデルを提示します。2つのBD-WDシステム、つまりWD-0137-349とEPIC-212235321について説明します。WD-0137-349Bの平衡温度は、高温と超高温の木星の間の遷移になりますが、EPIC-212235321Bの平衡温度は、KELT-9bを除くすべての超高温木星よりも高くなります。照射されたBD大気のいくつかの特有の側面を調査し、既存の測光がモデルにうまく適合することを示します。さらに、これらのBDからの原子輝線の検出は、超高温木星で最近調査された逆転と同様に、強い照射によって誘発された温度逆転によって説明することができます。WD-0137-349Bのモデルは、これらの原子線のすべてではなく、多くの観測された相当幅を再現できます。これらのオブジェクトの観測された測光を使用して、PHOENIXExoplaneTRetrievalAlgorithm（PETRA）を使用して温度構造を取得し、低圧では多少低温ですが、構造がモデルと一致していることを示します。次に、このクラスの照射された褐色矮星と低質量の超高温木星の類似点と相違点について説明します。最後に、色の大きさの空間で照射されたBDの動作を説明し、孤立したオブジェクトに対して十分にテストされた方法を使用して照射されたBDを分類することの難しさを示します。
ヘイル極性法に違反する双極活性領域のカタログ、1989-2018
| Title |
A_Catalog_of_Bipolar_Active_Regions_Violating_the_Hale_Polarity_Law,_1989-2018 |
| Authors |
A._Zhukova,_A._Khlystova,_V._Abramenko,_D._Sokoloff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14413 |
逆極性の双極活性領域（AR）（反ヘイル領域）のリストはありませんが、そのようなARの統計的調査（深部光球下プロセスの痕跡を持っている）は太陽周期メカニズムを理解するために重要です。1989年1月1日から2018年12月31日までの8606ARを調査して、反ヘイル領域を検出し、カタログを作成しました。太陽および太陽圏天文台（SOHO）と太陽力学観測所（SDO）のデータ、およびDebrecenPhotoheliographicData、MountWilsonObservatoryのカタログと図面、およびUSAF/NOAA太陽領域の概要が使用されました。反ヘイル領域の識別に関連する複雑で曖昧なケースを分析しました。ARを反ヘイル領域として識別するための2つの基本的な基準と4つの追加の基準が策定されました。基本的な基準は次のことを前提としています。i）ARの支配的な特徴は、両方の極性の黒点/細孔が存在する逆極性の双極子を形成する必要があります。ii）反対の極性間の磁気接続を観察する必要があります。反ヘイル地域（275AR）のカタログが編集されています。カタログには、NOAA番号、黒点の最大総面積の日付、座標、およびこの日付の修正された黒点面積が含まれています。傾斜と最も複雑な達成されたマウントウィルソン磁気クラスも提供されます。提案された基準を満たす反ヘイルグループの割合は、研究されたすべてのARから約3.0％であり、各ARを個別に調べた著者による初期の推定に近い：ヘイルとニコルソンによる約2.4％（Ap.J。62、270、1925）およびRichardsonによる〜3.1％（Ap.J。107、78、1948）。後の研究での反ヘイル率の向上は、以下に関連している可能性があります。i）機器の感度の向上（バイポールの小型化を検討）。ii）反ヘイル地域の識別における曖昧さ。
ハミルトニアン形式では、擬態場の導関数が高い2種類の擬態重力モデルが解析されます。最初のタイプの模倣重力の場合、Ricciスカラーは模倣フィールドにのみ結合し、自由度（DOF）の数が3であることを示します。次に、アインシュタインフレームとジョーダンフレームの両方で、Ricciスカラーに直接結合された高次導関数を使用して拡張模倣重力のハミルトニアン解析を実行します。3つの伝播DOFのみが表示される宇宙論的摂動レベルで作業している以前の研究とは異なり、この一般化された模倣モデルには、一般に4つのDOFがあることを示します。この不一致を理解するために、ユニタリーゲージを検討し、DOFの数が3つに減少することを確認します。このシステムが特異に見える理由は、すべての二次制約のディラック行列がユニタリーゲージで特異になり、余分な二次制約が生じ、DOFの数が減少するためであると結論付けます。さらに、動的システムの簡単な例を示して、ディラック行列のランクがゲージに依存する場合に、ゲージの選択が2次制約の数とDOFにどのように影響するかを示します。
修正および拡張された重力理論における精密宇宙論：洞察に満ちたテスト
この作業では、現在の観測テストを使用して、修正および拡張された宇宙論モデルについて簡単に説明します。後期宇宙測定に基づくこれらの天体物理学的サンプルによれば、$f（R）$や$f（T、B）$のような理論が動的暗黒エネルギーに有用な解釈を提供できることを示します。この段階で、精密宇宙論はそれ自体で宇宙規模で重力物理学をテストする意欲的な試みになり、これらの分析を使用して、これらの重力理論の特定の宇宙論モデルに対する実行可能性と将来の制約をテストすることができます。標準の$\Lambda$CDMシナリオから代替パスを提案するアプローチ。
Breve historia de la astrobiolog \ 'ia en Argentina
宇宙生物学またはエキソバイオロジーは、宇宙の他の場所で生命を見つける可能性を調査する比較的新しい科学分野です。これには、地球の近くまたは遠くにある惑星の探査だけでなく、生命の起源と進化の研究における私たち自身の惑星の探査も含まれます。この分野が答えようとする質問の複雑さを考えると、宇宙生物学は、とりわけ物理学、化学、天文学、地質学などの科学のさまざまな分野から栄養を与え、その理由は学際的または学際的分野と見なされます。これらの質問のいくつかはこれらの分野からも生じており、現在の宇宙生物学に収束しています。これらの質問の多くでさえ、今日私たちが持っている科学的および技術的枠組みがないにもかかわらず、古代にも尋ねられてきました。これは、とりわけ古代ギリシャのような文明の場合であり、他の世界で生命を見つける可能性に直接関連する疑問を提起しました。したがって、今日の質問の多くは宇宙生物学の一部であり、宇宙生物学自体の発展よりも前のものです。これは、世界中の若い科学としての宇宙生物学の発展につながった道でした。アルゼンチンなどの多くのラテンアメリカ諸国も例外ではありません。
高原のあるネストされたサンプリング
最近、Riley（2019）によって示されました。Schittenhelm＆Wacker（2020）は、尤度関数のネストされたサンプリング（NS）にプラトーが存在すると、証拠と事後密度の推定に誤りが生じることを示しています。問題の原因を非公式に説明した後、プラトーを処理し、麻酔薬を使用して人気のあるNSソフトウェアからのNS実行に遡及的に適用できるNSの修正バージョンを提示します。変更されたNSでは、プラトー内のライブポイントは、置き換えなしで1つずつ削除されます。通常、各削除後に前のボリュームのNS圧縮が行われますが、ライブポイントの動的な数が考慮されます。プラトー内のすべてのポイントが削除されると、ライブポイントが補充されます。いくつかの例でそれを示します。変更は簡単なので、SkillingのNSアルゴリズムの正規バージョンになることを提案します。
ナノヘルツ重力波背景における異方性の探索への洞察
| Title |
Insights_into_searches_for_anisotropies_in_the_nanohertz_gravitational-wave_background |
| Authors |
Yacine_Ali-Ha\"imoud,_Tristan_L._Smith_and_Chiara_M._F._Mingarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.13958 |
今後数年以内に、パルサータイミングアレイ（PTA）は、刺激的な超大質量ブラックホールバイナリのコレクションによって生成される可能性のある確率的重力波バックグラウンド（GWB）を検出するように配置され、いくつかのエキゾチックな物理学を制約する可能性があります。これまでのところ、パルサータイミングデータ分析のほとんどは、GWBが完全に等方性であると仮定して、GWBの単極に焦点を合わせてきました。自然な次のステップは、GWBで異方性を検索することです。この論文では、最近開発されたPTAフィッシャー行列を使用して、GWB異方性の最適な検索戦略に関する洞察を得ています。具体的には、パルサーの現実的なノイズ特性を使用して、EPTAデータに結果を適用します。球面調和関数や粗いピクセルなど、所定のマップの線形結合が角度依存性であると想定されるGWBの検出可能性を予測します。GWBモノポールは常にこれらのマップと統計的に相関しており、異方性を同時に検索するとモノポールに対する感度が失われることを意味します。次に、PTAが最も敏感なGWB強度の角度分布を導き出し、これらの「主要マップ」を使用してGWBの角度依存性を近似的に再構築する方法を示します。主要なマップは完全に異方性でもモノポールとの無相関でもないため、角度分布に関する事前の知識がなくても、GWB内の異方性を具体的に検索する頻度論的基準も開発します。最後に、Fisher形式を使用して既存のEPTA結果を復元する方法を示し、その意味を明確にします。ここで紹介するツールは、パルサータイミングデータの計算量の多い分析をガイドおよび最適化するのに役立ちます。
パーカーソーラープローブによって明らかにされた太陽風の磁気ホールの特性
| Title |
Characteristics_of_Magnetic_Holes_in_the_Solar_Wind_Revealed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
L._Yu,_S._Y._Huang,_Z._G._Yuan,_K._Jiang,_Q._Y._Xiong,_S._B._Xu,_Y._Y._Wei,_J._Zhang,_Z._H._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14008 |
最初の2つの軌道のパーカーソーラープローブ観測を使用して、0.166から0.82AUまでの太陽風の線形磁気ホール（LMH）の特性と半径方向の進化の統計分析を示します。LMHの持続時間は主に25秒未満であり、深さは0.25から0.7の範囲であることがわかります。地動説の距離が長くなると、持続時間はわずかに増加し、深さはわずかに深くなります。穴の内部のすべてのイベントの約50％のプラズマ温度と密度の両方が、穴の周囲のイベントよりも高くなっています。平均発生率は8.7イベント/日であり、以前の観測よりもはるかに高くなっています。LMHの発生率は、地動説の距離による明確な変化はなく（地動説の距離の増加に伴ってわずかに減少する傾向のみ）、約0.525AUおよび約0.775AU付近でいくつかの強化があり、新しいローカルで生成されたLMHが存在する可能性があることを意味します。すべてのイベントは3つの部分（つまり、0.27、0.49、0.71AU）に分割され、線形磁気ホールの形状変化を調査します。結果は、LMHの形状が、太陽から地球への磁場方向を横切って、そして磁場方向に沿って延長される一方で、磁場を横切るスケールは、磁場に沿ってよりも少し速く伸びることを示しています。本研究は、太陽風におけるLMHの進化と形成メカニズムを理解するのに役立つ可能性があります。
スカラーテンソル理論におけるスクリーニングの動的解析
カメレオンスクリーニングメカニズムに焦点を当てたスカラーテンソル理論における静的構成での球対称摂動の線形および非線形ダイナミクスを調査します。特に、2つの質問に対処します。静的な背景が適切にスクリーニングされている場合、摂動が5番目の力をどの程度発生させるか、および結果として生じる5番目の力が背景構成の安定性と構造を変更できるかどうかです。線形摂動の場合、断熱近似を使用して、フーリエモード周波数$\omega^2$の2乗の下限を導き出します。この下限が負の場合、不安定モードが存在する可能性があり、この影響はスクリーニングパラメータによって抑制されますが、不安定性の状態は5番目の力によって変更できることがわかります。非線形摂動の場合、主に5番目の力が強くなる可能性のある短波長モードに関心があるため、平面近似の下で数値シミュレーションを実行します。密度摂動の初期振幅が十分に大きい場合、静的背景が十分にスクリーニングされるようにモデルパラメータが選択されている場合でも、5番目の力の大きさはニュートン重力の大きさに匹敵する可能性があることがわかります。スクリーニングが静的バックグラウンドに対して効果的である場合、流体力学は主に圧力勾配によって支配され、第5の力によって大きく影響されないことも示されています。
相対論的プラズマにおける三重相互作用の衝突積分を評価するための数値スキーム
| Title |
Numerical_scheme_for_evaluating_the_collision_integrals_for_triple_interactions_in_relativistic_plasma |
| Authors |
M._A._Prakapenia,_I._A._Siutsou_and_G._V._Vereshchagin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14348 |
クーロン散乱やコンプトン散乱などの相対論的プラズマにおけるバイナリ相互作用、およびペアの生成と消滅はよく知られており、詳細に研究されています。三重相互作用、すなわち相対論的制動放射、二重コンプトン散乱、放射対生成、三重対生成/消滅、およびそれらの逆プロセスは、通常、天体物理学の問題および実験室プラズマにおける放出プロセスと見なされます。プラズマ動力学におけるそれらの役割は基本的です[1]。正確なQED行列要素の直接積分に基づいて、相対論的プラズマにおけるすべての三重相互作用のUehling-Uhlenbeck衝突積分を計算するための新しい保守的なスキームを提示します。熱分布の反応速度は、可能な場合、対応する分析式と比較され、良好な一致を示しています。私たちの結果は、天体物理学と実験室の両方の条件で、平衡状態から外れた相対論的プラズマの定量的記述に関連しています。
深い確率的イメージング：計算イメージングのための不確実性の定量化とマルチモーダルソリューションの特性評価
| Title |
Deep_Probabilistic_Imaging:_Uncertainty_Quantification_and_Multi-modal_Solution_Characterization_for_Computational_Imaging |
| Authors |
He_Sun,_Katherine_L._Bouman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.14462 |
計算画像再構成アルゴリズムは、一般に、不確実性や信頼性を測定することなく、単一の画像を生成します。逆問題に対する正則化最尤法（RML）とフィードフォワード深層学習アプローチは、通常、点推定の回復に焦点を合わせています。これは、複数の画像モードが測定データと一致すると考えられる劣決定イメージングシステムを使用する場合の重大な制限です。したがって、観測データを説明する可能性のある画像の空間を特徴づけることが重要です。この論文では、再構成の不確実性を定量化するための変分深い確率的イメージングアプローチを提案します。DeepProbabilisticImaging（DPI）は、トレーニングされていない深層生成モデルを使用して、観測されていない画像の事後分布を推定します。このアプローチでは、トレーニングデータは必要ありません。代わりに、ニューラルネットワークの重みを最適化して、特定の測定データセットに適合する画像サンプルを生成します。ネットワークの重みが学習されると、事後分布を効率的にサンプリングできます。このアプローチを、事象の地平線望遠鏡によるブラックホールイメージングに使用される干渉無線イメージングのコンテキストで示します。
ウォームダークマター（WDM）は、還元相対論的ガス（RRG）と呼ばれる単純で有用なモデルで説明できます。この作業では、重力に最小限および非最小限に結合されたスカラー場アクションを分析的に構築します。これは、メトリックの等角係数に対して同じ宇宙論的解を生成するという意味でRRGと同等です。特に、共形対称性を持つスピンレス粒子の超相対論的理想気体のモデルに対応するスカラー理論を構築します。最後に、スカラー場モデルを実行中の宇宙定数（RCC）の形で動的暗黒エネルギーで補足する可能性も検討されています。
