$ \ texttt {deep21} $：21cmの前景除去のための深層学習方法
| Title |
$\texttt{deep21}$:_a_Deep_Learning_Method_for_21cm_Foreground_Removal |
| Authors |
T._Lucas_Makinen,_Lachlan_Lancaster,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Peter_Melchior,_Shirley_Ho,_Laurence_Perreault-Levasseur,_and_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15843 |
21cmの強度マッピング観測から前景の汚染物質を除去しようとしています。シミュレートされた観測でトレーニングされた、UNetアーキテクチャと3次元畳み込みを備えた深い畳み込みニューラルネットワーク（CNN）が、ノイズの存在下で前景から宇宙中性水素（HI）信号の周波数と空間パターンを効果的に分離できることを示します。クリーンアップされたマップは、関連するすべての角度スケールと周波数で10％以内の宇宙論的クラスタリング統計を回復します。これは、小さな角度スケール（$\ell>300$）で1桁以上の予測分散が減少し、小さな放射状スケール（$k_{\parallel}>0.17\\rmh\Mpc^）の精度が向上することを意味します。{-1}）$は、標準の主成分分析（PCA）メソッドと比較されます。UNetsのアンサンブルをトレーニングすることにより、ネットワークの予測の事後信頼区間を推定します。私たちのアプローチは、シミュレートされた前景モデルが十分に現実的である限り、今後の無線実験のために、導出された要約統計量ではなく、21cmの強度マップを分析する可能性を示しています。この分析に使用するコードは$\href{https://github.com/tlmakinen/deep21}{\rmGitHub}$で提供され、実験とUNetモデルのブラウザーベースのチュートリアルも付属の$で提供されます。\href{http://bit.ly/deep21-colab}{\rmColab\Notebook}$。
発生源の重心速度による重力波モードの励起
| Title |
Excitation_of_gravitational_wave_modes_by_a_center-of-mass_velocity_of_the_source |
| Authors |
Alejandro_Torres-Orjuela,_Xian_Chen_and_Pau_Amaro-Seoane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15856 |
ほとんどの重力波（GW）源は、私たちに対して移動しています。この動きは、多くの場合、ソースの環境と密接に関連しているため、ソースとそのホストの形成に関する重要な情報を提供できます。最近、LIGOとVirgoがGWのサブドミナントモードを初めて検出しました。ソースの重心の動きがこれらのモードに影響を与える可能性があることを示します。この場合、効果はソースの速度に比例します。GWモードへの影響は、GWの全体的な周波数に影響を与えるため、位相シフトにつながります。この効果がLIGO/Virgoの検出に与える影響を調査し、質量比と傾斜が高いソースで検出できることを示しています。この効果は、GW観測における質量とドップラーシフトの間の縮退を打ち破り、一定の速度であってもGWソースの動きを検出する新しい可能性を開きます。
| Title |
Gaussian_Process_Foreground_Subtraction_and_Power_Spectrum_Estimation_for_21_cm_Cosmology |
| Authors |
Nicholas_Kern_and_Adrian_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15892 |
宇宙の再電離の時代（EoR）で21cmの強度マッピングの科学的可能性を実現する上での主な課題の1つは、天体物理学的な前景汚染の分離です。最近の研究では、ガウス過程回帰（GPR）は、特に信号がピーク信号対雑音比に達する低フーリエ$k$波数で、この分離を確実に実行できると主張しています。GPR前景減算（GPR-FS）を2次推定量形式にキャストすることにより、このトピックを再検討し、それによってその統計的特性をより強力な理論的基盤に置きます。GPR-FSは、これらの低kモードでウィンドウ関数を歪める可能性があり、適切な非相関がないと、EoRパワースペクトルのプローブが困難になることがわかります。ちなみに、GPR-FSは、広く研究されている最適な2次推定量と実際に密接に関連していることも示しています。ケーススタディとして、GPR-FSを利用した低周波アレイ（LOFAR）の最近のパワースペクトルの上限を調べます。正規化スキームに細心の注意を払い、EoR共分散が誤って推定された場合に信号損失に特に敏感であることを示しています。これは、除外されたEoRモデルの多くが、LOFARによって調査された共分散モデルの範囲内にないため、LOFAR制限の最近の天体物理学的解釈に影響を与える可能性があることを意味します。このバイアスに対してよりロバストであるため（完全にバイアスがないわけではありませんが）、2次推定量はGPR-FSを実装して21cmのパワースペクトルを計算するためのより自然なフレームワークであると結論付けます。
2つのスカラーからなるボース・アインシュタイン凝縮（BEC）システムの特性を、BECが恒星スケールの場合と銀河スケールの場合の両方に焦点を当てて研究します。このようなシステムの安定性を研究し、既存の単一スカラー限界と接触した後、非重力自己相互作用と種間の相互作用の両方を含む、アインシュタイン-クライン-ゴルドン（EKG）方程式を使用して2つの相互作用するスカラーの数値研究を行います。。特にシステムが一方のスカラーによって支配される状態からもう一方のスカラーによって支配される状態に移行する場合、余分なスカラーの存在とそれらの間の可能な相互作用がBECシステムの質量プロファイルに固有の痕跡を残す可能性があることを示します。恒星スケール（非線形レジーム）では、タイプ$+\phi_1^2\phi_2^2$の2つのスカラー間の反発相互作用が、BECシステムを安定させ、高いコンパクトさまでサポートできることを観察します。これは、$+\phi^4$システムに存在します。この振る舞いの簡単な分析的理解を提供し、それがLIGO-Virgoで興味深い重力波信号につながる可能性があることを指摘します。一方、銀河スケールでは、2スカラーBECが、観測された銀河コア質量プロファイルに適合するために超軽量暗黒物質質量プロファイルを使用するときに発生するスケーリング問題に対処できることを示しています。最後に、集団対称性の破れを使用して、反発する$\phi_1^2\phi_2^2$相互作用を持つ2つの超軽量スカラーの粒子モデルを構築します。複数のスカラーに簡単に一般化できるEKGシステムを解くために緩和法を利用する高速数値コードを開発します。
データ圧縮と共分散行列の検査：宇宙せん断
| Title |
Data_Compression_and_Covariance_Matrix_Inspection:_Cosmic_Shear |
| Authors |
Tassia_Ferreira,_Tianqing_Zhang,_Nianyi_Chen,_Scott_Dodelson_(for_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15986 |
共分散行列は、エンドツーエンドの宇宙論的分析の中で最も難しい部分の1つです。原則として、2点関数の場合、各コンポーネントには4点関数が含まれ、結果の共分散には多くの場合、数十万の要素が含まれます。宇宙せん断統計のコンテキストで共分散行列のサイズを大幅に削減できるさまざまな圧縮メカニズムを調査します。これは、その部分のどれがパラメーター推定に最も重要であるかを識別するのに役立ちます。単純な圧縮方法から始めます。最小の固有値に関連付けられた200のモードを分離して「削除」し、次に信号対雑音比が最小のモードを分離して「削除」してから、断層撮影レベルでの圧縮などのより高度なスキームに進みます。大幅に最適化されたパラメータ推定とデータ圧縮（MOPED）を使用します。これらのアプローチのほとんどは、$\Omega_m$などの関心のあるいくつかのパラメーターに役立つことがわかりますが、最も単純な方法では、$S_8$だけでなく固有アライメント（IA）パラメーターの拘束力も失われます。検討されたケース（ダークエネルギーサーベイのデータの最初の年からの宇宙せん断）では、MOPEDだけが16パラメーター空間で元の制約を再現できました。最後に、MOPEDで取得した圧縮共分散行列の要素に許容度テストを適用し、IAパラメーター$A_{\mathrm{IA}}$が共分散行列の不正確さの影響を最も受けやすいことを確認します。
CMBレンズ質量マップを使用した宇宙赤外線背景放射のモデルの改善
| Title |
Improving_models_of_the_cosmic_infrared_background_using_CMB_lensing_mass_maps |
| Authors |
Fiona_McCarthy_and_Mathew_S._Madhavacheril |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16405 |
ほこりっぽい星形成銀河からの赤外線放射によって供給される宇宙赤外線背景放射（CIB）は、宇宙の星形成の歴史に関する貴重な情報源です。$\sim300$GHzより高い周波数でのミリメートルの空の測定では、銀河の塵からのCIBと熱放射が支配的です。一方、低周波数でのCIBの寄与についての理解が限られていると、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の減衰テールに影響を与える新しい物理学だけでなく、スニヤエフゼルドビッチの動的スペクトルを小規模に測定する取り組みが妨げられる可能性があります。プランク衛星は、217、353、545、および857GHzでCIBを高忠実度で測定しました。非常に大規模な場合、この測定は、CIBを銀河の塵から分離する能力によって制限されますが、中間の規模では、測定は、CIBによってトレースされた基礎物質フィールドのサンプル分散によって制限されます。CIB（既存の{\itPlanck}マップまたは今後のCCAT-primeマップから測定）をから推測される今後の質量マップと相互相関させることにより、星形成モデルのパラメーターでどのように大幅な改善（20〜100％）が得られるかを示します。CMBの重力レンズ。この改善は、星形成銀河の赤方偏移分布に関する知識の向上と、CIBフィールドのサンプル分散をキャンセルするためのCMBレンズ質量マップから推測される不偏物質密度の使用によるものです。また、CIBとCMBレンズの相互相関をより広い領域で測定し、より困難なCIB自動スペクトル測定を空の最もきれいな5％に制限すると、CIBモデルパラメーターがさらに改善されることもわかりました。
KiDS-1000宇宙論：フラットな$ \ Lambda $ CDMを超える制約
| Title |
KiDS-1000_Cosmology:_constraints_beyond_flat_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Tilman_Tr\"oster,_Marika_Asgari,_Chris_Blake,_Matteo_Cataneo,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Benjamin_Joachimi,_Chieh-An_Lin,_Ariel_G._S\'anchez,_Angus_H._Wright,_Maciej_Bilicki,_Benjamin_Bose,_Martin_Crocce,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Benjamin_Giblin,_Karl_Glazebrook,_Henk_Hoekstra,_Shahab_Joudaki,_Arun_Kannawadi,_Fabian_K\"ohlinger,_Konrad_Kuijken,_Chris_Lidman,_Lucas_Lombriser,_Alexander_Mead,_David_Parkinson,_Peter_Schneider,_HuanYuan_Shan,_Christian_Wolf,_Qianli_Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16416 |
空間曲率$\Omega_K$、ニュートリノ質量の合計$\summ_\nu$、暗黒エネルギー状態方程式パラメーター$w$を変化させることにより、フラット$\Lambda$CDM宇宙モデルへの拡張に対する制約を提示します。そしてHu-Sawicki$f（R）$重力$f_{R0}$パラメーター。Kilo-DegreeSurvey（KiDS-1000）からの宇宙せん断の$3\times2$ptの測定値、BaryonOscillationSpectroscopicSurvey（BOSS）からの銀河団、およびKiDS-1000とBOSSのオーバーラップからの銀河-銀河レンズの組み合わせ、および分光2度フィールドレンズ調査（2dFLenS）では、$\Omega_K=0.011^{+0.054}_{-0.057}$、$\のフラットな$\Lambda$CDMモデルと完全に一致する結果が見つかりました。合計m_\nu<1.76$eV（95％CL）、および$w=-0.99^{+0.11}_{-0.13}$。$f_{R0}$パラメータは、完全に非線形の$f（R）$宇宙せん断解析では制約されません。3つの異なるモデル選択基準を考慮すると、基準フラット$\Lambda$CDMモデルまたは考慮される拡張のいずれかに対する明確な優先順位は見つかりません。フラット$\Lambda$CDMパラメーター空間の拡張に加えて、原始パワースペクトルの振幅をPlanckの最適値に固定することにより、フラット$\Lambda$CDMパラメーター空間の一般的なサブセットへの制限も検討します。超新星からの外部データの追加とCMBのレンズ効果。$\Lambda$CDMモデルを超えても、この分析で調査された課された制限も、$3\times2$pt制約とPlanckの間の$S_8$の$\sim3\sigma$張力を解決できません。$w$CDM、$S_8$の緊張が解消されます。ただし、$S_8$-$w$の結合パラメーター空間を考慮すると、$w$CDMの場合の緊張は持続します。ジョイントフラット$\Lambda$CDMCMBレンズと$3\times2$pt分析は、$\Omega_{\rmm}=0.307^{+0.008}_{-0.013}$、$\sigma_8=に厳しい制約をもたらすことがわかりました。0.769^{+0.022}_{-0.010}$、および$S_8=0.779^{+0.013}_{-0.013}$。
TOI122bとTOI237b、非アクティブなM矮星を周回する2つの小さな暖かい惑星、\ textit {TESS}によって発見されました
| Title |
TOI_122b_and_TOI_237b,_two_small_warm_planets_orbiting_inactive_M_dwarfs,_found_by_\textit{TESS} |
| Authors |
William_C._Waalkes,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Karen_A._Collins,_Adina_D._Feinstein,_Benjamin_M._Tofflemire,_B\'arbara_Rojas-Ayala,_Michele_L._Silverstein,_Elisabeth_Newton,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Jessie_Christiansen,_Robert_F._Goeke,_Alan_M._Levine,_H._P._Osborn,_S._A._Rinehart,_Mark_E._Rose,_Eric_B._Ting,_Joseph_D._Twicken,_Khalid_Barkaoui,_Jacob_L._Bean,_C\'esar_Brice\~no,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Dennis_Conti,_Tianjun_Gan,_Micha\"el_Gillon,_Giovanni_Isopi,_Emmanu\"el_Jehin,_Eric_L._N._Jensen,_John_F._Kielkopf,_Nicholas_Law,_Franco_Mallia,_Andrew_W._Mann,_Benjamin_T._Montet,_Francisco_J._Pozuelos,_Howard_Relles,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15905 |
\textit{TESS}によって観測された非アクティブなM矮星を通過する2つの暖かい惑星であるTOI122bとTOI237bの発見と検証を報告します。私たちの分析によると、TOI122bの半径は2.72$\pm$0.18R$_\rm{e}$で、8.8$\pm$1.0$\times$地球の放射補正を受け取り、TOI237bの半径は1.44$\pm$0.12です。R$_\rm{e}$で、3.7$\pm$0.5$\times$の地球の日射を受け取り、水星が太陽から受け取る6.7$\times$の地球の日射にまたがっています。これにより、これら2つのより涼しい惑星は、5。08日と5。43日の軌道上でも、\textit{TESS}によってまだ発見されています。一緒に、それらは小さな惑星の半径の谷にまたがり、M矮星の周りの揮発性の進化を調査するための有用な実験室を提供します。それらの比較的近い距離（それぞれ62.23$\pm$0.21pcと38.11$\pm$0.23pc）は、将来の視線速度の追跡と大気の特性評価のための潜在的に実行可能なターゲットになりますが、そのような観測は大型望遠鏡にかなりの時間を費やす必要があるかもしれません。
| Title |
HAT-P-68b:_A_Transiting_Hot_Jupiter_Around_a_K5_Dwarf_Star |
| Authors |
Bethlee_M._Lindor_(1_and_2_and_3),_Joel_D._Hartman_(3),_G\'asp\'ar_\'A._Bakos_(3_and_4),_Waqas_Bhatti_(3),_Zoltan_Csubry_(3),_Kaloyan_Penev_(5),_Allyson_Bieryla_(6),_David_W._Latham_(6),_Guillermo_Torres_(6),_Lars_A._Buchhave_(7),_G\'eza_Kov\'acs_(8),_Miguel_de_Val-Borro_(9),_Andrew_W._Howard_(10),_Howard_Isaacson_(11),_Benjamin_J._Fulton_(10_and_12),_Isabelle_Boisse_(13),_Alexandre_Santerne_(13),_Guillaume_H\'ebrard_(14),_T\'am\'as_Kov\'acs_(15),_Chelsea_X._Huang_(16),_Jack_Dembicky_(17),_Emilio_Falco_(6),_Mark_E._Everett_(18),_Elliott_P._Horch_(19),_J\'ozsef_L\'az\'ar_(20),_Istv\'an_Papp_(20),_P\'al_S\'ari_(20)_((1)_Astronomy_Department,_University_of_Washington,_Seattle,_WA,_USA,_(2)_NSF_Graduate_Student_Research_Fellow,_(3)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_NJ,_USA,_(4)_MTA_Distinguished_Guest_Fellow,_Konkoly_Observatory,_Hungary,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Texas_at_Dallas,_Richardson,_TX,_USA,_(6)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_MA,_USA,_(7)_DTU_Space,_National_Space_Institute,_Technical_University_of_Denmark,_Kgs._Lyngby,_Denmark,_(8)_Konkoly_Observatory_of_the_Hungarian_Academy_of_Sciences,_Budapest,_Hungary,_(9)_Astrochemistry_Laboratory,_Goddard_Space_Flight_Center,_NASA,_Greenbelt,_MD,_USA,_(10)_Department_of_Astronomy,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_USA,_(11)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_CA,_USA,_(12)_IPAC-NASA_Exoplanet_Science_Institute,_Pasadena,_CA,_USA,_(13)_Aix_Marseille_Universit\'e,_CNRS,_CNES,_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_Marseille,_France,_(14)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_UMR7095_CNRS,_Universit\'e_Pierre_&_Marie_Curie,_Paris,_France,_(15)_Institute_of_Physics,_E\"otv\"os_University,_Budapest,_Hungary,_(16)_Department_of_Physics,_and_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_Massachusetts_Institute_of_Technology,_Cambridge,_MA,_USA,_(17)_Apache_Point_Observatory,_Sunspot,_NM,_USA,_(18)_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_Tucson,_AZ,_USA,_(19)_Department_of_Physics,_Southern_Connecticut_State_University,_New_Haven,_CT,_USA,_(20)_Hungarian_Astronomical_Association,_Budapest,_Hungary) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16026 |
トランジット系外惑星HAT-P-68bの地上ベースのHATNet調査による発見を報告します。これは、質量が0.724$\pm$0.043$M_{Jup}$、半径が1.072$\pm$0.012$R_{Jup}$。惑星は、適度に明るいV=13.937$\pm$0.030マグニチュードK矮星の質量0.673$+$0.020$-$0.014$M_{\odot}$、半径0.6726$の周りの円形P=2。2984日軌道にあります。\pm$0.0069$R_{\odot}$。このシステムの惑星の性質は、FLWO〜1.2m望遠鏡で得られた追跡トランジット測光、Keck-I/HIRES、FLWO〜1.5m/TRES、およびOHP〜1.9m/Sophieを使用して測定された高精度RVによって確認されます。WIYN〜3.5m/DSSIからの高空間分解能スペックルイメージング。HAT-P-68は、黄道緯度$+3^{\circ}$にあり、NASATESSプライマリミッションとK2ミッションの両方の視野外にあります。0.036等（$r$バンド）の大きな通過深度により、HAT-P-68bは透過分光法による大気特性評価の有望なターゲットになります。
これは、流星とそれらが生成される親体に関する最近の研究の概要です。多くの流星群は彗星から放出された物質に起因しますが、3つの最強の年次シャワー（ふたご座流星群としぶんぎ座流星群）のうち2つは、物理的特性が明らかに小惑星のものである物体に関連しています。過去数十年の間に、動的および観測研究により、小惑星といくつかの巨視的な分割フラグメントを含む、いくつかの小惑星-流星複合体の存在が確認されました。流星群の分光法は、惑星間空間にいる間の近日点に依存する熱変化を調査するために利用されてきました。この章では、いくつかのマイナーストリームの特性を含む複合体の特性を確認します。科学的な関心は、複合体の物理的および動的な特性を進化経路までさかのぼって追跡し、流星物質のさまざまな生成プロセスを追跡してストリームを形成することです。また、今後10年間のこの分野での未解決の質問についても話し合います。
金星の雲の経年変動のための再充電発振器モデル
| Title |
A_Recharge_Oscillator_Model_for_Interannual_Variability_in_Venus'_Clouds |
| Authors |
Pushkar_Kopparla_and_Ashwin_Seshadri_and_Takeshi_Imamura_and_Yeon_Joo_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16122 |
二酸化硫黄は、金星の大気中の放射的および化学的に重要な微量ガスであり、雲頂でのその存在量は、年々から数十年のタイムスケールで変化することが観察されています。この変動は、二酸化硫黄を雲頂に輸送する対流の強さの変化に起因すると考えられていますが、そのような対流変動の背後にあるダイナミクスは不明です。ここでは、雲底での豊富な水の放射効果を雲内の対流強度にリンクする対流変動の新しい概念モデルを提案します。これは、雲内の水輸送に影響を与えます。このモデルは、再充電-放電発振器として識別される2つの連立方程式で構成されています。連立方程式の解は、3〜9年のタイムスケールでの対流強度と雲底の水量の有限振幅持続振動です。特徴的な振動のタイムスケールは、放射冷却時間と対流雲の基部近くの渦混合時間の幾何平均によって与えられます。
超微細および超多孔質粒子表面の可視および近赤外反射率
| Title |
Visible_and_near-infrared_reflectance_of_hyperfine_and_hyperporous_particulate_surfaces |
| Authors |
Robin_Sultana,_Olivier_Poch,_Pierre_Beck,_Bernard_Schmitt,_Eric_Quirico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16136 |
太陽系の表面の組成は、これらの観測を実験室の測定値や放射伝達モデルと比較することにより、反射率と発光分光法によって推測できます。オブジェクトのいくつかの集団はサブマイクロメートルサイズの粒子（超微細と呼ばれる）で覆われているように見えますが、可視波長と赤外波長よりも小さい粒子で構成される粒子表面の反射率と発光に関する研究は限られています。彗星の表面とそれに関連する小惑星（P型とD型）の物理的状態をシミュレートするために、高多孔性と組み合わせて超微細粒子表面の反射率を決定する努力をしました。この作品では、天体物理学関連材料の超微細粒子を生成するために開発された技術を提示します。超微細粉末を調製し、0.4〜2.6マイクロメートルの範囲の反射率で測定しました。次に、これらの粉末を水氷粒子に含め、真空下で昇華させて、超微細材料の超多孔質サンプルを生成しました。1マイクロメートル未満で粉砕すると、調査した4つの材料（かんらん石、スメクタイト、輝石、アモルファスシリカ）は、スペクトルのブルーイングとともに吸収特性の大幅な低下を示します。この小さな粒子の縮退は、超微細粒子で覆われた表面は、もしあれば、浅い吸収特性のみを示すはずであることを意味します。これらの2つの効果、バンド深度の減少とスペクトルのブルーイングは、粒子が過多孔質残留物に組み込まれると拡大して表示されます。個々の粒子の距離と元素散乱体のサイズの減少によって、超多孔質表面とよりコンパクトな表面の間の明確な振る舞いを解釈します。この研究は、超微細粒子がS型またはV型小惑星の表面に豊富になく、B型の青い性質が組成効果ではなく物理的効果に関連している可能性があることを意味します。
$ z \ approx0.6-1.8 $での星形成銀河における気相金属量と分解された存在量の進化
| Title |
The_Evolution_of_Gas-Phase_Metallicity_and_Resolved_Abundances_in_Star-forming_Galaxies_at_$z_\approx0.6-1.8$ |
| Authors |
S._Gillman_(1,2,3),_A._L._Tiley_(1,4),_A._M._Swinbank_(1),_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e_(1),_R._M._Sharples_(1,5),_Ian_Smail_(1),_C._M._Harrison_(6),_Andrew_J._Bunker_(7,8),_Martin_Bureau_(7),_M._Cirasuolo_(9),_Georgios_E._Magdis_(2,3,10,11),_Trevor_Mendel_(12),_and_John_P._Stott_(13)_((1)_CEA,_Durham,_(2)_DAWN,_Copenhagen,_(3)_DTU,_Copenhagen,_(4)_ICRAR,_Perth,_(5)_CFAI,_Durham,_(6)_Newcastle,_UK,_(7)_Oxford,_UK,_(8)_IPMU,_Japan,_(9)_ESO,_M\"unich,_(10)_Copenhagen,_Denmark,_(11)_IAASARS,_Greece,_(12)_ANU,_Australia,_(13)_Lancaster,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15847 |
$z\approx0.6-1.8$にある$\approx$650星形成銀河の化学的存在量特性の分析を示します。$K$バンドマルチオブジェクトスペクトログラフ（KMOS）からの面分光観測を使用して、星間物質内の気相酸素存在量の代理である[NII]/H$\alpha$輝線比を定量化します。。恒星の質量-金属量関係を$z\approx0.6-1.0$と$z\approx1.2-1.8$で定義し、関係の散乱と基本的な銀河の特性（例：H$\alpha$star）との相関関係を分析します。-形成率、H$\alpha$固有の星形成率、回転優位性、恒星連続体の半光半径、ハッブル型の形態）。与えられた恒星の質量に対して、より高度に星を形成し、より大きく不規則な銀河は気相の金属量が低く、これはそれらのより低い表面質量密度と不規則なシステムのより高いガス分率に起因する可能性があります。銀河内の気相金属量の半径方向の依存性を測定し、中央値のビームスミア補正された金属量勾配を確立します。$\DeltaZ/\DeltaR=0.002\pm0.004$dexkpc$^{-1}$、平均して半径に有意な依存性がないことを示します。銀河の金属量勾配は、その静止フレームの光学的形態とは無関係ですが、銀河の進化の裏返しモデル、およびその回転の優位性と一致して、その恒星の質量と特定の星形成率と相関しています。サンプルの$\DeltaZ/\DeltaR$の分布を、$z\approx0-3$での数値シミュレーションおよび観測と比較して、金属量勾配の変化を定量化します。私たちのサンプルの銀河は、恒星のフィードバックが金属の再分配に重要な役割を果たす数値モデルと一致して、局所的な星形成銀河よりも平坦な金属量勾配を示しています。
BAT AGN分光調査-XX：近くの硬X線で選択されたAGN銀河の分子ガス
| Title |
BAT_AGN_Spectroscopic_Survey-XX:_Molecular_Gas_in_Nearby_Hard_X-ray_Selected_AGN_Galaxies |
| Authors |
Michael_J._Koss,_Benjamin_Strittmatter,_Isabella_Lamperti,_Taro_Shimizu,_Benny_Trakhtenbrot,_Amelie_Saintonge,_Ezequiel_Treister,_Claudia_Cicone,_Richard_Mushotzky,_Kyuseok_Oh,_Claudio_Ricci,_Daniel_Stern,_Tonima_T._Ananna,_Franz_E._Bauer,_George_C._Privon,_Rudolf_E._Bar,_Carlos_De_Breuck,_Fiona_Harrison,_Kohei_Ichikawa,_Meredith_C._Powell,_David_Rosario,_David_B._Sanders,_Kevin_Schawinski,_Li_Shao,_C._Megan_Urry,_Sylvain_Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15849 |
Swift-BATの70か月のカタログから抽出された、近くの213個（0.01<z<0.05）の硬X線で選択されたAGN銀河のサンプルの、200個の新しいCO（2-1）を含むホスト銀河の分子ガス特性を示します。JCMTおよびAPEX望遠鏡で得られた線測定。巨大な銀河のAGNは、恒星の質量が一致する不活性な銀河よりも、分子ガスが多く、ガスの割合が高い傾向があることがわかります。星形成で一致した場合、AGN銀河は、分子ガスに影響を与えるAGNフィードバックの証拠がなく、非活動銀河との違いを示さないことがわかります。高分子ガスの含有量が多いのは、ガスが豊富な初期型の集団をホストしているAGN銀河に関連しており、分子ガスが1桁多く、クエンチされた受動銀河の割合が少ない（〜5％対49％）。特定の銀河がAGN（L_bol>10^44erg/s）をホストする可能性は、分子ガスの質量が10^8.7Msunと10^10.2Msunの間で約10-100増加します。エディントン比が高いAGN銀河は、分子ガスの質量とガスの割合が高くなる傾向があります。より高いカラム密度のAGN銀河（LogNH>23.4）は、より低い枯渇タイムスケールに関連しており、銀河全体の分子ガスよりも急冷しやすいバルジに集中するガスが多いホストを好む場合があります。ホスト銀河の分子ガス供給とSMBHの成長との有意な平均リンクは、SMBHの質量とバルジ特性の相関、星形成とSMBHの成長の赤方偏移など、SMBHとそのホスト銀河の間に見られる一般的な相関に自然につながる可能性があります。
宇宙論的付加を強力なライマンα吸収体に接続する
球形システムに適用可能な類似性解に基づいて、暗黒物質ハローへのガスの宇宙論的降着の分析モデルを提示します。簡略化された放射伝達を実行して、降着ガスが電離バックグラウンドから自己遮蔽するときにどのように中性になるかを計算し、衝突パラメータの関数としてカラム密度$N_{\rmHI}$を取得します。結果として得られる列密度分布関数（CDDF）は、観測結果と非常によく一致しています。分析式は、（1）質量の広い範囲にわたるハローがCDDFにほぼ等しく寄与する理由、および（2）CDDFが$z=2\rightarrow5$の範囲の赤方偏移でほとんど進化しない理由を明らかにします。モデルが妥当なDLA線幅（$v_{90}$）、バイアス、および分子分数も予測することを示します。CDDFで積分すると、中性ガスの質量密度$\Omega_{\rmHI}$が得られます。これは、観測結果とよく一致しています。$\Omega_{\rmHI}（z）$は、ハローへの降着率が変化してもほぼ一定です。これは、流入するガスが中性である時間の割合が、降着率に反比例するハローの動的時間に依存するために発生することを示しています。宇宙論的シミュレーションからの結果をカプセル化した単純なモデルは、ほとんどのライマン限界システムと減衰したライマンアルファ吸収体がハローへのガスの宇宙論的降着に関連していることを示しています。
奇行核ディスクに対する銀河の合体の意味：ディスク整列のメカニズム
| Title |
Galactic_merger_implications_for_eccentric_nuclear_disks:_a_mechanism_for_disk_alignment |
| Authors |
Alexander_Rodriguez,_Aleksey_Generozov,_Ann-Marie_Madigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15957 |
私たちの最も近い大きな銀河系の隣人であるM31の核には、偏心核円盤が含まれています。これは、超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの偏心した軸方向に整列した軌道上の星の円盤です。奇行核ディスクの以前の研究は、孤立したディスクのみを考慮し、銀河の合体（特に摂動するSMBH）の下でのそれらのダイナミクスを研究しませんでした。ここでは、奇行ディスクが銀河の合体によってどのように影響を受けるかについての最初の研究を紹介します。N体シミュレーションを実行して、さまざまな可能なSMBH初期条件の下でディスクを調査します。ディスク内の2番目のSMBHは常にそれを中断しますが、より離れたSMBHは差動歳差運動を遮断し、ディスクを安定させることができます。これにより、孤立したディスクと比較して、より整列したディスク、ほぼ均一な離心率プロファイル、および潮汐破壊現象の抑制がもたらされます。また、M31にセカンダリSMBHが存在することに対する私たちの作業の影響についても説明します。
アクイラ分子雲におけるCO選択的解離による異なる領域の研究
| Title |
Studies_of_the_distinct_regions_due_to_CO_selective_dissociation_in_the_Aquila_molecular_cloud |
| Authors |
Toktarkhan_Komesh,_Willem_Baan,_Jarken_Esimbek,_Jianjun_Zhou,_Dalei_Li,_Gang_Wu,_Yuxin_He,_Zulfazli_Rosli_and_Margulan_Ibraimov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16118 |
目的。原始星-前星コアと異なる領域の物理的パラメータを光解離領域のCO同位体分布と比較することにより、星形成の過程における選択的解離の役割を調査します。私たちは、星形成領域の進化の時代と選択的解離法の効果との間に、より良い関係があるかどうかを理解しようとしています。$\rm^{12}CO$、$\rm^{13}CO$、および$\rmC^{18}O$（J=1-0）輝線の広視野観測を使用して研究しますアクイラ分子領域で進行中の星形成活動、および70$\mu$mと250$\mu$mのデータは、周囲の物質の加熱を説明するため、およびコアの進化の時代の指標として使用されます。結果。原始星-前星コアは、$\rmC^{18}O$カラム密度が最も高い場所で見られ、それらの進化年齢の増加は、での70$\mu$m/250$\mu$m放出比の増加に関連します。彼らの場所。コアの進化の時代は、$\rm^{13}CO$と$\rmC^{18}O$の存在比からも続く可能性があります。これは、$\rmC^{18}O$列密度の増加とともに減少します。。元の質量は、9つの代表的な星形成領域について推定されており、この領域の元の質量は、統合された70$\mu$mフラックス密度とよく相関していました。同様に、$X_{\rm^{13}CO}$/$X_{\rmC^{18}O}$は、これらの領域の解離速度が70$\mu$m/250$\muと相関していることを意味します。$mフラックス密度比であり、星形成活動の進化の時代を反映しています。
マイクロレンズ予測：銀河円盤力学モデルの影響
| Title |
Microlensing_Predictions:_Impact_of_Galactic_Disc_Dynamical_Models |
| Authors |
Hongjing_Yang,_Shude_Mao,_Weicheng_Zang,_Xiangyu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16146 |
銀河モデルは、個々のイベントの分析だけでなく、イベントのアンサンブルの統計にも、マイクロレンズ分野で重要な役割を果たします。ただし、現場で使用される銀河モデルはさまざまであり、一部は非現実的に単純化されています。ここでは、3つの銀河円盤動的モデルをテストしました。最初のモデルはこの分野で広く使用されている単純な標準モデルですが、他の2つは速度分散の半径方向の依存性を考慮してより現実的であり、最後のモデルでは非対称です。ドリフト。典型的なレンズ質量$M_L=0.5M_\odot$の場合、より正確な動的モデルは$\sim41\％$または$\sim27\％$より少ない長期スケールイベントを予測することがわかりました（$t_{\rmE}>300$日）、$\sim1\％$および$\sim12\％$は、標準モデルよりも短時間スケールのイベント（$t_{\rmE}<3$日）が多くなります。さらに、大きなアインシュタイン半径（$\theta_{\rmE}>1$mas）と大きなマイクロレンズ視差（$\pi_{\rmE}>0.3$）イベントがより一般的であると予想されます。より高度なモデルは、マイクロレンズイベントの合計率にも影響を与えます。この結果は、個々のイベントのベイズ分析にもある程度影響するため、銀河モデルを選択する際には、モデラーがより注意することをお勧めします。さらに、$\theta_{\rmE}$と$\pi_{\rmE}$の両方の分布で漸近べき乗則の動作を見つけ、それらを理解するための簡単なモデルを提供します。
$ 0
| Title |
The_stellar_mass_function_and_evolution_of_the_density_profile_of_galaxy_clusters_from_the_Hydrangea_simulations_at_$0 |
| Authors |
Syeda_Lammim_Ahad_(1),_Yannick_M._Bah\'e_(1),_Henk_Hoekstra_(1),_Remco_F._J._van_der_Burg_(2),_Adam_Muzzin_(3)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands_(2)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_York_University,_Toronto,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16195 |
銀河団は、銀河の形成と進化に対する環境の影響を研究するための優れたプローブです。これらのシステムにおける銀河の進化の理解を深めるには、高品質の観測データに加えて、正確な宇宙論的シミュレーションが必要です。この作業では、さまざまな赤方偏移（$0<z<1.5$）での巨大な銀河団（$>10^{14}\textrm{M}_{\odot}$）の最新の観測データを比較します。24個の巨大な銀河団の宇宙論的流体力学シミュレーションのアジサイスイートからの予測（$>10^{14}\textrm{M}_{\odot}$at$z=0$）。銀河団の3つの基本的な観測可能なものを比較します：全恒星質量対ハロー質量比、恒星質量関数（SMF）、およびクラスター銀河の半径方向質量密度プロファイル。これらの最初の2つでは、シミュレーションは観測結果とよく一致していますが、$z\での$M_\star\lesssim10^{10}\textrm{M}_{\odot}$銀河の存在量がわずかに多すぎます。gtrsim1$。暗黒物質ハロー濃度の減少とは対照的に、クラスター銀河のNFW濃度は赤方偏移とともに増加します。したがって、この以前に観測された動作は、衛星集団と比較して、滑らかなDMハローの質的に異なるアセンブリによるものです。しかし、定量的には、シミュレーションが、より低い赤方偏移（$z<0.3$）で観察されるよりも高い星の濃度を$\約$2の係数で予測するという矛盾が見つかりました。これは、シミュレーションでの選択バイアスが原因であるか、内部衛星ハローの蓄積と除去の欠点が原因である可能性があります。
赤方偏移1〜3.5のレンズプランクで選択されたスターバースト内の乱流ガス
| Title |
Turbulent_Gas_in_Lensed_Planck-selected_Starbursts_at_redshifts_1-3.5 |
| Authors |
Kevin_C._Harrington,_Axel_Weiss,_Min_S._Yun,_Benjamin_Magnelli,_C._E._Sharon,_T._K._D._Leung,_A._Vishwas,_Q._D._Wang,_E._F._Jimenez-Andrade,_D._T._Frayer,_D._Liu,_P._Garcia,_E._Romano-Diaz,_B._L._Frye,_S._Jarugula,_T._Badescu,_D._Berman,_H._Dannerbauer,_A._Diaz-Sanchez,_L._Grassitelli,_P._Kamieneski,_W._J._Kim,_A._Kirkpatrick,_J._D._Lowenthal,_H._Messias,_J._Puschnig,_G._J._Stacey,_P._Torne,_and_F._Bertoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16231 |
高赤方偏移（1<z<3）のほこりっぽい星形成銀河は、宇宙で最も強い星形成領域を表しています。これらのプロセスの重要な側面は、ガスの加熱と冷却のメカニズムです。これらの銀河がガスに富んでいることはよく知られていますが、ガスの励起条件についてはほとんど知られていません。ここでは、z〜1.1〜3.5の\textit{Planck}衛星（LP）によって識別された24個の強くレンズ化された星形成銀河のサンプルでこれらのプロセスを調べます。LPのサンプル中のガスの物理的状態を特徴づけるために、162個のCO回転遷移（Jupper=1〜12の範囲）と37個の原子状炭素微細構造線（[CI]）を分析します。2つの異なる非LTE放射伝達モデルを使用して、CO線と[CI]線、およびダスト連続放射を同時に適合させます。最初のモデルは2成分ガス密度を表し、2番目のモデルは乱流駆動の対数正規ガス密度分布を想定しています。これらのLPは、これまでに観測された中で最もガスが豊富な赤外線（IR）発光銀河の1つです（$\mu_{\rmL}$L$_{\rmIR（8-1000\mum）}\sim10^{13-14.6}$\Lsun;$<\mu_{\rmL}$M$_{\rmISM}>=2.7\pm1.2\times10^{12}$\Msun、$\mu_{\rmL}\sim10-30$平均レンズ倍率）。私たちの結果は、LPに存在する乱流ISMは、高い乱流速度分散（$<\DeltaV_{\rmturb}>\sim100$\kms）とガスの運動温度とダストの温度比$によって十分に特徴付けられることを示唆しています。<T_{\rmkin}$/$T_{\rmd}>\sim2.5$、数kpcより大きいスケールで維持されます。分子ガス質量の平均面密度とIR輝度$\Sigma_{\rmM_{\rmISM}}$$\sim10^{3-4}$\Msunpc$^{-2}$および$\Sigma_{\rmL_{\rmIR}}$$\sim10^{11-12}$\Lsunkpc$^{-2}$は、恒星の機械的フィードバックと安定した運動量注入の両方から発生します。銀河間ガスの降着。
HII銀河のSFR-M関係における星形成履歴の影響
星形成率（SFR）とスペクトルエネルギー分布フィッティング（SED）によって導出された質量との関係において、異なる星形成履歴（SFH）を想定することの意味について説明します。私たちの分析は、HII銀河のサンプルに焦点を当てています。これは、SDSSDR13のz<0.4の強力な狭い輝線から分光学的に選択された矮星スターバースト銀河で、GALEX、SDSS、UKIDSS、WISEの測光カタログとクロスマッチしています。SEDをモデル化し、SFHのさまざまな説明を採用したコードCIGALEを適合させました。さまざまな独立した研究からの情報を追加することにより、HII銀河は、古い（10Gyr）、中年（100-1000Myr）、および10Myr未満の最近の集団を含む一時的なSFHによって最もよく説明されることがわかります。HII銀河は、局所的な星形成銀河からのSFR-M関係に同意し、SFH全体の平均ではなく、現在のSFRが採用された場合にのみそのような関係の上にあります。SFR-Mは、HII銀河のSFHに関する追加情報を提供するための優れたツールではないことを示しました。これは、異なるSFHが、0.1dex未満の広がりで同様の動作を示すためです。
Collapsar R-Processの収率は、金属量の少ない星で[Eu / Fe]の豊富な散乱を再現できます
| Title |
Collapsar_R-Process_Yields_Can_Reproduce_[Eu/Fe]_Abundance_Scatter_in_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
Kaley_Brauer,_Alexander_P._Ji,_Maria_R._Drout,_Anna_Frebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15837 |
中性子星合体が、観測された金属量の少ない星のr過程の存在量を説明できるかどうかは不明です。コラプサーは、ここでは回転する巨大な星として定義されており、その崩壊により、ジェットを発射できるブラックホールの周りに急速に降着円盤が生じます。これは有望な代替手段です。確率論的ユウロピウム収量を持つ崩壊体の集団が金属の少ない（[Fe/H]<-2.5）星のすべてのrプロセス材料を合成する自己無撞着モデルを作成できることがわかりました。私たちのモデルは、[Eu/Fe]存在量の観測された散乱と散乱の進化を再現します。コラプサーが金属量の少ない星の主要なrプロセスサイトである場合、rプロセス合成は長いガンマ線バーストを生成する超新星にリンクされている可能性があることがわかります。我々の結果はまた、ガンマ線バーストを開始するものを超えたコア崩壊超新星がr過程物質（例えば、潜在的にタイプIc-BL超新星のサブセット）を生成する可能性も考慮に入れています。さらに、rプロセス収量を追跡する可能性のあるコラプサージェット特性（等方性エネルギー、エンジン光度、またはエンジン時間）を特定し、モデル内のコラプサーごとに生成されるrプロセス収量の量（〜0.07Msun）が他のモデルと一致していることを確認します独立した見積もり。将来的には、分布散乱または信頼性の高い選択関数で0.05dexの精度を達成すると、rプロセス生成のプローブがさらに制約されます。私たちのモデルは、べき乗則の歩留まりを持つ別の迅速なrプロセスサイトにも当てはまります。たとえば、高速で合体する中性子星も存在量の散乱を説明できるかどうかを判断するための作業が必要です。
銀河中心のコンパクトオブジェクトバイナリからの重力波シグネチャ
| Title |
Gravitational-Wave_Signatures_from_Compact_Object_Binaries_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Huiyi_Wang,_Alexander_P._Stephan,_Smadar_Naoz,_Bao-Minh_Hoang,_Katelyn_Breivik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15841 |
ほぼすべての銀河の中心に超大質量ブラックホール（SMBH）があり、天の川も含まれています。最近の研究は、これらのユニークな場所が、大量の恒星とコンパクトオブジェクトのバイナリをホストすることが期待されていることを示唆しています。これらのバイナリは、SMBHと階層的なトリプルシステムを形成し、風変わりな古在リドフ（EKL）メカニズムを経ます。ここでは、LIGO-VirgoCollaboration（LVC）のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）およびレーザー干渉計重力波観測所（LIGO）の周波数帯域内で、これらのコンパクトオブジェクトからの潜在的な重力波（GW）放射の検出可能性を推定します。ロッシュ限界交差の開始時に星のEKL後の集団を生成し、それらの進化に従ってコンパクトオブジェクトバイナリを作成します。概念実証として、太陽の金属量（$Z=0.02$）とその$15\％$（$Z=0.003$）の2つの金属量を採用しています。LISAの観測タイムスケールにわたって、ブラックホール連星（BH-BH）と白色矮星バイナリ（WD-WD）が、EKL支援合併チャネルを介して最も顕著なGWソースを提供することを示します。中性子星を含むシステム（NS-BH、NS-NSなど）は、観測可能性は低くなりますが、さまざまな合併チャネルを通じて豊富に存在する可能性があります。$Z=0.02$（$Z=0.003$）のBH-BHの人口合成は、1${\rmGpc}以内のLIGOで、年間$\sim$$4$（$\sim$$24$）イベントに変換されます。^3$ボリューム球。
MAGICとFermi-LATを使用した$ \ gamma $ -Cygni SNR（G78.2 + 2.1）のGeVからTeVへの形態の研究
| Title |
Study_of_the_GeV_to_TeV_morphology_of_the_$\gamma$-Cygni_SNR_(G78.2+2.1)_with_MAGIC_and_Fermi-LAT |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2,24),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_D._Baack_(5),_A._Babi\'c_(6),_B._Banerjee_(7),_U._Barres_de_Almeida_(8),_J._A._Barrio_(9),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(10),_L._Bellizzi_(11),_E._Bernardini_(12,16),_A._Berti_(13),_J._Besenrieder_(14),_W._Bhattacharyya_(12),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(15),_G._Bonnoli_(11),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(6),_G._Busetto_(16),_R._Carosi_(17),_G._Ceribella_(14),_M._Cerruti_(18),_Y._Chai_(14),_A._Chilingarian_(19),_S._Cikota_(6),_S._M._Colak_(15),_U._Colin_(14),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(20),_S._Covino_(3),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17,28),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(16),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(15,29),_J._Delgado_(15,29),_D._Depaoli_(13),_F._Di_Pierro_(13),_et_al._(141_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15854 |
環境。拡散衝撃加速（DSA）は、超新星残骸（SNR）の衝撃で銀河宇宙線（CR）を加速するための最も有望なメカニズムです。上流の乱流はおそらくCRによって生成されますが、このプロセスはよく理解されていません。支配的なメカニズムは、衝撃波の進化状態に依存する可能性があり、星間物質（ISM）に上流に逃げるCRを介して研究することができます。目的。$\gamma$-CygniSNRの以前の観測では、GeVエネルギーとTeVエネルギーの形態に違いがあることが示されました。このSNRは適切な年齢であり、CRのかなりの部分が逃げる進化段階にあるため、$\gamma$-CygniSNRの近くでの$\gamma$線の放出を理解することを目指しています。メソッド。2015年5月から2017年9月の間にMAGICImagingAtmosphericCherenkov望遠鏡で$\gamma$-CygniSNRの領域を観測し、87時間の高品質データを記録しました。さらに、Fermi-LATデータを分析して、形態のエネルギー依存性と、GeVからTeVの範囲のエネルギースペクトルを研究しました。エネルギースペクトルと形態は、CRエスケーププロセスとそれらの$\gamma$線生成の詳細な導出を含む理論的予測と比較されました。結果。MAGICおよびFermi-LATデータにより、SNRに関連付けられ、さまざまなエネルギーで支配される3つの放出領域を特定することができました。私たちのハドロン放出モデルは、すべてのソースコンポーネントの形態とエネルギースペクトルをうまく説明しています。これは、衝撃時のCRの最大エネルギーの時間依存性、乱流レベルの時間依存性、およびSNR衝撃のすぐ外側の拡散係数を制約します。DSAの標準的な図と一致している一方で、最大エネルギーの時間依存性は予測よりも急であることがわかり、乱流のレベルはSNRの寿命にわたって変化することがわかりました。
カルシウムが豊富な過渡SN2019ehkの遅い時間の観測は、純粋な放射性崩壊電源を明らかにします
| Title |
Late-time_Observations_of_Calcium-Rich_Transient_SN_2019ehk_Reveal_a_Pure_Radioactive_Decay_Power_Source |
| Authors |
Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Raffaella_Margutti,_Charles_D._Kilpatrick,_John_Raymond,_Edo_Berger,_Peter_K._Blanchard,_Alexey_Bobrick,_Ryan_J._Foley,_Sebastian_Gomez,_Griffin_Hosseinzadeh,_Danny_Milisavljevic,_Hagai_Perets,_Giacomo_Terreran_and_Yossef_Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15863 |
爆発後276〜389日でのカルシウムに富む超新星（SN）2019ehkの$\textit{HubbleSpaceTelescope}$画像を提示します。これらの観測は、これまでのカルシウムに富むトランジェントの最新の測光測定を表しており、この観測SNクラスのオブジェクトの遅い時間発展を分析する最初の機会を可能にします。SN2019ehkの遅い時間のボロメータ光度曲線は、主に$M（{}^{56）の質量を導出する${}^{56}\textrm{Co}$の放射性崩壊によって説明できることがわかります。}\textrm{Co}）=（2.8\pm0.1）\times10^{-2}$$\rm{M}_\odot$。さらに、ボロメータの光度の低下率には、タイムスケール$t_{\gamma}=53.9\pm1.30$日の$\gamma$線の漏れが必要ですが、SN噴出物での不完全な陽電子トラップの統計的証拠は見つかりません。私たちの観測では、SN2019ehkで合成された他の放射性同位体の正確な質量を制約することはできませんが、質量比の制限は$M（{}^{57}\textrm{Co}）/M（{}^{56}\textrm{Co}）\leq0.030$。この限界は、SN2019ehkの初期の研究で好まれた前駆体シナリオの1つである、低質量白色矮星の合併で生成された爆発的な元素合成と一致しています。
$ \ gamma $線を放出するNovaeのX線挙動の調査
| Title |
Surveying_the_X-ray_Behavior_of_Novae_as_They_Emit_$\gamma$-rays |
| Authors |
Alexa_C._Gordon,_Elias_Aydi,_Kim_L._Page,_Kwan-Lok_Li,_Laura_Chomiuk,_Kirill_V._Sokolovsky,_Koji_Mukai,_and_Joseph_Seitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15930 |
$Fermi$-LATによる銀河新星からのGeV$\gamma$線放出の検出は、2010年以来日常的になっており、一般に新星噴出物の内部の衝撃に関連しています。これらの衝撃は、プラズマを$\sim10^7$Kに加熱し、検出可能なX線放射をもたらすと予想されます。この論文では、ニールゲーレルズ$Swift$天文台で観測された、13個の$\gamma$線放出新星を調査し、$\gamma$線検出と同時に1-10keVX線放出を検索します。また、新星V407Lup（2016）とV357Mus（2018）の$\gamma$線観測を分析します。ほとんどの新星は、最終的にはホットショックを受けたプラズマのX線証拠を示しますが、$\gamma$線が検出可能性を下回るまでは現れません。X線放射の上昇の遅れは、大きな吸収柱および/または波形の衝撃波面によるX線抑制によるものであることを示唆します。X線/$\ガンマ$線を同時に検出するサンプル内の唯一の新星は、埋め込まれた唯一の新星（V407Cyg）でもあります。この例外は、巨大な伴星を持つ新星が外部の周連星物質との衝撃を生成し、衝撃が高密度の噴出物の内部で発生する矮星の伴星を持つ新星と比較して、低密度環境によって特徴付けられるシナリオをサポートします。
GRB〜190114Cのスペクトルラグ遷移からのローレンツ不変性違反限界
| Title |
Lorentz_Invariance_Violation_Limits_from_the_Spectral_Lag_Transition_of_GRB~190114C |
| Authors |
Shen-Shi_Du,_Lin_Lan,_Jun-Jie_Wei,_Zi-Ming_Zhou,_He_Gao,_Lu-Yao_Jiang,_Bin-Bin_Zhang,_Zi-Ke_Liu,_Xue-Feng_Wu,_En-Wei_Liang,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16029 |
ガンマ線バースト（GRB）のスペクトルラグは、ローレンツ不変性（LIV）の違反の可能性の最も有望なプローブと見なされてきました。ただし、これらの制約は通常、さまざまなエネルギー帯域での未知の固有のタイムラグの仮定と単一の最高エネルギー光子の使用に依存します。正のラグから負のラグへの明確な遷移でGRBのスペクトルラグの振る舞いを直接フィッティングすることにより、LIV効果をテストするための新しいアプローチが提案されました。この方法は、固有のタイムラグの合理的な定式化と、量子重力エネルギースケール（$E_{\rmQG}$）の堅牢な下限を同時に提供します。この作業では、ベイズアプローチに基づいて考えられるLIV効果を考慮して、GRB〜190114Cのスペクトルラグデータへのグローバルフィッティングを実行します。次に、$E_{\rmQG}$と標準模型の拡張の係数の制限を導き出します。私たちの分析で出力されたベイズ因子は、GRB〜190114Cのスペクトルラグ遷移の非常に強力な証拠を示しています。LIVのさまざまな等方性および異方性係数に対する制約は、既存の境界よりもいくらか弱いですが、比較的堅牢であると見なすことができ、既存のLIV制約を補完する可能性があります。より高いエネルギー放出とより高い時間分解能を備えたGRBの観測は、分散光子セクターにおける固有のタイムラグとより厳密なLIV制約のより良い定式化に貢献します。
脈動対不安定性とポピュレーションIIIブラックホールの質量ギャップ：オーバーシュートの影響
| Title |
Pulsational_pair-instability_and_the_mass_gap_of_Population_III_Black_Holes:_Effects_of_overshooting |
| Authors |
Hideyuki_Umeda,_Takashi_Yoshida,_Chris_Nagele_and_Koh_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16032 |
GW190521の発見以来、（脈動）対不安定性、$M=65-130M_\odot$によって引き起こされる質量ギャップのブラックホールの形成を説明するために、いくつかの提案が提案されてきました。恒星進化論と流体力学的コードを使用して、脈動対不安定型（PPI）プロセスによってPopIII星の質量放出を計算します。オーバーシュートパラメータに比較的小さいが妥当な値が採用されている場合、PPIフェーズ中に星は赤い超巨星にはなりません。この場合、水素エンベロープのほとんどがPPIによる大量放出後に残ることを示します。BHの質量は、対不安定型超新星の質量範囲を最大で$M=109M_\odot$下回る可能性があることがわかります。
H.E.S.S.重力波迅速フォローアッププログラム
| Title |
The_H.E.S.S._Gravitational_Wave_Rapid_Follow-up_Program |
| Authors |
Halim_Ashkar,_Francois_Brun,_Matthias_F\"u{\ss}ling,_Clemens_Hoischen,_Stefan_Ohm,_Heike_Prokoph,_Patrick_Reichherzer,_Fabian_Sch\"ussler_and_Monica_Seglar-Arroyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16172 |
重力波（GW）イベントは、時空を大幅に混乱させる物理的なプロセスです。コンパクトなバイナリ合体、GWの生成を引き起こします。高度な干渉計の世界的なネットワークによるGWの検出は、マルチメッセンジャー検索と電磁的対応物の関連付けにユニークな機会を提供します。非常に有用な情報を運ぶ一方で、現在のGW天文台LIGOとVirgoによって提供される大きな空の位置特定の不確実性のために、関連する電磁放射の検索は困難です。ここでは、極端なイベントからのGWの放出に関連する超高エネルギー（VHE）ガンマ線放出の検索で、高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）内で使用される方法と手順を示します。そのために、最適化されたポインティングパターンを作成することにより、GWフォローアップ観測のスケジュール専用のいくつかのアルゴリズムを作成します。2次元GWローカリゼーション情報を使用するアルゴリズムと、銀河カタログを使用してローカル宇宙の銀河分布を3次元GWローカリゼーション情報と相関させるアルゴリズムについて説明し、それらのパフォーマンスを評価します。H.E.S.S.このホワイトペーパーで説明する自動GWフォローアップチェーンは、アラート受信後1分以内にGWフォローアップ観測を開始するように最適化されています。これらの開発により、H.E.S.S。LIGOとVirgoの最初の3回の観測実行中に検出された67個の非収縮GWイベントのうち6個のGWイベントの観測は、GWローカリゼーションの最大70％のVHE$\gamma$線カバレッジに達しました。
| Title |
Developing_an_end-to-end_simulation_framework_of_supernova_neutrino_detection |
| Authors |
Masamitsu_Mori,_Yudai_Suwa,_Ken'ichiro_Nakazato,_Kohsuke_Sumiyoshi,_Masayuki_Harada,_Akira_Harada,_Yusuke_Koshio_and_Roger_A._Wendell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16254 |
巨大な星は、ライフサイクルの終わりに超新星として爆発し、総エネルギーが$10^{53}$ergに達するニュートリノを放出する可能性があります。さらに、ニュートリノは超新星で重要な役割を果たし、衝撃波を加熱して復活させ、結果として生じる陽子中性子星を冷却します。したがって、ニュートリノ検出器は次の銀河系超新星の観測を待っており、超新星ニュートリノのいくつかの理論的シミュレーションが進行中です。これらのシミュレーションは主に超新星の跳ね返り後の最初の1秒だけに集中していますが、ニュートリノを伴う超新星の唯一の観測であるSN1987Aは、ニュートリノの放出が10秒以上続くことを明らかにしました。このため、理論を次の観測と比較するには、長時間のシミュレーションおよび分析ツールが必要です。私たちの研究は、統合された超新星分析フレームワークを開発して、近い将来に銀河系の超新星観測を処理するための分析パイプラインを準備することです。このフレームワークは、コア崩壊、バウンス、プロト中性子星の冷却プロセス、および地球上のニュートリノ検出を一貫した方法で処理します。私たちは、爆発に成功し、最大20秒間のニュートリノ放出を計算する、新しい長時間の超新星シミュレーションを1次元で開発しました。このモデルを使用して、スーパーカミオカンデ検出器で得られたニュートリノ信号を10kpcでの爆発で約1,800イベントと推定し、この論文でその意味を説明します。この結果をSN1987Aの観測結果と比較して、その信頼性をテストします。
フィールドバイナリブラックホール集団の観測可能な特性に対する物質移動物理学の影響
| Title |
The_impact_of_mass-transfer_physics_on_the_observable_properties_of_field_binary_black_hole_populations |
| Authors |
Simone_S._Bavera,_Tassos_Fragos,_Michael_Zevin,_Christopher_P._L._Berry,_Pablo_Marchant,_Jeff_J._Andrews,_Scott_Coughlin,_Aaron_Dotter,_Konstantinos_Kovlakas,_Devina_Misra,_Juan_G._Serra-Perez,_Ying_Qin,_Kyle_A._Rocha,_Jaime_Rom\'an-Garza,_Nam_H._Tran_and_Emmanouil_Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16333 |
孤立したバイナリ進化によって形成されたバイナリブラックホール集団の観測可能な特性に対する物質移動物理学の影響を研究します。コンパクトオブジェクトへの質量降着効率と、観測された$\chi_{eff}$、$M_{chirp}$、および$q$の分布に対する共通外層効率の影響を調査します。共通外層の効率が低いと、共通外層の後の軌道が狭くなるため、2番目に生まれたブラックホールがよりきちんとスピンアップすることがわかります。ただし、これらのシステムはマージタイムスケールが短く、現在の重力波検出器では、現在の検出器の範囲外の高い赤方偏移（$z\sim2$）で形成およびマージされるため、わずかにしか検出できません。エディントンが制限された降着効率を仮定し、最初に生まれたブラックホールが無視できるスピンで形成されると仮定すると、検出可能な母集団のすべての非ゼロ$\chi_{eff}$システムは、共通外層チャネルからのみ来ることができます。安定した物質移動チャネルは、効率的な潮汐スピンアップが起こるのに十分な軌道を縮小することができません。共通外層チャネルのローカルレート密度（$z\simeq0.01$）は、$\alpha_の範囲を考慮すると、$\sim17-113〜Gpc^{-3}yr^{-1}$の範囲にあることがわかります。{CE}\in[0.2,5.0]$ですが、安定した物質移動チャネルの場合、速度密度は$\sim25〜Gpc^{-3}yr^{-1}$です。ブラックホールへの質量降着がエディントンに制限されていない場合、後者は2桁低下します。これは、保守的な物質移動が非保守的な物質移動ほど効率的に軌道を縮小しないためです。最後に、GWTC-2イベントを使用して、検出された母集団内の他の形成チャネルからの分岐率の下限を$\sim0.2$に制限します。残りのすべてのイベントが安定した物質移動または共通外層チャネルのいずれかを介して形成されると仮定すると、非効率的な共通外層を持つモデルを支持する中程度から強力な証拠が見つかります。
第1回ARIEL機械学習チャレンジから学んだ教訓：恒星スポットのトランジット系外惑星の光度曲線の修正
| Title |
Lessons_Learned_from_the_1st_ARIEL_Machine_Learning_Challenge:_Correcting_Transiting_Exoplanet_Light_Curves_for_Stellar_Spots |
| Authors |
Nikolaos_Nikolaou,_Ingo_P._Waldmann,_Angelos_Tsiaras,_Mario_Morvan,_Billy_Edwards,_Kai_Hou_Yip,_Giovanna_Tinetti,_Subhajit_Sarkar,_James_M._Dawson,_Vadim_Borisov,_Gjergji_Kasneci,_Matej_Petkovic,_Tomaz_Stepisnik,_Tarek_Al-Ubaidi,_Rachel_Louise_Bailey,_Michael_Granitzer,_Sahib_Julka,_Roman_Kern,_Patrick_Ofner,_Stefan_Wagner,_Lukas_Heppe,_Mirko_Bunse,_Katharina_Morik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15996 |
過去10年間で、太陽系外惑星の発見と特性評価の分野が急速に成長しました。ただし、いくつかの大きな課題が残っており、その多くは機械学習の方法論を使用して対処できます。たとえば、太陽系外惑星を検出し、それらの特性のいくつかを推測するための最も多作な方法であるトランジット測光は、恒星のスポットの存在に非常に敏感です。文献の現在の慣行は、スポットの影響を視覚的に識別し、手動で修正するか、影響を受けたデータを破棄することです。この論文では、恒星のスポットが存在する場合のトランジット光度曲線からのトランジット深度の効率的かつ正確な導出を完全に自動化するための最初のステップについて説明します。私たちが提示する方法と結果は、欧州宇宙機関の次のアリエルミッションのために組織された第1回機械学習チャレンジのコンテキストで得られました。最初に問題、シミュレートされたArielのようなデータを提示し、チャレンジの概要を示しながら、将来同様のチャレンジを整理するためのベストプラクティスを特定します。最後に、上位5チームが獲得したソリューションを紹介し、コードを提供して、その影響について説明します。成功するソリューションは、最小限の前処理（ディープニューラルネットワークとアンサンブル手法）で高度に非線形な（生データを含む）モデルを構築するか、光度曲線から意味のある統計を取得して、比較的優れた予測パフォーマンスをもたらす線形モデルを構築します。
超薄型均一熱量計を使用した宇宙線（TeV以上）の直接測定
| Title |
Direct_measurements_of_cosmic_rays_(TeV_and_beyond)_in_space_using_an_ultra-thin_homogeneous_calorimeter |
| Authors |
Elena_Dmitrieva,_Anastasiya_Fedosimova,_Igor_Lebedev,_Abzal_Temiraliev,_Ekaterina_Grushevskaya,_Sayara_Ibraimova,_Medeu_Abishev,_Tolegen_Kozhamkulov,_Andrey_Mayorov_and_Claudio_Spitaleri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16121 |
極薄熱量計を使用して、エネルギーE>10^12eVの宇宙線粒子のエネルギーを測定するためのアプローチを紹介します。この方法は、カスケードプロセスの発達速度に対するカスケードサイズの相関依存性の分析に基づいています。一次エネルギーを決定するために、吸収体層によって分離された2つの観測レベルZ1とZ2で、カスケード内の二次粒子の数Neに基づいて測定が行われます。得られた測定値に基づいて、logNe（Z1）の差dN=logNe（Z1）-logNe（Z2）への依存性の相関分析が実行されます。dN軸の負の部分の相関曲線（dNからのlogNe）は互いにほぼ平行であり、カスケード展開の深さに実際には依存しません。超薄型熱量計を使用して一次エネルギーを決定することが可能になります。この方法を適用するための最良のオプションは、重いターゲットを備えたユニットを備えた熱量計であり、カスケードの急速な発展につながり、均一な測定および吸収ブロックを備えています。
SAGECalキャリブレーションパッケージのスケーリングパフォーマンス：LOFARからSKAへ
| Title |
Scaling_performance_of_the_SAGECal_calibration_package:_from_LOFAR_to_SKA |
| Authors |
H._Spreeuw,_S._Yatawatta,_B._Van_Werkhoven_and_F._Diblen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16209 |
この10年間で、SquareKilometerArray（SKA）が最初の観測を実行します。食器、アンテナ、相関器、インフラストラクチャを構築するための準備は順調に進んでいます。同時に、SKA観測を処理するためのソフトウェアがいくつかのレベルで開発されています。より基本的なレベルでは、望遠鏡の監視および制御システムと相関器ソフトウェアがあります。さらに、科学に対応したデータ製品を提供するには、無線周波数干渉（RFI）の緩和、平均化、キャリブレーション、およびイメージングのためのソフトウェアパイプラインが必要です。ここでは、SAGECalキャリブレーションパッケージ、特にキャリブレーションソリューションを取得するために必要な時間に焦点を当てます。このパッケージは現在、LOFARのEpochofReionization（EoR）KeyScienceProjectに使用されているため、これは重要な側面ですが、SKA1LOWでも最適に実行する必要があります。これを観測するために使用されるステーションの数に関しては、51から512ステーションへと10倍に増加します。その結果、周波数チャネルの数が同じである場合、観測値を格納するために必要なディスク容量は100倍に増加します。このホワイトペーパーでは、SAGECalのスケーリング動作を調査します。SAGECalのランタイムは、ステーションの数に比例して理想的にスケーリングする必要があります。また、SAGECal内のアルゴリズムについて説明し、それらを使用してスケーリング動作を説明します。
オンサラ天文台での短ベースライン干渉法コロケーション実験
オンサラ天文台にある3つの測地学的超長基線干渉法（VLBI）ステーション間の干渉測定の観測、相関、および分析の結果を示します。2019年と2020年に合計23のセッションが観察され、そのほとんどは24時間の長さで、すべてXバンドのみを使用していました。これらには、レガシーVLBIステーションONSALA60とオンサラ双子望遠鏡ONSA13NEとONSA13SW、次世代測地VLBIグローバル観測システム（VGOS）用の2つのブロードバンドステーションが含まれていました。2つの分析パッケージを使用しました。$\nu$Solveを使用して群遅延と位相遅延のパラメーター推定を比較し、ASCOTを使用して調査しました。電波望遠鏡の熱的および重力的変形の影響。2つのソフトウェアパッケージを使用した群遅延分析から得られたステーション位置は、両方のステーションのすべてのコンポーネントで2$\sigma$以内で一致します。群遅延（ASCOTおよび$\nu$Solve）を使用して10〜15psのオーダー、および位相遅延（$\nu$Solve）を使用して3〜5psの加重二乗平均平方根事後残差を取得しました。最高のパフォーマンスは、VGOSステーション間の（かなり短い）ベースラインで達成されました。この作業の主な結果として、VTRF2019Dのオンサラ双子望遠鏡の座標をサブミリメートルの精度で決定しました。この新しい座標のセットは、今後、スケジューリング、相関、およびデータ分析のアプリオリとして使用する必要があります。今後のITRF2020のために。また、nuSolveの群遅延ソリューションと位相遅延ソリューションの間に体系的なオフセットがあり、位相遅延の実装には追加のテストが必要であることを示唆しています。
イェベス40m電波望遠鏡と7mmおよび3mmの広帯域NANOCOSMOS受信機（ライン調査用）
| Title |
Yebes_40_m_radio_telescope_and_the_broad_band_NANOCOSMOS_receivers_at_7_mm_and_3_mm_for_line_surveys |
| Authors |
F._Tercero_(1),_J.A._L\'opez-P\'erez_(1),_J.D._Gallego_(1),_F._Beltr\'an_(1),_O._Garc\'ia_(1),_M._Patino-Esteban_(1),_I._L\'opez-Fern\'andez_(1),_G._G\'omez-Molina_(1),_M._Diez_(1),_P._Garc\'ia-Carre\~no_(1),_I._Malo_(1),_R._Amils_(1)_J.M._Serna_(1),_C._Albo_(1),_J.M._Hern\'andez_(1),_B._Vaquero_(1),_J._Gonz\'alez-Garc\'ia_(1),_L._Barbas_(1),_J.A._L\'opez-Fern\'andez_(2),_V._Bujarrabal_(3),_M._G\'omez-Garrido_(1,3),_J.R._Pardo_(4),_M._Santander-Garc\'ia_(1,3),_B._Tercero_(1,3),_J._Cernicharo_(4)_and_P._de_Vicente_(1)_((1)_Centro_de_Desarrollos_Tecnol\'ogicos_-_Observatorio_de_Yebes,_Spain,_(2)_Instituto_Geogr\'afico_Nacional,_Spain,_(3)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional,_Spain,_(4)_Instituto_de_F\'isica_Fundamental_(IFF-CSIC),_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16224 |
イェベス40\、m電波望遠鏡は、イェベス天文台の主要かつ最大の観測機器であり、2010年以来、超長基線干渉法（VLBI）と単一皿観測に専念しています。2\、GHzから90\までの周波数帯域をカバーしています。、ほとんどの場合、不連続で狭いウィンドウでのGHzは、ヨーロッパのVLBIネットワーク（EVN）とグローバルミリメータVLBIアレイ（GMVA）の現在のニーズに一致します。欧州連合が資金提供する相乗効果の助成金であるNanocosmosプロジェクトは、瞬時周波数範囲を拡大して、シングルディッシュモードでのシングルチューニングによる多くの分子遷移を観察する可能性を開きました。これにより、観測時間が短縮され、望遠鏡からの出力が最大化されます。最近設置された31.5-50GHz（Qバンド）および72-90.5GHz（Wバンド）受信機の技術仕様と、これらの周波数範囲での望遠鏡の主な特性を示します。豊富な分子化学を備えたIRC+10216、CRL2688、およびCRL618を観察して、シングルディッシュモードでのスペクトル観察のための新しい機器の機能を実証しました。結果は、Qバンドで望遠鏡の高感度を示しています。IRC+10126のスペクトルは、この帯域のこのソースではこれまでにない信号対雑音比を提供します。一方、WバンドのCRL\、618に向かう連続体フラックスによって正規化されたスペクトルは、感度は小さいものの、40m電波望遠鏡がIRAM30m電波望遠鏡と同等の結果を生成することを示しています。新しい受信機は、ナノコスモスの主要な目標の1つを達成し、前例のない感度でさまざまな天体物理学媒体のスペクトルを研究する可能性を開きます。
MID-電波望遠鏡、スクエアキロメートルアレイ用のシングルピクセルフィードパッケージ：概要
| Title |
MID-Radio_Telescope,_Single_Pixel_Feed_Packages_for_the_Square_Kilometre_Array:_An_Overview |
| Authors |
Alice_Pellegrini,_Jonas_Flygare,_Isak_P._Theron,_Robert_Lehmensiek,_Adriaan_Peens-Hough,_Jamie_Leech,_Michael_E._Jones,_Angela_C._Taylor,_Robert_E._J._Watkins,_Lei_Liu,_Andre_Hector,_Biao_Du_and_Yang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16317 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）プロジェクトは、世界最大の電波望遠鏡を構築するための国際的な取り組みであり、前例のない詳細と調査速度で科学を可能にします。このプロジェクトは10年以上にわたり、現在は成熟した段階にあり、建設と統合の段階に入る準備ができています。完全に配備された状態では、MID望遠鏡は、カルー砂漠（南アフリカ）の不感地帯に設置された直径150kmのオフセットグレゴリオアンテナのアレイで構成されています。各アンテナには3つのフィードパッケージが装備されており、フィードインデクサープラットフォームによってサブリフレクターの焦点に正確に配置されます。総観測帯域幅（0.35-15.4GHz）は7つの帯域に分割されます。バンド1（0.35-1.05GHz）およびバンド2（0.95-1.76GHz）は、個別のフィードパッケージとして実装されます。残りの5つのバンド（バンド3、4、5a、5b、および6）は、単一のフィードパッケージにまとめられています。最初は、バンド5a（4.6-8.5GHz）とバンド5b（8.3-15.4GHz）のみがインストールされます。このホワイトペーパーでは、各フィードパッケージの設計、テスト、統合に関する最近の進捗状況の概要、プロジェクトと科学の目標、タイムライン、建設への道筋について説明します。
ハワイ赤外線視差プログラム。 IV。 UKIRTによるL0-T8矮星の包括的な視差調査
| Title |
The_Hawaii_Infrared_Parallax_Program._IV._A_Comprehensive_Parallax_Survey_of_L0-T8_dwarfs_with_UKIRT |
| Authors |
William_M._J._Best,_Michael_C._Liu,_Eugene_A._Magnier,_Trent_J._Dupuy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15850 |
英国赤外線望遠鏡の広視野近赤外線カメラWFCAMを使用して測定された、348個のLおよびT矮星の視差、固有運動、および$J$バンド測光を示します。これは、褐色矮星用の赤外線視差のこれまでで最大の単一バッチです。私たちの視差の不確実性の中央値は3.5masで、これまでのほとんどの地上ベースの赤外線視差調査と同様です。私たちのターゲットリストは、赤緯$-30^\circ$から$+60^\circ$（空の68％）にまたがる25pcまでのL0-T8矮星のボリューム制限視差サンプルを完成させるように設計されました。165個のオブジェクトの最初の視差を報告し、別の53個のオブジェクトの以前の測定値を改善します。私たちのターゲットには、$Gaia$DR2視差測定値を持つ104個のオブジェクト（主に初期Lの矮星）が含まれており、視差は一貫しています。LおよびT矮星の以前の文献の視差と、結果および$Gaia$DR2測定値の両方との広範な比較を含め、以前のいくつかの調査の体系的なオフセットを特定します。私たちの視差は、主系列星の広く一般的な固有運動の伴星として以前に識別された14個の物体が、主系列星と一致する距離を持っていることを確認しています。また、ターゲットの新しい$J_\mathrm{MKO}$測光についても報告します。これには、193のターゲットの最初の測定と、以前に公開された別の60のターゲットの$J_\mathrm{MKO}$測光に対する改善が含まれます。全体として、私たちの視差は、視差によって完全に定義されたスペクトルタイプL0〜T8にまたがるボリューム制限サンプルを使用した最初の母集団研究を可能にします。
L0-T8ドワーフのボリューム限定サンプル。 I. L / T移行のギャップ
| Title |
A_Volume-Limited_Sample_of_L0-T8_Dwarfs._I._A_Gap_in_the_L/T_Transition |
| Authors |
William_M._J._Best,_Michael_C._Liu,_Eugene_A._Magnier,_Trent_J._Dupuy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15853 |
UKIRT/WFCAMからの最近の測定値とGaiaDR2および文献の視差を使用して、完全に視差によって定義された25pcまでのL0-T8矮星の新しいボリューム制限サンプルを提示します。369のメンバーを持つ私たちのサンプルは、これまでのLおよびT矮星の視差で定義された最大の体積制限サンプルであり、そのようなオブジェクトに対して最も正確な空間密度をもたらします。代表的な年齢を支持する最近の研究から予想されるように、地元のL0-T8矮星の個体数には$5.5\％\pm1.3\％$の若いオブジェクト（$\lesssim$200Myr）と$2.6\％\pm1.6\％$の準矮星が含まれていることがわかります$\lesssim$4Gyrの超クールフィールド人口。これは、LからTドワーフへの遷移を包括的にマッピングした最初のボリューム制限サンプルでもあります（スペクトルタイプ$\approx$L8-T4）。バイナリを削除した後、L/T遷移で$（JK）_{\rmMKO}$色で、以前は認識されていなかった統計的に有意な（>4.4$\sigma$）ギャップ$\約$0.5等を特定します。体積が制限されたサンプルにそのようなオブジェクトがないことは、大気の進化の急速な段階を意味します。対照的に、これまでのL/T移行の最も成功したモデル$-$Saumon＆Marley（2008）の「ハイブリッド」モデル$-$は、赤字が見つかった同じ色のオブジェクトの山を予測します。褐色矮星を冷却する雰囲気をモデル化するという課題を示しています。私たちのサンプルは、VeraRubinObsevatoryによる今後のLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）から、さらに大きな視差で選択されたサンプルから得られる洞察を示しています。
活動領域流出の低大気対応物のIRIS観測
| Title |
IRIS_observations_of_the_low-atmosphere_counterparts_of_active_region_outflows |
| Authors |
Vanessa_Polito,_Bart_De_Pontieu,_Paola_Testa,_David_H._Brooks,_Viggo_Hansteen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15945 |
\textit{Hinode}/EISの発売以来、活動領域（AR）の流出が詳細に研究されており、遅い太陽風に質量とエネルギーの可能な源を提供すると考えられています。この作業では、\textit{InterfaceRegionImagingSpectrograph}（\textit{IRIS}）からの観測を使用して、AR流出の低層大気対応物を調査します。\textit{IRIS}\siiv、\cii\、\mgii\遷移領域（TR）と彩層線は、高温ARのフットポイント（「コケ」）の隣接領域と比較して、流出時に異なるスペクトル特性を示すことがわかります。ループ。流出領域（$\approx$5.5〜kms$^{-1}$）での\siiv\の平均赤方偏移は、通常の苔（$\upperx$12--13km〜s$^{-1）よりも小さいです。}$）と静かな太陽（$\approx$7.5km〜s$^{-1}$）の値、\cii〜lineは青方偏移（$\approx$-1.1--1.5km〜s$^{-1}$）、約$\upperx$2.5km〜s$^{-1}$だけ赤方偏移することが観察される苔とは対照的です。さらに、コロナ流出の下の低層大気は高度に構造化されており、\siiv\と正の\mgii\k2非対称性（彩層上昇流の兆候として解釈できる）に青方偏移が存在し、ほとんど観測されていません。モス。これらの観測は、冠状動脈の流出と彩層およびその下のTRとの間に明確な相関関係があることを示していますが、これは以前には示されていませんでした。私たちの研究は、これらの地域が別々の環境ではなく、一緒に扱われるべきであり、インターチェンジ再接続モデルなどのAR流出の現在の主要な理論は、低大気のダイナミクスを考慮する必要があることを強く示唆しています。
小規模な再接続イベントでのHeID3とHeI 10830 {\ AA}のライン形成
| Title |
Line_formation_of_He_I_D3_and_He_I_10830_{\AA}_in_a_small-scale_reconnection_event |
| Authors |
T._Libbrecht,_J._P._Bj{\o}rgen,_J._Leenaarts,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_V._Hansteen,_J._Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15946 |
目的。小規模な再接続イベントでのHeID3とHeI10830{\AA}のライン形成について説明することを目的としています。メソッド。Bifrostで生成された放射電磁流体力学（rMHD）スナップショットに存在するシミュレートされたEllerman爆弾（EB）を利用します。結果として得られるHeID3およびHeI10830\AA\の線強度は、非LTEMulti3Dコードを使用して3Dで合成されます。合成ヘリウムスペクトルを、HeI10830\AA\およびHeID3で観測されたEBのSST/TRIPPELラスタースキャンと比較します。結果。HeID3およびHeI10830\AA\での放出は、EBの周囲の薄いシェルで$\sim0.8$Mmの高さで形成され、HeID3の吸収はEBの上で$\sim4$Mmで形成されます。放出が形成される高さは、EBの下限に対応し、温度は$6\cdot10^3$Kから$10^6$Kに急速に上昇します。HeID3およびHeI10830\AAの不透明度\は、$2\cdot10^4-2\cdot10^6$Kの範囲の温度と$10^{11}$との間の電子密度でEBで局所的に生成されるEUV放射によって駆動される光イオン化-再結合によって生成されます。$10^{13}$cm$^{-3}$。合成放出信号は、EBの周りの薄いシェルの局所条件との結合の結果です。温度は$7\cdot10^3$から$10^4$Kで、電子密度は$\sim10^{12}$の範囲です。〜$10^{13}$cm$^{-3}$。したがって、強力な非LTEプロセスと熱プロセスの両方が、調査した合成EB/UVバーストでのHeID3とHeI10830\AA\の形成に関与します。結論。結論として、合成HeID3およびHeI10830\AA\放出シグネチャは、少なくとも$2\cdot10^4$K、この場合は$\sim10^6$Kの温度の指標です。
後期型、低質量のウォルフ・ライエ星における自動イオン化状態の線の同定と励起
| Title |
Line_Identification_and_Excitation_of_Autoionizing_States_in_a_Late-Type,_Low_Mass_Wolf-Rayet_Star |
| Authors |
Robert_Williams,_Catherine_Manea,_Bruce_Margon,_and_Nidia_Morrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15952 |
低質量の後期型LMC[WC11]スターJ060819.93-715737.4の複雑なスペクトルで、これまで同定されていなかった線の大部分が、電子データベースを利用して同定されました。自動イオン化（ai）レベルに由来する非常に多数のCII輝線があります。CII基底状態と励起されたaiレベルの間の共鳴蛍光は、恒星風の励起ai輝線における二電子再結合と競合する重要な光吸収プロセスであることが示され、多くのタイプの輝線星に広く適用されます。さらに、再結合または共鳴蛍光によって直接励起されない多数のCIIカルテットマルチプレットが発光に現れ、ダブレット状態とカルテット状態の間の衝突伝達を強化する発光領域の高い風密度を示します。
太陽コロナにおける電磁流体力学的高速ソーセージ波
| Title |
Magnetohydrodynamic_Fast_Sausage_Waves_in_the_Solar_Corona |
| Authors |
B._Li,_P._Antolin,_M.-Z._Guo,_A._A._Kuznetsov,_D._J._Pascoe,_T._Van_Doorsselaere,_S._Vasheghani_Farahani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16023 |
磁気パラメータと流体パラメータの両方に対する周期的な軸対称摂動を特徴とする電磁流体力学的高速ソーセージモード（FSM）は、分散が強いため、太陽冠状地震学に有用であることが証明されています。このレビューは、平衡量が段階的に横方向に構造化されている標準的な構成でのFSMの分散特性を要約することから始まります。次に、この準備により、冠状FSMに関する最近の理論的研究をレビューし、正準分散機能が物理的によく理解され、地震学的にさらに活用されていることを示します。さらに、標準的な平衡構成からの逸脱が質的に異なる分散機能をもたらし、それによってFSMが説明できる観測範囲を大幅に拡大したことを示します。また、FSMの観点から観測された振動信号を解釈する際の複雑さを強調し、フォワードモデリング研究の進歩を要約します。これらすべての進歩にもかかわらず、太陽フレアの準周期的脈動への冠状FSMの物理的接続が特に注目に値する、より適切に対処されていない側面のリストを提供します。
脈動白色矮星G117-B15A：今でも知られている中で最も安定した光時計
| Title |
The_pulsating_white_dwarf_G117-B15A:_still_the_most_stable_optical_clock_known |
| Authors |
S.O._Kepler,_D.E._Winget,_Zachary_P._Vanderbosch,_Barbara_Garcia_Castanheira,_J.J._Hermes,_Keaton_J._Bell,_Fergal_Mullally,_Alejandra_D._Romero,_M._H._Montgomery,_Steven_DeGennaro,_Karen_I._Winget,_Dean_Chandler,_Elizabeth_J._Jeffery,_Jamile_K._Fritzen,_Kurtis_A._Williams,_Paul_Chote,_and_Staszek_Zola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16062 |
脈動する水素大気白色矮星G117-B15Aは、1974年以来観測されています。光学光度曲線で観測される215.19738823（63）sでの主な脈動周期は、（5.12+/-0.82）x10^{-15}だけ変化します。s/sであり、パルサーのようにグリッチはありません。観測された周期変化率は、620万年で1秒の脈動周期の変化に対応します。この並外れた光時計は、仮想の暗黒物質粒子からの相互作用の制約など、基本的な物理学に厳しい制限を課し続けることができ、外部の亜恒星の仲間の存在を探すことができることを示しています。
Ca II H＆K恒星活動パラメータ：恒星極紫外線フラックスのプロキシ
| Title |
Ca_II_H&K_stellar_activity_parameter:_a_proxy_for_stellar_Extreme_Ultraviolet_Fluxes |
| Authors |
A._G._Sreejith,_L._Fossati,_A._Youngblood,_K._France,_S._Ambily |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16179 |
大気散逸は、太陽系外惑星の個体数を形成する重要な要因であり、したがって、惑星形成の理解を促進します。巨大惑星からの大気散逸は、主に恒星のX線と極紫外線（EUV）放射によって引き起こされます。さらに、中層および上層大気におけるEUVおよび長波長UV放射パワーの不均衡化学。したがって、大気散逸と化学についての私たちの理解は、恒星の紫外線フラックスに関する私たちの知識に依存しています。一部の星では遠紫外線フラックスが観測されますが、EUV機能を備えた宇宙望遠鏡がないため、また遠方の星では星間物質の吸収が原因で、ほとんどのEUV範囲は観測できません。したがって、他の波長で観測可能な特徴からEUVフラックスを推測するための間接的な手段を持つことが不可欠になります。ここでは、地上での光学観測から一般的に得られるlog$R'_{HK}$活動パラメータから、F、G、K、およびMタイプの星のEUV放射を予測するための分析関数を示します。CaIIH＆Kライン。スケーリング関係は、公開されたlog$R'_{HK}$とEUVフラックス値を持つ約100個の近くの星のコレクションに基づいています。後者は、直接測定または高品質の遠紫外線（FUV）スペクトルからの推論です。ここに示すスケーリング関係は、約3の精度でEUVフラックス値を返します。これは、FUVまたはX線測定に基づく他の同様の方法よりもわずかに低い値です。
かじき座AB星の人生の1TESS年
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって提供される長期の高精度測光により、既知のこれまでよく研究された星への新しい洞察を得ることができます。この論文では、高速回転子ABドラダスの光球活動のTESS研究の結果を提示します。TESS衛星は、南極に近い位置にあるため、ABドラダスの約600回転を高いケイデンスで記録し、この超アクティブな星の黒点とフレアを研究することができました。観測された回転変調のピークツーピーク変動はほぼ11％に達し、ABドラダスの星黒点は非常に好ましい縦方向の位置を示していることがわかります。スポットモデリングを使用して、ABDoradusのアクティブ領域の位置を測定しました。好ましいスポット構成には、星の緯度が低いものから高いものまで広がる大きな領域が含まれている必要があります。スポットの見かけの動きは、回転差とスポットの進化の両方の結果として解釈され、典型的なスポットの寿命は10〜20日の範囲である必要があると主張します。さらに、かじき座AB星のフレアの発生とその表面の活動領域の可視性との関係を見つけ、最終的にさまざまな方法を使用して星の自転周期を再計算し、以前の決定と比較しました。
ガイア測光科学アラートのRVSスペクトル
| Title |
RVS_Spectra_of_Gaia_Photometric_Science_Alerts |
| Authors |
George_Seabroke_(1),_Mark_Cropper_(1),_Steven_Baker_(1),_Kevin_Benson_(1),_Chris_Dolding_(1),_Mike_Smith_(1),_Arancha_Delgado_(2),_Simon_Hodgkin_(2),_Diana_Harrison_(2),_Guy_Rixon_(2),_Lukasz_Wyrzykowski_(3)_((1)_MSSL-UCL,_(2)_IoA,_Cambridge,_(3)_Warsaw) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16337 |
GaiaPhotometricScienceAlerts（GPSA）は、一時的なイベントのGaiaGマグニチュードと、BluePhotometer（BP）およびRedPhotometer（RP）の低解像度エポックスペクトルを公開しています。12個のGPSAのガイアの視線速度分光計（RVS）からの27個の高解像度スペクトルも公開されています。これらの27のRVSエポックスペクトルは、対応するBPおよびRPエポックスペクトルの横に初めて1か所に表示されます。また、GPSAシステムで公開できなかった13番目のGPSAの新しいRVSスペクトルを1つ紹介します。RVSスペクトルを持つ13個のGPSAのうち、5個は測光的に不明、5個は超新星（3個はSNIa、1個はSNII、1個はSNIIP）、1個は激変星、1個はバイナリマイクロレンズイベント、1個は若い恒星状天体。不明として分類された5つのGPSAは、潜在的な科学的機会ですが、それらはすべて、ガイアの4番目のデータリリースで公開されるエポックRVSスペクトルのプレビューです。
準定常潮汐による任意の軌道と恒星角運動量のずれを伴う連星系の進化について
| Title |
On_the_evolution_of_a_binary_system_with_arbitrarily_misaligned_orbital_and_stellar_angular_momenta_due_to_quasi-stationary_tides |
| Authors |
P._B._Ivanov_and_J._C._B._Papaloizou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16375 |
軌道の方向を制限することなく、潮汐効果によって相互作用する連星系の進化を検討します。重要な場合は、スピン角運動量と軌道離心率を考慮します。私たちは、平衡潮汐近似の低潮汐力周波数レジームで作業します。内部自由度は、プライマリである1つのコンポーネントに対して完全に考慮されます。コンパニオンの場合、スピン角運動量は無視できるほど小さいと想定されますが、惑星コンパニオンの場合、これは軌道の循環にとって重要である可能性があるため、内部エネルギー散逸は許容されます。潮汐効果から生じる軌道の進化を支配する方程式のセットを取得します。これらは、バイナリコンポーネントの質量と半径、軌道の形式と方向、および関連する各コンポーネントについて、スピンレート、コリオリの力、放射プロセスによる平衡潮汐に関連する正規化されたエネルギー散逸率に依存します。粘度、および古典的なアプシダル運動定数。これらは恒星のパラメータに依存しており、過去に呼び出されたような追加の仮定や現象論的アプローチは必要ありません。それらは、ホットジュピターを含むシステムで仮定されているように、スピンと軌道角運動量の初期の重大な不整合を伴うシステムの進化を決定するために使用できます。コリオリの力を含めると、軌道角運動量とスピン角運動量の間の傾斜が進化し、軌道面が歳差運動し、観測結果が生じる可能性があります。
仮想天文台を使用した銀河系外の深部調査における超低温矮星：アルハンブラ宮殿とコスモス
| Title |
Ultracool_Dwarfs_in_deep_extragalactic_surveys_using_the_Virtual_Observatory:_ALHAMBRA_and_COSMOS |
| Authors |
E._Solano,_M._C._G\'alvez-Ortiz,_E._L._Mart\'in,_I._M._G\'omez_Mu\~noz,_C._Rodrigo,_A._J._Burgasser,_N._Lodieu,_V._J._S._B\'ejar,_N._Hu\'elamo,_M._Morales-Calder\'on,_H._Bouy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16392 |
超低温矮星は、スペクトルが後期M、L、T、Yに分類される、多種多様なコンパクトな星のような物体を網羅しています。それらのほとんどは、広視野画像調査を使用して発見されています。仮想天文台は、これらの天文資源を効率的に活用するために非常に有用であることが証明されています。私たちは、アルハンブラやコスモスのような銀河系外の深い調査で超低温矮星を発見し、特徴づけるように設計された仮想天文台の方法論を検証することを目指しています。視差、固有運動、色にそれぞれ基づいた3つの補完的な検索が実行されました。合計897の超低温矮星候補が見つかりましたが、SIMBADで以前に報告されたのは16だけでした。ここで報告されている新しいUCDのほとんどは、光学（$Gaia$DR2およびrバンド）データの利用によって課せられる制限のため、MおよびL後期の矮星である可能性があります。ALHAMBRAおよびCOSMOS測光を、スペクトルエネルギー分布フィッティングから理論モデルのコレクションまで有効温度を推定する仮想天文台ツールであるVOSAを使用して、光学および赤外線の他のカタログで補完します。COSMOSフィールドで見つかったUCDの数と理論的推定値の一致と、低い偽陰性率（検索で検出されなかった既知のUCD）は、この作業で提案された方法論を検証します。これは、今後の広く深い調査で使用されます。ユークリッド宇宙ミッションによって提供されます。さまざまな測光通過帯域で検出可能なUCDのユークリッド数カウントのシミュレーションが15,000平方度の広い調査領域に対して提示され、このペーパーで採用されている方法を使用してUCDを検出するためのユークリッドデータの適用性の限界について説明します。
太陽を横切るRaidofrequencyダークフォトンダークマター
超軽量暗黒物質候補としての暗黒光子は、動的混合を介して標準模型粒子と相互作用することができます。太陽観測を備えた電波望遠鏡を使用して、超軽量暗黒光子暗黒物質を検索することを提案します。暗黒光子暗黒物質は、太陽大気の最も外側の領域である太陽コロナで効率的に光子に変換できます。太陽コロナでは、光子のプラズマ質量が暗光子の静止質量に近くなります。強力な共鳴変換と太陽と地球の間の短い距離の恩恵により、電波望遠鏡は$4\times10^{-8}-4\times10^{の質量範囲で暗光子探索感度をリードすることができます。-6}\、\rm{eV}$、周波数$10-1000\、{\rmMHz}$に対応します。有望な例として、動作中の電波望遠鏡LOFARは、1時間の太陽観測内で動的混合$\epsilon\sim10^{-13}$（$10^{-14}$）に到達できます。将来の実験SKAフェーズ1は、1時間の太陽観測で$\epsilon\sim10^{-16}-10^{-14}$に達する可能性があります。
重力波の収差による励起モード：極端な質量比の吸気の測定可能性
| Title |
Exciting_modes_due_to_the_aberration_of_gravitational_waves:_Measurability_for_extreme-mass-ratio_inspirals |
| Authors |
Pau_Amaro-Seoane,_Alejandro_Torres-Orjuela,_Mar\'ia_J._B._Rosell,_Zeyuan_Xuan,_Alvin_J._K._Chua_and_Xian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15842 |
比較的高速で私たちに対して移動するソースからの重力波は、収差などの特別な相対論的効果の影響を受けます。これらが重要であるために必要な速度は、1000km/sのオーダーです。この値は、銀河団に見られる速度分散に対応しています。したがって、多くの重力波源がそのような効果を信号に刻印することを期待しています。特に、移動するソースからの信号は、サブドミナントレベル、つまり（3、3）以降で励起されたより高いモードを持ちます。この効果を説明する表現を導き出し、円形の非回転の極端な質量比のインスピレーションの特定のケースに対するその測定可能性を研究します。固有速度1000km/sによる高次モードの励起は、信号対雑音比が$\gtrsim100$のこのようなインスピレーションで測定できるため、考慮しないとパラメーター推定にバイアスがかかる可能性があることがわかります。逆に、この効果を波形モデルに含めることで、光が届かない距離にある銀河団の速度分散を測定することができます。
| Title |
Selective_enhancement_of_the_QCD_axion_couplings |
| Authors |
Luc_Darm\'e,_Luca_Di_Luzio,_Maurizio_Giannotti,_Enrico_Nardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15846 |
核子、光子、または電子へのQCDアクシオン結合が、アクシオン質量を増加させることなく選択的に強化できるメカニズムを提示します。特に、一般的にモデルに依存しないと一般に考えられているアクシオン-核子カップリングに焦点を当て、求核性アクシオンモデルを構築する方法を示します。天体物理学、宇宙論、実験室での探索における求核性アクシオンの影響について説明します。近くの中性子星のグループから最近観測された硬X線の異常な放出に優れた適合を提供できる核子と光子への強化されたアクシオン結合を備えたモデルを提示し、そのようなシナリオは今後徹底的にテストできると主張しますアクシオン探索実験。
| Title |
Axion_string_signatures_II:_A_cosmological_plasma_collider |
| Authors |
Prateek_Agrawal,_Anson_Hook,_Junwu_Huang_and_Gustavo_Marques-Tavares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.15848 |
QCDアクシオンストリングと超軽量アクシオンストリング（アクシオンストリング）の両方の早い拍子と遅い拍子を研究します。電磁界からのアクシオンストリングへの電荷の堆積と、束縛状態の形成によるその後の新しい中和メカニズムに焦点を当てます。初期の宇宙の署名はありそうにないように見えますが、遅い時間の署名はたくさんあります。銀河を通過するアクシオンストリングは巨大な電荷密度を獲得し、それは一次元の「原子」を形成する束縛状態の標準模型粒子の高密度プラズマによって中和されます。ストリング上の帯電波束、および外部の高密度プラズマは、ストリングに沿ってほぼ光速で移動します。これらの高エネルギープラズマのパケットは、最大$10^{9}$GeVの重心エネルギーと衝突します。これらの衝突は、太陽の光度よりも最大7桁大きい光度を持つ可能性があり、数千年続くため、宇宙的に遠く離れた場所で発生した場合でも電波望遠鏡で見ることができます。新しいオブザーバブルは、最近提案された超軽量アクシオンストリングのCMBオブザーバブルを補完するものであり、同様の動機付けられたパラメーター範囲に敏感です。
バイナリ宇宙ひもの有効場の理論
コンパクトオブジェクトのバイナリシステムから拡張オブジェクトの場合まで、重力放射の有効場の理論（EFT）形式を拡張します。特に、速度が小さく、空間の下部構造が小さい、つまり「小刻みに動く」2つの無限に長い宇宙ひもで構成されるバイナリシステムのEFTを研究します。システムの複雑さは、単一のパラメータで十分である点粒子の場合とは対照的に、ウィグルの速度とサイズから構築された2つの摂動膨張パラメータの導入を必要とします。これにはさらに、システムに新しい電力カウントルールを割り当てる必要があります。潜在的な重力子に対応するモードを統合し、放射重力子に対して効果的なアクションを生み出します。このアクションは、ストリングの曲げモードによって発生する変化する四重極を表し、それが重力波を生成することを示します。この説明で紫外発散を研究し、それらを使用して、このような設定での弦張力の古典的なくりこみ群の流れを取得します。
マルチフィールド、急速に変化するインフレソリューション
スローロール、スローターン、マルチフィールドインフレーションが可能かどうかを判断するためのポテンシャルとフィールドスペースジオメトリに関するよく知られた基準があります。しかし、それは最近関心のあるトピックであるにもかかわらず、スローロールの急速なインフレは、2つの分野への制限においてそのような基準しか持っていません。この作業では、2フィールドの急速に変化するインフレアトラクターを任意の数のフィールドに一般化します。極端な回転をダビングする限界を定量化し、急速な回転の解決策を効率的に見つけることができ、そのための方法を開発します。特に、ポテンシャルの共変ヘッセ行列が勾配と密接に整列した固有ベクトルを持っている場合、単純な結果が生じます。これは一般的であることがわかり、2フィールド双曲幾何学で一般的であることが証明されています。いくつかの既知のラピッドターンモデルでメソッドを検証し、2つのタイプIIA構造でラピッドターン軌道を検索します。初めて、これらのソリューションを効率的に検索し、スローロール、ラピッドターンのインフレを1つの可能性から除外することさえできます。
| Title |
Constraining_the_Primordial_Black_Holes_as_Dark_Matter_at_JUNO |
| Authors |
Sai_Wang,_Dong-Mei_Xia,_Xukun_Zhang,_Shun_Zhou,_Zhe_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2010.16053 |
暗黒物質の魅力的な候補として、質量範囲（$10^{15}\sim10^{16}$）$\mathrm{g}$の原始ブラックホール（PBH）は、ホーキング放射を介して検出できます。3つのフレーバーのニュートリノとアンチニュートリノ。本論文では、江門地下ニュートリノ天文台（JUNO）の大型液体シンチレータ検出器で（反）ニュートリノ信号を測定することにより、PBHを暗黒物質として制約する可能性を調査します。利用可能な6つの検出チャネルの中で、逆ベータ崩壊$\overline{\nu}^{}_e+p\toe^++n$は、分数$f^{}_{\rmPBHに最も敏感であることが示されています。暗黒物質の存在量に寄与するPBHの}$。PBHの質量$M^{}_{\rmPBH}=10^{15}〜{\rmg}$が与えられると、JUNOは上限$f^{}_{\rmを配置できることがわかります。PBH}\lesssim3\times10^{-5}$、これはスーパーからの現在の最良の制限$f^{}_{\rmPBH}\lesssim6\times10^{-4}$よりも20倍優れています-カミオカンデ。ホーキング温度が低い重いPBHの場合、（反）ニュートリノのエネルギーが低下し、境界が比較的弱くなります。
