二重に画像化されたクエーサーの強いレンズ時間遅延の累積分布を使用した$ H_0 $の4％測定
| Title |
A_4%_measurement_of_$H_0$_using_the_cumulative_distribution_of_strong-lensing_time_delays_in_doubly-imaged_quasars |
| Authors |
David_Harvey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09488 |
大規模な調査の出現により、$H_0$を正確に測定するために、強い重力レンズとそれに対応する時間遅延を個別にモデル化することは、計算コストが高く、非常に複雑になります。補完的なアプローチは、レンズの世界人口が$H_0$とともにモデル化される、時間遅延の累積分布関数（CDF）を研究することです。この論文では、一連の流体力学的シミュレーションを使用して、レンズの現実的な分布のために、二重に画像化されたクエーサーからの時間遅延のCDFを推定します。CDFは、密度プロファイルの内部勾配と$5$kpc以内の総質量によって制御される、大量のハロハロ分散を示すことがわかります。データへの適合を目的として、主成分分析を使用してCDFを圧縮し、3つの物理的特徴で構成されるガウス過程回帰子を適合させます。レンズの赤方偏移$z_{\rmL}$;ハローのべき法則インデックス、$\alpha$、$5$kpc以内の質量、および4つの宇宙論的特徴。平らな宇宙を仮定して、$H_0=71^{+2}_{-3}$km/s/Mpc、$z_{\rmL}=0.36_{-0.09を見つける27個の二重画像クエーサーにモデルを適合させます}^{+0.2}$、$\alpha=-1.8_{-0.1}^{+0.1}$、$\log（M（<5$kpc$）/M_\odot）=11.1_{-0.1}^{+0.1}$、$\Omega_{\rmM}=0.3_{-0.04}^{+0.04}$および$\Omega_{\rm\Lambda}=0.7_{-0.04}^{+0.04}$。$z_{\rmL}$と$\log（M（<5$kpc$）/M_\odot）$の推定値をデータと比較し、データの感度の範囲内で、それらが体系的にバイアスされていないことを確認します。。模擬CDFを生成し、VeraRubinObservatory（VRO）がモデルの精度によって制限されて$\sigma/H_0$から$<3\％$を測定できることを発見しました。VROを完全に活用する場合は、さまざまなフィードバックモデルを使用して、レンズ母集団の大部分をサンプリングし、考えられるすべての体系を調査するシミュレーションが必要です。
PySiUltraLightを使用して自己相互作用を伴うスカラー暗黒物質をモデル化する
| Title |
Using_PySiUltraLight_to_Model_Scalar_Dark_Matter_with_Self-Interactions |
| Authors |
Noah_Glennon_and_Chanda_Prescod-Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09510 |
アクシオン場の動的進化をモデル化するための自己相互作用項を含むPyUltraLightコードの修正であるPySiUltraLightを紹介します。PyUltraLightは、超軽量の暗黒物質のダイナミクスをシミュレートします。この論文では、$10^{-22}\mathrm{eV}/\mathrm{c}^2$のボソン質量を使用します。PySiUltraLightを使用して、崩壊するソリトン、空間的に振動するソリトン、および爆発するソリトンを生成します。これは、以前の分析作業で魅力的な自己相互作用で発生することが示されています。魅力的な自己相互作用が含まれている場合にソリトンが崩壊するかどうかについて、arXiv：1604.05904で説明されている最大質量基準をテストします。ソリトンの波動関数に近似ガウス仮説を実装し、魅力的な自己相互作用が存在する場合のソリトン質量と平衡半径の関数として振動周波数を計算します。コードを検証し、ソリトンの質量がarXiv：1604.05904で説明されている臨界質量（$M_c=\frac{\sqrt{3}}{2}M_{\mathrm{max}}$）および初期半径を下回っている場合が特定の範囲内にある場合、ソリトンは不安定で爆発します。また、バイナリソリトン衝突と中心質量の周りを回転するソリトンの両方を、魅力的で反発的な自己相互作用で分析します。魅力的な自己相互作用が含まれている場合、密度プロファイルは二体衝突後に歪むことがわかります。また、魅力的な自己相互作用が含まれている場合、ソリトンは潮汐ストリッピングの影響を受けにくいことがわかります。ソリトンがより簡単に整然と剥ぎ取られるという点で、反発的な自己相互作用については反対のことが当てはまることがわかります。
拡張粘性暗黒エネルギーモデルにおける物質摂動の成長
この作業では、物質の摂動のコンテキストで拡張粘性暗黒エネルギーモデルを研究します。これを行うために、非加法エントロピーと粘性暗黒エネルギーに基づくフラットフリードマン-レマ$\^i$tre-ロバートソン-ウォーカー宇宙の代替解釈を想定しています。暗黒エネルギーの滑らかなバージョンの物質変動の成長を得るために、相対論的方程式を実装します。物質密度のコントラストは、高赤方偏移の$\Lambda$CDMモデルと同様に変化しますが、遅い時間では標準モデルとはわずかに異なります。最新の幾何学的および成長率の観測データを使用して、ベイズ分析を実行し、パラメーターを制約し、モデルを比較します。粘性モデルは宇宙論的プローブと互換性があり、$\Lambda$CDMは$1\sigma$信頼水準で回復しました。粘性暗黒エネルギーモデルは、$2\sim3\sigma$の$H_0$の張力を緩和します。それでも、$\sigma_8$の緊張を懸念することで、一部のモデルはそれを軽減できます。モデル選択フレームワークでは、拡張された粘性暗黒エネルギーモデルはデータによって破棄されます。
Tsallisホログラフィックダークエネルギーシナリオにおける宇宙論的摂動
Tsallisホログラフィックダークエネルギー（THDE）モデルは、摂動の成長のコンテキストで調査されます。これを実行するために、ホログラフィック原理と非加法エントロピーを考慮したダークエネルギーの記述を想定しています。宇宙構造の成長率は低赤方偏移では無視できないため、物質変動の成長を達成するために摂動相対論方程式を実装します。モデルを制約して比較するために、最近の幾何学的および成長率の観測データを使用してベイズ分析を実行します。これらのモデルは宇宙論的観測と互換性があり、ファントムバリアを越えることができ、宇宙定数は$1\sigma$信頼水準で回復されます。モデルは、クラスター化されていない場合の$\approx1\sigma$の$\sigma_8$張力を緩和でき、$\approx2\sigma$の$H_0$張力を緩和できます。モデル選択の観点から、THDEモデルはデータによって破棄されます
CMB異方性測定における$ T_0 $の役割
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）モノポールである量$T_0$は、標準的な宇宙モデルの7番目のパラメーターとして無視されることがよくあります。CMBの物理学に影響を与えるその変動だけでなく、$T_0$の測定値は、軌道双極子を介して異方性を較正するためにも使用されます。CMB異方性は従来、温度単位で提供されているため、$T_0$の影響を誤解しやすいことを指摘します。実際、異方性は最も自然に無次元として記述され、$\DeltaT$ではなく$\DeltaT/T$を使用するという慣習を復元することを主張します。自由な宇宙論的パラメータとして、$T_0$は最も自然に、遅い時間の影響を通じてCMBパワースペクトルにのみ影響を与えます。したがって、COBE-FIRAS測定を無視すると、現在のCMBデータは$T_0$を弱く制約するだけです。大規模な構造データを追加するとさらに改善されますが、理想的な将来のCMBデータでさえ、せいぜい$T_0$にパーセントレベルの制約を与えることができます。FIRAS測定は非常に正確であるため、その不確実性は、現在のCMB実験のすべてではありませんが、ほとんどの宇宙論的パラメーターの推論にほとんど影響を与えません。ただし、最終的に多重極$\ell\simeq5000$に対して測定されたCMBパワースペクトルから利用可能なすべての情報を抽出する場合は、現在利用可能な$T_0$よりも適切な決定が必要になります。
電流が流れる弦の一般化された速度依存の1スケールモデル
| Title |
Generalised_velocity-dependent_one-scale_model_for_current-carrying_strings |
| Authors |
C._J._A._P._Martins,_Patrick_Peter,_I._Yu._Rybak,_E._P._S._Shellard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09700 |
超伝導宇宙ひもネットワークの進化を定量的に記述するための分析モデルを開発します。具体的には、速度依存の1スケール（VOS）モデルを拡張して、2つの主要な仮定の下で、宇宙ひもの世界面に任意の電流と電荷を組み込みます。その妥当性についても説明します。4つの巨視的パラメーターの観点からストリングネットワークの進化を説明する方程式を導き出します。VOSモデルの基礎である平均ストリング分離（またはストリング相関長）と二乗平均平方根（RMS）速度、および時間的および空間的な現在の寄与の平均。私たちの拡張された説明は、以前に文献で研究された、波状でキラルな宇宙ひもの特定のケースを再現することを示しています。このVOSモデルは、より一般的な状態方程式のための超伝導宇宙ストリングネットワークの進化と可能な観測シグネチャの調査を可能にし、これらの機会はコンパニオンペーパーで活用されます。
| Title |
Neutrino-Assisted_Early_Dark_Energy:_Theory_and_Cosmology |
| Authors |
Mariana_Carrillo_Gonz\'alez,_Qiuyue_Liang,_Jeremy_Sakstein,_Mark_Trodden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09895 |
異なる赤方偏移で得られたハッブル定数の測定間の緊張は、物質と放射の平等の時代の周りで、比較的初期の宇宙で活発な新しい物理学のヒントを提供するかもしれません。緊張を解消するための主要なパラダイムは、初期の暗黒エネルギーの期間であり、スカラー場が現時点で宇宙のエネルギー収支のサブドミナント部分に寄与しています。このシナリオは、スカラーと標準模型ニュートリノの自明でない結合によって改善できる重大な微調整の問題に直面しています。これらは物質放射の平等の時間の近くで非相対論的になり、スカラーへのエネルギー注入をもたらし、初期の暗黒エネルギー段階をキックスタートし、この一見無関係な時代との一致を説明します。このニュートリノ支援初期暗黒エネルギーモデルの最小バージョンを提示し、その予測と理論的制約の詳細な分析を実行します。素粒子物理学の制約（モデルは、量子補正が制御され、関連する予測がその有効性の範囲内にある、行儀の良い有効場の理論を構成する）と、一貫した宇宙論を要求することによって提供される制約の両方を考慮します。初期から後期への進化。私たちの仕事は、宇宙論的データセットを使用してこのシナリオをテストするための道を開きます。
PBHとセカンダリGWは、圧縮された初期状態から発生した可能性がありますか？
| Title |
Could_PBHs_and_secondary_GWs_have_originated_from_squeezed_initial_states? |
| Authors |
H._V._Ragavendra,_L._Sriramkumar,_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09938 |
最近、小規模でのスカラーパワーの向上による原始ブラックホール（PBH）と二次重力波（GW）の生成が、文献でかなりの注目を集めています。多くの場合、そのような強化されたパワーに到達すると考えられるメカニズムには、微調整されたポテンシャルの助けを借りて達成される、標準的なスローロールインフレーションダイナミクスの変更が含まれます。この作業では、摂動の初期状態がスクイーズド状態であると想定される、パワースペクトルの特徴を生成するための別のよく知られた方法を調査します。このアプローチは、小規模でスカラーパワーの強化を達成するためにインフレポテンシャルを構築する際に直面する微調整の課題から解放されています。スクイーズされた初期状態の場合、スカラーバイスペクトルはスケールに強く依存し、スクイーズされた限界でスカラーバイスペクトルを支配する一貫性条件に違反することが知られています。実際、スカラーバイスペクトルを特徴付ける非ガウス性パラメーター$f_{_{\rmNL}}$は、スクイーズモードに反比例することが証明されており、この依存性により、大きな波数での振幅が強化され、小さな波数に対しても非常に敏感になります。標準のBunch-Davies真空からの偏差。これらの側面は、PBHの形成の強化とセカンダリGWの生成につながる可能性があります。ただし、励起状態による逆反応は、大きな波数でのバンチデイビス真空からの偏差の程度を大幅に制限することがわかります。逆反応の問題が回避されない限り、圧迫された初期状態は、PBHの形成の強化と二次GWの生成に必要な小規模の電力の大幅な増加につながることはできないと私たちは主張します。
太陽系外惑星の発生率の詳細：惑星が検出されていない星の多重度の考慮
| Title |
A_Closer_Look_at_Exoplanet_Occurrence_Rates:_Considering_the_Multiplicity_of_Stars_Without_Detected_Planets |
| Authors |
Arjun_B._Savel,_Courtney_D._Dressing,_Lea_A._Hirsch,_David_R._Ciardi,_Jordan_P.C._Fleming,_Steven_A._Giacalone,_Andrew_W._Mayo,_and_Jessie_L._Christiansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09564 |
ケプラーミッションの中心的な目標の1つは、太陽のような星を周回する地球のような惑星の周波数を決定することでした。この惑星の発生率を正確に推定するには、十分に吟味された惑星のリストと、惑星を検索する星の明確な理解の両方が必要です。以前の地上での追跡観測は、さまざまな方法を通じて、惑星をホストすることが知られている星の知識を向上させることを目指してきました。ただし、惑星が検出されていないケプラーターゲットは、同じ強度の追跡観測を受けていません。この論文では、ケプラーがハビタブルゾーンで通過する地球サイズの惑星を理論的に検出できた可能性のある星の星の多重度をより適切に制限します。その後、私たちの分析により、太陽系外惑星の検索の完全性（ケプラーによって検出された太陽系外惑星の割合）の推定を改善することを目指しています。リック天文台のシェーン3m望遠鏡から71個のケプラーターゲット星の補償光学観測を取得することにより、13個のターゲット星から4インチ以内に14個の星の候補を検出しました。これらの14の候補恒星コンパニオンのうち、3つが対応するターゲット星にバインドされる可能性が高いことを複数の独立した方法で決定します。次に、観測が太陽系外惑星の発生率の計算に与える影響を評価し、地球のような惑星の頻度のさまざまな推定値で6％（0.9$\sigma$）の発生の増加と、26％（4.5$\）の増加を見つけました。スーパーアースとサブネプチューンの場合はsigma$）。これらの発生の増加は、理論的な予測と完全に釣り合っているわけではありませんが、この不一致は、恒星の二元性の扱いの違いが原因である可能性があります。
小さな惑星のサイズは数十億年にわたって進化します
| Title |
Small_Planet_Sizes_Evolve_Over_Billions_of_Years |
| Authors |
Trevor_J._David,_Gabriella_Contardo,_Angeli_Sandoval,_Ruth_Angus,_Yuxi_(Lucy)_Lu,_Megan_Bedell,_Jason_L._Curtis,_Daniel_Foreman-Mackey,_Benjamin_J._Fulton,_Samuel_K._Grunblatt,_Erik_A._Petigura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09894 |
近接するケプラー惑星のサイズ分布の分岐点である半径の谷は、惑星の大気損失の兆候であると仮定されています。このような進化の現象は、星惑星系の時代に依存するはずです。この作業では、カリフォルニア-ケプラー調査（CKS）サンプル間のホスト星の年齢の2つの独立した決定を使用して、半径の谷の時間的進化を研究します。CKSサンプルで表されている最も若いシステム年齢（$\lesssim$2〜3Gyr）の周期半径図で、惑星が広くほぼ空になっている証拠が見つかります。古いシステムの年齢では、半径の谷は次第に埋められていくように見えます。若いCKS惑星間の半径の谷の公転周期依存性は、星座的に決定されたホスト星の半径を持つ惑星で見られるものと一致していることを示します。傾斜は一貫していますが、若い惑星サンプル間で決定された半径の谷は、より小さな半径にシフトされ、最大で最も重い惑星核のギガ年のオーダーの大気損失タイムスケールと互換性があります。私たちの結果は、半径の谷が太陽系外惑星の半径分布の一時的な特徴である可能性があり、古い惑星の集団の間では弱いことを示唆しています。
惑星形成環境における$ ^ {26} $ Alの可能性に関する観測上の制約
最近の研究によると、$^{26}$Alは、その放射性崩壊が微惑星を脱水してより岩石の組成をもたらすため、地球型外惑星の水収支を決定する可能性があります。ここでは、銀河と典型的な星形成環境で観測された$^{26}$Alの分布を考慮して、惑星形成中の$^{26}$Al濃縮の可能性を推定します。私は一般的に太陽系外惑星の濃縮に興味があるので、太陽系特有の制約を想定していません。観測によると、高質量の星が$^{26}$Alの生成を支配しており、風と超新星からの寄与はほぼ同じです。$^{26}$Alの存在量は、ほとんどの星（したがってほとんどの惑星）が形成される高質量の星形成領域の初期の太陽系のものに匹敵します。これらの高い存在量は、0.7Myrの半減期よりもはるかに長い、数Myrの間維持されているようです。観測されたバルク$^{26}$Alの速度は、風や超新星から予想されるよりも1桁遅いです。これらの観測は、$^{26}$Alが超新星と風からの高速質量損失によって瞬時に提供されるという典型的なモデルの仮定と矛盾しています。$^{26}$Alの定期的な補充は、特に高質量の星形成複合体で一般的な小さな年齢差と相まって、$^{26}$にさらされる星/惑星形成システムの数を大幅に増やす可能性があります。アル。曝露は濃縮を意味するものではありませんが、$^{26}$Alの速度が桁違いに遅いと、惑星形成物質に組み込まれる割合が変わる可能性があります。まとめると、これは、$^{26}$Alを生成するための高質量星がないおうし座のような小さな領域が岩石惑星を形成する可能性が低いため、岩石惑星形成の条件が珍しくなく、遍在していないことを示唆しています。私は将来の研究のための提案された方向性で締めくくります。
アクティブケンタウロスP / 2019 LD2（ATLAS）の同時多波長および予備観測
| Title |
Contemporaneous_Multi-Wavelength_and_Precovery_Observations_of_Active_Centaur_P/2019_LD2_(ATLAS |
| Authors |
Theodore_Kareta,_Laura_M._Woodney,_Charles_Schambeau,_Yanga_Fernandez,_Olga_Harrington_Pinto,_Kacper_Wierzchos,_M._Womack,_S.J._Bus,_Jordan_Steckloff,_Gal_Sarid,_Kathryn_Volk,_Walter_M._Harris,_Vishnu_Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09993 |
GatewayCentaurP/2019LD2（ATLAS）（Saridetal。、2019）の発見は、太陽系小天体のケンタウロス軌道からジュピターファミリー彗星（JFC）への軌道移動を約40年にわたって観測する最初の機会を提供します。これから（Karetaetal。、2020、Hsiehetal。、2020。）ゲートウェイ遷移領域は、水氷が彗星活動に動力を与えることができる場所を超えているため、そこでのコマ生成はすべてのケンタウロスほどよく理解されていません。2020年7月2日から4日までのLD2の同時多波長観測を紹介します：ジェミニノース可視イメージング、NASAIRTF近赤外分光法、およびAROサブミリ波望遠鏡ミリ波長分光法。PrecoveryDECam画像は、核の有効半径を$\sim$1.2km以下に制限し、カタリナスカイサーベイのアーカイブデータは、明るさの滑らかな変化のみを示しています。LD2のコマの観測された色は$g'-r'=0.70\pm0.07$および$r'-i'=0.26\pm0.07$で、ダスト生成率は$\sim10-20$kg/sです。LD2のコマ形態を使用して、ダストコマの流出速度を$v\sim0.6-3.3$m/sの間で推定しました。LD2に対するCOは検出されないため、2020年7月2〜3日の生産率の上限は$Q（CO）<$3.8x10$^{27}$mols$^{-1}$（3-$\sigma$）。近赤外スペクトルは、粒子サイズに応じて1〜10\％レベルの水氷の証拠を示しています。空間プロファイルとアーカイブデータは、継続的な一貫したアクティビティのアイデアをサポートします。証拠は、LD2が典型的なJFCになる典型的な小さなケンタウロスであり、したがってLD2がこれら2つの集団間の移行を理解するために重要であるという仮説を支持します。最後に、P/2019LD2のコミュニティ全体での長いベースライン監視作業から、彗星科学の急降下を利用するための戦略について説明します。
若い惑星の質量コンパニオン2MASSJ0249-0557cにおける強いH $ \ alpha $放出
| Title |
Strong_H$\alpha$_emission_in_the_young_planetary_mass_companion_2MASS_J0249-0557_c |
| Authors |
P._Chinchilla,_V.J.S._B\'ejar,_N._Lodieu,_M.R._Zapatero_Osorio_and_B._Gauza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10002 |
目的：私たちの目的は、2MASSJ0249-0557cの光学的および近赤外分光学的特性評価です。これは、最近発見された、$\beta$ピクトリスメンバー2MASSJ0249-0557の若い惑星質量コンパニオンです。方法：天文学のための可視および赤外線調査望遠鏡（VISTA）半球調査（VHS）および2ミクロン全天調査（2MASS）データを使用して、コンパニオン2MASSJ0249-0557cを個別に識別しました。GranTelescopioCanarias（GTC）のイメージング用光学システムと低中解像度統合分光法（OSIRIS）分光法、およびSonofIsaac（SofI）を使用した近赤外分光法を使用して、このオブジェクトの低解像度光学分光法を取得しました。新技術望遠鏡（NTT）の分光器。結果：2MASSJ0249-0557cを、光学系でL2.5$\pm$0.5、近赤外型でL3$\pm$1のスペクトル型に分類しました。$\beta$Pictoris移動グループの年齢と互換性のある若者の分光学的指標を特定しました。また、pEWが-90$^{+20}_{-40}$Aの強いH$\alpha$放出も検出されますが、これは時間的に持続しているようです。これは、強い彩層活動またはディスクの降着を示しています。多くのM型褐色矮星は強いH$\alpha$放出を持っていますが、このターゲットは、この強いH$\alpha$放出が検出された数少ないL型惑星質量オブジェクトの1つです。6708Aでのリチウム吸収は、pEW$\lesssim$5Aで観察されます。また、2MASSJ0249-0557cの結合エネルギーを計算し、$U=（-8.8\pm4.4）10^{32}$Jの（絶対）上限を取得しました。結論：他の若い褐色矮星と同様に、孤立惑星の質量オブジェクト、強いH$\alpha$放出は、数千万年の年齢の若い惑星の質量の仲間にも存在します。また、2MASSJ0249-0557cは、これまでに知られている結合エネルギーが最も低い、幅の広い亜恒星コンパニオンの1つであることもわかりました。
高質量X線連星光度関数の金属量依存性
| Title |
The_Metallicity_Dependence_of_the_High-Mass_X-ray_Binary_Luminosity_Function |
| Authors |
Bret_D._Lehmer,_Rafael_T._Eufrasio,_Antara_Basu-Zych,_Keith_Doore,_Tassos_Fragos,_Kristen_Garofali,_Konstantinos_Kovlakas,_Benjamin_J._Williams,_Andreas_Zezas,_and_Luidhy_Santana-Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09476 |
高質量X線連星（HMXB）X線光度関数（XLF）の金属量依存性に関する詳細な制約を提示します。12+log（O/H）=7-9.2に及ぶ気相金属量を持つD<30Mpcで55個の活発に星を形成する銀河の約5Msのチャンドラデータを分析します。銀河系のフットプリント内に、サンプルには合計1311個のX線点光源が含まれています。そのうちの約49％がHMXBであり、残りの線源は低質量X線連星（LMXB;〜22％）である可能性があります。および無関係のバックグラウンドソース（〜29％）。全金属量範囲にわたって平均的なHMXBXLFをうまく特徴付けることができるモデルを構築します。SFRで正規化されたHMXBXLFは、金属量の明確な傾向を示し、金属量が減少する発光および超大光度X線源（logL（erg/s）=38-40.5）の数が着実に増加していることを示します。ただし、低光度（logL（erg/s）=36-38）HMXBXLFは、ほぼ一定のSFRスケーリングと金属量の傾きを示しているように見えます。私たちのモデルは、統合されたLX/SFRと12+log（O/H）のスケーリング関係の改訂と、SFRに依存する確率的分散の新しい特性を提供します。この関係の一般的な傾向は、統合された銀河放出に基づく過去の研究とおおむね一致しています。しかし、私たちのモデルは、この関係が主にHMXBXLFの高輝度端によって駆動されることを示唆しています。私たちの結果は、バイナリ集団合成モデル、超エディントン降着物体（超大光度X線源など）の性質、矮小銀河の活動銀河核候補を特定する最近の取り組み、および初期のX線放射場に影響を及ぼします。z>10での宇宙加熱の時代の宇宙。
潮汐は、ろ座の暗黒物質密度が低いことを説明できますか？
| Title |
Can_tides_explain_the_low_dark_matter_density_in_Fornax? |
| Authors |
Anna_Genina,_Justin_I._Read,_Azadeh_Fattahi,_Carlos_S._Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09482 |
ろ座矮小銀河の暗黒物質密度が低いのは、一定の密度の「コア」が存在するためであると解釈されることがよくあります。この解釈は、中心密度分布が急なべき乗則の「カスプ」に従う、コールドダークマターハローのダークマターのみのシミュレーションとは相容れません。ろ座の低密度は、銀河潮汐力の影響によっても説明できます。後者の解釈は、ろ座の軌道パラメータや星形成の歴史と明らかに矛盾しているため、嫌われています。APOSTLE宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、これらの議論を再検討します。ろ座と同様の特性を持つシミュレートされた矮星は、落下後に星を形成できることを示しています。そのため、星形成は必ずしも落下時間の良いトレーサーではありません。また、ろ座の近地点の制約を調べ、小さな近地点（<50kpc）が現在データによって除外されていないことを指摘します。軌道の周囲が大きい場合でも、より大きな銀河との相互作用により、落下前にハローが剥ぎ取られる場合があります。これにより、すべての半径で暗黒物質の密度が低下しますが、内側の領域ではプロファイルが尖ったままになります。私たちのシミュレーションによって解決された半径範囲では、密度プロファイルは、Readらによる最近のFornaxの運動学的分析と一致しています。プロファイルを未解決の領域に外挿すると、シミュレーションのカスピープロファイルは2〜3$\sigma$以内のデータと一致しているのに対し、浅いカスプまたはコアを持つ暗黒物質プロファイルの方が適合度が高いことがわかります。少なくとも部分的には銀河潮汐力の作用により、ろ座の暗黒物質密度の低下が起こった場合、表面輝度制限$\sim$35-36magarcsec$^で潮汐尾が見えるはずであると予測します。2$および調査エリア$\gtrsim$100deg$^2$。
Breaking Beta：球形システムの質量モデリング手法の比較
| Title |
Breaking_Beta:_A_comparison_of_mass_modelling_methods_for_spherical_systems |
| Authors |
J._I._Read,_G._A._Mamon,_L._L._Watkins,_M._G._Walker,_J._Penarrubia,_M._Wilkinson,_W._Dehnen,_P._Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09493 |
球形恒星系の公開されている一連のモックデータに、4つの異なる質量モデリング手法を適用します。視線速度データのみを使用するか、固有運動データを追加して、半径の関数としての密度と速度の異方性の回復に焦点を当てます。すべての方法は、等方性および接線方向に異方性のモックデータで良好に機能し、半径範囲0.25<R/Rhalf<4で95％の信頼区間内で密度と速度の異方性を回復します。ここで、Rhalfは光の半分の半径です。ただし、放射状異方性モックはより困難です。見通し内データのみの場合、速度分布関数の形状に関する情報を使用する方法のみが、密度プロファイルと速度異方性の間の縮退を破って、両方の不偏推定値を取得できます。この形状情報は、グローバル位相空間分布関数を直接フィッティングするか、高次の「ビリアル形状パラメーター」を使用するか、ガウス速度分布関数を局所的に仮定することで取得できますが、視線に沿って自己無撞着に投影します。固有運動データを含めると、さらに改善されます。この場合、すべての方法で、半径方向の密度と速度の異方性プロファイルの両方が良好に回復します。
スターバースト銀河背景照明器を使用した前景拡張ディスクでの低赤方偏移減衰Ly $ \ alpha $システムの発見
| Title |
Discovery_of_a_Low-Redshift_Damped_Ly$\alpha$_System_in_a_Foreground_Extended_Disk_Using_a_Starburst_Galaxy_Background_Illuminator |
| Authors |
Christopher_M._Dupuis,_Sanchayeeta_Borthakur,_Mansi_Padave,_Rolf_A._Jansen,_Rachael_M._Alexandroff,_Timothy_M._Heckman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09565 |
バックグラウンドスターバースト銀河SDSSJ111323.88+293039.3（$z=0.17514$）のスペクトルで、低赤方偏移の減衰Ly$\alpha$（DLA）システムの発見を紹介します。DLAは、星形成銀河SDSSJ111324.08+293051.2（$z=0.17077$）からの$\rm\rho=36〜kpc$の衝突パラメータにあります。$N（$HI$）\rm=3.47\times10^{20}〜cm^{-2}$のHIカラム密度を、NI、NII、SiII、CII、およびなどの複数の低イオン化種とともに測定します。SiIII。また、カバー率を0.883と推定し、DLAの制限サイズを$A_{DLA}\rm\geq3.3〜kpc^2$とします。DLAシステム全体でカラム密度が均一であると仮定すると、その質量は$M_{DLA}\geq5.3\times10^6〜M_\odot$と推定されます。拡張されたイルミネーターとこのDLAの低い赤方偏移は、その性質とそのホスト銀河への接続を特徴づけるユニークな機会を私たちに与えます。DLAのホストの全身速度から+131kms$^{-1}$の速度オフセットを測定します。この速度は、新しく作成された回転曲線を使用して測定された、ホスト銀河の予測された回転速度から$-84$kms$^{-1}$です。ホスト銀河のサイズ、HIカラム密度、およびガス運動学に基づいて、このDLAは前景銀河のHIディスク内の暖かい中性ガスを追跡していると考えられます。私たちの検出は、ホスト銀河を確認した低赤方偏移DLAの小さなセットに追加され、拡張されたバックグラウンドソースを使用して最初に発見されました。
Sh2-236の2つの星雲の光蒸発、ダスト偏光、および運動学について
ここで紹介する研究では、Sh2-236H\、II領域の彗星小球Sim129とSim130の動的進化と、それらの表面から流出するイオン化ガスに対する磁場の影響を調査します。これらの小球に関連する領域の磁場形態は、ARIESのSampurnanand望遠鏡による偏光測定を使用して推測されます。輝線星雲は、アーカイブの国立電波天文台（NRAO）の超大型干渉電波望遠鏡（VLA）の空の調査（NVSS）データを使用して、1.4〜GHzでの電波連続体マッピングによって調べられます。これらの測定値の相関関係は、Sim129とSim130の表面からの光蒸発ガスが雲に蓄積され、磁力線に沿って流れ始めることを示唆しています。$\rm^{12}CO$（J=1-0）分子線観測は、大徳電波天文台（TRAO）の14mパラボラ電波望遠鏡からNGC\、1893に向けて実行されます。$\rm^{12}CO$（J=1-0）分子線の速度分散と偏光角の分散は、2つのシム星雲に向かう磁場強度を推定するためにDavis-Chandrasekhar-Fermiの定式化で使用されます。電界強度の平均値は$\sim$60$\mu$Gであり、推定値の0.5倍の不確実性があります。
IC63の照らされた領域と影の領域におけるダスト粒子の衝突による不整合について
| Title |
On_the_collisional_disalignment_of_dust_grains_in_illuminated_and_shaded_regions_of_IC_63 |
| Authors |
Archana_Soam,_B-G_Andersson,_Jose_Acosta-Pulido,_Manuel_Fern\'andez_L\'opez,_John_E._Vaillancourt,_Susanna_L._Widicus_Weaver,_Vilppu_Piirola,_and_Michael_S._Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09579 |
星間ダスト粒子の整列は、UVからmm波長への偏光を引き起こし、磁場の形状と強度の研究を可能にします。過去数十年にわたって、観察と理論により、効果を説明するための主要な候補として、放射アライメントトルク（RAT）メカニズムが確立されました。定量的に十分に制約された理論により、分極は星間磁場だけでなく、塵や他の環境パラメータを研究するためにも使用できます。光解離領域（PDR）は、その強力な異方性放射場、その結果としての急速な$\rmH_{2}$形成、および高い空間密度コントラストにより、このような研究に豊富な環境を提供します。ここでは、IC\、63星雲の拡張された光学、NIR、およびミリ波の研究について説明します。これは、強力な$\rmH_{2}$形成が強化された整列と、ガス粒子衝突による整列の最初の直接的な経験的証拠を示しています。高解像度の$\rmHCO^{+}$（J=1-0）観測を使用します。分極の相対量は、$\rmHCO^{+}$のカラム密度とわずかに反相関していることがわかります。ただし、光学偏光測定の視線を$\gamma$Casから見た高密度の塊の後ろまたは前に分離すると、分布は2つの明確に定義されたセットに分離され、データは\enquote{shaded}ガスに対応します。傾斜が浅い。これは、衝突のずれ率がR$_C\propton\sqrt{T}$に比例するため、分極の減少が衝突によって引き起こされる場合に予想されます。視線の\enquote{illuminated}サンプルと\enquote{shaded}サンプルの最適な傾きの比率は、不確実性の範囲内で、見られる星雲内の2つの温度H$_2$励起の平方根と一致します。Thiらによる。（2009）。
Mrk273の拡張星雲のKCWI観測
高光度赤外線銀河（ULIRG）は、AGN活動が一般的であり、AGNフィードバックが期待される場合、銀河の合併主導の進化における重要な段階を表しています。KeckCosmicWebImager（KWCI）からの新しいデータを使用して、ULIRGMrk273の高感度で広い視野の積分場分光法を紹介します。KCWIデータは、複雑な核領域と、北東（NE）および南西（SW）の2つの拡張星雲を$\sim20$kpcまでキャプチャします。核領域の運動学は、以前に報告されたサイズの2〜3倍である$\sim5$kpcにまたがる、以前に報告された核スーパーバブルの方向への高速で拡張された双極流出を示しています。$\sim20$kpcの大規模な拡張星雲は、SW星雲のFWHM$\sim300〜\mathrm{km〜s}^{-1}$とFWHM$\sim120〜\mathrm{でかなり均一な運動学を示しています。北東星雲のkm〜s}^{-1}$。拡張NE星雲で初めて高イオン化[NeV]3426、[OIII]4363、HeII4684輝線を検出しました。核領域の輝線比は運動学的構造と相関しており、双極流出とコリメートされていない「流出領域」は明確な線比の傾向を示しています。高電離輝線の線比診断は、AGN光電離と混合された北東星雲と核領域における衝撃と前駆体電離からの自明でない寄与を明らかにします。これらのデータは、銀河核から約20kpc存在する冷たいイオン化ガスのモデルに対して非常に制約があります。
Illustrisシミュレーションにおける銀河クエンチング速度の推定
| Title |
Estimation_of_the_Galaxy_Quenching_Rate_in_the_Illustris_Simulation |
| Authors |
Yang_Wang,_Xuan_Liu,_Weishan_Zhu,_Lin_Tang,_and_Weipeng_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09672 |
クエンチングは、銀河の形成と進化を探求する上で重要なトピックです。この研究では、Illustris-1シミュレーションの消光率、つまり単位時間あたりの消光銀河の割合の変化を研究します。シミュレーションの各スナップショットのクエンチされた分数関数$f（m、\rho、t）$を作成することにより、クエンチ率の正確な形式を$\Re_q=df（m、\rho、t）/dt$として導出します。消光速度$\Re_q$の分析式に従って、それを4つのコンポーネントに分割します。質量消光、環境消光、固有の質量消光、および固有の環境消光です。正確な値と展開は、$\Re_q$の式で与えることができます。この方法では、Illustris-1シミュレーションを分析します。急冷された銀河は、以前は$M_*\simeq10^{11}h^{-1}M_\odot$と$\delta+1\simeq10^{3.5}$の周りに集中しており、急冷された銀河の個体数はゆっくりであることがわかります。時間とともに、より低い恒星質量とより低い過密度領域にシフトします。また、以前のいくつかの分析モデルと一致して、このシミュレーションでは、質量消光が焼入れプロセスを支配していることもわかりました。固有の焼入れは2番目に重要な要素です。環境の前処理または後処理が環境消光を固有の消光として偽装する可能性があるため、環境消光は非常に弱いです。私たちの方法は、実際の焼入れ速度を大まかに予測していることがわかります。それは、固有の消光によって消光された銀河の実際の量を十分に予測することができます。しかし、それは質量消光銀河の量を過大評価し、環境消光の量を過小評価しています。その理由は、環境の過密度変化と銀河の質量成長の非線形性にあると考えられます。
銀河系外の炭素に富むウォルフ・ライエバイナリにおける低金属量での効率的なダスト形成の解明
| Title |
Revealing_Efficient_Dust-Formation_at_Low_Metallicity_in_Extragalactic_Carbon-Rich_Wolf-Rayet_Binaries |
| Authors |
Ryan_M._Lau,_Matthew_J._Hankins,_Mansi_M._Kasliwal,_Howard_E._Bond,_Kishalay_De,_Jacob_E._Jencson,_Anthony_F._J._Moffat,_Nathan_Smith,_and_Peredur_M._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09732 |
マルチエポック中赤外線を使用した低金属量（Z$\lesssim0.65$Z$_\odot$）環境での6つの銀河系外炭素に富むWolf-Rayet（WC）バイナリ候補からのダスト形成のスピッツァー/IRAC観測を提示します（IR）SPitzerInfraRedIntensiveTransientsSurvey（SPIRITS）からのイメージングデータ。SPIRITS16ln、19q、16df、18hb、および14apuの光学フォローアップ分光法により、CIV$\lambda5801\text{-}12$および/またはCIII-IV$\lambda4650$/HeII$\lambda4686からの発光特性が明らかになります。初期型のWCスターと一致する$ブレンド。SPIRITS16lnは、M33のサブソーラー金属量NGC604HII領域にある、最近発見された衝突風WC4+Oバイナリ候補N604-WRXcの可変中赤外対応物として識別されます。SPIRITS16lnからの中赤外変動を、偏心衝突風WCバイナリのダスト形成エピソードとして解釈します。SPIRITS19q、16df、14apu、および18hbは、既知のほとんどのIR発光ダスト形成WCシステムの1つであるWR104（M$_\mathrm{[3.6]}\lesssim-12.3$）を超える絶対[3.6]の大きさを示します。SPIRITS19qからの中赤外線バーストでのダスト形成の分析は、$\dot{M}_d=（8.2\pm0.5）\times10^{-6}$M$_\odot$の高いダスト生成率を明らかにします。yr$^{-1}$は、WR112やWR104などの最も効率的な既知のダスト形成WCシステムのダスト生成率を超えています。効率的なダスト形成は、初期のタイプのWCバイナリから実現可能であることを示しています。システムが高い質量損失率（$\dot{M}\gtrsim2\times10^{-6}$M$_\odot$yr$）を持つOタイプのコンパニオンをホストする場合の衝突風バイナリダスト形成の理論的フレームワーク^{-1}$）。初期型WCバイナリからのこの効率的なダスト形成は、低金属量環境における重要なダスト源としての潜在的な役割を浮き彫りにします。
L1689分子雲内の磁場のJCMTPOL-2およびBISTROサーベイ観測
| Title |
JCMT_POL-2_and_BISTRO_Survey_observations_of_magnetic_fields_in_the_L1689_molecular_cloud |
| Authors |
Kate_Pattle,_Shih-Ping_Lai,_James_Di_Francesco,_Sarah_Sadavoy,_Derek_Ward-Thompson,_Doug_Johnstone,_Thiem_Hoang,_Doris_Arzoumanian,_Pierre_Bastien,_Tyler_L._Bourke,_Simon_Coud\'e,_Yasuo_Doi,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Ray_S._Furuya,_Jihye_Hwang,_Charles_L._H._Hull,_Jihyun_Kang,_Kee-Tae_Kim,_Florian_Kirchschlager,_Jungmi_Kwon,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Tie_Liu,_Matt_Redman,_Archana_Soam,_Mehrnoosh_Tahani,_Motohide_Tamura,_Xindi_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09765 |
ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のPOL-2偏光計で撮影した、近くのへびつかい座分子雲複合体の一部であるL1689分子雲の850$\mu$m偏光観測を示します。L1689の3つの領域を観察します。IRAS16293-2422原始星系を収容するクランプL1689N、スターレスクランプSMM-16、およびスターレスコアL1689Bです。Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用して、L1689Nで$366\pm55$$\mu$G、SMM-16で$284\pm34$$\mu$G、および$72\の空面強度を推定します。L1689Bの午後33$$\mu$G、ダストの不透明度の基準値。これらの値は、3つの領域すべてがサブAlfv\'{e}nic乱流で磁気的に超臨界である可能性が高いことを示しています。3つの領域すべてで、推定される平均磁場方向は、$Herschel$宇宙望遠鏡の観測で特定されたローカルフィラメント方向にほぼ垂直です。L1689NとL1689Bのコアスケールのフィールド形態は、$Planck$宇宙天文台によって測定されたクラウドスケールのフィールド形態と一致しており、これらのソースの物質が大規模から小規模まで自由に流れることができることを示唆しています。これらの磁場測定に基づいて、雲からL1689NおよびL1689Bへの降着が磁気的に調節されている可能性があると考えます。ただし、SMM-16では、クランプスケールのフィールドは$Planck$によってクラウドスケールで見られるフィールドにほぼ垂直であり、周囲からさらに物質を効率的に蓄積できない可能性があることを示唆しています。
ALMA-SCUBA-2 COSMOS調査（AS2COSMOS）のFIR発光[CII]エミッター：z〜4.6の10個の共動Mpcスケール構造におけるサブミリ銀河の性質
| Title |
FIR-luminous_[CII]_emitters_in_the_ALMA-SCUBA-2_COSMOS_survey_(AS2COSMOS):_The_nature_of_submillimeter_galaxies_in_a_10_comoving_Mpc-scale_structure_at_z~4.6 |
| Authors |
Ikki_Mitsuhashi,_Yuichi_Matsuda,_Ian_Smail,_Natsuki_Hayatsu,_James_Simpson,_Mark_Swinbank,_Hideki_Umahata,_Ugne_Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_Jack_Birkin,_Soh_Ikarashi,_Chian-Chou_Chen,_Ken-ichi_Tadaki,_Hidenobu_Yajima,_Yuichi_Harikane,_Hanae_Inami,_Scott_Chapman,_Bunyo_Hatsukade,_Daisuke_Iono,_Andrew_Bunker,_Yiping_Ao,_Tomoki_Saito,_Junko_Ueda_and_Seiichi_Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09917 |
z〜4.6の巨大なサブミリ波銀河（SMG）によって追跡された10個の共動Mpcスケール構造の発見を報告します。これらの銀河は、COSMOSフィールドの1.6度$^2$にわたる184個の発光サブミリ波源（$S_{850\mu{\rmm}}\geq$6.2mJy）を対象としたALMAバンド7観測の輝線検索から選択されます。4つの[CII]放出SMGと2つの可能性のある[CII]放出SMG候補をz=4.60-4.64で識別し、速度積分信号対雑音比はSNR>8です。6つのエミッターのうち4つは、近赤外線ブランクSMGです。輝線がスペクトルウィンドウの端にある1つのSMGを除外した後、すべての銀河は、回転するガスディスクと一致する主軸に沿った明確な速度勾配を示します。ディスクの推定回転速度は330-550kms$^{-1}$であり、推定されるホストの暗黒物質ハローの質量は〜2-8$\times$10$^{12}$M$_{\です。odot}$。それらの推定されたハロー質量と[CII]光度関数から、これらの銀河は高い（50-100％）デューティサイクルと高い（〜0.1）バリオン変換効率（バリオン降着率に対するSFR）を持ち、それらが寄与することを示唆します。z=4.6での全星形成率密度に対する$\simeq$2％。これらのSMGは、調査ボリューム全体のわずか0.3％に集中しており、強力にクラスター化されていることを示しています。この構造の範囲と個々のハローの質量は、これらのSMGがz=0で〜10$^{15}$M$_{\odot}$クラスターのメンバーに進化する可能性が高いことを示唆しています。この調査は、z>4の大規模なハローで同期したほこりっぽいスターバーストを明らかにしています。
ステファンの五つ子でSITELLEを使って銀河間星形成領域を探す：II。物性と金属量
| Title |
Searching_for_intergalactic_star_forming_regions_in_Stephan's_Quintet_with_SITELLE:_II._Physical_properties_and_metallicity |
| Authors |
S._Duarte_Puertas,_J._M._Vilchez,_J._Iglesias-P\'aramo,_L._Drissen,_C._Kehrig,_T._Martin,_E._P\'erez-Montero,_A._Arroyo-Polonio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09924 |
SITELLE分光法に基づいて、ステファンの五つ子（SQ）の175H$\alpha$放出領域のイオン化ガス放出を研究しました。この複雑な構造の起源と進化を探求するために、SQ領域の星形成率（SFR）、酸素存在量（O/H）、および窒素対酸素存在比（N/O）の詳細な分析が実行されます。。BPTダイアグラムによると、SQに91個のHII、17個の複合、および7個の活動銀河核様領域が見つかりました。いくつかの地域は、太陽の金属量と低密度（n=0.1cm$^{-3}$）の前兆がなく、速度が175〜300kms$^{-1}$の高速衝撃モデルと互換性があります。SQで合計SFRを導出しました（log（SFR/M$_\odot\、yr^{-1}$=0.496）;スターバーストAとBは合計SFRの28％と9％を提供し、45％は視線速度が6160kms$^{-1}$未満の領域。このため、新しい侵入者（NI）との衝突前の材料は高いSFRを示さないと想定し、したがってSQはSQ全体とNIの統合SFRを検討すると、両方のゾーンのSFRがSDSS星形成銀河で得られたものと一致していることがわかりました。少なくとも2つの化学的に異なるガス成分がSQに共存し、平均して、視線速度が高い領域（v$>$6160kms$^{-1}$）は、視線速度が低い領域（v$\leq$6160kms$^{）よりもO/HおよびN/Oの値が低くなります。-1}$）。南の残骸領域と最北の潮汐尾の線比O/H、N/Oで見つかった値は、銀河の外側部分に属する領域と互換性があります。存在を強調します。インナーの-NIストランドと若い潮汐尾南ストランドに沿ったO/Hといくつかの輝線比の外側の変動。最後に、相互作用によってガスが周辺ゾーンに分散したため、SQH$\alpha$領域は銀河の外側にあります。
確認されたデュアルAGNのラインと一致するダブルピーク[OIII]ラインを持つデュアルAGN候補
| Title |
Dual_AGN_candidates_with_double-peaked_[O_III]_lines_matching_that_of_confirmed_dual_AGNs |
| Authors |
D.-C._Kim,_Ilsang_Yoon,_A._S._Evans,_Minjin_Kim,_E._Momjian,_and_Ji_Hoon_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09961 |
スペクトル分解を実行して、$z<0.25$のスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）クエーサーで二重活動銀河核（DAGN）を検索しました。潜在的なDAGN候補は、既知のDAGNの二重ピーク[OIII]ラインの速度オフセットとスペクトル形状を参照することによって検索されます。1271個のSDSSクエーサーから、77個のDAGN候補を特定しました。光学および中赤外線診断図は、DAGN候補の電離源を調査するために使用されます。光学診断分析は、それらの93\％がAGNを動力源としていることを示唆しており、中赤外線診断分析は、97\％がAGNを動力源としていることを示唆しています。DAGN候補のSDSS画像の約1/3は潮汐相互作用の兆候を示していますが、ほとんどのサンプルで利用可能なアーカイブ画像データの空間分解能が低いため、ほとんどの画像で二重核を特定できません。DAGN候補のラジオラウド部分（$\sim$10\％）は、一般的なAGNのそれと似ています。
銀河バルジの階層的集合体からの新しいクラスの化石断片
| Title |
A_new_class_of_fossil_fragments_from_the_hierarchical_assembly_of_the_Galactic_bulge |
| Authors |
F.R._Ferraro_(1,2),_C._Pallanca_(1,2),_B._Lanzoni_(1,2),_C._Crociati_(1,2),_E._Dalessandro_(2),_L._Origlia_(2),_R.M._Rich_(3),_S._Saracino_(4),_A._Mucciarelli_(1,2),_E._Valenti_(5,6),_D._Geisler_(7,8,9),_F._Mauro_(10),_S._Villanova_(7),_C._Moni_Bidin_(10),_G._Beccari_(5)_((1)_Bologna_University,_Italy,_(2)_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_(3)_UCLA,_USA,_(4)_Liverpool_John_Moores_University,_UK,_(5)_ESO,_Germany,_(6)_Excellence_Cluster_ORIGINS,_Germany,_(7)_Universidad_de_Concepcion,_Chile,_(8,9)_Universidad_de_La_Serena,_Chile,_(10)_Universidad_Catolica_del_Norte,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09966 |
銀河バルジの形成と進化の過程はまだ不明であり、天の川のバルジに若い星が存在するかどうかは大いに議論されています。私たちは最近、銀河バルジにあるTerzan5が、非常に異なる年齢の星をホストし、野外集団との顕著な化学的類似性を持つ複雑な恒星系であることを示しました。これは、その前駆体が合体によって膨らみを生成すると考えられている巨大な構造の1つであった可能性が高いことを示しています。ここでは、バルジ内の別の球状星団のようなシステム（Liller1）が、年齢が著しく異なる2つの異なる星の種族をホストしていることを示します。最年少の場合は1〜3Gyr、最年長の場合は12Gyrであり、古いコンポーネントと非常によく似ています。この発見は、リラー1とテルザン5を銀河バルジの最近の星形成の場所として分類し、原始的な巨大構造の階層的集合が天の川の球状星団の形成に貢献したという明確な観測的証拠を提供します。
z> 3の高温の塵で覆われた銀河におけるH2OとOH +の検出
| Title |
Detection_of_H2O_and_OH+_in_z>3_Hot_Dust-Obscured_Galaxies |
| Authors |
F._Stanley,_K._K._Knudsen,_S._Aalto,_L._Fan,_N._Falstad,_E._Humphreys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09991 |
この論文では、z>3のホットダストで覆われた銀河（ホットドッグ）でのH2OとOH+の放出の検出について説明します。2つのホットドッグのALMABand-6観測を使用して、W0149+2350でH2O（2_02-1_11）を検出し、W0410-0913でH2O（3_12-3_03）と多重項OH+（1_1-0_1）を検出しました。両方の光源が、W0149+2350およびW0410-0913に対してそれぞれL_H2O>2.2x10^8LsolおよびL_H2O=8.7x10^8Lsolの線光度を持つ発光H2O放射を持っていることがわかります。H2Oラインプロファイルは、隣接するCO（9-8）ラインで見られるものと類似しており、線幅はFWHM〜800-1000km/sです。ただし、H2O排出量はCO（9-8）よりもコンパクトなようです。W0410-0913の発光でOH+が検出され、FWHM=1000km/s、線の光度はL_OH+=6.92x10^8Lsolです。両方のホットドッグについて、IR光度に対する観測されたH2O線の光度の比率は、以前に観測された星形成銀河とAGNと一致しています。ホットドッグの両方のH2O/COライン比とW0410-0913のOH+/H2Oライン比は、文献の発光AGNのライン比に匹敵します。明るいH2O（2_02-1_11）とH2O（3_12-3_03）の輝線は、これらの光源の高い星形成レベルと明るいAGNの組み合わせによるものと思われます。放出におけるOH+の存在、および文献でのホットドッグと発光AGNの観測された線比の一致は、AGN放出がこれらの銀河の放射出力を支配していることを示唆します。ただし、これらのシステムのプロパティをより適切に制約するには、フォローアップのマルチトランジション観測が必要です。
パルサータイミングに対する重力波効果のフレネルモデル
超大規模ブラックホール連星をマージすると、パルサータイミング実験が探している低周波重力波が生成されます。現在の理論の多くは平面波形式で開発されており、ここではより一般的なフレネル形式を開発します。重力波タイミング残差モデルに対するフレネル補正により、タイミング残差位相と周波数からのソース距離の直接測定や、単色ソースからのチャープ質量の直接測定など、新しい新しい測定を行うことができることを示します。これらのモデルでフレネル補正を精査するには、将来のパルサータイミングアレイに銀河全体でより離れたパルサーを含める必要があり、これらのパルサー距離の不確実性を大幅に減らす必要があります（重力波長のオーダー内）。ただし、これらの条件が満たされると、測定されたソース距離の不確実性は、$\sim100$Mpcまでのソースのソースまでの距離の10％未満になり、ソースの空の位置特定を1分未満の精度に減らすことができます。、およびソースボリュームのローカリゼーションは、$1$Gpc距離までのソースの場合、$1\\text{Mpc}^3$未満にすることができます。
フィールドの状態：ブラックホール連星のスピン、出生キック、およびGWTC-2後の孤立したフィールド形成の見通し
| Title |
State_of_the_field:_Binary_black_hole_spins,_natal_kicks,_and_prospects_for_isolated_field_formation_after_GWTC-2 |
| Authors |
T._A._Callister,_W._M._Farr,_and_M._Renzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09570 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの新しくリリースされた重力波検出のGWTC-2カタログは、結合するブラックホール（BBH）のスピンの大きさと方向に関する前例のない情報を提供します。特に、BBH集団の分析は、コンポーネントのスピンが軌道角運動量に対して著しく不整合であり、少なくともいくつかの不整合角度が90$^\circ$を超えるバイナリの存在を明らかにしています。ここでは、この発見に照らして、孤立した共通外層（CE）の進化を介してBBH形成の見通しを調査します。著しく不整合なスピンは、孤立した場の形成と両立しないと広く予測されており、したがって、密な星団内の動的なバイナリ形成の「煙を吐く銃」の特徴であると予測されています。ここでは、スピン軌道相互作用のLIGO/Virgo観測が、CEの進化によってBBHが完全にフィールドで形成される可能性を実際に除外するかどうかを調査します。ブラックホールが速度分散$\sigma=9.7^{+26.7}_{-5.9}\times10^2\、\mathrm{km}\、\mathrmで極端な出生キックを受けた場合にのみ、孤立したCEの進化が実行可能であることがわかります。{s}^{-1}$、99％の信頼性で$\sigma>261.9\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}$。さらに、観測されたBBHスピン分布と合併率の両方を同時に再現するために、コア崩壊と共通外層に耐えなければならない大規模な恒星バイナリの一部をバインドしました。
電磁スペクトル全体でのSgrA *の急速な変動
| Title |
Rapid_Variability_of_Sgr_A*_across_the_Electromagnetic_Spectrum |
| Authors |
G._Witzel,_G._Martinez,_S._P._Willner,_E._E._Becklin,_4_H._Boyce,_T._Do,_A._Eckart,_G._G._Fazio,_A._Ghez,_M._A._Gurwell,_D._Haggard,_R._Herrero-Illana,_J._L._Hora,_Z._Li,_J._Liu,_N._Marchili,_Mark_R._Morris,_Howard_A._Smith,_M._Subroweit,_and_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09582 |
いて座A*（SgrA*）は、銀河中心のブラックホールへの降着に関連する可変ラジオ、近赤外線（NIR）、およびX線源です。包括的なサブミリ波（NIRモニタリングと同時に行われる新しい観測を含む）、NIR、および2〜8keVのデータセットを分析しました。サブミリ波の変動は、NIRの変動より$\sim$30分遅れる傾向があります。X線一次構造関数に適合した近似ベイズ計算（ABC）は、NIRよりもX線の短いタイムスケールで大幅に少ない電力を示します。観測されたNIR-X線相関と組み合わされた短いタイムスケールでのX線変動が少ないということは、変動が2つの厳密に相関した確率過程の結果として説明できることを意味します。X線プロセスはNIRのローパスフィルター処理されたバージョンです。処理する。NIR-X線リンケージは、単純な放射モデルを示唆しています。NIR周波数に近い高周波カットオフと、より高い周波数でのシンクロトロン自己コンプトン散乱成分を備えた、コンパクトな自己吸収シンクロトロン球です。このモデルは、サブミリ波、NIR、およびX線構造関数に適合するパラメーターを使用して、すべての波長で観測されたフラックス密度、すべての光度曲線の統計的特性、およびバンド間のタイムラグを再現します。適合はまた、磁束密度$B\approx13$G、ソースサイズ$L\approx2.2R_{S}$、および高エネルギー電子密度$n_{e}\approx4\times10^などの物理パラメータに妥当な値を与えます。{7}$cm$^{-3}$。アニメーションは典型的な光度曲線を示しており、ベイズ分析のパラメーターチェーン、モデルの実装、および視覚化コードを公開しています。
電子捕獲超新星モデルにおける多方位角不安定性を伴う3フレーバー集団ニュートリノ変換
| Title |
Three-flavor_collective_neutrino_conversions_with_multi-azimuthal-angle_instability_in_an_electron-capture_supernova_model |
| Authors |
Masamichi_Zaizen,_Shunsaku_Horiuchi,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Takashi_Yoshida,_Hideyuki_Umeda,_and_John_F._Cherry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09635 |
$8.8M_{\odot}$前駆体を持つ現実的な電子捕獲超新星モデルにおける3次元ニュートリノ運動量分布を考慮することにより、集団ニュートリノ振動に対する多方位角（MAA）の影響を調査します。MAA効果は、軸対称近似の下で完全に抑制されると、エポックで集合的なフレーバー変換を誘発することがわかります。この新しい活動は、MAAの不安定性の増大によってオン/オフに切り替えられ、予想されるニュートリノイベント率に追加の時間発展を刻印します。線形安定性分析を混合角度を含む3つのフレーバースキームに拡張することによって結果を検証し、集団ニュートリノ振動の開始がフレーバー不安定性の急激な成長と一致することを確認します。MAA効果がスーパーカミオカンデとDUNEでのニュートリノ検出をどのように変えるかについて議論します。
脈動ULX：大きなパルス部分は強いビームを除外します
| Title |
Pulsating_ULXs:_large_pulsed_fraction_excludes_strong_beaming |
| Authors |
Alexander_A._Mushtukov,_Simon_Portegies_Zwart,_Sergey_S._Tsygankov,_Dmitrij_I._Nagirner,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09710 |
脈動する超大光度X線源（ULX）の最近の発見は、降着する中性子星（NS）の見かけの光度がエディントン光度を数百倍超える可能性があることを示しています。実際の光度と見かけの光度の関係は、ULXの理論モデルの重要な要素ですが、まだ議論中です。発見された脈動ULXの典型的な特徴は、大きなパルスフラクション（PF）です。モンテカルロシミュレーションを使用して、降着流の単純な形状を検討し、幾何学的なビームと高いPFによる大きな光度増幅が同時に存在する可能性をテストします。これらの要因は互いにほとんど排除されており、強くビームされたULXパルサーのごくわずかな部分だけが10％を超えるPFを示すことができると私たちは主張します。この結論と現在の観測との間の不一致は、脈動するULXが強くビームされておらず、それらの見かけの光度が実際のものに近いことを示しています。
プロペラリサイクルディスクを備えた新生児ミリ秒マグネターの進化
| Title |
The_evolution_of_a_newborn_millisecond_magnetar_with_a_propeller-recycling_disk |
| Authors |
Shao-Ze_Li,_Yun-Wei_Yu,_He_Gao_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09762 |
超高輝度超新星やガンマ線バーストなどの爆発現象から、急速に回転し、高度に磁化された中性子星（NS）が形成される可能性があります。この新生児のNSは、スピンダウンを通じてこれらの爆発的な過渡現象の放出に実質的に影響を与える可能性があります。NSのスピンダウン進化は、通常、NSの磁気双極子放射と重力波放射によって制御されますが、フォールバック降着の影響を受ける場合があります。適切な条件下で、降着円盤は最初に排出され、その後再利用されるため、降着円盤は長期間準定常状態を保つことができます。ここでは、NSとそのようなプロペラリサイクルディスクとの相互作用とそれらの共進化について説明します。私たちの結果は、NSのスピンダウンは、最初はプロペラによって支配される可能性があることを示しています。これにより、ディスク材料が数百秒または数千秒後までNSに落下するのを防ぎます。ディスク材料がNSに突然落下すると、磁気双極子放射が大幅に抑制され、NSが通常のマグネターから低磁場マグネターに変換される可能性があることが示唆されています。新生児NSのこの進化の振る舞いは、初期のGRB残光と後期の超新星/キロノバ放出に対するNSの非常に異なる影響を理解するのに役立ちます。
| Title |
Universal_Peaks_Ratio_In_The_Spectral_Energy_Density_Of_Double_Hump_Blazars,_Gamma_Ray_Bursts,_And_Microquasars |
| Authors |
Shlomo_Dado_and_Arnon_Dar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09837 |
ブレーザーのスペクトルエネルギー密度で明らかな2つの広いこぶのピーク周波数は時間に依存し、異なるブレーザー間で大きく異なります。ただし、ほとんどのブレーザーでのそれらの比率はほぼ普遍的であり、m_ec^2/2（1+z）epsilon_pに等しいように見えます。ここで、m_eは電子質量、epsilon_pは宇宙マイクロ波背景放射のピークエネルギーです。放射、zはブレーザーの赤方偏移です。ブレーザー、ガンマ線バースト、そしておそらくマイクロクエーサーにおけるそのような普遍的な比率の考えられる起源について議論します。
上向きに移動する大規模な空気シャワーからのタウおよびミューニュートリノによって誘発された光学チェレンコフ信号のモデリング
| Title |
Modeling_of_the_Tau_and_Muon_Neutrino-induced_Optical_Cherenkov_Signals_from_Upward-moving_Extensive_Air_Showers |
| Authors |
A._L._Cummings_and_R._Aloisio_and_J._F._Krizmanic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09869 |
地球で相互作用する高エネルギー天体物理ニュートリノの相互作用から供給される、$\tau$-レプトンとミューオンによって誘発される上向きに移動する大規模な空気シャワー（EAS）によって生成される光学チェレンコフ信号を決定するための詳細なモデリングと計算の方法論を提示します。arxiv：1902.11287で実行された物理モデリングとチェレンコフ信号シミュレーションに続いて拡張すると、このスキームには、地球内のミューニュートリノ伝搬の新しい最先端の計算と、$\tau$-レプトンミューオンへの寄与が含まれます。減衰チャネル。モデリングでは、タウとミューオンの両方で開始されたEASによって生成された、光学チェレンコフ放射を供給するすべての可能な$\tau$-レプトン崩壊およびミューオンエネルギー損失チャネルが考慮されます。EASモデリングでは、EAS内の電子エネルギー、角度、および横方向の分布とそれらの進化、およびチェレンコフ放射の波長依存性とその大気減衰を使用します。ここに示されている結果は、サブオービタル（バルーン搭載）およびオービタル（衛星）ベースの機器の検出機能に焦点を当てています。後者のケースは、POEMMAについて計算され、arxiv：1902.11287で提示されたものと比較されます。具体的には、$\tau$-レプトンのミューオン崩壊チャネルと、地球のミューニュートリノ相互作用からのミューオンEASチェレンコフ信号が含まれます。光学チェレンコフ放射と検出に対するこれらすべての個々の寄与を詳細に説明することにより、ミューオンチャネルを含むアンサンブルが宇宙ベースの高エネルギー宇宙ニュートリノ検出に大きな検出機能を提供する方法を示します。具体的には、ニュートリノエネルギー$\lt$10PeVの場合、地球でのミューニュートリノ相互作用による上向きEAS感度がタウニュートリノ相互作用の感度よりも優勢になり始め、ニュートリノ感度をより低いエネルギーに効果的に拡張することを示します。
銀河マグネターからの「遅い」電波バースト？
最近、1回のX線バースト中に銀河マグネターSGRJ1935+2154から1回の高速電波バーストFRB200428が検出されました。これは、マグネターがFRBを作ることができることを示唆しています。一方、SGRJ1935+2154からのX線バーストの大部分はFRBに関連付けられていません。FRB-SGR-バーストの関連性がこのようにまれである理由の1つとして、FRBの放射がSGRのバースト放射よりもはるかに狭いビームであることが考えられます。そのような解釈が真実である場合、狭い放射ビームのやや外側の視野角で電波バーストを検出することが期待されます。これらの「遅い」電波バースト（SRB）は、ドップラー係数が小さいため、幅が広く、磁束密度が低くなります。BSALPI電波望遠鏡によってSGRJ1935+2154から検出された$2.2$-sの長さの111MHz電波バーストは、スペクトル勾配が正の場合、そのようなSRBである可能性があります。FRBビームが狭い場合、銀河マグネターからのFRBよりもはるかに多くのSRBが存在するはずです。これらのSRBが検出されない場合、すべてのSGRバーストがナロービームFRBに関連付けられているという仮定は好ましくありません。
3回目の観測の前半にLIGOとおとめ座によって観測された低質量比イベントの共通の起源
| Title |
A_Common_Origin_for_Low_Mass_Ratio_Events_Observed_by_LIGO_and_Virgo_in_the_First_Half_of_the_Third_Observing_Run |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Daniel_Wysocki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09959 |
3回目の観測では、LIGOとVirgoのコラボレーションにより、中性子星とブラックホール（NSBH）の合併候補であるGW190426_152155が発表されました。GW190814とともに、これら2つのイベントは、2次質量が$3\、M_{\odot}$未満のバイナリのクラスに属しています。GW190426_152155の二次系は、質量が$1.5^{+0.8}_{-0.5}\、M_{\odot}$の中性子星であることに一貫していますが、GW190814の二次系は$2.59^{+0.08}_{です。-0.09}\、M_{\odot}$オブジェクトであり、質量ギャップオブジェクトの最初の確認済み検出としてカウントされます。ここで、これら2つのイベントは次のように共通の起源を持つ可能性があると主張します。どちらもNSBHシステムとして形成されます。ただし、一次BHが大きいシステムの脱出速度が大きいほど、超新星爆発による噴出物の結合率が高くなり、NSが形成されます。この結合された材料はディスクを形成し、NSに優先的に付着します。このシナリオでは、二次成分の質量が一次成分の質量と相関する必要があると予測しています。これは、GW190426_152155およびGW190814と一致しています。この仮説が今後の観測によって裏付けられる場合、GW190814のようなイベントは、それらのグローバルな特性を推測するときに、ブラックホール連星の母集団から除外できます。
スーパープレッシャーバルーン1キャリブレーションの極限宇宙宇宙天文台：実験室から砂漠まで
| Title |
Extreme_Universe_Space_Observatory_on_a_Super_Pressure_Balloon_1_calibration:_from_the_laboratory_to_the_desert |
| Authors |
J.H._Adams_Jr.,_L._Allen,_R._Bachman,_S._Bacholle,_P._Barrillon,_J._Bayer,_M._Bertaina,_C._Blaksley,_S._Blin-Bondil,_F._Cafagna,_D._Campana,_M._Casolino,_M.J._Christl,_A._Cummings,_S._Dagoret-Campagne,_A._Diaz_Damian,_A._Ebersoldt,_T._Ebisuzaki,_J._Escobar,_J._Eser,_J._Evrard,_F._Fenu,_W._Finch,_C._Fornaro,_P._Gorodetzky,_R._Gregg,_F._Guarino,_A._Haungs,_W._Hedber,_P._Hunt,_A._Jung,_Y._Kawasaki,_M._Kleifges,_E._Kuznetsov,_S._Mackovjak,_L._Marcelli,_W._Marsza\l,_G._Medina-Tanco,_S.S._Meyer,_H._Miyamoto,_M._Mastafa,_A.V._Olinto,_G._Osteria,_W._Painter,_B._Panico,_E._Parizot,_T._Paul,_F._Perfetto,_P._Picozza,_L.W._Piotrowski,_Z._Plebaniak,_Z._Polonski,_G._Pr\'ev\^ot,_M._Przybylak,_M._Rezazadeh,_M._Ricci,_J.C._Sanchez_Balanzar,_A._Santangelo,_F._Sarazin,_V._Scotti,_K._Shinozaki,_J._Szabelski,_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09617 |
スーパープレッシャーバルーン1（EUSO-SPB1）機器の極限宇宙宇宙観測所は、機会の使命として、2017年4月にNASAによってニュージーランドのワナカから打ち上げられました。この検出器は、宇宙ベースの超高エネルギー宇宙線（UHECR）望遠鏡に向けた極限宇宙宇宙観測所（JEM-EUSO）プログラムの共同実験ミッションの一環として開発されました。主な目的は、UHECRの最初の観測を行うことです。軌道下空間からの蛍光技術。EUSO-SPB1機器は、焦点面に高速UVカメラを備えた2つの1m$^2$フレネルレンズで構成される屈折望遠鏡です。このカメラには、2.5$\mu$sの時間分解能で単一光電子カウントが可能な2304個の個別のピクセルがあります。キャリブレーションを含む詳細なパフォーマンス調査が地上で行われました。実験室では、光検出器モジュール（PDM）と光学システムの特性を個別に評価しました。2016年9月に米国ユタ州のウェストデザートで望遠鏡アレイ（TA）サイトで行われたフィールドキャンペーン中に、機器のエンドツーエンドテストが実行されました。キャンペーンは8泊続きました。この記事では、飛行前の実験室およびフィールドテストの結果を示します。現場で実施されたテストに基づいて、EUSO-SPB1の視野は11.1$^\circ$であり、絶対的な光検出効率は10％であると判断されました。また、レーザービームを使用して50％のトリガー効率を得るのに必要な光束を測定しました。これらの測定値は、宇宙線検索を検証するために正確な飛行後のイベント率の計算を実行するために重要でした。レーザービームは、再構成の角度分解能を推定するためにも使用されました。最後に、打ち上げ前に打ち上げ場所で飛行構成のフラットフィールド測定を実行し、6％を超える焦点面の均一性を提供しました。
GPCAL：VLBIデータの機器分極のための一般化されたキャリブレーションパイプライン
| Title |
GPCAL:_a_generalized_calibration_pipeline_for_instrumental_polarization_in_VLBI_data |
| Authors |
Jongho_Park_(ASIAA,_SNU),_Do-Young_Byun_(KASI,_UST),_Keiichi_Asada_(ASIAA),_and_Youngjoo_Yun_(KASI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09713 |
GeneralizedPolarizationCALibrationパイプライン（GPCAL）を紹介します。これは、超長基線干渉計（VLBI）データの機器偏光キャリブレーション用の自動パイプラインです。パイプラインは、2次項を含む機器分極モデルを複数のキャリブレータデータに同時に適合させることにより、高いキャリブレーション精度を達成するように設計されています。また、同様の直線偏光および全強度構造を想定する従来の方法と比較して、D項推定にキャリブレーターのより正確な直線偏光モデルを使用することもできます。この仮定は、機器の偏光校正用の既存のパッケージで広く使用されていますが、仮定を満たす適切な校正器がない場合、重大な不確実性の原因となる可能性があります。シミュレーションデータ、15GHzと43GHzでの多くの活動銀河核（AGN）ジェットのアーカイブベリーロングベースラインアレイ（VLBA）データ、および86での多くのAGNジェットの韓国VLBIネットワーク（KVN）観測を使用して、GPCALの機能を示します。、95、130、および142GHz。パイプラインは、同じVLBAデータを使用して、以前の研究で示されたいくつかのソースの複雑な直線偏光構造を再現できます。GPCALは、4つの周波数すべてのKVNデータから、フラットスペクトル電波クエーサー3C273の複雑な直線偏波構造も明らかにしています。これらの結果は、GPCALがさまざまなVLBIアレイに対して高いキャリブレーション精度を達成できることを示しています。
天文ハイパースペクトルデータセットの非負性および弱混合ピクセルに基づくアンミキシング方法
| Title |
Unmixing_methods_based_on_nonnegativity_and_weakly_mixed_pixels_for_astronomical_hyperspectral_datasets |
| Authors |
Axel_Boulais,_Olivier_Bern\'e,_Guillaume_Faury,_Yannick_Deville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09742 |
[要約]ますます多くの天文機器（地球上および宇宙ベース）がハイパースペクトル画像を提供します。これは、2つの空間次元と1つのスペクトル次元を持つ3次元データキューブです。これらの機器の空間分解能の本質的な制限は、そのような画像のピクセルに関連するスペクトルが、ほとんどの場合、考慮される領域に存在する「純粋な」成分のスペクトルの混合であることを意味します。これらの純粋な成分のスペクトルと空間存在量を推定するために、ここでは、元のブラインド信号分離（BSS）、つまり教師なし非混合法を提案します。私たちのアプローチは、2つの主要なクラスのメソッド、つまり非負行列因子分解（NMF）とスパース成分分析（SCA）に属する線形BSSメソッドの拡張と組み合わせに基づいています。前者は、非負性制約を使用して、純粋なスペクトルとアバンダンスマップのセットとしてハイパースペクトル画像の分解を実行しますが、推定されるソリューションは一意ではありません。アルゴリズムの初期化に大きく依存します。考慮されるSCAメソッドは、1つのソースのみがアクティブである（つまり、1つの純粋なコンポーネントが存在する）ポイントまたは小さな空間ゾーンの存在の仮定に基づいています。実際の状況では、完全な単一ソースのポイントまたはゾーンの仮定は必ずしも現実的ではありません。このような条件では、SCAは未知のソースと混合係数のおおよそのバージョンを生成します。SCAからのこれらの予備推定の一部を使用して、NMFのいくつかの実行を初期化し、NMFアルゴリズムの収束を制約することを提案します。合成データを使用した詳細なテストでは、このようなハイブリッド手法で達成された分解はほぼ一意であり、優れたパフォーマンスを提供し、実際のデータへのアプリケーションの可能性を示しています。
自動微分によるカーネルフェーズとコロナグラフ
| Title |
Kernel_Phase_and_Coronagraphy_with_Automatic_Differentiation |
| Authors |
Benjamin_J.S._Pope,_Laurent_Pueyo,_Yinzi_Xin,_Peter_G._Tuthill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09780 |
望遠鏡の光路に沿って収差が蓄積すると、結果の画像に歪みやスペックルが生じ、高角度分解能でのカメラの性能が制限されます。ハードウェアとデータ分析ソフトウェアの両方を使用して、惑星などのかすかな光源に対して可能な限り高い感度を達成することが重要です。分析手法は効率的ですが、実際のシステムは数値的にモデル化されていますが、多くのパラメーターを持つこのようなモデルは、理解、最適化、および適用が難しい場合があります。機械学習用に開発された自動微分ソフトウェアにより、任意の光学システムの収差に関する導関数の計算が簡単になりました。この強力な新しいツールを適用して、高角度分解能の天文イメージングを強化します。「閉鎖相」や「バイスペクトル」などの自己校正観測量は、光学収差を軽減し、高忠実度の画像を実現するために、光学天文学や電波天文学で広く使用されています。カーネルフェーズは、小さなフェーズエラーを制限するクロージャーフェーズを一般化したものです。自動微分を使用して、このフレームワーク内で既存のカーネル位相理論を再現し、Lyotコロナグラフへの拡張を示し、位相ノイズに耐性のあるスペックルの自己校正の組み合わせを見つけますが、これは非常に高い波面品質の領域でのみです。説明に役立つ例として、バイナリアルファへびつかい座のパロマー補償光学観測を再分析し、新しいパイプラインと既存の標準の間の一貫性を見つけます。自動微分による光学シミュレーションのために、人気のあるパッケージpoppyと同様のインターフェースを備えた、これらのアイデアを組み込んだ新しいPythonパッケージ「morphine」を紹介します。これらの方法は、勾配降下法によって改良された天文光学システムを設計するのに役立つ可能性があります。
マルチCCD点広がり関数モデリング
| Title |
Multi-CCD_Point_Spread_Function_Modelling |
| Authors |
T._Liaudat_and_J._Bonnin_and_J.-L._Starck_and_M.A._Schmitz_and_A._Guinot_and_M._Kilbinger_and_S.D.J._Gwyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09835 |
ギャラクシーイメージング調査では、機器の点像分布関数（PSF）の影響を受ける膨大な数のオブジェクトが観測されます。特に弱いレンズ効果は銀河の形状を測定することを目的としており、PSF効果は適切に処理しなければならない体系的なエラーの重要な原因となります。これには、銀河の位置でのPSFの推定だけでなく、モデリングの高精度が要求されます。ノンパラメトリックPSF推定と呼ばれることもあるこの論文の目的は、焦点面に分布する一連のノイズの多い星の画像観測から始めて、銀河の位置でPSFを推定することです。これを実現するには、まずモデルで視野（FoV）全体のPSFフィールドの変動を正確にキャプチャし、次に選択した位置でPSFを復元する必要があります。この論文では、機器の焦点面全体にPSFフィールドモデルを同時に作成する、新しい方法である造語MCCD（Multi-CCDPSFモデリング）を提案します。これにより、異なる空間的制約を適用する2つの補完的なモデルを使用して、グローバルおよびローカルのPSF機能をキャプチャできます。ほとんどの既存のノンパラメトリックモデルは、電荷結合素子（CCD）ごとに1つのモデルを構築するため、グローバルな楕円率パターンのキャプチャが困難になる可能性があります。最初に、現実的なシミュレーションデータセットでメソッドをテストし、2つの最先端のPSFモデリングメソッド（PSFExとRCA）と比較します。提案した方法では、両方を上回っています。次に、CFHT（カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡）を使用するCFIS（カナダフランス画像調査）からの実際のデータに関するPSFExとのアプローチを対比します。PSFモデルのノイズが少なく、PSFExに関してピクセルの二乗平均平方根誤差（RMSE）で22％のゲインを達成することを示します。実際のデータを処理するのに十分成熟したすべての焦点面でPSFフィールドをモデル化する新しいPSFモデリングアルゴリズムを提示し、そのコードを共有します。
OB協会とその起源
OB協会は、明るいOBメンバーによって目立つようになった若い星の束縛されていないグループであり、密集した星団の拡大した残骸であると長い間考えられてきました。それらの低質量のメンバーは過去数十年まで十分に研究されていませんが、それらはそれらの明るい巨大な星のおかげで1世紀以上の間天体物理学において重要でした。これは、X線観測、分光学的調査、ガイアの位置天文学からのデータのおかげで変化しました。これにより、完全な恒星の内容を特定し、ダイナミクスを研究することができます。これにより、これらのシステムとその起源についての理解が変わります。、Blaauw（1964）の古い写真が現在置き換えられています。OBアソシエーションは、空間的、運動学的、時間的の両方で、かつて想定されていたよりもかなり多くの下部構造を持っていることが今や明らかです。これらの変化は、星形成プロセス、惑星系の形成と進化、および銀河全体での星の種族の蓄積に影響を及ぼします。
BAT99 126：大マゼラン雲の複数のWolf-Rayetシステムと大規模な接触連星
| Title |
BAT99_126:_A_multiple_Wolf-Rayet_system_in_the_Large_Magellanic_Cloud_with_a_massive_near-contact_binary |
| Authors |
Soetkin_Janssens,_Tomer_Shenar,_Laurent_Mahy,_Pablo_Marchant,_Hugues_Sana,_Julia_Bodensteiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09484 |
BAT99126は、ウォルフ・ライエ（WR）星を含む大マゼラン雲の複数のシステムであり、25。5日の分光（公転）周期と1。55日の測光（公転）周期が報告されているため、これまでに知られている最短のWRバイナリ。低金属量環境でWR星を含むこのような短周期連星は、ブラックホール（BH）合併の主要な候補前駆細胞です。分光データと測光データを徹底的に分析することにより、BAT99126の真の多重度を確立し、システムの軌道を特徴付け、個々のコンポーネントの物理的特性を測定し、システムの全体的な進化状態を判断することを目指しています。新たに取得した高分解能スペクトルを使用して、視線速度を測定し、個々のコンポーネントのスペクトル分析を実行しました。システムの年齢を推定し、1。55日システムの進化シナリオを導き出しました。BAT99126は、少なくとも4つのコンポーネントで構成されています。1。55日間の測光信号は、スペクトル型O4VとO6.5Vの日食O+Oバイナリ、およびそれぞれ36+/-5MSunと15+/-2MSunの質量で発生します。WR星については、スペクトル型WN2.5-3を導出し、以前に報告された25。5日周期を拒否しました。視線速度の変化を示す4番目の成分であるB1V星の複合スペクトルに証拠があります。B型星、WR星、および考えられる追加の未検出コンポーネントの構成は不明のままです。システムの年齢は4.2Myrと推定されました。O+Oバイナリは、保守的な物質移動の段階を経た可能性が高く、現在は近接接触システムです。BAT99126は、初期質量の合計が160MSunを超える複数（4倍以上）のシステムであることを示しています。1。55日間のO+Oバイナリは、BH+BHの統合に向けて進化する可能性はほとんどありませんが、コンポーネントがBHに崩壊する前に統合されます。
超新星1992Aの遅い時間の光度曲線を使用した前駆体モデルのテスト
Ia型超新星の光度曲線に電力を供給する主要な放射性エネルギー源は、非常に遅い時期に$^{56}$Coの崩壊から$^{57}$Coに切り替わると予想されます。爆発から900日以上後に取得されたSN1992AのアーカイブHST画像を使用して、コバルト同位体存在比を制約し、よく研究されているイベントSN2011feと比較します。SN2011feの$^{57}$Co/$^{56}$Co比が$0.026\pm0.004$であることを確認しました。これは、arXiv：1608.01155によって検出され、「二重縮退」前駆体シナリオと一致しています。SN1992Aの場合、比率は$0.034\pm0.010$ですが、不確実性が大きいため、前駆体モデルを区別できません。
ヘリウムに富む高温準矮星のSALT調査：方法、分類、および粗分析
| Title |
The_SALT_survey_of_helium-rich_hot_subdwarfs:_methods,_classification,_and_coarse_analysis |
| Authors |
Simon_Jeffery,_Brent_Miszalski,_Edward_Snowdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09523 |
南アフリカ大型望遠鏡（SALT）を使用して、ヘリウムが豊富な高温準矮星の中解像度および高解像度の分光学的調査が実施されています。目的には、エキゾチックな高温の準矮星と、さまざまなタイプの化学的に特異な準矮星をつなぐシーケンスの発見が含まれます。最初のフェーズは、低解像度の調査から選択された100を超える星の中解像度分光法で構成されます。この論文では、選択基準、および観察、分類、分析の方法について説明します。MKのような掘削システムで107のスペクトル分類を示し、ゼロメタルの非LTEとラインブランケットのハイブリッドグリッドに基づく106の粗い分析（$T_{\rmeff}、\logg、\logy$）を示します。LTEモデルの雰囲気。75の星について、大気パラメータが初めて導出されました。サンプルは、スペクトル型（Sp）sdO6.5の古典的な「ヘリウムリッチ」sdO星を含む6つの異なるグループに分けることができます-sdB1（74）は、炭素に富む（35）星と炭素に弱い（39）星を含みます。Sp$\lesssim$sdO6（13）のホットHe-sdO、輝度クラス$\lesssim5$（5）の極端なヘリウム星、ヘリウムクラス25〜35（8）の中間ヘリウムリッチサブドワーフ、および中間ヘリウム-ヘリウムクラスが$10〜25$の豊富なサブドワーフ（6）。最後のものは、2つの既知の重金属準矮星と4つの候補重金属準矮星を含む狭いスペクトル範囲（sdB0-sdB1）をカバーしています。他のグループの中には、非常に金属量の少ないヘリウム星、ダブルヘリウム準矮星の候補、低重力のHe-sdO星など、個々に関心のあるいくつかの星があります。
観測されたループの3次元再構成と熱モデリング
| Title |
Three-Dimensional_Reconstruction_and_Thermal_Modelling_of_Observed_Loops |
| Authors |
F.A._Nuevo,_C._Mac_Cormack,_M._L\'opez_Fuentes,_A.M._V\'asquez,_C.H._Mandrini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09575 |
それらの特徴的な温度と密度により、アクティブ領域（AR）のループ構造は、極紫外線（EUV）および軟X線画像で明るく見ることができます。基本的な物理的パラメータ（電子密度と温度、および磁場）の3次元（3D）分布の半経験的決定は、冠状動脈加熱モデルの重要な制約です。この作業では、微分放射測定（DEM）分析に基づいてEUV明るいループを研究するための手法を開発し、最初に{SolarDynamicsObservatory}に搭載された{AtmosphericImagingAssembly}（AIA）によって観測されたAR構造に適用します。（SDO）。観測されたEUVループの磁場の3D構造と強度は、SDOに搭載された{HelioseismicandMagneticImager}（HMI）によって取得されたマグネトグラムに基づく力のない磁場外挿を使用してモデル化されます。この作業では、さまざまなARで識別されたいくつかの明るいループで得られた結果を報告します。私たちの分析は、温度分布の平均と幅がループの長さに沿ってほぼ不変であることを示しています。特定のループについて、その時間的進化を研究し、これらの特性がその寿命のほとんどの間ほぼ一定のままであることを発見しました。このループの出現と消失は、その存続時間である$\約2.5$時間よりもはるかに短い時間スケールで発生します。この解析の結果は、ゼロ次元（0D）流体力学モデルであるエンタルピーベースのループの熱進化（EBTEL）を使用した数値シミュレーションと比較されます。2つの代替加熱シナリオを研究します。1つは、ループが準静的平衡にあると仮定して一定の加熱速度を適用し、2つ目は、衝撃イベントまたはナノフレアを使用してループを加熱します。観測されたすべてのループが準静的平衡解に関して過密であり、ナノフレア加熱が観測された密度と温度をよりよく再現することがわかります。
ループトップ領域でのプラズモイド-衝撃相互作用による太陽フレア電子加速の動的変調
| Title |
Dynamical_modulation_of_solar_flare_electron_acceleration_due_to_plasmoid-shock_interactions_in_the_looptop_region |
| Authors |
Kong_Xiangliang,_Guo_Fan,_Shen_Chengcai,_Chen_Bin,_Chen_Yao,_and_Giacalone_Joe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09585 |
高速モードの衝撃は、再接続の流出の前に形成される可能性があり、太陽フレアにおける粒子加速の有望な場所として提案されています。磁気リコネクションの最近の開発は、多数のプラズモイドが大規模な電流層で生成される可能性があることを示しています。ここでは、電磁流体力学シミュレーションと粒子運動モデルを組み合わせることにより、プラズモイドが断続的に衝撃に到達したときのループトップ領域での電子加速の動的変調を調査します。プラズモイドが衝撃波と相互作用すると、ループトップ領域は、エネルギーの高い電子の生成を調節するさまざまな圧縮可能な構造を示します。エネルギーの高い電子集団は、時間と空間の両方で急速に変化します。5$-$10keVの電子の数は、圧縮のある領域とよく相関しますが、$>$50keVの電子の数は、強い圧縮領域との良好な相関を示しますが、衝撃パラメータとは中程度の相関しか示しません。さらに、準定常衝撃波面から歪んだ動的衝撃波への遷移を示す最初のプラズモイドの影響を調べます。エネルギーの高い電子の数は、15$-$25keVで$\sim20\％$減少し、25$-$50keVではほぼ40\％減少しますが、5$-$10keVの電子の数は増加します。さらに、10keVを超える電子エネルギースペクトルは時間とともに柔らかく変化します。また、プラズモイドがショックを横切って移動すると、ループトップ領域で2つまたは複数の異なるソースが発生する可能性があることもわかりました。私たちのシミュレーションは、非熱ループトップソースの解釈、および準周期的な脈動を含むフレア放出の一般的に観察される速い時間的変動に強い影響を及ぼします。
数千年前の恒星の合体を取り巻く「青い環状星雲」
| Title |
A_"blue_ring_nebula"_surrounding_a_thousands_of_years_old_stellar_merger |
| Authors |
Keri_Hoadley,_Christopher_Martin,_Brian_D._Metzger,_Mark_Seibert,_Andrew_McWilliam,_Ken_J._Shen,_James_D._Neill,_Gudmundur_Stefansson,_Andrew_Monson,_and_Bradley_E._Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09589 |
天体衝突は、連星系の進化における短期間の、しかし一般的な段階です。これらのイベントの多くの天体物理学的影響の中には、非定型星（磁気星、青色はぐれ星、高速回転星など）の作成、星の種族の解釈、LIGOで検出されたコンパクトオブジェクトの合併の形成チャネルが含まれます。したがって、天体衝突は一般的に引き起こされる現象ですが、これらのイベントの観察とそれらの進化の詳細はとらえどころのないままです。近年、いくつかの恒星の合併が直接観測されていますが、これらのイベントの中央の残骸は、塵や分子の不透明な殻に覆われたままであり、最終的な状態を観測することは不可能です（たとえば、単一の合併した星またはより緊密な生存として）バイナリ）。ここでは、珍しいリング状の紫外線星雲とその中心にある星、TYC2597-735-1の観測を報告します。星雲は2つの対向する前線を示しており、TYC2597-735-1からの双極流出を示唆しています。TYC2597-735-1のスペクトルと銀河面上の近接性は、それが古い星であることを示唆していますが、それでも異常に低い表面重力と検出可能な長期の光度減衰を示し、その進化段階では特徴的ではありません。TYC2597-735-1は、H-アルファ放射、視線速度変動、強化された紫外線放射、および過剰な赤外線放射、ほこりっぽい星周円盤の一般的な標識、恒星の活動、および降着も示します。恒星進化モデルと組み合わせた組み合わせた観測は、TYC2597-735-1が数千年前に低質量のコンパニオンと合併したことを示唆しています。TYC2597-735-1は、2つの星がどのように単一の星に融合するかを直接推測して、その動的な開始と理論化された最終平衡状態の間の進化段階で見つかった遮るもののない恒星の合体を示しています。
静かな太陽とコロナホールでのコロナ加熱と太陽風形成：統一されたシナリオ
| Title |
Coronal_heating_and_solar_wind_formation_in_quiet_Sun_and_coronal_holes:_a_unified_scenario |
| Authors |
Durgesh_Tripathi,_V._N._Nived,_Sami_K_Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09803 |
コロナホール（CH）は、コロナチャネルで観測された場合、静かな太陽（QS）よりも暗いです。この研究は、インターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）によって記録された\ion{Si}{4}〜1394〜{\AA}線を使用して、遷移領域におけるCHとQSの類似点と相違点を理解することを目的としています。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された日震磁気イメージャー（HMI）によって測定された磁場。CHで得られた\ion{Si}{4}強度は、磁束密度が同じ領域のQSで得られた強度よりも低いことがわかります。さらに、CHとQSの間の強度の差は、磁束の増加とともに増加します。磁束密度が等しい領域では、QSラインプロファイルはCHで測定されたものよりも赤方偏移します。さらに、CHで測定された青方偏移は、QSとは異なり、磁束密度の増加とともに増加を示します。QSおよびCHの非熱速度は、磁束の増加とともに増加します。ただし、小さな磁束密度でのわずかな偏差にもかかわらず、QSとCHで有意差は観察されませんでした。これらの結果を利用して、QSとCHのコロナの加熱と太陽風の形成の統一モデルを提案します。
ガイア計画DR2のソーラー近隣の高速移動グループ
| Title |
High-velocity_moving_groups_in_the_Solar_neighborhood_in_Gaia_DR2 |
| Authors |
R._V._Baluev,_V._Sh._Shaidulin,_and_A._V._Veselova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09812 |
改良されたウェーブレット解析手法を使用して、$200$〜pcの太陽近傍に存在するガイアDR2からの$\sim250000$星の$（U、V、W）$速度分布を再構築します。3つの2変量分布$（U、V）$、$（U、W）$、および$（V、W）$の2Dウェーブレット変換が調査されました。現在知られている（低速の）恒星移動グループのほとんどはこれらの図で密に重なり合っていますが、私たちの分析では、高速の星の約20の統計的に有意な3Dグループを検出して解きほぐすことができました。それらのほとんどは新しく見えます。また、ウェーブレット変換での正しいノイズしきい値の問題について説明し、そのためにローカル統計ではなくグローバル統計を使用することの重要性を強調します。局所的有意性尺度を使用すると、多重検定の影響により、個々のパターンの統計的信頼度が誇張される可能性があります。
強い磁場を持つ低質量星の光球における長期活動
| Title |
Long-Term_Activity_in_Photospheres_of_Low-Mass_Stars_with_Strong_Magnetic_Fields |
| Authors |
N._I._Bondar'_and_M._M._Katsova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09879 |
K-M矮星OUジェム、EQVir、V1005Ori、およびAUMicの平均年間光度の振る舞いは、数十年の時間間隔で研究されました。1989年から2019年の測光データの主な情報源は、ヒッパルコス、ASAS、KWSデータベースでした。長期シリーズの分析は、すべての星の平均年間明るさが周期的に変化することを示しました。OUGem、V1005Ori、およびAUMicの可能なサイクルの期間は40〜42年、EQVirの場合は-16。6年、サイクルの振幅は0.09$^m$-0.2$^m$です。選択された星は、平均表面磁場<B>が数キロガウスを超える赤色矮星のグループに属しています。<B><4kGの9つの星について、サイクルのパラメーター、その持続時間、および振幅の間の関係のタイプを調べました。<B>の値が減少すると、サイクルの振幅と持続時間が増加する傾向が見られます。表面磁場の増加に伴い、それはより均一になり、この場合、大きなスポットに集中する強い局所磁場を持つ星よりも活動レベルの変化が少ないことが示唆されるかもしれません。
ガイア時代に再考されたプロトタイプsdB + BDシステムSDSSJ08205 +0008の定量的詳細分析
| Title |
A_quantitative_in-depth_analysis_of_the_prototype_sdB+BD_system_SDSS_J08205+0008_revisited_in_the_Gaia_era |
| Authors |
V._Schaffenroth,_S._L._Casewell,_D._Schneider,_D._Kilkenny,_S._Geier,_U._Heber,_A._Irrgang,_N._Przybilla,_T._R._Marsh,_S._P._Littlefair,_V._S._Dhillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10013 |
準矮星B型星は、極端な水平分枝にあるコアヘリウム燃焼星です。それらを形成するには、赤色巨星分枝の大規模な質量損失が必要です。亜恒星の伴星は、赤色巨星のエンベロープに巻き込まれたときに、必要な質量損失につながる可能性があると提案されています。J08205+0008は、近い準矮星のコンパニオン候補が見つかった最初の例でした。ここでは、この重要なシステムの詳細な再分析を実行し、さらに高品質のデータを使用して、追加の分析方法を可能にします。ESO-VLT/XSHOOTERで得られた高解像度スペクトルから、高温の準矮星の化学的存在量とその回転速度を導き出します。{itGaia}視差と二次日食のスペクトルエネルギー分布への適合を使用して、高温の準矮星の半径に対する厳しい制約が導き出されます。長期の測光キャンペーンから、$-3.2（8）\cdot10^{-12}\、\rmdd^{-1}$の大幅な期間の減少が検出されました。これは、同期されていない準矮星が潮汐の相互作用によってスピンアップされ、同期化されることで説明できます。期間の減少率から、同期タイムスケールを4Myrと導き出すことができます。これは、EHBの寿命よりもはるかに短い時間です。すべての異なる方法を組み合わせることにより、高温の準矮星を質量$0.39-0.50\、\rmM_\odot$および半径$R_{\rmsdB}=0.194\pm0.008\、\rmR_\odotに制限できます。$、および半径$R_{\rmcomp}=0.092\pm0.005\、\rmR_\odot$の$0.061-0.071\rm\、M_\odot$のコンパニオンで、水素燃焼限界を下回っています。したがって、コンパニオンはおそらく巨大な褐色矮星であることが確認されます。
CO $ ^ 5 $ BOLDで見られる太陽光発電スペクトルの造粒の特徴
| Title |
The_signature_of_granulation_in_a_solar_power_spectrum_as_seen_with_CO$^5$BOLD |
| Authors |
Mia_S._Lundkvist_(1_and_2),_Hans-G\"unter_Ludwig_(2),_Remo_Collet_(1)_and_Thomas_Straus_(3)_((1)_Stellar_Astrophysics_Centre,_Aarhus_University,_Denmark,_(2)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Landessternwarte,_Germany,_(3)_INAF,_Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.10045 |
太陽のような発振器のパワースペクトルに見られる粒子化の背景は、恒星の振動に関する正確で詳細な情報を抽出するための深刻な課題を提起します。CO$^5$BOLDで計算された太陽の3D流体力学的シミュレーションを使用して、ベイズ法を使用して推測するさまざまなバックグラウンドモデルを調査します。これは、シミュレートされたパワースペクトルのバックグラウンドに最適です。全体的な電力レベルと2つの特性周波数を含む式が最適であることがわかります。1つは指数が2で、もう1つは自由指数が約6の値を取ります。3Dハイドロコードの影響を評価します。Staggerからのシミュレーションで分析を繰り返してこの結果を調べ、主な結論が変わっていないことを確認します。ただし、結果として得られる最適な近似の詳細は2つのコード間でわずかに異なりますが、空間分解能とシミュレーションの期間が近似に与える影響を調べることで、この違いを説明します。さらに、実際の星を模倣する簡単な方法として、シミュレートされた時系列にホワイトノイズを追加した場合の影響を調べます。ノイズレベルが低すぎない限り、結果はノイズなしの場合と一致していることがわかります。
派生した文字列の宇宙論は$ SU（5）$を反転させました
すべてのストリング弾性率が固定値を持つフェルミオン真空の周りの摂動理論における有効超重力の完全な計算可能性を可能にする自由フェルミオンヘテロティック構造のコンテキストで、ストリングから導出された超対称反転$SU（5）$モデルの宇宙論を研究します。このモデルには、3世代のキラルファミリーとヒッグスセクターがあり、過去に広く研究されてきた低エネルギーデータと一致する粒子現象論につながります。ここでは、弦理論から導き出されたスケールなしの有効超重力と、弦スケールの5乗によって抑制された適切な誘導スーパーポテンシャルに基づいて、新しい成功した宇宙論にも対応できることを示します。これは、低エネルギースペクトルに存在する2ゲージの一重項カイラル超場を利用します。最も重い世代のRハンドニュートリノと混合された状態のスーパーパートナーとして識別されるインフラトン$y$と、スーパーポテンシャルが$W_I=M_Iz（y-\lambday^2）$（超重力単位）の形式。ここで、$\lambda$は無次元の${\calO}\left（1\right）$パラメーターであり、$M_I$はヘテロティックストリングカイラルバキュアの特徴である異常な$U（1）_A$ゲージ対称性の破壊によって5次で生成されたインフレーションの質量スケール。結果として生じるスカラーポテンシャルは、スタロビンスキー型のインフレにつながります。私たちの結果は、同様の特性を持つ大規模なクラスのモデルに簡単に一般化できます。
振動するインフラトン凝縮の崩壊からの明暗黒物質（DM）生成の単純なメカニズムを提案します。インフレーション後の再加熱温度が、製造時のDMの運動量と同じオーダーのインフラトン質量よりも高い場合、DMの運動量は、熱プラズマの温度と比較して抑制できます。DMは十分に弱いです。その結果、DMは、DMの質量が小さくても、ライマン-$\alpha$境界のように、暖かいDMに対する観測上の制約を回避するのに十分なほど低温になる可能性があります。誘導放出とパウリブロッキングの影響をそれぞれ考慮して、インフラトン崩壊からのボソンとフェルミ粒子のDM生成を研究します。どちらの場合も、DMは冷たく、DMの実行可能な候補となるのに十分な量である可能性があります。また、我々のメカニズムを、アクティブなニュートリノ質量のシーソー関係と一致する右巻きニュートリノの等曲率問題のないアクシオンDMとディラックの海DMの生成に適用します。
| Title |
Dark_Matter_Detection_With_Bound_Nuclear_Targets:_The_Poisson_Phonon_Tail |
| Authors |
Yonatan_Kahn,_Gordan_Krnjaic,_and_Bashi_Mandava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09477 |
固体系での核による暗黒物質（DM）散乱は、高エネルギーで弾性核反跳を生成し、低エネルギーで単一フォノン励起を生成する可能性があります。暗黒物質の運動量が格子に束縛された核の運動量の広がりに匹敵する場合、$q_0=\sqrt{2m_N\omega_0}$ここで、$m_N$は核の質量、$\omega_0$は光学フォノンエネルギーです。、マルチフォノン励起を特徴とする中間散乱レジームが出現します。調和ポテンシャルにおける単一核の非常に単純化されたモデルを研究し、与えられた運動量伝達$q$に対して蓄積された平均エネルギーが弾性値$q^2/（2m_N）$に等しい一方で、フォノン占有を示します。数値はポアソン分布に従うため、エネルギーの広がりは$\DeltaE=q\sqrt{\omega_0/（2m_N）}$です。この観察結果は、エネルギーしきい値が単一フォノンエネルギーを超えている場合でも、フォノンのポアソン分布のテールを利用することにより、低しきい値熱量測定検出器が弾性散乱からの期待と比較してサブGeVDMに対する感度を大幅に向上させた可能性があることを示唆しています。弾性エネルギーより上。電子励起の単純なモデルを使用して、このマルチフォノン信号がDM電子散乱またはミグダル効果から誘導されるイオン化信号にも付随することを主張します。DMが重い、速度論的に混合された暗い光子に結合する意欲的なモデルでは、これらの信号が、マヨラナフェルミオンDMの熱ターゲットを含む、熱凍結を介した宇宙論的DM生成の実験的マイルストーンを精査できることを示します。
リロードされたスカラロン-ヒッグスインフレーション：ヒッグス依存のスカラロン質量と原始ブラックホール暗黒物質
| Title |
Scalaron-Higgs_inflation_reloaded:_Higgs-dependent_scalaron_mass_and_primordial_black_hole_dark_matter |
| Authors |
Anirudh_Gundhi,_Christian_F._Steinwachs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09485 |
標準模型のヒッグス粒子を二次リッチスカラーに非最小結合することにより、スカラーロン-ヒッグスモデルを拡張し、ヒッグス依存のスカラー質量を生成することを提案します。このモデルは、効果的な単一フィールドのスタロビンスキー膨張の成功段階を予測します。それは、原始ブラックホールの生成を強化する小さな波長でのインフレーションパワースペクトルのピークにつながるマルチフィールド増幅メカニズムを特徴としています。拡張スカラーロン-ヒッグスモデルは、インフレーション宇宙学を素粒子物理学と統合し、新しい粒子を想定せずに原始ブラックホールの観点からコールドダークマターの起源を説明します。
ジェットコースター宇宙論
（要約）インフレは一度に発生する必要がありますか？答えは断然ノーです！すべての宇宙論的問題は、加速膨張の短いエポックによって中断された、宇宙の加速の短いバーストのシーケンスによって解決することができます。最後の${\calO}（50）-{\calO}（60）$efoldsの最初の段階が少なくとも${\calO}（15）である場合、摂動のスペクトルはCMBとLSSに一致します。$は長く折りたたまれます。他の段階はかなり短くすることができます。しかし、それらが合計${\calO}（50）-{\calO}（60）$efoldになり、それらの間の減速された膨張の段階がより短く、全体的に長持ちしない限り、その後の宇宙論は通過します召集。割り込みが存在すると、各加速ステージのefoldクロックがリセットされ、CMBピボットポイントでその値が変更されます。この変更は理論空間を開き、限界を緩めます。特に、${\calN}=60$で除外されているように見える一部のモデルは、${\calN}=30$の短いステージにも非常によく適合します。興味深い予測は、摂動のスカラースペクトルとテンソルスペクトルの両方が短波長で急速に変更されることです。これらの機能は、将来のCMB分光法検索および短波長原始重力プローブでテストできます。$\Omega_{\ttk}$は、スカラー摂動$\frac{\delta\rho}{\rho}|_{\ttとは異なる方法で進化するため、これらのモデルの空間曲率は、最大波長のスカラー摂動よりも大きくなる可能性があります。S}$。最後に、加速膨張の短い段階が多く、前の加速段階からの再加熱製品の量が完全になくなるわけではありません。これは、宇宙には、目に見える粒子よりもまれな粒子の追加の集団、または最後の再加熱前の遅い減速エポックの間に作成された原始ブラックホールが含まれている可能性があることを意味します。これは暗黒物質である可能性があります。
重力波観測の時代のBayesWave分析パイプライン
| Title |
The_BayesWave_analysis_pipeline_in_the_era_of_gravitational_wave_observations |
| Authors |
Neil_J._Cornish,_Tyson_B._Littenberg,_Bence_B\'ecsy,_Katerina_Chatziioannou,_James_A._Clark,_Sudarshan_Ghonge,_Margaret_Millhouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09494 |
BayesWave重力波過渡解析パイプラインの更新と改善について説明し、アルゴリズムを使用して地上の重力波検出器からのデータを分析する方法の例を示します。BayesWaveは、Morlet-Gaborウェーブレットやチャープレットなどのフレーム関数の合計を介して、形態に依存しない方法で重力波信号をモデル化します。BayesWaveは、パラメータ化されたガウスノイズ成分と非定常および非ガウスノイズトランジェントの組み合わせを使用して、計測器のノイズをモデル化します。信号モデルとノイズモデルはどちらも次元間サンプリングを採用しており、モデルの複雑さはデータの要件に適応しています。アルゴリズムの柔軟性により、一般的なモデル化されていない信号の再構築など、さまざまな分析に適しています。コンパクトバイナリのモデル化された分析に対するクロスチェック。また、コヒーレント信号をインコヒーレントな機器ノイズトランジェント（グリッチ）から分離します。BayesWaveモデルは、一般的な偏波コンテンツを含む重力波信号と、データ内の信号とグリッチの同時存在を考慮して拡張されています。BayesWaveの事前分布、サンプリングの提案、およびバーンイン段階での更新について説明します。これにより、サンプリング効率が大幅に向上します。BayesWaveトランスディメンショナルサンプラーの堅牢性と収束性を示す標準的なレビューチェックを紹介します。
新しい電極バックグラウンド緩和技術を使用したLUXの低質量暗黒物質に対する感度の改善
| Title |
Improving_sensitivity_to_low-mass_dark_matter_in_LUX_using_a_novel_electrode_background_mitigation_technique |
| Authors |
LUX_Collaboration:_D._S._Akerib,_S._Alsum,_H._M._Ara\'ujo,_X._Bai,_J._Balajthy,_J._Bang,_A._Baxter,_E._P._Bernard,_A._Bernstein,_T._P._Biesiadzinski,_E.M._Boulton,_B._Boxer,_P._Br\'as,_S._Burdin,_D._Byram,_M._C._Carmona-Benitez,_C._Chan,_J._E._Cutter,_L._de_Viveiros,_E._Druszkiewicz,_A._Fan,_S._Fiorucci,_R._J._Gaitskell,_C._Ghag,_M._G._D._Gilchriese,_C._Gwilliam,_C._R._Hall,_S._J._Haselschwardt,_S._A._Hertel,_D._P._Hogan,_M._Horn,_D._Q._Huang,_C._M._Ignarra,_R._G._Jacobsen,_O._Jahangir,_W._Ji,_K._Kamdin,_K._Kazkaz,_D._Khaitan,_E._V._Korolkova,_S._Kravitz,_V._A._Kudryavtsev,_E._Leason,_B._G._Lenardo,_K._T._Lesko,_J._Liao,_J._Lin,_A._Lindote,_M._I._Lopes,_A._Manalaysay,_R._L._Mannino,_N._Marangou,_D._N._McKinsey,_D.-M._Mei,_J._A._Morad,_A._St._J._Murphy,_A._Naylor,_C._Nehrkorn,_H._N._Nelson,_et_al._(38_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09602 |
この論文は、キセノンタイムプロジェクションチェンバーを使用して低質量暗黒物質（DM）の検索の感度を制限する電極バックグラウンドを軽減するための新しい技術を提示します。LUX検出器では、低質量DM相互作用の兆候は、アクティブターゲット内の非常に低いエネルギー（$\sim$keV）の散乱であり、少数のキセノン原子のみをイオン化し、検出可能なシンチレーション信号を生成することはめったにありません。このレジームでは、このクラスの検出器で長い間観察されてきた低エネルギー電子バックグラウンドの複雑なセットを排除するために、特別な予防措置が必要です。アクティブターゲットの上部と下部近くのワイヤーグリッド電極からの背景に気付くのは特に有害です。これらのイベントを識別して拒否するために、イオン化パルス形状に基づく機械学習技術を開発します。この手法により、イオン化信号のサイズに大きく依存して、低質量DM相互作用のポアソン限界を$2$〜$7$の係数で改善できることを示します。LUXの2013年の科学操作からの効果的な$5$トン$\cdot$dayの曝露におけるイベントの手法を使用して、質量が$m_{\chi}\in0.15$-の範囲の低質量DM粒子に強い制限を課します。$10$GeV。この機械学習手法は、LZやXENONnTなど、発見に必要な厳格なバックグラウンド制御を使用して低質量のDM検索を実行することを期待する近未来の実験に役立つことが期待されています。
一般的な修正重力調査のための遅い時間およびビッグバン元素合成の制約
| Title |
Late-time_and_Big_Bang_nucleosynthesis_constraints_for_generic_modify_gravity_surveys |
| Authors |
N._M._Jim\'enez_Cruz_and_Celia_Escamilla-Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.09623 |
この作業では、$f（R）$理論の新しいジェネリックパラメーター化が提示されます。新しい状態方程式の提案では、宇宙クロノメーター、超新星に基づく距離ラダー測定の組み合わせを使用すると、1-$\sigma$CL内の遅い時間と早い時間の宇宙を表す$f（R）$のような進化を再現できます。Ia、バリオン音響振動、そして最後に、宇宙マイクロ波背景放射とライマン-$\alpha$の森。確かに、$f（R）$の宇宙論的に実行可能なシナリオのファミリーは、遅い時間の測定に照らして広範囲に分析され、Eosはこの理論の場の方程式の数値解よりも$99.2\％$よりも優れた精度に達しました。さらに、この提案では、ヘリウム画分$Y_{p}$に関するビッグバン元素合成データを満たすことができる制約を非常に早い時期に見つけるために研究を拡張しました。この分析を実行するために、そして私たちの一般的な$w_{f（R）}$（パイプラインへの他のパラメーター化および観測調査の分析と同じレベルであるように見える）を使用して、バックグラウンドと線形摂動の進化の両方を考慮しますそして、標準の$\Lambda$CDMの6つの宇宙パラメータを超えて制約します。$w_{f（R）}$の自由パラメーターにはバックグラウンドで強い制約がありますが、$f（R）$のバックグラウンド実行可能モデルは、現在のハッブル定数$H_0$に初期の制約を設定できることがわかりました。CMBデータと一致しますが、モデルに依存しない遅い時間の測定を考慮すると、$H_0$は$R^{H18}$値と完全に互換性があります。最後に、これらの結果の拡張として、私たちの提案は、距離ラダーの両方のルートで$f（R）$シナリオを区別することができ、このレベルで重力を変更するための優れたアプローチを示しています。
磁化された流れるプラズマの乱流と秩序
このホワイトペーパーは、プラズマ発見科学に関する2019-2020APS-DPP-CPP（プラズマ物理学会コミュニティ計画プロセスのアメリカ物理学会部門）に提出されました。これは、グローバルモデルとローカルモデルを含む多様な計算アプローチの必要性、および複雑でマルチスケールの磁気的および流れが支配的な天体物理学システムにおける物理モデルの階層の必要性を強調しています。このようなシステムにおける乱流の小規模対大規模ダイナモおよび乱流対秩序化帯状流の例について説明します。
