| Title |
Joint_cosmology_and_mass_calibration_from_tSZ_cluster_counts_and_cosmic_shear |
| Authors |
Andrina_Nicola_(Princeton),_Jo_Dunkley_(Princeton),_David_N._Spergel_(Princeton,_CCA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00008 |
弱いレンズ効果測定と熱Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）選択された銀河クラスターの豊富さの組み合わせから、共同宇宙パラメーター推論とクラスター質量キャリブレーションの新しい方法を提示します。クラスター数と球面調和宇宙シアパワースペクトル、およびクラスター密度と宇宙シア間の相互相関を組み合わせます。これらの相関は、クラスターの質量観測可能な関係を制約します。完全な非ガウス共分散を含むハローモデルフレームワークを使用してオブザーバブルをモデル化します。LSST宇宙シアーとSimons観測所のtSZクラスター数の組み合わせの宇宙論的および質量キャリブレーションパラメーターに対する制約を予測すると、クラスター宇宙論の競合的制約が見つかり、LSST宇宙シアーのみと比較して、暗黒エネルギー性能指数が2倍改善されます。質量較正情報のほとんどは、クラスターの過密度と宇宙シアの間の相互相関の大規模および中間スケールであることがわかります。最後に、積み重ねられたクラスターレンズ測定を使用して質量を較正することに基づく従来の分析に広く匹敵する制約を見つけます。これには、宇宙シアとの相関関係を一貫して説明するという利点があります。
宇宙論の{\Lambda}-CDMパラダイムでは、260Mpcを超える異方性は存在すべきではありません。ただし、ヘラクレス-コロナボレアリス万里の長城（HCB）の存在は、2000Mpcを超える推定サイズで、この原理に異議を唱えるとされています。最近、HCBの存在の主張に異議を唱え、空の露出効果に異方性をもたらした人もいます。空への露出の影響を考慮に入れても、HCBの存在を主張する元の方法が異方性を生成する理由は説明されていません。この論文では、等方性を仮定したさまざまなモンテカルロシミュレーションでHCBの存在を主張する元の論文の手法を適用して、使用した元の検定の有意水準の経験的意味を分析します。一見したところ、統計的検定では疑わしいサンプルに存在する有意な異方性が示されていますが、モンテカルロシミュレーションはほとんどの場合にサンプルを簡単に再現でき、そうでない場合は、他の統計的考慮事項によって差異を説明できます。更新されたサンプルは、等方性サンプルから観測されたクラスタリングを描画する確率を10倍上げる場合があります。したがって、以前の研究で使用された統計的検定は、観測された異方性の有意性を過大評価し、更新されたサンプルは有意性の低い確率を返します。モンテカルロシミュレーションで観測された異方性を再現する能力、更新されたサンプルの等方性から引き出される新しい、より高い確率、および異方性を空の選択効果に帰する以前の論文の作業を考えると、HCBの存在は、せいぜい疑わしいものとして扱われます。
| Title |
Hubble_Sinks_In_The_Low-Redshift_Swampland |
| Authors |
Aritra_Banerjee,_Haiying_Cai,_Lavinia_Heisenberg,_Eoin_\'O_Colg\'ain,_M._M._Sheikh-Jabbari,_Tao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00244 |
ハッブル定数$H_0$のローカル決定は、CMBおよび$\Lambda$CDMに基づいて、Planckよりも高い値を支持します。モデルに依存しない展開により、バリオン音響振動（BAO）、宇宙クロノメーター、およびタイプIa超新星を含む低赤方偏移（$z\lesssim0.7$）データは、$\に比べて$H_0$が低いクインテッセンスモデルを優先することを示しますLambda$CDM。さらに、暗黒物質への指数結合が同じ赤方偏移の範囲でこの結論を変えることはできないことを確認します。我々の結果は、潜在的に暗黒時代でさえ、物質が支配する時代のカップリングがストリング理論スワンプランドに沈むことからまだ$H_0$を節約する可能性を開いたままにします。
LISAは銀河宇宙ストリングループから調和重力波を検出しますか？
近年、宇宙ストリングの観測が急速に進歩し、パルサータイミングアレイ（PTA）の$G\mu\lesssim10^{-11}$を使用して、その特性にますます厳しい制約を課しています。遅いループ減衰と低い重力反動により、銀河の弦張力が低い宇宙の弦ループ。その結果、銀河の豊富なループが大幅に強化されます。kpcのごく一部までの平均的な分離と、広角スケールにまたがる調和モードによって支配される重力波（GW）放出の合計パワーにより、近接して配置された解決済みループは、強力で永続的な、非常に単色のソースです。他のソースによって複製されない高調波シグネチャを持つGWは、周波数範囲がよく一致している次のレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）による直接検出の主要なターゲットになります。検出率がループの存在量に比例するバーストの検出とは異なり、高調波信号の検出率は、GW放出の強度、ループの存在量、およびその他のノイズ源間の複雑な相互作用の結果であり、数値シミュレーションを通じて最も適切に研究されます。。LISAによって解決されたループからの高調波信号の直接検出を予測するためにGalaxyでループをシミュレートするための堅牢で柔軟なフレームワークを開発します。私たちのシミュレーションは、パラメーター空間で最もアクセスしやすい領域が、低張力$10^{-21}\lesssimG\mu\lesssim10^{-19}$の大きなループ$\alpha=0.1$で構成されていることを示しています。フィールド理論の宇宙ストリングを直接検出することはほとんどありません。1年間のミッションの検出確率は$p_{\mathrm{det}}\lesssim2\％$です。拡張機能は、相互交換確率が低い宇宙のスーパーストリングの直接検出が非常に有望であることを示唆しています。LISA観測を通じて解決済みループから調和GW信号を検索すると、弦理論に物理的制約が課される可能性があります。
ダークエネルギー調査のためのOzDESマルチオブジェクトファイバー分光：結果と2番目のデータリリース
| Title |
OzDES_multi-object_fibre_spectroscopy_for_the_Dark_Energy_Survey:_Results_and_second_data_release |
| Authors |
C._Lidman,_B._E._Tucker,_T._M._Davis,_S._A._Uddin,_J._Asorey,_K._Bolejko,_D._Brout,_J._Calcino,_D._Carollo,_A._Carr,_M._Childress,_J._K._Hoormann,_R._J._Foley,_L._Galbany,_K._Glazebrook,_S._R._Hinton,_R._Kessler,_A._G._Kim,_A._King,_A._Kremin,_K._Kuehn,_D._Lagattuta,_G._F._Lewis,_E._Macaulay,_U._Malik,_M._March,_P._Martini,_A._M\"oller,_D._Mudd,_R._C._Nichol,_F._Panther,_D._Parkinson,_M._Pursiainen,_M._Sako,_E._Swann,_R._Scalzo,_D._Scolnic,_R._Sharp,_M._Smith,_N._E._Sommer,_M._Sullivan,_S._Webb,_P._Wiseman,_Z._Yu,_F._Yuan,_B._Zhang,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_N._Kuropatkin,_T._S._Li,_M._Lima,_H._Lin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._A._Plazas,_A._Roodman,_E._S._Rykoff,_E._Sanchez,_B._Santiago,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._L._Tucker,_T._N._Varga,_A._R._Walker,_W._Wester,_and_R.D._Wilkinson_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00449 |
オーストラリアのダークエネルギー調査（OzDES）について説明し、6年間の運用の結果をまとめます。OzDESは、3.9メートルのアングロオーストラリア望遠鏡で2dFファイバーポジショナーとAAOmegaスペクトログラフを使用して771AGNを監視し、数百の超新星を分類し、暗黒エネルギー調査の10の深いフィールド内で過渡現象をホストする数千の銀河の赤方偏移を取得しました。また、2番目のOzDESデータリリースも示します。これには、約30,000個のソースの赤方偏移が含まれ、一部は$r_{\mathrmAB}=24$マグニチュードで、375,000個の個別のスペクトルがあります。これらのデータは、ダークエネルギー調査の時系列測光と組み合わせて、$z\sim1.2$までの宇宙の膨張履歴と$z\への何百ものブラックホールの質量を測定するために使用されます。sim4$。OzDESは、ターゲットの同時モニタリングと広視野イメージングカメラおよび広視野マルチオブジェクトスペクトログラフを組み合わせる将来の調査用のテンプレートです。
明るい赤い銀河分光調査のデジタルツインの構築：銀河の特性とクラスタリングの共分散
| Title |
Building_a_digital_twin_of_a_luminous_red_galaxy_spectroscopic_survey:_galaxy_properties_and_clustering_covariance |
| Authors |
C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Francisco_Prada,_Carlton_M._Baugh,_Anatoly_Klypin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00612 |
明るい赤い銀河（LRG）は、銀河の調査で使用される宇宙の大規模構造の主要なトレーサーの1つです。したがって、これらの統計のエラーを含め、それらのプロパティとクラスタリングを正確に予測することが重要です。ここでは、高解像度の$N$-bodyPlanck-Millenniumシミュレーションに埋め込まれた、銀河形成の半解析モデル{\scGalform}を使用して、Parallel-PM$N$-body{\scglam}コード。ハイブリッドスキームを使用すると、元の$N$ボディシミュレーションではモデル化できないスケールでクラスタリング予測を行うことができます。LRGは、$r$、$z$、および$W1$バンドの同様の色の大きさのカットを使用して、{\scGalform}出力からの赤方偏移範囲$z=0.6-1$で選択され、暗黒エネルギー分光器（DESI）調査。LRG-ハロー接続は自明ではないことがわかり、非標準のハロー占有分布の予測につながります。特に、中央銀河の占有は、最も巨大なハローでは統一に達せず、質量の増加に伴って減少します。{\scglam}カタログは、{\scGalform}によって予測されたLRGの存在量とクラスタリングを再現し、測光赤方偏移を使用したDESIのようなLRGのクラスタリングの最近の測定値とよく一致しています。\glam{}モックを使用して、LRGの2点相関関数とパワースペクトルの共分散行列とそれらのバックグラウンドの暗黒物質密度フィールドを計算し、重要な違いを明らかにします。また、$z=0.6$、$0.74$、および$0.93$での線形成長率とバリオン音響振動距離の予測も行います。DESIに似たすべてのLRGカタログが公開されます。
条件付きニューラルスプラインフローを使用したLyman-{\ alpha}付近の完全確率クエーサー連続予測
| Title |
Fully_probabilistic_quasar_continua_predictions_near_Lyman-{\alpha}_with_conditional_neural_spline_flows |
| Authors |
David_M._Reiman,_John_Tamanas,_J._Xavier_Prochaska,_and_Dominika_\v{D}urov\v{c}\'ikov\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00615 |
クエーサースペクトルにおける中性水素の赤い減衰翼の測定は、初期宇宙における再イオン化の時代の探査を提供します。このような定量化には、Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）の近くの固有の連続体の正確で偏りのない推定が必要です。ここでは、固有の連続予測に対する完全確率的アプローチを紹介します。問題を条件付き密度推定タスクとしてフレーム化し、もっともらしい青い側の連続体（$1190\\unicode{xC5}\leq\lambda_{\text{rest}}<1290\\unicode{xC5}$）上の分布を明示的にモデル化します正規化フローを使用して、赤側スペクトル（$1290\\unicode{xC5}\leq\lambda_{\text{rest}}<2900\\unicode{xC5}$）を条件とします。私たちのアプローチは、最先端の精度と正確さを実現し、10分の1秒未満で1000のありそうな連続をサンプリングすることを可能にし、モンテカルロサンプリングを介してブルーサイドの連続に信頼区間をネイティブに提供できます。2つの$z>7$クエーサーで減衰翼効果を測定し、それぞれから水素の体積平均中性部分を推定して、ULASJ1120+の$\bar{x}_\text{HI}=0.304\pm0.042$を求めます0641（$z=7.09$）および$\bar{x}_\text{HI}=0.384\pm0.133$forULASJ1342+0928（$z=7.54$）。
階層的ベイズ推論によるバイナリーブラックホールマージャー重力波イベントの角度N点相関の測定
| Title |
Measuring_angular_N-point_correlations_of_binary_black-hole_merger_gravitational-wave_events_with_hierarchical_Bayesian_inference |
| Authors |
Sharan_Banagiri,_Vuk_Mandic,_Claudia_Scarlata,_Kate_Z._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00633 |
AdvancedLIGOとVirgoは、2回目の観測実行の終わりまでに、10のバイナリブラックホールの合併を検出しました。これらの合併により、宇宙のブラックホールの人口分布に制約を課すことがすでに許可されています。これは、より多くの検出と検出器の感度の向上によってのみ改善されます。この論文では、階層的ベイズ推論を通じて統計的な$N$点の相関を測定することにより、ブラックホールの合併の角度分布を測定する手法を開発します。空のルジャンドル多項式基底を使用した2点角度相関の特殊なケースにそれを適用します。参考文献[1]で導入された混合モデル形式に基づく有意性にしきい値のない2点相関を測定する方法を示します。これにより、現在の地上ベースの検出器では解決できないサブスレッショルドのバイナリブラックホールマージャーのアンサンブルをターゲットにできます。また、これらの方法を使用して重力波を銀河数などの大規模な角度構造の他のプローブと相関させ、シミュレーションを通じて両方の手法を検証する方法も示します。
| Title |
High_Redshift_Long_Gamma-Ray_Bursts_Hubble_Diagram_as_a_Test_of_Basic_Cosmological_Relations |
| Authors |
S._I._Shirokov,_I._V._Sokolov,_N._Yu._Lovyagin,_L._Amati,_Yu._V._Baryshev,_V._V._Sokolov,_and_V._L._Gorokhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00981 |
基本的な宇宙論の原理のテストとして、高赤方偏移ロングガンマ線バースト（LGRB）ハッブル図の見通しを調べます。ハッブルダイアグラムの分析により、直接観測された磁束距離赤方偏移関係を使用して、いくつかの基本的な宇宙論の原理をテストすることができます。最新のLGRBデータは、スペクトルピークエネルギーと等方性等価放射エネルギー間の相関（いわゆるAmati関係）と共に、モデルに依存しないレベルでのハッブル図の構築に使用できます。私たちは必然的に存在し、理論的に予測された関係を歪める観測的選択効果を強調します。一例は、観測感度が制限されている場合の高い赤方偏移LGRBの弱いレンズ効果と強い重力レンズ効果バイアスです（マルムキストバイアス）。バイアス補正後、$\Omega_\Lambda\rightarrow0.9$、$\Omega_\text{m}\rightarrow0.1$で支配モデルをバキュームする傾向があります。宇宙THESEUSミッションによる地上および宇宙ベースのマルチメッセンジャー施設による近々行われるガンマ線観測により、宇宙論モデルの代替の基本原理に対する制限を本質的に改善することができます。
エンケラドスの測光的に修正されたグローバル赤外線モザイク：そのスペクトル多様性と地質活動に対する新たな意味
| Title |
Photometrically-corrected_global_infrared_mosaics_of_Enceladus:_New_implications_for_its_spectral_diversity_and_geological_activity |
| Authors |
Rozenn_Robinel,_St\'ephane_Le_Mou\'elic,_Gabriel_Tobie,_Marion_Mass\'e,_Beno\^it_Seignovert,_Christophe_Sotin,_S\'ebastien_Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00146 |
2004年から2017年にかけて、遠方の調査に加えて、23のエンケラドスの接近遭遇中に、カッシーニ搭載の視覚および赤外線マッピング分光計（VIMS）（ブラウンら、2004）によってスペクトル観測が収集されました。本研究の目的は、エンケラドスの完全なVIMSデータセットのグローバルハイパースペクトルモザイクを生成して、さまざまな地質学的単位間のスペクトルの変動を強調することです。これには、空間分解能と照明条件の観点から最良の観測を選択する必要があります。いくつかの主要な波長（1.35、1.5、1.65、1.8、2.0、2.25、2.55および3.6${\mu}$m）での測光挙動の詳細な調査を実施しました。これは、水の氷の赤外線スペクトルの特性です。シュクラトフ他のモデルに基づいて、新しい測光関数を提案します。（2011）。組み合わせると、異なる波長で修正されたモザイクは、特に南極のタイガーストライプを取り巻く地形と北半球のおよそ30{\deg}N、90{\deg}Wにある不均一な領域を明らかにします。これらの地域は主にテクトニクス化されたユニットに相関しており、海底のホットスポットによって駆動されている可能性のある内因性の起源を示しています。
太陽系外惑星HAT-P-54bの近赤外トランジット測光
ここでは、太陽系外惑星HAT-P-54bの通過イベントの近赤外線測光観測の結果を示します。西播磨天文台にあるナユタ2m望遠鏡と西播磨赤外線カメラ（NIC）を使用して、精密な近赤外線測光を行いました。J、H、およびKsバンドの画像は、196分で各バンドで170枚撮影されました。惑星系の流束は、通過イベント中に減少することが観察された。Ksバンドのトランジット深度はrバンドのトランジット深度と似ていますが、JバンドとHバンドのトランジット深度はKsバンドのトランジット深度よりも深くなっています。惑星大気の単純なモデルを構築し、観測された通過深度がH2S分子を含む膨張した大気によってよく再現されることを発見しました。
カッシーニ宇宙船によって検出された彗星イオン彗星153P /池谷・張の6.5 au下流
| Title |
Cometary_ions_detected_by_the_Cassini_spacecraft_6.5_au_downstream_of_Comet_153P/Ikeya-Zhang |
| Authors |
Geraint_H._Jones,_Heather_A._Elliott,_David_J._McComas,_Matthew_E._Hill,_Jon_Vandegriff,_Edward_J._Smith,_Frank_J._Crary,_J._Hunter_Waite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00500 |
2002年3月から4月の間に、木星と土星の軌道の間に、カッシーニ宇宙船は、ピックアップの陽子フラックスの大幅な増強を検出しました。この増強の最もありそうな説明は、153P/池谷・張彗星のコロナにおける中性水素のイオン化による太陽風への陽子の追加でした。この彗星は、その期間中、太陽-カッシーニ線の比較的近くを通過したため、太陽風によってピックアップイオンをカッシーニに運ぶことができました。このピックアップ陽子フラックスは、彗星と宇宙船を通過するコロナ質量放出の惑星間対応物の通過によってさらに変調された可能性があります。ピックアップの陽子が移動する半径方向の距離は6.5天文単位（au）であり、暗黙の合計尾長が7.5auを超えるため、この彗星のイオン尾は最も長く測定されています。
TrES-3bの12の新しいトランジットを使用したトランジットタイミングの変動とその考えられる原因の調査
| Title |
Probing_Transit_Timing_Variation_and_its_Possible_Origin_with_Twelve_New_Transits_of_TrES-3b |
| Authors |
Vineet_Kumar_Mannaday,_Parijat_Thakur,_Ing-Guey_Jiang,_D._K._Sahu,_Y._C._Joshi,_A._K._Pandey,_Santosh_Joshi,_Ram_Kesh_Yadav,_Li-Hsin_Su,_Devesh_P._Sariya,_Li-Chin_Yeh,_Evgeny_Griv,_David_Mkrtichian,_Aleksey_Shlyapnikov,_Vasily_Moskvin,_Vladimir_Ignatov,_M._Vanko,_and_C._P\"usk\"ull\"u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00599 |
トランジットタイミング変動（TTV）を調査するために$2012-2018$の間に観測されたホットジュピターTrES-3bの12の新しいトランジットライトカーブを示します。これらの12のトランジットデータから決定された中間トランジット時間を、文献で利用可能な71のトランジットデータから均一な手順で再推定されたものと組み合わせることにより、新しい線形エフェメリスを導き出し、TrESでのTTVの可能性を示唆するタイミング残差を取得します3システム。ただし、周波数分析は、可能なTTVが周期的である可能性が低いことを示しており、このシステムに追加のボディがないことを示しています。TTVの他の考えられる起源を探索するために、軌道崩壊と無歳差歳差天体暦モデルを通過時間データに適合させます。TrES-3bの減衰率は$\bf\dot{P_q}=-4.1\pm3.1$$ms$${yr}^{-1}$であり、対応する推定潮汐品質係数${Qであることがわかります}^{'}_{\ast}$$\sim1.11\times{10}^{5}$は、ホットジュピターをホストしている星の理論的に予測された値と一致しています。11年後のTrES-3bのトランジット到着時間のシフトは${T}_{shift}\sim69.55\s$と予想され、これはタイミング残差の$RMS$と一致します。さらに、我々は、アプシダル歳差天体暦モデルが、他の考慮された天体暦モデルよりも統計的に確率が低いことを発見しました。また、線形エフェメリスモデルが通過時間データを表す最も妥当なモデルであるように見えますが、軌道崩壊の可能性をTrES-3システムで完全に除外することはできないことも説明されています。これを確認するために、TrES-3bのトランジットのさらに高精度かつ高ケイデンスの追跡観察が重要です。
デイモスの軌道傾斜からの過去の火星リングの証拠
火星の衛星デイモスの大きな軌道傾斜が、フォボスよりも重い火星の内部衛星との軌道共鳴に起因した可能性を数値的に調査します。火星の半径3.3でのデイモスとの3：1の平均運動共鳴により、フォボスよりも約20倍重い火星の衛星の外向きの進化によって、デイモスの傾斜が確実に生成されることがわかります。この外向きの移動は、同期半径内の潮汐進化とは反対の方向であり、過去の大規模な火星の輪との相互作用が必要です。したがって、私たちの結果は、ヘッセルブロックとミントンの周期的な火星の環衛星の仮説（2017）を強く支持します。ヘッセルブロックとミントン（2017）のモデルと組み合わせた私たちの調査結果は、デイモスの表面の年齢が約3.5〜4ギルであり、フォボスが大幅に若いことが必要であることを示唆しています。
クレーターの影響による脱出と降着：高速噴出物のスケーリング関係の定式化
| Title |
Escape_and_accretion_by_cratering_impacts:_Formulation_of_scaling_relations_for_high-speed_ejecta |
| Authors |
Ryuki_Hyodo_and_Hidenori_Genda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00732 |
多数の小さな天体が不可避的に惑星の形成と進化の間に大きな惑星体にクレーターの影響をもたらします。これらの小さな衝撃の結果として、ターゲット材料の一部が大きなボディの重力から逃げ、衝撃速度と角度に応じて、インパクター材料の一部がターゲット表面に付着します。ここでは、材料の強度を無視した場合に、クレーターの影響によってターゲットの重力から逃れる高速エジェクタの質量を調べます。平滑化粒子流体力学法を使用して、平面状の岩の多いターゲットに多数のクレーター衝突シミュレーションを実行します。$v_{\rmimp}\gtrsim12v_{\rmesc}$の場合、数値シミュレーションから得られたターゲット材料のエスケープマスは、点源の仮定の下でのスケーリング則の予測と一致することを示します。ここで、$v_{\rmimp}$は衝撃速度、$v_{\rmesc}$はターゲットの脱出速度です。ただし、$v_{\rmimp}\lesssim12v_{\rmesc}$の場合、点源スケーリング則は、衝突角度に応じて$\sim70$までエスケープマスを過大評価することがわかります。数値シミュレーションから取得したデータを使用して、$v_{\rmimp}\lesssim12v_{\rmesc}$のターゲット材料のエスケープマスの新しいスケーリング則を導出します。また、インパクター材料の脱出質量を数値的に評価することにより、クレーター衝突時のターゲット表面へのインパクター材料の付着質量を予測するスケーリング則を導出します。私たちの新たに導出されたスケーリング則は、惑星形成中に大きな惑星体に発生するさまざまなクレーターの影響について、標的物質の脱出質量と衝突物質の降着質量を予測するのに役立ちます。
地球に落下するさまざまなサイズの球状宇宙デブリのダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_spherical_space_debris_of_different_sizes_falling_to_Earth |
| Authors |
Judit_Sl\'iz-Balogh,_D\'aniel_Horv\'ath,_R\'obert_Szab\'o,_G\'abor_Horv\'ath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00853 |
1cmを超えるスペースデブリは、宇宙機器に損傷を与え、地球に影響を与える可能性があります。ほとんどの衛星はこれらの緯度で周回しているため、低地球軌道（高さが2000km未満）と静止地球軌道（高さ35786km）の近くの軌道は特に危険にさらされています。現在のテクノロジーでは、10cm未満のスペースの破片は追跡できません。小さい空間の破片は燃え上がり、大気中で蒸発しますが、大きいものは地球の表面に落下します。実用的な理由から、大気に再突入して地球に落下するスペースデブリの質量、組成、形状、速度、運動の方向、および衝突時間を知ることが重要です。これらの物理的パラメータを測定することは非常に難しいため、それらについてはほとんど何も知られていません。このギャップを部分的に埋めるために、空気抵抗によって地球に落下する球状の再突入粒子の天体力学を研究するコンピューターモデリングを実行しました。打ち上げの高さ、方向、球形の再突入粒子の速度とサイズ。私たちの結果は、地球の大気に入る惑星間塵の半球状の流星粒子にも使用できます。
K2-32およびK2-233の7つの惑星の質量。共鳴鎖の4つの多様な惑星と最初の若い岩の多い世界
| Title |
Masses_for_the_seven_planets_in_K2-32_and_K2-233._Four_diverse_planets_in_resonant_chain_and_the_first_young_rocky_worlds |
| Authors |
J._Lillo-Box,_T._A._Lopez,_A._Santerne,_L._D._Nielsen,_S.C.C._Barros,_M._Deleuil,_L._Acu\~na,_O._Mousis,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_D._J._Armstrong,_D._Barrado,_D._Bayliss,_D._J._A._Brown,_O.D.S._Demangeon,_X._Dumusque,_P._Figueira,_S._Hojjatpanah,_H._P._Osborn,_N._C._Santos,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01102 |
高精度の惑星密度は、太陽系外惑星の堅牢な大気特性を導き出すための鍵です。正確な質量を測定することは、特に多惑星システムでは、最も困難な部分です。4つの惑星に近い共鳴チェーンシステム（K2-32）と、3つの近接した小さな惑星（K2-233）からなる若い（$\sim400$Myr古い）惑星系の質量と密度を測定します。3年以上のベースラインをカバーするK2-32の199およびK2-233の124の新しいHARPS観測値を取得しました。K2-32は、太陽系のアーキテクチャのコンパクトな縮小バージョンであり、小さな岩の内側の惑星（M$_e=2.1^{+1.3}_{-1.1}$〜M$_{\oplus}$、P$_e\sim4.35$〜days）、その後に膨張した海王星の質量の惑星（M$_b=15.0^{+1.8}_{-1.7}$〜M$_{\oplus}$、P$_b\sim8.99$〜days）と2つの外部サブネプチューン（M$_c=8.1\pm2.4$〜M$_{\oplus}$、P$_c\sim20.66$〜days;M$_d=6.7\pm2.5$〜M$_{\oplus}$、P$_d\sim31.72$〜days）。K2-32は、測定された質量と半径で知られる4つ以上の惑星を持つ数少ない多惑星システムの1つになります。さらに、K2-233では3つの惑星の質量を制約しています。2つの内側の地球サイズの惑星の質量をM$_b<11.3$M$_{\oplus}$（P$_b\sim2.47$〜days）、M$_c<12.8$M$_{\oplus}$（P$_c\sim7.06$〜日）。外惑星はM$_d=8.3^{+5.2}_{-4.7}$M$_{\oplus}$（M$_d<21.1$M$_{\oplus}$、P$_d\sim24.36$〜日）。これらの2つの惑星系の観測により、軌道周期が比較的短い（$<7$日）若い星を周回する2つの惑星の岩の性質が初めて確認されました。それらは、テルル惑星の惑星形成と進化モデルのための重要な情報を提供します。さらに、3つの惑星K2-32b、c、dの海王星のような派生質量は、それらを、透過分光研究の鍵となる、比較的探査されていない入射流束と惑星質量の領域に置きます。
| Title |
The_post-maximum_behaviour_of_the_changing-look_Seyfert_galaxy_NGC_1566 |
| Authors |
V._L._Oknyansky,_H._Winkler,_S._S._Tsygankov,_V._M._Lipunov,_E._S._Gorbovskoy,_F._van_Wyk,_D._A._H._Buckley,_B.W._Jiang,_N._V._Tyurina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00001 |
2007年から2019年まで、SwiftObservatoryとMASTERGlobalRoboticNetworkで観測された近くの変化する外観（CL）のSeyfertNGC1566の光学、UV、およびX線の変動に関する長期多波長研究の結果を示します。は、2018年7月に増光が発見された直後に、南アフリカの天文台1.9m望遠鏡によるスペクトル観測を開始し、2018年8月から2019年9月までの期間のデータをここに示しています。2018年、すべてのバンドが若干の変動で減少した。2018年11月17日から2019年1月10日、2019年4月29日から2019年6月19日、および2019年7月27日から8月6日の間に、最大後の期間に3つの重要な再ブライトニングが観察されました。2019年3月。UVの最小値は約3か月後に発生しました。Luv/Lx比の低下を伴いました。2018年11月31日から2019年9月23日までをカバーする新しい最大値後のスペクトルは、2018年8月2日と比較して劇的な変化を示しており、広い線と[FeX]6374が2019年3月まで衰退しています。8月〜9月事実上、このオブジェクトでは2つのCL状態が観察されました。タイプ1.2に変更してから、タイプ1.8Syとして低状態に戻ります。変化は主にエネルギー生成の変動によるものであることをお勧めします。エディントン比の推定値は、2014年の最小値が約0.055％、2018年の最大値が2.8％です。
巨大分子雲における大規模な星団形成に対する初期密度プロファイルの影響
| Title |
Effects_of_initial_density_profiles_on_massive_star_cluster_formation_in_giant_molecular_clouds |
| Authors |
Yingtian_Chen_(MIT,_PKU),_Hui_Li_(MIT),_Mark_Vogelsberger_(MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00004 |
一連の流体力学シミュレーションを実行して、巨大分子雲（GMC）の初期密度プロファイルがその後の進化にどのように影響するかを調査します。雲全体の星形成期間と統合された星形成効率は、異なるプロファイルの選択に影響されないが、主に重力崩壊と恒星フィードバック間の相互作用によって制御されることがわかります。この類似性にもかかわらず、プロファイルが異なるGMCは、星形成の劇的に異なるモードを示します。浅いプロファイルの場合、GMCは最初に多くの自己重力コアに断片化し、雲全体に分布するサブクラスターを形成します。これらのサブクラスターは、後で「階層的に」中央クラスターにアセンブルされます。対照的に、急なプロファイルの場合、大規模なクラスターが雲の中心にすばやく形成され、その後、ガスの降着によって質量が徐々に増加します。その結果、プロファイルが浅い雲から出現した中央クラスターは、プロファイルが急なものよりも質量が小さく、回転が少なくなります。これは、1）浅いプロファイルの質量と角運動量のかなりの部分が、中央クラスターにマージできないサブクラスターの軌道運動に保存される2）浅いプロファイルでの頻繁な階層的マージがさらなる損失につながるためです激しい緩和と潮汐破壊による質量と角運動量の計算。心強いことに、より急なプロファイルでのクラスター回転の程度は、若年および中年のクラスターの最近の観察と一致しています。回転する球状星団は、初期宇宙の中心に集中した雲からの「降着」モードを介して形成される可能性が高いと推測しています。
MgIIトモグラフィーによる$ z = 0.77 $銀河の銀河系の媒質の運動学
| Title |
Kinematics_of_the_Circumgalactic_Medium_of_a_$z_=_0.77$_Galaxy_from_MgII_Tomography |
| Authors |
Kris_Mortensen,_Keerthi_Vasan_G.C.,_Tucker_Jones,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Ryan_Sanders,_Richard_S._Ellis,_Nicha_Leethochawalit,_and_Daniel_P._Stark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00006 |
銀河の進化は、主に銀河と銀河周囲の媒体（CGM）の間のガスの流れ、つまり各銀河から$\gtrsim100$kpcに広がる金属に富むガスのハローによって引き起こされると考えられています。CGMの空間構造を研究することは、これらのガスの流れのメカニズムを理解する上で有望です。ただし、背景のクエーサーの見通し線を使用する一般的な方法では、最小限の空間情報しか提供されません。最近の作品は、巨大な重力レンズ付きアークなどの拡張された背景ソースの有用性を示しています。CSWA38レンズシステムのバックグラウンドレンズアークを使用して、約15kpc$^2$の解像度要素で、$z=0.77$の星形成銀河におけるMgII吸収の空間的および運動学的分布を継続的に調査しました（恒星質量$\約10^{9.7}$M$_\odot$、星形成率$\約10$M$_\odot$yr$^{-1}$）影響パラメータ$D=5-40$kpc。私たちの結果は、クエーサーや他の重力弧に向かう統計と一致して、衝撃パラメーターの増加に伴って吸収強度が低下する、異方性のある光学的に厚い媒質を示します。さらに、低い視線速度（$v\約-25-80$kms$^{-1}$）と比較的高い速度分散（$\sigma\approx50\pm30$kms$^{-1}$）MgIIガス中。これらの対策は、活発な銀河系の流出ではなく、CGMを介して主に圧力に支えられた金属に富む拡散ガスのリサイクルの証拠を提供します。
銀河中心の上の高速H-アルファの発見：フェルミ泡のテストモデル
| Title |
Discovery_of_High-Velocity_H-Alpha_Above_Galactic_Center:_Testing_Models_of_the_Fermi_Bubble |
| Authors |
Dhanesh_Krishnarao,_Robert_A._Benjamin,_L._Matthew_Haffner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00010 |
ウィスコンシンH-アルファマッパー（WHAM）の観測により、以前にバイコニカルガンマ線ローブに関連付けられていた紫外線吸収線の特徴と同じ方向と速度の高速H$\alpha$と[NII]$\lambda6584$輝線が明らかになりましたフェルミ泡として知られています。ライン中心が$v_\textrm{LSR}=-221\pm3〜\textrm{であるエミッションの消滅補正強度$I_{H\alpha}=0.84^{+0.10}_{-0.09}$Rayleighを測定しますkm}〜\textrm{s}^{-1}$、$EM=2.09^{+0.64}_{-0.63}〜\textrm{cm}^{-6}〜\textrm{の排出基準に対応pc}$。この放出は、$l=10^\circ.4、b=+11^\circ.2$の近くの北のバブルを通過するPDS456クエーサーサイトラインで検出された紫外線吸収機能のHST/COS観測と同じ速度で発生します。。この速度成分におけるイオン化ガスの合計カラム密度は$N（H^{+}）=\left（3.28\pm0.33\right）\times10^{18}〜\textrm{cm}^{であると推定します-2}$。イオン化ガスの放出と吸収を比較すると、$n_{e、c}=1.96\pm0.63〜\textrm{cm}^{-3}$の特性密度と$L_{c}の特性長の推定値が得られます=0.54\pm0.20〜\textrm{pc}$は、$30\％$の太陽の金属性を想定しています。$T_{e}=8900\pm2700〜\textrm{K}$の温度の場合、測定された線幅と[NII]/H$\alpha$線比と一致します---ガスには熱があります$p/kの圧力=35,000\pm22,000〜\textrm{cm}^{-3}〜\textrm{K}$。ガスが$\sim6.5〜\textrm{kpc}$離れていると仮定すると、派生密度と圧力は、銀河のミッドプレーン上のガス$\sim1.3〜\textrm{kpc}$で異常に高くなっているように見えます。大きな熱圧力は、ホットハローモデルまたはフェルミバブルモデルの両方に匹敵しますが、H$\alpha$は過圧ゾーンで発生することを示唆しています。
ハッブルフロンティアフィールドの$ z = 6-9 $でのUVスペクトル勾配：異常なまたはPop IIIの恒星集団の証拠の欠如
| Title |
UV_Spectral-Slopes_at_$z=6-9$_in_the_Hubble_Frontier_Fields:_Lack_of_Evidence_for_Unusual_or_Pop_III_Stellar_Populations |
| Authors |
Rachana_Bhatawdekar,_Christopher_J._Conselice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00013 |
フロンティアフィールドクラスターMACSJ0416.1-2403の$z=6-9$にある銀河のUVスペクトル勾配$\beta$の新しい測定値とその平行なフィールドを、前例のないレベルの低恒星質量で表示します。$\beta$を計算するために、観測されたスペクトルエネルギー分布に合成恒星母集団モデルを適合させ、べき乗則を最適なスペクトルに適合させることによってその値を計算します。これは、$M\mathrm{_{UV}=-13.5}$と同じくらいかすかな等級を調査するフロンティアフィールドプログラムのために$z=9$まで広がる銀河のレストフレームUVカラーの最初の派生です。すべての赤方偏移で$\beta$とレストフレームUVマグニチュード$M_{1500}$の間に相関関係はありませんが、$\beta$と恒星の質量の間に強い相関があり、質量の小さい銀河はより青いUV勾配を示しています。$z=7$で、サンプルの最も青い値は$\beta=-2.32\pm0.31$であり、これは以前に報告された同様の赤方偏移で報告された値よりも赤であることがわかりますが、$z\sim9$では最も青いデータポイントの値が$\beta=-2.63\pm0.12$であることを確認します。したがって、$z>6$の低光度銀河で、極端な恒星の個体群の証拠やPopIII星の証拠は見つかりません。さらに、$\beta$とSFRの間に強い相関関係が見られ、SFRが低い銀河は青みがかった傾きを示し、特定のSFRで赤方偏移が増加すると青みがかったように見えます。また、恒星質量の増加に伴ってSFRが上昇する最大$z=9$までの星形成メインシーケンスを見つけます。これらすべての関係は、$\beta$の値が、全体的な星形成率と恒星の質量の組み立ての両方を促進するプロセスと相関していることを示しています。さらに、$\beta$と特定の星形成率（sSFR）の間の傾向も観察されないため、これは、$\beta$を設定するものはローカルプロセスではなく、銀河のスケールによって駆動されるグローバルプロセスであることを示唆しています。
3世代の星：トリガーされた星形成の可能性のあるケース
| Title |
Three_generations_of_stars:_a_possible_case_of_triggered_star_formation |
| Authors |
M.B._Areal,_A._Buccino,_S._Paron,_C._Fari\~na_and_M.E._Ortega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00120 |
3つの世代の星を結ぶトリガーされた星形成の証拠は、進化した大質量星をHii領域と確実に関連付ける必要があり、ひいては活発な星形成の兆候を示す必要があるため、組み立てが困難です。星LSII+268の近傍にある3世代の星に関連するトリガーされた星形成の観測的証拠を提示します。LSII+268の新しい分光観測を行い、それがB0IIIタイプの星であることを明らかにしました。LSII+268は、半殻状のHii領域複合体の幾何学的中心に正確に配置されていることに注意してください。このコンプレックスの最も目立つコンポーネントは、おそらく新世代の星を引き起こしているHii領域Sh2-90です。LSII+268とSh2-90までの距離は一致しています（2.6から3kpcの間）。より大きな空間スケールでの星間物質の分析は、Hii地域複合体が拡張されたH2シェルの北西境界にあることを示しています。この分子シェルの半径は約13pcであり、これはO9Vスター（進化的軌道から推測されるLSII+268の推定初期スペクトルタイプ）が分子環境の風を通して生成できるものと一致しています。結論として、私たちの分析で導き出された空間的および時間的対応は、主シーケンスステージ中に進化した大質量星LSII+268によって開始された、可能性のあるトリガー星形成シナリオを提案することを可能にします。分子シェル、そしてSh2-90の周りのYSOの誕生で最高潮に達します。
GRB061007、GRB061121、GRB080605、GRB090926B、GRB080207、およびGRB070521のホスト銀河から観測されたスペクトルの分析。
HaとSFRの傾向
| Title |
Analysis_of_the_spectra_observed_from_GRB061007,_GRB061121,_GRB080605,_GRB090926B,_GRB080207_and_GRB070521_host_galaxies._Ha_and_SFR_trends |
| Authors |
Marcella_Contini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00477 |
最近観測された線と連続体スペクトルをモデル化することにより、赤方偏移範囲1<z<2.1の長いGRB（LGRB）ホスト銀河のサンプルの物理的条件とN/HおよびO/H相対存在量を計算します。結果は、より拡張された赤方偏移範囲z<3全体にわたってLGRBホスト銀河について以前に計算された結果と一致しています。Haフラックスに基づいて、LGRBホスト内の星形成率（SFR）を分析します。それらは、ローカルの低光度スターバースト（SB）銀河、ローカル銀河の個々のHII領域、および中間および比較的高い赤方偏移のLGRBホスト銀河と比較されます。近くの銀河内のHII領域の強化されたSFRは、観測によって一般的に示される「銀河全体」ではなく「個々の領域」を特徴付ける比較的高い充填率によって説明されます。銀河の断片化された物質は、前駆細胞の融合に由来します。ダスト粒子の氷のマントルに閉じ込められたO_2およびN_2分子の氷の形態学的変換による放出が、赤方偏移全体のN/O比を説明できるかどうかを確認します。スペクトルのモデリングによって計算された衝撃速度は、氷のマントルを完全に破壊するのに十分な速さであることを発見しました。したがって、二次窒素形成の防止は、z<1での低いN/O比を説明する有効な仮説です。zとともに増加するSFRトレンドは、N/Oのトレンドとほぼ同じです。
重力ポテンシャルと表面密度が恒星の個体群を動かす-II。星形成銀河
| Title |
Gravitational_Potential_and_Surface_Density_Drive_Stellar_Populations_--_II._Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Tania_M._Barone_(1,_2,_3),_Francesco_D'Eugenio_(4),_Matthew_Colless_(1,3),_Nicholas_Scott_(2,3)_((1)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_The_Australian_National_University_(2)_Sydney_Institute_for_Astronomy,_School_of_Physics,_The_University_of_Sydney_(3)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D)_(4)_Sterrenkundig_Observatorium,_Universiteit_Gent) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00720 |
恒星の母集団パラメーターは、さまざまな銀河の特性と相関していますが、因果関係である関係と、別の根底にある傾向の結果である関係は不明です。このシリーズでは、恒星の人口特性と銀河の構造パラメーターの傾向を定量的に比較して、どの関係が本質的に緊密で、因果関係を反映する可能性が高いかを判断します。具体的には、質量$M$、重力ポテンシャル$\Phi\simM/R_e$、および表面質量密度$\Sigma\simM/R_e^2$の銀河構造パラメーターに注目します。バローネ等で。（2018）初期タイプの銀河の場合、年齢-$\Sigma$および[Z/H]-$\Phi$の関係は、銀河サイズの最小の内在的傾向と最小の残余傾向を示すことを発見しました。この研究では、SDSSLegacySurveyの2085個の星形成銀河の完全なスペクトルフィッティングから測定された年齢と金属性を調査します。サンプルのすべての銀河が1つの有効半径に探査されるように選択されています。初期型銀河で見られる傾向と同様に、星形成銀河では、年齢は恒星の表面質量密度と最もよく相関し、[Z/H]は重力ポテンシャルと最もよく相関します。これらのスケーリング関係につながる可能性のある複数のメカニズムについて説明します。[Z/H]-$\Phi$関係の場合、重力ポテンシャルがガス脱出速度との関係を介して、金属性の主要な調整因子であると結論付けます。年齢-$\Sigma$の関係は、初期の宇宙のガス分率が高いと古い銀河がその場での形成段階でよりコンパクトに形成され、コンパクト性関連の消光メカニズムによって強化されるため、初期に形成されるコンパクト銀河と一致します。
ガイア・エンケラドス銀河におけるリチウムとベリリウム
ガイアDR2とAPOGEEの調査からのデータは、内部銀河ハローに比較的新しいコンポーネントを明らかにしました。それらが外部銀河で一般に妨げられているので、この合併イベントは、矮小銀河の元素の化学的存在量を研究するための異常な機会を提供します。ここでは、ローカルグループ銀河でさえ到達できない矮小星のLiとBeに焦点を当てます。GALAH、Gaia-ESO調査、および文献で検索すると、Gaia-Enceladus銀河に属する星のいくつかの既存の7Li存在量測定結果が見つかりました。低金属端の星の7Li存在量は、銀河のハローのそれらと重なります。これらは、銀河系外の7Liの測定値であり、宇宙論的なLi問題と同様に、{\itSpite高原}が普遍的であることを示唆しています。101個の星からLiに富む巨人を見つけました。これは、天の川に似た小さな割合を示唆しています。文献から25ガイアエンケラドススターのサブサンプルの9Be存在量も収集します。それらの存在量は、金属性の低い端で銀河の[Be/H]値を共有しますが、[Fe/H]でゆっくりと成長し、分散が減少します。これは、天の川で観測された散乱が、銀河のハローで混同されているさまざまな恒星成分のさまざまな\beix\進化パターンを反映している可能性があることを示唆しています。
銀河ダイナミクスを使用した小規模でのアバンダンスマッチングのテスト
| Title |
Abundance_matching_tested_on_small_scales_with_galaxy_dynamics |
| Authors |
Andrea_V._Macci\`o,_Stephane_Courteau,_Nathalie_N.-Q._Ouellette,_Aaron_A._Dutton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00818 |
存在量マッチング（AM）手法に基づく人気のあるモデルによって予測された、銀河の恒星と総質量との関係の包括的なテストを提示します。乙女座銀河の分光とHバンドイメージング」（SHIVir）調査を使用して、190の乙女座銀河の測光プロファイルと動的プロファイルを使用して、等光半径内で測定された恒星と動的質量の関係$r_{23.5}$。さまざまな暗黒物質と銀河のスケーリング関係が、流体力学シミュレーションのNIHAOスイートからの結果と組み合わされて、これらの観測された量の観点からAM予測をリキャストします。私たちの結果は、暗黒物質プロファイルの正確な選択とバリオン崩壊へのハロー応答に非常に鈍感です。理論モデルは、観測された恒星とハローの質量関係（SHMR）の勾配と正規化を3桁以上の恒星の質量$（10^8<M_*/M_{\odot}<2\回10^{11}）$。ただし、観測されたSHMRのばらつきは、AM予測のばらつきを$\sim$5だけ超えています。$5\times10^{10}〜M_{\odot}$を超える恒星の質量を持つシステムの場合、AMは、与えられた動的質量の観測された恒星の質量を過剰に予測します。後者のオフセットは、これらの巨大な銀河における異なる恒星初期質量関数の以前の兆候をサポートしている可能性があります。全体的に、私たちの結果は、広い動的範囲でのAM予測の妥当性を裏付けています。
Fornax Aの繰り返しの核活動とその冷たいガスとの相互作用
| Title |
The_recurrent_nuclear_activity_of_Fornax_A_and_its_interaction_with_the_cold_gas |
| Authors |
F._M._Maccagni,_P._Serra,_M._Murgia,_F._Govoni,_K._Morokuma-Matsui,_D._Kleiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00897 |
敏感（ノイズ$\sim16\、\mu$\Jyb）、高解像度（$\sim10''$）MeerKATによるFornaxAの観測では、その巨大な葉が、高密度のフィラメントが埋め込まれた二重シェル形態を持っていることが示されています中央の電波ジェットはホスト銀河内に閉じ込められていますが、拡散した繭の中にあります。FornaxAのローブとジェットのスペクトル電波特性は、その核活動が急速にちらついていることを示しています。核活動の複数のエピソードがラジオローブを形成したに違いありません。そのため、最後に$12$マイア停止しました。最近（$\sim3$Myr前）、核活動の力が弱く、短い（$\lesssim1$Myr）フェーズで中央ジェットが生成されました。中心にある中性および分子ガスの分布と運動学は、再発する核活動と周囲の星間物質との間の相互作用に関する洞察を与えます。
| Title |
Radiation_hydrodynamics_models_of_Active_Galactic_Nuclei:_Beyond_the_central_parsec |
| Authors |
David_Williamson,_Sebastian_H\"onig,_Marta_Venanzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00918 |
AGNの「トーラス」と1-100個のスケールの流出の放射流体力学モデルを作成します。この大規模モデルは、観測結果との直接比較を可能にし、放射線伝達モデルで使用される構成の正当性を提供し、小規模モデルの動的モデルの結果の感度をテストします。AGN降着円盤からの異方性放射により、流出がより極性が高くなるように進化し、極性拡張中赤外放射の普遍性、および放射伝達モデルによって予測される一般的な形状に一致することがわかります。また、速度マップは、見かけ上の「逆回転」を含む、観測の多くの機能を再現できることもわかりました。
EAGLEシミュレーションにおけるハロースケールバリオンと暗黒物質の付着に対する恒星とAGNフィードバックの影響
| Title |
The_impact_of_stellar_and_AGN_feedback_on_halo-scale_baryonic_and_dark_matter_accretion_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Ruby_J._Wright,_Claudia_del_P._Lagos,_Chris_Power,_Peter_D._Mitchell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00924 |
流体力学シミュレーションのEAGLEスイートを使用して、宇宙時間にわたってハローへの降着率（およびその構成チャネルの内訳）を分析し、バリオンと暗黒物質（DM）の動作を比較します。また、ハロースケールの流入に対するサブグリッドバリオン物理学の影響、具体的には、放射冷却のモデリングの影響、および星とアクティブな銀河核（AGN）からのフィードバックを調査します。固定質量でのハローバリオン率の変化（特に、銀河系周囲のガス含有量）は、降着物質のバリオン率の変化と非常によく相関していることがわかります。これは、低質量ハローの恒星フィードバックによって大幅に抑制されることを示しています。、$M_{\rmhalo}\lesssim10^{11.5}M_{\odot}$。降着率を最初の落下、リサイクル、転送、およびマージのコンポーネントに分解すると、DMと比較した場合、バリオンはマージから発生したものよりもスムーズに追加される可能性が高く、（ハロー質量全体で平均した）マージの寄与が$であることがわかります。バリオンの場合は\approx6\％$、DMの場合は$z\approx0$の$\approx15\％$。また、異なるチャネルへの流入の内訳は、サブグリッドの物理学、特にリサイクルされた降着（以前はハローから放出された降着物）の寄与に強く依存していることも示しています。私たちの調査結果は、バリオニックフィードバックが銀河とハローの進化を制御する上で果たす二重の役割を強調しています：（i）ハローからガスを直接除去する、（ii）ハローへのガス流入を抑制することによる
その熱いガス状ハローによって制約された天の川の質量
天の川（MW）の質量$M_{\rmvir}$は天文学の基本的な量です。広範囲にわたって測定されていますが、キネマティックトレーサーの数または空間範囲が限られているため、2倍を超えるかどうかはまだ不明です。ここでは、MWコロナの特性に基づいて$M_{\rmvir}$を制約する新しい方法を使用します。非熱圧力サポートと物理的に動機付けられた密度プロファイルを備えた静水圧コロナモデルを構築し、$M_{\rmvir}$に依存する温度分布を導出します。温度プロファイルは半径とともに大幅に減少しますが、X線放射加重平均温度$T_{\rmem}$は、X線観測と一致して、異なる視線に対して非常に均一です。$T_{\rmem}$の利用可能な測定を使用すると、$M_{\rmvir}$=$1.60^{+1.35}_{-0.41}$$\times$$10^{12}$$M_{\rmsun}$は、Navarro-Frenk-White（NFW）全物質分布を仮定しています。この推定値は、非常に大きな半径での不確かな総コロナ質量とガス温度とは無関係であり、現在の測定の高質量側にあります。コロナ密度分布またはNFW暗黒物質分布と中央の冷たいバリオン物質分布によって寄与される全物質分布に$\beta$モデルを採用すると、$M_{\rmvir}$の同様の推定値が導き出されます。コロナに存在すると思われる非熱圧力サポートは、$M_{\rmvir}$の値を高くします。
地平線実行5宇宙流体力学シミュレーション：キロからギガパーセクスケールまでの銀河形成の調査
| Title |
The_Horizon_Run_5_Cosmological_Hydrodynamic_Simulation:_Probing_Galaxy_Formation_from_Kilo-_to_Giga-parsec_Scales |
| Authors |
Jaehyun_Lee,_Jihye_Shin,_Owain_N._Snaith,_Yonghwi_Kim,_C._Gareth_Few,_Julien_Devriendt,_Yohan_Dubois,_Leah_M._Cox,_Sungwook_E._Hong,_Oh-Kyoung_Kwon,_Chan_Park,_Christophe_Pichon,_Juhan_Kim,_Brad_K._Gibson,_and_Changbom_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01039 |
HorizonRun5（HR5）は、1kpcの解像度を達成しながらGpcスケールで宇宙の特性をキャプチャする宇宙流体力学シミュレーションです。この巨大なダイナミックレンジにより、非常に大きなスケールで宇宙ウェブの物理を同時にキャプチャし、はるかに小さなスケールでの矮小銀河の形成と進化を説明できます。シミュレーションボックス内で、ボリュームが1049x114x114Mpc^3の高解像度の立方体領域にズームインします。銀河形成をモデル化するために選択されたサブグリッド物理学には、放射加熱/冷却、再イオン化、星形成、超新星フィードバック、酸素と鉄の濃縮を追跡する化学進化、超大質量ブラックホールの成長とアクティブな銀河核（AGN）フィードバックが含まれますデュアルジェット加熱モードの形式。このシミュレーションでは、RAMSESコードのハイブリッドMPI-OpenMPバージョンを実装しました。具体的には、最新の多コア多スレッド並列アーキテクチャを対象としています。後処理では、Friends-of-Friend（FoF）アルゴリズムを拡張し、HR5の大量出力を分析するための新しい銀河ファインダーを開発しました。シミュレーションは、宇宙の星形成履歴、銀河分布の接続性、恒星の質量関数など、多くの観測結果を正常に再現します。シミュレーションはまた、小規模の流体力学的効果が、バリオニック音響振動（BAO）スケールの近くおよびそれを超える非常に大きなスケールまでの銀河クラスターに影響を与えることを示しています。したがって、そのスケールを宇宙標準の定規として使用する場合は注意が必要です。対応するバイアスを注意深く理解する必要があります。シミュレーションは、宇宙の今後の深い調査の解釈のためのかけがえのない資産になると期待されています。
若いラジオAGNのX線放出
この作業では、Chandra/XMM-Newtonからのデータと他の波長帯でのデータを組み合わせて、若い無線AGNのサンプルのX線放出を調査しました。2$-$10keVのX線光度$L_{\rmX}$と、VLBI無線コア、VLA無線コアの5GHzでの無線光度$L_{\rmR}$の間には強い相関関係があります。最初のコンポーネント。pcスケールとkpcスケールの両方の電波放射が、これらの線源におけるX線放射と強く相関していることを示しています。放射効率の高い降着流（つまり、エディントン比$R_{\rmedd}\gtrsim10^{-3}$）があり、b$\sim$1の光源で、X線光度に対するラジオのほぼ線形依存性が見つかります（$L_{\rmR}$$\propto$$L_{\rmX}^{b}$）および$\xi_{\rmRX}$$\sim$1VLBIデータを使用して、依存性は、$R_{\rmedd}\gtrsim10^{-3}$での\cite{2016ApJ...818..185F}の以前の研究の再分析結果と一致していますが、大幅に逸脱していますX線放出の起源としての降着流の理論的予測。電波が静かなクエーサーとは対照的に、$\Gamma$とエディントン比の間に有意な相関はありません。私たちの結果は、高降着の若い電波AGNのX線放出がジェットからのものである可能性があることを示しているようです。高品質のX線データを使用して9つの銀河と9つのクエーサーを含む18の線源（ほとんどが放射効率の高い降着）のSEDを構築し、ほとんどのクエーサーのX線放射が通常の電波の放射よりも明るいことを確認しました静かなクエーサー。これは、クエーサーコンポジットSEDからはっきりとわかります。X線の放射は、非放射クエーサーの放射より明らかに高く、おそらく、若い無線AGNのジェット関連のX線放射をサポートしています。X線放射が自己シンクロトロンコンプトン（SSC）からのものであるシナリオについて説明します。
| Title |
Multi-phase_environment_of_Centaurus_A_galaxy |
| Authors |
A._Borkar,_T._P._Adhikari,_A._R\'o\.za\'nska,_A._G._Markowitz,_P._G._Boorman,_B._Czerny,_G._Migliori,_B._De_Marco,_V._Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01099 |
CentaurusA（CenA）銀河の最も内側の領域で多相媒質を研究します。高解像度の観測とALMAおよびChandra観測を組み合わせると、CenAでは高温のX線放射プラズマが暖冷媒と共存していることがわかります。この複雑な環境は、診断に大きな影響を与えるCOラインの発生源です。核領域（直径10''または〜184pc）をカバーする前述の2つの機器からの画像を表示し、プラズマの熱平衡の条件と、高温のX線放出ガス内に埋め込まれた冷たい雲の共存の可能性を調べます。さらに、多相媒体は、核からの高エネルギー放射場と周囲のガスおよびダストとの相互作用によって生じる熱不安定性によって自然に発生することを示しています。冷たいガスの雲が高温のプラズマとの相互接触で共存できることを示しますが、さらに冷たい塵の多い分子雲は、高温の領域から数百pc離れている必要があります。最後に、チャンドラ画像と一致する高温プラズマとCO線放出領域の外観の3Dモデルを提案し、このモデルからALMAによって観測された特定の分子線の積分放射率を導き出します。観測された画像とCOラインの光度を再現するには、埃っぽい殻が419pcの厚さで、中心から1020pcの位置にある必要があります。
活動銀河の化学的存在量
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）は、局所宇宙の星形成銀河の物理的性質と化学組成を理解するための強力なリソースであることが証明されています。活動銀河核（AGN）のSDSS人口はまだこの能力でまだ探索されていません。SDSSの\ion{H}{ii}領域の厳密な研究をAGNに拡張するために、AGNの狭線領域（NLR）に適用する直接法の化学物質存在量を計算する方法を採用します。3重イオン化酸素を考慮することにより、総酸素量をより完全に見積もることができます。金属による衝突冷却による電子温度と酸素存在量の間には強い相関関係があることがわかります。さらに、AGNの窒素と酸素の存在量は強く相関していることがわかります。金属温度関係と窒素および酸素の存在量のカップリングから、フラックス比診断図（BPT図）で一般的に使用されている強い輝線から化学的存在量を決定するための、経験的および物理的に動機付けられた新しい方法を開発します。AGNの場合、BPTライン比に基づいて単一の方程式に換算するこのアプローチでは、直接法の存在量を、酸素の存在量が1.5デックスの範囲で、rmsの不確かさが0.18dexで一貫して回復します。SDSSで数千のAGNの金属性を決定し、その過程でセイファート銀河とライナー銀河のイオン化関連の弁別子を発見しました。
低質量銀河IC 750の中心部にある、降着する異常に低い質量のブラックホール
| Title |
An_Accreting,_Anomalously_Low_Mass_Black_Hole_at_the_Center_of_Low_Mass_Galaxy_IC_750 |
| Authors |
Ingyin_Zaw,_Michael_J._Rosenthal,_Ivan_Yu._Katkov,_Joseph_D._Gelfand,_Yan-Ping_Chen,_Lincoln_Greenhill,_Walter_Brisken,_Hind_Al_Noori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01114 |
周核22GHzの水メーザー放出を有する近く（$D=14.1$Mpc）の低質量銀河IC750の活動銀河核の多波長研究を紹介します。メーザーは、直径が$\sim$0.2pcのほぼエッジオンのワープディスクをトレースします。これは、$\sim$kpcスケールの拡張X線放出の基部にあるコンパクトな核X線源と一致しています。メーザー放出の位置速度構造は、中央のブラックホール（BH）の質量が$1.4\times10^5〜M_\odot$未満であることを示しています。これらのデータに適合したケプラー回転曲線は、$4.1\times10^4〜M_\odot$と$1.4\times10^5〜M_\odot$の間の囲まれた質量を生成し、モードは$7.2\times10^4〜M_\odot$です。。光学スペクトルをフィッティングして、核恒星速度分散$\sigma_*=110.7^{+12.1}_{-13.4}$〜{\rmkm〜s}$^{-1}を測定します。$近赤外光度測定から、バルジ質量$（7.3\pm2.7）\times10^8〜M_\odot$と$1.4\times10^{10}〜M_\odot$の恒星質量に適合します。IC750の中間質量ブラックホールの質量の上限は、$M_{\rmBH}-\sigma_*$の関係よりおよそ2桁低く、$M_{\rmBH}-よりおよそ1桁低くなっています。M_{\rmBulge}$および$M_{\rmBH}-M_*$関係-（0.58$\pm$0.09）dex、0.69dex、および（0.65$\pm$）の関係の固有のばらつきよりも大きい0.09）それぞれdex。これらのオフセットは、これらの関係の質量が小さい方の端での散乱がより大きいためである可能性があります。あるいは、ブラックホールの成長は、隆起や恒星の質量が小さい銀河では本質的に非効率であり、一部の銀河進化シミュレーションで予測されているように、ブラックホールはホストに比べて質量が不足しています。
恒星風によって供給された射手座A *における磁気的に停止した降着のab initio地平線スケールシミュレーション
銀河中心の$\sim$30Wolf--Rayet（WR）恒星風の大規模MHDシミュレーションを使用して初期化された、射手座A*を取り巻く降着流の3D一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを示します。結果として得られる水平線スケールの降着流の特性は、その場限りの初期条件ではなく、自由パラメーターが制限されたWR風の観測上制約された特性によって設定されます。この最初の研究では、回転しないブラックホールを想定しています。私たちのシミュレーションは、以前の現象論的推定と一致して、$\sim10^{-8}M_\odot$yr$^{-1}$の降着率を自然に生成します。大きな半径から供給されるコヒーレント磁場の連続的な降着によって、磁気的に拘束された流れが形成されることがわかります。事象の地平線近くでは、磁場は非常に強いため、最初の角運動量に対してガスを傾け、元の準球形の流れを狭い円盤状の構造に集中させます。シミュレーションから計算された230GHz画像も表示します。傾斜角と物理的降着率は自由なパラメーターではなく、WRの恒星風の特性によって決定されます。画像の形態は時間によって大きく変動します。地平線スケールの直線偏光は、弱い内部ファラデー回転とコヒーレントです。
ガンマ線バーストジェットの開口角の進化が推測される星形成率に及ぼす影響
| Title |
The_Consequences_of_Gamma-ray_Burst_Jet_Opening_Angle_Evolution_on_the_Inferred_Star_Formation_Rate |
| Authors |
Nicole_M._Lloyd-Ronning,_Jarrett_L._Johnson,_Aycin_Aykutalp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00022 |
ガンマ線バースト（GRB）データは、高赤方偏移宇宙のGRBからのジェットが、低赤方偏移のジェットよりも狭くコリメートされていることを示唆しています。これは、赤方偏移が大きい場合に検出される長いGRB前駆体系（つまり、大規模な星）が比較的少ないことを意味します。その結果、この効果を考慮に入れないと、赤方偏移が大きい場合の（GRBレートからの）星形成率の推定値が低下する可能性があります。この論文では、観測されたGRB率を使用して、星の形成率（SFR）を推定し、進化するジェットの開き角を説明します。初期の宇宙（z>3）のSFRは、ビーム角の進化の深刻さと、長いガンマ線バーストを作る星の割合に応じて、標準推定よりも最大で1桁高くなることがあります。さらに、ビーム角の変化を考慮すると、これは減少しますが、赤方偏移が低い場合にSFRに過剰が見られます。最後に、GRBが実際に宇宙SFRの標準形を追跡するという仮定の下で、GRBを生成する必要のある星の割合を制限します。これも、ジェットのビーム角度の進化を説明します。この仮定は、GRBを生成する初期宇宙の星の割合が高いことを示唆していることがわかります。この結果は、実際には、GRBがSFRの標準的な推定値を追跡しないという最初の主張を裏付ける可能性があります。
多波長観測を使用したHBLブレザーのX線放射の抑制
極端なHBLタイプブレーザーのX線スペクトルは、ピークより下のエネルギーで、広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）のシンクロトロンブランチにあります。外挿されたX線スペクトルとホスト銀河テンプレートの結合フィットにより、SEDのシンクロトロンブランチを特徴付けることができます。X線スペクトルは通常、純粋なモデルまたは曲線べき乗則モデルのいずれかで特徴付けられます。しかし、後者の場合、固有の曲率と過剰吸収を区別することは困難です。このペーパーでは、1ES0229+200、PKS0548-322、RXJ1136+6737、1ES1741+196、1ES2344+514の5つのよく観察されたブザーに焦点を当てます。ホスト銀河、スペクトル曲率、吸収、およびこれらのスペクトル機能を分離するための紫外線過剰を特徴とするモデルを使用して、これら5つのブレザーの赤外線からX線への放射を制限します。4つのソースの場合：1ES0229+200、PKS0548-322、1ES1741+196、1ES2344+514は、ライデンアルゼンチンボンサーベイからの原子中性水素とのスペクトルフィットにより、ブロードバンドにかなりのUV過剰が存在します。スペクトルエネルギー分布。このような過剰は、たとえば青色のバンプなどの追加コンポーネントとして解釈できます。ただし、これらのブレザーのスペクトルをそのような過剰なしで説明するには、ライデンアルゼンチンボンサーベイによる原子中性水素への追加吸収が必要です。
電波バーストマグネターSGR 1935 + 2154のX線再活性化
| Title |
The_X-ray_reactivation_of_the_radio_bursting_magnetar_SGR_1935+2154 |
| Authors |
A._Borghese,_F._Coti_Zelati,_N._Rea,_P._Esposito,_G._L._Israel,_S._Mereghetti_and_A._Tiengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00215 |
マグネターとしての発見から数年後、SGR1935+2154は、2020年4月27日に新しいバーストアクティブフェーズを開始し、それに伴ってX線持続放出が大幅に強化されました。このアクティブ化中に無線シングルバーストが検出され、マグネターと高速無線バースト間の接続が強化されました。SGR1935+2154のX線モニタリングについて、Swift、NuSTAR、およびNICERを使用して、再アクティブ化から3週間前から3週間前までを報告します。NICERとNuSTARの観測でX線脈動を検出し、スピン周期微分を|Pdot|に制限しました。<6e-11s/s（3シグマc.l.）。パルスプロファイルは、時間とエネルギーの関数として、シングルピークとダブルピークの間で変化する形状の変化を示しました。パルスフラクションは、約10日間で約34％から約11％（5-10keV）に減少しました。X線スペクトルは吸収された黒体モデルによく適合しており、温度はkT〜1.6から0.6-0.7keVに低下し、さらに非熱成分（ガンマ〜1.2）がNuSTARで最大〜25keVで観測されました。0.3-10keVのX線光度は、4日間未満で4e33erg/sから2.5e35erg/sに増加し、その後の3週間のバーストで再び1.4e34erg/sに減少しました。また、短いマグネターバーストに典型的な特性を持ついくつかのX線バーストを検出しました。
若い大規模星団NGC 3603の領域における4FGL J1115.1-6118の形態学的およびスペクトル研究
| Title |
Morphological_and_spectral_study_of_4FGL_J1115.1-6118_in_the_region_of_the_young_massive_stellar_cluster_NGC_3603 |
| Authors |
L._Saha_(UC_Madrid),_A._Dom\'inguez_(UC_Madrid),_L._Tibaldo_(IRAP),_S._Marchesi_(INAF,_Clemson),_M._Ajello_(Clemson),_M._Lemoine-Goumard_(IN2P3/CNRS),_M._L\'opez_(UC_Madrid) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00274 |
コンパクトな恒星クラスターNGC3603の領域にある未確認のガンマ線源の詳細な研究を報告します。これは、OB星の大規模なクラスターによって駆動される星形成領域（SFR）です。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡（LAT）によって提供される、10GeV-1TeVの約10年分のデータの専用分析により、9$\sigma$の有意性で点状線源を検出できます。。ソースフォトンスペクトルは、最適なスペクトルインデックスが$2.35\pm0.03$のべき乗則モデルで表すことができます。さらに、0.5-7keVバンドの深いチャンドラ画像の分析は、ガンマ線の銀河系外起源を確実に除外します。また、点光源の広帯域スペクトルエネルギー分布は、レプトンモデルとハドロンモデルの両方で十分に説明できると結論付けています。既知の他のクラスのガンマ線エミッターとの関連の確固たる証拠は見つからないため、4FGLJ1115.1-6118はガンマ線放出SFRであると推測します。
衝撃駆動シンクロトロンメーザーモデルと銀河FRB 200428との対立を再考する
| Title |
Revisiting_the_confrontation_of_the_shock-powered_synchrotron_maser_model_with_the_Galactic_FRB_200428 |
| Authors |
Yun-Wei_Yu,_Yuan-Chuan_Zou,_Zi-Gao_Dai,_Wen-Fei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00484 |
銀河マグネターSGR1935+2154からの高速無線バースト（FRB200428）の最近の発見は、宇宙のFRBがこの銀河イベントと同じ起源を共有できるかどうかは不明ですが、FRB現象がマグネターによって時々生成される可能性があることを強く示しています。FRB200428とX線バースト（XRB）の関連付けは、FRB現象の原因となる物理プロセスに重要な影響を与えます。XRB放出がマグネターの磁気圏で生成されると仮定することにより、FRB放出が$e^の衝突による衝撃によって駆動されるシンクロトロンメーザー（SM）メカニズムによって生成される可能性を調査します。{\pm}$バリオニッククラウドとイジェクタ。衝突がラインオブサイトで発生したばかりで、マグネターバーストによって放出された噴出物に適切な成分と構造がある場合、この衝撃式SMモデルは原則としてFRB200428の観測結果を説明できることがわかります。具体的には、バーストイジェクタは、超相対論的で非常にコリメートされた$e^{\pm}$コンポーネントと、サブ相対論的で広範囲に広がるバリオンコンポーネントで構成されている必要があります。$e^{\pm}$イジェクタをブロックしている雲は、以前のバリオニックイジェクタの残骸です。一方、衝撃を受けた物質のシンクロトロン放射の結果として、強力なミリ秒のX線パルスが磁気圏のXRB放射と重なることが予測され、これは原則としてモデルをテストする方法を提供します。さらに、SM放射のピーク周波数は約数百MHzに制限されており、放射効率は約$10^{-4}$です。
銀河中心付近の拡散$ \ gamma $線放出のMAGIC観測
| Title |
MAGIC_observations_of_the_diffuse_$\gamma$-ray_emission_in_the_vicinity_of_the_Galactic_Centre |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2,23),_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),_Y._Chai_(14),_A._Chilingaryan_(18),_S._Cikota_(6),_S._M._Colak_(15),_U._Colin_(14),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(19),_S._Covino_(3),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(16),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(15,26),_J._Delgado_(15,26),_D._Depaoli_(13),_F._Di_Pierro_(13),_L._Di_Venere_(13),_et_al._(132_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00623 |
目的：$\gamma$線は、銀河宇宙線（CR）のソースの検索でトレーサーとして使用できます。基礎となるCR分布を推測するために使用するMAGIC望遠鏡を使用して、銀河中心（GC）領域の深い観測を提示します。方法：2012年から2017年まで、MAGIC望遠鏡を使用して、高天頂角（58〜70度）で${\約}100$時間GC領域を観察しました。これは、エネルギーのしきい値が大きいことを意味しますが、天頂の低い観測値と比較して、有効収集面積も増加します。新しいソフトウェアを使用して、機器の応答とバックグラウンドモデルを導出し、地域の拡散放出を研究できるようにします。CRの根本的な分布を導き出すために、GC領域のガス分布の既存のデータを使用します。結果：データの近似に使用した4つのモデルコンポーネントすべて（Sgr〜A*、「Arc」、G0.9+0.1、および銀河リッジの拡張コンポーネント）で有意な検出が得られます。拡散成分は、指数2の指数則と約20〜TeVの指数カットオフとして最もよく説明され、カットオフの重要性は2〜$\sigma$のみであることがわかります。導出された宇宙線プロファイルは、GC位置でのピークを示唆し、測定されたプロファイルインデックスは$1.2\pm0.3$であり、GCでのCR加速器の仮説を裏付けています。現在、このプロファイルの測定は、GC付近のガス分布に関する知識によって制限されていると主張しています。
Lense-Thirring歳差運動モデルにおけるX線準周期振動-II。相対論的鉄K $ \ alpha $線の変動性
| Title |
X-ray_quasi-periodic_oscillations_in_Lense-Thirring_precession_model_--_II._variability_of_relativistic_iron_K$\alpha$_line |
| Authors |
Bei_You,_Piotr_T._\.Zycki,_Adam_Ingram,_Michal_Bursa_and_Wei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00678 |
ブラックホールX線バイナリ（BHXRB）の降着円盤での一次X線放出を再処理すると、特徴的なFeK$\alpha$蛍光線を持つ反射スペクトルが生成されます。強い低周波数の準周期振動（QPO）がBHXRBから観測され、傾斜角に対するQPOプロパティ（たとえば、位相遅れ）の依存性は、観測されたQPOが幾何学的効果、たとえば回転するブラックホールの近くのフレームドラッグによるX線源。ここでは、X線源のLense-Thirring歳差運動のシナリオで、放射伝達のモンテカルロシミュレーションを使用して、照射/反射と、FeK$\alpha$ラインを含む結果のスペクトルプロパティを、歳差運動の機能（時間）。反射率、つまりディスクへの入射フラックスと無限遠での観測者への直接フラックスの比率は、打ち切り半径（つまり、切頭円板モデル）と傾斜角度。FeK$\alpha$ラインプロファイルも、主なX線源が歳差運動するときに変化し、ラインの光度と磁束加重重心エネルギーが歳差運動の段階で変化します。観測された放射にディスク軌道運動が大きく影響するために打ち切り半径がドップラー効果のために十分に小さい場合、周期的に変調された2-10keVの連続フラックスは、ライン光度の位相に明らかに遅れることがあります。
GRMHDシミュレーションにおけるブラックホールX線変動の根本的な原因を探す
| Title |
Looking_for_the_underlying_cause_of_black_hole_X-ray_variability_in_GRMHD_simulations |
| Authors |
D._A._Bollimpalli,_R._Mahmoud,_C._Done,_P._C._Fragile,_W._Klu\'zniak,_R._Narayan,_C._J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00755 |
長期的な観察により、ブラックホールのX線バイナリは、数ミリ秒から数秒の時間スケールで強い非周期的な変動を示すことが示されています。観測された光度曲線は、フラックスの対数正規分布や線形rms-フラックス関係などのさまざまな特性を示します。これは、根本的な変動プロセスが確率論的性質であることを示しています。また、降着に固有であると考えられています。この変動は、内向きに伝播する質量降着率の変動としてモデル化されていますが、変動を引き起こす物理的プロセスは不可解です。この作業では、光学的に薄い、幾何学的に厚い、ブラックホール降着流の5つの非常に長い期間の一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを分析して、シミュレーションデータの伝播する変動のヒントを探します。これらのシミュレーションの降着プロファイルは、小さい半径と大きい半径を比較すると、強い半径方向のコヒーレンスと正のタイムラグを特徴とすることにより、粘性周波数より下で内向きに伝播する変動の証拠を示しますが、これらのタイムラグは通常、粘性時間スケールより短く、周波数に依存しません。シミュレーションは線形のrms-massフラックス関係と質量フラックスの対数正規分布を示すため、シミュレーションは$\dot{M}$の変動が乗法的に増加するという概念もサポートします。シミュレーションからの質量フラックスを想定された放射率プロファイルと組み合わせると、観測されたパワースペクトルとタイムラグ（タイムラグの周波数依存性の回復を含む）との幅広い一致がさらに見られます。
ASASSN-15lh：最大回転$ 10 ^ 9 M _ {\ odot} $ブラックホールに関するTDE
私たちは、潮汐破壊イベントの余波で生成された進化する相対論的ディスクとして、赤外線から紫外光子エネルギーまでの9つの異なる周波数で、小説と非常に明るい過渡ASASSN-15lhの光度曲線をモデル化します。$M_{\rmacc}\simeq0.07M_{\odot}$が質量$M\simeq10^9M_{\odot}$のブラックホールに降着されると、9つすべての光度曲線への良好な適合が同時に得られ、最大回転に近い$a/r_g=0.99$。最適なブラックホールの質量は、銀河のスケーリング関係からの既存の推定値の多くと一致しています。確認された場合、私たちの結果は、これまでで最も巨大な急速に回転するブラックホールの1つを検出したことを表しており、ASASSN-15lhのTDE起源の強力な証拠です。これは、光周波数と赤外線周波数でディスクが支配的な状態で観測される最初のTDEです。
大規模な星形成領域W40への拡散ガンマ線放出
| Title |
Diffuse_gamma-ray_emission_toward_the_massive_star-forming_region,_W40 |
| Authors |
Xiao-Na_Sun,_Rui-Zhi_Yang,_Yun-Feng_Liang,_Fang-Kun_Peng,_Hai-Ming_Zhang,_Xiang-Yu_Wang,_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00879 |
若い星形成領域、W40に向けた高エネルギーガンマ線信号の検出を報告します。フェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）からの10年パス8データを使用して、約18シグマの有意性を持つ拡張ガンマ線過剰領域を抽出しました。放射線のスペクトルは、光子指数が2.49+/-0.01です。イオン化ガス含有量との空間的相関は、ガンマ線放出のハドロン起源を支持します。ガンマ線生成領域の全宇宙線（CR）陽子エネルギーは、10^47ergのオーダーと推定されます。ただし、これは、システムの寿命にわたって、おそらく大規模な星によって、局所加速器によって宇宙線（CR）で放出された総エネルギーのごく一部である可能性があります。もしそうなら、W40は、シグナスの繭、ウェスターランド1、ウェスターランド2、NGC3603、および30ドルCからのガンマ線の以前の検出とともに、若い星団が効果的なCRファクトリーであるという仮説を支持します。この結果のユニークな側面は、ガンマ線の放出が、周囲の「繭」からではなく、恒星塊自体から初めて検出されることです。
電波干渉測定における偏光ベースのオンライン干渉軽減
電波干渉の低減（RFI）は、科学に対応した電波干渉データを天文学者に提供するために不可欠です。この論文では、二重偏波無線干渉計を使用して、ポスト相関干渉信号の偏波情報を使用してそれらを検出および軽減することを提案します。偏光信号の方向統計を検出基準として使用し、分散型広帯域スペクトルセンシング問題を定式化します。コンセンサス最適化を使用して、これをオンラインで解決し、データのミニバッチを処理します。シミュレーションに基づく広範な結果を提示して、私たちの方法の実現可能性を実証します。
クラスタリング情報に基づく映画天体物理学データの可視化と月形成陸生共生への応用
| Title |
Clustering-informed_Cinematic_Astrophysical_Data_Visualization_with_Application_to_the_Moon-forming_Terrestrial_Synestia |
| Authors |
Patrick_D._Aleo,_Simon_J._Lock,_Donna_J._Cox,_Stuart_A._Levy,_J._P._Naiman,_A._J._Christensen,_Kalina_Borkiewicz,_Robert_Patterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00084 |
科学的可視化ツールは現在、科学コミュニケーションの目的で、数値データの映画的で生産品質の表現を作成するように最適化されていません。パイプラインの\texttt{Estra}では、視覚化の分野の非専門家に生産品質の出力を自分で達成する方法を教える方法として、生のシミュレーションから完成したレンダリングまでの段階的なプロセスの概要を示します。機械学習クラスタリングアルゴリズムによって通知される、映画の天体物理学データの視覚化に視覚効果ソフトウェアHoudiniを使用する実現可能性を示します。このパイプラインの機能を示すために、\cite{Lock18}からの衝突後の熱的に平衡化された月形成シナストを使用しました。私たちのアプローチは、「物理的に解釈可能な」クラスターを特定することを目的としています。適切な位相空間（ここでは、温度エントロピー位相空間を使用）で特定されたクラスターは、シミュレーションデータ内の物理的に意味のある構造に対応しています。クラスタリングの結果は、単純化されたHoudiniソフトウェアシェーディングネットワークでカラーマッピングプロセスに通知することにより、これらの構造を強調するために使用できます。異なる位相空間クラスターが異なるカラー値にマッピングされ、視覚的な識別が容易になります。クラスター情報は、Houdiniのシーンビューを介して3D位置空間で使用することもでき、物理的なクラスターの発見、シミュレーションのプロトタイピング、およびデータ探索に役立ちます。クラスタリングベースのレンダリングは、完全なドームショー「ImaginetheMoon」の概念実証としてAdvancedVisualizationLab（AVL）チームが作成したレンダリングと比較されます。\texttt{Estra}を使用すると、科学者は独自の生産品質のデータ駆動型視覚化を作成するツールを利用できます。
重力波検出器のグローバルネットワークの精度が向上した基準変位
| Title |
Fiducial_displacements_with_improved_accuracy_for_the_global_network_of_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
D_Bhattacharjee,_Y_Lecoeuche,_S_Karki,_J_Betzwieser,_V_Bossilkov,_S_Kandhasamy,_E_Payne,_R_L_Savage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00130 |
感度が向上し、より多くの検出器が重力波観測のグローバルネットワークに追加されるにつれて、キャリブレーションの精度と精度がますます重要になっています。吊り下げられた干渉計光学系から反射するパワー変調補助レーザービームに依存するフォトンキャリブレーターは、変調されたレーザーパワーに比例する変位基準を生成することにより、連続的なキャリブレーションを可能にします。変調されたレーザーパワーを監視するオンラインパワーセンサーへの転送標準を介したレーザーパワーキャリブレーションの伝播の発展により、精度が向上した長さ基準の生成が可能になりました。推定された不確実性は、以前に報告された最低値よりもほぼ2倍小さい。これは部分的には、報告された結果に対する信頼が高まった方法論の改善によるものです。各観測所のレーザーパワーキャリブレーション標準を単一の転送標準に参照すると、検出器ネットワークの要素間の相対的なキャリブレーションエラーを減らすことができます。改善されたレーザーパワーセンサーのキャリブレーション精度を実現するために、国家計量機関コミュニティ内での取り組みが進行中です。
JoXSZ：銀河団のジョイントX-SZフィッター
Sunyaev-Zeldovich（SZ）の熱効果と銀河団のX線放出の高解像度の観測がますます広まり、クラスター内媒体の熱力学的特性の研究に独自の資産を提供しています。SZデータと3次元X線データキューブを組み合わせてフィットするように設計されたベイジアンフォワードモデリングPythonコードであるJoXSZを紹介します。JoXSZは、観測に含まれるすべての情報を完全かつ一貫して使用して、銀河団の熱力学的プロファイルを初めて導出することができます。JoXSZは近い将来、GitHubで公開される予定です。
スパイラル格子を備えた統合任意フィルター：設計と特性評価
| Title |
Integrated_Arbitrary_Filter_with_Spiral_Gratings:_Design_and_Characterization |
| Authors |
Yi-Wen_Hu,_Shengjie_Xie,_Jiahao_Zhan,_Yang_Zhang,_Sylvain_Veilleux,_and_Mario_Dagenais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00629 |
1450nmから1640nmまでの高性能統合型任意フィルターの設計と特性評価を報告します。フィルターのターゲットスペクトルは、地上の天体望遠鏡にとって重要な夜空のOH輝線を抑制するために選択されます。このタイプのフィルターは、スペクトル範囲が広く、除去比が高く、ノッチ幅が狭いのが特徴です。従来、これはファイバブラッググレーティングでのみ成功しました。ここで説明する手法は、オンチッププラットフォームで非常に効率的であることが証明されており、デバイスの設置面積、パフォーマンス、およびコストに多くの利点をもたらします。設計部分では、周波数領域の離散層剥離（f-DLP）と時間領域の離散層剥離（t-DLP）の2つの逆散乱アルゴリズムが比較されます。f-DLPは、精度と堅牢性の点で、回折格子の再構成に優れていることがわかっています。DLPアルゴリズムのゼロ以外のレイヤーサイズによって引き起こされる不均一性の問題を解決する方法が提案されています。設計された55ノッチフィルターは長さが50mmで、全長が63mmのコンパクトなSi3N4/SiO2スパイラル導波路に実装されています。実験的に、デバイスの挿入損失が2.5dBと低く、導波路の伝搬損失が0.10dB/cmと低いことを実証しました。また、均一なノッチの深さと3dBの幅をそれぞれ約28dBと0.22nmにすることもできます。
BILBYを使用したコンパクトなバイナリ合体のベイズ推定：検証と最初のLIGO--乙女座重力波過渡カタログへの適用
| Title |
Bayesian_inference_for_compact_binary_coalescences_with_BILBY:_Validation_and_application_to_the_first_LIGO--Virgo_gravitational-wave_transient_catalogue |
| Authors |
I._M._Romero-Shaw,_C._Talbot,_S._Biscoveanu,_V._D'Emilio,_G._Ashton,_C._P._L._Berry,_S._Coughlin,_S._Galaudage,_C._Hoy,_M._Huebner,_K._S._Phukon,_M._Pitkin,_M._Rizzo,_N._Sarin,_R._Smith,_S._Stevenson,_A._Vajpeyi,_M._Arene,_K._Athar,_S._Banagiri,_N._Bose,_M._Carney,_K._Chatziioannou,_R._Cotesta,_B._Edelman,_C._Garcia-Quiros,_Abhirup_Ghosh,_R._Green,_C.-J._Haster,_A._X._Kim,_F._Hernandez-Vivanco,_I._Magana_Hernandez,_C._Karathanasis,_P._D._Lasky,_N._De_Lillo,_M._E._Lower,_D._Macleod,_M._Mateu-Lucena,_A._Miller,_M._Millhouse,_S._Morisaki,_S._H._Oh,_S._Ossokine,_E._Payne,_J._Powell,_M._Puerrer,_A._Ramos-Buades,_V._Raymond,_E._Thrane,_J._Veitch,_D._Williams,_M._J._Williams,_L._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00714 |
重力波は観測天文学のためのユニークなツールを提供します。重力波過渡現象の最初のLIGO--Virgoカタログ（GWTC-1）には、ブラックホールと中性子星のバイナリからの11の信号が含まれていますが、検出器の感度が向上するにつれて、観測数は急速に増加しています。観測された信号から情報を抽出するには、高速で柔軟かつスケーラブルな推論手法が不可欠です。前の論文では、重力波推論のニーズに対応するように適合されたモジュール式でユーザーフレンドリーなベイジアン推論ライブラリーであるBILBYを紹介しました。この作業では、BILBYがコンパクトなバイナリマージャーからのシミュレーションされた重力波信号に対して信頼できる結果を生成することを示し、11のGWTC-1信号について報告された結果を正確に再現することを確認します。さらに、簡単な再現、変更、および将来の使用を可能にするために、すべての分析の構成および出力ファイルを提供します。この研究は、ビルビーが準備され、コンパクトなバイナリ合体重力波信号の急速に増加する人口を分析する準備ができていることを確立します。
HSTによって検出された宇宙線を地球物理学的マーカーとして使用するI：宇宙線の検出と特性評価
| Title |
Using_Cosmic_Rays_detected_by_HST_as_Geophysical_Markers_I:_Detection_and_Characterization_of_Cosmic_Rays |
| Authors |
Nathan_Miles,_Susana_E._Deustua,_Gonzalo_Tancredi,_German_Schnyder,_Sergio_Nesmachnow,_Geoffrey_Cromwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00909 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、ほぼ30年間運用されており、その間中、宇宙線と呼ばれる高エネルギーの荷電粒子が衝突しました。このホワイトペーパーでは、HSTで観測された12億を超える宇宙線の包括的な研究を、天文コミュニティで利用できるカスタムのpythonパッケージ\texttt{HSTcosmicrays}を使用して紹介します。太陽周期23と24の運用範囲を備えた5つの異なるCCDイメージャーのルーチン校正プログラムの一部として取得した75,908ドルの暗い校正ファイルを分析しました。太陽活動による銀河宇宙線の予想される変調を観察します。厚さの不均一性が最も大きい3つのイメージャーについて、検出器の視野全体にわたる宇宙線ストライクを分析することにより、フリンジ分析によって生成される全体的な構造を個別に確認します。HSTが南大西洋アノマリーを横切るときに取得したSTIS/CCD観測を分析し、$\sim1100$$CR/s/cm^2$のピーク宇宙線フラックスを見つけます。$5\sigma$レベルで増加した宇宙線フラックスを示す、北米とオーストラリアの2つの空間的に閉じ込められた領域の強力な証拠が見つかりました。
イオン化：星形成領域での平均ディスクサイズの違いに関する可能な説明
| Title |
Ionization:_a_possible_explanation_for_the_difference_of_mean_disk_sizes_in_star-forming_regions |
| Authors |
M._Kuffmeier,_B._Zhao,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00019 |
類似の年齢の星形成領域での原始惑星系円盤の調査は、いくつかの領域の間の平均円盤質量の有意な変動を明らかにしました。たとえば、OrionNebularCluster（ONC）とCoronaAustralis（CrA）のディスクは、Lupus、Taurus、ChamaeleonIまたはOphiuchusで観察されるディスクよりも平均的に小さいです。進化の後半でディスクの切り捨てを研究する以前のモデルとは対照的に、ディスクは、イオン化率の向上の結果として、より大規模な星形成領域で系統的に小さいディスクサイズですでに生まれているかどうかを調査します。さまざまな宇宙線イオン化率を想定して、両極性拡散の抵抗率と化学ネットワークによるオーミック散逸を計算し、2D非理想的な電磁流体力学の原始星崩壊シミュレーションを実行します。イオン化率が高いほど、強力な磁気ブレーキがかかり、ディスクが小さくなります。プロトスターが宇宙線の偽造として機能するという最近の発見を説明し、崩壊段階中の穏やかな減衰のみを考慮して、ONCまたはCrAのような星形成領域での平均宇宙線イオン化率が高いと、より小さなディスクの検出を説明できることを示しますこれらの地域で。私たちの結果は、平均してより高いイオン化率がより小さなディスクの形成につながることを示しています。したがって、同様の年齢の地域にあるより小さなディスクは、異なるレベルのイオン化の結果である可能性があり、外部の光蒸発によるディスクのトランケーションによってのみ引き起こされるとは限りません。私たちは、仮説を検証するために、さまざまな星形成領域で宇宙線電離度を測定できる観測を強く推奨します。
彩層磁場：He I 10830 A観測と非線形の力のない場の外挿との比較
| Title |
Chromospheric_magnetic_field:_A_comparison_of_He_I_10830_A_observations_with_nonlinear_force-free_field_extrapolation |
| Authors |
Yusuke_Kawabata,_Andr\'es_Asensio_Ramos,_Satoshi_Inoue,_Toshifumi_Shimizu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00179 |
非線形の力のない場（NLFFF）モデリングは、太陽コロナの3次元（3D）磁場を推測するために広く使用されています。NLFFF外挿での仮定の1つは、プラズマベータが低いことですが、この条件は光球では正しくないと見なされます。潜在的なフィールドとNLFFFと比較された、分光偏光測定によるHeI10830Aでの2つのアクティブ領域の彩層磁場の直接測定を、光球から推定されたNLFFFと比較します。比較により、光球からのNLFFF外挿の不確実性を定量的に推定できます。私たちの分析は、観測された彩層磁場は、光球磁場と比較して大きな非ポテンシャルを持つ可能性があることを示しています。さらに、彩層高さの大きな非ポテンシャルは、光球磁場からのNLFFF外挿では再現できない場合があります。一部の場所では、彩層高さでの非ポテンシャルの過小評価の大きさが、せん断符号付き角度で30〜40度に達する場合があります。この偏差は、光球の非力の自由度が原因である可能性があります。私たちの研究は、冠状外挿の改善のためにNLFFFモデリングに測定された彩層磁場を含めることの重要性を示唆しています。
明るい縁のある雲に関連するH {\ alpha}輝線星の分光学的調査
| Title |
Spectroscopic_Survey_of_H{\alpha}_Emission_Line_Stars_Associated_with_Bright_Rimmed_Clouds |
| Authors |
Kensuke_Hosoya,_Yoichi_Itoh,_Yumiko_Oasa,_Ranjan_Gupta,_Asoke_Kumar_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00219 |
14個の明るい縁のある雲に関連するHアルファ輝線星の分光学的調査の結果が表示されます。スリットレス光学分光法は、インター大学天文学および天体物理学センター（IUCAA）2m望遠鏡とIUCAAかすかな物体分光計およびカメラ（IFOSC）を使用して実行されました。Hアルファ輝線が173個のオブジェクトから検出されました。そのうち85個の天体には、相当する幅が10Aを超える強いHアルファ輝線があります。これらは、古典的なTタウリ星です。52個のオブジェクトは、同等の幅が10A未満の弱いHアルファ輝線を持ち、固有の近赤外線過剰を示しません。それらは弱いラインのタウリ星です。一方、36個のオブジェクトは、Hアルファ輝線が弱い（<10A）が、固有の近赤外線過剰を示しています。このようなオブジェクトは、低質量の星形成領域では一般的ではありません。それらは、それが古典的なTタウリ星から弱いラインのTタウリ星へと進化する、低質量星の形成プロセスに関する一般的な概念のミスフィットです。それらは、ガスが近くの初期型星からの紫外線放射によって加熱されたフレア円盤を備えた弱線Tタウリ星である可能性があります。または、進化の段階として移行前のディスクオブジェクトを提案します。
星形成領域に関連する星雲のスピッツァーIRAC色
星形成領域は、しばしば星雲と関連しています。この研究では、SpitzerIRAC画像の赤外線拡散放射を調査しました。赤外線星雲L1527は、低質量のプロトスターからの流出を追跡します。星雲の色は、大きな消光を伴う恒星の光球の色と一致しています。HII地域W5-Eastの周りの星雲は、赤外線で明るいです。これらの色は、多環芳香族炭化水素（PAH）を含むダストのモデルの色と一致しています。星雲と小さなダスト部分の紫外線照射の強さは、星雲の赤外線色から推定されました。星雲の縁に強い紫外線が当たっていて、小さなちりが多いことがわかりました。分子雲の表面にある塵は、初期型の星からの紫外線によって破壊されると考えられています。
SDSSフットプリントの100個の白色矮星のサンプル
| Title |
The_100_pc_White_Dwarf_Sample_in_the_SDSS_Footprint |
| Authors |
Mukremin_Kilic,_P._Bergeron,_Alekzander_Kosakowski,_Warren_R._Brown,_Marcel_A._Agueros,_Simon_Blouin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00323 |
100個以内の711個の白色矮星のフォローアップ分光法を示し、SDSSフットプリントの100個の白色矮星サンプルの詳細なモデル大気分析を示します。私たちの分光学的フォローアップは、6000Kよりも高温の白色矮星の83％で完了しており、大気組成を確実に制約できます。純粋な水素雰囲気の1508DA白色矮星を特定します。DA質量分布は$0.59〜M_{\odot}$に非常に狭いピークを持ち、$M=0.7$-$0.9〜M_{\odot}$の比較的大きな白色矮星からの肩を示しています。この分布をバイナリー人口合成モデルと比較すると、合併によって形成される単一の星からの寄与は、大量の白色矮星の過剰を説明できないことがわかります。さらに、クールなDAの質量分布は、$M>1〜M_{\odot}$の白色矮星がほとんどないことを示しています。0.7-$0.9〜M_{\odot}$の堆積と$M>1〜M_{\odot}$白色矮星の消失は、コア結晶化の影響と一致しています。進化モデルはパイルアップの位置を正確に予測しますが、結晶化の潜熱自体による遅延は大幅なパイルアップを作成するには不十分であり、相分離などの関連する影響による追加の冷却遅延が必要です。また、赤外線かすかな（ultracool）白色矮星の個体数についても説明し、色と大きさの明確なシーケンスの存在を初めて示します。不思議なことに、このシーケンスは、ヘリウムが支配的な大気の白色矮星の数が少ない色度図の領域に接続されています。これは、赤外線のかすかな白色矮星がH/He雰囲気を混合している可能性が高いことを示唆しています。
太陽モデルのカットオフ周波数の数値決定
成層大気では、音波は、その周波数がカットオフ値を超えている場合にのみ伝搬できます。理論が異なれば、カットオフ値も異なります。さまざまな静かな太陽やアンブラルの大気を含む、いくつかの標準的な太陽モデルでカットオフ周波数を導出するための代替方法を開発しました。太陽大気中の波動伝播の数値シミュレーションを行いました。カットオフ周波数は、2つの大気高度での速度信号間で計算された位相差スペクトルの検査から決定されます。このプロセスは、太陽圏モデルのカットオフの垂直成層を導出するために、光球と彩層の間のすべての層にわたって高さのペアを選択することによって実行されます。理論計算によって予測されたカットオフ周波数は、測定値と大きく異なります。静かな太陽の大気では、カットオフは、断熱波伝播の磁場への強い依存性を示します。放射損失を考慮すると、カットオフ周波数が大幅に減少し、磁場の強さによるカットオフの変動が小さくなります。最近の静かな太陽と太陽黒点の観測を理解するには、カットオフでの放射損失の影響が必要です。傾斜した磁場が存在する場合、数値計算により、磁力線に沿って伝播する波が受ける重力の減少によるカットオフ周波数の減少が確認されます。電界誘導波の経路に沿った温度勾配が低いため、温度が大幅に変化する領域でも追加の減少が見られます。私たちの結果は、カットオフ値が理論的推定によって正しくキャプチャされていないことを示しています。さらに、広く使用されている分析カットオフ式のほとんどは、磁場と放射損失の影響を無視しています。その役割は、波のエバネッセントまたは伝搬の性質を決定するために重要です。
BQアリの最初のライトカーブソリューションと期間調査
| Title |
The_First_Light_Curve_Solutions_and_Period_Study_of_BQ_Ari |
| Authors |
A._Poro,_F._Davoudi,_O_Basturk,_E._M._Esmer,_N._Aksaker,_A._Aky\"uz,_Y._Alada\u{g},_J._Rahimi,_E._Lashgari,_M._Ghanbarzadehchaleshtori,_S._Modarres,_A._Sojoudizadeh,_A._Boudesh,_A._Solmaz,_M._Teke\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00528 |
WUMaタイプのバイナリシステムBQAriの測光観測の最初の完全な分析は、その測光および幾何学的要素を決定するためにWilson-Devinneyコードを使用して実行されました。これらの結果は、BQAriが測光質量比q=0.91の接触WUMaバイナリシステムであり、フィルアウト係数が34％であることを示しています。BQAriの距離は146.24\pm15パーセクと計算されました。この研究では、BQアリの新しい線形エフェメリスを提案し、新しい中食時間と以前の観測を組み合わせました。システムの軌道周期動作の最初の完全な分析と、遺伝的アルゴリズム（GA）とモンテカルロマルコフチェーン（MCMC）アプローチをOCFitコードで使用したO-Cダイアグラムの分析を紹介します。O-Cダイアグラムの正弦波傾向を分析するために2つのアプローチを適用しました。これは、4.60年の周期と6.212分の振幅を持つ、光時間効果（LiTE）効果によって引き起こされる周期的な変化を示唆している可能性があります。一方、正弦波の傾向は、このシステムにおける磁気活動の存在を示している可能性があります。磁気活動の期間は4。16年と計算され、DeltaP/P=4.36x10^（-7）として得られた磁気活動によって引き起こされた期間の変化。LiTE信号とは対照的に、磁気活動が原因物質である可能性が高いと結論付けられました。
単一のHAe / BeスターHD 100546からのジェットの発見
| Title |
Discovery_of_a_jet_from_the_single_HAe/Be_star_HD_100546 |
| Authors |
P._C._Schneider,_C._Dougados,_E._T._Whelan,_J._Eisl\"offel,_H._M._G\"unther,_N._Hu\'elamo,_I._Mendigut\'ia,_R._D._Oudmaijer,_Tracy_L._Beck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00573 |
若い降着星は、ジェットにコリメートする流出を引き起こします。ジェットは、その駆動源から数百のauを見ることができます。降着と流出活動はシステムの年齢とともに停止します。そして、磁気遠心的に発射された円盤風は、原始惑星系円盤を通しての降着を調節する上で重要なエージェントであると考えられています。原始星ジェットは古典的なT〜タウリ星（$M_\star\lesssim2\、M_\odot$）でよく研究されていますが、近くの（$d\lesssim150\、$pc）中間質量星（$M_\star=2）はほとんどありませんHerbigAe/Beスターとして知られる-10\、M_\odot$）がジェットを検出しました。Herbig〜Ae/BeスターHD〜100546のVLT/MUSE観測と原始星ジェットの発見を報告します。ジェットは見た目が低質量の星によって駆動されるジェットに似ており、近くのHerbig〜Ae/Beスターからの唯一の既知の光ジェットであるHD〜163296のジェットとよく比較されます。$\log\dot{M}_{jet}\sim-9.5$（$M_\odot$\、yr$^{-1}$のジェットの（片側）質量損失率を導出します）と降着と降着の比率はおよそ$3\times10^{-3}$で、CTTSジェットのそれよりも低くなります。HD〜100546ジェットの発見は特に興味深いです。なぜなら、HD〜100546の周りの原始惑星系円盤は大きなラジアルギャップ、スパイラル構造を示し、原始惑星系をホストする可能性があるからです。H$\alpha$でVLT/SPHEREと以前に見られたバーのような構造は、ジェット位置角度を共有し、おそらくジェットのベースを表し、約2\、au内のジェット発射領域を示唆しています。数auを超える半径でのディスクの進化は、システムがジェットを発射する能力に影響を与えないと結論付けます。
SDO / AIAによって観測されたクールなフレアループ内のヘリウム連続体の特徴
| Title |
Signatures_of_Helium_continuum_in_cool_flare_loops_observed_by_SDO/AIA |
| Authors |
Petr_Heinzel_(1),_Pavol_Schwartz_(2),_Juraj_L\"orin\v{c}\'ik_(1,_3),_J\'ulius_Koza_(2),_Sonja_Jej\v{c}i\v{c}_(4,_5,_1)_and_David_Kuridze_(6)_((1)_Astronomical_Institute,_The_Czech_Academy_of_Sciences,_25165_Ond\v{r}ejov,_Czech_Republic,_(2)_Astronomical_Institute,_Slovak_Academy_of_Sciences,_05960_Tatransk\'a_Lomnica,_Slovakia,_(3)_Astronomical_Institute,_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_Ke_Karlovu_2027/3,_12116_Praha,_Czech_Republic,_(4)_Faculty_of_Education,_University_of_Ljubljana,_Kardeljeva_plo\v{s}\v{c}ad_16,_1000_Ljubljana,_Slovenia,_(5)_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_University_of_Ljubljana,_Jadranska_19,_1000_Ljubljana,_Slovenia,_(6)_Department_of_Physics,_Aberystwyth_University,_Ceredigion,_SY23_3BZ,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00574 |
SOL2017-09-10T16：06X8.2クラスフレアの段階的な段階でSDO/AIAによって観測された、リム外のクールフレアループの分析を示します。335{\AA}から始まるEUVチャネルでは、クールなループが明るいループアーケードに対して暗い構造として表示されます。これらの暗い構造は、水素とイオン化カルシウムの輝線でSSTによって観測されたループと（空間的および時間的に）正確に一致していました。SSTの観測に基づく最近公開されたクールループの半経験的モデルは、水素とヘリウムの再結合の連続性のレベルを予測するのに役立ちます。連続体は、近似の非LTEアプローチを使用して合成され、理論的スペクトルがAIA信号に変換されました。ダークループ内で検出された信号との比較は、AIA211{\AA}チャネルでのみ、計算された再結合連続レベルが一部のモデルの観測値と一致しているのに対し、連続エッジからより離れている他のすべてのチャネルでは、合成連続体が低すぎる。フレアのディスク上での観察と同様に、私たちは、冷たいものの前にある高温でかすかなループから放出された多数のEUVラインが原因であると、過剰放出を解釈します。最後に、ダークループの明るさの分析に使用した場合の標準吸収モデルの失敗について簡単にコメントします。
熱平衡質量損失モデルとそのバイナリ進化への応用
| Title |
The_thermal_equilibrium_mass_loss_model_and_its_applications_in_binary_evolution |
| Authors |
Hongwei_Ge,_Ronald_F_Webbink,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00774 |
恒星の進化には、バイナリコンパクトオブジェクト、タイプIa超新星、X線バイナリ、大変動変数、青いストラグラー、熱い亜矮星、惑星状星雲の中心連星などの最も特殊でエネルギッシュなオブジェクトの形成と進化を理解するために、バイナリ進化が不可欠です。。連星での物質移動は、対応する天体の進化の経路と運命を、単一の恒星の進化から予想されるものと比較して変える可能性があります。不安定な物質移動が発生する臨界質量比は、バイナリ進化における未解決の根本的な問題です。この問題を解決するには、熱平衡質量損失モデルを作成し、熱タイムスケールの物質移動と不安定な物質移動の両方の臨界質量比を導きます。後者は、外側のラグランジアン点L2が過剰に満たされたときに発生します。例としていくつかの3.2Msun恒星モデルを使用して、熱平衡質量損失に対する恒星応答を研究し、熱タイムスケールの物質移動のしきい値を提示します。熱タイムスケールの物質移動、L2による不安定な物質移動、および動的タイムスケールの物質移動を考慮に入れて、3.2Msunドナースターを含むバイナリシステムの可能な物質移動チャネルを研究します。異なる質量（0.1から100Msun、Z=0.02）のドナー星のグリッドと異なる進化段階でこのシミュレーションを繰り返し、結果を提示します。結果は、外側のラグランジアンポイントの過剰充填による不安定な物質移動も、後期赤色巨枝と漸近巨枝ドナーの共通エンベロープの形成に重要な役割を果たす可能性があることを示しています。
小さな点の集合から得られた軌道解の正確さについて。 HIP 53731の軌道
| Title |
On_the_correctness_of_orbital_solutions_obtained_from_a_small_set_of_points._Orbit_of_HIP_53731 |
| Authors |
A._Mitrofanova,_V._Dyachenko,_A._Beskakotov,_Yu._Balega,_A._Maksimov,_D._Rastegaev,_S._Komarinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00833 |
HIP53731は、スペクトルタイプK0およびK9の星で構成されるバイナリです。このオブジェクトの軌道は、以前にCvetkovi'cらによって作成されました。（2016）およびTokovinin（2019）により改善。一部の公開された測定値の位置角度には180度のあいまいさが存在することに注意してください。スペックル干渉観測は、2007年から2020年に21回の測定で、SAORAS（BTA）の6m望遠鏡でこの記事の作成者によって取得されました。新しいデータと以前に公開されたデータを分析することで、HIP53731の正確な軌道を構築し、システムの軌道周期の既知の値を半分にすることができました。調査の結果、質量合計、各コンポーネントの質量、およびそれらのスペクトルタイプは、2つの独立した方法で決定されました。軌道の定性的な分類によれば、軌道解はグレード2-「良好」です（観測は軌道周期の半分以上をカバーし、さまざまなフェーズに対応します）。
HIP 18856バイナリシステムの研究
| Title |
Research_of_the_HIP_18856_binary_system |
| Authors |
P._Efremova,_A._Mitrofanova,_V._Dyachenko,_A._Beskakotov,_A._Maksimov,_D._Rastegaev,_Yu._Balega,_S._Komarinsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00837 |
バイナリHIP18856とその軌道の構築の研究結果を示します。2007-2019年にSAORASのBTAで得られた新しい観測データ。以前のCvetkovi'cら。（2016）このシステムのために構築された軌道。ただし、それは軌道のごく一部をカバーする6つの測定に基づいています。Hipparcos（ESA1997）天文衛星の位置パラメータ、公開されたスペックル干渉データ（Masonetal。1999;Balegaetal。2006、2007;Horchetal。2012、2017）および新しいデータがこの研究で使用されました。新しい軌道パラメータに基づいて、質量の合計が計算され、コンポーネントの物理パラメータが見つかりました。得られた軌道パラメータと基本パラメータは、Cvetkovi'cetal。による研究のデータと比較されました。（2016）。比較により、新しい軌道データは新しい観測データに正確に適合するため、古い軌道ソリューションは古いソリューションよりも優れていることがわかります。また、Worley＆Heintz（1983）によって実施された定性グレードに基づいて、新しい軌道は「信頼できる」として分類されました。
銀河系超暴走星の起源としての連星のコア崩壊超新星
| Title |
Core-Collapse_Supernovae_in_Binaries_as_the_Origin_of_Galactic_Hyper-Runaway_Stars |
| Authors |
Fraser_A._Evans,_Mathieu_Renzo,_Elena_Maria_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00849 |
銀河系の脱出速度に近い速度またはそれを超える速度で移動していることが検出されたいくつかの星は、おそらく天の川円盤に由来していると考えられます。私たちは、これらの星が巨大で巨大な連星がコア崩壊超新星を経験し、連星が崩壊したときに、大きな特異な速度で放出される「連星超新星シナリオ」仮説を定量的に調査します。高速な星の放出率に最も影響を与える仮定とパラメーターを決定するために、大規模なシステムを進化させるバイナリー集団合成シミュレーションの広範なスイートを実行します。高速の星を放出するように調整されたシミュレーションでは、大規模な（$\sim$30M$_{\odot}$）プライマリと$\sim$3-4M$_{\odotで構成される超暴走星前駆バイナリが見つかります}$は、共通のエンベロープフェーズに続いてコアが崩壊する1日前に$\lesssim$1日まで縮小する軌道周期のコンパニオンです。プライマリから形成されたブラックホールの残骸は、バイナリを破壊し、コンパニオンを高速で放出するために、出生前のキック$\gtrsim$1000kms$^{-1}$を受け取る必要があります。これらのシミュレーションで生成された高速星を、初期型の天の川超暴走星候補の現代の国勢調査と比較します。これらのまれなオブジェクトが十分な数で生成される可能性があるのは、コア崩壊後のブラックホールナタールキックの強度に関連する不十分に制約されたバイナリ進化パラメーターと一般的なエンベロープ効率が現在サポートされていない値に調整されている場合のみです-除外されていません-文献による。これらの推定上の前駆細胞系の存在を制約する可能性のある観察上の影響について説明します。
約10の星がバイナリXZを食いし
食のバイナリシステムの3番目の天体は、観測された（O）から計算された（C）食のエポックを定期的に周期的に変化させます。O-Cデータから4番目のボディが検出されることはほとんどありません。新しい離散カイ二乗法（DCM）を、食のバイナリXZAndromedaeのO-Cデータに適用します。これらのデータには、少なくとも10個のワイドオービットスター（WOS）の定期的な署名が含まれています。彼らの軌道周期は1.6から91。7年の間です。XZの日食には変化が観察されていないため、過去127年間、これらすべてのWOSの軌道はおそらく同一平面上にあります。プロのアマチュアとアマチュアの天文学者が、通常のPCでDCM分析のすべての段階を簡単に繰り返すことができる方法と、この方法を他の日食のO-Cデータに適用する方法について詳しく説明します。
白鳥座領域における大規模な初期型星のメガヘルツ放出
| Title |
Megahertz_emission_of_massive_early-type_stars_in_the_Cygnus_region |
| Authors |
Paula_Benaglia,_Mich\"ael_De_Becker,_C._H._Ishwara-Chandra,_Huib_Intema,_Natacha_L._Isequilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00867 |
大規模な初期型の星は、何十年もの間電波源として検出されてきました。彼らの熱風は自由-自由な連続体を放射し、衝突風領域をホストするバイナリシステムでは、非熱放射も検出されました。これまでに、最も豊富なデータは1GHzより高い周波数から収集されました。ここでは、Cygnus領域を中心とする約15平方度の領域に含まれるすべての既知のWolf-RayetおよびO型の星について、巨大波電波望遠鏡で325および610MHzで観測された結果を示します。Wolf-RayetとO-typeシステムの両方を含む11個の巨大な星の検出について報告します。デシメートル波長で測定された磁束密度により、バイナリシステムの無線スペクトルを調査し、これらのオブジェクトからの広帯域無線放射に影響を与える物理的プロセスに関して一貫した解釈を提案することができました。WR140は610MHzで検出されましたが、325MHzでは検出されませんでした。これは、自由-自由吸収の強い影響によるものと思われます。また、TIGMRTスカイサーベイから抽出された補足情報を利用して、WR146のシステムに関連する150MHzまでの衝突風バイナリシステムの検出について、初めて報告します。そのスペクトルエネルギー分布は、約600MHzの周波数でのターンオーバーを明確に示しています。これは、自由自由吸収が原因であると解釈しています。最後に、2つの追加の粒子加速衝突風バイナリ、すなわちCygOB212とALS15108ABの識別について報告します。
40ピースII以内の$ Gaia $白色矮星：体積が制限された北半球のサンプル
| Title |
$Gaia$_white_dwarfs_within_40_pc_II:_the_volume-limited_northern_hemisphere_sample |
| Authors |
Jack_McCleery,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Nicola_Pietro_Gentile_Fusillo,_Mark_A._Hollands,_Boris_T._G\"ansicke,_Paula_Izquierdo,_Silvia_Toonen,_Tim_Cunningham,_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00874 |
$Gaia$データリリース2（DR2）から検出された太陽から40pc以内にある北半球の白色矮星のサンプルの概要を示します。521個の光源が分光学的に確認された縮退星であることがわかりました。そのうち111個は$Gaia$DR2からの白色矮星候補として最初に識別され、最近はウィリアムハーシェル望遠鏡とグランテレスコピオカナリアで追跡されました。3つの追加の白色矮星の候補は分光的に観測されずに残り、6つの未解決のバイナリは白色矮星を含むことがわかっていますが、$Gaia$DR2Hertzsprung-Russell図（HRD）での白色矮星の最初の選択には含まれていませんでした。大気パラメータは、サンプル内のすべてのオブジェクトの$Gaia$およびPan-STARRS測光から計算され、はるかに小さい20個のサンプルで以前に観察された傾向のほとんどが確認されます。ローカルの白色矮星は、ハロー候補が4つしかないため、銀河系の円盤運動学と圧倒的に一致しています。DAZの白色矮星は、DA全体の人口（$\overline{M}_\mathrm{DAZ}=0.59\、\mathrm{M}_\odot$、$\overline{M}_\よりもかなり少ないことがわかりますmathrm{DA}=0.66\、\mathrm{M}_\odot$）。質量の大きい星では惑星形成の効率が低下し、より大きな白色矮星が生成される可能性があります。$0.6\\lesssimM/\mathrm{M}_\odot\lesssim\1.0\、$の質量範囲で結晶化した白色矮星のシーケンスを検出し、シーケンス上のオブジェクトの大部分が標準的な運動学的プロパティを持っていることを見つけますサンプルの平均に対応し、結晶化のみでその性質を説明できることを示唆しています。また、白色矮星と26個の二重縮退を含む56個のワイドバイナリを検出します。
36ケプラー亜巨星の非地震学-II：詳細なモデリングから年齢を決定する
| Title |
Asteroseismology_of_36_Kepler_subgiants_--_II:_Determining_ages_from_detailed_modelling |
| Authors |
Tanda_Li,_Timothy_R._Bedding,_J{\o}rgen_Christensen-Dalsgaard,_Dennis_Stello,_Yaguang_Li_and_Matthew_A._Keen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00901 |
恒星の振動の詳細なモデリングでは、恒星の年齢を正確に推定できますが、推定される結果は、通常、年齢の推論に使用される採用されたモデルパラメーターに依存します。混合モードの正確な測定値を備えた高品質の地震データは、36のケプラーサブジャイアントで利用できます。これらの星の年代のロバスト性のハンドルを取得するには、最初に3つのモデル入力パラメーターに対する地震年代の依存性を調べます。推定年齢は、ヘリウムの割合（Y）や混合長のパラメーターによって系統的に変化するのではなく、モデルの金属性（[M/H]）に強く依存することがわかります。結果は、サブジャイアントの年齢推定値のモデル依存性が低く、したがってメインシーケンスの星や赤い巨人の推定値よりも信頼性が高いことを示しています。次に、同じ36ケプラー亜巨人の個々の振動周波数を、観測された金属性を使用してモデル化し、平均精度が約15％の年齢を取得します。異なる恒星コードまたは入力物理学による以前の年齢推定値との比較は、良好な一致を示しています（主に2＃以内）。したがって、地震学によって決定されるサブジャイアントの年齢はモデルに大きく依存しないことをお勧めします。
極端なヘリウムスターのPV TelおよびV821 CenのTESS測光
PVTel変数は、固有の光スケールであることが知られている極端なヘリウム（EHe）星であり、特性タイムスケール0.1-2dで速度変数です。2つの例外を除いて、それらは不規則であると最もよく説明されています。光度曲線は常に単一サイトの地上観測所から得られたものです。ポッパーの星（V821Cen）とサッカレーの星（PVTel）の2つの明るいEHe星のTESS観測を示します。PVTelは、以前に報告されたタイムスケールで可変です。V821Cenは初めて可変であることが証明されています。どちらの光度曲線も、根本的な規則性の証拠を示していません。影響が考慮されます。
ヘリウムに富む高温亜矮星のTESS測光：BD + 37 442およびBD + 37 1977のrモード
非常にヘリウムが豊富な高温の準矮星BD+37442およびBD+371977のTESS測光は、主周期がそれぞれ0.56および1.14dであり、第1高調波と第2高調波の両方が存在する複数周期の低振幅変動を示しています。光度曲線は完全に規則的ではなく、追加の周期的および/または非周期的なコンテンツを意味します。X線の観測結果を説明するために最初に導入された二元仮説、微分回転する表面の不均一性、脈動など、考えられる原因を調べます。主な測光周期が回転周期に対応している場合、星はそれぞれ約0.7および0.3x分裂で回転しています。したがって、表面ロスビー波（rモード）が最も可能性の高いソリューションを提供します。
$ \ textit {Gaia} $ 40個以内の白色矮星I：新しい候補の分光観測
| Title |
$\textit{Gaia}$_white_dwarfs_within_40_pc_I:_spectroscopic_observations_of_new_candidates |
| Authors |
P.-E._Tremblay,_M._A._Hollands,_N._P._Gentile_Fusillo,_J._McCleery,_P._Izquierdo,_B._T._G\"ansicke,_E._Cukanovaite,_D._Koester,_W._R._Brown,_S._Charpinet,_T._Cunningham,_J._Farihi,_N._Giammichele,_V._van_Grootel,_J._J._Hermes,_M._J._Hoskin,_S._Jordan,_S._O._Kepler,_S._J._Kleinman,_C._J._Manser,_T._R._Marsh,_D._de_Martino,_A._Nitta,_S._G._Parsons,_I._Pelisoli,_R._Raddi,_A._Rebassa-Mansergas,_J.-J._Ren,_M._R._Schreiber,_R._Silvotti,_O._Toloza,_S._Toonen,_S._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00965 |
ウィリアムハーシェル望遠鏡とグランテレスコピオカナリアスからの太陽の40pc以内の230の白色矮星候補の分光学的調査を提示します。すべての候補者は$\textit{Gaia}$DataRelease2（DR2）から選択され、ほとんどすべてのケースで事前の分光学的分類がありませんでした。合計191の確認された白色矮星と39の主系列星の汚染物質が見つかりました。サンプルの恒星の残骸の大部分は比較的涼しく（$\langleT_{\rmeff}\rangle$=6200K）、水素バルマー線または特徴のないスペクトルを示し、それぞれ89DAおよび76DC白色矮星に対応します。。また、2人のDBA白色矮星と9-10個の磁気残骸を回収します。炭素を含む2つのDQ星と、金属が豊富な白い矮星が14個見つかります。これには、金属線を備えた最初の超クールな白色矮星の可能な検出が含まれます。コアと地球の組成を持つ微惑星の降着を示す、FeおよびNiに富むものを含む、少なくとも4つの異なる金属種が見つかる3つのDZ星について説明します。非常に巨大な（1.31$\pm$0.01M$_{\odot}$）DA白色矮星が1つ見つかり、弱いバルマー線を示し、おそらく恒星の磁性を示しています。別の白い矮星は、強いバルマー線の放出を示しますが、赤外線の過剰はありません。これは、低質量の恒星下の伴侶を示唆しています。北半球（$\delta>$0度）で、40個のサンプル内の$\textit{Gaia}$DR2ソースが高い分光学的完全性（$>$99％）に達しました。Hertzsprung-Russellダイアグラム。完全な北のサンプルの統計的研究は、関連論文で提示されます。
極東のゲストスターの対応物：新星、超新星、または他の何か？
| Title |
Counterparts_of_Far_Eastern_Guest_Stars:_Novae,_supernovae,_or_something_else? |
| Authors |
Susanne_M_Hoffmann,_Nikolaus_Vogt,_Oliver_Lux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00977 |
過渡現象の歴史的観測は、それらの長期的な進化の研究にとって重要です。この論文は一連の論文の一部を形成しており、我々は過渡事象の古代データと現代科学におけるそれらの有用性の分析のための方法を開発しています。他の著者によるこの主題に関する以前の研究は、歴史的な超新星を探すことに焦点を当てており、私たちの以前の研究は、古典的な新星としての激変星連星に焦点を当てていました。この研究では、テストサンプルの検索フィールドで、惑星状星雲、共生星、超新星残骸、パルサーを検討します。これらのオブジェクトタイプが視覚的に燃え上がる可能性を示し、それらの分布に関する全体的な概要を示し、検索フィールド内のオブジェクトについて個別に説明します。結果を要約するために、試験サンプルでの歴史的目撃の最も可能性の高い識別の表を提供し、今後の作業でさらなる履歴記録にそれを適用するための方法の概要を示します。私たちの結果のハイライトには、2つの個別の目撃情報の再解釈が1つの超新星観測としてCE667年5月から668年6月まであり、その残りはおそらくSNRG160.9+02.6である可能性があります。また、891年にさそり座とへびつかい座の間で観察された出現の候補として、再発性の新星UScoが示唆されます。これは、噴火の振幅の長期変動を示す可能性があります。さらに、1431年の「光沢のある明るい」目撃情報は、共生バイナリKTエリ（2009年に肉眼で古典的な新星として噴火した）にリンクしている可能性があることがわかりました。
白色矮星HE 1017-1352の脈動：ホットDAV星のクラスの確認
| Title |
Pulsation_in_the_white_dwarf_HE_1017-1352:_confirmation_of_the_class_of_hot_DAV_stars |
| Authors |
Alejandra_D._Romero,_L._Antunes_Amaral,_S._O._Kepler,_L._Fraga,_D._Kurtz_and_H._Shibahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01008 |
T_eff〜32,000KDAの白色矮星HE1017-1352の周期的変動の検出について報告します。4.1mのSOAR望遠鏡を使用して、3泊で合計16.8時間の時系列測光を行いました。周波数分析から、605秒、556秒、508秒、および869秒の4つの周期があり、有意な振幅が1/1000誤警報確率検出限界を超えていることがわかりました。検出されたモードは、半径次数が〜9を超える低調和次数のgモードの非放射状脈動と互換性があります。この検出により、HE1017-1352の脈動の性質が確認され、したがって、ホットDA白色矮星の新しい脈動クラスの存在が確認されます。さらに、DA白色矮星の回転周期と互換性のある1.52時間の長い周期を検出します。
降着円盤内のダスト粒子粒子の輸送
| Title |
Transport_of_dust_grain_particles_in_the_accretion_disk |
| Authors |
Robert_Jaros,_Miljenko_\v{C}emelji\'c,_W{\l}odek_Klu\'zniak,_Dejan_Vinkovi\'c,_Cezary_Turski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01082 |
原始惑星系円盤の内側と外側の流れにおけるダスト粒子の同伴は、円盤の進化と惑星の構成に影響を与えます。背景としてスターディスクシミュレーションの準定常解を使用し、PythonツールDUSTERを使用して、結果の後処理で異なる半径のダスト粒子を追加します。ディスク内の粒子の分布と動きは、ディスク内に逆流がある場合とない場合で追跡されます。また、計算に含まれている放射圧がある場合とない場合の結果を比較します。
HerschelとSpitzerの分光画像観察によって明らかにされた、NGC 1333のプロトスターからの分子流出のフィードバック
| Title |
Feedback_of_molecular_outflows_from_protostars_in_NGC_1333,_revealed_by_Herschel_and_Spitzer_spectro-imaging_observations |
| Authors |
Odysseas_Dionatos_(1),_Lars._E._Kristensen_(2),_Mario_Tafalla_(3),_Manuel_G\"udel_(1),_and_Magnus_Persson_(4)_((1)_Department_of_Astrophysics,_University_of_Vienna,_Austria_(2)_Centre_for_Star_and_Planet_Formation,_Niels_Bohr_Institute_and_Natural_History_Museum_of_Denmark,_University_of_Copenhagen,_Denmark,_(3)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional_(IGN),_Madrid,_Spain,_(4)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Onsala,_Sweden) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01087 |
星形成領域の大規模なスペクトルマップにより、共通の基準系で発生源の集団の周りのガス励起の比較研究が可能になり、関連する多数のプロセスの直接的な洞察が得られます。このペーパーでは、スペクトル線マップを使用して、さまざまな物理プロセスの制約におけるトレーサーの適用性のリファレンスを設定することを目的として、NGC1333の励起、運動学的および動的プロセスを解読します。Spitzer-IRSおよびHerschelHIFI-SPIREで取得したデータを使用して、H$_2$、CO、H$_2$OおよびC$^+$のラインマップを再構築します。マップの形態的特徴を比較し、LTEおよび非LTEメソッドを使用して、関心領域のガス励起を導き出します。また、NGC1333のすべての流出について、各流出トレーサーの運動学的および力学的特性を一貫して計算します。最後に、一酸化炭素と水素分子に関する流出の水の存在量を測定します。COとH$_2$はBスターの周りで非常に興奮し、低レベルでは原始星の流出を追跡します。H$_2$Oの放出は、流出に関連する適度に速い成分が支配的です。中間のJCOラインは、狭いH$_2$Oコンポーネントによってトレースされた場所で最も明るく表示されます。これは、支配的な衝突プロセスを超えて、二次的な放射励起コンポーネントもアクティブになる可能性があることを示しています。水の形態、運動学、励起および存在量の変動は、その励起および衝撃における部分的な解離と一致しています。水の存在量は5x10$^{-7}$から10$^{-5}$の範囲で、値が小さいほど代表的です。水は最も明るく、IRAS4Aの周囲で最も豊富です。IRAS4Aは熱いコリノ源をホストしている後者と一致しています。最後に、流出質量流束はCOで最も高く、H$_2$とH$_2$Oでそれぞれ1桁と2桁減少します。
メモリ容量が拡張されたシステムは、メモリ負荷の普遍的な影響を受け、その減衰を抑制します。この論文では、プロトタイプモデルを研究して、格納された量子情報を1つの自由度のセットから別の自由度に書き換えることでメモリの負荷を克服できることを示します。ただし、書き直しの速度が抑えられているため、初期と比べて進化は非常に遅くなります。ブラックホールに適用すると、これは、遅くとも質量の半分を失った後、ホーキング蒸発からの大幅な逸脱を含む変態を予測します。これは、ブラックホールの運命について食欲をそそる疑問を提起します。2つの可能性のあるオプションとして、それは非常に長寿命になるか、重力の塊への新しい古典的な不安定性を介して減衰する可能性があります。最初のオプションは、実行可能な暗黒物質候補として小さな原始ブラックホールの新しいウィンドウを開きます。
有限差分法のためのヤコビアンなしおよびヘッセなしの定式化による単一ステップ3次時間離散化
| Title |
A_single-step_third-order_temporal_discretization_with_Jacobian-free_and_Hessian-free_formulations_for_finite_difference_methods |
| Authors |
Youngjun_Lee_and_Dongwook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00096 |
数値偏微分方程式（PDE）の離散更新は、時間積分の2つの分岐に依存しています。最初のブランチは、広く採用され、伝統的に普及している方法法（MOL）の定式化手法です。この手法では、多段階のルンゲクッタ（RK）法が常微分方程式（ODE）の高い解法で大きな成功を収めています。-オーダー精度。支配するPDEの時間的および空間的離散化が明確に分離されているため、RKメソッドは非常に適応性が高くなります。対照的に、いわゆるLax-Wendroff手順を使用した定式化の2番目の分岐は、空間微分と時間微分の間の密結合の使用をエスカレートして、テイラー級数展開における時間進行の高次近似を構築します。過去20年間で、現代の数値手法は2番目のルートを広範囲に探索し、計算効率の高い単一ステージ、単一ステップの高次の正確なアルゴリズムのセットを提案しました。このペーパーでは、時間更新の2番目のブランチに属する、Picard積分定式化（PIF）と呼ばれるメソッドのアルゴリズム拡張を示します。このホワイトペーパーで紹介する拡張機能により、時間の3次精度に必要なヤコビアンおよびヘッセ行列の計算が容易になります。
基本定数の環境依存性と空間変動による非一時的シグネチャからの巨視的スカラー場トポロジー欠陥の新しい限界
| Title |
New_bounds_on_macroscopic_scalar-field_topological_defects_from_non-transient_signatures_due_to_environmental_dependence_and_spatial_variations_of_the_fundamental_constants |
| Authors |
Yevgeny_V._Stadnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00185 |
スカラー型結合を介して標準モデルフィールドと相互作用する1つ以上のスカラーフィールドで構成される巨視的なトポロジー欠陥のモデルでは、スカラーフィールド上の環境物質の逆作用により、自然の基本定数、および地球などの密集した物体の近くの基本定数の空間変動。十分に密度の高い環境では、$\phi^2$相互作用に対して自発的な対称性の破れが完全に抑制され、トポロジー的な欠陥の宇宙論的生成が遅延する可能性があります。等価原理に違反する力を探索するねじり振り子実験、地上および宇宙ベースの原子時計の周波数を比較する実験、および異なる場所での地上ベースの時計から、基本定数の非一時的な変動の限界を導き出します最近の東京スカイツリー実験の高さ、および地球と低密度の天体物理学環境における原子と分子の遷移周波数を比較した測定。私たちの結果は、BBNまたはCMBエポックの直後に生成される無限ドメイン壁のネットワークによる$\Omega_{\textrm{walls}、0}\ll10^{-による宇宙の現在の質量エネルギー比率を制限します$\phi^4$ポテンシャルと$\phi^2$相互作用を持つsymmetronモデルの10}$は、CMBの四重極温度異方性の境界を少なくとも5桁改善します。基本定数の非一時的な変動の影響を介した$\phi^2$の相互作用による磁壁の新しく導出された境界は、一時的な署名と以前の通過による磁壁の通過に関する以前に報告されたクロックおよびキャビティベースの制限よりもはるかに厳格です同じ一連の仮定の下での、さまざまなタイプの非一時的な署名の境界。
| Title |
Direct_limits_on_the_interaction_of_antiprotons_with_axion-like_dark_matter |
| Authors |
C._Smorra,_Y._V._Stadnik,_P._E._Blessing,_M._Bohman,_M._J._Borchert,_J._A._Devlin,_S._Erlewein,_J._A._Harrington,_T._Higuchi,_A._Mooser,_G._Schneider,_M._Wiesinger,_E._Wursten,_K._Blaum,_Y._Matsuda,_C._Ospelkaus,_W._Quint,_J._Walz,_Y._Yamazaki,_D._Budker,_S._Ulmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00255 |
天体物理学の観測は、宇宙の暗黒物質が通常のバリオン物質よりもおよそ5倍多く、暗黒エネルギーによる宇宙のエネルギー含有量がさらに多いことを示しています。これまでのところ、これらの暗いコンポーネントの微視的特性は謎に包まれたままです。さらに、素粒子物理学の標準モデルには、反物質よりも物質が優勢であるという一貫した説明がないため、私たちの宇宙における通常の物質の5パーセントでさえまだ理解されていません。現代物理学のこれらの中心的な問題に触発されて、ここでは反物質と暗黒物質の相互作用の直接的な検索を提示し、超軽量のアキシオン様粒子の相互作用に直接制約を課します$-$暗黒物質の候補の1つ$-$と反陽子。反陽子が陽子よりもこれらの暗黒物質粒子への強い結合を示す場合、そのようなCPT-奇数結合は暗黒物質と宇宙のバリオン非対称性の間のリンクを提供する可能性があります。周波数ドメインでペニングトラップ[Smorraetal。、Nature550、371（2017）]で単一の反陽子で取得したスピンフリップ共鳴データを分析して、特徴的な周波数の超軽量軸索からのスピン歳差運動を検索します基礎となる粒子の質量によって支配されます。私たちの分析は、アキシオン-反陽子相互作用パラメータ$f_a/C_{\overline{p}}$を、$2\times10^{-23}$から$4\timesの質量範囲で$0.1$から$0.6$GeVより大きい値に制約します。10^{-17}\、$eV/$c^2$、天体物理学の反陽子境界を最大5桁改善します。さらに、非最小の標準モデル拡張の、以前は拘束されていなかったローレンツ違反およびCPT違反の条件の6つの組み合わせに対する制限を導出します。
ガンマ線、X線、荷電宇宙線、マイクロ波、電波、ニュートリノを使用した暗黒物質の間接探索における最新の開発の概要を紹介します。過去、現在、そして将来の主要な実験とそれらの探索戦略について簡単に概説します。いくつかの検索では、潜在的に暗黒物質信号を発している可能性のあるエキサイティングな異常があります。これらの異常な信号と、その原因を特定するための将来の展望について説明します。
漸近的な平面性を仮定せずに、レンズオブジェクトから有限距離内にある観測者と光源の重力レンズについて説明します。提案されたレンズ方程式は、滝沢らによって非漸近的な観測者と光源に対して定義された光の偏向角と一致しています。[Phys。Rev.D101、104032（2020）]光学メトリックを使用したガウスボンネットの定理に基づいています。このレンズ方程式は、Bozza[Phys。Rev.D78、103005（2008）]は、偏向角で線形です。したがって、提案された方程式は、反復分析を行う目的にとってより便利です。漸近的に非平坦な時空の明示的な例として、特にワイル重力モデルの$\gamma$パラメーターが現在のハッブル半径の逆数のオーダーである場合の、ワイル共形重力における静的かつ球対称の解を考えます。このケースでは、3次までの有限距離レンズ方程式の反復解を調べます。レンズ付き画像の位置に対するワイル重力の影響は3次で始まり、光の影響パラメータでは線形です。レンズ化画像の位置と一般相対論的位置との偏差は、レンズと光源の$\sim10^{-2}$マイクロアーク秒です。分離角度は$\sim1$アーク分で、銀河のクラスターは$10です。^{14}M_{\odot}$は$\sim1$Gpcです。分離角度が$\sim10$アーク分であっても、偏差は$\sim10^{-1}$マイクロアーク秒になります。したがって、Weyl重力モデルの影響は、重力レンズ効果の現在および近未来の観測では無視できます。一方、3次$\sim0.1$ミリアーク秒での一般的な相対論的補正は、VLBI観測に関連している可能性があります。
パーカーソーラープローブの粉塵衝撃電圧特性：宇宙船の浮遊電位の影響
| Title |
Dust_impact_voltage_signatures_on_Parker_Solar_Probe:_influence_of_spacecraft_floating_potential |
| Authors |
S._D._Bale,_K._Goetz,_J._W._Bonnell,_A._W._Case,_C._H._K._Chen,_T._Dudok_de_Wit,_L._C._Gasque,_P._R._Harvey,_J._C._Kasper,_P._J._Kellogg,_R._J._MacDowall,_M._Maksimovic,_D._M._Malaspina,_B._F._Page,_M._Pulupa,_M._L._Stevens,_J._R._Szalay,_A._Zaslavsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00776 |
高速のダスト粒子が宇宙船に当たると、プラズマの雲が生成され、その一部は宇宙に逃げ出し、瞬間的な電荷の不均衡により、プラズマに対する宇宙船の電圧が乱されます。電子はイオンより先を進みますが、どちらも宇宙船のDC電場に反応します。宇宙船の電位がプラズマに対して正である場合、それはダストクラウドの電子を引き付け、イオンを反発し、逆もまた同様です。ここでは、パーカーソーラープローブ（PSP）宇宙船へのほこりの衝撃による衝撃電圧信号の測定を使用して、ピーク電圧振幅が宇宙船の浮遊電位に明確に関連しており、理論モデルおよび実験室測定と一致していることを示します。さらに、電圧波形に関連するいくつかのタイムスケールを調べ、宇宙船の充電物理学のタイムスケールと比較します。
MATHUSLA検出器で寿命と宇宙のフロンティアを探る
上の表面に設置され、CMSインタラクションポイント（IP）からいくらか離れたMATHUSLA検出器は、$100\times100$m$^2$の領域をカバーし、シンチレータ平面の多くの層を含み、空間と時間の座標を確立します。荷電粒子トラック。これは、サイズと$10^4$m$^2$の領域での連続感度の点で前例のない検出器です。このドキュメントでは、CMSのLHC衝突で生成された長寿命の粒子と宇宙線拡張空気シャワー（EAS）の両方に敏感な現在のMATHUSLA検出器の概念について説明します。ARGO-YBJ実験と同様にデジタルとアナログの両方の読み取り値を持つRPCの$10^4$m$^2$レイヤーを追加して、宇宙線の研究を大幅に改善する機能について、大きな天頂角のEASに焦点を当てて説明します。
| Title |
Constraining_hadron-quark_phase_transition_parameters_within_the_quark-mean-field_model_using_multimessenger_observations_of_neutron_stars |
| Authors |
Zhiqiang_Miao,_Ang_Li,_Zhenyu_Zhu,_and_Sophia_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00839 |
核物質のクォーク平均場（QMF）モデルを拡張し、中性子星のコア内部にクォーク物質が存在する可能性を調べます。QMFモデルは、核子の内部クォーク構造のダイナミクスを核物質で発生する相対論的平均場に一貫して関連付け、低密度核実験と中性子星観測の両方からの経験的制約を満たすことができます。ハドロン相のQMFと高密度クォーク相の「音速一定」パラメーター化を組み合わせて、1次のハドロンクォーク相転移に関する研究が行われます。核対称性エネルギー勾配パラメーター$L$と無次元相転移パラメーター（転移密度$n_{\rmtrans}/n_0$、転移強度$\Delta\varepsilon/\varepsilon_{\rmtrans}$、およびクォーク物質で平方された音速$c^2_{\rmQM}$）は、体系的にハイブリッド星の特性、特に最大質量$M_{\rmmax}$と半径および潮汐について調べられます典型的な$1.4M_{\odot}$スター$R_{\rm1.4}$の変形可能性。相転移のない中性子星で以前に発見されたものと同様に、対称エネルギー勾配と典型的な恒星半径の間の強い相関を示します。相転移を含めることで、最大質量（$M_{\rmmax}<3.6M_{\odot}$）および半径$1.4M_{\odot}$星（$R_{\rm1.4}\gtrsim9.6〜\rmkm$）、そして核転移密度の$\約1.31$倍以下では相転移が起こらないはずです。また、$\sim1.4M_{\odot}$星の半径と潮汐変形性の将来の測定、および非常に大規模なパルサーの質量測定は、コンパクトオブジェクトのクォーク物質の存在と量を明らかにするのに役立つことも示しています。
相互作用するクォーク物質状態方程式をもつ帯電した奇妙な星
| Title |
Electrically_charged_strange_stars_with_an_interacting_quark_matter_equation_of_state |
| Authors |
V._P._Goncalves,_L._Lazzari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00919 |
冷たくて密な摂動量子色力学（pQCD）に基づく相互作用するクォーク物質状態方程式（EoS）によって予測された、帯電した奇妙なクォーク星の特性を調べます。奇妙な星の安定性は、星内部の電荷分布と総電荷の異なる値のさまざまなモデルを考慮して分析されます。MITバッグモデルを使用して導出された予測との比較も示します。奇妙な星の中の正味の電荷の存在は、それらの中性の対応物と比較してより大きな最大質量を意味することを示します。さらに、pQCDEoSは荷電奇妙な星の最大質量の値が大きく、非常に重い荷電星は放射状振動に対して安定したシステムであることを示しています。$q（r）=\betar^3$によって与えられる電荷分布の場合、pQCDEoSは、MITとは対照的に、くりこみスケールの大きな値と$\beta$の大きな値に対して不安定な構成を意味しますバッグモデルの予測。
フィールド相関法の枠組み内でのハイブリッド星の構造と潮汐変形能
| Title |
Structure_and_tidal_deformability_of_a_hybrid_star_within_the_framework_of_the_field_correlator_method |
| Authors |
S._Khanmohamadi,_H._R._Moshfegh_and_S._Atashbar_Tehrani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01019 |
クォークモデルとしてゼロ温度限界まで拡張された、フィールド相関法の非摂動的フレームワーク内のハイブリッド星の構造が研究されています。ハドロンセクターについては、現象論的なアーバナ型3体力によって補足されたAV182体核子-核子相互作用を採用することにより、最低次の拘束変分法を使用しました。グルオン凝縮の適応値の場合、G2=0：006GeV4で、臨界温度は約Tcになります。170MeV、最大質量2：04Mの安定したハイブリッド星？予測されます。ハイブリッドスターの安定性は、広範囲のグルオン凝縮体の値G2、およびクォーク-反クォークポテンシャルV1について調査されています。ハイブリッド状態方程式は、潮流変形可能性に対する制約を満たし、したがって、バイナリGW170817から抽出された星の半径に対する制約を満たします。さらに、さまざまなチャープ質量とハイブリッド星のさまざまな連星質量比に対する潮汐変形性が研究されています。質量と半径の関係は、中性子星内部組成探索（NICER）から得られた新しい制約を満たします。ハイブリッド星の構造とそのコンパクトさ、潮汐ラブナンバー、および潮汐変形能に関する包括的な分析が、クォーク状態方程式のいくつかのパラメータセットに対して行われました。上記の量に対するさまざまな地殻状態方程式の影響が研究されています。私たちの計算は、クォーク-反クォークポテンシャルV1の値が約0.08GeVであることを示唆しています。この研究で達成された結果は、この主題で報告された他の計算と強く一致しています。
時空熱力学とバローホライズンエントロピーによる宇宙論の修正
通常のBekenstein-Hawking理論の代わりにバローエントロピーを使用して、「重力熱力学」予想の適用から生じる変更された宇宙シナリオを提示します。前者は、ブラックホールの地平線に複雑なフラクタル構造を与えることによって変形させる量子重力効果によるブラックホールのエントロピーの修正です。有効な暗黒エネルギーセクターを構成する新しい余分な項を含み、新しいバロー指数がそのベケンシュタインホーク値を取得する場合の通常のフリードマン方程式と一致する、修正された宇宙方程式を抽出します。有効な暗黒エネルギー密度パラメーターの進化の分析式を提示し、宇宙が通常の物質と暗黒エネルギーの時代を経ることを示します。さらに、ダークエネルギーの状態方程式パラメーターはバロー変形指数の値の影響を受け、真髄またはファントム領域にあるか、またはファントム分割交差が発生する可能性があります。最後に、漸近的に大きな時間で、宇宙は常にデシッター解をもたらします。
