SDSSメインサンプルのセル内のカウントからのGalaxy Biasと$ \ sigma_8 $
セル内カウント（CIC）銀河確率分布は、暗黒物質クラスタリング振幅$\sigma_8$と銀河バイアス$b$の両方に依存します。基礎となる暗黒物質分布の以前の処方と赤方偏移空間への線形体積変換に基づくCIC分布の理論を提示します。パワースペクトルとは異なり、CIC分布はバイアスと赤方偏移の両方が依然として線形であるのに十分な大きさのスケールで$\sigma_8$と$b$の間の縮退を壊すことを示します。したがって、両方のパラメーターの同時近似が得られます。まず、ミレニアムシミュレーションで手法を検証し、次にそれをSDSSMainGalaxyサンプルに適用します。$\sigma_8=0.94^{+。11}_{-。10}$と$b=1.36^{+。14}_{-。11}$が見つかりました。これは、赤方偏移とPlanckによる以前の補完的な結果と一致しています。。
高周波重力波の検出器としてのCMB Rayleigh-Jeansテール
磁場が存在する場合、重力波は光子に変換され、逆も同様です。この変換により、再イオン化の前にアクティブなMHzからGHzの重力波源の検出器として機能する宇宙マイクロ波背景（CMB）に歪みが生じることを示しています。電波望遠鏡EDGESの測定値は、最も強い（最も弱い）宇宙磁場の場合、78MHzで重力波振幅$h_c<10^{-21}（10^{-12}）$の境界としてキャストできます。現在の天体物理学的および宇宙論的制約によって許可されています。同様に、ARCADE2の結果は、$3-30$GHzで$h_c<10^{-24}（10^{-14}）$を意味します。最も強い磁場の場合、これらの制約は現在の実験室の制約を約7桁超えます。21cmの天文学の将来の進歩により、これらの境界が重力波の全エネルギー密度に対する宇宙論的制約の感度を下回る可能性があります。
暗い放射の等曲率に対するBBNの制約
初期の宇宙の標準モデルから完全に分離された暗い放射の存在は、関連する暗い放射の等曲率モードの可能性を開いたままにします。ビッグバン元素合成中の$N_{\rmeff}$の空間変動により、暗い放射アイソカーブの存在がヘリウムと重水素の原始的な存在量の空間変動につながることを示します。結果を使用して、このようなアイソカーバチュアモードの存在を$\sim1$Mpcスケールまでのスケールに制限します。さまざまな銀河の原始ヘリウムと水素、および重水素と水素の比率の過剰分散を測定することにより、銀河の平均等曲率の分散が$0.13/\Delta\bar{N}_{\rmeff}$未満になるように制約します95\％の信頼度。ここで、$\Delta\bar{N}_{\rmeff}$は、追加の暗い放射成分による$N_{\rmeff}$の空間平均の増加です。
反物質の巨視的暗黒物質{\bob（macros）}は、主に大きな断面積を持つ消滅を通じて普通の物質と相互作用する反物質の暗黒物質候補の一般的な{\bobクラス}を指します。地球観測、天体物理学、宇宙論的観測の組み合わせにより、反マクロパラメータ空間の一部が制約されます。ただし、パラメータ空間の広い領域は、特に核密度の高いオブジェクトの場合、制約されないままです。
HIR4：21cmマップと銀河クラスタリングの相互相関に刻印された宇宙論的特徴
| Title |
HIR4:_Cosmological_signatures_imprinted_on_the_cross_correlation_between_21cm_map_and_galaxy_clustering |
| Authors |
Feng_Shi,_Yong-Seon_Song,_Jacobo_Asorey,_David_Parkinson,_Kyungjin_Ahn,_Jian_Yao,_Le_Zhang_and_Shifan_Zuo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01407 |
DESIのような輝線銀河（ELG）の分布とTianlaiのような21cmの強度マップの間の宇宙論的マルチトレーサーの相乗効果を探索します。ライトコーンボリューム（HorizonRun4）でパーティクルシミュレーションから生成されたシミュレーションマップを使用し、スカイトリミングして、前景の汚染、その除去、および機器のノイズの影響を含めます。最初に、前景の残差のレベルを21cmマップに入れて、前景残差が回復した21cm信号にどのように影響するかを検証します。HIの角度オートパワースペクトルでは、コンタミネーションが小さい場合でも無視できませんが、HIと銀河間の角度クロスパワースペクトルの精度には影響しません。フォアグラウンドでクリーニングされたマップの場合、クリーニング手順で情報が失われるため、クロスパワースペクトルにもバイアスが生じます。ただし、クロスパワースペクトルからのバイアスはスケールに依存しないため、モデルの一部として簡単にパラメーター化でき、HI自動パワースペクトルのオフセットは非線形であることがわかりました。特に、クロスパワーは、機器のノイズによって引き起こされるパワースペクトル測定のバイアスをキャンセルすることでメリットが得られることをテストしました。次に、角度のクロスパワースペクトルをモデル化して、残余の前景からの汚染や機器のノイズの影響など、角度のクロスパワースペクトルの広帯域形状にBAO機能を適合させました。TianlaiPathfinder赤方偏移$0.775<z<1.03$の角直径距離$D_\mathrm{A}$の制約を予測し、その赤方偏移で3.3％の精度で距離を測定します。
将来の高速電波バースト観測を伴う動的暗黒エネルギーモデルの宇宙論的パラメータ推定
| Title |
Cosmological_parameter_estimation_for_dynamical_dark_energy_models_with_future_fast_radio_burst_observations |
| Authors |
Ze-Wei_Zhao,_Zheng-Xiang_Li,_Jing-Zhao_Qi,_He_Gao,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01450 |
高速無線バースト（FRB）は、無線周波数で放出される明るいパルスの神秘的な天体物理現象であり、将来的に頻繁に検出されることが予想されます。FRBの分散測定は宇宙論的パラメーターに関連しているため、FRBは、将来的にそのデータが大幅に蓄積されれば、新しい宇宙論的プローブに発展する可能性があります。この作業では、2つの動的暗黒エネルギーモデルで宇宙論的パラメーター推定を改善するための将来のFRBデータの機能を研究します。シミュレートされたFRBデータは、現在の宇宙マイクロ波背景（CMB）データに固有のパラメーター縮退を壊す可能性があることがわかります。したがって、CMBデータとFRBデータを組み合わせると、CMBまたはFRBを単独で使用する場合と比較して、ハッブル定数とダークエネルギーのパラメーターに対する制約を大幅に改善できます。既知の赤方偏移を持つFRBの1万のイベントが将来検出された場合、CMBデータに固有のパラメータ縮退を壊す際に、それらはバリオン音響振動（BAO）データよりも良好に動作します。また、FRBと重力波（GW）の標準サイレンデータの組み合わせにより、CMBおよびBAOデータからの結果を検証するための独立した低赤方偏移プローブが提供されることもわかりました。CMB、GW、およびFRBのデータの組み合わせの場合、制約への主な貢献はCMBおよびGWデータにあることがわかりますが、FRBデータを含めると、バリオン密度の制約を明らかに改善できます。
最後の旅。 I. Miraスーパーコンピュータでの極端なスケールのシミュレーション
| Title |
The_Last_Journey._I._An_Extreme-Scale_Simulation_on_the_Mira_Supercomputer |
| Authors |
Katrin_Heitmann,_Nicholas_Frontiere,_Esteban_Rangel,_Patricia_Larsen,_Adrian_Pope,_Imran_Sultan,_Thomas_Uram,_Salman_Habib,_Hal_Finkel,_Danila_Korytov,_Eve_Kovacs,_Silvio_Rizzi,_and_Joe_Insley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01697 |
ラストジャーニーは、5.025Gpcのサイドの長さを持つ周期的なボックス内で1.24兆個を超える粒子を進化させる、重力のみの宇宙論的N体シミュレーションです。これは、BG/QシステムであるMiraのHACCシミュレーションおよび分析フレームワークを使用して実装されました。宇宙論的パラメータは、プランク衛星からの結果と一致するように選択されています。さまざまな科学プロジェクトのセットを可能にすると同時に、結果のデータ量を管理しやすい状態に保つために、さまざまな分析ツールが現場で実行されています。redshiftz〜10から分析出力が生成され、後処理で半分析モデリングアプローチを使用して合成銀河カタログを作成できるようになりました。現場分析パイプラインの一部として、ハロー下部構造を追跡する新しい方法を採用し、サブハロコアの概念を導入します。多波長合成スカイマップの作成は、粒子のライトコーンをその場で生成することで容易になり、これもz〜10から始まります。シミュレーションのセットアップと生成されたデータ製品の概要を提供します。分析結果の最初のセットが表示されます。データのサブセットは公開されています。
非断熱暗黒エネルギー摂動に対する宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_on_non-adiabatic_dark_energy_perturbations |
| Authors |
Rub\'en_Arjona,_Juan_Garc\'ia-Bellido_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01762 |
暗黒エネルギーの正確な性質は現在不明であり、暗黒エネルギーが宇宙定数ではないと想定される場合、その宇宙論的摂動は通常、断熱的としてモデル化されます。ここでは、暗黒エネルギーが非断熱要素を持つ可能性を探り、それがいくつかの主要な宇宙論的観測値にどのように影響するかを調べます。物質密度の摂動の成長率と成長指数の解析解を提示し、それらを流体方程式の数値解とボルツマンコードクラスの実装の両方と比較すると、すべてが1％を大きく下回ることに同意しています。また、モンテカルロ解析を実行して、Planck、バリオン音響振動、パンテオンタイプで観測された宇宙マイクロ波背景の温度と偏光スペクトルを含む最新の宇宙データを使用して、非断熱コンポーネントのパラメータに制約を導き出しますIa超新星のコンパイルと最後に、物質の摂動の成長率のRedshiftSpaceDistortions（RSD）の測定。非断熱圧力摂動の振幅が$1\sigma$内のゼロと一致していることがわかります。最後に、「Gold2018」の成長率データのコンパイルに基づいて、MontePythonの一般公開されている新しいRSDの可能性も示します。
偏光回転とその温度およびE偏光との相関からのCMBパワースペクトルとバイスペクトルへの影響
| Title |
The_effects_on_CMB_power_spectra_and_bispectra_from_the_polarization_rotation_and_its_correlations_with_temperature_and_E-polarization |
| Authors |
Hua_Zhai,_Si-Yu_Li,_Mingzhe_Li,_Hong_Li,_and_Xinmin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01811 |
チャーム・サイモンス項は、宇宙のアキシオンのような場が電磁場に結合する際に使用され、CMBの偏光方向を回転させ、CPTの対称性を壊す効果があります。この回転は、回転角度が等方性または異方性であっても、CMBパワースペクトルを変更します。このホワイトペーパーでは、（異方性）回転角$\alpha$とCMB温度および（回転していない）$E$分極場の間の相関をさらに検討することにより、この問題を再検討します。これらの相関は、断熱初期条件の下で非ゼロのポテンシャルを持つAxionのようなモデルで生成できます。最初に、これらの相関がCMBパワースペクトルのさらなる修正にどのように寄与するかを調査し、次に、温度および回転分極フィールドのCMBバイスペクトルを計算します。$T\alpha$および$E\alpha$の相関関係がない場合、これらのバイスペクトルは消えます。したがって、CPT違反の検索や、Axionのようなモデルで発生した$T\alpha$および$E\alpha$の相関関係の検索に役立ちます。
インフレ重力波とエキゾチックなビッグバン核合成前宇宙論
| Title |
Inflationary_gravitational_waves_and_exotic_pre_Big_Bang_Nucleosynthesis_cosmology |
| Authors |
Alessandro_Di_Marco,_Gianfranco_Pradisi,_Giancarlo_de_Gasperis,_Paolo_Cabella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01822 |
最も人気のあるシナリオによると、初期宇宙は宇宙論的インフレと呼ばれる加速された膨張段階を経験しているはずでした。その後、標準的なビッグバン宇宙論が起こり、放射が支配的な時代を引き起こしました。しかし、インフレシナリオの詳細は完全には理解されていません。したがって、この論文では、可能な追加の（エキゾチックな）宇宙論的フェーズが標準ビッグバンの歴史の始まりを遅らせ、インテンション宇宙論的摂動に関連するいくつかの理論的予測を変更する可能性があるかどうかを調査します。スカラー比$r$。
軌道傾斜が高い主帯小惑星の光学分光法と測光
| Title |
Optical_spectroscopy_and_photometry_of_main-belt_asteroids_with_a_high_orbital_inclination |
| Authors |
Aya_Iwai,_Yoichi_Itoh,_Tsuyoshi_Terai,_Ranjan_Gupta,_Asoke_Sen,_Jun_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01123 |
私たちは51のメインベルト小惑星の低解像度光学分光を行いました。それらのほとんどは高度に傾斜した軌道を持っています。それらは、SDSS-MOC4カタログのDタイプの候補から選択されます。ハワイ大学2.2m望遠鏡とインドの天文学と天体物理学のための大学間センター2m望遠鏡を使用して、38の小惑星のスペクトルタイプを決定しました。それらの中で、8つの小惑星はD型小惑星として分類されました。D型小惑星の割合は、低軌道傾斜メインベルト小惑星では3.0+/-1.1、高軌道傾斜メインベルト小惑星では7.3+/-2.0です。私たちの研究の結果は、いくつかのD型小惑星がメインベルトと木星の間の黄道領域内で形成され、その後木星によって摂動されたことを示しています。
風で駆動される原始惑星系円盤におけるリング形成とダストダイナミクス：グローバルシミュレーション
| Title |
Ring_formation_and_dust_dynamics_in_wind-driven_protoplanetary_discs:_global_simulations |
| Authors |
A._Riols,_G._Lesur,_F._Menard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01194 |
大規模な垂直磁場は、原始惑星系円盤の進化において重要な役割を果たすと考えられています。両極性拡散などの非理想的な効果に関連して、それらはディスクの外側部分に降着を引き起こす可能性のある風を発生させることが知られています（$R>1$AU）。それらはまた、サブミリメーターまたは近赤外線機器（ALMAおよびSPHERE）によって最近イメージされたリングと同様に、ディスクを大規模な軸対称構造に自己組織化する可能性もあります。この論文の目的は、これらのガス状リングの形成の背後にあるメカニズムを調査することですが、大規模な磁場に通されたディスク内のダストのダイナミクスとその放出も理解することです。この目的を達成するために、PLUTOコードの修正バージョンを使用して、両極性拡散を伴うグローバルな電磁流体力学（MHD）軸対称シミュレーションを実行しました。中立面の$\beta$パラメータが$10^5$から$10^3$の範囲でさまざまな磁化を調査し、流体近似で処理された$100\mu$mから1cmの範囲のダスト粒子を含めました。最初に、（帯状流に関連する）気体の輪がMHD風の存在と密接に関連していることを示します。第2に、最近のALMA観測と互換性のある、ミリメートルサイズのダストが高度に堆積し、$R=100$AUで$\beta=10^4$の標準的な高さが1AUであることがわかります。また、これらの粒子が帯状流に関連する最大圧力に集中し、ダストの輪が形成されることも示しています。放射伝達コードMCFOSTを使用して、ダスト放出を計算し、ALMAなどの干渉計で観測されるリングギャップコントラストとスペクトルインデックスを予測しました。
恒星間彗星2I / Borisovの爆発と分裂
| Title |
Outburst_and_Splitting_of_Interstellar_Comet_2I/Borisov |
| Authors |
David_Jewitt,_Yoonyoung_Kim,_Max_Mutchler,_Harold_Weaver,_Jessica_Agarwal_and_Man-To_Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01242 |
星間彗星2I/Borisovでの測光バーストと分割イベントのハッブル宇宙望遠鏡による観測を紹介します。爆発は、彗星が2.8AUでアウトバウンドして最初に報告された（Drahusetal。〜2020）が、約100平方kmの断面積と、0.1mmサイズの粒子の質量が約2e7の固体粒子の放出によって引き起こされました。kg。後者は、核の質量の1e-4に対応し、半径500mの球と見なされます。過渡的な「二重核」が2020年3月30日（爆発から約3週間）にUT2020で観測され、断面積は約0.6平方km、対応するダストの質量は1e5kgでした。セカンダリは、3月28日以前に撮影された画像、および4月3日以降に撮影された画像には存在しませんでした。セカンダリの予期しない遅延の出現と急速な消失は、1つ以上の大きな（メートルサイズの）主要な核からの放出に続く、ガス放出トルクの作用下の岩。全体として、私たちの観察は、核の爆発と分裂は、総質量のごくわずかな部分を含む小さなイベントであることを明らかにします：2I/Borisovは、ほとんど無傷の惑星領域の通過を生き残ります。
EXPRESSとPPPSによって観測された低光度の巨大星の周りの4つの木星惑星
| Title |
Four_Jovian_planets_around_low-luminosity_giant_stars_observed_by_the_EXPRESS_and_PPPS |
| Authors |
M._I._Jones,_R._Wittenmyer,_C._Aguilera-G\'omez,_M._G._Soto,_P._Torres,_T._Trifonov,_J._S._Jenkins,_A._Zapata,_P._Sarkis,_O._Zakhozhay,_R._Brahm,_F._Santana,_J._I._Vines,_M._R._D\'iaz_and_M._Vu\v{c}kovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01277 |
M$_\star$が1.04〜1.39M$_\odot$の4つの低光度の巨星を周回する惑星の仲間の発見を報告します。4つすべてのホストスターは、EXoPlanetsaRoundEvolvedStarS（EXPRESS）プログラムと汎太平洋惑星探査（PPPS）によって個別に観測されています。コンパニオンシグナルは、ほぼ10年の間に得られたマルチエポックの精密半径方向速度によって明らかになりました。惑星の伴侶は、$\sim$1.2から7.1年の軌道周期、m$_{\rmp}$sini$\sim$1.8-3.7M$_{jup}$の最小質量、および0.08から0.42の離心率を示します。これらの4つの新しいシステムを含めて、EXPRESSとPPPSの共通のターゲットである37の巨大な星のうち11の惑星の仲間を検出しました。共通のサンプルから4つのコンパクトなバイナリを除外した後、親星から5AU以内を周回する巨大惑星（m$_{\rmp}\gtrsim$1-2M$\_{jup}$）の一部を取得しました$f=33.3^{+9.0}_{-7.1}\％$。この割合は、さまざまな動径速度調査によって以前に文献で報告された割合よりも大幅に高くなっています。同様に、惑星形成モデルは、太陽よりも重い星の周りのガス巨人の割合を予測します。
一次輸送法に基づく10個の太陽系外惑星とそれらのホスト星の総質量の推定
| Title |
Estimation_of_the_Total_Mass_of_10_Exoplanets_and_their_Host_Stars_Based_on_the_Primary_Transit_Method |
| Authors |
A._Poro,_M._Hedayatjoo,_Y._Dashti,_F._MohammadiZadeh,_M._Hashemi,_E._Rajaei,_A._Kazemi,_A._Sarostad,_M._Nastaran,_Z._Zarei,_A._Dehghani_Ghanatghestani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01583 |
この研究では、10個の太陽系外惑星が研究されました。彼らの測光観測はETDから得られました。データ削減ステップを実行した後、それらのパラメーターはExofastオンラインソフトウェアを介して取得されました。次に、この研究で言及されているソフトウェアを使用して、太陽系外惑星とホスト星の総質量を取得しました。この研究におけるホスト星の位置もH-Rダイアグラムにプロットされました。
地上観測によるトランジット法による周期研究
| Title |
Period_Study_by_the_Transit_Method_with_Ground-Based_Observations |
| Authors |
A._Poro,_F._Elmi_Kanklou,_S._Ranjbaryan_Iri_Olya,_N._Dashan,_F._Ansarinia,_F._Abdollahi,_A._Haselpour,_F._Dehghanizadeh_Baghdadabad,_F._Jahediparizi,_A._Gardi,_A._Hossein_vand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01587 |
この研究では、19個の太陽系外惑星が研究されました。彼らの測光観測はETDから得られました。データ削減ステップを実行した後、そのパラメーターはExofastオンラインソフトウェアを介して取得されました。次に、惑星の計算された軌道パラメーターと、結果として、この研究のすべての惑星の周期は、太陽系外惑星百科事典に匹敵します。また、観測から得られたTcとTdepthを示します。この研究におけるホスト星の位置もH-Rダイアグラムにプロットされました。
地上観測による10個の遷移する高温木星系外惑星の半径の研究
| Title |
Radius_Study_of_Ten_Transiting_Hot_Jupiter_Exoplanets_with_Ground-Based_Observations |
| Authors |
F._Davoudi,_A._Poro,_E._Paki,_P._Mirshafie,_F._Ahangarani,_A._Farahani,_M._Roshana,_F._Abolhasani,_Sh._Zamanpour,_E._Lashgari,_S._Modarres,_A._Mohandes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01591 |
この研究では、ExoplanetTransitDatabase（ETD）で利用可能な10個の熱い木星系外惑星の14個の光度曲線が分析されました。EXOFASTソフトウェアを使用して輸送パラメータを抽出しました。最後に、EXOFASTによって計算された惑星の半径パラメーターを、信頼区間法を使用して、NASAExoplanetArchive（NEA）の値と比較しました。この比較から得られた結果によると、NEA値と惑星の半径には許容できる一致があります。また、この研究の350mm光学系の平均値に基づいて、より多くの発見された惑星を研究するための適切な観察スキルがある場合、小型望遠鏡を使用して得られた結果は非常に重要である可能性があることを示しています。
CARMENESはM個の小人の周りの太陽系外惑星を探します。近赤外線での正確な放射速度の測定：超地球CD Cet bの例
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Measuring_precise_radial_velocities_in_the_near_infrared:_the_example_of_the_super-Earth_CD_Cet_b |
| Authors |
F._F._Bauer,_M._Zechmeister,_A._Kaminski,_C._Rodr\'iguez_L\'opez,_J._A._Caballero,_M._Azzaro,_O._Stahl,_D._Kossakowski,_A._Quirrenbach,_S._Becerril_Jarque,_E._Rodr\'iguez,_P._J._Amado,_W._Seifert,_A._Reiners,_S._Sch\"afer,_I._Ribas,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_A._Hatzes,_T._Henning,_S._V._Jeffers,_M._K\"urster,_M._Lafarga,_D._Montes,_J._C._Morales,_J._H._M._M._Schmitt,_A._Schweitzer,_E._Solano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01684 |
高解像度、デュアルチャネル、可視および近赤外分光器CARMENESは、M個の矮星に関する恒星および太陽系外惑星の研究に刺激的な機会を提供します。この作業では、近赤外線チャネルなどの複雑で積極的に冷却される極低温機器を使用して、可能な限り最高の半径速度精度に到達するという課題に取り組みます。機器の性能と、スペクトルから正確なドップラー測定値を導き出すために使用されるワークフローについて説明します。小さな太陽系外惑星を検出する両方のCARMENESチャネルの機能は、近くのM5.0VスターCDCet（GJ1057）の例で示されています。その周りに超地球（$4.0\pm0.4\、M_\oplus$）2.29d軌道上のコンパニオン。
55 Cancriシステムにおける彗星の理論的研究
55Cancriシステムでのさまざまな木星ファミリー彗星（JFC）の軌道統合を示します。この星は、超地球から木星型までの質量を持つ（少なくとも）5つの惑星を持っていることが知られています。さらに、観測上の制約によれば、〜0.8au〜〜5.7auの惑星のないスペースがあり、長期的な軌道の安定性など、居住可能な地球型惑星の主な可能性を提供します。したがって、55Cncシステムでの彗星の研究には、恒星の居住可能ゾーンにある地球型惑星への水の供給のための実行可能な候補メカニズムであると考えられていることに注目する強い動機があります。ただし、私たちの研究では、55CncシステムでのJFCアナログの安定性の持続時間は、システムの惑星構造に大きな違いがあるため、太陽系の彗星に比べてはるかに短いことが示されています。たとえば、惑星55Cnc-fと55〜Cnc-dの間では、55Cncシステムの惑星の質量は太陽系よりもはるかに大きいため、太陽系では地球と火星のような彗星の接近は起こりません。したがって、彗星は軌道上非常に安定していません。それにもかかわらず、0.8/5.7auギャップでの彗星と惑星の遭遇と彗星の衝突の増加が見込まれます。惑星の居住性の促進におけるエキソコメットの可能な役割を含む、55Cncシステムにおける居住可能な地球型惑星の可能性に光を当てるには、将来の観測と追加の理論的研究が必要です。
若い（<1Gyr）系外惑星は、系外惑星系の形成と初期の動的履歴について学ぶ機会を提供するので、系外惑星研究の非常に重要な領域です。ただし、若い太陽系外惑星を見つけることは、若いホスト星の高速回転と複雑な活動によって非常に複雑になり、最新の自動パイプラインではうまく処理されないことがよくあります。この作品は、通過する太陽系外惑星調査衛星（$TESS$）によって生成された30分のケイデンスのフルフレーム画像（FFI）から若い恒星の光度曲線のトレンド除去に特に焦点を当てた、LOWESSベースの代替パイプラインを示し、自動ピークなどの改善を含みます-ピリオドグラムの可視性と返されたトランジット形状を改善するための、マスクされたトランジットの恒星変動と補間のカット。この作品は、開発されたパイプラインの詳細と、$TESS$データのセクター1〜5の恒星連合内の若い星への適用の初期結果を示しています。この作業では新しい太陽系外惑星の候補信号は見つかりませんでしたが、興味深い結果には、30分のデータのみからセクター1〜5の若い星の周りのすべての既知の2分のTOIの回復、若い太陽系外惑星DSTucAbの回復、多数の若い食バイナリとさまざまな興味深いローテーション。各星について感度分析も行われ、注入された惑星の回復が、個々のターゲットの深度と周期の両方でどのように変化するかが示されました。若い太陽系外惑星の将来の探索の課題が議論されています。最大のものは、周期が1日未満で、確認された若い星の大きなサンプルが不足している恒星の回転です。
2014-2016年のDFMS / COPSデータに基づく67P / Churyumov-Gerasimenkoからの14種のガス生産
| Title |
The_gas_production_of_14_species_from_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko_based_on_DFMS/COPS_data_from_2014-2016 |
| Authors |
Matthias_Laeuter_and_Tobias_Kramer_and_Martin_Rubin_and_Kathrin_Altwegg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01750 |
67P/Churyumov-Gerasimenko彗星のコマは、ロゼッタ宇宙船によって探査され、さまざまな異なる分子を示しています。ROSINACOmet圧力センサーとDoubleFocusing質量分析計は、H2O、CO2、H2S、CO、O2、C2H6、CH3OH、H2CO、CH4、NH3、C2H5OH、HCN、OCSの14種類のガスを含む多くの揮発性化合物の現場密度を提供します、CS2。2014年8月から2016年9月までの全彗星ミッションで観測された密度を逆コマ収差モデルに適合させます。50個の時間間隔で3996個の三角形要素を含む彗星形状の表面放出を取得します。各ガスについて、系統的な誤差範囲を導出し、生産の一時的な進化、ピーク生産、および時間統合された総生産を報告します。核の2つの葉と北半球と南半球の生成について説明します。さらに、季節ごとの照明とガス生産の比較を提供します。
| Title |
OSSOS_XX:_The_Meaning_of_Kuiper_Belt_Colors |
| Authors |
David_Nesvorny,_David_Vokrouhlicky,_Mike_Alexandersen,_Michele_T._Bannister,_Laura_E._Buchanan,_Ying-Tung_Chen,_Brett_J._Gladman,_Stephen_D._J._Gwyn,_J._J._Kavelaars,_Jean-Marc_Petit,_Megan_E._Schwamb,_Kathryn_Volk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01806 |
観察結果によると、100kmクラスのカイパーベルトオブジェクト（KBO）は、（少なくとも）2つの色グループに分けることができます。これ以降、赤（R、gi<1.2）と非常に赤（VR、gi>1.2）になり、それらの表面構成。これは、KBOが比較的広い範囲の半径方向距離rにわたって形成されたことを意味すると考えられます。42<r<47auのコールドクラシックは主にVRであり、r=30auの既知のネプチューントロイの木馬は主にRです。ここでは、カイパーベルトが拡張された惑星ディスクから移入される移行/不安定性シミュレーションを実行します。Rオブジェクトがr<r*で形成され、VRオブジェクトがr>r*で形成され、30<r*<40auの場合、色の観察が最もよく理解できることがわかります。30<r*<40auで提案された遷移は、海王星からの軌道励起が30auを超えて始まる軌道に対して弱くなるため、動的にホットな母集団のVRオブジェクトがRオブジェクトよりも軌道傾斜が小さい理由を説明します。R-VR色の二峰性の考えられる原因について説明します。
ALMA [N \ i \ i] 205 \ mu mレンズ付きサブミリ波銀河ID 141の赤方偏移4.24における画像分光
| Title |
ALMA_[N_\i\i_]_205_\mu_m_Imaging_Spectroscopy_of_the_Lensed_Submillimeter_galaxy_ID_141_at_redshift_4.24 |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Xiaoyue_Cao,_Nanyao_Lu,_Ran_Li,_Chentao_Yang,_Dimitra_Rigopoulou,_Vassilis_Charmandaris,_Yu_Gao,_Cong_Kevin_Xu,_Paul_van_der_Werf,_Tanio_Diaz_Santos,_George_C._Privon,_Yinghe_Zhao,_Tianwen_Cao,_Y._Sophia_Dai,_Jia-Sheng_Huang,_David_Sanders,_Chunxiang_Wang,_Zhong_Wang,_Lei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01147 |
[NII]205$\mu$m線（以下[NII]）およびz（レストフレーム）197.6$\mu$mの基礎となる連続体。ID=141は、z=0.595の銀河ペアによるレンズ倍率の恩恵を受けて、最も明るいz$>4$SMGの1つです。$\sim1.2''$から$1.5''$（$1''\sim6.9$kpc）の角度解像度で、私たちの観察は明確に分離し、$での連続体とライン放出の両方で2つのレンズ画像を適度に解決します\rmS/N>5$。連続体ベースのレンズモデルは、平均増幅率が$\sim5.8$であることを意味し、レンズを外した連続体画像のS\'ericインデックス$\simeq0.95$とS\'eric半径が$\sim0であることを明らかにします.18''（\sim1.24$kpc）。さらに、ソース平面で再構築された[NII]速度場は、大きな半径で$\sim300$km/sの最大速度の回転成分によって支配され、$\sim10^{の暗黒物質ハロー質量を示しています。12}M_{\odot}$。これは、再構成された速度分散フィールドが銀河の外側のほとんどの部分で滑らかで適度な値（$<100$km/s）であることと相まって、回転によって動的にサポートされるディスク銀河であるID141の解釈に有利です。観測された[NII]/CO（7-6）および[NII]/[CII]158$\mu$mのライン光度比。対応するライン比とローカルからの遠赤外線カラー相関と一致しています。明るい赤外線銀河は、レンズ外の星形成率（$1.8\pm0.6）\times10^3M_\odot$/yrを意味し、星形成領域のサイズに関する独立した推定値$0.7^{+0.3}_{を提供します-0.3}$kpc半径。
銀河の恒星群集における環境の弱い痕跡
| Title |
The_weak_imprint_of_environment_on_the_stellar_populations_of_galaxies |
| Authors |
James_Trussler,_Roberto_Maiolino,_Claudia_Maraston,_Yingjie_Peng,_Daniel_Thomas,_Daniel_Goddard_and_Jianhui_Lian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01154 |
SDSSDR7の銀河の恒星集団の環境依存性を調査します。以前の作品をエコーすると、衛星は同じ恒星質量の中心よりも金属に富んでいる（<0.1dex）と古い（<2Gyr）の両方であることがわかります。ただし、星形成、グリーンバレー、受動銀河を分離した後、恒星の金属性（<0.03dex）と年齢（<0.5Gyr）の両方の実際の環境依存性は、実際にははるかに弱いことがわかります。銀河が区別されない場合に見られる強力な環境効果は、銀河の消光された部分の環境依存性によってもたらされる選択効果の組み合わせから生じることを示し、したがって、星形成、グリーンバレー、およびパッシブの分離を強く推奨します。銀河の性質の環境依存性が調査されたときの銀河。また、中心銀河と衛星銀河のそれぞれについて、環境のさらなる傾向を個別に調査します。星形成銀河は、中心部にも衛星にも環境への影響を示さないことがわかります。対照的に、パッシブおよびグリーンバレーサテライトの恒星の金属性は、ハロー質量の増加に伴って弱く増加し、局所的な密度が増加し、中心からの予測距離が減少します。この効果は、衛星銀河の消光に寄与する中程度の環境飢餓（「絞殺」）の観点から解釈されます。最後に、恒星質量の固有の特徴を見つけます-パッシブセントラルの恒星金属性関係。この効果は、受動的な中心銀河および/または前駆体バイアスのドライマージの観点から解釈されます。
ホスト銀河に対する強力なAGNの影響の確立
| Title |
Establishing_the_impact_of_powerful_AGN_on_their_host_galaxies |
| Authors |
C.M._Harrison_(Newcastle_University),_S.J._Molyneux,_J._Scholtz,_M.E._Jarvis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01196 |
銀河の形成中に活動銀河核（AGN）の役割を確立することは、銀河形成理論の最大の課題の1つのままです。これに対処するために、私達は調査する私達の最近の仕事を要約します：（1）イオン化された流出の物理的ドライバーと（2）星の形成とAGNホスト銀河の分子ガス含有量へのジェット/流出による影響の観察のサイン。AGNホストでの電波放射と極端なイオン化ガスの運動学との関係を確認します。放射の選択されたAGNは、投影された電波放射の線形範囲が分光アパーチャ内に制限されている場合、（[OIII]輝線によって追跡されるように）イオン化された流出を示す可能性が大幅に高くなります。10の明るいタイプ2AGNのフォローアップの高解像度電波観測と積分フィールド分光法は、星間媒質と相互作用する中程度のパワーの若い（またはフラストレーションのある）ジェットを明らかにします。これらの情報源は、高度に星形成とガスに富む銀河に住んでいることがわかります。さらに、ALMAに由来するダストマップをz〜2X線AGNの8つのホスト銀河の積分フィールド分光法と組み合わせることにより、Hアルファ放射が星形成の信頼性の低いトレーサーであることを示します。イオン化された流出を伴う5つのターゲットでは、星形成のその場での劇的な停止は見られません。これらの研究の両方で、これらのAGNがホスト銀河に悪影響を与える場合、それは小さな（未解決の）空間スケールで発生している必要があるか、観測可能な銀河全体の影響がまだ発生していないことがわかります。
天の川のスパイラルアーム幅を定義するための新しいマルチトレーサーアプローチ
銀河の半径の関数として、天の川の渦状腕の幅に関する最近の観測を分析し、この関係を密度波理論からの予測と比較します。次の方法を使用します。各スパイラルアームで、密度波の衝撃波フロント近くの星形領域（ラジオメーザー）とポテンシャル近くの古くなった星領域（拡散COガス）の間の分離（またはオフセット）に集中します。密度波の最小値。これら2つのトレーサー間の距離を腕の幅と見なします。新しい結果：250+/-50pc近くの典型的な分離（メーザーからCOガスへの拡散）が見つかり、銀河半径が約25+/-5pc/kpcでこの分離が増加しています。予想どおり、この分離はダストレーンと古い星の領域の間で以前に見つかった分離よりもやや小さいことに注意してください。全体として、これらの結果は密度波の基本をサポートしています。
拡散ガスから高密度分子雲コアまで
| Title |
From_diffuse_gas_to_dense_molecular_cloud_cores |
| Authors |
Javier_Ballesteros-Paredes,_Philippe_Andr\'e,_Patrck_Hennebelle,_Ralf_S._Klessen,_Shu-ichiro_Inutsuka,_J.M._Diederik_Kruijssen,_M\'elanie_Chevance,_Fumitaka_Nakamura,_Angela_Adamo,_Enrique_V\'azquez-Semadeni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01326 |
分子雲は銀河の基本的な成分です。それらは、拡散ガスを星に変換するチャネルです。彼らがそれを行う方法の詳細なプロセスは完全には理解されていません。分子雲とその部分構造の現在の知識を$\sim〜$1〜kpcのスケールからフィラメントおよびコアスケールまでレビューします。最初に、暖かい拡散星間物質から冷たく密な分子雲までの雲形成のメカニズム、分子形成のプロセス、および熱的および重力不安定性の役割を確認します。また、雲が質量を集める主な物理的メカニズムについても説明し、それらすべてがプロセスのさまざまな段階で役割を果たす可能性があることに注意してください。次に、雲のダイナミクスを理解するために、広く使用されているビリアル定理と、分子雲の測定可能な特性との関係について批評します。これらのプロパティは、雲の動的な状態を理解するためのツールであるため、批評的に分析します。最後に、分子雲のユビキタスなフィラメント構造とその星間核と星形成への接続について説明します。
MaNGAからの円盤銀河の表面輝度プロファイルの破れの起源に関する新しい制約
| Title |
New_Constraints_On_the_Origin_of_Surface_Brightness_Profile_Breaks_of_Disk_Galaxies_From_MaNGA |
| Authors |
Yimeng_Tang,_Qianhui_Chen,_Hong-Xin_Zhang,_Zesen_Lin,_Guangwen_Chen,_Yulong_Gao,_Zhixiong_Liang,_Haiyang_Liu,_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01356 |
近くの円盤銀河で広く観察されている表面輝度プロファイル（SBP）の起源を調査するために、MaNGA分光測量調査から選択された635個の円盤銀河の恒星個体群プロファイルの比較研究を行います。私たちは銀河を単一指数（TI）、下向き（TII）、上向き（TIII）のSBPタイプに分類し、それらのスピンパラメーターと年齢/金属に敏感なスペクトル特徴の放射状プロファイルを導出します。ほとんどのTII（TIII）銀河には、ダウンベンディング（アップベンディング）星形成率（SFR）放射状プロファイルがあり、SFR強度の急激な放射状変化がTIIおよびTIIIブレークの形成に寄与していることを意味します。それにもかかわらず、私たちの銀河とシミュレーションの比較は、恒星の移動がダウンベンディングの$\Sigma_{\star}$プロファイルブレークを弱めるのに重要な役割を果たすことを示唆しています。SIIの破壊強度とTII銀河の年齢/金属に敏感なスペクトル特性との間には相関関係がありますが、TIII銀河にはそのような相関関係は見られません。$\Sigma_{\star}$の破壊強度とTIII銀河の表面輝度プロファイルの間の良い対応によって。銀河スピンがさまざまなSBPタイプの形成に関連するパラメーターであることの証拠は見つかりません。また、さまざまなSBPタイプの銀河の非対称性に大きな違いも見られません。これは、最近の環境障害や衛星の降着が大きな影響を与えていないことを示唆しています。形成を壊す。サンプルを初期と後期の形態タイプに分割することにより、異なるSBPタイプの銀河はほぼ同じ固い恒星の質量-$R_{25}$の関係に従うことがわかり、恒星の移動だけでSBPタイプをTIIからTIからTIIIへの変更はほとんどありません。
ATOMS：大規模な星形成領域のALMA 3ミリメートル観測-I.調査の説明とG9.62 + 0.19の最初の調査
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_I._Survey_description_and_a_first_look_at_G9.62+0.19 |
| Authors |
Tie_Liu,_Neal_J._Evans,_Kee-Tae_Kim,_Paul_F._Goldsmith,_Sheng-Yuan_Liu,_Qizhou_Zhang,_Kenichi_Tatematsu,_Ke_Wang,_Mika_Juvela,_Leonardo_Bronfman,_Maria._R._Cunningham,_Guido_Garay,_Tomoya_Hirota,_Jeong-Eun_Lee,_Sung-Ju_Kang,_Di_Li,_Pak-Shing_Li,_Diego_Mardones,_Sheng-Li_Qin,_Isabelle_Ristorcelli,_Anandmayee_Tej,_L._Viktor_Toth,_Jing-Wen_Wu,_Yue-Fang_Wu,_Hee-weon_Yi,_Hyeong-Sik_Yun,_Hong-Li_Liu,_Ya-Ping_Peng,_Juan_Li,_Shang-Huo_Li,_Chang-Won_Lee,_Zhi-Qiang_Shen,_Tapas_Baug,_Jun-Zhi_Wang,_Yong_Zhang,_Namitha_Issac,_Feng-Yao_Zhu,_Qiu-Yi_Luo,_Archana_Soam,_Xun-Chuan_Liu,_Feng-Wei_Xu,_Yu_Wang,_Chao_Zhang,_Zhiyuan_Ren,_Chao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01549 |
{\itALMA3ミリメートルObservationsofMassiveStar-formingRegions}を表す"ATOMS"調査は、ALMABand3で146のアクティブな星形成領域を観察し、さまざまな高密度ガストレーサーの空間分布を星の形成における恒星フィードバックの役割を研究し、巨大な塊の内部のフィラメント状構造を特徴付けるための、銀河の塊の大きなサンプル。この作業では、G9.62+0.19複合システムのケーススタディを使用して、「ATOMS」調査の観察、データ分析、およびサンプルサイエンスを紹介します。このソースに向かって、CS$J=2-1$、HCO$^+$$J=1-0$およびHCN$J=1-0$を含む、一般に高密度ガスをトレースすると想定されるいくつかの遷移が表示されることがわかります塊内の低密度領域でのガス放出の拡大;それらの放出の25\％未満は高密度のコアからのものです。SO、CH$_3$OH、H$^{13}$CN、およびHC$_3$Nは、空間分布に同様の形態を示し、高密度のコアをよく示しています。広範囲の狭いSiO放出が存在し（$\sim$1pc以上）、これは大規模な衝突流またはH{\scii}領域からの遅い衝撃によって引き起こされる可能性があります。拡大するH{\scii}領域からの恒星のフィードバックにより、出生時の塊が大幅に再形成され、ガスの空間分布が大幅に変化しました。また、G9.62+0.19複合体における連続した高質量星の形成も説明できる可能性があります。ATOMS調査データは、「MALT90」、「OrionB」、「EMPIRE」、「ALMA\_IMF」、「ALMAGAL」などの他の調査データと一緒に分析して、「高密度ガス」の星形成に関する理解を深めることができます。スケーリング関係と大規模なプロトクラスター形成。
Galaxy Evolution IIの新しい分析ソリューション：風のリサイクル、銀河の噴水、後期型銀河
| Title |
New_Analytic_Solutions_for_Galaxy_Evolution_II:_Wind_Recycling,_Galactic_Fountains_and_Late-Type_Galaxies |
| Authors |
A._Lapi_(1,2,3,4),_L._Pantoni_(1,3),_L._Boco_(1,2,3),_L._Danese_(1,2)_((1)_SISSA,_Trieste,_Italy,_(2)_IFPU,_Trieste,_Italy,_(3)_INFN/TS,_Trieste,_Italy,_(4)_INAF/OATS,_Trieste,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01643 |
Pantonietal。で提示されている分析ソリューションを一般化します。（2019）円盤状に支配された後期型銀河におけるガス、恒星、金属、およびダスト含有量の空間平均の時間発展を首尾一貫して調査することを目的として、風のリサイクルと銀河の噴水の簡単かつ効果的な説明を含める（LTG）。私たちの分析ソリューションは、パラメーター設定の特定の処方と$N-$bodyシミュレーションからのハロー降着率を補足すると、ローカルLTGが従う主要な統計的関係を再現するために利用できます。これらは、恒星の質量の関数として、星形成効率、ガス質量分率、ガス/星の金属性、ダスト質量、星形成率、特定の角運動量、および全体の質量/金属バジェットを含みます。私たちの分析ソリューションは、LTGでの銀河形成を支配する主要な物理的プロセスの多様な役割を簡単に解決することができます。特に、ガスの質量を効率的に補給し、星形成のタイムスケールを拡張し、ガスと星の金属濃縮を促進する上での、風の再利用と銀河の噴水の重要な関連性を強調します。全体として、私たちの分析ソリューションは、より洗練された半分析モデルと数値シミュレーションで現在実装されている（サブグリッド）物理レシピを改善するための基礎を提供し、解釈とローカルおよびより高い赤方偏移LTGの現在および将来の空間平均観測値の予測。
ガイアDR2に照らした天の川のクラスター年齢関数
| Title |
The_Milky_Way's_cluster_age_function_in_light_of_Gaia_DR2 |
| Authors |
Friedrich_Anders,_Tristan_Cantat-Gaudin,_Irene_Quadrino-Lodoso,_Carme_Jordi,_Mark_Gieles,_Alfred_Castro-Ginard,_Lola_Balaguer-N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01690 |
私たちは銀河系の開放星団の年齢分布を系統的に再分析します。太陽の周りの2kpcシリンダーに含まれ、Gaia衛星からの天文学および測光データで特徴付けられた834の散開星団の均一に決定された年齢のカタログを使用して、天の川からのデータに依存していた以前の作品を改訂する必要があることがわかります星団調査。サンプルの年齢依存完全性制限を確立した後、$6.5<\logt<10$の範囲のクラスター年齢関数は、MCMCフィッティングによって決定されるパラメーターを持つSchechter型または壊れたべき法則関数と互換性があることがわかります。私たちの最適値は、過去5年間に得られた結果と比較して、年齢関数が（$2-3$倍）早く低下したことを示しており、代わりに2000年代初頭に得られた結果と電波観測との互換性が高くなっています。内部ディスククラスタの。さらに、Lamersらの動的クラスター形成および破壊モデルとの優れた一致が見つかりました。（2005）、$10^4\、{\rmM}_{\odot}$クラスター、および現在のクラスター形成率$\の典型的な破壊時間スケールが$\sim1.5$Gyrであることを示しますsim0.6\pm0.1$Myr$^{-1}$kpc$^{-2}$。これは、太陽近傍で生まれたすべての星の8％から15％だけが束縛クラスターを形成していることを示唆しています。開クラスター形成と進化モデルにより正確な制約を課すために、正確なクラスター質量測定が必要です。
JVLA観測による南部ナローラインセイファート1銀河の電波形態
| Title |
Radio_morphology_of_southern_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_with_the_JVLA_observations |
| Authors |
S._Chen,_E._Jarvela,_L._Crepaldi,_M._Zhou,_S._Ciroi,_M._Berton,_P._Kharb,_L._Foschini,_M._Gu,_G._La_Mura,_and_A._Vietri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01700 |
南部の細いラインのセイファート1銀河（NLS1s）のサンプルについて、5.5GHzでKarlG.Jansky超大型アレイC構成を使用して行われた新しい電波観測の結果を示します。この作業により、南半球で既知の電波で検出されたNLS1の数が増加し、NLS1の電波放射が主にkpcスケールの中央領域に集中し、拡散放射を示すのはほんのわずかなソースだけであることを確認します。RQNLS1sでは、ラジオ光度は急峻なスペクトルソースで高く、フラットスペクトルソースで低くなる傾向があります。これは、RLNLS1とは逆です。これは、急勾配のNLS1の電波放射が、整列不良のジェット、AGN駆動の流出、またはコンパクトコアに重なる星形成によって支配されているためと考えられます。代わりに、フラットNLS1の電波放射は、まだ無線ジェットと流出を開発していない中央コアによって生成される可能性があります。私たちは、kpcスケールのラジオジェットを備えた新しいNLS1を発見し、強力なジェットが大質量のブラックホールを生成する必要がないことを確認します。また、星形成に支配されている情報源を見つけます。これらのNLS1は、さまざまなメカニズムの電波放射を調査する際の新しい候補になる可能性があります。
若い恒星連合の誕生場所：綿状の波状ディスクにおける最近の星形成
| Title |
Birth_Sites_of_Young_Stellar_Associations:_Recent_Star_Formation_in_a_Flocculent_Corrugated_Disk |
| Authors |
Alice_C._Quillen,_Alex_R._Pettitt,_Sukanya_Chakrabarti,_Yifan_Zhang,_Jonathan_Gagn\'e,_Ivan_Minchev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01723 |
後方軌道統合を使用して、70マイアよりも若い、太陽の近傍で識別された若い恒星連合と移動グループの出生位置を推定します。これらのほとんどの恒星連合の誕生場所は太陽よりも小さなガラクトセントリック半径にあり、誕生後に星が半径方向外側に移動したことを示しています。このルールの例外には、太陽のガラクトセントリック半径の外側に形成されたアーガスおよびオクタンスの関連付けが含まれます。恒星連合の出生高さの変化は、現在のフィラメント状分子雲の分布とダストの消光マップから推測されるものと同様に、それらが分子雲の波板で生まれたことを示唆しています。異なるが近回転パターン速度と異なる高さの複数のスパイラルアームフィーチャーは、恒星連合の出生部位を説明できます。若い恒星の関連付けは、太陽近傍の星のUV恒星の速度分布のピークの間にあることがわかります。彼らがそれを横切る恒星の軌道を混乱させるらせん状の腕で生まれたならば、これは予想されるでしょう。対照的に、恒星会合は鉛直位相空間分布のピークの近くに位置しているように見え、恒星会合が生まれるガスが低速分散ディスク星とともに垂直に移動することを示唆しています。
LITTLE THINGSドワーフ銀河の星間物質の穴と殻のカタログ
| Title |
A_Catalog_of_Holes_and_Shells_in_the_Interstellar_Medium_of_the_LITTLE_THINGS_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Nau_Raj_Pokhrel,_Caroline_E._Simpson_and_Ioannis_Bagetakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01735 |
LITTLETHINGS（輝度の極値を追跡するローカル不規則性、\HI近くの銀河調査）の41のガスに富む矮小銀河の中性原子水素（\HI）の穴と殻のカタログを提示します。小さな銀河の\HIにおける星の形成と構造および運動学の間の関係の調査の一部としてそれらの特性を分析しました。38pc（解像度限界）と2.3kpcの間に306の穴が確認され、拡張速度は最大30\kmsでした。\HaとFUV放出によって測定されたグローバルな星形成率は、サンプルにカタログ化された穴を作成するために必要なエネルギーから推定されたものと一致しています。全球の星形成率とサンプルの\HI表面および体積の多孔度の間に明らかな相関関係はありませんでしたが、4つの最低多孔度銀河のうちの2つと2つの最高多孔度銀河には、\HaとFUVの放出によって測定される最近の星形成はありません。。
天の川の初期のアセンブリを年代順にさかのぼります
| Title |
Chronologically_dating_the_early_assembly_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Josefina_Montalb\'an_(1),_John_Ted_Mackereth_(1),_Andrea_Miglio_(1_and_2),_Fiorenzo_Vincenzo_(3,4_and_1),_Cristina_Chiappini_(5),_Ga\"el_Buldgen_(6),_Beno\^it_Mosser_(7),_Arlette_Noels_(8),_Richard_Scuflaire_(8),_Mathieu_Vrard_(4_and_10),_Emma_Willett_(1_and_2),_Guy_R._Davies_(1_and_2),_Oliver_Hall_(1_and_2)_Martin_Bo_Nielsen_(1,2_and_11),_Saniya_Khan_(1_and_2),_Ben_M._Rendle_(1_and_2),_Walter_E._van_Rossem_(1_and_2),_Jason_W._Ferguson_(9)_and_William_J._Chaplin_(1_and_2)_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Birmingham,_UK,_(2)_SAC,_Aarhus_University,_Denmark,_(3)_Center_for_Cosmology_and_AstroParticle_Physics,_The_Ohio_State_University,_USA,_(4)_Departement_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University,_USA,_(5)_Leibniz-Institut_fur_Astrophysik_Potsdam,_Germany,_(6)_Observatoire_de_Gen\`eve,_Universit\'e_de_Gen\`eve,_Switzerland,_(7)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_de_Paris,_France,_(8)_STAR_Institute,_University_of_Li\`ege,_Belgium,_(9)_Departement_of_Physics,_Wichita_State_University,_USA,_(10)_Instituto_de_Astrof\'sica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_Portugal,_(11)_Center_for_Space_Science,_NYUAD,_New_York_University_Abu_Dhabi,_United_Arab_Emirates) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01783 |
天の川は、他の円盤銀河と同様に、その初期の歴史の中で暴力的な合併とより小さな衛星銀河の増加を受けました。$\mathitGaia$-DR2と分光学的調査のおかげで、そのような合併の名残が特定されました。そのような出来事の年代順の年代測定は、高赤方偏移での銀河の形成と進化を明らかにするために重要ですが、これらの最も古い星の正確な年齢を取得することが困難なため、これまで挑戦的でした。ここでは、星占い学-恒星振動の研究-を運動学および化学的存在量と組み合わせて、$\mathit{Kepler}$宇宙ミッションで観測された星のサンプルの正確な恒星年齢（$\sim$11％）を推定します。重要なことに、このサンプルには、銀河の内部で形成された最も古い星の一部だけでなく、外部で形成され、その後天の川に付着した星も含まれます。年齢におけるこの前例のない時間分解能を活用して、衛星銀河の落下前に銀河がすでに星（現在は主に厚い円盤に常駐している）のかなりの人口を形成していたモデルを支持して、圧倒的な証拠を提供します$\mathit{Gaia}$-$\mathit{Enceladus}$100億年前。
Sgr A *ブラックホールとの相互作用による惑星をホストする連星の運命
| Title |
The_Fate_of_Binary_Stars_Hosting_Planets_upon_Interaction_with_Sgr_A*_Black_hole |
| Authors |
Roberto_Capuzzo-Dolcetta_and_Nazanin_Davari_(Dep._of_Physics,_Sapienza,_Universita`di_Roma,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01807 |
私たちの銀河は、その中心に非常に巨大なオブジェクトをホストしています。これは、しばしば超大質量ブラックホールSgrA*と呼ばれます。その重力の潮汐場は非常に強いので、その近傍を通過する連星を剥ぎ取り、連星の成分の1つを超高速星（HVS）として加速し、もう一方の星をS星として捉えることができます。多くの連星系が惑星をホストすることが知られていることを考慮に入れて、この論文では連星とそれらの惑星系とSgrA*巨大オブジェクトとの密接な相互作用の研究を広げることを目指します。結果は、ポストニュートン近似を含む高精度の$N-$bodyコードを介して取得されます。SgrA*との相互作用後の星と惑星の捕捉と放出の可能性を定量化し、その周りに捕捉された星の割合が惑星のそれの約3倍（〜49.4％対〜14.5％）と超高速の割合であることを見つけます惑星（HVP）放出はHVSの約2倍です（〜21.7％対〜9.0％）。観測対応の実際の可能性は、さらなる調査に値します。
銀河系外の光源の位置精度に対する銀河系重力場の影響。 II観測的外観と検出可能性
| Title |
Influence_of_the_Galactic_gravitational_field_on_the_positional_accuracy_of_extragalactic_sources._II_Observational_appearances_and_detectability |
| Authors |
Tatiana_I._Larchenkova,_Natalia_Lyskova,_Leonid_Petrov,_Alexander_A._Lutovinov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01814 |
銀河の重力場の局所変動による遠方源の見かけの天体位置のジッター効果を検出する可能性を検討します。高精度の電波干渉法を使用して、異なる空の方向で銀河系外の2つのサンプル（ターゲットとコントロール）を観測することが提案されています。〜2年のスケールで、ターゲットソースのペアの測定されたアーク長の標準偏差が、$3\sigma$レベルのコントロールのものと比較して、精度が次の場合、体系的な増加を検出できることが示されています微分天文観測は約10$\mu$asです。VLBIと比較してベースラインが短いKVNまたはVERA干渉計で達成された現在の最先端の精度30$\mu$の場合、ターゲットとコントロールのサンプルは2$\sigma$でのみ異なります10年規模のレベル。この時間間隔で$3\sigma$レベルを達成するには、精度を最大20$\mu$asまで向上させる必要があります。2つのソース間のアーク長の測定にも影響を与える可能性のある他の考えられる影響について説明し、それらを最小化する観測戦略を提案します。
銀河核における暴走恒星衝突によって駆動される大規模なブラックホール形成の観測的サポート
| Title |
Observational_Support_for_Massive_Black_Hole_Formation_Driven_by_Runaway_Stellar_Collisions_in_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Andres_Escala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01826 |
ここでは、銀河核における恒星衝突によって引き起こされる大規模なブラックホール形成のシナリオを探索し、暴走恒星衝突によって引き起こされる核恒星クラスターにおけるグローバルな不安定性の新しい形成レジームを提案します。マグニチュードの推定値を使用して、観測された核星団が、システム全体で恒星の衝突が動的に関連している体制を回避することを示します。一方、巨大なブラックホールの解決された検出は、このような衝突が支配的な体制です。我々はこの結果を、巨大ブラックホールと核星団が共通の形成メカニズムの異なる進化経路であり、両方が中央の巨大オブジェクトであるという標準的な用語で統一されていると解釈します。$\rm\sim10^8\よりも重い中央の巨大なオブジェクトの形成シナリオを提案します。M_O$は（ビリアル平衡で）密度が高すぎて恒星の衝突に対してグローバルに安定せず、その質量のほとんどが形成に向かって崩壊します。巨大なブラックホールの。反対に、これは密度の低い中央の巨大なオブジェクトのコアにのみ当てはまり、ブラックホール効率がはるかに低いブラックホールが形成されます$\rm\epsilon_{BH}=\frac{M_{BH}}{M_{CMO}}$、これらの効率$\rm\epsilon_{BH}$は$\rm\sim10^7\、M_O$よりも大きな中央の大規模オブジェクトに対して劇的に増加し、$\rmM_{CMO}\の周りの単一性に近づきますsim10^8\、M_O$。提案されたシナリオは、質量、効率、および大規模なブラックホールと核星団間のスケーリング関係で観察された相対的な傾向をうまく説明できることを示しています。
| Title |
Bremsstrahlung_in_GRMHD_models_of_accreting_black_holes |
| Authors |
R._Yarza_(1_and_2),_G._N._Wong_(1),_B._R._Ryan_(3),_C._F._Gammie_(1_and_2)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Illinois,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Illinois,_(3)_CCS-2,_Los_Alamos_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01145 |
ゆっくり降着する超大質量ブラックホールの周りの熱い降着流からの放出における制動放射の役割は完全には理解されていません。他の放射プロセスに対する制動放射の重要性を評価するために、シンクロトロン放射、逆コンプトン散乱、制動放射を含む、ゆっくりと降着する超巨大ブラックホールの周りの降着円盤のスペクトルエネルギー分布（SED）を計算します。（i）$10^{-8}M_{\odot}$ブラックホールの降着率が$10^{-8}\dot{M}_{\textの4つの軸対称放射一般相対論的電磁流体力学（RadGRMHD）シミュレーションのSEDを計算します{Edd}}$と$10^{-5}\dot{M}_{\text{Edd}}$、（ii）M87$^\ast$の4つの軸対称RadGRMHDシミュレーション、さまざまな無次元スピン$a_\ast$とブラックホールの質量、および（iii）SgrA$^\ast$用にスケーリングされた3DGRMHDシミュレーション。$10^{-8}\dot{M}_{\text{Edd}}$では、光度のほとんどはシンクロトロン放射ですが、$10^{-5}\dot{M}_{\text{Edd}では}$3つの放射プロセスの光度は似ています。ほとんどのモデルでは、制動放射が$512\text{keV}$付近のSEDを支配しています。M87$^\ast$モデルでは、$a_{\ast}=0.5$の場合はbremsstrahlungがSEDのこの部分を支配しますが、$a_{\ast}=0.9375$の場合は逆コンプトン散乱が支配します。散乱は制動放射よりも変動が大きいため、この結果は$512\text{keV}$の変動がブラックホールスピンの診断になり得ることを示唆しています。付録では、文献にあるいくつかの制動放射式を比較します。
合併後1000日：GW170817からのX線放出継続
| Title |
A_thousand_days_after_the_merger:_continued_X-ray_emission_from_GW170817 |
| Authors |
E._Troja,_H._van_Eerten,_B._Zhang,_G._Ryan,_L._Piro,_R._Ricci,_B._O'Connor,_M._H._Wieringa,_S._B._Cenko,_T._Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01150 |
チャンドラX線望遠鏡による最近の観測では、過渡的なGW170817からのX線放出が検出され続けています。2020年3月9日から3月16日の間に行われた合計96.6ksの露出（合併後935日から942日）では、ソース位置で合計8つの光子が測定され、約5シグマの有意性に相当します。オーストラリアの望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用した無線監視では、代わりに、ソースが検出しきい値（<33uJy、3シグマ）を下回ったことを示しています。一定のスペクトルインデックスベータ=0.585を仮定することにより、以前の予測よりも高い約1.4E-15erg/cm^2/sの非吸収X線フラックスを導き出しますが、それでも単純な構造化ジェットモデルと一致します。X線の長時間放出を説明する可能性のあるシナリオについて説明します。現在のデータセットは、長寿命の中央エンジンによるエネルギー注入と、準相対論的マージャーイジェクタと周囲の媒体との相互作用から発生するキロノバ残光の発生と一致しています。これらのさまざまなモデルをテストするには、このソースの長期的な監視が不可欠です。
1366 BATSEカタログ長期間ガンマ線バーストの未知の赤方偏移を推定するためのマルチレベルの経験的ベイズアプローチ
| Title |
A_Multilevel_Empirical_Bayesian_Approach_to_Estimating_the_Unknown_Redshifts_of_1366_BATSE_Catalog_Long-Duration_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Joshua_A._Osborne,_Amir_Shahmoradi,_Robert_J._Nemiroff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01157 |
確率的赤方偏移推定値のカタログと、バーストと過渡信号源実験（BATSE）によって検出された1366の個別の長時間ガンマ線バースト（LGRB）のカタログを提示します。この結果は、赤方偏移の5次元空間における1366BATSELGRBの人口分布の慎重な選択とモデリング、および4つの固有のプロンプトガンマ線放出プロパティに基づいています。サンプルの不完全性とBATSEのLGRB検出メカニズムの影響を慎重に考慮しながら、ピークエネルギーと固有の継続時間。純粋確率論的アプローチの根底にある2つの基本的なもっともらしい仮定：1.LGRBトレースは、正確または密接に、宇宙の星形成率と2.前述の即発ガンマ線放出特性の共同4次元分布は、多変量対数正規分布。私たちのモデリングアプローチにより、個々のBATSELGRBの赤方偏移をそれぞれ$50\％$および$90\％$の信頼レベルで$0.36$および$0.96$の平均不確実性範囲内に制限することができます。私たちの赤方偏移予測は、提案された現象論的な高エネルギー関係、具体的にはLGRBのピーク光度とスペクトルピークエネルギー、光度曲線の変動性、およびスペクトルラグ。私たちの予測と以前の研究との間に観察された不一致は、文献で提案されているこれらの現象論的に提案された高エネルギー相関を形作る際の検出器のしきい値とサンプルの不完全性の強い影響によって説明できます。
潮汐破壊イベントの電波特性
| Title |
Radio_Properties_of_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Kate_D._Alexander_(Northwestern/CIERA,_NASA_Einstein_Fellow),_Sjoert_van_Velzen_(NYU),_Assaf_Horesh_(Racah_Institute),_B._Ashley_Zauderer_(NSF,_DARK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01159 |
超大質量ブラックホール（SMBH）による星の破壊によって放出された潮汐破壊イベント（TDE）プローブの電波観測。独自にジェットと流出の形成と進化を追跡し、破壊流体力学の詳細を明らかにし、以前の周囲の環境を照らします。休眠中のSMBH。今日まで、観察結果は驚くほど多様な人口を明らかにしています。TDEのごく一部（せいぜい数パーセント）が、放射光の穏やかな相対論的ジェットを生成することが確認されています。残りの人口は電波が静かで、光量の少ないジェット、非相対論的流出、またはおそらく電波放射がまったくありません。ここでは、これまでにTDEで行われた電波観測を確認し、検出されたソース、特にSwJ1644+57とASASSN-14liの2つの最もよく研究されたイベントに焦点を当てて、それらのプロパティの考えられる説明について説明します。また、電波観測からTDEのホスト銀河について学んだことについて議論し、TDEでの明るくかすかな電波の流出率に対する制約を確認します。今後のX線、光学、近赤外、および電波の調査はTDEのサンプルを大幅に拡大し、技術の進歩により、ホスト銀河の消滅によって偏りのない無線帯域でTDEのサンプルを発見するというエキサイティングな可能性が開かれます。
| Title |
Accretion_disk_luminosity_for_black_holes_surrounded_by_dark_matter |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Anuar_Idrissov,_Orlando_Luongo_and_Daniele_Malafarina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01269 |
暗黒物質エンベロープに浸された静的ブラックホール時空の観測特性を検討します。そこで、暗黒物質の存在によって引き起こされた形状の変更がブラックホールの降着円盤の光度にどのように影響するかを調査します。特定の条件下で暗黒物質に囲まれている場合、真空のブラックホールによって生成される同じディスクの光度が、小さなブラックホールによって生成される可能性があることを示します。特に、ディスクの明度が暗黒物質の存在によって著しく変化することを実証し、それらが暗黒物質に浸されている場合、遠い超大質量ブラックホールの質量推定が変更される可能性があることを示唆します。同様の効果がより現実的なシナリオにも当てはまると主張し、暗黒物質レンズに関連する屈折率について議論します。したがって、これが、初期宇宙で観測された超大質量ブラックホールの光度を説明するのにどのように役立つかを示します。
GalProp-HelModフレームワークによる宇宙線核Z <= 28の局所星間スペクトルの推定
| Title |
Inference_of_the_Local_Interstellar_Spectra_of_Cosmic_Ray_Nuclei_Z<=28_with_the_GalProp-HelMod_Framework |
| Authors |
M._J._Boschini,_S._Della_Torre,_M._Gervasi,_D._Grandi,_G._Johannesson,_G._La_Vacca,_N._Masi,_I._V._Moskalenko,_S._Pensotti,_T._A._Porter,_L._Quadrani,_P._G._Rancoita,_D._Rozza,_M._Tacconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01337 |
（要約）広いエネルギー範囲での宇宙線（CR）種のスペクトルの直接正確な測定は、伝播モデル、ガンマ線およびマイクロ波観測の解釈、および新しい現象の考えられる兆候のもつれを解くための基礎を形成します。CR種の組成とスペクトルは、さまざまな環境で異なるスケールでの銀河元素合成と高エネルギープロセスの研究に不可欠です。運用開始以来、AMS-02は、CR反陽子、電子、陽電子、および原子核（H-O、Ne、Mg、Si）のスペクトルの優れた品質測定を実現してきました。ただし、より重い原子核のスペクトルは、ミッションの後半でのみ利用可能になると予想されます。ミッションは、現在2030年に国際宇宙ステーション（ISS）の終わりまで拡張されます。一方、公開されたAMS-02の結果と以前のデータとの比較HEAO-3-C2などの実験は、初期のデータが文書化されていない重大な系統的エラーの影響を受ける可能性があることを示しています。これは厄介な状況を引き起こします。新しいデータはまだ不完全ですが、AMS-02測定の欠如を補うために古いデータを使用すると、重大なエラーが発生する可能性があります。このペーパーでは、既存のAMS-02データを使用してHEAO-3-C2の結果をテストしています。HEAO-3-C2データの一部が利用可能なAMS-02測定値と非常によく一致し、Voyager1およびACE-CRISデータと一緒に使用して、まだではない核の局所星間スペクトル（LIS）を予測できることを示しますAMS-02コラボレーションでリリース。また、すでに公開されているLISを更新して、1MeV/核子から〜100-500TeV/核子のエネルギー範囲でH-NiからLISの完全なセットを提供し、8〜9桁のエネルギーをカバーします。私たちの計算は、HからOへのCR反陽子、電子、および核のLISを導出する際の信頼できるツールであることが証明されているGalProp-HelModフレームワークを採用しています。
| Title |
Detection_of_gravitational-wave_signals_from_binary_neutron_star_mergers_using_machine_learning |
| Authors |
Marlin_B._Sch\"afer_(1_and_2),_Frank_Ohme_(1_and_2),_Alexander_H._Nitz_(1_and_2)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Gravitationsphysik_(Albert-Einstein-Institut),_(2)_Leibniz_Universit\"at_Hannover) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01509 |
2つの中性子星が合体するとき、それらは重力波を放出し、それは地球にバインドされた検出器によって潜在的に検出することができます。整合フィルタリングベースのアルゴリズムは、ノイズに埋め込まれた静かな信号を抽出するために伝統的に使用されてきました。重力波検出器からの時系列ひずみデータを使用して、回転していないバイナリ中性子星の合併からの信号を検出する、新しいニューラルネットワークベースの機械学習アルゴリズムを紹介します。AdvancedLIGO設計の感度について、私たちのネットワークの平均感知距離は130Mpcで、1か月あたり10の誤警報率があります。他の最先端の機械学習アルゴリズムと比較して、信号対雑音比が25未満の信号に対する感度が6倍向上していることがわかります。ただし、このアプローチは従来の整合フィルターとの競争力はまだありませんベースのメソッド。控えめな見積もりでは、アルゴリズムが信号の到着とアラートの生成の間に平均10.2秒のレイテンシを導入することを示しています。テスト手順の正確な説明を提供します。これは、機械学習ベースのアルゴリズムだけでなく、他のすべての検索アルゴリズムにも適用できます。これにより、機械学習と従来の検索を比較する機能が向上します。
AT 2017gbl：明るい赤外線銀河で塵が覆い隠されたTDE候補
| Title |
AT_2017gbl:_a_dust_obscured_TDE_candidate_in_a_luminous_infrared_galaxy |
| Authors |
E._C._Kool,_T._M._Reynolds,_S._Mattila,_E._Kankare,_M._A._Perez-Torres,_A._Efstathiou,_S._Ryder,_C._Romero-Canizales,_W._Lu,_T._Heikkila,_G._E._Anderson,_M._Berton,_J._Bright,_G._Cannizzaro,_D._Eappachen,_M._Fraser,_M._Gromadzki,_P._G._Jonker,_H._Kuncarayakti,_P._Lundqvist,_K._Maeda,_R._M._McDermid,_A._M._Medling,_S._Moran,_A._Reguitti,_M._Shahbandeh,_S._Tsygankov,_V._U,_T._Wevers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01518 |
Keckが2017gblで非常に赤外線（IR）の明るい過渡現象を発見したことを示します。これは、明るい赤外線銀河（LIRG）IRAS23436+5257の北核と一致しています。私たちの広範な多波長フォローアップは、光学およびIRでの測光と分光法、および（非常に長いベースライン干渉）ラジオとX線の観測を含め、約900日間です。ホスト銀河のスペクトルエネルギー分布の放射伝達モデリングは、これまで検出されなかったダストの存在を覆い隠している活動銀河核（AGN）の存在を示しています。光学スペクトルと近赤外スペクトルは、2000km/sの広い水素、時間とともにフラックスが減少するHeIとOIの放出特性を示しています。ラジオイメージングは、AT2017gblと空間的に一致するシンクロトロン放射の高速で進化するコンパクトな光源を示しています。IR測光から、7.3x10^50ergの放射エネルギーの下限を推測します。非常にエネルギッシュな超新星はこの予算を満たすでしょうが、ラジオの対応する進化によって除外されます。代わりに、AT2017gblが中央の超大質量ブラックホールによる降着イベントに関連していることを提案します。スペクトルシグネチャはAGNブロードライン領域で発生し、IR測光は極塵による再放射と一致します。AT2017gblの急速な進化を考えると、星の潮汐破壊イベント（TDE）は、AGNの降着率の劇的な変化よりももっともらしいシナリオと見なされます。これにより、AT2017gblはLIRGによってホストされる3番目のTDE候補になります。これは、これまで検討されてきた、光波長で発見され、スターバースト後の銀河によってホストされるTDE集団とは対照的です。
| Title |
A_Bayesian_Approach_to_Modelling_Multi-Messenger_Emission_from_Blazars_using_Lepto-Hadronic_Kinetic_Equations |
| Authors |
Bruno_Jim\'enez-Fern\'andez_and_H._J._van_Eerten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01543 |
AbstractBlazarTXS0506+056は、同時発生するニュートリノとガンマ線フレアイベントの主な候補です。この論文では、一連のパラメーターを指定して光子とニュートリノスペクトルを生成できる詳細な動的レプトハドロン放出モデルを作成します。私たちのモデルには、さまざまな大規模な形状と、電子と陽子の動的および定常状態の両方の注入モデルが含まれています。このモデルをマルコフ連鎖モンテカルロサンプラーとリンクして、スペクトルエネルギー分布を近似し、パラメーターの確率密度関数と相関を調べることができる強力な統計ツールを取得します。基準ニュートリノフラックスを想定して、ベイジアンフレームワークでマルチメッセンジャー観測を共同でモデル化する方法を示します。テストされたモデルの各バリアントに最適なパラメーターを見つけ、それらの相互相関について報告します。さらに、TXS0506+056のニュートリノフラックスを再現するには、局所加速プロセスまたは外部注入からの極端なプロトン対電子比が必要であることを確認します。
定期的に繰り返される高速無線バースト：破片ディスクのレンズサーリング歳差運動？
最近、FRB180916.J0158+65から$P_{\rmFRB}=16.35\pm0.18$日の期間で高速無線バースト（FRB）が繰り返されることが報告されています。このFRBのこのような周期性をどのようにして生み出すかについては、まだ議論の余地があります。この手紙では、破片円盤に囲まれた若いパルサーの仮定に基づいて、エミッター上の円盤のレンズサーリング歳差運動が観測された周期性を生み出すことができるかどうかを診断しようとします。私たちの計算では、傾斜したディスクのレンズサーリング効果により、質量流入率が$0.5-1.5\times10^{18}〜\rmg\、s^{-1}$の場合、歳差運動期間が16日になる可能性があることが示されています。、パルサーの1〜20msのスピン周期、およびディスク内の非常に低い粘性パラメーター$\alpha=10^{-8}$。パルサーの円盤の質量と磁場も$\sim10^{-3}〜\rmM_{\odot}$と$<2.5\times10^{13}〜\rmG$に制限されています。私たちのモデルでは、通常の磁場とミリ秒周期の新しく生まれたパルサーは、降着段階、プロペラ段階を連続的に経験し、現在の段階では強力な電波源として見えます。そのような若いNSの回転エネルギーは、観測された電波バーストの光度を$400$年間提供することができます。
コア崩壊超新星噴出物における遅いジェットによる気泡の膨張のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_inflation_of_bubbles_by_late_jets_in_core_collapse_supernova_ejecta |
| Authors |
Muhammad_Akashi,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01717 |
3次元流体力学シミュレーションを実行して、2つの遅い反対のジェットとコア崩壊超新星（CCSN）の噴出物との相互作用を研究し、ジェットが高温低密度の気泡を膨張させるときにこの相互作用から生じる双極子構造を研究しました。新しく生まれた中心物体である中性子星（NS;またはブラックホール）は、爆発後約50〜100日でこれらのジェットを発射します。泡は、赤道面近くの同じ半径の領域よりもはるかに早い時期に、極方向に光球と交差します。熱い泡はより多くの放射線を放出し、光球は弱い泡の中でより急速に後退します。我々の結果は、そのような相互作用が光度曲線の遅いピークにつながるかもしれない、そして赤道観測者が光度曲線の急速な低下を見るかもしれないというおもちゃモデルに基づいた以前の主張を強化します。私たちの結果は、星を爆発させるはるか以前のジェット、新しく生まれたNSがCCSNで発射するジェット、または大規模な星のコアと結合するNSコンパニオンが一般的なエンベロープジェット超新星（CEJSN）で発射するジェットに影響を与えますイベント。私たちの結果は、AT2018cow、ZTF18abvkwla、CSS161010などの高速青色光過渡現象のCEJSNシナリオに間接的なサポートを追加します。
パルサーにおけるサブパルスドリフトを調査するための内部加速領域における火花運動のメカニズム
| Title |
A_Mechanism_of_Spark_Motion_in_Inner_Acceleration_Region_to_Investigate_Subpulse_Drifting_in_Pulsars |
| Authors |
Rahul_Basu,_Dipanjan_Mitra_and_George_I._Melikidze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01788 |
パルサー内のコヒーレントな電波放射は、恒星表面近くの内部加速領域（IAR）での火花放電から生成される、相対論的にストリーミングする非定常プラズマフローの不安定性により励起されます。多くの詳細な研究により、IARは表面からのイオンの連続的な流出を伴う非双極子磁場によって支配される部分的に遮蔽されたギャップ（PSG）であることが示されています。サブパルスドリフトの現象は、PSGでの火花の変数$\mathbf{E}\times\mathbf{B}$ドリフトが原因で発生すると予想されます。この場合、火花はパルサーの回転速度に遅れます。詳細な観察は、プロファイルの異なるコンポーネントのサブパルスが異なる位相軌跡を持っている、さまざまなサブパルスのドリフト動作を示しています。しかし、ドリフトの周期性は、プロファイルのすべてのコンポーネントにわたって、測定誤差内で一定であると見なされます。PSGでの共回転速度に遅れる火花の概念と、表面の非双極子磁場の異なる方向を使用して、パルサーの代表的なサンプルで予想される単一パルスの挙動をシミュレーションしました。私たちの結果は、非双極IARでスパークダイナミクスのこれらの単純な仮定を使用して、さまざまなタイプのドリフト位相動作を再現できることを示しています。
天体粒子シャワーへの全球データ同化システム大気モデルの影響
| Title |
Impact_of_Global_Data_Assimilation_System_atmospheric_models_on_astroparticle_showers |
| Authors |
Jennifer_Grisales-Casadiegos,_Christian_Sarmiento-Cano_and_Luis_A._N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01224 |
地球表面の検出器の粒子フラックスにおけるグローバルデータ同化システム（GDAS）大気モデルの影響をシミュレートする方法を紹介します。私たちの方法論を検証するために、最大大気深度$X_{max}$をCORSIKAのAuger大気オプションで計算されたものと比較して、2006年から2011年の間にMalargにGDASの月間プロファイルを構築しました。その差は、両方の$X_{max}$で2％を超えています。方法は、ブカラマンガコロンビアの都市に対して、ARTI（ラテンアメリカの巨大天文台コラボレーションによって開発された完全な計算フレームワーク）を使用して実装されました。検出器ネットワーク-。2018年のシミュレーションでは、事前定義された大気プロファイルとGDASモデルの間の総フラックスの最も有意な差が11月と4月に発生することがわかりました。また、粒子間に明確な反相関があります。フラックスと月平均気温。
| Title |
A_Symmetric_Multi-rod_Tunable_Microwave_Cavity_for_the_HAYSTAC_Dark_Matter_Axion_Search |
| Authors |
Maria_Simanovskaia,_Alex_Droster,_Heather_Jackson,_Isabella_Urdinaran,_Karl_van_Bibber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01248 |
マイクロ波空洞実験は、0.5〜40$\mu$eVの質量に対応する0.1〜10GHzの範囲のアキシオンを探す最も感度の高い方法です。5GHzを超える周波数の特定の課題は、高いフォームファクター、高いクオリティファクター、広いダイナミックレンジを持ち、侵入者モードのない共振モードを含み、体積が大きいキャビティを設計することです。HAYSTACでは、性能指数を最大化するために重要な高度な回転対称性を維持するチューニングメカニズムを備えた最適化された高周波キャビティを設計および構築しました。この空洞は、アキシオン質量の最近の理論的見積もりによる重要な周波数範囲5.5〜7.4GHzをカバーしており、設計はより高い周波数にも拡張できるようです。このホワイトペーパーでは、キャビティの主要な設計と構造の詳細について説明し、設計の進化の概要を示し、将来の作業のために実りのない可能性のある道を開業医に警告します。
教師なしでマルチフレームブラインドデコンボリューションを行う方法を学ぶ
地上の望遠鏡からの観測は、それらを激しく摂動する地球大気の存在によって影響を受けます。補償光学技術の使用により、この制限を部分的に克服することができました。ただし、望遠鏡の回折限界に到達するには、画像の選択または実際の画像再構成方法が日常的に必要です。ディープラーニングは最近、これらの画像再構成を加速するために使用されています。現在、これらのディープニューラルネットワークは監視機能付きでトレーニングされているため、トレーニングセットを生成するには、標準のデコンボリューションアルゴリズムをアプリオリに適用する必要があります。私たちの目的は、監視で簡単にトレーニングでき、FastCam機器からのデータでそれをチェックできる監視なしの方法を提案することです。線形動画像形成理論を利用してエンドツーエンドでトレーニングされた3つのニューラルネットワークで構成されるニューラルモデルを使用して、物理的に動機付けられた損失関数を構築します。トレーニングされたニューラルモデルの分析は、マルチフレームブラインドデコンボリューションが、教師なしで、つまり観測のみを使用してトレーニングできることを示しています。ネットワークの出力は、補正された画像と瞬時波面の推定です。ネットワークモデルは、最適化に基づく標準のデコンボリューションを適用するよりも1000倍程度高速です。いくつかの作業により、モデルは望遠鏡でリアルタイムに使用できます。
Hanle Echelle Spectrograph（HESP）用の安定化ファブリペローエタロンベースのキャリブレータの開発
| Title |
Developement_of_a_stabilized_Fabry-Perot_etalon_based_calibrator_for_Hanle_Echelle_Spectrograph_(HESP) |
| Authors |
Tanya_Das,_Ravinder_K.Banyal,_Sivarani_T.,_Ravindra_B |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01453 |
正確な波長校正は、高解像度分光器での測定にとって重要な要素です。恒星スペクトルは、実験室の線源から生成された既知の参照線を使用して分光器を較正することにより位置が正確に決定される、個別の吸収線または輝線で構成されます。スペクトログラフでドップラーシフトの小さな変動を測定するには、観測時間中に波長キャリブレーションが十分に安定している必要があります。主に温度や圧力の変動などの環境要因による機器の不安定性、従来の校正方法（Th-Arランプなど）の制限が、高精度分光法の主な課題です。適切な環境制御により、圧力を数mbarに維持し、温度変動を$\pm$0.05$^{\circ}$C以内に維持することにより、ファブリーペロエタロン（FP）は1〜10m/sの速度精度を実現できます。波長校正に使用する場合。インドの天文台（IAO）のインドの天文台（IAO）のヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）に設置されたHanleEchelleSpectrograph（HESP）用の受動的に安定化されたFPベースの波長キャリブレータを開発しました。エタロンはフーリエ変換スペクトログラフ（FTS）を使用して特徴付けられ、HESPを使用して初期テストが実行されました。この論文では、HESPから得られた予備テスト結果とともに、装置の設計と構造を示します。
DSLRカメラを使用した月のオカルテーションタイミングのさまざまな方法の実践的研究
掩蔽のタイミングをとるにはいくつかの方法があります。多くの天文学者は標準のビデオタイミングツールにアクセスできないかもしれませんが、その多くはデジタル一眼レフ（DSLR）カメラにアクセスできます。タイミングの精度を向上させるために、デジタル一眼レフカメラのテクニックについて創造的な方法が調査されました。これらは、あまり正確ではない視覚的なタイミング手法の良い代替となります。実験段階では、連続撮影とアフォーカルフィルミングの2つの方法が検討されました。これは、最高速度の連続撮影で毎秒5ショット、0.1秒の精度、毎秒60フレームの撮影速度で計算され、0.0083秒の正確なタイミングが得られました。ビデオのタイミングには、インターネットクロックとGPSの2つの異なるソースが使用されました。GPSの基本結果は、インターネットクロックよりも正確でした。
Tタウリスターに関連する風の高解像度分光法
すばる望遠鏡を用いて、タウリ星の光学的高分解能分光を行いました。Keck望遠鏡と超大型望遠鏡からのアーカイブデータを使用して、13Tタウリ星の[OI]のラインに加えて、5577Aと6300Aの[SI]の禁制ラインを検出しました。これらの禁制線の低速成分は、Tタウリ星に関連する風から発生すると考えています。3つの線の2つの流束比を使用して、風の水素密度と温度を同時に測定しました。Tタウリ星の風の水素密度は$2.5\times10^{6}$cm$^{-3}$-$2.5\times10^{9}$cm$^{-3}$で、気温は10800-18000K。風による質量損失率は、$2.0\times10^{-10}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$から$1.4\timesの範囲にあると推定されます。10^{-9}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$。質量減少率は、質量降着率の増加とともに増加することがわかっています。質量減少率と質量降着率の比は、古典的なTタウリ星では0.001〜0.1、移行円盤オブジェクトでは0.1〜1です。
天の川バルジの星の年齢分布
銀河バルジの年齢と化学的特徴は、銀河の形成と進化の歴史に関連しています。データ主導の方法と大規模な調査により、天体の広大な領域（バルジを含む）で恒星の年代と精密な化学物質の存在量を決定できます。ここでは、APOGEEDR14のスペクトルを使用して、TheCannonのデータ駆動型アプローチを使用して、天の川の125,367星の年齢と存在量を推測します。$R_{\text{GAL}}<3.5$kpc内の1654個のバルジ星の年齢と金属性を調べます。$b<12^\circ$で、経度$l<15^\circ$のフィールドに焦点を合わせます。ふくらみの星は、太陽の近傍（$\tau=4$Gyrs）の星と比較して、平均で約2倍古い（$\tau=8$Gyrs）であり、[Fe/H]（0.23dexと比較して$\約0.38$）。この年齢勾配は、主に低$\alpha$星から来ています。銀河面に沿って見ると、ふくらみの非常に中央のフィールドは、[Fe/H]（$\sigma_{[Fe/H]}\約0.4$dex）と視線速度（$\sigma_{vr}\約90$km/s）であり、同時に年齢の最小分散です。経度で移動すると、星は運動学的に冷たくなり、[Fe/H]で分散が少なくなりますが、年齢の範囲ははるかに広くなります。バルジ内の緯度$b=8^\circ$のX形状の署名が表示されますが、$b=12^\circ$には表示されません。将来のAPOGEEおよびその他の調査データは、より大きなサンプリングで、アプローチを拡張してより詳細に研究し、天の川のモデルにより強い制約を課す機会を与えます。
光学恒星テンプレートを使用した単一星と分光連星の分類
| Title |
Classifying_Single_Stars_and_Spectroscopic_Binaries_Using_Optical_Stellar_Templates |
| Authors |
Benjamin_R._Roulston,_Paul_G._Green,_Aurora_Y._Kesseli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01199 |
恒星スペクトル分類は、現代の天文学の基本的なツールであり、有効温度、表面重力、金属性などの物理的特性への洞察を提供します。正確で高速なスペクトルタイピングは、SDSSやLAMOSTのような大規模な全天分光測量に不可欠です。ここでは、光学スペクトルテンプレートとスペクトル線指数測定を使用する恒星スペクトル分類ソフトウェアであるPyHammerの次のバージョンを紹介します。PyHammerv2.0は、分類力を拡張して、炭素（C）星、DA白色矮星（WD）星、および二重線分光バイナリ（SB2）を含めます。このリリースには、観測されたスペクトルのフラックスキャリブレーションや合成SB2スペクトルの作成に使用できる、輝度正規化スペクトルの新しい経験的ライブラリも含まれています。物理的に妥当なSB2の組み合わせをテンプレートとして生成し、SB2をスペクトルでタイプする機能をPyHammerに追加しました。SDSSから生成されたSB2スペクトルの分類成功率を、幅広いスペクトルタイプと信号対雑音比にわたってテストします。説明されているペアリングの定義された範囲内で、95ドル以上のSB2が正しく分類されます。
均質なCa-CN-CH-NH測光による球状星団の複数の星の個体群。 VI。 M3は典型的な通常の球状星団ではない
| Title |
Multiple_Stellar_Populations_of_Globular_Clusters_from_Homogeneous_Ca-CN-CH-NH_Photometry._VI._M3_is_not_a_Prototypical_Normal_Globular_Cluster |
| Authors |
Jae-Woo_Lee_and_Christopher_Sneden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01274 |
NHバンドからの窒素の存在量を測定する新しいフィルターシステムを使用して、銀河球状星団（GC）M3（NGC5272）のCa-CN-CH-NH測光を示します。このクラスターは標準GCの1つであり、過去にほとんどの注意が複数の母集団の証拠に支払われていません。炭素と窒素の存在量が明らかに異なる2つのM3集団の新しい証拠を提示します。私たちの測光インデックスはRGB星に信頼できる[C/Fe]および[N/Fe]を提供し、[C/Fe]存在量（CHインデックスから）および[N/Fe]（CNおよびNHから）は非常に高いことがわかります2つの集団の間で異なります。M3のCNの弱い巨人とCNの強い赤い巨人の間には特に鋭い区分があり、各カテゴリーの星の数はほぼ同じです。CNの強い母集団は、CNサイクルの自然な結果であるC-Nの反相関を示しますが、CNの弱い母集団は、C-Nの正の関係を示します。さらに、CNの弱いグループの炭素と窒素の存在量は、カルシウムの存在量と強く反相関しており、簡単には理解できません。さらに、CNの弱い集団は、高速内部回転によって引き起こされる可能性のある細長い空間分布を示し、一部のGCで頻繁に観察される構造と運動のカップリングを確認します。このM3集団はまた、拡張および傾斜したRGBバンプを示します。これは、最近のHST観測で見られる非常に大きな$\Delta_{C〜{\rmF275W、F814W}}$色範囲を生成する可能性があるその金属性の広がりが原因である可能性が高いですM3の
原始星形成の埋め込まれた段階の間のダスト分極の謎解きに向けて
| Title |
Towards_demystification_of_dust_polarisation_during_the_embedded_phase_of_protostar_formation |
| Authors |
M._Kuffmeier,_S._Reissl,_S._Wolf,_I._Stephens,_H._Calcutt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01297 |
熱ダスト放出からの分極を測定することは、埋め込まれたプロトスターの周りの磁場構造に制約を与える可能性があります。ただし、観測を解釈することは、原始星の誕生環境の複雑さと分極化メカニズムの両方を一貫して説明するモデルなしでは困難です。熱再放射の合成偏光マップを観測と比較することにより、原始星の複数のIRAS16293-2422に向かって観測されるような橋のような構造に焦点を当てて、より良い理解を提供することを目指しています。RAMSESコードで実行された理想的なMHD3Dズームインシミュレーションに基づいて、原始星の複数の形成に関連する磁場特性を分析します。観測結果と比較するために、放射伝達コードPOLARISを使用して、形成するトリプルスターシステムに関連付けられている橋のような構造のスナップショットを後処理し、多波長のダスト偏光マップを生成します。私たちのサンプルの最も顕著なブリッジでは、典型的な密度は約10^（-16）gcm^（-3）であり、磁場の強さは約1〜2mGです。磁場構造は細長いトロイダル形態を持ち、ダスト分極マップは複雑な形態をトレースします。対照的に、非対称の双極流出の開始に関連する磁場の強さは、はるかに磁化されています（約100mG）。{\lambda}=1.3mmでは、ブリッジ内の粒子の方向は、磁力線との完全な整列と比較して、放射整列トルク（RAT）を考慮した場合と同様です。ただし、RATシナリオの場合、ブリッジの偏光部分は、完全なアライメントを仮定した場合に比べて3分の1になります。より短い波長（{\lambda}<200{\mu}m）では、自己散乱や二色性消光などの他の効果が偏光の向きを支配するため、ダストの偏光は磁場を追跡しません。
V627 Casに向けたH 2 OおよびSiOメーザーの非対称分布
| Title |
Asymmetric_distributions_of_H2O_and_SiO_masers_towards_V627_Cas |
| Authors |
Haneul_Yang,_Se-Hyung_Cho,_Youngjoo_Yun,_Dong-Hwan_Yoon,_Dong-Jin_Kim,_Hyosun_Kim,_Sung-Chul_Yoon,_Richard_Dodson,_Mar\'ia_J._Rioja,_Hiroshi_Imai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01344 |
H2O6（1,6）-5（2,3）（22.235080GHz）とSiOv=1、2、J=1-0、SiOv=1、J=2-1、3の同時観測を行いました-2（43.122080、42.820587、86.243442、および129.363359GHz）は、韓国のVLBIネットワークを使用して、疑わしいD型共生星であるV627Casに向かいます。ここでは、H2OおよびSiOv=1、2、J=1-0、SiOv=1、J=2-1のメーザーの天文学的に登録されたマップを2016年1月から2018年6月までの5つのエポックについて提示します。SiOメーザーの分布スポットは明確なリング状の構造を示さず、H2Oメーザーのスポットは、観測時代に応じて、SiOメーザーの特徴に関して北北西から西に向かって偏っています。H2OおよびSiOメーザーのこれらの非対称分布は、双極流出の2つのシナリオと、V627Casでのホットコンパニオン（白色矮星）の存在に基づいて説明されています。SiOv=1、v=2メーザーのリングフィッティングを実行し、クールな赤い巨人の予想位置を推定しました。以前に知られているように、SiOv=1メーザーのリング半径は、SiOv=2メーザーのリング半径よりもわずかに大きくなっています。V627CasのSiOメーザーリングの物理的なサイズが赤い巨人のSiOメーザーリング半径（\sim4au）の典型的なサイズであるという私たちの仮定は、V627Casの距離が\sim1kpcになることをもたらします。
lamostからのカタログrv変光星候補
| Title |
a_catalog_rv_variable_star_candidates_from_lamost |
| Authors |
Zhijia_Tian,_Xiaowei_Liu,_Haibo_Yuan,_Xuan_Fang,_Bingqiu_Chen,_Maosheng_Xiang,_Yang_Huang,_Shaolan_Bi,_Wuming_Yang,_Yaqian_Wu,_Chun_Wang,_Huawei_Zhang,_Zhiying_Huo,_Yong_Yang,_Gaochao_Liu,_Jincheng_Guo_and_Meng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01394 |
RV変光星は天体物理学において重要です。大空エリアのマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）分光測量は、そのデータリリース4（DR4）で約650万の恒星スペクトルを提供しました。調査中、約470万の固有のソースがターゲットにされ、約100万の星が繰り返し観測されました。星がRV変数である確率は、観測された半径方向速度変動をシミュレーションされたものと比較することによって推定されます。LAMOSTDR4でカバーされる重複観測マルチエポックソースを分析することにより、0.60より大きい確率で80,702RV変数候補のカタログを作成します。シミュレーションと相互識別により、カタログの純度が80％より高いことが示されています。このカタログは、77％の連星系と7％の脈動星、および16％の単一星による汚染で構成されています。3,138のRV変数は、文献で公開された結果との相互識別を通じて分類されます。LAMOSTと公開されたRV変数カタログのコレクションの両方に共通する3,138のソースを使用することで、LAMOSTのRV変数検出率を分析できます。この作業で採用された方法の効率は、観測のサンプリング周波数だけでなく、RV変数の周期と振幅にも依存します。LAMOST、ガイアおよび他の調査の進展に伴い、ますます多くのRV変数が確認および分類されます。このカタログは、他の大規模な調査、特にRV変数の検索に役立ちます。このカタログは、http：//dr4.lamost.orgからLAMOSTデータポリシーに従ってリリースされます。
Gaiaで観測されたSB2バイナリのコンポーネントの質量。 V. 10バイナリの正確なSB2軌道と5バイナリのコンポーネントの質量
| Title |
Masses_of_the_components_of_SB2_binaries_observed_with_Gaia._V._Accurate_SB2_orbits_for_10_binaries_and_masses_of_the_components_of_5_binaries |
| Authors |
Jean-Louis_Halbwachs,_Flavien_Kiefer,_Yveline_Lebreton,_Henri_M.J._Boffin,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Beno\^it_Famaey,_Dimitri_Pourbaix,_Patrick_Guillout,_Jean-Baptiste_Salomon_and_Tsevi_Mazeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01467 |
コンポーネントの個々の質量を取得するために軌道面の傾斜を与えるために追加の観測が必要なだけなので、二重線分光バイナリ（SB2）は恒星質量の主要なソースの1つです。このため、軌道要素を正確に決定するために、オートプロヴァンス天文台でSOPHIEスペクトログラフを使用して、選択したSB2を観測しています。私たちの目的は、半径速度（RV）の測定値と、Gaia衛星からの天体測定値を組み合わせることによって、最終的に1％程度の精度で質量を取得することです。ここでは、RVと10個のSB2の再決定された軌道を示します。ガイアから導出する質量を検証するために、これらのSB2の1つについてESOVLTIの干渉測定値を取得しました。私たちまたは他の4人の星のためにすでに公開されている干渉測定またはスペックル測定を追加して、最終的に5つの連星の成分の質量を取得します。質量は、主系列矮星といくつかのさらに進化したものを含め、0.51から2.2の太陽質量の範囲です。HRダイアグラムでの位置が推定されている星。
連星の潮汐現象からの修正重力の抑制
| Title |
Constraining_modified_gravity_from_tidal_phenomena_in_binary_stars |
| Authors |
Pritam_Banerjee,_Debojyoti_Garain,_Suvankar_Paul,_Rajibul_Shaikh,_Tapobrata_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01646 |
ホルンデスキを超えた重力の理論では、ヴァインシュタインのスクリーニングメカニズムは、恒星の天体の内部では部分的にしか効果がない可能性があります。これにより、星内の圧力バランス方程式が変更されます。これは、等方性システムの単一のパラメーター（$\Upsilon$）で特徴付けられることがよくあります。潮汐効果を使用して、修正重力のそのような理論を制約する方法を示します。我々は、激変星連星におけるそのような効果を研究し、ドナー星の臨界質量の限界を数値的に求めます。その下では、それらをホルンデスキの向こうの理論でモデル化することにより、潮汐的に破壊されます。これは、モンテカルロエラー進行法によって既存の観測データを使用して取得されたドナーの質量の値とは対照的です。2つの最適なシナリオは、使用する近似の範囲内で、検討する理論にパラメトリック制約をもたらします。ここでは、許容範囲$0\le\Upsilon\le0.47$を取得します。
ガイアDR2でLAMOST DR6とDR7のスペクトルで識別されたホットな準矮星。 II。キネマティクス
| Title |
Hot_Subdwarf_Stars_Identified_in_Gaia_DR2_with_Spectra_of_LAMOST_DR6_and_DR7._II._Kinematics |
| Authors |
Yangping_Luo,_Peter_Nemeth,_Qida_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01655 |
LAMOSTの放射速度とガイア視差および適切な運動を組み合わせて、3D銀河空間運動と182個の単線の熱い亜準星の軌道を提示しました。これらの星は、レイらによって特定されています。（2020）ガイアDR2とLAMOSTDR6およびDR7スペクトル。log（y）>0のHeが豊富な準準星は、銀河の速度成分と軌道パラメーターの最大標準偏差を示し、-1<log（y）<0のそれらは2番目に大きい標準偏差を示します。log（y）<-1のHe欠乏星の2つのグループは、同様の標準偏差を示します。これは、Heが豊富な星と比較して体系的に低くなっています。また、U-V速度図、J_z-偏心図、およびそれらの銀河軌道における位置に基づいて、4つの熱い準矮星ヘリウムグループの運動学的集団分類を提示しました。ハロー、薄い円盤、厚い円盤における4つの熱い準矮性ヘリウムグループの分数分布の全体的な傾向は、LAMOSTDR5に基づいてLuoetal。（2019）によって報告された結果とほぼ一致しており、二元集団合成（Hanetal。2003;2008）。-2.2<log（y）<-1の安定したRocheローブオーバーフローチャネルからのHe欠乏星、一般的なエンベロープ放出チャネルからのlog（y）<-2.2のHe欠乏星、および二重Heホワイトドワーフスターのマージチャネルからのlog（y）>0。薄い円盤とハローで-1<log（y）<0のHeに富む熱い準準星の割合は、厚い円盤よりもはるかに高く、これらの星は薄い円盤とハロー。
| Title |
Ubiquitous_hundred-Gauss_magnetic_fields_in_solar_spicules |
| Authors |
M._Kriginsky,_R._Oliver,_N._Freij,_D._Kuridze,_A._Asensio_Ramos,_and_P._Antolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01809 |
ねらい。SSTで取得したCaii8542Aラインで高解像度の分光偏光観測を使用して、太陽の針の磁場を調べます。メソッド。弱電界近似（WFA）を放射伝達方程式に適用した結果の方程式を使用して、磁場のLOSコンポーネント（BLOS）を推定します。各ピクセルでストークスIおよびVプロファイルに2つの制限条件が課されてから、ベイズ逆変換で使用してBLOSを計算できます。結果。LOS磁場成分は、Caii8542Aラインで合計448のスペクトルスキャンを行い、アクティブ領域と静かな太陽領域の両方を含む6つのデータセットで推定され、数百Gの値が豊富に推定されています。統計的な観点から、静穏な太陽または活動領域の近くにある棘の磁場強度には差がないようです。一方、BLOS分布は、オフリムよりディスク上で小さい値を示します。これは、ディスク上の構造の彩層への重ね合わせの効果によって説明できる事実です。黒点付近の棘は、黒点と同じ磁場極性（つまり、北または南）を持っていることがわかります。このペーパーには、観測されたストークスIおよびVパラメーターとWFAから取得したBLOSに対する、肢外の重複構造の影響の分析も含まれています。この値は、2つの構造の最大LOS磁場成分以下であることがわかります。さらに、ランダムなBLOSを使用すると、これら2つの構造のドップラー速度とライン強度により、ケースの約50％がWFAでの使用に適さないストークスIおよびVパラメーターになります。結論。私たちの結果は、いくつかの50G未満のLOS磁場成分が不足していることを示しています。これは、棘にこれらの磁場強度が存在することを示す証拠として解釈してはなりません。
| Title |
Hydrodynamic_Simulations_of_Classical_Novae;_CO_and_ONe_White_Dwarfs_are_Supernova_Ia_Progenitors |
| Authors |
S._Starrfield,_M._Bose,_C._Iliadis,_W._R._Hix,_C._E._Woodward,_R._M._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01827 |
CataclysmicVariables（CV）とSymbioticBinariesは、近い（またはそれほど近くない）バイナリスターシステムで、白色矮星（WD）の主星と、通常RocheLobeを満たすより大きなより冷たい副星の両方を含みます。クーラースターは、連星の内側のラグランジアンポイントを通じて質量を失っており、この物質の一部はWDによって付着されます。ここでは、古典的な新星爆発で終わる降着物質の熱核暴走（TNR）の流体力学的研究について報告します。私たちは、炭素-酸素（CO）と酸素-ネオン（ONe）の両方のWDのTNRの進化を追跡しました。この論文では3つの研究について報告する。最初に、NOVA（私たちの1次元、完全陰解法、水力コード）を使用して太陽物質のみを蓄積するシミュレーション。次に、MESAを使用して、太陽物質のみを蓄積し、結果を比較する同様の研究を行います。第3に、TNRが進行するまで太陽物質を蓄積し、次に、付着層の組成を混合組成（25％WDと75％太陽、または50％WDと50％太陽物質）に切り替えます。付着した材料の量は、（予想どおり）初期の12C存在量に反比例することがわかります。したがって、太陽物質を付着させると、噴出に燃料を供給する付着物が大量になります。シミュレーションの最初から混合組成が想定されていた以前の研究よりもはるかに大きい。私たちの最も重要な結果は、これらすべてのシミュレーションが付着したものよりもかなり少ない質量を放出することであり、したがって、WDはチャンドラセカール限界に向かって質量が増大しています。
| Title |
Unified_weak/strong_coupling_framework_for_nuclear_matter_and_neutron_stars |
| Authors |
Niko_Jokela,_Matti_Jarvinen,_Govert_Nijs,_Jere_Remes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01141 |
弱く相互作用する核子を使用する非経験的方法は、核飽和密度に匹敵する密度まで凝縮された核物質を適切に説明します。より高い密度では、重なり合う核子間の明白な強い相互作用が重要になります。この領域では、相互作用がホログラフィックモデルに従うように継続的に切り替わることを提案します。これを実装するために、さまざまなモデルが低密度核物質に使用され、ホログラフィックV-QCDモデルが非摂動高密度核物質とクォーク物質に使用されるハイブリッド状態方程式（EoS）を構築します。コンパクト星の天体物理学からの既存のすべての制約を注意深く調べ、ハイブリッドEoSに対するそれらの影響を議論します。核物質に対するV-QCDEoSの剛性のおかげで、制約を通過する実行可能なハイブリッドEoSの大きなファミリが得られます。中性子星のクォーク物質コアは、強い1次の閉じ込め遷移のために不安定であることがわかり、潮汐変形能と中性子星の半径の境界が予測されます。普遍的な関係に依存することにより、中性子星の合体で生成される重力波の特徴的なピーク周波数も抑制します。
共形的または変形的に結合した軽いスカラーからの暗黒物質の遺物密度
| Title |
Dark_matter_relic_density_from_conformally_or_disformally_coupled_light_scalars |
| Authors |
Sebastian_Trojanowski,_Philippe_Brax,_Carsten_van_de_Bruck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01149 |
熱凍結は、初期の宇宙における暗黒物質（DM）生成メカニズムの顕著な例であり、安定して弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）の正しい遺物密度を生み出すことができます。質量スケールのもう一方の端では、標準モデルの多くの一般的な拡張により、超軽量スカラーフィールドの存在が予測されます。これらは、優先的に普遍的でシフト対称性を維持する方法で、物質に結合できます。宇宙の熱履歴に変更を加えることなく、WIMPの遺物密度に対するそのような共形および異形カップリングの影響を研究します。これは、DMレリック密度への追加の熱的寄与をもたらすか、または観察されたレベルと比較して大きすぎる過剰量を抑制します。この作業では、WIMPは軽いスカラーポータルを介してのみ標準モデルと対話することを前提としています。フェルミオンまたはスカラーDMの単純なモデルを使用しますが、より高度なシナリオでも同様の議論が成り立ち、それらの質量は$\sim100〜\textrm{GeV}$といくつかの$\textrm{TeV}$の間にある必要があると予測しています両方とも、DMの存在量と、LHCで問題となる軽いスカラーのカップリングの現在の境界があります。今後の検索はこれらの範囲を厳しくするでしょう。
自発的なスカラー化を示す重力理論では、天体物理学のオブジェクトは、コンパクトさや曲率で特定のしきい値に達するまで、それらの一般的な相対論的オブジェクトと同じです。このしきい値を超えると、それらは重要なスカラー構成を取得します。これは、それらの構造にも影響します。スカラー化の開始は、一般相対性理論の解の周りの線形摂動に寄与する項によってのみ制御されます。これらの用語の完全なセットは、一般化されたスカラー-テンソル理論で特定されています。この結果を踏んで、一般化されたスカラーテンソル理論でスカラー化の開始を研究し、寄与する結合定数とコンパクトオブジェクトのプロパティの観点から関連するしきい値を決定します。
これまで地球外知能の探索（SETI）は、テクノシグネチャーの追求に依存する、主に受動的な運動でした。それでも、より積極的なアプローチを提唱するものがあります。地球外情報通信（METI）のメッセージングには、より大きなSETIプロジェクト内で物議を醸す歴史があります。含まれるリスクは潜在的な利益を上回ると主張されています。これらの議論は、最終的には説得力がなく、不合理なポリシーの推奨をもたらし、検出可能性が信号を送ることを意図していることを意味するテクノシグネチャの性質の誤った評価に依存しています。現在のテクノロジーは急速に進歩しており、すぐに観察範囲が広がり、そのようなテクノロジーシグニチャーやバイオシグネチャーを確実に検出できるようになっています。適切に定義されたSETIパラドックスを回避するために、少なくとも1つの技術文明は、METIが最も効果的なエンドメンバーである、それ自体の宇宙生物学的シグナルの連続を抑制しないことを選択する必要があります。パッシブSETIが短期的に成功する可能性が低いことは、接触に対する悪質な恐怖によって強化された「笑いの要素」と並んで、持続可能な資金調達に対する深刻な障害です。科学コミュニティは、SETIプロジェクトの継続性と最終的な成功の両方をより確実に保証するために、アクティブなアプローチを統合する必要があります。
Reissner-Nordstr \ "{o} m-de完全な流体の暗黒物質に浸されたシッターブラックホールは過充電できません
| Title |
Reissner-Nordstr\"{o}m-de_Sitter_black_hole_immersed_in_perfect_fluid_dark_matter_cannot_be_overcharged |
| Authors |
Sanjar_Shaymatov,_Bobomurat_Ahmedov,_Mubasher_Jamil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01390 |
Reissner-Nordstr\"{o}m（RN）ブラックホールが線形秩序粒子降着下で過充電される可能性があるというよく知られた結果とは対照的に、宇宙論的パラメーターを持つ完全流体暗黒物質中の同じブラックホールは、現実的なシナリオではブラックホールは真空にあると見なすことができないことを考慮して、帯電したブラックホールの過充電プロセスに対する暗黒物質と宇宙論的パラメーターの寄与を調査します。ブラックホールが過充電されるのは、暗黒物質と宇宙論的パラメータによって引き起こされる2つのフィールドは完全にバランスが取れています。さらに、宇宙論的パラメータから生じる効果が完全な流体暗黒物質による影響を支配する特定のしきい値を超えてブラックホールを過充電できないという驚くべき結果が得られます。線形降着プロセスであっても、ブラックホールは常に過充電されるとは限らないため、弱い宇宙検閲の予想に従います。（WCCC）。この結果は、非線形の注文の付加については常に満たされます。
$ SO（10）$の大統一における余分な$ U（1）$の破壊による重力波
ゲージ化された$U（1）$拡張標準モデル（SM）のクラスでは、$U（1）$対称性の破れは、シーソー機構にとって重要な右手系（RH）ニュートリノのマヨラナ質量のソースだけではありませんだけでなく、確率論的重力波（GW）の背景の源でもあります。このような$U（1）$拡張モデルは、大統一の観点からよく動機付けられています。このホワイトペーパーでは、$SU（5）\timesU（1）$統合の中間ステップを介して、$SO（10）$グランド統合モデルによる$U（1）$拡張SMの紫外線完了について説明します。$SO（10）$の大統一と互換性のあるパラメーターセットを使用すると、$U（1）$の対称性の破れに関連付けられた1次の相転移が、検出可能なサイズのGWを生成するのに十分強力であることがわかります振幅。また、RHニュートリノの質量が増加すると、結果のGW振幅が減少し、そのピーク周波数が高くなることもわかります。
3次元の一般相対論的Poynting-Robertson効果。 III。静的および非球形の四重極質量線源
| Title |
Three-dimensional_general_relativistic_Poynting-Robertson_effect._III._Static_and_non-spherical_quadrupolar_massive_source |
| Authors |
Vittorio_De_Falco,_Pavel_Bakala,_Maurizio_Falanga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01452 |
Erez-Rosen計量で記述された質量四重極モーメントと一般相対論的Poynting-Robertsonを含む放射場を備えた非球形コンパクトオブジェクトによって生成された重力場でのテスト粒子の3次元運動を調査しますコンパクトオブジェクトの外側にある剛体回転する球形の放射源からの効果。このような放射フィールドの影響を受けるテスト粒子の運動方程式を導出し、2次元の記述と弱フィールド近似を復元します。この動的システムは、重力と放射力がバランスする臨界超曲面、領域の存在を認めます。さまざまな入力パラメータのセットに対して選択されたテスト粒子軌道が表示されます。重要な超曲面上で可能な構成は、赤道リングへの緯度ドリフトまたは浮遊軌道のいずれかです。計算を実行する簡単な方法を通じて、複数の超曲面解の存在について議論します。また、臨界超曲面がリアプノフ理論内の安定した構成であることをグラフで証明します。
一般相対論的ポインティング・ロバートソン効果への新しいアプローチ
目的：これまでのところ、一般的な相対論的ポインティングロバートソン効果に関する体系的な研究は、さまざまな補完的なアプローチを導入することによって開発されてきました。）メソッドまたは結果をアナログ構造の他の類似の物理システムに拡張することを目的として、そのようなシステムから数学的および物理的情報を抽出する。方法/分析：これらの理論的アプローチを使用します。新しい積分法によるラグランジアン形式とレイリーポテンシャル。リャプノフ理論と安定性。所見：一般相対論的ポインティングロバートソン効果モデルの3次元定式化を決定しました。レイリーポテンシャルの分析形式を決定し、その影響について説明します。重要な超曲面（重力と放射力のバランスがある領域）が安定した構成であることを証明します。目新しさ/改善：私たちの新しい貢献は次のとおりです。一般相対性理論の文献で初めて一般相対論的レイリーポテンシャルを決定した。重要な超曲面の安定性の代替的で一般的でエレガントな証明を提供するため。
最近では、ニューラルネットワークは、複雑で抽象的なデータモデルを分析するための強力なツールになっています。ただし、それらの導入により、分析のどの機能がモデル関連であり、どの機能がニューラルネットワークに起因するかについての不確実性が本質的に高まります。これは、ニューラルネットワークによる予測にはバイアスがあり、データの作成と観察の本質に起因するものかどうかを簡単に区別できないことを意味します。このような問題に対処するために、ベイジアンニューラルネットワーク（ネットワークによる不確実性を特徴付けることができるニューラルネットワーク）について説明します。特に、特定のデータを観察する際の内在するランダム性に関する不確実性と、データを作成および観察する方法についての知識の欠如による不確実性を分類できるベイズ統計フレームワークを示します。そのような手法を提示することで、ニューラルネットワークによる予測のエラーを原理的にどのように取得できるかを示し、これらのエラーを特徴付けるための2つの推奨される方法を提供します。また、これらの両方の方法を実践する際にかなりの落とし穴がある方法についても説明し、ニューラルネットワークを使用するときに他の統計手法が真に推論を行うことができる必要性を強調します。
ポータブル分光および偏光測定用のスマートフォンの汎用アドオン：iSPEX 2
| Title |
A_universal_smartphone_add-on_for_portable_spectroscopy_and_polarimetry:_iSPEX_2 |
| Authors |
Olivier_Burggraaff,_Armand_B._Perduijn,_Robert_F._van_Hek,_Norbert_Schmidt,_Christoph_U._Keller,_Frans_Snik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01519 |
分光偏光分析は、環境のリモートセンシングのための強力な手法です。従来の分光法では不可能だった範囲で、空気と水中の粒子の形状とサイズの分布を取得できます。SPEXは、スペクトル変調による分光偏光測定の機器コンセプトであり、スナップショットを提供するため、正確なハイパースペクトル強度と直線偏光の角度と角度を提供します。成功したSPEX機器には、エアロゾルの光学的厚さを高精度で測定するGroundSPEXとSPEXAirborneが含まれ、すぐにPACEで飛ぶSPEXoneが含まれています。ここでは、ユニバーサルスマートフォンをサポートするコンシューマーカメラiSPEX2の低コスト版を紹介します。スマートフォンは、専門的な機器よりも空間と時間において大幅に拡張可能な市民科学測定を可能にします。ユニバーサルスマートフォンのサポートは、モジュール式ハードウェア設計とSPECTACLEデータ処理によって実現されます。iSPEX2は、射出成形と3Dプリントによって製造されます。データの取得と処理のためのスマートフォンアプリが開発中です。生産、校正、および検証は2020年の夏に開始されます。科学的アプリケーションには、エアロゾルの光学的厚さおよび地表水の反射率の市民科学測定、ならびに低コストの実験室およびポータブル分光法が含まれます。
アインシュタインの方程式の一般的な不均質な宇宙論的解の性質を理解する上で単純化する役割を果たしている可能性のある、新しい要素である時空のミックスマスター振動の同期について考察します。特異点へのアプローチ時に、不均質な宇宙のさまざまな領域での時空Mixmaster振動の相互作用が、Kuramoto結合振動子モデルによって最初に示された方法で、平均場への結合を通じてこれらの振動の同期を生成できると推測します。
| Title |
Cosmological_constraints_on_the_Generalized_Uncertainty_Principle_from_modified_Friedmann_equations |
| Authors |
Serena_Giardino_and_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01580 |
一般化された不確実性原理（GUP）は、量子重力理論への数多くの試みで出現し、自然界に最小長の存在が予測されています。この作業では、GUPによって修正されたフリードマン方程式から生じる2つの宇宙論モデルを（線形および二次式で）検討し、観測データと比較します。私たちの目的は、GUPパラメータの制約を導き出し、そのようなモデルの実行可能性と物理的影響について議論することです。二次式のパラメーターには$\alpha^{2}_{Q}<10^{59}$という制約があります（天体物理学のコンテキストで得られるほとんどのパラメーターよりも厳しい）が、線形の式には互換性がないようです。現在の宇宙論的データを使って。私たちの分析は、量子重力現象学の領域における高精度宇宙論的プローブの強力な役割を強調しています。
高次元宇宙論における相互作用Tsallisホログラフィック暗黒エネルギー
高次元のTsallisホログラフィックダークエネルギー（THDE）モデルについて説明します。相互作用する暗黒エネルギーモデルは、コンパクトカルーザクライン重力の枠組みで一般化チャプリギンガス（GCG）を使用して提案されます。密度パラメータの観測値とも互換性のある現在のエポックで安定した構成を見つけることができることが示されています。ダークエネルギー（DE）は、過去のファントムフェーズから進化した可能性があることに注意してください。暗黒エネルギーの性質は、相互作用の結合パラメーターに依存することがわかっています。古典的な安定性の考慮により、モデルパラメーターに上限が設定されることもわかります。
チャームチャームスター
正味電荷を持つチャームスターの一般的な特性と安定性の研究は、MITバッグモデルフレームワーク内で実行されます。電荷分布とデモストレートの2つの異なるモデルを検討します。どちらも大きな質量の恒星配置を意味し、平衡条件を満たすことを意味します。ラジアル振動に対する動的安定性を調査します。私たちの結果は、固有周波数が正味の電荷の存在によって変更されることを示していますが、以前は電気的に中性の場合で示された不安定性が、帯電チャームスターにも存在します。
ブラックホール（BH）から重力散乱されたニュートリノのスピン振動が研究されています。非回転および回転BHのケースが分析されます。ニュートリノがこれらの重力背景と相互作用するときのスピン振動の遷移と生存確率の分析式を導出します。得られる遷移確率は、衝突パラメータ、ニュートリノエネルギー、粒子質量に依存します。超相対論的ニュートリノのスピン振動が回転BHから散乱する可能性があることを発見しました。次に、背景物質に囲まれたBHからのニュートリノ散乱を考慮して、スピン振動の有効なシュレディンガー方程式を導出します。この方程式の数値解は、現実的な降着円盤を持つ超大質量BHの場合に得られます。スピン効果は、シュヴァルツシルトメトリックのニュートリノ散乱では無視できることがわかります。カーメトリックでは、超相対論的ニュートリノが重力散乱を経験するとき、スピン振動が原因で、観測されたニュートリノフラックスがほぼ10％減少することがわかります。ニュートリノと降着円盤との相互作用により、放出されるニュートリノフラックスの強度がさらに変化します。得られた結果のニュートリノ天文学への応用を考える。
荷電粒子の輸送方程式の反復演算による拡散係数の不変性
| Title |
The_invariance_of_the_diffusion_coefficient_with_the_iterative_operations_of_charged_particles'_transport_equation |
| Authors |
J._F._Wang_and_G._Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01706 |
空間並列拡散係数（SPDC）は、エネルギー荷電粒子輸送を説明する重要な量の1つです。SPDCには3つの異なる定義があります。つまり、変位分散の定義$\kappa_{zz}^{DV}=\lim_{t\rightarrowt_{\infty}}d\sigma^2/（2dt）$、フィックの法則の定義$\kappa_{zz}^{FL}=J/X$と$X=\partial{F}/\partial{z}$、およびTGK式の定義$\kappa_{zz}^{TGK}=\int_0^{\infty}dt\langlev_z（t）v_z（0）\rangle$。一定の平均磁場の場合、SPDCの3つの異なる定義は同じ結果を与えます。ただし、フォーカシングフィールドでは、異なる定義の結果が同じではないことが示されています。この論文では、Fokker-Planck方程式から、一般的なフーリエ展開や摂動理論などのさまざまな方法で、等方性分布関数（EIDF）のさまざまな方程式を得ることができることがわかります。しかし、あるEIDFがいくつかの微分反復演算（DIO）によって別のEIDFに変換できることが示されています。SPDCの1つの定義がDIOに対して不変である場合、その定義はさまざまなEIDFの不変でもあり、それによってEIDFのさまざまな導出方法（DME）の不変量になります。フォーカシングフィールドについては、TGK定義$\kappa_{zz}^{TGK}$は近似式にすぎず、フィックの法則定義$\kappa_{zz}^{FL}$は一部のDIOに対して不変ではないことをお勧めします。ただし、少なくともこの特別な条件では、このホワイトペーパーでは、定義$\kappa_{zz}^{DV}$がDIOの種類に対する不変量であることを示します。したがって、空間的に変化するフィールドの場合、フィックの法則の定義$\kappa_{zz}^{FL}$およびTGK式の定義$\kappa_{zz}^ではなく、変位分散の定義$\kappa_{zz}^{DV}${TGK}$は、SPDCの最も適切な定義です。
