ペアの固定フィールドを使用したローカルユニバースシミュレーションの平均、不確実性、および制約のない大規模な部分の効率的な推定
| Title |
Efficiently_estimating_mean,_uncertainty_and_unconstrained_large_scale_fraction_of_local_Universe_simulations_with_paired_fixed_fields |
| Authors |
Jenny_G._Sorce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01838 |
宇宙論モデルのランダムな実現が提供された場合、宇宙の近隣の観測により、非線形のしきい値まで後者のシミュレーションを構築できるようになりました。したがって、結果のローカルユニバースモデルは、指定された残差宇宙分散まで正確です。つまり、一部の領域とスケールは明らかにデータによって制約されておらず、純粋にランダムに見えます。結論をそれらの不確実性と一緒に引き出すには、かなりの量の計算時間を意味する統計が含まれます。ペアリングされた固定フィールドに制約アルゴリズムを適用することにより、このペーパーでは、元の手法を最初の使用から転用して、ランダムフィールドで得られたローカルユニバースシミュレーションの不確実性を効率的に解き、推定します。ペアの固定フィールドは、フーリエモードの振幅が固定されており、正確に位相がずれているという意味で、ランダムな実現とは異なります。制約のあるペアの固定フィールドは、大規模（>数十メガパーセク）のパワースペクトルの20％のみが純粋にランダムであることを示しています。つまり、その80％は、大規模/小規模のデータ相関によって部分的に制約されています。さらに、同じペアの固定フィールドで取得されたローカル環境の2つの実現は、後者の優れた非バイアス平均または準線形実現、つまり数百の制約付きシミュレーションに相当します。これら2つの実現の間の差異は、達成可能なローカル宇宙シミュレーションの不確実性を与えます。これらの2つのシミュレーションは、モデリングの限界と不確実性を理解するために必要な計算時間を大幅に削減したおかげで、ローカルな宇宙ウェブの理解をより速く向上させることができます。
ハッブルパラメータが最初のクエーサーの宇宙成長に及ぼす影響
超大質量ブラックホール（SMBH）は銀河の進化において重要な役割を果たし、現在$z\sim7.5$まで検出されています。ブラックホール（BH）の成長を説明する理論は、初期質量$M_{\bullet}\lesssim10^5\、\mathrm{M_{\odot}}$が$z\sim20-30で形成される速度に挑戦されます。$、$z_sim7$によって$M_{\bullet}\sim10^9\、\mathrm{M_{\odot}}$に増加しましたここでは、BHの初期の成長を説明するモデルに対するハッブルパラメーター$H_0$の影響を調べます。最初に、モデルで使用されている基礎となるハッブルパラメーターが$H_0=65$から$H_0=74$kms$^である場合、$z=6$でのクエーサーの予測質量は$>300$％変化することに注意してください{-1}$Mpc$^{-1}$、現在の見積もりを含む範囲。$z\gtrsim6.5$クエーサーの事前分布と$H_0$に基づくMCMCアプローチを使用して、$H_0$とBH成長を記述するパラメーターの間の相互接続を調査します：シード質量$M_i$およびエディングトン比$f_{\rmEdd}$。エディントン比を$f_{\rmEdd}=0.7$とすると、以前の推定値と一致して、$H_0=73.6^{+1.2}_{-3.3}$kms$^{-1}$Mpc$が見つかります^{-1}$。2番目の分析では、すべてのパラメーターを自由に変化させることができます。$\log（M_{i}/\mathrm{M_{\odot}}）>4.5$（at95％CL）、$H_0=74^{+1.5}_{-1.4}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$および$f_{\rmEdd}=0.77^{+0.035}_{-0.026}$で68％CL。典型的なエディントン比に関する結果は、以前の推定値と一致しています。ハッブルパラメータの現在の値は、$M_i\gtrsim10^4\、\mathrm{M_{\odot}}$を使用して、重いシード形成シナリオを強く支持します。私たちのモデルでは、クエーサーのBH質量の事前分布が使用されているため、軽い種子の形成シナリオは$\sim3\sigma$で拒否されます。
ETHOS-構造形成のための効果的なパラメーター化と分類：$ z \ gtrsim5 $の非線形レジーム
| Title |
ETHOS_--_An_effective_parametrization_and_classification_for_structure_formation:_the_non-linear_regime_at_$z\gtrsim5$ |
| Authors |
Sebastian_Bohr_(1),_Jes\'us_Zavala_(1),_Francis-Yan_Cyr-Racine_(2),_Mark_Vogelsberger_(3),_Torsten_Bringmann_(4)_and_Christoph_Pfrommer_(5)_((1)_University_of_Iceland,_(2)_UNM,_(3)_MIT,_(4)_UIO,_(5)_AIP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01842 |
物質のパワースペクトルに原始的なカットオフがあるさまざまな暗黒物質（DM）モデルの高赤方偏移（$z\gtrsim5$）で銀河スケールの構造形成を完全に特徴付ける2つの効果的なパラメーターを提案します。私たちの説明は、最近提案されたETHOSフレームワーク内にあり、標準の熱ウォームDM（WDM）と暗い音響振動（DAO）を備えたモデルが含まれています。このパラメーター空間を定義して探索するために、DMがCDMとして動作する必要があるものからの非線形スケールの広い範囲をカバーする高赤方偏移ズームインシミュレーションを使用します（$k\sim10\、h\、{\rmMpc}^{-1}$）、銀河形成の開始によって特徴付けられるものまで（$k\sim500\、h\、{\rmMpc}^{-1}$）。最初のDAOピークの振幅とスケールである2つの物理的動機付けパラメーター$h_{\rmpeak}$と$k_{\rmpeak}$は、線形物質のパワースペクトルをパラメーター化し、効果的な非線形構造形成領域に属するDMモデル。これらは、非線形物質のパワースペクトルとハロー質量に応じて、コールドDM（$k_{\rmpeak}\rightarrow\infty$）とWDM（$h_{\rmpeak}=0$）からの相対的な距離によって定義されます。関数。DAOがまだWDMから$z=5$まで明確な署名を残している領域を特定しますが、DAOパラメーター空間の大部分はWDMで縮退していることが示されています。次に、フレームワークを使用して、追加の$N$ボディシミュレーションを必要とせずに、幅広いクラスの粒子DMモデルを高赤方偏移での構造形成特性にシームレスに接続できます。
最も遠いSPT-SZ銀河団のXMM-Newton観測
| Title |
Deep_XMM-Newton_Observations_of_the_Most_Distant_SPT-SZ_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Adam_B._Mantz_(1),_Steven_W._Allen_(1_and_2),_R._Glenn_Morris_(1_and_2),_Rebecca_E._A._Canning_(1),_Matthew_Bayliss_(3),_Lindsey_E._Bleem_(4_and_5),_Benjamin_T._Floyd_(6),_Michael_McDonald_(8)_((1)_KIPAC/Stanford,_(2)_SLAC,_(3)_University_of_Cincinnati,_(4)_ANL,_(5)_KICP,_(6)_University_of_Missouri_Kansas_City,_(7)_MIT/MKI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02009 |
南極望遠鏡2500平方度（SPT-SZ）調査で検出された最も遠いクラスターであるSPT-CLJ0459-4947の577ksXMM-Newton観測の結果を示し、現在、Sunyaev-を通じて発見された最も遠いクラスターゼルドビッチ効果。このデータは、クラスターの高い赤方偏移である$z=1.71\pm0.02$を確認します。これは、以前の精度の低い光学/IR測光推定値と一致しています。ガス密度プロファイルから、特性質量$M_{500}=（1.8\pm0.2）\times10^{14}M_{Sun}$を推定します。クラスター放出は、背景の上で半径$\sim2.2r_{500}$、またはおよそビリアル半径まで検出されます。クラスター内ガスの特徴は、排出量加重平均温度が$7.2\pm0.3$keVで、太陽に対する金属性が$0.37\pm0.08$であることです。このような高い赤方偏移で初めて、この深いデータセットはクラスター中心の外側の金属性の測定を提供します。半径$r>0.3r_{500}$で、それは$0.33\pm0.17$であることがわかります。これは、最も近いクラスターの同様の半径での正確な測定値とよく一致し、クラスターの大部分が初期の濃縮シナリオをサポートします。ガスはクラスター形成前に普遍的な金属性に富み、その後はほとんどまたはまったく進化しません。このクラスターの高い赤方偏移によってもたらされるレバレッジは、より低い赤方偏移での以前の測定と組み合わせると、進化する金属性モデルに対する2倍の制約によって引き締められます。
せん断測定におけるバイアスのない選択関数に向けて
| Title |
Towards_a_Bias-Free_Selection_Function_in_Shear_Measurement |
| Authors |
Hekun_Li,_Jun_Zhang,_Dezi_Liu,_Wentao_Luo,_Jiajun_Zhang,_Fuyu_Dong,_Zhi_Shen,_Haoran_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02095 |
サンプルの選択は、弱いレンズ効果測定に必要な準備です。選択自体が測定されたせん断信号にバイアスを導入する可能性があることはよく知られています。画像シミュレーションとFourier_Quadせん断測定パイプラインを使用して、一般的に使用されるさまざまな選択関数（信号対雑音比、大きさなど）の選択バイアスを定量化します。銀河画像のパワースペクトルで定義される新しい選択関数を提案しました。この新しい選択関数は選択バイアスが低く、フーリエ変換に基づくせん断測定パイプラインに特に便利です。
銀河間フィラメントが回転する
宇宙の物質は宇宙ウェブに分布しており、通常は数千万光年離れた隣接する銀河のペアをつなぐ物質のフィラメントがあります。フィラメントは周りの銀河のスピンに影響を与えることが知られていますが、フィラメント自体がスピンするかどうかは不明のままです。ここでは、暗黒物質の宇宙論シミュレーションで銀河間フィラメントの周りの角運動量を測定し、物質がそれらの周りを実質的に回転していることを発見します。我々の結果は、スピンはフィラメントの基本的な特性であり、構造形成の全体像の一部であることを示唆しています。フィラメントは、宇宙で最も長くコヒーレントに回転するオブジェクトである可能性があります。この発見は、銀河が宇宙のウェブでどのように回転するかを説明するのに役立ち、銀河間磁場を生成するメカニズムを提供することができます。
惑星-惑星衝突における大気損失
| Title |
Atmosphere_loss_in_planet-planet_collisions |
| Authors |
Thomas_R._Denman_(1),_Zoe_M._Leinhardt_(1),_Phil_J._Carter_(2)_and_Christoph_Mordasini_(3)_((1)_The_University_Of_Bristol,_(2)_University_Of_California_Davis,_(3)_University_Of_Bern) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01881 |
ケプラー衛星によって発見された惑星の多くは、近地球を周回するスーパーアースまたはミニネプチューンです。そのようなオブジェクトは、同様の質量に対して広範囲の密度を示します。この密度の広がりの1つの考えられる説明は、惑星の大気を剥ぎ取る巨大な衝突です。この論文では、重要な大気のある惑星と大気のない裸の発射体の正面衝突の一連の平滑化粒子流体力学（SPH）シミュレーションの結果を示します。惑星間の衝突は、対象となる惑星から質量のかなりの部分を取り除くのに十分なエネルギーを持つことができます。質量損失の割合は2つのレジームに分かれています。低衝撃エネルギーでは、大気が支配する損失に対応して外層のみが排出されます。エネルギーが高いと、ポテンシャルのより深い部分で材料が掘削され、コアとマントルの損失が大幅に増加します。コアとマントルに比べて大気の圧縮率が高いため、コアとマントルの損失レジームに比べて、大気の損失が支配的なレジームでは、質量除去の効率は低くなります。およそ2割の大気が2つの体制の移行期に残っていることがわかります。この遷移の比エネルギーは、測定されたすべての発射体-ターゲットの質量比について、発射体とターゲットの質量の比率に比例することがわかります。失われた大気の割合は、比エネルギーと遷移エネルギーの比率に関して、2次式で近似されます。スケーリング法則を将来の数値研究に組み込むためのアルゴリズムを提供します。
異物表面から分離された攪拌火星ダスト模擬物質における火花放電の検出
| Title |
Detection_of_spark_discharges_in_an_agitated_Mars_dust_simulant_isolated_from_foreign_surfaces |
| Authors |
Joshua_M\'endez_Harper_and_Josef_Dufek_and_George_McDonals |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01978 |
バイキングランダーの時代から始まった数多くの実験室実験により、火星のアナログのダスト粒子間の摩擦相互作用が静電プロセス（つまり、摩擦帯電）に触媒作用を及ぼす可能性があることが報告されています。そのような発見は、火星のダストデビルとダストストームが雷雨、グロー放電、および他の複雑な静電現象を持続させる可能性があることを示唆するために引用されています。ただし、多くの場合（ほとんどではないにせよ）、これらの実験により、火星のダストの模擬粒子が外部の表面（たとえば、環境チャンバーの壁や他の化学的に異なる粒子）に接触することができました。多くの著者は、そのような相互作用が火星の表面近くで発生するプロセスを表すものではない帯電を生成する可能性があると指摘しています。この研究では、火星環境のシミュレーションの下で、孤立した粒子-粒子衝突と粒子-壁衝突の両方に起因する火星ダスト模擬物の摩擦帯電を実験的に特徴付けます。初めて、私たちは火星の表面条件下で天然玄武岩のみで構成され、人工の表面から隔離された流れの火花放電の直接検出を報告します。流動化粒子によって取得された電荷密度は、10^-6Cm^-2のオーダーであることがわかります（表面近くの火星環境の理論的な最大電荷密度を超えています）。さらに、模擬粒子と実験壁との相互作用が火花放電の極性を変調できることを示します。私たちの仕事は、小規模の火花放電が実際に火星の粒状流に存在し、地上の火山噴出孔における小規模の放電に質的に類似しているかもしれないという考えを支持しています。
巨大な影響が地球惑星の内部圧力を確率的に変化させる
| Title |
Giant_impacts_stochastically_change_the_internal_pressures_of_terrestrial_planets |
| Authors |
Simon_J._Lock,_Sarah_T._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01992 |
圧力は、惑星の形成と進化の物理学と化学における重要なパラメータです。以前の研究では、内圧が体の質量とともに単調に増加すると誤って仮定していました。平滑化された粒子の流体力学とポテンシャルフィールド法の計算を使用して、巨大な衝撃によって生成された高温で急速に回転する物体は、同じ質量のゆっくり回転する惑星よりもはるかに低い内部圧力を持つことができることを示します。体の熱および回転の進化により、圧力はその後増加します。月を形成する影響を例にとると、衝突後の内圧は現在の地球の半分以下であった可能性があることを示しています。現在の圧力プロファイルは、地球が冷えて月が後退するまで確立されませんでした。このプロセスは、最後の巨大な衝撃の後に最大で数十ミリアかかることがあります。私たちの仕事は、地球型惑星の降着中の圧力進化の新しいパラダイムを定義します：衝撃によって駆動される確率的変化。
トランジット最小二乗調査-III。 Kepler-160のハビタブルゾーン内の$ 1.9 \、R_ \ oplus
$トランジット候補とトランジットタイミングの変動を特徴とする非トランジット惑星
| Title |
Transit_least-squares_survey_--_III._A_$1.9\,R_\oplus$_transit_candidate_in_the_habitable_zone_of_Kepler-160_and_a_nontransiting_planet_characterized_by_transit-timing_variations |
| Authors |
Ren\'e_Heller_(1),_Michael_Hippke_(2,3),_Jantje_Freudenthal_(4),_Kai_Rodenbeck_(4),_Natalie_M._Batalha_(5),_Steve_Bryson_(6)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02123 |
太陽のような星であるケプラー-160（KOI-456）は、2つの通過する惑星、ケプラー-160bおよびcをホストすることが知られています。Kepler-160のアーカイブKepler測光を使用して、Wotanトレンド除去アルゴリズムと通過最小二乗（TLS）検出アルゴリズムの組み合わせを使用して、追加の通過惑星を検索しました。また、水星のN体重力コードを使用して、システムの軌道ダイナミクスを研究しました。まず、既知の一連の惑星ケプラー160bおよびcの一連の通過を回収しました。次に、半径1.91（+0.17、-0.14）の地球半径（R_ear）、軌道周期378.417（+0.028、-0.025）d、および地球に似た日射量を持つ新しい通過候補を見つけました。ベスパソフトウェアは、システムの多様性を考慮に入れると、この信号にはFPP_3=1.8e-3の天体物理学的な偽陽性の確率があると予測しています。ケプラーの診断診断により、MES=10.7の複数のイベント統計が得られます。これは、ローリングバンドなどの機器のアーチファクトによる誤警報に対する約85％の信頼性に相当します。また、惑星cの観測されたTTVを、以前は未知であった惑星の存在とともに説明することもできます。ただし、この新しい惑星の周期と質量は、新しい通過候補の周期と質量と一致しません。ケプラー160cのTTVのマルコフチェーンモンテカルロシミュレーションは、約1から100地球の質量と約7から50dの軌道周期を持つ新しい非遷移惑星によって決定的に説明できます。ケプラー160には少なくとも3つの惑星があり、そのうちの1つは非通過惑星ケプラー160dです。この新しい惑星によって引き起こされる予想される恒星の半径方向の速度振幅は、約1〜20m/sの範囲です。また、このシステムのハビタブルゾーンには超地球サイズの通過惑星候補KOI-456.04があり、これは4番目の惑星である可能性があります。
火星の古代海面の証拠
火星は、さまざまな地質学的特徴や惑星構造など、地球と多くの類似点と特徴を共有しています。両方の惑星における標高の驚くべき二峰性の分布は、地球と火星における地殻の分化の同様の地球力学的プロセスを示唆する最も印象的な地球規模の特徴の1つです。惑星の表面の約3分の1をカバーする北半球に古代火星の海が存在するという、古代の海岸線に似た地理的特徴に基づくいくつかの証拠も存在します。しかし、古代の海岸線としてのいくつかの特徴の解釈は、原始的な火星海の存在を論議の的にするままにして、徹底的に挑戦されてきました。さらに、以前に火星に海が存在していた場合でも、推定では$4$桁を超える水量についてはあいまいさが残ります。ここでは、火星の海面の問題をパーコレーションモデルにマッピングします。これは、北半球と南半球を分離する火星の最長の等高線が、発散する相関長を持つ臨界レベルの高さとして機能し、現在の平均海面は地球上にあります。私たちの結果は、火星と地球の驚くべき類似性を解明し、火星の古代の海のレベルに関する検証可能な仮説を提起し、将来の調査と宇宙船の探査によって実験的に答えることができます。
エウロパのダイナミックな海：テイラーコラム、渦、対流、氷の融解、塩分
| Title |
Europa's_dynamic_ocean:_Taylor_columns,_eddies,_convection,_ice_melting_and_salinity |
| Authors |
Yosef_Ashkenazy_and_Eli_Tziperman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02242 |
木星の月であるエウロパの深海（約100km）は、厚い（数十km）氷の殻で覆われており、太陽系で地球外生命体を見つける可能性が最も高い場所の1つです。しかし、その海洋ダイナミクスと氷床との相互作用は、これまでほとんど注目されていませんでした。以前の研究は、ヨーロッパの海は乱流であるが、海の塩分の影響と海の温度に対する適切な境界条件を考慮することを無視されていることを示唆しました。ここでは、ヨーロッパの海洋ダイナミクスを、非静水圧効果、完全なコリオリ力、一貫した上部と下部の加熱境界条件、および塩分の氷の融解と凍結の影響を含む全球海洋モデルを使用して調べます。密度は塩分効果によって支配されていることがわかり、海は非常に弱く成層されています。海洋は、強い過渡垂直対流、渦、低緯度帯状噴流、およびヨーロッパの回転軸に平行なテイラーコラムを示します。赤道領域では、テイラーコラムは海底と交差せず、赤道方向に伝播しますが、赤道を離れると、テイラーコラムは静止します。子午線の海洋熱輸送は、氷の厚さがほぼ均一になるほど強く、将来のミッションで観測できると予想されています。
EXPRES I. HD〜3651は理想的なRVベンチマーク
| Title |
EXPRES_I._HD~3651_an_Ideal_RV_Benchmark |
| Authors |
John_M._Brewer,_Debra_A._Fischer,_Ryan_T._Blackman,_Samuel_H._C._Cabot,_Allen_B._Davis,_Gregory_Laughlin,_Christopher_Leet,_J._M._Joel_Ong,_Ryan_R._Petersburg,_Andrew_E._Szymkowiak,_Lily_L._Zhao,_Gregory_W._Henry,_and_Joe_Llama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02303 |
次世代の太陽系外惑星探査分光器は、標準の1m/sの技術水準を超えて、半径方向速度の精度を最大1桁向上させるはずです。この進歩は、太陽のような星の周りの地球質量惑星の検出を可能にするために重要です。レーザー周波数コムや安定化エタロンなどの新しいキャリブレーション技術により、機器の安定性が十分に特徴付けられます。ただし、その他のエラーの原因には、恒星のノイズ、未検出の短周期惑星、および地球の汚染が含まれます。エラーの原因を理解して最終的に軽減するには、エラーバジェットの原因となる条件を可能な限り分離する必要があります。ここでは、明るい、近くのGおよびK矮星の周りの岩が多い惑星を特定することを目的とする、新しい高ケイデンス半径速度プログラムであるEXPRES100地球プログラムを紹介します。また、ベンチマークケースも提示します。彩球的に静かな星、HD3651を周回する土星の質量の惑星の62d軌道です。高い離心率（0.6）と適度に長い軌道周期の組み合わせにより、すべての内部惑星の大幅な動的クリアが保証されます。。この惑星軌道のケプラーモデルには、$\sim6$の月の時間ベースラインでの残留RMSが58cm/sです。半径方向速度エラーバジェットへの重要な要因を排除することにより、HD3651は、超精密半径方向速度（EPRV）プログラムの長期精度を評価するための標準として機能します。
ASKAPが2つの合流するSPT銀河クラスターに巨大な電波ハローを明らかにする-方向依存パイプラインの根拠-
| Title |
ASKAP_reveals_giant_radio_halos_in_two_merging_SPT_galaxy_clusters_--_Making_the_case_for_a_direction-dependent_pipeline_-- |
| Authors |
Amanda_G._Wilber,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Stefan_W._Duchesne,_Cyril_Tasse,_Hiroki_Akamatsu,_Huib_Intema,_and_Torrance_Hodgson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01833 |
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）による初期の科学観測では、南極望遠鏡がSunyaevZel'dovich信号を介して検出した2つのクラスターに関連する拡散電波放射の明確な信号が明らかになりました。SPTCLJ0553-3342（MACSJ0553.4-3342）およびSPTCLJ0638-5358（AbellS0592）はどちらも、大規模な合併を経た高質量レンズクラスターです。これらのASKAPの初期の科学観測のデータプロダクトを改善し、銀河団の科学に忠実な画像を作成するために、最新のソフトウェア{\sckillMS}と{\を使用して方向依存（DD）キャリブレーションとイメージングを実行しましたscDDFacet}。ASKAP画像のアーチファクトは、方向性キャリブレーション後に大幅に減少することがわかります。ここでは、最大の線形スケールが$\sim1$〜Mpcの明確な巨大電波ハローを示す、両方のクラスターのDDキャリブレーション済みASKAP電波画像を示します。MACSJ0553.4-3342のハローは、以前は323MHzのGMRT観測で検出されていましたが、ASKAP画像ではより広がっています。このクラスターの熱X線放射で衝撃が検出されましたが、衝撃を受けた領域の粒子数密度が低すぎて電波衝撃を発生できないことがわかりました。AbellS0592の電波ハローは新しい発見であり、ハローの南西の境界はX線で検出された衝撃と一致しています。ハドロンと乱流の両方の再加速モデルと\textit{seed}電子の発生源を考慮して、これらのハローの起源について議論します。この研究は、ASKAPのEMU（EvolutionaryMapoftheUniverse）調査がクラスター内媒体の電波源を検出する可能性を明確に示し、第3世代のキャリブレーション手法を利用した後のデータ製品の改善を示しています。
空間分解LBT分光法を使用したデュアルAGN候補の再考-波及光汚染の影響
| Title |
Revisiting_dual_AGN_candidates_with_spatially_resolved_LBT_spectroscopy_--_The_impact_of_spillover_light_contamination |
| Authors |
B._Husemann,_J._Heidt,_A._De_Rosa,_C._Vignali,_S._Bianchi,_T._Bogdanovi\'c,_S._Komossa,_Z._Paragi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01846 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の統合は、銀河の進化の階層構造の図の直接的な結果です。SMBHは自然に観察することが困難であるため、銀河の合併中にSMBHの合併プロセスを追跡することは困難です。放射線比診断に基づいてセイファート-セイファートのペアとして以前にスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から選択された7つの強く相互作用する銀河で数キロパーセルで分離された2つの独立した活動銀河核（AGN）の存在を特徴付け、確認したい。大型双眼鏡望遠鏡（LBT）でMODSを使用して取得した光学スリットスペクトルは、ホスト輝線に関する光学輝線のラインの比率とAGNシグネチャの詳細な空間分布を推測するために提示され、それによってビームスミアリングと大きなスミアの影響を定量化しますSDSSによってキャプチャされたスペクトルのファイバー開口。7つのターゲットのうち最大2つは実際にはセイファート-セイファートのデュアルAGNを保持しているが、他のターゲットは、引退した銀河内のAGB後の星、または空間的に解決された光回線診断に基づくISMの衝撃によって駆動される可能性が高いことがわかります。この不一致の主な原因は、2次SDSSファイバーの1次光源からのフラックスオーバーによるバイアスであり、3インチ未満の分離で1桁を超える可能性があります。以前に報告されたX線から\ion{O}{iii}]明度比は、原色のAGNを大きく不明瞭にすることができるように、この誤分類によって説明される可能性があります。また、若い恒星年齢の核が主AGNをホストしていることもわかります。ファイバーベースの分光法は、サンプルの選択と結果の解釈に深刻な偏りをもたらす可能性があります。空間分解分光法は、理想的には、このようなコンパクトなシステムと多波長のフォローアップ観測を特徴付けるために将来使用する必要があります。
低Redshiftでの合併に起因するAGNアクティビティのX線ビュー
銀河の合併は、中央の超大質量ブラックホールへの降着を引き起こすと予測されており、最終的な合体中に最も高い割合で発生します。以前は、合併後の光学および中赤外域の選択された活動銀河核（AGN）の両方の上昇率を示しましたが、現在まで、X線AGNの有病率は同じ体系的な方法で検討されていません。スローンデジタルスカイサーベイから選択された43個の合併後の銀河のXMM-ニュートンデータと、過剰な硬X線をテストするために、恒星の質量、赤方偏移、および環境で一致する430個の非相互作用制御銀河を示します（2-10keV）トリガーされたAGNに起因する合併後の排出。合併後の2つのX線検出（4.7^{+9.3}_{-3.8}％）とコントロールの9つ（2.1^{+1.5}_{-1.0}％）、2.22を超える検出^{+4.44}_{-2.22}、信頼区間は90％です。したがって、合併後のX線AGN過剰の統計的に有意な証拠は見つかりませんが（p=0.26）、過去の研究と一貫しており、観測されたX線の超過（p=2.7x10^{-4}）。したがって、支配的で明るいAGNは合併後により頻繁に発生し、2-10keVのX線AGNの匹敵する過剰の欠如は、合併後のAGNがかなり不明瞭になる可能性が高いことを示唆しています。私たちの結果は、理論的予測に沿って、強化されたAGN燃料供給、重いAGN覆い隠蔽、およびより本質的に明るいAGNによって特徴付けられる合併後の段階と一致しています。
ジングル-IV。地方宇宙におけるダスト、HIガス、金属のスケーリング則
| Title |
JINGLE_--_IV._Dust,_HI_gas_and_metal_scaling_laws_in_the_local_Universe |
| Authors |
I._De_Looze,_I._Lamperti,_A._Saintonge,_M._Relano,_M.W.L._Smith,_C.J.R._Clark,_C.D._Wilson,_M._Decleir,_A.P._Jones,_R.C._Kennicutt,_G._Accurso,_E._Brinks,_M._Bureau,_P._Cigan,_D.L._Clements,_P._De_Vis,_L_Fanciullo,_Y._Gao,_W.K._Gear,_L.C._Ho,_H.S._Hwang,_M.J._Michalowski,_J.C._Lee,_C._Li,_L._Lin,_T._Liu,_M._Lomaeva,_H.-A._Pan,_M._Sargent,_T._Williams,_T._Xiao,_M._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01856 |
星の質量、特定の星形成率、および金属性を伴うダスト、HIガス、および金属の質量のスケーリング則は、金属とダストの濃縮による銀河の蓄積を理解するために重要です。この研究では、近隣の423個の銀河の多様なサンプルにわたって、特定のガス質量（$M_{\text{HI}}$/$M_{\star}$）によってダストと金属の含有量がどのように変化するかを分析します。観測された傾向は、多次元パラメーター空間の厳密な検索を可能にするベイズフレームワーク内で、一連のダストとエレメントの進化モデル（DEUS）（恒星のダスト生成、粒子の成長、ダストの破壊を含む）で解釈されます。$-1.0\lesssim\logM_{\text{HI}}$/$M_{\star}\lesssim0$のある銀河のこれらのスケーリング則は、高い割合の閉じたボックスモデル（37-89$\％$）の超新星ダストの逆衝撃、比較的低い粒子成長効率（$\epsilon$=30-40）、および長いdus寿命（1-2\、Gyr）を生き延びます。モデルには、現在のダストの質量があり、恒星源（50-80\、$\％$）と粒子の成長（20-50\、$\％$）からの同様の寄与があります。これらの銀河の全寿命にわたって、星屑からの寄与（$>$90\、$\％$）は、星間媒質で成長した塵の割合（$<$10$\％$）を上回ります。私たちの結果は、局所的なスケーリング則を再現するために非常に低い超新星ダスト生成効率と短い粒子成長タイムスケールを必要とする化学進化モデルの代替を提供し、粒子が星間物質で効率的に成長できるかどうかの難問を解決するのに役立ちます。
核星団内の繰り返される合併とブラックホールの放出
現在の恒星進化モデルは、質量$\gtrsim50$M$_\odot$および$\lesssim5$M$_\odot$と中間質量のブラックホール（IMBH;$\）を持つブラックホール（BH）の不足を予測していますsim10^2-10^5$M$_\odot$）は、合理的な疑いを超えてまだ検出されていません。大規模なBHを形成する自然な方法は、現在のLIGO/Virgoまたは将来のLISAおよびET観測で重力波放出を介して検出できる、合併を繰り返すことです。核星団（NSC）は、ほとんどの合併製品を保持するのに十分な質量と密度を持ち、合併の瞬間に反動キックを獲得します。NSCで繰り返される合併の結果としてIMBHが生まれる可能性を探り、その形成経路がNSCの質量と密度、およびBHスピン分布にどのように依存するかを示します。ペア不安定質量ギャップ内のBHはLIGO/Virgoによって形成および観察できることがわかり、排出された大量のBHの典型的な質量は$400$-$500$M$_\odot$であり、速度は数千kms$^{-1}$まで。最終的にこれらのIMBHのいくつかは、今日銀河の中心で観測されている超大質量BHの種になることができます。矮小銀河では、可能性のあるフィードバックシナリオを介して、存在量、コアカスプ、障害が大きすぎて超微弱、バリオン率の問題を解決できる可能性があります。
潮汐場における巨大な球状星団による質量損失
| Title |
Mass_loss_from_massive_globular_clusters_in_tidal_fields |
| Authors |
Yohai_Meiron,_Jeremy_J._Webb,_Jongsuk_Hong,_Peter_Berczik,_Rainer_Spurzem,_Raymond_G._Carlberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01960 |
巨大な球状星団は、内部および外部のプロセスを介して星を失います。内部プロセスには主に2体緩和が含まれ、外部プロセスには銀河の潮汐場との相互作用が含まれます。3つの異なる直接加算N体コードを使用して、このような大規模なクラスターのN体シミュレーションスイートを実行し、さまざまな銀河軌道と粒子数を探索します。星のエネルギーがクラスターからエネルギー的に解放されるときに変化する速度を調べることにより、キックとスイープと呼ばれる2つの個体群をきちんと特定できます。適度に偏心した軌道上の典型的なハロー球状星団の場合、掃引はキックよりもはるかに一般的ですが、総質量損失率は非常に低いため、これらの星団は何百ものハッブル時間存続できます。異なるN体コードはほぼ一貫した結果を提供しますが、エルミート積分スキームの時間ステップパラメーターに関連して数値のアーティファクトが発生する可能性があること、つまり収束結果に必要な値は粒子の数に敏感であることを発見しました。
冷たいHIがマゼランストリームに排出されました
| Title |
Cold_HI_ejected_into_the_Magellanic_Stream |
| Authors |
J._Dempsey,_N._M._McClure-Griffiths,_K._Jameson,_and_F._Buckland-Willis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01971 |
小さなマゼラン雲（SMC）からマゼランストリームに向かって放出された雲の中の冷たいHIガスの直接検出を報告します。雲は、SMCの郊外にあるHIガスの断片化されたシェルの一部です。これは、吸収を使用したマゼランストリームに関連する2番目の直接的な冷HI検出です。冷たいガスは、銀河系外の光源PMNJ0029$-$7228に向けてオーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）で21cmのHI吸収線観測を使用して検出されました。ガスのスピン（励起）温度は$68\pm20$Kです。マゼラン雲からスーパーシェルを壊すことで、残りのマゼランストリームに供給する冷たいガスの発生源になる可能性があることをお勧めします。
明確な運動学を用いた恒星個体群合成：SDSS-IV MaNGA銀河における多年齢非対称ドリフト
| Title |
Stellar_Population_Synthesis_with_Distinct_Kinematics:_Multi-Age_Asymmetric_Drift_in_SDSS-IV_MaNGA_Galaxies |
| Authors |
Shravan_Shetty_(1),_Matthew_A._Bershady_(2,3,4),_Kyle_B._Westfall_(5),_Michele_Cappellari_(6),_Niv_Drory_(7),_David_R._Law_(8),_Renbin_Yan_(9),_Kevin_Bundy_(5)_((1)_Kavli_Institute_for_Astronomy_and_Astrophysics,_Peking_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Wisconsin-Madison,_(3)_South_African_Astronomical_Observatory,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Cape_Town,_(5)_University_of_California_Observatories,_University_of_California,_Santa_Cruz,_(6)_Sub-Department_of_Astrophysics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_(7)_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas_at_Austin,_(8)_Space_Telescope_Science_Institute,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Kentucky) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02071 |
1.5Gyrの上下のさまざまな特徴的な年齢の未解決の恒星集団の最初の非対称ドリフト（AD）測定値を示します。これらの測定は、銀河円盤の年齢と速度の関係（AVR）をサンプリングします。この最初の論文では、2つの効率的なアルゴリズムを開発して、光積分場分光（IFS）データキューブからspaxel-by-spaxelベースでADを抽出します。アルゴリズムは、さまざまなスペクトルテンプレートを適用します。1つは単純な恒星集団を使用し、もう1つは恒星ライブラリを使用します。それらの比較により、テンプレートのミスマッチなど、派生した複数成分の速度の系統誤差を評価できます。SDSS-IVのMaNGA調査からの実際のデータに対して、模擬スペクトルとモンテカルロマルコフチェーンを使用してアルゴリズムの信頼性をテストします。この手法をMaNGA銀河サンプルの大きなサブセットに適用することを目的として、ADのランダムエラーと系統的エラーをS/Nと恒星の人口特性の関数として定量化します。私たちの方法のデモンストレーションとして、天の川に匹敵する恒星の質量と色を持つ7つの銀河の初期サンプルにそれらを適用します。私たちは、若くて古い恒星の個体群について、さまざまな異なるAD放射状プロファイルを見つけます。
大規模な乱流駆動は高赤方偏移のガスに富む銀河における星形成を調節する
| Title |
Large-scale_turbulent_driving_regulates_star_formation_in_high-redshift_gas-rich_galaxies |
| Authors |
No\'e_Brucy,_Patrick_Hennebelle,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_and_C\'edric_Colling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02084 |
星の形成を規制するものの問題は、長年の問題です。この問題を調査するために、HII領域の形成、超新星の爆発、およびUV加熱の3種類の恒星フィードバックを使用して、銀河のキロパーセルキューブセクションのシミュレーションを実行します。平均星形成率（SFR）を天の川銀河のようなシュミット-ケニカットの法則のレベルまで下げるのに恒星フィードバックが十分であることを示しますが、別のタイプのサポートを追加する必要があることを示唆する高赤方偏移ガスリッチ銀河では。大きな銀河スケールによって作成されたような乱流の外部駆動が、観測されたレベルでSFRを減少させることができるかどうかを調査します。観測で示唆されているようにToomreパラメータが1に近いと仮定すると、銀河円盤の平面に平行に適用する必要があると主張する典型的な乱流強制力を推測します。この強制がシミュレーションに適用されると、シミュレーション内のSFRはシュミットとケニカットの関係に従います。速度分散は非常に異方性であり、銀河平面に沿った速度分散は垂直速度の最大10倍であることがわかりました。
衝突するHI流れによって引き起こされる小マゼラン星雲におけるHII領域N83およびN84の形成
| Title |
The_formation_of_the_HII_regions_N83_and_N84_in_the_Small_Magellanic_Cloud_triggered_by_colliding_HI_flows |
| Authors |
T._Ohno,_Y._Fukui,_K._Tsuge,_H._Sano,_K._Tachihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02279 |
LHA115-N83（N83）およびLHA115-N84（N84）は、小マゼラン星雲（SMC）にある星形成の初期段階に関連するHII領域です。銀河オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダー調査プロジェクトで30インチの高角度分解能で取得した新しいHIデータを分析しました。2つの雲が約40kms$^{-1}$の速度分離を示し、HIガスの一部はイオン化によって分散されます。さらに、アタカマの大規模ミリ波/サブミリ波アレイの観測では、合計10$^{5}$$M_{\odot}$の塊状のCO雲が明らかになりましたHII領域ともよく相関している100pcの範囲を超えています。2つの相補的なコンポーネント間に変位のヒントがあり、赤方偏移したHI雲が北から南に約100pc移動していることを示していますこの動きはNGC602（福井ほか2020）に見られるものに類似しており、大規模な系統的なガス流を示唆しています。2つのコンポーネントが互いに衝突してN83、N84、および数個の時間スケールでそれらの周りの6つのO型星Myr（〜60pc/40kms$^{-1}$）。超音速運動はHIガスを圧縮して、赤方偏移したHI雲の中にCO雲を形成し、その一部は最後のMyrのHII領域を電離するO型星を形成しています。赤方偏移したHI雲は、おそらくマゼラン橋の方向に流れています。速度場は、藤本＆野口（1990）によって提案された、200年前のSMCと200年前の大マゼラン星雲との密接な出会いが起源です。
宇宙論的Li問題から銀河Li進化へ
Liは、宇宙物理学に深い洞察を与えながらも多くの問題を提示するまさに要素です。この進行中の原稿では、まず宇宙論的Li問題の恒星解を紹介します。これは、Liが生まれた直後にこれらの星によって最初に破壊され再蓄積されたことを明らかにし、次にLiH分子の形で星間媒質でLiについて議論します。と、Gaia-ESO調査のデータを使用した銀河の厚い円盤と薄い円盤で見られるさまざまなLi濃縮履歴。
渦巻銀河のふくらみ内の円盤の指数性の無効性の兆候
| Title |
Indications_of_the_invalidity_of_the_exponentiality_of_the_disk_within_bulges_of_spiral_galaxies |
| Authors |
Iris_Breda,_Polychronis_Papaderos,_Jean_Michel_Gomes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02307 |
（要約）銀河系外の天文学の基本的な主題は、後期型銀河（LTG）の形成と進化に関係しています。標準的なシナリオは、バルジの初期の組み立てと、それに続くディスクの付加で構成されます。ただし、最近の観察証拠は、これらの構造コンポーネントの共同形成と永続的な共進化を示しています。バルジとディスクの特性に関する現在の知識は、主に測光分解研究に基づいており、LTGの構造に関する採用された方法論と囲まれた仮定に敏感に依存しています。妥当性に疑問の余地のない重要な仮定は、銀河円盤は銀河中心まで指数関数的な性質を保存しているということです。これは、膨らみとディスクが共存し、ハッブル時間のほぼ全体にわたって、大きな動的相互作用と物質交換がないことを意味します。私たちの目標は、銀河円盤がバルジ半径内の銀河中心までずっと指数関数的強度プロファイルを維持するという標準的な仮定の妥当性を調べることです。バルジの正味スペクトルの推定値を提供する分光測光バルジディスク分解手法を開発しました。CALIFAサーベイの135のローカルLTGの代表的なサンプルへの分光光度法のバルジディスク分解ツールの体系的なアプリケーションは、純粋な指数関数的強度プロファイルがディスク。得られた結果は、LTGのかなりの部分で、ディスクコンポーネントがバルジの下で下向きに曲がっていることを示しています。真実であることが証明された場合、そのような結果は、LTGの構造分解研究の大幅な改訂を必要とし、バルジの測光特性の理解に広範な影響を及ぼします。
| Title |
Comparing_Moment-Based_and_Monte_Carlo_Methods_of_Radiation_Transport_Modeling_for_Type_II-Plateau_Supernova_Light_Curves |
| Authors |
Benny_T.-H._Tsang,_Jared_A._Goldberg,_Lars_Bildsten,_Daniel_Kasen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01832 |
コア崩壊超新星からの時間依存電磁シグネチャは、星からの噴出物を介して衝撃によって堆積され、放射能を利用した放射線が詳細に輸送された結果です。根底にある放射プロセスの複雑さのために、放射輸送問題の主要な側面を単純化するためにかなりの近似が行われます。タイプIIプラトー超新星の1Dモデリングで、モーメントベースの放射流体力学コードSTELLAとモンテカルロ放射輸送コードセドナの体系的な比較を示します。恒星天体物理学（MESA）機器の実験用モジュールから生成された爆発モデルに基づいて、モデル化された光度曲線と噴出物構造の熱進化に顕著な一致が見られ、両方の放射線輸送モデリングアプローチの忠実性が確認されています。セドナのモンテカルロスキームによって直接計算された放射モーメントも、モーメントベースのスキームの精度を検証します。不透明度テーブルの粗い解像度とSTELLAの数値近似は、結果として得られるボロメトリックライトカーブにほとんど影響を与えないため、光学ライトカーブモデリングの特定のタスクに効率的なツールになることがわかります。
| Title |
Blazars_at_the_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Vaidehi_S._Paliya,_M._Ajello,_H._-M._Cao,_M._Giroletti,_Amanpreet_Kaur,_Greg_Madejski,_Benoit_Lott,_D._Hartmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01857 |
高赤方偏移（$z\gtrsim3$）宇宙の未知の領域は、クエーサーの進化を理解するための鍵を握っています。クエーサー集団の最も極端なメンバー、つまりブレーザーを特定するために、$z=3$を超える電波ラウドクエーサーの大規模サンプルの多波長研究を実施しました。私たちのサンプルは、軟X線スペクトル（0.3$-$10keVの光子指数$\leq1.75$）の平坦度に基づいて選択された9つの$\gamma$線検出ブレーザーと133の候補ブザーザーで構成され、NuSTAR観測で15を含みます。尤度プロファイルスタッキングテクニックを適用すると、高赤方偏移のブレーザーは、急峻なスペクトルを持つかすかな$\gamma$線エミッターであることがわかります。高赤方偏移ブレーザーは、巨大なブラックホール（$\langle\log〜M_{\rmBH、〜M{\odot}}\rangle>9$）と明るい降着円盤（$\langleL_{\rmdisk}\rangle>10^{46}$ergs$^{-1}$）。それらの広帯域スペクトルエネルギー分布は、高エネルギーの放射が支配的であることがわかり、ジェットが最も明るいジェットの1つであることを示しています。（チャンドラ衛星で観測された）解決されたX線ジェットを示す線源に注目すると、バルクローレンツ係数が他の$z>3$ブレーザーよりも大きく、ジェットの動きが速いことを示しています。提示された高赤方偏移ブレーザーのリストは、たとえばNuSTARを使用して、宇宙の夜明けにおける相対論的ジェットの進化を理解するためのフォローアップ観測の貯水池として機能する可能性があると結論付けます。
16個のパルサーの新しいタイミング測定結果
| Title |
New_timing_measurement_results_of_16_pulsars |
| Authors |
Jie_Liu,_Zhen_Yan,_Zhi-Qiang_Shen,_Zhi-Peng_Huang,_Ru-Shuang_Zhao,_Ya-Jun_Wu,_Jian-Ping_Yuan,_Xin-Ji_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02017 |
パルサーの位置、適切な動き、視差は、タイミング方程式の重要なパラメーターです。特に不規則なタイミングプロパティを示すパルサーの場合、パルサータイミングを通じて天文学パラメーターを正確に適合させることは本当に難しい作業です。関連する技術の迅速な開発として、非常に長いベースライン干渉法（VLBI）を使用して、モデル$\textrm{-}$に依存しない方法で、より多くのパルサーの天文パラメータを測定することが可能です。この作業では、16の通常のパルサーを選択します。これらの視差と適切なモーションは、タイミング観測にうまく適合していないか、対応する最新のVLBIソリューションとの明らかな違いを示しており、それらのタイミングプロパティについてさらに調査します。パルサーエフェメリスの天文学パラメーターを最新のVLBI測定で更新した後、ShanghaiTianMaRadioTelescope（TMRT）から取得したSおよびC$\textrm{-}$bandの観測データを使用して、これらのパルサーの最新の回転解を導き出します。以前の回転ソリューションから推定されたスピン周波数$\nu$と比較して、新しく$\textrm{-}$fitted$\nu$は、ほとんどのパルサーで10$^{-9}$Hzより大きい差を示します。VLBI天体測定によって測定されたターゲットパルサーの正確な適切な動きと距離を利用することで、周期微分$\dot{P}$へのShklovsky効果の寄与を適切に削除できます。これはさらに、固有の特性年齢$\tau_{\rmc}$の正確な推定につながります。新たに$\textrm{-}$measured$\tau_{\rmc}$と対応する以前の結果との違いは、一部のパルサーでは2％もの大きさです。VLBI天文学パラメーターソリューションは、タイミングの不規則性のより良い測定にもつながります。PSRB0154$+$61の場合、以前のエフェメリスで測定されたグリッチエポック（MJD58279.5）は、VLBI天文パラメーターソリューションで得られた結果（MJD58266.4）よりも約13日遅れています。
若い大規模星団RSGC 1の近傍からの拡散ガンマ線放出
| Title |
Diffuse_gamma-ray_emission_from_the_vicinity_of_young_massive_star_cluster_RSGC_1 |
| Authors |
Xiao-Na_Sun,_Rui-Zhi_Yang,_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02052 |
若い大規模星団RSGC1に向けたガンマ線放出のフェルミ大面積望遠鏡（Fermi-LAT）検出を報告します。最新のソースカタログと拡散背景モデルを使用して、この領域での拡散ガンマ線放出が見つかりました3つの異なるコンポーネントに解決できます。HESSJ1837-069領域からのGeVガンマ線放出は、1.83$\pm$0.08のフォトンインデックスを持っています。HESSおよびMAGICデータと組み合わせると、この領域のガンマ線放出はパルサー風星雲（PWN）に由来すると思われます。北西部（領域A）からのガンマ線放出は、それぞれ長軸が0.5$^{\circ}$、短軸が0.25$^{\circ}$の楕円でモデル化できます。GeV放出は、2.05$\pm$0.02のフォトンインデックスを持つハードスペクトルを持ち、TeVソースMAGICJ1835-069と部分的に一致します。この領域でのガンマ線放出の考えられる原因は、SNRG24.7+0.6またはOBクラスターG25.18+0.26によって加速された宇宙線（CR）と周囲のガス雲との相互作用です。南東地域（地域B）からのGeVガンマ線放出は、それぞれ0.9$^{\circ}$と0.5$^{\circ}$の準主軸と準副軸を持つ楕円としてモデル化でき、さらに硬いガンマ線スペクトル。最も可能性の高い原因は、若い大規模星団RSGC1で加速された陽子と周囲のガス雲との相互作用であり、全宇宙線（CR）陽子エネルギーは$\sim$1x10と見積もられる$^{50}$erg。
短いガンマ線バーストのジェット構造と固有の光度関数
GW170817とGRB170817Aの共同観測は、短いガンマ線バースト（SGRB）が連星中性子星の合併から発生する可能性があることを示しました。さらに、SGRBジェットは高度に構造化されていますが、一部のSGRBは軸外で検出されます。次に、すべてのSGRBのジェット放出の普遍的な角度分布を仮定することにより、{\itSwift}と{\itFermi}によって検出された宇宙論的SGRBのフラックスと赤方偏移の分布を再現します。自己矛盾のないように、この角度分布は、GRB170817Aの光度とイベントレートによって同時に制約されます。その結果、SGRBのユニバーサルジェット構造は、ほぼ2ガウスプロファイルになる可能性があることがわかりました。一方、ジェットの軸上放出の固有光度関数（LF）は、低光度指数カットオフを持つ単一のべき法則で簡単に説明できます。SGRBの視野角が任意に分布しているため、比較的高い光度で通常発見されるべき乗則の見かけのLFは、固有のLFとジェット放出の角度分布の結合から自然に生じる可能性があります。
硬X線から明らかになったシグナスX-1の明確な降着モード
| Title |
Distinct_accretion_modes_of_Cygnus_X-1_revealed_from_hard_X-rays |
| Authors |
Piotr_Lubi\'nski_(1),_Alexandros_Filothodoros_(1),_Andrzej_A._Zdziarski_(2),_Guy_Pooley_(3)_((1)_Institute_of_Physics,_University_of_Zielona_G\'ora,_Zielona_G\'ora,_Poland,_(2)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warszawa,_Poland,_(3)_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_Cambridge,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02154 |
15年間にわたって行われたブラックホールバイナリCygX-1の繰り返し観測のおかげで、INTEGRAL衛星はこの線源の硬X線帯域で最大のデータセットを収集しました。これらのデータを分析し、他のX線衛星および15GHzの電波束によって収集されたデータを補足しました。システムのスペクトル特性と変動特性を特徴付けるために、硬X線フラックス、フォトンインデックス、フラクショナル変動などのパラメーターを調べました。主な結果は、22-100keVバンドに対して決定されたフォトンインデックスとフラックスの2D分布が6つのクラスターを形成することです。この結果は、Comptonizationシナリオ内で硬X線放出に関与する支配的なプロセスとして解釈され、CygX-1の高温プラズマが6つの特定の形状の形をとるという結論につながります。これらのプラズマ状態のそれぞれの明確な特徴は、それらの異なるX線および電波の変動パターンによって強化されます。特に、最も硬いおよび最も柔らかいプラズマ状態は、短期的なフラックスを示しません。他の4つの状態に典型的なフォトンインデックス相関は、プラズマと降着円盤の間の相互作用の欠如を意味します。システムは、これら2つの極端な状態の間で進化し、スペクトルの勾配は、ディスク光子によるプラズマの可変冷却によって調整されます。
非常に重い中性子星の最小半径について
NICERおよびチャンドラ観測所からのPSRJ1614-2230およびPSRJ0740+6620で大規模中性子星の半径を確立する見通しは、質量$の正準星で遭遇するものをはるかに超える密度に物質の状態方程式（EoS）を制約する可能性を秘めています\sim1.4\、{\rmM}_{\odot}$。この研究では、高密度物質EoSsによってサポートされる最大質量$M_{\rmmax}$までの非常に重い中性子星の半径間の関係を調査します。ハドロン物質を含むモデルの結果は、一次ハドロンからクォークへの相転移を含むものとは対照的です。質量の大きいパルサーの半径に上限がある$M_{\rmmax}$の下限は、柔らかなクォーク物質を除外するのに役立ち、$M_{\rmmax}$の上限は、質量のあるパルサーの半径に拘束されていると、低密度で現れる硬すぎるクォーク物質への遷移が強く嫌われます。霊感を与える連星中性子星の将来の重力波イベントからの半径推論によって演じられる補完的な役割についても簡単に説明します。
コプラナーおよび非コプラナートリプルにおけるバイナリブラックホールを周回する三次星の半径方向速度変動：短期および長期の異常な振る舞い
| Title |
Radial-velocity_variation_of_a_tertiary_star_orbiting_a_binary_black_hole_in_coplanar_and_non-coplanar_triples:_short-_and_long-term_anomalous_behavior |
| Authors |
Toshinori_Hayashi_and_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02210 |
多くの進行中の調査により、近い将来、私たちの銀河でスターブラックホールバイナリが発見される可能性があります。それらの一部は、単一のブラックホールではなく、内部のバイナリを含むトリプルシステムである可能性があります。これは、現在重力波から日常的に発見されているバイナリブラックホール（BBH）の前駆体である可能性があります。以前の提案を拡張して、コプラナートリプルの3次星の短期放射速度（RV）変動から内部BBHを特定し、非コプラナートリプルとその長期RV変動も考慮します。具体的には、総質量$20〜M_\odot$の内部BBHを持つコプレーナトリプルと非コプレーナトリプルを想定します。これらの外側と内側の軌道周期はそれぞれ80日と10日です。一連のN体シミュレーションを実行し、その結果を四重極摂動論に基づく解析的近似解と比較します。コプレーナトリプルの場合、外側の星のペリセンターシフトを使用して、隠れた内側のBBHを検出できます。同一平面上にないトリプルの場合、外側の星のRVの半振幅の合計は、およそKozai-Lidov振動タイムスケールでの歳差運動により、$100$km/sのオーダーで定期的に変調されます。このような長期的な変調は、内部バイナリの軌道周波数の約2倍の約100$m/sの短期RV変動とは無関係に、10年以内に検出可能です。したがって、将来のスターブラックホールバイナリ候補のRV監視は、光学バンド内の隠れたBBHを検索する有望な方法を提供します。
高度なLIGOとVirgoの最初の2つの観測実行からのバイナリブラックホール（BBH）の重力波（GW）検出は、最大成分ブラックホール質量が$\lesssim50M_\odot$である証拠を示しています。これは、ペア不安定性超新星（PISN）の存在によるブラックホールの質量スペクトルのギャップの予測と一致しています。この上部質量ギャップは$\sim50M_\odot$-$120M_\odot$の範囲にあると予想され、それを超えると中間質量ブラックホール（IMBH）の集団が発生する可能性があります。地上ベースのGW検出器は、質量ギャップを超える質量のBBHに敏感であると予想されます。検出されない場合、感度をアップグレードして2年（A+）にすると、これらの「PISNギャップの向こう側」のブラックホールのローカルマージ率が$0.01\、\text{yr}^{-1}\より低くなるように制限されますテキスト{Gpc}^{-3}$。または、数十のイベントで、分布のエッジが十分に鋭い場合、最小IMBH質量をパーセントレベルに制限することが可能です。これらの遠方のBBHは、アインシュタイン望遠鏡（ET）などの将来の第3世代検出器やLISAなどの宇宙ベースのGW干渉計でも観測され、マルチバンドイベントの割合を支配する可能性があります。地上と宇宙から観測された検出の数を比較することにより、合併率の履歴を制約することが可能であることを示します。さらに、PISN質量ギャップの上限の位置は、未解決のバイナリの確率的背景のスペクトル形状に痕跡を残し、これはA+感度でアクセスできる可能性があることを発見しました。最後に、ギャップの上端を利用することにより、これらの高質量BBHをGW標準サイレンとして使用して、LISAで$\sim0.4$、$0.8$、および$1.5$の赤方偏移での宇宙膨張を抑制できることを示します。LIGO、ET。これらの向こう側のブラックホールは、LIGOが検出できる最大のブラックホールになります。
イベント固有のGDAS雰囲気を使用したLOFARによる空気シャワーパラメーターの再構築
| Title |
Reconstructing_air_shower_parameters_with_LOFAR_using_event_specific_GDAS_atmospheres |
| Authors |
P._Mitra,_A._Bonardi,_A._Corstanje,_S._Buitink,_G._K_Krampah,_H._Falcke,_B._M._Hare,_J._R._H\"orandel,_T._Huege,_K._Mulrey,_A._Nelles,_H._Pandya,_J.P._Rachen,_L._Rossetto,_O._Scholten,_S._ter_Veen,_T.N.G._Trinh,_T._Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02228 |
湿度、圧力、温度、屈折率などの大気パラメータの限られた知識は、エアシャワーの電波放射から最大シャワーの深さを再構築する上での重要な体系的不確実性の1つです。CORSIKAや無線プラグインCoREASのような現在の空気シャワーモンテカルロシミュレーションコードは、さまざまな平均化されたパラメーター化された雰囲気を使用します。ただし、LOFARデータに使用される宇宙線分析方法には、時間依存の場所固有の大気モデルが必要です。そこでは、測定時の実際の大気条件を考慮に入れるために、検出された宇宙線ごとに専用のシミュレーションセットが使用されます。全球大気モデルであるグローバルデータ同化システム（GDAS）を使用して、CORSIKAとCoREASに時間依存の現実的な大気プロファイルを実装しました。数年にわたるさまざまな気象条件であるLOFARで測定されたすべてのエアシャワーについて、現実的なイベント固有の雰囲気を作り出しました。データセットを完全に再分析すると、大部分のデータについて、以前の補正係数はかなりうまく機能していることがわかります。再構築された$X_{\rmmax}$で2g/cm$^2$の小さな系統的シフトのみが見つかりました。ただし、極端な気象条件、たとえば非常に低い気圧の下では、シフトは最大15g/cm$^2$になる可能性があります。US-Std大気とGDASベースの大気を使用して行われたシミュレーションの比較から生じる$X_{\rmmax}$のシフトを決定するための補正式を提供します。
ATLAS18qtdのH $ \ alpha $輝度は、星状相ではプラトーになりません
| Title |
H$\alpha$_Luminosity_of_ATLAS18qtd_Does_Not_Plateau_in_the_Nebular_Phase |
| Authors |
Michael_A._Tucker_and_Benjamin_J._Shappee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02234 |
ATLAS18qtd/SN2018cqj、以前に公開された星雲相スペクトルで可変H$\alpha$放出を伴う急速に減少するタイプIa超新星の新しい分光学的および測光観測を提示します。ATLAS18qtdは、最大光の後で$\sim540〜\rmd$に発生し、最後のH$\alpha$検出の後で$\sim230〜\rmd$で発生した分光観測と測光観測の両方で検出されません。これらの新しい非検出により、$\lesssim1.1\times10^{36}〜\rm{erg}〜\rms^{-1}$のH$\alpha$光度に上限を設定し、H$\alpha$フラックスは、前回の検出以降、$\gtrsim4$の係数で減少しました。この上限は、前回の検出以降、プラトーまたは増加するH$\alpha$放出を除外しますが、H$\alpha$放出減衰率が超新星崩壊率に等しいことを確認できません。
中赤外線の核爆発による近隣銀河からのコンパクトな電波放射
| Title |
Compact_Radio_Emission_from_Nearby_Galaxies_with_Mid-infrared_Nuclear_Outbursts |
| Authors |
B._B._Dai,_X._W._Shu,_N._Jiang,_L._M._Dou,_D._Z._Liu,_C._W._Yang,_F._B._Zhang,_and_T._G._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02258 |
中赤外（MIR）バンドでのエネルギー的な核爆発を伴う、近くの銀河のサンプルのVLAによる5.5GHzの観測を示します。これらの観測結果は、平均rmsが〜10uJyまで均一な深度に達します。これは、核過渡現象に関連する電波放射の最も感度の高い検索の1つを表しています。75％の検出率に対応する5シグマ以上のレベルで、16銀河のうち12銀河で電波放射を検出します。このような高い検出は、恒星の潮汐破壊イベントにおける以前の同様の検索とは著しく異なります。電波放射はコンパクトで、大部分の発生源では約<0.5"（z<0.1で<0.9kpc）の解像度では解決されません。電波放射に寄与する星形成の可能性は低いですが、AGN起源は、特に光学スペクトルでAGN活動の証拠を示す光源の場合、もっともらしいシナリオのままです。検出がジェットや流出などの核過渡現象に関連する電波放射を表すことができる場合、GRBアフターグローとの類推によって爆発波モデルを使用しますラジオライトカーブの進化を説明します。このコンテキストでは、観測値は、後で軸から30\degree-60\degree軸外で見られた約10^{51-52}ergの減速ジェットと一致します。強力なジェットがMIRバースト銀河のいたるところに存在する可能性があることを示唆しています。将来の継続的な監視観測は、潜在的な流束とスペクトルの進化を検出することにより、電波放射の起源を解読するために重要です。銀河における核MIRバーストの性質を抑制するための電波観測の使用。
地磁気活動と高エネルギーEASミューオンの相関関係の検索
この論文は、地球の地磁気の影響による非垂直で非常に高エネルギーのモンテカルロシャワーのミューオン含有量の非対称性を探ることを目的としています。シミュレーションは、地磁気フィールドがシャワーのミュオンの軌道を変更し、シャワー前面の正と負のミュオンの密度/数に極非対称を生成することを示しています。非対称性は、シャワーコアの反対側の象限を通る正と負のミューオンの重心位置間の横方向の分離によって定量化されます。この横方向ミューオン重心分離（TMBS）の極位置への依存性は、一次組成と地磁気活動と相関している位置で明確な最大値を示しています。最大のTMBSパラメータは、バーストする太陽プロセスに起因する地磁気嵐によって引き起こされる地球の磁気シールドの一時的な弱まりに対して感度を示すことに注意してください。得られたシミュレーション結果は、広範囲の空気シャワーにおけるミューオンのこれらの機能に基づいて、可能な新しい実験を設計するために非常に重要です。
宇宙線シャワー粒子の横方向密度分布の局所シャワー年齢とセグメント化勾配パラメータ
| Title |
Local_shower_age_and_segmented_slope_parameters_of_lateral_density_distributions_of_cosmic_ray_shower_particles |
| Authors |
Rajat_K._Dey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02284 |
この論文では、KASCADE実験のエネルギー体制における電子と宇宙線広範囲空気シャワー（EAS）のミューオンの横密度分布について説明します。シミュレーション/観測された宇宙線シャワーのこれらの横方向密度分布を説明するために、いくつかの適切な横方向分布関数が導入されている間に、潜在的なEAS観測値が抽出されます。これらのパラメーターの質量感度は、特にKASCADEの電子およびミューオン分布データで実証されています。私たちの研究は、KASCADEデータが、これらのパラメーターの観点から、宇宙線の質量組成を軽い濃度から重い濃度へと徐々に変化させるという考え方を支持していることを示しています。
GW170817のパンクロマティックアフターグロー：完全に均一なデータセット、モデリング、以前の結果との比較および影響
| Title |
The_Panchromatic_Afterglow_of_GW170817:_The_full_uniform_dataset,_modeling,_comparison_with_previous_results_and_implications |
| Authors |
Sphesihle_Makhathini,_Kunal_P._Mooley,_Murray_Brightman,_Kenta_Hotokezaka,_AJ_Nayana,_Huib_T._Intema,_Dougal_Dobie,_E._Lenc,_Daniel_A._Perley,_Christoffer_Fremling,_Javier_Moldon,_Davide_Lazzati,_David_L._Kaplan,_Arvind_Balasubramanian,_Ian_Brown,_Dario_Carbone,_Poonam_Chandra,_Alessandra_Corsi,_Fernando_Camilo,_Adam_T._Deller,_Dale_A._Frail,_Tara_Murphy,_Eric_J._Murphy,_Ehud_Nakar,_Oleg_Smirnov,_Robert_Beswick,_Rob_Fender,_Gregg_Hallinan,_Ian_Heywood,_Mansi_M._Kasliwal,_Bomee_Lee,_Wenbin_Lu,_Javed_Rana,_S._J._Perkins,_Sarah_V._White,_Gyula_I._Jozsa,_Benjamin_Hugo,_Peter_Kamphuis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02382 |
合併後0.5〜940日のGW170817の全パンクロマティック残照光曲線データを示します。これには、新しい無線データやアーカイブの光学データやX線データが含まれます。すべてのアーカイブデータをコンパイルし、そのサブセットを再処理することで、パンクロマティックデータセットが均一になり、異なるグループで使用されるデータ処理またはフラックス決定方法の違いの影響を受けないようにしました。均一な残光の光度曲線に適合するべき乗則は、$t^{0.86\pm0.04}$の上昇、$t^{-1.90\pm0.12}$の下降、および$155\pm4$でピークが発生することを示しています日々。残光は、その進化を通じて光学的に薄く、すべてのエポックにわたって単一のスペクトルインデックス（$-0.569\pm0.002$）と一致しています。これにより、電子指数則指数の正確で更新された推定値$p=2.138\pm0.004$が得られます。ホスト銀河からの拡散X線放出を研究することにより、以前の残光の研究と一致して、熱イオン化ISM密度に控えめな上限$<$0.01cm$^{-3}$を設定します。遅い残光データを使用して、磁場強度が10$^{10.4}$Gから10$^{16}$Gの間の長寿命の中性子星の残骸を除外します。分析モデルを使用して残光データに適合させますMooleyetal（2018）によるVLBI固有モーションと、固有モーションを無視する構造化ジェットモデルが含まれていることは、視野角の正確な推定値を求める一方で、固有モーションの測定を考慮する必要があることを示しています。
GenetIC-遺伝子組み換えズームシミュレーションをサポートする新しい初期条件ジェネレーター
| Title |
GenetIC_--_a_new_initial_conditions_generator_to_support_genetically_modified_zoom_simulations |
| Authors |
Stephen_Stopyra,_Andrew_Pontzen,_Hiranya_Peiris,_Nina_Roth,_Martin_Rey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01841 |
宇宙論的N体シミュレーションの初期条件を生成するための新しいコードであるgenetICを紹介します。このコードにより、シミュレーションの任意の領域に正確なユーザー指定の変更を加えることができます（統計的集団との一貫性を維持しながら）。これらの「遺伝的改変」により、例えば、標的ハローの履歴、質量、または環境を変更して、それらの進化への影響を研究することができます。コードは、徐々に拡大する解像度でネストされたズーム領域を持つ初期条件をネイティブにサポートします。高解像度領域での変更は、低解像度グリッドに一貫して伝播する必要があります。小さなメモリフットプリントを維持しながらこれを可能にするために、可変解像度でフィールドを生成するフーリエ空間フィルタリングアプローチを紹介します。変更との密接な対応により、制約された初期条件は、genetICによって生成されることもあります（たとえば、ローカルユニバースの構造を一致させるため）。ズームの初期条件内で実行された変更の精度をテストします。このコードは、銀河形成の現在のアプリケーションに簡単に十分なサブパーセント精度を実現します。
SiTianプロジェクト
SiTianは、中国科学院によって開発された野心的な地上ベースの全天光学モニタリングプロジェクトです。このコンセプトは、一部は中国で、一部は世界中の他のさまざまなサイトに配備されている、数十の1mクラスの望遠鏡の統合ネットワークです。主な科学目標は、1日未満のほとんど知られていないタイムスケールでの光学過渡現象（重力波イベント、高速無線バースト、超新星など）の検出、識別、および監視です。SiTianは、AGN、クエーサー、変光星、惑星、小惑星、およびマイクロレンズ現象の研究のためのデータの宝庫も提供します。これらの目標を達成するために、SiTianは30分ごとに少なくとも10,000平方度の空をスキャンし、検出限界を$V\約21$マグマまで下げます。スキャンにより、3つの光バンドで同時に光曲線が生成されます。さらに、SiTianには、最も興味深いターゲットのフォローアップ分光のために特別に割り当てられた少なくとも3つの4m望遠鏡が含まれます。2030年までに72基の望遠鏡の設置を完了し、2032年には完全な科学運用を開始する予定です。
ガイア時代の近くの主系列星の経験的ボロメトリック補正係数
| Title |
Empirical_Bolometric_Correction_Coefficients_for_Nearby_Main-Sequence_Stars_in_Gaia_Era |
| Authors |
Z._Eker,_F._Soydugan,_S._Bilir,_V._Bakis,_F._Alicavus,_S._Ozer,_G._Aslan,_M._Alpsoy,_Y._Kose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01836 |
最も正確なデータを備えた、近くにある分離された二重線食バイナリが調査され、290システムが、金属性$0.008\leqZ\leq0.040$を持つ少なくとも1つの主シーケンスコンポーネントで見つかりました。恒星パラメータ、光の比、GaiaDR2三角法視差、絶滅および/または赤化が調査され、経験的ボロメトリック補正を計算するのに適格なシステムは206のみ選択されました。NASA-IPAC銀河ダストマップは、絶滅の主な原因でした。低銀河の緯度$|b|\leq5^o$での信頼できない絶滅は、それらが文献に存在する場合、個別の決定に置き換えられました。それ以外の場合、関連するシステムは破棄されます。残りのシステムの主系列の星は、ボロメータ補正（$BC$）の計算と$BC-T_{eff}$関係のキャリブレーションに使用されました。これは、3100〜36000Kの範囲で有効です。一方、$色は、2つの固有の色の有効な温度関係を調整できます。線形関係は$T_{eff}>10000$Kに対して有効であり、2次関係は$T_{eff}<10000に対して有効です。$K、つまり、両方が同じ温度範囲で有効です$BC-T_{eff}$関係が有効です。$T_{eff}$から計算された新しい$BC$と他の天体物理学的パラメーターも表にされます。
降着ディスクの逆流
薄い流体力学的降着円盤の解析解は、粘性パラメータの値によっては、円盤内の降着流の一部が星に向かってではなく、反対方向に流れていることを示しています。流体力学的シミュレーションを実行して薄板を研究し、数値を解析結果と比較します。臨界値よりも小さい粘度係数の場合、シミュレーションではディスクの中央平面の近くに逆流が発生することが確認されています。スターから逆流の開始点までの距離は、解析解で予測されるように、粘度とともに増加します。粘度係数が臨界値より大きい場合、ディスクに逆流はありません。
巨大星における対流の不確実性の相対的重要性
| Title |
Relative_Importance_of_Convective_Uncertainties_in_Massive_Stars |
| Authors |
Etienne_A._Kaiser,_Raphael_Hirschi,_W._David_Arnett,_Cyril_Georgy,_Laura_J._A._Scott,_Andrea_Cristini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01877 |
この研究では、対流境界混合（CBM）（一般に「オーバーシュート」と呼ばれる）による不確実性の影響、つまり、境界位置と対流境界での混合量が恒星の構造と進化に及ぼす影響を調査します。このために、それぞれLedouxとSchwarzschildの境界基準を持つMESAコードを使用して、恒星進化モデルの2つのグリッドを計算し、CBMの量を変化させました。初期質量$15$、$20$および$25\、\rm{M}_\odot$で各グリッドを計算します。水素とヘリウムの燃焼段階におけるモデルの恒星構造を提示します。後者では、元素合成への影響を調べます。観測値とより一致する、より多くのCBMでメインシーケンスの広がりを見つけます。さらに、コアの水素燃焼フェーズでは、CBMにより対流境界位置が収束します。中間対流帯の不確実性は、この収束を取り除きます。この対流ゾーンの動作は、モデルの表面の進化、つまり、モデルが赤に向かってどれだけ速く進化するかに強く影響します。CBMの量は、対流コアのサイズと元素合成に影響を与えます。$^{12}$Cから$^{16}$Oの比率と弱いsプロセス。最後に、調査したパラメーター値の範囲がもたらす不確実性を決定し、コアの質量と星の総質量で最大$70\％$の違いを見つけます。
太陽および太陽型星のリチウム存在量に対する磁気制動の影響の研究
| Title |
Study_of_the_effects_of_magnetic_braking_on_the_lithium_abundances_of_the_Sun_and_solar-type_stars |
| Authors |
R._Caballero_Navarro,_A._Garc\'ia_Hern\'andez,_A._Ayala,_J.C._Su\'arez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01899 |
現在のシナリオでは異常と思われる太陽と若い星の球状星団のリチウム（Li）表面存在量、および回転前と磁気ブレーキング（MB）がプレメインシーケンス（PMS）中の枯渇に及ぼす影響の研究）およびメインシーケンス（MS）。この作業では、PMSおよびMSの回転および非回転モデルのいくつかのグリッドをシミュレートすることにより、Liの存在量に対する回転混合および回転静水圧効果の影響を調べます。これらの効果は、MBの追加の影響と組み合わされます（磁場強度は3.0〜5.0Gの範囲）。シミュレーションから得られたデータは、異なる恒星パラメータを比較することによって直面されます。結果は、回転効果が含まれている場合、PMSの終わりとMS全体での太陽のようなモデルの表面Li存在量が減少することを示します。つまり、回転モデルのLi空乏率は非回転モデルよりも高くなります。この効果は、磁場によって生成されたMBが存在する場合に減衰します。この物理現象は、星の実効温度（$T_{\mathrm{eff}}$）とHRダイアグラムでのその位置にも影響します。Li空乏におけるMBの影響は、磁場強度に敏感です。それが高いほど、Liの破壊は低くなります。磁場と対流ゾーン（CZ）のサイズの間に直接的なつながりが観察されます。強い磁場はより浅いCZを生成します。この結果は、若いクラスターでLiの存在量を再現することを目的とする場合、PMS中にMBの影響を考慮する必要があることを示唆しています。
巨大星のためのカリーナハイコントラストイメージングプロジェクト（CHIPS）I. QZカーの方法論と概念実証（$ \ equiv $ HD93206）
| Title |
The_Carina_High-Contrast_Imaging_Project_for_massive_Stars_(CHIPS)_I._Methodology_and_proof_of_concept_on_QZ_Car_($\equiv$_HD93206) |
| Authors |
A._Rainot,_M._Reggiani,_H._Sana,_J._Bodensteiner,_C._A._Gomez-Gonzalez,_O._Absil,_V._Christiaens,_P._Delorme,_L._A._Almeida,_S._Caballero-Nieves,_J._De_Ridder,_K._Kratter,_S._Lacour,_J.-B._Le_Bouquin,_L._Pueyo,_H._Zinnecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01914 |
会社のような巨大な星。ただし、低質量のコンパニオンは、コンパニオンと中心間の大きな輝度コントラストを考えると、1"（近くの大規模な星までの典型的な距離を考慮して〜1000-3000au）未満の角度分離（$\rho$）で検出することは非常に困難なままです。ただし、たとえば、大質量星の形成に関するさまざまなシナリオを区別するために、大質量星のコンパニオン質量関数の低質量側の制約が必要です。低質量コンパニオンの存在に関する統計的に有意な制約を取得するには現在の調査の一般的な検出限界（$\Delta\mathrm{mag}\lesssim5$at$\rho\lesssim1$"）を超えて、SPHEREを使用してカリーナ地域のOとWolf-Rayetの星の調査を開始しましたVLTのコロナグラフィック機器。この最初の論文では、調査を紹介し、方法論を提示し、複数のシステムQZ〜Carを使用して大規模な星に対するSPHEREの機能を実証することを目的としています。角度およびスペクトル微分イメージング技術やPSFフィッティングなどの高コントラストイメージング技術を適用して、機器の各スペクトルチャネル内のコンパニオンの相対フラックスを検出および測定しました。QZ〜Carシステムの周りで19個の光源を検出しました。検出限界は9\magで、IFSの場合は$\rho>200$〜masで、IRDISの場合は$\rho$>1".8で13〜magとかすかです（対応する潜在的なコンパニオンのサブソーラーマス。2つを除くすべてがここで初めて報告されます。この概念実証に基づいて、VLT/SPHEREによってコンパニオンマス関数のサブソーラーマス体制に到達できることを示しました。このタイプの観測を行うために、大量の星のサンプルを大量に使用することで、これまでアクセスできなかったパラメータ空間の領域における大量の星の多様性に対する新たな制約を提供します。
星の合併をモデリングする技術と小さなマゼラン星雲におけるB [e]超巨大R4の事例
| Title |
The_Art_of_Modeling_Stellar_Mergers_and_the_Case_of_the_B[e]_Supergiant_R4_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Samantha_Wu_(1,_2,_and_3),_Rosa_Wallace_Everson_(1_and_2),_Fabian_R._N._Schneider_(4_and_5),_Philipp_Podsiadlowski_(5),_Enrico_Ramirez-Ruiz_(1_and_2)_((1)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(2)_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_(3)_California_Institute_of_Technology,_(4)_Zentrum_fur_Astronomie_der_Universitat_Heidelberg,_(5)_University_of_Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01940 |
ほとんどの巨大な星は伴侶と質量を交換し、孤立した星に期待されるものから大幅に変化する進化をもたらします。このようなシステムは、異常なバイナリ進化経路の結果であり、したがって、これらの相互作用の物理学に厳しい制約を課すために使用できます。R4の観測を3D流体力学コードで実行されたマージのシミュレーションの結果と比較することにより、このような結果の理解を導くために、バイナリステラーマージャーの産物であると仮定されているR4システムのB[e]スーパージャイアントを使用します閃光。私たちのアプローチは、シミュレーションの初期条件をR4の観測されたプロパティに合わせて調整し、1d恒星進化コードMESAによって生成された現実的な恒星プロファイルを3dグリッドに実装し、マージインスパイラルを$0.02\、R_{\odot}$内に解決します。次に、残りの合併をMESAにマッピングし、$10^4$年間のHRダイアグラムでの進化を追跡します。これは、恒星の特性、年齢、星雲の構造を備えたB[e]超巨星のモデルを、R4システムのそれと定性的に一致させて生成します。私たちの計算は、R4が最初にトリプルシステムのメンバーであり、内部のバイナリがその最も大きなメンバーがメインシーケンスから進化した後にマージされ、同じような質量であるが、それよりもかなり明るい新しいオブジェクトを生成するという考えを裏付ける具体的な証拠を提供します巨大な仲間。このホワイトペーパーで紹介するコードフレームワークの潜在的なアプリケーションは多岐にわたり、さまざまな合併星の残骸のモデルを生成するために使用できます。
非軸対称太陽発電機からの磁気ヘリシティ密度パターン
この論文では、出現する双極領域から生じるヘリシティ密度パターンを研究しています。関連するダイナモモデルと磁気ヘリシティ保存則を使用すると、双極領域の周りのヘリシティ密度パターンが周囲の大規模磁場の構成に依存し、一般に四重極分布を示すことがわかります。赤道に対するこのパターンの位置は、双極領域の傾きに依存します。ヘリシティ密度の進化の時間-緯度図を計算します。双極領域の縦方向に平均化された効果は、各半球の密度分布の2つのバンドの兆候を示しています。同様のヘリシティ密度パターンは、表面の差動回転を受けた、出現する双極領域からのヘリシティ密度フラックスによって提供されます。双極領域からのヘリシティフラックスが大規模ダイナモに及ぼす影響を調べると、ダイナモ飽和への影響は無視できることがわかります。
IRAS 16562--3959高質量星形成領域の化学組成
| Title |
Chemical_composition_in_the_IRAS_16562--3959_high-mass_star-forming_region |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Liton_Majumdar,_Masao_Saito,_Kazuki_Tokuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01995 |
IRAS16562〜3959高質量星のG345.4938+01.4677大規模な若い原始星オブジェクト（G345.5+1.47MYSO）に向けたバンド6のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）サイクル2データを分析しました$\sim0.3"$の角度分解能で領域を形成し、$\sim760$auに対応します。3つの顕著な分子放出コアで構成される中央領域を空間的に解決します。超コンパクト（HC）H$_{\rm{II}}$領域（コアA）と2つの高分子コア（コアBとコアC）は、それぞれH30$\alpha$ラインとCH$_{3}$OHラインのモーメントゼロイメージを使用して識別されます。。（CH$_{3}$）$_{2}$COやCH$_{3}$OCHOなどのさまざまな酸素含有複合有機分子（COM）が、コアBおよびコアC、窒素含有種、CH$_{3}$CN、HC$_{3}$Nおよびその$^{13}$Cアイソトポログは、すべてのコアに対して検出されています。C$^{1の空間分布を比較することによるH$_{2}$COのメカニズム8}$OとH$_{2}$CO。一方、$^{33}$SO放出は、コアAを囲むリング状の構造を示し、H30$\alpha$放出領域の外縁でピークになります。これらの結果は、イオン化領域の拡大運動によって生成される衝撃でSOが強化されることを意味します。
太陽大気の分光偏光観測の解釈は、データの取得よりもはるかに時間がかかります。これの最も重要な理由は、基礎となるモデルが数値的に要求されるため、観測から物理量を推定するために使用されるモデルフィッティング、つまり「反転」が非常に遅いためです。入力偏光スペクトルを出力物理パラメーターに関連付けるニューラルネットワークを使用して、推論の速度を向上させることを目指しています。まず、解釈するデータのサブセットを選択し、標準の最小化ベースの反転コードを使用して、対応するスペクトルから物理量を推測します。これらの結果を信頼性が高く、データセット全体を表すものとして、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、入力偏光スペクトルを出力物理パラメーター（ノード、分光偏光分析反転のコンテキスト）に接続します。次に、ニューラルネットワークを、以前はネットワークに表示されていなかった他のさまざまなデータに適用します。チェックとして、参照先の反転コードを目に見えないデータに適用し、2つの反転間で、適合品質と推定パラメーターのマップを比較します。ニューラルネットワークによって推定された物理パラメーターは、反転の結果と非常によく一致しており、$10^5$少ない時間で得られます。さらに、ニューラルネットワークの結果をフォワードモデルに戻すと、推定されたスペクトルと元のスペクトルの間の優れた一致が示されます。ここで紹介する方法は、実装が非常に簡単で、非常に高速です。観測データの代表的なサブセットを反転することによって取得できるトレーニングデータセットのみが必要です。これらの（および同様の）機械学習手法を適用すると、分光偏光分析データの日常的な解釈で桁違いの加速が得られます。
GALAH調査：リチウムが豊富な巨星には複数の形成チャネルが必要
| Title |
The_GALAH_survey:_Lithium-rich_giant_stars_require_multiple_formation_channels |
| Authors |
Sarah_Martell,_Jeffrey_Simpson,_Adithya_Balasubramaniam,_Sven_Buder,_Sanjib_Sharma,_Marc_Hon,_Dennis_Stello,_Yuan-Sen_Ting,_Martin_Asplund,_Joss_Bland-Hawthorn,_Gayandhi_De_Silva,_Ken_Freeman,_Michael_Hayden,_Janez_Kos,_Geraint_Lewis,_Karin_Lind,_Daniel_Zucker,_Tomaz_Zwitter,_Simon_Campbell,_Klemen_Cotar,_Jonathan_Horner,_Benjamin_Montet,_and_Rob_Wittenmyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02106 |
GALAH、K2-HERMES、およびTESS-HERMESサーベイによって観測された、リチウムの光球存在量が高い1306個の赤い巨大星の特性を調査し、巨大星におけるリチウム濃縮の提案されたメカニズムのコンテキストでそれらについて議論します。Liが豊富な巨人はまれであり、巨大な星のサンプルのわずか1.1％を占めていることを確認しました。GALAH+DR3の恒星パラメーターとベイジアンアイソクロネ分析を使用して、サンプルを最初の上昇の赤い巨大な枝と赤い塊の星に分割し、K2からのアスタリスクデータを使用してこれらの分類を確認します。赤い塊の星は、赤い巨大枝星の3倍以上もリチウムが豊富である可能性が高く、金属性を伴うリチウムの豊富さの発生率は、2つの集団間でかなり異なります。急速に回転する巨人がリチウムに富む確率は、その進化状態に関係なく、非急速に回転する巨人と比較して明らかに高い。急速な回転と極端なレベルのリチウム濃縮との間の赤い塊にも明確な対応があります。二次的な赤い塊には星がほとんどなく、リチウムの量が原始レベルを超えています。これは、赤い塊のリチウム濃縮メカニズムに質量依存性があることを示しています。進化の段階、金属性、回転速度、質量全体にわたるリチウムに富む巨人の複雑な分布は、リチウム濃縮を生み出すための複数の独立したメカニズムを意味します。
太陽フレアの電波束密度の統計的性質
短いタイムスケールのフラックス変動は、太陽フレア中の磁気再結合のエネルギー解放プロセスと密接に関連しています。野辺山電波偏光計で2000年から2010年に観測された209フレアの1、2、3.75、9.4、17GHzの電波曲線を、滑らかな手法で分析します。ほとんどのフレアの1GHz放射のインパルス成分（変動タイムスケールが1秒未満）は、数十の太陽フラックスユニットでピークになり、約1分間持続し、2GHz放射のインパルス成分の持続時間が短いことがわかります3つの高周波チャネルでは、対応するバックグラウンドのノイズレベルまでのフラックス密度の減少に伴って、フレアの発生頻度が増加します。ただし、これらの放出の段階的な成分は、同様の期間とピーク磁束密度分布を持っています。また、さまざまなタイムスケールでパワースペクトルを導出し、正規化されたウェーブレット分析を使用して、短いタイムスケールでの特徴を確認します。0.1秒の時間分解能で、これらの電波曲線の$\sim$60$\％$以上は、1秒以下の時間スケールで有意な光束変動を示します。この割合は周波数の減少とともに増加し、1GHzで$\sim$100$\％$に達します。これは、短い時間スケールのプロセスが太陽フレアで一般的であることを意味します。また、GOES衛星で得られたインパルス性の電波フラックス密度と軟X線フラックスの間の相関関係を調査し、インパルス性の成分を持つフレアの65$\％$以上が、インパルス的な電波放射のピーク値に先んじてピーク値に達していることを発見しました軟X線フラックスとこの割合は、無線周波数とともに増加します。
大規模な星における確率的コアスピンアップ-酸素シェル燃焼の3Dシミュレーションの意味
| Title |
Stochastic_Core_Spin-Up_in_Massive_Stars_--_Implications_of_3D_Simulations_of_Oxygen_Shell_Burning |
| Authors |
L._O._McNeill_and_B._M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02146 |
分析理論に基づいて、後期燃焼段階中の内部重力波（IGW）による確率的スピンアップである非回転超新星前駆体でさえ、コアに十分な角運動量を与え、中性子星誕生スピン周期を100ms未満にすることが示唆されています、およびスピン期間の500msの比較的しっかりした上限。ここでは、$3M_\odot$He星での酸素殻燃焼の3Dシミュレーションを使用して、このプロセスを調査します。私たちのモデルは、IGWによる確率的なスピンアップは以前考えられていたよりも効率が悪いことを示しています。シェル境界で励起された波によって運ばれる確率的角運動量フラックスは、与えられた対流光度とターンオーバー時間に対して、単純な次元分析から予想されるよりも大幅に小さいことがわかります。これは、対流プルームのオーバーシュートによって発生する波に、振幅が似ている反対の角波数のモードが含まれているため、励起された波束の正味の角運動量がほぼキャンセルされることに注意してください。酸素シェルからの波を介した角運動量フラックスはランダムウォークに従うことがわかりますが、相関時間は対流のターンオーバー時間のほんの一部であるため、次元分析ではランダムウォークの振幅が過大評価されます。崩壊前の最後の燃焼段階の全寿命にわたって調査結果を推定すると、確率的スピンアップからのコア角運動量は、低質量の前駆細胞では数秒の長い誕生スピン期間に変換され、100ミリ秒にも達すると予測されています大量の前駆細胞のために。
コロナ質量放出の進化と対応するフォーブッシュの減少：モデリング対複数宇宙船の観測
| Title |
Evolution_of_coronal_mass_ejections_and_the_corresponding_Forbush_decreases:_modelling_vs_multi-spacecraft_observations |
| Authors |
Mateja_Dumbovi\'c,_Bojan_Vr\v{s}nak,_Jingnan_Guo,_Bernd_Heber,_Karin_Dissauer,_Fernando_Carcaboso,_Manuela_Temmer,_Astrid_Veronig,_Tatiana_Podladchikova,_Christian_M\"ostl,_Tanja_Amerstorfer_and_Anamarija_Kirin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02253 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）と他の惑星間過渡現象の非常に一般的なinsituシグネチャの1つは、Forbush減少（FD）、つまり銀河宇宙線（GCR）フラックスの短期的な減少です。2ステップFDは教科書の例と見なされることが多く、その特定の形態は、測定機器がICMEを正面から通過し、最初に衝撃波面（発生した場合）、次にシース、最後に遭遇するという事実に起因すると考えられますCMEの磁気構造。GCRと衝撃/シース領域の相互作用、およびCMEの磁気構造は、太陽から地球に至るすべての過程で発生するため、FDはCMEとそのシースの進化的特性を反映すると予想されます。異なるICME領域にモデリングを適用して、一般的な2ステップのFDプロファイルを取得します。これは、現在の観測に基づくFDの理解と質的に一致しています。次に、モデルをエネルギー依存に適合させて、さまざまなGCR測定機器との比較を可能にします（異なる粒子エネルギー範囲で測定するため）。拡大するフラックスロープ（ForbMod）のForbush減少モデルを使用して、同じイベントの複数の宇宙船観測に対してこれらのモデリングの取り組みをテストします。モデル化されたFDがCMEの進化をよく反映していることを示す、CMEの磁気構造におけるGCRの低下に対するForbModモデルと複数の宇宙船の測定値の妥当な一致が見られます。
球状星団のホットスター間の磁気スポットのペスト
| Title |
A_Plague_of_Magnetic_Spots_Among_the_Hot_Stars_of_Globular_Clusters |
| Authors |
Yazan_Al_Momany,_Simone_Zaggia,_Marco_Montalto,_David_Jones,_Henri_M.J._Boffin,_Santino_Cassisi,_Christian_Moni_Bidin,_Marco_Gullieuszik,_Ivo_Saviane,_Lorenzo_Monaco,_Elena_Mason,_Leo_Girardi,_Valentina_D'Orazi,_Giampaolo_Piotto,_Antonino_P._Milone,_Hitesch_Lala,_Peter_B._Stetson_and_Yuri_Beletsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02308 |
60年を数えると、銀河系球状星団における20,000〜30,000Kの高温水平枝（EHB）星の形成は、恒星進化論における最もとらえどころのない探求の1つのままです。ここでは、現在主張されている安定した光度を打ち砕く2つの発見について報告します。最初のEHBの変動性は周期的であり、バイナリ進化や脈動に帰することはできません。代わりに、ここでは、それを磁気スポットの存在に起因すると考えています。2番目のEHBの変動性は非周期的であり、数年の時間スケールで現れます。2つのケースでは、6年の光度曲線は、太陽の類似物よりも数百万倍もエネルギッシュなスーパーフレアイベントをマンモスに示します。2つの壮大なEHB変動現象が、拡散、ダイナモ生成、弱い磁場の異なる症状であるシナリオを提唱します。したがって、ユビキタス磁場は、すべてのEHBの形成を管理する複雑なマトリックスにアドミタンスを強制し、銀河系のフィールドに移動します。全体像は、私たちの結論が、すべての放射エンベロープ星：若い主系列星、古いEHB、および機能しない白い矮星における同様の変動性/磁性現象を埋めるところです。
太陽黒点における垂直磁場とアンブラーペナンブラ境界の間の普遍的な関係はない
| Title |
No_universal_connection_between_the_vertical_magnetic_field_and_the_umbra-penumbra_boundary_in_sunspots |
| Authors |
B._L\"optien,_A._Lagg,_M._van_Noort,_S._K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02346 |
環境。黒点のアンブラとペナンブラの境界は、スポットのサイズとは関係なく、垂直磁場の強さの標準値で発生することが報告されています。この臨界磁場強度は、磁気対流の開始のしきい値であると解釈されます。ねらい。ここでは、文献ではJur\v{c}\'ak基準とも呼ばれるこの基準が、アンブラとペナンブラの境界を常に特定しているわけではない理由を調査します。メソッド。ひので/SOTで観測された23個の黒点の統計解析を行います。フィラメントとスパインの間の連続体強度と垂直磁場の特性を比較し、異なるサイズのスポット間でそれらがどのように変化するかを比較します。結果。周縁部の内側の境界は、垂直磁場の普遍的な値とは関係がないことがわかります。スパインとフィラメントの特性は、異なるサイズのスポット間で異なります。両方のコンポーネントは、大きなスポットでは暗くなり、スパインはより強い垂直磁場を示します。スポットサイズによるフィラメントとスパインの特性のこれらの変動も、平均連続体強度の50％での平均垂直磁場の不変性が報告されている理由です。結論。フィラメントの形成と磁気対流の開始は、垂直磁場の強さの標準値とは関係ありません。このように見えるユニークな磁場強度は、スパインと半影フィラメントの充填係数の影響です。
EW PscおよびHN Pscの最初のライトカーブソリューションと期間変更
| Title |
The_First_Light_Curve_Solutions_and_Period_Changes_of_EW_Psc_and_HN_Psc |
| Authors |
F._Davoudi,_A._Poro,_F._Alicavus,_J._Rahimi,_E._Lashgari,_M._Ghanbarzadehchaleshtori,_A._Boudesh,_S._Hoshyar,_D._Asgarian,_N._Pilghush,_S._Modarres,_S._Ebadi,_A._Sojoudizadeh,_S._Z._Azarniur,_H._Karami,_A._Dehghani_Ghanatghestani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02384 |
うお座星座の星EWとHNの最初の光度曲線解が提示されます。測光とその周期的変化が計算され、議論されます。OCFitコードでMCMCアプローチによって行われたO-Cダイアグラムの分析と、2つのバイナリシステムに提供される新しいエフェメリス。得られた光度曲線の解。結果は、EWPscが測光質量比q=0.587の近接接触食バイナリシステムであり、一次コンポーネントと二次コンポーネントのフィルアウト係数がそれぞれ-0.034と-0.018であることを示しています。解の結果は、システムHNPscが、光度質量比q=0.853、フィルアウト係数5.6％の弱接点WUMa食バイナリであることも示しています。光度曲線のソリューションでは、オコンネル効果を考慮したコールドスポットが必要でした。
4D Einstein-Gauss-Bonnet重力におけるダスト崩壊
Einstein-Gauss-Bonnet重力の最近提案された4D限界における重力崩壊を考慮します。均質なダストでできた球の崩壊では、プロセスは純粋なアインシュタインの重力の場合と質的に類似していることを示します。特異性は崩壊の最終状態として形成され、常に地平線の後ろに閉じ込められます。ただし、アインシュタインの理論とは異なり、ガウスボンネット項の結果として、崩壊する雲はゼロ速度で特異点に到達し、特異点の形成時間は純粋なアインシュタインの場合と比べて遅れます。
運動量に依存する実効音速とマルチフィールドインフレーション
| Title |
The_momentum-dependent_effective_sound_speed_and_multi-field_inflation |
| Authors |
Antonio_Enea_Romano,_Sergio_Andr\'es_Vallejo-Pe\~na,_Krzysztof_Turzy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.00969 |
アインシュタインの方程式を満たす物理システムの場合、移動する曲率摂動は、運動量依存の有効音速（MESS）を含む方程式を満たします。これは、インフレーションのマルチフィールドモデルを含む、エネルギーストレステンソル（EST）が明確に定義されているシステムに有効です。。断熱摂動のパワースペクトルは、これらのモデルに存在する多くの独立した量子自由度からの寄与を一般的に受け取る可能性がありますが、多くの場合、特定の波長の断熱摂動を支配し、他のモードとは独立して進化し、MESSによって完全に記述される進化を伴います。この単一の有効モードを識別し、MESSが断熱摂動のパワースペクトルの予測を完全に説明していることを示す、フィールド間の速度論的結合を持つ2フィールドモデルの数を調べます。私たちの結果は、MESSが、マルチフィールドシステムに存在するエントロピー摂動の効果を含む、単一フィールドの有効理論を認めるすべてのインフレモデルを説明するための便利なスキームであることを示しています。
遅い収縮によるスーパースムージング
| Title |
Supersmoothing_through_Slow_Contraction |
| Authors |
William_G._Cook,_Iryna_A._Glushchenko,_Anna_Ijjas,_Frans_Pretorius_and_Paul_J._Steinhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01172 |
数値一般相対性理論のツールを使用して完全に非摂動分析を実行すると、遅い収縮の期間は、宇宙を古典的および量子的に機械的に均質化、等方化、および平坦化し、はるかに堅牢にできる「超平滑化」宇宙位相であることを示します以前の研究で実現されていたよりも急速に。
粘性の暗い流体がある宇宙での$ H_ {0} $張力問題の分析
| Title |
An_analysis_of_the_$H_{0}$_tension_problem_in_a_universe_with_a_viscous_dark_fluid |
| Authors |
Emilio_Elizalde,_Martiros_Khurshudyan,_Sergei_D._Odintsov,_Ratbay_Myrzakulov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01879 |
この論文では、$H_{0}$張力問題を自然に解くことができる、宇宙の2つの不均質な単一流体モデルについて説明します。分析は、生成プロセスを使用するベイジアン機械学習アプローチに基づいています。採用された方法では、モデル自体のみを使用して、各モデルの自由パラメーターを制約できます。オブザーバブルは、生成プロセスから取得されたハッブルパラメーターと見なされます。私たちの方法のすべての利点を使用して、モデルは2つの赤方偏移範囲に制約されます。つまり、最初にこれは$z\in[0,2.5]$上のモック$H（z）$データを使用して行われ、既知の$H（z）$観測データをカバーします。これは、近似結果の検証に最も役立ちます。次に、最新の進行中および将来の計画されたミッションでカバーされる赤方偏移の範囲に拡張することを目指して、モデルは範囲$z\in[0,5]$にも制約されます。この拡張された赤方偏移範囲の結果の完全な検証は、より高い赤方偏移$H（z）$データが使用可能になるとき、近い将来待たなければなりません。これにより、モデルは完全に改造可能になります。最後に、ここでの2番目のモデルは、$z=2.34$での$H（z）$のBOSSレポート値を説明できます。
異方性は一般に、均質な宇宙の膨張の最も初期の段階を支配します。せん断は宇宙の収縮段階で成長し、等方性の状況を不安定にするため、それらはバウンスモデルに特に関連しています。この論文は、ループ量子宇宙論（LQC）における宇宙論的摂動の研究を、スローロールインフレの位相が続くバウンスを含む異方性BianchiIモデルに拡張します。せん断テンソルが希薄になり、宇宙がバウンスの直後に等方性になるが、宇宙摂動がこの短い異方性相の記憶を保持していることを示します。現在の観測制約を尊重しながら、異方性の有効なLQCで摂動を記述するために必要な形式を開発し、それをCMBの予測に適用します。（i）CMBのすべての角度相関関数の異方性の特徴、特にプランク衛星によって温度マップで観測された同様の特徴を説明できる四重極変調、および（ii）量子CMBの温度分極（TBおよびEB）相関に現れるスカラーモードとテンソルモード間のエンタングルメント。
スワンプランド基準とプランク超トランス検閲予想に照らした熱、トラップ、クロモナチュラルのインフレ
| Title |
Thermal,_Trapped_and_Chromo-Natural_Inflation_in_light_of_the_Swampland_Criteria_and_the_Trans-Planckian_Censorship_Conjecture |
| Authors |
Arjun_Berera,_Robert_Brandenberger,_Vahid_Kamali_and_Rudnei_Ramos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01902 |
沼地の基準とトランスプランクの検閲予想（TCC）に照らして、熱的、閉じ込められた色自然膨張を考慮します。熱インフレは大統一のエネルギーと比較して低いエネルギーで発生するため、TCCと一致しており、洗練された沼地の条件とも一致しています。閉じ込められた色自然インフレは、原始的な（高エネルギースケール）インフレの候補です。これらのシナリオの両方で、スカラーフィールドの運動方程式に効果的な減衰項があるため、モデルは沼地の基準と簡単に一致させることができます。一方、TCCは、これらのシナリオが低エネルギーでのみ発生するように制限します。
惑星の宇宙物理学のための機械学習への物理的な知識の組み込み
| Title |
Incorporating_Physical_Knowledge_into_Machine_Learning_for_Planetary_Space_Physics |
| Authors |
A._R._Azari,_J._W._Lockhart,_M._W._Liemohn,_X._Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.01927 |
惑星および宇宙物理ミッションからのデータ収集量の最近の改善により、新しいデータ科学手法の適用が可能になりました。たとえば、カッシーニのミッションでは、2004年から2017年の間に600ギガバイトを超える科学データが収集されました。これは、土星システムに関するデータの急増を表しています。機械学習は、科学者がこの大規模なデータを扱うのに役立ちます。機械学習の多くのアプリケーションとは異なり、惑星の宇宙物理学アプリケーションの主な用途は、システム自体の動作を推測することです。これは3つの懸念を引き起こします。1つ目は機械学習モデルのパフォーマンス、2つ目は科学的質問に答えるための解釈可能なアプリケーションの必要性、3つ目は宇宙船データの特性がこれらのアプリケーションをどのように変えるかです。これらの懸念と比較して、ブラックボックスまたは解釈不能な機械学習手法の使用は、基礎となる物理プロセスを無視するか、またはそれほど頻繁ではなく、誤解を招く説明を提供するかのいずれかで、パフォーマンスの評価に向かう傾向があります。私たちは、土星の磁気圏におけるプラズマ不安定性の半教師付き物理学に基づく分類を適用する以前の取り組みを構築します。次に、この以前の取り組みを、さまざまなデータサイズのアクセスや物理情報へのアクセスを伴う他の機械学習分類器と比較して使用します。これらの軌道を回る宇宙船のデータ特性の知識を組み込むと、科学的意味を導き出すために不可欠な機械学習手法のパフォーマンスと解釈可能性が向上することを示しています。これらの調査結果に基づいて、惑星環境における宇宙物理学データの半教師付き分類を対象とした機械学習の問題に物理学の知識を組み込むフレームワークを提示します。これらの発見は、物理的知識を宇宙物理学および惑星探査データ分析に組み込んで科学的発見を行うための道筋を示しています。
相対論的$ ab〜initio $モデルで記述された中性子星の特性
| Title |
Properties_of_neutron_star_described_by_a_relativistic_$ab~_initio$_model |
| Authors |
Chencan_Wang,_Jinniu_Hu,_Ying_Zhang,_and_Hong_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02007 |
中性子星の特性は、利用可能な相対論的$ab〜initio$メソッド、つまり、相対論的Brueckner-Hartree-Fock（RBHF）モデルと、最新の高精度の相対論的電荷依存ポテンシャル、pvCD-BonnA、B、C.中性子星物質は、RBHFモデルの枠組みのベータ平衡および電荷中性条件内で解かれます。レプトンの化学ポテンシャルが核物質の対称エネルギーによって近似的に表されていた従来の処理と比較すると、pvCD-ボンBを使用した現在の自己無撞着計算における中性子星物質の状態方程式（EOS）には、上記の顕著な違いがありますバリオン数密度$n_b=0.55$fm$^{-3}$。ただし、これらの違いが中性子星のグローバルプロパティに影響を与えるのは、約$1\％\sim2\％$だけです。次に、3つの2体ポテンシャルpvCD-BonnA、B、Cが異なるテンソル成分とともに、体系的にRBHFモデルに適用され、中性子星の特性が計算されます。中性子星の最大質量は約$2.21\sim2.30M_\odot$であり、対応する半径は$R=11.18\sim11.72$kmです。$1.4M_\odot$中性子星の半径は$R_{1.4}=12.34\sim12.91$kmと予測され、それらの無次元潮汐変形能は$\Lambda_{1.4}=485\sim626$です。さらに、中性子星冷却における直接のURCAプロセスは、$n_b=0.414\sim0.530$fm$^{-3}$から発生し、陽子フラクションは$Y_p=0.136\sim0.138$になります。二体pvCD-BonnポテンシャルのみのRBHFモデルから得られたすべての結果は、質量中性子星の最近の天体観測、重力波検出（GW170817）、および質量半径同時測定（NICER）からのさまざまな制約を完全に満たします。
通常の重力場、電場、およびアクシオン場を持つ非最小ダイオン
| Title |
Nonminimal_dyons_with_regular_gravitational,_electric_and_axion_fields |
| Authors |
Alexander_B._Balakin_and_Dmitry_E._Groshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02170 |
アキシオン暗黒物質の分布と、通常の磁気単極の背景にあるアキシオン誘導電場のプロファイルを考慮します。背景の静的な球対称時空は、オブジェクトの中心で規則的であると見なされ、イベントの地平線はありません。強い重力とモノポール型の磁場の非最小相互作用がこの規則性を提供するソースです。疑似スカラー（軸性）場も電磁場と重力場に非最小で結合していると想定し、2つの要件を満たす非最小の軸性静電の拡張方程式の解を検索します。センター;第二に、疑似スカラー場は形成された軸性ダイヨンの中心で規則的です。両方の要件が満たされている非最小のアキシオン光子結合を説明する一連のパラメーターが見つかりました。非最小のアキシオン静電学の方程式に対する正規解の2パラメータファミリの特性を数値的に分析します。通常の軸方向に誘導された電場は、単純な電気層に典型的な構造を持つことが示されています。
Reissner-Nordstr \ "omメトリックの負のエネルギー状態
Reissner-Nordstr\"{o}mメトリックのエネルギー$E<0$である電気地質学を検討します。地平線の外側には、そのような粒子のエルゴ領域内にちょうど1つの転換点があることが示されます。これは、そのような粒子はブラックホワイトホール領域の無限のチェーンを通過するか、特異点で終了します。これらのプロパティは、ホワイトホールの存在が不可欠である高エネルギー衝突の2つのシナリオに関連しています。
非最小結合による膨張後の重力再加熱および超重ダークマターの作成
| Title |
Gravitational_reheating_and_superheavy_Dark_Matter_creation_after_inflation_with_non-minimal_coupling |
| Authors |
E._Babichev,_D._Gorbunov,_S._Ramazanov,_L._Reverberi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02225 |
インフレートン$\varphi$とリッチ曲率$\xi\varphi^2R/2$の間の4次ポテンシャルと非最小結合を伴うインフレーションシナリオでの超重粒子$\chi$の重力生成について説明します。大きな定数$\xi>>1$の場合、インフレのハッブルレート$H_{infl}$を大きく超えて、質量が$（a〜few）\timesを超える粒子$\chi$が大量に生成される可能性があることを示します\xiH_{infl}$（重力と共形に結合している場合でも）これらの重力によって生成された粒子$\chi$を含む2つのシナリオについて説明します。最初のシナリオでは、インフレーターは物質セクターとの重力相互作用のみを持ち、粒子$\chi$は宇宙を再加熱します。この図では、インフレーターは宇宙の膨張によってのみ崩壊し、観測可能なサイズの暗い放射に効果的に寄与しています。暗い放射に対する既存の制限は、再加熱温度に上限をもたらします。2番目のシナリオでは、実質的に安定している場合、粒子$\chi$がダークマターを構成します。この場合、それらの典型的な質量は大統一スケールの大枠にあるはずです。
歪んだ余分な次元における重力媒介暗黒物質のスピン依存性
| Title |
Spin-dependence_of_Gravity-mediated_Dark_Matter_in_Warped_Extra-Dimensions |
| Authors |
Miguel_G._Folgado,_Andrea_Donini_and_Nuria_Rius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02239 |
次元外のRandall-Sundrumシナリオで、標準モデル（SM）と重力で相互作用するダークマター（DM）粒子のスピン依存性を調べます。ダークマターと標準モデルの両方がTeV（赤外線）ブレーンに限定され、重力メディエーター、つまりカルーザクラインの重力子とラジオンを介してのみ相互作用すると仮定します。さまざまなDM消滅チャネルを分析し、スピン0、1/2のDM粒子のフリーズアウトメカニズム内で、現在観測されているダークマターの残存量$\Omega_{\rmDM}$を達成できることがわかりましたおよび1.$\Omega_{\rmDM}$が達成されるモデルパラメーター空間の領域を調べ、それをさまざまな実験的および理論的な境界と比較します。また、現象学における放射能の影響についても考察します。DM粒子の質量$m_{\rmDM}\in[1,15]$TeVの場合、ほとんどのパラメーター空間は現在の制約によって除外されているか、LHCRunIIIまたはLHCアップグレードによって除外されることがわかります、HL-LHC。放射性物質の存在は非除外領域を大幅に変更しません。観測されたDM遺物存在量は、DM質量$m_{\rm}\in[4,15]$TeVおよび$m_{G_1}<10$TeVでスカラーおよびベクトルボソンダークマターに対して達成できます。一方、スピン1/2フェルミオンのダークマターでは、$m_{\rmDM}\in[4、15]$TeV、$m_{G_1}\in[5,10]$TeVの小さな領域のみそして$\Lambda>m_{G_1}$は理論的および実験的境界と互換性があります。
水に関するトラブル：結露、循環、気候
この記事では、空気中の水分の存在、その凝縮、および潜熱の放出に関連する地球物理学的流体力学および気候で発生する問題のいくつかについて説明します。私たちの主な焦点は地球の大気ですが、特にメタンが水の役割を担うタイタンに注目して、これらの問題が他の惑星体にどのように現れるかについても説明します。GFDは伝統的に、動的気象学と海洋学の基礎にある非常に基本的な問題の理解にかかわってきました。従来、そして少し皮肉なことに、被験者は主に「乾いた」流体を考慮します。つまり、相変化に過度に関与することはありません。通常、複雑な数値モデルの領域であった雲や降雨など、現実世界に関連すると認識されている問題を考慮していないため、主題は別の方法で乾燥していると見なされることがよくあります。これらのモデルは、多くの場合、未解決のプロセスのパラメーター化に依存しています。このパラメーター化は非常にうまく機能する場合がありますが、多くの場合、半経験的根拠があります。基礎とアプリケーションの間の結果的な二分法は、科学的理解の安全な基盤と、特に湿気が関係する地球の気候との関連性の両方を備えた進歩を妨げます。二分法は、他の惑星の気候を理解する上での進展を阻害します。観測は、地球の気象および気候モデルが依存するパラメーター化を調整するには不十分であり、より基本的なアプローチが求められます。ここでは、湿気に関する問題の4つの多様な例について説明します。水蒸気の輸送と地球温暖化下での起こり得る変化;湿った浅水方程式とマッデンジュリアン振動;そして、他の惑星体の水循環。
