不均質なビッグバン元素合成の恒星シグネチャー
| Title |
Stellar_Signatures_of_Inhomogeneous_Big_Bang_Nucleosynthesis |
| Authors |
Alexandre_Arbey,_J\'er\'emy_Auffinger,_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02446 |
$\eta=10^{-10}-10^{-1}$の範囲で、バリオン対光子比がおそらく何桁も局所的に増強された宇宙のパッチで生成された存在量の異常を評価します。私たちの研究は、初期宇宙のまれな密集した領域の可能な生存によって動機付けられており、その最も極端なものは、臨界しきい値を超えると、原始ブラックホールを形成するように崩壊しました。これが発生した場合、類似しているが閾値以下のパッチで形成された初期形成星のかなりの集団が存在することも予想されます。私たちは、太陽質量の周りの生き残った第1世代の星で検出可能なバリオン対光子比の高い値でBBNシミュレーションを実行することにより、一連の元素存在量シグネチャを導き出します。私たちの予測は、金属の少ない銀河のハロースター、古い球状星団、および矮小銀河に適用され、これらの各ケースでの観測と比較します。
平均空信号とCMB異方性を抽出するためのILCとモーメント拡張手法の組み合わせ
| Title |
Combining_ILC_and_moment_expansion_techniques_for_extracting_average-sky_signals_and_CMB_anisotropies |
| Authors |
Aditya_Rotti_and_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02458 |
マルチ周波数マップの加重加算の方法は、より一般的には{\itInternalLinearCombination}（ILC）と呼ばれ、宇宙マイクロ波背景（CMB）異方性およびその二次の測定とともに、21cmデータ分析。ここでは、従来のCMBの異方性に加えて、絶対校正されたCMB実験からのデータにILCメソッドを適用して、平均的な空の信号を抽出できることを主張し、実証します。ただし、単純なILCメソッドのパフォーマンスは制限されていますが、物理学および既存の経験的情報によって通知される制約を追加することで大幅に改善できます。最近の研究では、避けられない平均化効果の存在下で前景の高精度モデリングを実行する手法として、モーメント記述が導入されています。これらの2つのアプローチを組み合わせて、非常に制約された形式のILC（\milcと呼ばれます）を構築します。これは、ILCおよび拡張モーメント法を使用した単極および異方性スペクトル歪み信号の測定の最初のデモンストレーションです。また、CMB異方性測定が改善され、\milcを使用した場合の前景バイアスと信号の不確実性を低減できることも示しています。ここではCMBスペクトル歪みに焦点を当てていますが、範囲は21cmモノポール信号と$B$モード分析にまで及びます。メソッドの可能性を最大限に引き出すために、さらに調査が必要な拡張について簡単に説明します。
CMBパワースペクトルで測定されたゼロ以外のk_minを考慮したスローロールインフレの実行可能性
| Title |
Viability_of_slow-roll_inflation_in_light_of_the_non-zero_k_min_measured_in_the_CMB_power_spectrum |
| Authors |
Jingwei_Liu_and_Fulvio_Melia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02510 |
スローロールインフレは、地平線問題を同時に解決し、スケールフリーの変動スペクトルP（k）を生成します。これら2つのプロセスは、インフレ相の開始と持続時間を介して密接に関連しています。しかし、最新のPlanckリリースに基づく最近の調査では、P（k）がハードカットオフk_min>0を持ち、この従来の図と一致しないことが示されています。ここでは、ほとんど---おそらくすべて---スローロールインフレモデルがこの最小カットオフに対応できないことを定量的に示しています。データに準拠するためには、インフレ期間全体を通じて小さなパラメーター「イプシロン」が0.9より大きくなければならず、スローロール近似に深刻に違反していることを示しています。そのようなイプシロンを備えたモデルは、測定値との対立で、非常に赤いスペクトルインデックスを予測します。また、スローロール展開の前に、速度論が支配するフェーズまたは放射線が支配するフェーズを追加することにより、基本的な図の拡張（いくつかの以前の作業者が提案）を検討します。私たちのアプローチは、測定された変動スペクトルに合わせるだけでなく、同時に地平線問題を修正するためにもこれらの変更が必要なため、以前に公開された処理とは主に異なります。ただし、このような方法を使用しても、地平線問題の共同解決と大きな角度での欠落している相関関係が排除されることを示します。
原始ブラックホール（PBH）は暗黒物質を提供する可能性がありますが、さまざまな制約により、可能な質量ウィンドウが$10^{16}$-$10^{17}\、$g、$10^{20}$-$10^{24に制限されます}\、$gおよび$10$-$10^{3}\、M_{\odot}$。最後の可能性は議論の余地がありますが、最近のLIGO/Virgoによるブラックホール合併の検出を考慮すると、特に興味深いものです。PBHは重要な結果をもたらす可能性があり、暗黒物質密度のごく一部しか持っていない場合でも、さまざまな宇宙論的難問を解決します。特に、$10^{3}\、M_{\odot}$より大きいものは、「シード」または「ポアソン」効果によって宇宙構造を生成し、それによって標準の冷たい暗黒物質シナリオに関連するいくつかの問題を緩和し、十分に大きいPBHは銀河核の超大質量ブラックホールの種を提供するかもしれません。さらにエキゾチックなことに、PBH蒸発のPlanck質量の遺物、または$10^{12}\、M_{\odot}$を超える驚くほど大きなブラックホールは、興味深い暗い成分を提供する可能性があります。
トポロジカルデータ解析によるバリオン音響振動の研究
| Title |
A_Study_on_the_Baryon_Acoustic_Oscillation_with_Topological_Data_Analysis |
| Authors |
Kai_T._Kono,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Suchetha_Cooray,_Atsushi_J._Nishizawa,_Koya_Murakami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02905 |
（要約）バリオン-光子減結合におけるバリオンの音響振動のスケールは、バリオン音響振動（BAO）として知られている宇宙の銀河の空間分布に刻印されています。相関関数とパワースペクトルは、BAO分析の研究の中心的なツールとして使用されます。この作業では、トポロジーデータ分析（TDA）からの方法で銀河の空間分布を分析し、銀河分布のBAO信号を検出および調査しました。TDAは、データポイントの幾何学的構造から永続的ホモロジー（PH）グループを構築し、データセットのトポロジー情報を処理することにより、ポイントセットデータのさまざまなタイプの「穴」を処理する方法を提供します。データ内の穴のサイズ、位置、統計的有意性に関する情報を取得できます。永続的な相同性の特に強力な点は、空間次元、つまり0次元の分離、1次元のループ、2次元のシェルなどによって穴を分類できることです。最初にシミュレーションデータセットを分析しました。PH法の性能を調べるためのバリオン物理学。PHが実際にBAO信号を検出できることがわかりました。バリオン物理学のシミュレーションデータはBAOからの顕著な信号を示しますが、バリオン物理学のないデータはこの信号を示しません。次に、スローンデジタルスカイサーベイデータリリース14の拡張バリオン振動分光法調査から$z<1.0$でクエーサーサンプルにPHを適用しました。スケーラー$\sim150\[{に特徴的な穴（中空シェル）を発見しました\rmMpc}]$。これは、銀河/クエーサー分布に刻印されたBAO署名に正確に対応しています。この分析は、2000個のクエーサーの小さなサブサンプルに対して実行しました。これは、サンプリングが非常にまばらであっても、PH分析がこのタイプのトポロジ構造を見つけるのに非常に効率的であることを明確に示しています。
任意の順序の変更されたHermiteインテグレーター
ケプラーと近ケプラー軌道の統合のための優れた動作を所有する任意の順序の修正エルミートインテグレーターの家族を提示します。任意の次数のエルミートN体積分器の導出を再集計した後、そのような積分器の近点の引数の積分誤差を最小化する補正式を導出します。4次Hermiteインテグレーターの修正コレクターの代替導出を提供することに加えて、以前に文献で取り上げられた6次および8次のインテグレーターの改善されたコレクターに焦点を当てます。一連の数値例を示し、浮動小数点演算でのコストが少し高いことを考慮しても、高次スキームがパフォーマンスを向上させることがわかります。ここに提示されたアルゴリズムは、惑星系や銀河の中心など、中心的なポテンシャルに支配された系に有望です。既存のHermiteインテグレーターを任意の順序で変更して、最小限の労力でここに提示された式を使用できます。したがって、本明細書に提示されている方式は、大規模並列アーキテクチャで簡単に実装できます。
別の地球への道の次のステップは、地球と金星の大気に似た大気を発見することです。多くの岩が多い太陽系外惑星は、厚い（>10kbar）H$_2$支配の大気で生まれますが、その後H$_2$を失います。このプロセスには、既知の太陽系アナログはありません。大気の進化の単純なモデル（空間への大気の損失、マグマ海洋の結晶化、および火山ガス放出を含む）を使用して、高分子量大気のその後の発生に対する厚いH$_2$大気の早期損失の影響を研究します。また、H$_2$で始まらない岩の多い世界の大気生存率も計算します。私たちの結果は、H$_2$が支配する厚い大気で形成されたハビタブルゾーンよりも星に近い軌道を回るほとんどの岩石系外惑星は、今日、高分子量の大気を欠いていることを示しています。マグマ海洋の初期の結晶化では、高分子種は通常、長寿命の高分子大気を形成しません。代わりに、H$_2$と並んで宇宙に失われます。この初期の揮発性の枯渇はまた、後の火山ガス放出が大気を復活させることをより困難にします。ただし、大気は、豊富な揮発性物質で始まる世界（たとえば、水上の世界）で持続する必要があります。私たちの結果は、M星を周回する暖かい太陽系外惑星の高分子量の大気を見つけるために、異常に大きな半径をもつH$_2$が乏しい、またはあまり活動的でない星を周回する世界をターゲットにする必要があることを示唆しています。
内部の太陽系の狭い円盤は4つの地球の惑星を説明できますか？
成功した太陽系モデルは、4つの地球型惑星を再現する必要があります。ここでは、1）水星と4つの地球惑星が同じシステム（4-Pシステム）で形成される可能性に焦点を当てます。2）各地球型惑星の軌道特性と質量;3）地球が最後に巨大な衝撃を与えたタイミングと、その後に地球に降着した質量。これらの制約に対処するために、質量が0.7〜1.0auに制限された狭い原始惑星系円盤に基づいて、地球惑星形成の450N体シミュレーションを実行しました。164のアナログシステムを特定しましたが、Mercuryアナログが含まれているのは24システムのみで、8システムは4-Pシステムでした。現在の軌道上の火星および巨大惑星の質量に匹敵する個々の質量を持つ少数の胚を含む狭い円盤が、これらの制約を満たすための最良の見通しをもたらすことがわかりました。ただし、深刻な欠点が残っています。水星類似体と4-Pシステムの形成は非効率的で（それぞれ5％と2％）、ほとんどの金星と地球の類似体の質量比は不正確でした。水銀と金星の類似体も、現実（0.34au）と比較して、非常に接近して形成されました（〜0.15-0.21au）。同様に、金星と地球の類似体間の相互距離は、観測された距離よりも大きかった（0.34対0.28au）。さらに、金星と地球のペアは、軌道質量空間で統計的に再現されませんでした。全体的に、私たちの結果は、内部の太陽系を説明するために狭い円盤を使用することには深刻な問題があることを示唆しています。特に、水星の形成は、地球型惑星形成モデルにとって未だ未解決の問題です。
若いディスクの塵の塊：惑星の形成のための初期の固体貯留層の制約
| Title |
Dust_masses_of_young_disks:_constraining_the_initial_solid_reservoir_for_planet_formatio |
| Authors |
{\L}ukasz_Tychoniec,_Carlo_F._Manara,_Giovanni_P._Rosotti,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Alexander_J._Cridland,_Tien-Hao_Hsieh,_Nadia_M._Murillo,_Dominique_Segura-Cox,_Sierk_E._van_Terwisga,_John_J._Tobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02812 |
近年、惑星形成が最初の$\sim$0.5Myrで始まるという証拠が築かれています。成熟した円盤には観測された太陽系外惑星、特に大規模な惑星系を再現するのに必要な固体物質が不足しているため、若い円盤で利用できるダストの質量を研究することで惑星系の起源を理解することができます。私たちは、星形成の埋め込み段階にあるディスクに、最も巨大な太陽系外惑星の固形分を説明するのに十分なダストが含まれているかどうかを判断することを目指しています。Peracusの星形成領域に埋め込まれたディスクのAtacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）バンド6の観測と超大型アレイ（VLA）のKaバンド（9mm）データを使用して、ダストディスクの質量を確実に推定します。磁束密度。大きな粒子を含むDIANA不透明度モデルを使用して、ダストの不透明度の値を$\kappa_{\rm9\mm}$=0.28cm$^{2}$g$^{-1}$にすると、メディアのダストの中央質量Perseusの埋め込みディスクは、VLAフラックスから、クラス0の場合は158M$_\oplus$、クラスIの場合は52M$_\oplus$です。ALMAフラックスの質量中央値の下限は、クラス0とクラスIでそれぞれ47M$_\oplus$および12M$_\oplus$であり、最大ダスト不透明度値$\kappa_{\rm1.3mmを使用して取得されます。}$=2.3cm$^{2}$g$^{-1}$。若いクラス0およびIディスクのダスト質量は、Lupusおよびその他の地域のクラスIIディスクで推定されるダスト質量と比較して、それぞれ少なくとも10倍および3倍大きくなっています。VLAデータから導出されたPerseusのクラス0およびIディスクのダスト質量は、惑星形成モデルが許容できる効率で観測された太陽系外惑星システムを生成するのに十分な高さです。惑星形成がクラス0で始まる場合、観測された巨大太陽系外惑星の固形分を説明できます。$\sim$15％の効率のフェーズ。惑星の形成がクラスIディスクで始まるように設定されている場合は、$\sim$30％のより高い効率が必要です。
山2017年の近日点弧における41P / Tuttle-Giacobini-Kresak彗星のウェンデルスタインイメージング
| Title |
Mt._Wendelstein_imaging_of_comet_41P/Tuttle-Giacobini-Kresak_during_the_2017_perihelion_arc |
| Authors |
Hermann_Boehnhardt,_Arno_Riffeser,_Christoph_Ries,_Michael_Schmidt,_Ulrich_Hopp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03050 |
彗星41P/タトルジャコビニクレサック（41P）は、約100年にわたって3つの発見があった木星系の彗星であり、近日点が地球の距離に近い太陽の周りの短周期軌道にあります。41Pの2017年の出現は、地球に近い距離での彗星の長期にわたる可視性を提供しました。ウェンデルシュタイン山天文台にある2mの望遠鏡による4か月にわたる画像キャンペーンは、彗星のダスト活動と核の特性を特徴付けることを目的としていました。内部コマフラックスの新しい分析方法を使用して、2より大きい異常な体軸比を持つ核の約600mの小さな平均等価半径を導き出しました。核回転軸は、画像で強調されたコマ構造の幾何学的な外観から決定されました。長期間持続するコマのファンは、ゆっくりと回転する原子核上の高緯度の拡張領域によって生成されましたが、孤立したジェットは、原子核上の狭い低緯度の活動領域から発生しました。41Pのダスト活動は、彗星の位相関数の補正が不明なため正確に定量化することが困難であるにもかかわらず、太陽からの距離が増加するにつれて急激に減少する放射状のプロファイルを示しています。色と流束プロファイルは、彗星の内部コマでのダストの断片化の証拠を提供します。特異な爆発イベントにより、コマにさまざまなダスト構造が生じました。爆発は、核の拡張領域から発生し、核の地滑りまたは揮発性氷の地下ポケットからの突然の物質放出のいずれかが原因でした。
銀河とブラックホールの進化に関する半分析モデルに基づくソルタンの議論の再検討
| Title |
Revisiting_Soltan's_argument_based_on_a_semi-analytical_model_for_galaxy_and_black_hole_evolution |
| Authors |
Hikari_Shirakata_(1,2),_Toshihiro_Kawaguchi_(3),_Takashi_Okamoto_(1),_Masahiro_Nagashima_(4),_and_Taira_Oogi_(5)_((1)_Hokkaido_University,_(2)_Tadano_Ltd._(3)_Onomichi_City_University,_(4)_Bunkyo_University,_(5)_KAVLI_IPMU,_The_University_of_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02436 |
超大質量ブラックホール（SMBH）の宇宙成長に対する超エディントン降着の重要性を、銀河とブラックホールの進化の半解析モデルで示します。モデルは、広い赤方偏移範囲で銀河と活動銀河核のさまざまな観測された特性を説明します。個々のSMBHの成長履歴を追跡することにより、スーパーエディントン降着フェーズ中に取得されたSMBH質量の総SMBH質量に対する割合が、ブラックホールが小さく、赤方偏移が大きいほど大きくなることがわかります。z=0でも、1e+9Msunを超えるSMBHは質量の50％以上を超エディントン降着によって取得しましたが、これは明らかに古典的なソルタンの議論と一致していません。ただし、このモデルで得られた1e+8Msunを超えるSMBHの質量加重放射効率は、z=0で約0.08であり、観測の不確実性の範囲内でSoltanの主張と一致しています。したがって、ソルタンの議論は、SMBHが主にスーパーエディントン降着によって成長する可能性を否定できないと結論付けます。
ローカルボリューム内のドワーフ衛星システムの輝度関数とホスト間散乱
| Title |
Luminosity_Functions_and_Host-to-Host_Scatter_of_Dwarf_Satellite_Systems_in_the_Local_Volume |
| Authors |
Scott_G._Carlsten,_Jenny_E._Greene,_Annika_H._G._Peter,_Rachael_L._Beaton,_Johnny_P._Greco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02443 |
天の川（MW）のような銀河の周りの低質量衛星は、小規模構造と銀河形成の重要な探査機です。ただし、距離測定による衛星候補の確認は、ローカルボリューム（LV）の高速な進行に対する主要な障壁のままです。関連付けを確認するために、最近カタログ化された候補矮星衛星の表面輝度変動（SBF）距離を、$D<12$Mpc以内の10個の大規模ホストの周囲で測定します。これらのホストの衛星システムは完全で、大部分は$M_g{\sim}-9$から$-10$までの汚染物質が除去されており、検索フットプリントの領域内にあります。このサンプルを、文献で同等またはそれ以上の完全性を調査したホストと結合し、宇宙のシミュレーションと一般的な恒星とハローの質量関係（SHMR）を組み合わせると、古典的な衛星の光度体制で観測された衛星の光度関数とどの程度一致するかを調べます。流体力学シミュレーションと一致するSHMRを採用すると、予測される衛星全体の存在量は観測値とよく一致します。MWは、LVホスト間でその光度機能が著しく典型的です。最近の結果とは逆に、観測されたシステムの異なる質量が考慮されると、モデルによって予測されたホスト間の散乱は観測されたシステム間の散乱とほぼ一致していることがわかります。ただし、観測されたシステムには、SHMRモデルが予測するよりも明るく、かすかな衛星が少ないという重要な証拠があり、一般的なSHMRに存在するよりも$10^{11}$\msun\のハロー質量の周りのSHMRのより高い正規化が必要です。これらの結果は、低質量領域での銀河とサブハロの接続を推測する際の、近隣の衛星システムの有用性を示しています。
局所体積における小型衛星システムの放射状分布
| Title |
Radial_Distributions_of_Dwarf_Satellite_Systems_in_the_Local_Volume |
| Authors |
Scott_G._Carlsten,_Jenny_E._Greene,_Annika_H._G._Peter,_Johnny_P._Greco,_Rachael_L._Beaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02444 |
天の川（MW）のようなホストの周りの低質量衛星の放射状空間分布は、小規模構造のシミュレーションの重要なベンチマークです。分布は中央ディスクによるサブハローの混乱に敏感であり、MWアナログのシミュレーションで観察された混乱が人工的なもの（つまり、数値）なのか、物理的な起源なのかを示すことができます。ローカルボリューム内のMWのようなホストの十分に調査された12の衛星システムのサンプルを検討します。これらは$M_V<-9$で、150の予測kpc以内です。衛星の放射状分布を調査し、MWサイズのハローのシミュレーションにおけるビッグボックス宇宙シミュレーションや高解像度ズームを含む$\Lambda$CDM宇宙シミュレーションと比較します。観測された衛星は、シミュレーションされたシステムよりもはるかに中心に集中していることがわかります。MWを含むいくつかの観測されたホストは、シミュレーションされたホストに比べて$\sim2\sigma$外れ値であり、シミュレーションよりも中心に集中していないホストはありません。この結果は、放射状濃度を測定するさまざまな方法に対して堅牢です。この不一致は、明るい$M_V<-12$衛星でより顕著であることがわかり、これは観測の不完全性の結果ではないことを示唆しています。この不一致はシミュレーションの人工的な混乱が原因である可能性があると主張しますが、そうであれば、観測された豊富な衛星によって低質量領域でどの恒星とハローの質量関係が許可されるかについて重要な影響があります。
z = 8での質量と金属の関係：直接法による金属の制約と近未来の見通し
| Title |
The_Mass-Metallicity_Relation_at_z=8:_Direct-Method_Metallicity_Constraints_and_Near-Future_Prospects |
| Authors |
Tucker_Jones,_Ryan_Sanders,_Guido_Roberts-Borsani,_Richard_S._Ellis,_Nicolas_Laporte,_Tommaso_Treu,_Yuichi_Harikane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02447 |
z>7の銀河の物理的性質は、星形成の初期段階と宇宙再イオン化のプロセスの両方を理解するために重要です。化学物質の存在量測定は、統合された星形成履歴、したがって電離光子生成に関する貴重な情報、およびそのような高い赤方偏移で予想される急速なガス降着を提供します。[OIII]88$\mu$m放出と星形成率の報告された測定値を使用して、直接T_e法を使用してz=7.1-9.1の5つの銀河の気相酸素存在量を推定します。典型的な存在量12+log（O/H）=7.9（$\sim$0.2×太陽の値）と、z$\simeq$8から0への固定恒星質量における酸素存在量の0.9$\pm$0.5dexの進化を見つけます。これらの結果は、質量と金属性の両方に大きな（保守的な）不確実性はあるものの、理論的予測と互換性があります。AtacamaLargeMillimeterArray（ALMA）とJamesWebbSpaceTelescope（JWST）を使用した改善の有望な手段を特定するために、統計的および体系的な不確実性を評価します。特に、[OIII]52$\mu$mをロバストな金属性測定の貴重な機能として強調します。T_eベースのO/H存在量で0.1〜0.2dexの精度は、[OIII]52$\mu$mをレストフレームの光学的な強線と組み合わせることにより、z$\約$5-8の銀河で合理的に達成できます。また、kpcスケールでT_eベースの分析された存在量を分析することで、ガスの混合と合併を調査することもできます。したがって、ALMAとJWSTを使用すると、再金属化の時代に金属の直接測定に非常にアクセスしやすくなります。
CANDELSフィールドのz_spec〜5.5における2つのUV明るい光源のAGNの性質について：M1450〜-22.5でのAGN空間密度の更新
| Title |
On_the_AGN_nature_of_two_UV_bright_sources_at_z_spec~5.5_in_the_CANDELS_fields:_an_update_of_the_AGN_space_density_at_M1450~-22.5 |
| Authors |
A._Grazian,_E._Giallongo,_F._Fiore,_K._Boutsia,_F._Civano,_S._Cristiani,_G._Cupani,_M._Dickinson,_F._Fontanot,_N._Menci,_M._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02451 |
水素の再イオン化は主に原始的な星形成銀河によって引き起こされ、高zの活動銀河核の小さな役割を持つと広く考えられています。しかし、最近の観測ではこの概念に異議を唱え、銀河駆動の再イオン化シナリオに関連する多くの問題を示しています。ここでは、zspec〜5.5で比較的暗い（M1450〜-22.5）AGNの空間密度の更新された評価を提供して、超大質量ブラックホールの降着による光イオン化率の寄与の推定を改善します。CANDELS/GOODS-Southフィールドの超大型望遠鏡で収集された深いUVレストフレームの地上ベースのスペクトルと、CANDELS/GOODS-NorthおよびEGS領域のディープチャンドラX線画像を利用すると、2つの比較的明るい（M1450〜-22.5）zspec〜5.5でのAGN。観測された数を5.0<z<6.1の範囲の宇宙体積で単純に除算することにより、z〜5.5およびM1450〜-22.5でPhi=1.29x10^-6cMpc^-3のAGN空間密度を導出します。私たちの推定では不完全性の修正は考慮されていないため、それは下限を表していますが、宇宙の分散による不確実性は依然として重要な場合があります。この値は、z>5でのAGNの高い空間密度をサポートします。これは、主に標準の色選択に基づく以前の主張とは対照的であり、重大な不完全性の影響を受ける可能性があります。z〜5.5でのAGN光イオン化率の推定値は、銀河間媒質を高度にイオン化するために必要な同様の赤方偏移での観測値と一致しています。今後のJWSTおよび巨大な地上ベースの望遠鏡観測は、高zAGNの研究と宇宙の再イオン化へのそれらの貢献を改善します。
超コンパクト矮小銀河における巨大ブラックホールの形成：N体シミュレーションにおける原始中間質量ブラックホールの移動
| Title |
Formation_of_massive_black_holes_in_ultra-compact_dwarf_galaxies:_migration_of_primordial_intermediate-mass_black_holes_in_N-body_simulation |
| Authors |
Henriette_Wirth_and_Kenji_Bekki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02517 |
超小型矮小銀河（UCD）に関する最近の観測研究により、中央領域に${10^6〜\rmM_\odot}$を超える質量の巨大ブラックホール（MBH）が発見されました。ここでは、これらのMBHは、質量が${[10^3-10^5]〜{\rmM}_{\odot}}$の中間質量ブラックホール（IMBH）をマージすることで形成できると考えています。UCDの前駆細胞である矮小銀河の恒星核。N体シミュレーションを使用して、広範囲のモデルパラメータに対するこの形成プロセスを数値的に調査します。これは、この研究ではIMBHの成長とフィードバックが無視されていることを意味します。$10^5〜\rmM_\odot$の大規模なIMBHのみがホスト矮星（$\約10^{10}〜\rmM_\odot$）の中央領域に沈み、その恒星によって重力で閉じ込められることがわかりますほとんどの小人モデルで1Gyr未満の核。また、$[1-30]\times10^3〜\rmM_\odot$の軽量IMBHは、低質量矮星（$\約10^{9}〜\rmM_\odot$）の中心に沈んでいることもわかります）より効率的な動摩擦（DF）による。さらに、IMBHが中心に、まれに中心に到達する前にバイナリを形成できることを示します。これにより、IMBHが合流し、LISAで検出できる重力波が放出される可能性があります。最後に、UCDでのMBH形成に必要なIMBHの数と、IMBHバイナリおよび合併における恒星核の物理的な役割について説明します。
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_The_M_BH-Host_Relations_at_0.2 |
| Authors |
Jennifer_I-Hsiu_Li,_Yue_Shen,_Luis_C._Ho,_W._N._Brandt,_Elena_Dalla_Bont'a,_G._Fonseca_Alvarez,_C._J._Grier,_J._V._Hernandez_Santisteban,_Y._Homayouni,_Keith_Horne,_B._M._Peterson,_D._P._Schneider,_Jonathan_R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02522 |
SloanDigitalSkySurveyReverberationMapping（SDSS-RM）プロジェクトからの10個のクエーサーのホスト銀河のパイロットハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像研究の結果を示します。BHと恒星の質量で1桁以上を調査するサンプルは、z>0.3を超えるBH-ホスト相関を、シングルエポック分光法ではなく残響マッピングからの信頼性の高いBH質量で研究する最初の統計サンプルです。2つのHSTバンド（UVIS-F606WとIR-F110W）で画像分解を実行して、ホストカラーを測定し、広帯域カラーと質量対光比の経験的関係を使用して恒星の質量を推定します。私たちのターゲットの恒星の質量は、主にバルジコンポーネントによって支配されています。私たちのサンプルのBH質量と恒星質量は、ローカルRMAGNと静止バルジ支配銀河で見つかった同じ相関に広く従い、M_BH-M_*、z〜0.6へのバルジ関係に進化の強い証拠はありません。さらに、HSTイメージング分解からのホスト光の割合を、スペクトル分解から推定されたものと比較します。両方の方法で得られた宿主画分の間に良い相関が見られました。ただし、スペクトル分解から導出されたホストフラクションは、画像化分解からのそれよりも体系的に約30％小さく、両方のアプローチで異なる体系を示しています。この研究は、高い赤方偏移で直接RMベースのBH質量を持つクエーサーの今後のより野心的なホスト銀河研究への道を開きます。
高度にイオン化されたガスによって探査されたAGNにおけるキロパーセクスケールのジェット駆動フィードバック：MUSE / VLTの視点
| Title |
Kiloparsec-scale_jet-driven_feedback_in_AGN_probed_by_highly_ionized_gas:_a_MUSE/VLT_perspective |
| Authors |
Alberto_Rodr\'iguez-Ardila_(1,2),_Marcos_Antonio_Fonseca-Faria_(2)_((1)_LNA/MCTIC,_(2)_INPE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02530 |
MultiUnitSpectroscopicExplorer（MUSE）の光学分光法をX線およびラジオデータと組み合わせて使用し、5つのローカルな近くのアクティブな銀河核（AGN）のサンプルのフィードバックの高イオン化ガス（HIG）相を調べます。MUSEの優れた視野と感度のおかげで、コロナライン[FeVII]$\lambda$6089によって追跡されたHIGは、これまで見られなかったスケール（サーカスの700pcから最大2kpcまで）に及ぶことがわかりましたNGC5728およびNGC3393。ガスの形態は複雑で、ラジオジェットとX線の放出に密接に従っています。輝線の比率は、無線ジェットの通過によって生成される衝撃によるガス励起を示唆しています。このシナリオは、HIG用に導出された物理的条件によってさらにサポートされ、低出力無線ジェットを使用したAGNにおける機械的フィードバックの重要性を強調しています。
$ \ lambda \ lambda $ 6196、6614 {\ AA}でよく相関するDIBとそれらの可能なコンパニオン
| Title |
The_well_correlated_DIBs_at_$\lambda\lambda$_6196,_6614_{\AA}_and_their_possible_companions |
| Authors |
A._Bondar_(IC_AMER_of_the_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02651 |
ここで考慮されるのは、5つの拡散星間バンド（DIB）間の相互関係です：$\lambda\lambda$5545、6113、6196、6445および6614\r{A}。2つのDIB（$\lambda$6196と$\lambda$6614\r{A}）は互いに既知であり、相互に関連しています。他の3つの弱いバンドとの関係が初めて調査されました。このタスクを実行するには、高信号対雑音比（S/N）が54のホットOの高解像度スペクトル（$\lambda/\Delta\lambda$$\約$100,000）を使用します。1.45等が使われました。測定された等価幅の分析により、これらの5つのDIBの強度間の線形依存性を確立し、線形相関係数を0.968〜0.988まで評価できました。このような相関関係は、それらの共通の起源を示している可能性があります。これらのDIB間に見られる波数のいくつかの間隔は、$\lambda\lambda$16.4、11.3、7.7、6.2および3.3$\mu$mでIR放出をもたらす一部のPAHの振動遷移のエネルギーに対応しています。
球状星団系を用いた近くのレッドナゲットの大量降着履歴の再構築
| Title |
Reconstructing_the_mass_accretion_histories_of_nearby_Red_Nuggets_with_their_globular_cluster_systems |
| Authors |
Michael_A._Beasley,_Ryan_Leaman,_Ignacio_Trujillo,_Mireia_Montes,_Alejandro_Vazdekis,_N\'uria_Salvador_Rusi\~nol,_Elham_Eftekhari,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Ignacio_Martin-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02751 |
大規模な銀河は、その場での崩壊とその場での降着の組み合わせによって形成されることが一般に認識されています。ガスの崩壊と圧縮が$z>1$で見られる大規模なコンパクトシステム（青と赤の「ナゲット」）の形成につながる、その場でのコンポーネントが早期に形成されます。その後の衛星の降着により、ex-situマテリアルが取り込まれ、これらのナゲットのサイズと質量が大きくなり、ローカルで見られる巨大な初期型銀河（ETG）として表示されます。降着プロセスの確率論のために、いくつかのまれなケースでは、赤いナゲットがex-situ質量降着をほとんど受けていない現在に進化します。結果として得られる巨大でコンパクトな古代の物体は「遺物銀河」と呼ばれています。これらのシステムを特徴付けるには、詳細な恒星個体群と運動学的分析が必要です。ただし、追加の重要な側面は、形成以降に彼らが付着したex-situ質量の割合を決定することです。球状銀河系は、この割合を制限するために使用できます。これは、大規模な銀河内の最も古く、金属が少ない球状星団は、主に降着されたex-situ集団であるためです。遺物銀河とそれらの球状星団システムの形成のモデルは、それらの初期の圧縮と暗黒物質支配衛星の限られた降着のために、遺物銀河は同じ恒星質量のETGと比較して特徴的に低い暗黒物質質量分率を持っているべきであることを示唆しています。
射手座dSphの最後の息
私たちは、GaiaDataRelease2の天文学および測光データと、他のさまざまな調査からの視線速度を使用して、射手座矮小銀河の3D構造と運動学を研究します。測光データと天文学データの組み合わせにより、天の川の前景からSgrメンバーの星を非常にきれいに分離できます。私たちの最終カタログには、等級G<18の2.6e5の候補メンバーが含まれており、それらの半分以上が赤い塊星です。私たちは、平均適切な運動とその範囲30x12度にわたるその分散のマップを作成して分析します。これは、いくつかの興味深い特徴を示しています。固有の3D密度分布（方向、厚み）は、運動学によって強く制約されています。残骸は、主軸が軌道速度から45度を指し、最大で約5kpcまで伸びる縦長の構造であり、ストリームに移行することがわかります。破壊されたSgr銀河の過去N体シミュレーションの大規模なスイートを実行します。過去の2.5Gyrにわたって天の川を周回しているため、残骸（ストリームではない）の観測された特性を再現するように調整されています。利用可能な制約の豊富さは、狭い範囲のパラメーターのみが観測と一致する最終状態を生成することを意味します。残骸の総質量は〜4e8Msunで、その約4分の1が星にあります。銀河は著しく平衡から外れており、その中心密度でさえ、潮汐力に耐えるために必要な限界を下回っています。Sgr銀河は最終的に負傷しており、次のGyrで完全に破壊されると結論付けています。
z〜1-2星形成円盤の回転曲線：有核暗黒物質分布の証拠
| Title |
Rotation_Curves_in_z~1-2_Star-Forming_Disks:_Evidence_for_Cored_Dark_Matter_Distributions |
| Authors |
R._Genzel,_S.H._Price,_H._\"Ubler,_N.M._F\"orster_Schreiber,_T.T._Shimizu,_L.J._Tacconi,_R._Bender,_A._Burkert,_A._Contursi,_R._Coogan,_R.L._Davies,_R.I._Davies,_A._Dekel,_R._Herrera-Camus,_M._Lee,_D._Lutz,_T._Naab,_R._Neri,_A._Nestor,_A._Renzini,_R._Saglia,_K._Schuster,_A._Sternberg,_E._Wisnioski,_S._Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03046 |
高品質のH{\alpha}またはCO回転曲線（RC）を、41個の大きな大規模な星形成円盤銀河（SFG）のいくつかのReに、宇宙銀河の進化のピーク（z〜0.67-2.45）にわたって報告します。ESO-VLT、LBT、およびIRAM-NOEMAで撮影。ほとんどのRC41SFGには、平衡ダイナミクスによって説明される反射対称RCがあります。主軸位置速度カットを、バルジ、乱流回転ディスク、および暗黒物質（DM）ハローを使用したビームたたみ込みフォワードモデリングに適合させます。恒星および分子ガスの質量、光学光の有効半径と傾斜、および存在量の一致するスケーリング関係からのDM質量の事前値を含めます。z>1.2SFGの3分の2以上は、通常は5.5kpcの数回のReでバリオン支配され、最大ディスク（<fDM（Re）>=0.12）未満のDMフラクションを持っています。赤方偏移が低い場合（z<1.2）、その割合は3分の1未満です。DMフラクションは、バリオン角運動量パラメータ、バリオン表面密度、バルジ質量と反比例します。推論された低DMフラクションは、ディスクとハロー全体には適用できませんが、平坦化された、またはコアのある内部DM密度分布をより適切に反映します。NFW分布に対するこれらのコアの典型的な中央の「DM欠損」は、バルジ質量の約30％です。観測結果は、第1世代の大規模ガスリッチハローにおけるバリオンの急速な放射状輸送と整合しており、グローバルに重力不安定なディスクを形成し、大規模なバルジと中央ブラックホールの効率的な構築をもたらします。動的摩擦による加熱とAGNフィードバックの組み合わせにより、DMが初期の尖点から外れる可能性があります。
流出は、近くで急速に進化する潮汐破壊イベントAT2019qizの光の上昇を促進します
| Title |
An_outflow_powers_the_optical_rise_of_the_nearby,_fast-evolving_tidal_disruption_event_AT2019qiz |
| Authors |
M._Nicholl,_T._Wevers,_S._R._Oates,_K._D._Alexander,_G._Leloudas,_F._Onori,_A._Jerkstrand,_S._Gomez,_S._Campana,_I._Arcavi,_P._Charalampopoulos,_M._Gromadzki,_N._Ihanec,_P._G._Jonker,_A._Lawrence,_I._Mandel,_P._Short,_J._Burke,_D._Hiramatsu,_D._A._Howell,_C._Pellegrino,_H._Abbot,_J._P._Anderson,_E._Berger,_P._K._Blanchard,_G._Cannizzaro,_T.-W._Chen,_M._Dennefeld,_L._Galbany,_S._Gonzalez-Gaitan,_G._Hosseinzadeh,_C._Inserra,_I._Irani,_P._Kuin,_T._Muller-Bravo,_J._Pineda,_N._P._Ross,_R._Roy,_B._Tucker,_L._Wyrzykowski,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02454 |
66MpcのAT2019qizは、これまでで最も近い光潮汐破壊イベント（TDE）であり、人口の大部分とかすかな高速のイベントiPTF16fnlの中間の明るさです。その近接により、最大光のかなり前に、多波長および分光学的フォローアップの非常に早期の検出およびトリガーが可能になりました。ホスト銀河の速度分散とTDE光度曲線への適合は、ブラックホールの質量$\約10^6$M$_\odot$を示し、$\約$1M$_\odot$の星を破壊します。包括的なUV、光学、およびX線データを分析することにより、初期の発光が流出によって支配され、光度の進化が$L\proptot^2$であり、一定速度（$\gtrsim2000$km/s）、および$v=3000-10000$km/sで最初にブルーシフトされたHおよびHeIIプロファイルを生成するライン形成領域。最高速の光学式イジェクタは、無線検出から推定される速度に近づくため、同じ流出が高速の光学的上昇と無線放射の両方の原因である可能性があります-この接続がTDEで初めて決定されたとき。光度曲線の上昇は、最大光量の$35\pm1.5$日前に始まり、AT2019qizが光子が脱出できる半径に達するとピークになります。次に、光球は突然遷移し、最初は一定の半径で冷却され、次に一定の温度で収縮します。同時に、ブルーシフトがスペクトルから消え、ボーエン蛍光線（NIII）が目立つようになり、X線の光の曲線が$\約10^{41}$ergでピークになる一方で、遠紫外光子の発生源を示します/s。したがって、このイベントではすぐに降着が始まり、衝突駆動の流出モデルより降着駆動が好まれました。流出のサイズと質量は、このTDEと他の光学TDEにおける大きなX線比を説明するために必要な再処理層と一致しています。
流体力学$ \ gamma $ -rayバーストジェットの構造
打ち上げ後、GRBジェットはブレイクアウト前に高密度の媒体を伝搬します。ジェットと媒体の相互作用により、しばしば「構造化ジェット」と呼ばれる、複雑な構造化流出が形成されます。この構造は、最終的にそれらの排出シグネチャを決定するため、GRBを理解する上で不可欠です。ただし、これまでのところ、発生後のジェット形態を設定する基礎となる物理学はまだ調査されておらず、そのモデリングは主にアドホック関数を想定して行われてきました。ここでは、3Dシミュレーションのセットを使用して、ブレイクアウト後の流体力学的ロングおよびショートGRBジェットの進化を追跡し、物理的に動機付けされたGRBジェットのブレイクアウト後の流出構造を提供します（弱く磁化されたジェットの構造が進行中です）。私たちのシミュレーションは、繭からジェットに成長して不安定化するレイリー・テイラー指を特徴としています。ジェット繭の材料の混合により、2つの間に以前に特定されていない領域が生じます。これは、ジェット繭の境界（JCI）と呼ばれます。lGRBでは混合が強く、ほとんどの流出エネルギーがJCIにドリフトします。媒体が軽いsGRBでは、混合は弱く、JCIとジェットコアは同等のエネルギー量を保持します。注目すべきことに、すべてのシステムのジェット構造（コアとJCI）は、パワーと速度の単純な角度べき乗則分布によって特徴付けられ、べき乗則インデックスは混合のレベルにのみ依存します。この結果は、一般的に使用されるべき乗則角度分布をサポートし、ガウスジェットモデリングに不利です。繭が支配する大きな角度では、角構造と放射状構造の両方を含む構造がより複雑になります。混合はプロンプトライトカーブを形成し、lGRBの典型的な残光がsGRBの残光と異なることを意味します。私たちが提供する予測は、即時および残光観測からジェット特性を推測するために使用できます。
NGC 6946でのSN 2017eawの遅い時間の星周相互作用の検出
| Title |
Detection_of_Late-Time_Circumstellar_Interaction_of_SN_2017eaw_in_NGC_6946 |
| Authors |
Kathryn_E._Weil,_Robert_A._Fesen,_Daniel_J._Patnaude,_Dan_Milisavljevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02496 |
NGC6946で観測された10番目の超新星であるSN2017eawは、推定11〜13Msunの超大型先祖を持つ通常のタイプII-P超新星でした。ここでは、過去に公開されたスペクトルのエポックを過ぎて約50〜400日にわたって、最大値+545日と+900日後のSN2017eawの星雲相スペクトルを示します。+545日のスペクトルは+400日から+493日の間に取得されたスペクトルに似ていますが、+900日のスペクトルは、スペクトルの特徴と輝線プロファイルの両方に劇的な変化を示しています。Halphaエミッションはフラットトップ型でボックスのようなもので、青と赤の鋭いプロファイル速度は約-8000および+7500km/sです。これらの遅い時間のスペクトル変化は、質量損失殻との強力な星周の相互作用を示しており、爆発の約1700年前に放出されました。SN2017eawの+900日のスペクトルは、爆発の2〜3年後に観測されたSN2004etおよびSN2013ejに見られるものと類似しています。明るいSNeII-Pのレイトタイムモニタリングの重要性と、SNII-Pの進化における超新星以前の質量損失イベントの性質について説明します。
| Title |
Theoretical_prediction_of_presupernova_neutrinos_and_their_detection |
| Authors |
Chinami_Kato,_Koji_Ishidoshiro_and_Takashi_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02519 |
SN1987Aからの超新星ニュートリノの検出が成功してから約30年が経過した。過去数十年間、ニュートリノ検出技術は目覚ましい進歩を遂げており、新しい超新星（pre-SN）ニュートリノからニュートリノを検出できる可能性があります。それらは、コアバウンスの前に巨大な星から放出されます。ニュートリノはコアから自由に脱出するため、恒星の物理学に関する情報を直接伝えます。SN以前のニュートリノは、大質量星の恒星進化の理解を検証する上で重要な役割を果たすかもしれません。また、SN以前のニュートリノの観測は、前駆細胞が私たちの近くにいる場合、数日前に超新星爆発に関する警報として役立ち、次の銀河超新星を観測することができます。このレビューでは、理論的および観測的観点の両方からのプレSNニュートリノ研究の現状を要約します。
宇宙線の効率的な源としての銀河中心
フェルミ泡と過剰なガンマ線放出が発見された後、銀河センターは一次宇宙線（CR）の起源と加速におけるその役割を理解することを目的として注目を集めています。拡散/再加速モデルに基づいて、GALPROPソフトウェアを使用して宇宙線の拡散方程式を解き、その結果を銀河中心のいくつかのエネルギー源と生成された拡散GeVの関係によって動機付けされたCRスペクトルと比較しますTeVガンマ線。宇宙線の分布、銀河中心からのガンマ線フラックスを計算し、地球で観測された宇宙線のスペクトルと化学組成への寄与を調査します。また、異なる星間ガスモデルとの核相互作用の影響についても説明します。
3つのExtreme TeVブレーザーの光学的変動性
| Title |
Optical_Variability_of_Three_Extreme_TeV_Blazars |
| Authors |
Ashwani_Pandey,_Alok_C._Gupta,_G._Damljanovic,_P._J._Wiita,_O._Vince,_and_M._D._Jovanovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02652 |
2つの望遠鏡（1.3mDevasthal高速光学望遠鏡、および1.04mSampuranand望遠鏡）で撮影した、3つの極端なTeVブレーザー、1ES0229$+$200、1ES0414$+$009、および1ES2344$+$514の光学測光観測の結果を示します。）インドと2013年から2019年の間にセルビアで2つ（1.4mのミランコビ望遠鏡と60cmのネデリコビ望遠鏡）。フラックスとスペクトルの変動性をさまざまなタイムスケールで調査しました。パワー強化{\itF}検定とネストされた分散分析検定を使用して、フラックスの変化についてこれらのブレザーの合計36日分の$R-$band光曲線を調べました。35日間で有意な日内変動は検出されず、1つの陽性検出では変動の振幅は2.26％しかありませんでした。毎年のタイムスケールでは、3つすべてのブレザーがすべての光波帯で明確なフラックス変動を示しました。1ES0229$+$200の$B-R$カラーインデックスを使用して計算された加重平均光学スペクトルインデックス（$\alpha_{BR}$）は2.09$\pm$0.01でした。また、単一のべき法則（$F_{\nu}\propto\nu^{-\alpha}$）光学（{\itVRI}）スペクトルエネルギー分布。より明るいときのより明るいトレンドは、blazar1ES0414$+$009でのみ検出されました。さまざまなタイムスケールでこれらのブレザーで観測されたフラックスとスペクトル変化の原因となる可能性のあるさまざまな物理的メカニズムについて簡単に説明します。
活動銀河核における磁気再結合加熱コロナ：洗練されたディスクコロナモデルと広帯域放射への応用
| Title |
Magnetic-reconnection-heated_corona_in_active_galactic_nuclei:_refined_disc-corona_model_and_application_to_broad-band_radiation |
| Authors |
Huaqing_Cheng,_B._F._Liu,_Jieying_Liu,_Zhu_Liu,_Erlin_Qiao,_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02665 |
活動銀河核（AGN）研究における長年の疑問は、コロナがどのように加熱されて、コロナ内の粘性加熱から生じる放射よりもはるかに強いX線放射を生成するかです。この論文では、コロナへの磁気リコネクション加熱の詳細な調査を実施します。具体的には、ディスクとコロナが磁場とどのようにして首尾一貫して結合しているか、および出現するスペクトルがAGNの基本パラメータにどのように依存しているかを調べます。ブラックホールの質量、降着速度、および磁場強度の限られた範囲内で、結合ディスクとコロナから、光からX線までの幅広いバンドパスにわたるさまざまなスペクトル形状と光度を生成できることが示されています。光学/紫外線（UV）に関するX線放射の相対強度は、ディスク内の磁場の強さに依存します。これは、降着率と共に、コロナで輸送および放出される降着エネルギーの割合を決定します。次に、この洗練されたディスクコロナモデルを適用して、X線と光学/UVで同時に観測された20個の明るいローカルAGNのサンプルの広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）を再現します。一部のオブジェクトではかなり硬いX線スペクトル形状を除いて、一般に、観測された広帯域SED全体を合理的に再現できることがわかります。AGNの標準降着円盤について以前に予測されたように、放射圧が支配的な領域は、強いX線源では消え、AGN降着円盤が実際に観測されたとおり確かに一般的に安定していることを明らかにします。私たちの研究は、明るいAGNの広帯域スペクトルを理解するための有望なアプローチである磁場を含むディスクコロナカップリングモデルを示唆しています。
出産時の磁気活動の証拠：クラス0プロトスターHOPS 383からの強力なX線フレア
| Title |
Evidence_for_magnetic_activity_at_starbirth:_a_powerful_X-ray_flare_from_the_Class_0_protostar_HOPS_383 |
| Authors |
Nicolas_Grosso_(LAM),_Kenji_Hamaguchi_(CRESST,_GSFC),_David_Principe,_Joel_Kastner_(Center_for_Imaging_Science,_RIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02676 |
環境。クラス0のプロトスターは、太陽系の星の最も初期の進化段階を表しており、その間、システムの質量の大部分は、ガスとダストの落下するエンベロープに存在し、まだ中央の初期の星にはありません。X線はより進化した原始星や若い星の磁気活動の重要な特徴ですが、そのような磁気活動がクラス0の段階で存在するかどうかはまだ議論されています。ねらい。X線で真正なクラス0プロトスターを検出することを目的としています。メソッド。2017年12月に、チャンドラX線天文台（$\sim$84ks）を使用したX線および南天物理学研究用望遠鏡を使用した近赤外線イメージングで、HOPS383を観測しました。結果。HOPS383は、強力なフレア中にX線で検出されました。この硬い（E>2keV）X線の対応物は、HOPS383によって発射される無線熱ジェットのベースとなるHOPS383の北西4cmの構成要素と空間的に一致しました。フレア期間は$\sim$3.3時間でした。ピークでは、X線の明度は2-8keVのエネルギーバンドで$\sim$4x1E31ergs--1に達しました。これは、HOPS383からの検出されない静止放射のレベルよりも少なくとも1桁大きいレベルです。X線フレアスペクトルは非常に吸収され（NH$\sim$7x1E23cm--2）、中性または低電離に起因する$\sim$1.1keVの同等の幅を持つ6.4keVの輝線を表示します。鉄。結論。HOPS383からの強力なX線フレアの検出は、磁気活動が太陽型星の初期の形成段階に存在する可能性があることの直接の証拠を構成します。
フェルミブライトブレイザーのスペクトルエネルギー分布の曲率の起源と進化について
| Title |
On_the_Origin_and_Evolution_of_Curvature_of_the_Spectral_Energy_Distribution_of_Fermi_Bright_Blazars |
| Authors |
Muhammad_Anjum,_Liang_Chen,_Minfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02723 |
ブレザーのスペクトルエネルギー分布（SED）におけるスペクトル曲率の起源と進化はまだ不明です。観測されたSED曲率は放出電子エネルギー分布（EED）の固有曲率に関連しているので、曲率パラメーターとピークエネルギーを備えた対数放物線EEDを使用して、シンクロトロンと逆コンプトン（IC）プロセスを使用したFermiLATブライトAGNサンプル（LBAS）。対数放物線ICモデルは、サンプル内のすべてのブレザーでの放出をうまく説明できることがわかります。平均して、FSRQはBLラックよりも高い磁場、ドップラー係数、および曲率を持っています。BLラックは、EEDの曲率パラメータとそのピークエネルギーの間に反相関を示します。これは、確率的加速のサインです。FSRQはそのような相関関係を明示せず、これらのパラメーター間に穏やかな正の関係を示します。これは、BLラックのスペクトル曲率の進化が強い確率的加速コンポーネントによって支配されているのに対し、FSRQの曲率は、追加の外部コンプトン（EC）コンポーネントのために、冷却が支配的な領域で進化することを示唆しています。FSRQの強力な冷却は、電子ピークエネルギーを制限するだけでなく、EEDを放出する高エネルギーのテールに余分な曲率を追加します。曲率はFSRQから高ピークBLラック（HBL）に向かって減少し、ピークエネルギーとは反対です。曲率パラメーターは、ピーク周波数と光度に加えて、ブザーシーケンスの3番目のパラメーターと見なすことができます。
構造化ジェットシナリオ下での短いガンマ線バーストの輝度分布
| Title |
The_Luminosity_Distribution_of_Short_Gamma-Ray_Bursts_under_a_Structured_Jet_Scenario |
| Authors |
Qi_Guo,_Daming_Wei,_Yuanzhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02748 |
GRB170817Aの輝度は、他のsGRBの輝度よりもはるかに低くなっています。電波残光放射の超光速運動の測定により、相対論的ジェットの存在が確認され、放射の特徴は構造化ジェットモデルによって十分に説明できます。このペーパーでは、構造化（ガウス）ジェットモデルに基づいて、sGRBの光度分布と赤方偏移を伴うその進化を計算し、近くのsGRB（200Mpc未満の光度距離など）について、赤方偏移で典型的な光度が増加することを確認します典型的なガンマ線の光度は、およそ10^47-10^48ergs-1であり、GRB170817Aの非常に低い放射光度を自然に説明しています。我々は、フェルミGBMによってsGRBの検出確率を導き出し、sGRBの予測検出率は数百Mpcの距離内で約1年-1に過ぎないことを発見しました。観測された特性に対するマージ時間分布のべき乗則指数{\alpha}の影響を調査し、観測された光度と視野角分布にほとんど影響がないことを発見しました。ただし、{\alpha}の値が異なると、観測されたsGRBの数の分布がまったく異なるため、sGRBの数の観測された分布を通じて{\alpha}の値を決定できることは非常に興味深い。ベイジアン法を使用して定量分析を行い、既知の赤方偏移を持つ観測されたsGRBの数が200を超える場合に{\alpha}の値が識別されることを発見しました。最後に、ガンマ線光度分布の結果を既知の赤方偏移を持つsGRBと、結果が観測と一致していることがわかりました。これは、シミュレーション結果が観測された光度分布をよく再現できることを意味します。
潮汐破壊イベントにおける相対論的降着円盤
| Title |
Relativistic_accretion_disc_in_tidal_disruption_events |
| Authors |
T._Mageshwaran_(TIFR,_India)_and_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02764 |
時間依存の相対論的降着モデル（TDE）を構築します。このモデルでは、$\alpha-$粘度とガス圧が支配する圧力を使用します。また、完全および部分破壊TDEの両方の質量フォールバック率$\dot{M}_f$を含め、落下するデブリが時間$t_c$でシードディスクを形成すると仮定します。そしてブラックホールへの降着による質量損失。さらに、ディスクの角運動量パラメータに依存するディスク高さの明示的な形式を導出します。質量の追加により、ディスクの表面密度は初期に増加し、質量のフォールバック率が減少するにつれて減少し、その結果、ディスクの質量$M_{\rmd}$が減少し、$M_{\rmd}\proptot^{-1.05}$と$M_{\rmd}\proptot^{-1.38}$の時間発展は、それぞれ完全および部分破壊TDEで、$t$は時間パラメータ。ボロメータの光度$L$は、全体および部分的な乱れに対して$L\proptot^{-1.8}$および$L\proptot^{-2.3}$によって与えられる遅い時間の指数法則に従う上昇と下降を示しますそれぞれTDE。得られた明度は、$L\propto\dot{M}_f$を使用して推定された明度よりも速く低下します。また、さまざまなスペクトルバンドの光度曲線を計算します。
連星中性子星インスパイラルの視野角からの標準サイレンの系統的不確実性
| Title |
Systematic_uncertainty_of_standard_sirens_from_the_viewing_angle_of_binary_neutron_star_inspirals |
| Authors |
Hsin-Yu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02779 |
重力波標準サイレンによるハッブル定数の独立した測定は、局所的なはしごとプランクの実験の間の張力に光を当てる可能性があります。したがって、標準的なサイレン方式の体系的な不確実性の原因を完全に理解することが重要です。このペーパーでは、標準的なサイレンの体系的な不確実性を支配する可能性のある2つのシナリオに焦点を当てます。まず、連星中性子星合体の電磁対応のシミュレーションは非球面放射を示唆しているので、標準のサイレン法に利用できる連星は、視野角によって選択できます。この選択効果により、穏やかな選択でもハッブル定数測定で$\gtrsim2\％$バイアスが発生する可能性があり、標準のサイレン方式ではハッブル定数の張力を解決することが困難になります。第2に、バイナリの視野角が対応する電磁観測によって制約されているが、制約のバイアスが$\sim10^{\circ}$で制御されていない場合、ハッブル定数の結果の系統的不確実性は$>3\％$になります。。さらに、重力波観測からの視野角測定では、両方の体系を完全に開示することはできません。標準的なサイレンの既知の支配的な系統的不確実性、重力波キャリブレーションの不確実性と比較すると、視野角の影響がより顕著になる可能性があります。
ULXに対応するNIR（III）：測光調査と選択された分光結果の完了
| Title |
NIR_Counterparts_to_ULXs_(III):_Completing_the_photometric_survey_and_selected_spectroscopic_results |
| Authors |
K._M._L\'opez,_M._Heida,_P._G._Jonker,_M._A._P._Torres,_T._P._Roberts,_D._J._Walton,_D.-S._Moon_and_F._A._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02795 |
$\simeq$10Mpc以内の超発光X線源（ULX）に対応する近赤外線（NIR）候補の対応物を探すために、残りの線源からの結果を提示します。15の銀河で23のULXを観察し、そのうちの6つに対応するNIR候補を検出しました。これらのうち2つは、単一の赤い超巨星（RSG）と一致する絶対等級を持っています。3つの対応物は、RSGには明るすぎ、空間的に拡張されているため、それらを恒星クラスターとして分類します。もう1人の候補者は、RSGには弱すぎます。さらに、5つのソースのNIR分光フォローアップの結果を示します。元々はRSGとして分類されていた4つと、以前の測光に基づいて1つは星団として分類されたものです。星団候補は実際には星雲です。4つのRSG候補のうち、1つの線源は$\simz=1$だけ赤方偏移した広いH$\alpha$輝線を持ち、バックグラウンドAGNになります。他の2つのソースは、RSGであることに一致する恒星スペクトルを示しています。最終的なRSG候補は分類するには暗すぎますが、スペクトルに強い（星雲）輝線は表示されません。38のULXの候補となる候補を検出した、113のULXに対するNIRの対応を検索した後、12の性質を分光学的に確認しました。これらの可能な5つのULX-RSGバイナリシステムは、観測されたULXの$\simeq$$（4\pm2）\％$を構成します。これは、バイナリ進化シミュレーションで予測されたものよりも約4倍大きい割合です。
局所宇宙の低周波選択された電波銀河のサンプルからの$ \ gamma $線放出の検索
| Title |
A_search_for_$\gamma$-ray_emission_from_a_sample_of_local_universe_low-frequency_selected_radio_galaxies |
| Authors |
Max_Harvey,_Cameron_B._Rulten_and_Paula_M._Chadwick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02831 |
電波銀河は珍しい$\gamma$-rayエミッターであり、低赤方偏移の電波銀河のみがFermi-LATで検出されます。しかし、それらは活発な銀河の放出メカニズムについての潜在的な洞察を提供します。特に、地球に対するジェットの整列は、ブレーザーとは異なり、それらの放出が必ずしもジェット支配ではないことを意味します。新しい$\gamma$線を放射する電波銀河を検索するために、Fermi-LATデータを使用して、BolognaCompleteSampleから78の電波銀河の公平な調査を実行します。このサンプルに含まれる6つの既知のフェルミLAT検出電波銀河のうち4つからの統計的に有意な$\gamma$線放出を観察し、以前に検出されなかった4つの電波銀河と空間的に一致する$\gamma$線放出の証拠を見つけます。大きなパラメーター空間が検索されると、確率分布を計算して、look-elsewhere効果を計算します。これらの4つの空間的に一致するサブしきい値の$\gamma$線の超過は、偶然の関連である可能性が高く、電波銀河からの放射である可能性は低いことがわかります。フラックスの上限は、$\gamma$線の放射が観測されない電波銀河に対して計算されます。
低質量のX線連星におけるバースト上昇中の光学活動とX線活動の間の12日間の遅延
| Title |
A_12_day_delay_between_optical_and_X-ray_activity_during_outburst_rise_in_a_low-mass_X-ray_binary |
| Authors |
A._J._Goodwin_(1),_D._M._Russell,_D._K._Galloway,_M._C._Baglio,_A._S._Parikh,_D._A._H._Buckley,_J._Homan,_D._M._Bramich,_J._J._M._in_'t_Zand,_C._O._Heinke,_E._J._Kotze,_D._de_Martino,_A._Papitto,_F._Lewis,_and_R._Wijnands_((1)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_University,_Clayton,_3800,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02872 |
中性子星の降着などのX線トランジェントは定期的に爆発しますが、これは降着円盤の熱粘性不安定性が原因であると考えられています。通常、降着中性子星のバーストは、降着円盤が不安定になり、永続的なX線フラックスがX線宇宙観測所のすべてのスカイモニターで検出可能なしきい値に達したときに識別されます。ここでは、降着開始中性子星低質量X線バイナリシステムの既知の光学、UV、およびX線モニタリングの最も早い組み合わせの観察結果を示します。2019年のバーストの開始時に、光学$i'$バンドの大きさの最初の増加（7月25日）とSwift/XRTおよびNICERを使用した最初のX線検出（8月6日）の間に12日間の遅延が観察されましたSAXJ1808.4--3658、および2日間のUVからX線への遅延。得られた多波長観測を提示し、ディスク不安定性モデルを含むX線過渡現象のバーストの理論と、遅延の影響について説明します。この研究は、以前は感度の低いすべてのスカイモニターでしか測定されていなかった、低質量のX線バイナリでのバーストの開始時の光学からX線への放射の遅延の重要な確認です。爆発はディスク内の水素のイオン化によって引き起こされるという観測的証拠が見つかり、大量のヘリウムの存在が加熱フロントの伝播に役割を果たし、爆発の開始を遅らせる可能性があることを提案します。
GELATICAネットワーク下のTELゴニオメーターが取得したデータを使用した、連続する大規模空気シャワーの到着方向の違いの調査
| Title |
Investigation_of_the_arrivals_directions_differences_for_consecutive_Extensive_Air_Showers_using_the_data_taken_by_TEL_goniometer_under_GELATICA_network |
| Authors |
Yuri_Verbetsky_(1),_Manana_Svanidze_(1),_Abesalom_Iashvili_(1),_Ia_Iashvili_(2),_Levan_Kakabadze_(1),_Nino_Jonjoladze_(3)_((1)_E_Andronikashvili_Institute_of_Physics_under_Tbilisi_State_University_Tbilisi_Georgia,_(2)_The_State_University_of_New_York_at_Buffalo_USA,_(3)_J.Gogebashvili_Telavi_State_University_Telavi_Georgia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02881 |
テラビのEAS4検出器アレイTELによって取得された実験データを使用して、荷電粒子の総数の範囲が広い、連続する広範な空気シャワー（EAS）の正面の到着方向間の角度の分布を調べます。ステーションは、ジョージア州のGELATICAネット（ジョージアン大面積角度および時間一致配列）の一部であり、長距離にわたる個別のEASイベントの到着時間と方向の可能な相関の研究に専念しています。前述の方向は実際には本質的に独立しており、EAS到着時間と方向の同時相関の調査に使用できることが示されています。
長いGRBと短いGRBの普遍的な相関関係の発見と、明度関数と形成率の研究への応用
| Title |
Discovery_of_a_Universal_Correlation_For_Long_and_Short_GRBs_and_Its_Application_on_the_Study_of_Luminosity_Function_and_Formation_Rate |
| Authors |
Qi_Guo,_Da-Ming_Wei,_Yuan-Zhu_Wang_and_Zhi-Ping_Jin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02914 |
ガンマ線バースト（GRB）は宇宙で最も激しい爆発であることが知られており、観測可能なGRBプロパティ間のさまざまな相関関係が文献で提案されていますが、これらの相関関係のいずれも、長いGRBと短いGRBの両方に有効ではありません。この論文では、GRBの3つの迅速な放出特性、すなわち、時間積分のピークエネルギーである等方性ピーク光度$L_{\rmiso}$を使用して、長いGRBと短いGRBの両方に適した普遍的な相関の発見を報告します。プロンプト発光スペクトル$E_{\rmpeak}$、および「高信号」タイムスケール$T_{\rm0.45}$、$L_{\rmiso}\proptoE_{\rmpeak}^{1.94}T_{0.45}^{0.37}$。この普遍的な相関関係は、GRBプロンプトエミッションのプロパティを含むだけであり、アフターグローフェーズの情報を必要としません。これは、比較的偏りのない赤方偏移推定量として使用できます。ここでは、この相関関係を使用して短いガンマ線バーストの疑似赤方偏移を推定し、次にリンデンベル法を使用して、それらの光度関数と形成率のノンパラメトリック推定を取得します。明度関数は、薄暗いSGRBの$\psi（L_0）\propto{L_0^{-0.63\pm{0.07}}}$と$\psi（L_0）\propto{L_0^{-1.96\pm{0.28}}です}$明るいSGRBの場合、ブレークポイントは$6.95_{-0.76}^{+0.84}\times10^{50}erg/s$です。SGRBのローカル形成率は、約15イベント$\rmGpc^{-3}yr^{-1}$です。この普遍的な相関関係は、GRB物理学に重要な影響を与える可能性があり、長いGRBと短いGRBが同様の放射線プロセスを共有する必要があることを意味します。
MeerKATHI-MeerKATおよびその他の電波望遠鏡用のエンドツーエンドのデータ削減パイプライン
| Title |
MeerKATHI_--_an_end-to-end_data_reduction_pipeline_for_MeerKAT_and_other_radio_telescopes |
| Authors |
Gyula_I._G._J\'ozsa,_Sarah_V._White,_Kshitij_Thorat,_Oleg_M._Smirnov,_Paolo_Serra,_Mpati_Ramatsoku,_Athanaseus_J._T._Ramaila,_Simon_J._Perkins,_D\'aniel_Cs._Moln\'ar,_Sphesihle_Makhathini,_Filippo_M._Maccagni,_Dane_Kleiner,_Peter_Kamphuis,_Benjamin_V._Hugo,_W._J._G._de_Blok,_and_Lexy_A._L._Andati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02955 |
MeerKATHIは、国際的な協力によって組み立てられた電波干渉データ削減パイプラインの現在の開発名です。私たちは、MeerKATおよびその他の電波望遠鏡用に、公的に利用可能なエンドツーエンドの連続およびラインイメージングパイプラインを作成します。ハイダイナミックレンジの連続体画像や分光データキューブの生成に適した高度な技術を実装しています。コンテナー化を使用すると、パイプラインはプラットフォームに依存しません。さらに、グループ内で部分的に開発されたさまざまな高度なソフトウェアスイートを使用するための標準化されたアプローチを適用しています。パイプライン全体で分散コンピューティングアプローチを使用して、ユーザーがMeerKATなどの電波望遠鏡によって提供されるデータセットなどのより大きなデータセットを削減できるようにすることを目指しています。パイプラインは、ユーザーにデータ品質を効率的に評価する機会を与える一連のイメージング品質メトリックも提供します。
南極でのARIANNA検出器の角度と偏光の再構成の調査
| Title |
Probing_the_angular_and_polarization_reconstruction_of_the_ARIANNA_detector_at_the_South_Pole |
| Authors |
ARIANNA_Collaboration:_A._Anker,_S._W._Barwick,_H._Bernhoff,_D._Z._Besson,_N._Bingefors,_D._Garc\'ia-Fern\'andez,_G._Gaswint,_C._Glaser,_A._Hallgren,_J._C._Hanson,_S._R._Klein,_S._A._Kleinfelder,_R._Lahmann,_U._Latif,_Z._S._Meyers,_J._Nam,_A._Novikov,_A._Nelles,_M._P._Paul,_C._Persichilli,_I._Plaisier,_J._Tatar,_S._H._Wang,_C._Welling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03027 |
10^20eVまでのエネルギーを持つことができる超高エネルギー（UHE）宇宙線の発生源は謎のままです。UHEニュートリノは、宇宙線源の性質を理解するための重要な手がかりを提供する可能性があります。ARIANNAは、ニュートリノが氷と相互作用するときに粒子シャワーからのラジオ（アスカリャン）放出を介してUHEニュートリノを検出することを目的としています。ARIANNA無線探知機は、表面のすぐ下の南極の氷に配置されています。ニュートリノの観測では、氷と凍った媒体による歪みを最小限に抑えて、無線パルスが表面のアンテナに伝播する必要があります。南極氷コアプロジェクトの残余の穴を使用して、雪面の下1.7kmまでに配置された送信機から無線パルスが放射されました。これらの信号をARIANNAサーフェイスステーションで測定することにより、ニュートリノの方向を測定するために必要な角度および偏光再構成能力が定量化されます。検出器応答の生信号と氷を介した伝播による減衰をデコンボリューションした後、信号パルスは大きな歪みを示さず、無響室で行われたエミッターの基準測定と一致します。さらに、信号パルスは、主に垂直方向の氷の伝播の私たちのテストされたジオメトリの重要な複屈折を明らかにしません。送信された無線パルスの起源は、0.37度の角度分解能で測定されました。これは、無線パルスの偏波を適切に決定できれば、ニュートリノの方向を精度よく決定できることを示しています。本研究では、2.7度の偏光ベクトルの分解能を得ました。どちらの測定値も期待値に比べて有意なオフセットを示していません。
若い複数のシステムUX Tauriで継続的なフライバイ
| Title |
Ongoing_flyby_in_the_young_multiple_system_UX_Tauri |
| Authors |
F._Menard,_N._Cuello,_C._Ginski,_G._van_der_Plas,_M._Villenave,_J.-F._Gonzalez,_C._Pinte,_M._Benisty,_A._Boccaletti,_D.J._Price,_Y._Boehler,_S._Chripko,_J._de_Boer,_C._Dominik,_A._Garufi,_R._Gratton,_J._Hagelberg,_Th._Henning,_M._Langlois,_A.L._Maire,_P._Pinilla,_G.J._Ruane,_H.M._Schmid,_R.G._van_Holstein,_A._Vigan,_A._Zurlo,_N._Hubin,_A._Pavlov,_S._Rochat,_J.-F._Sauvage,_E._Stadler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02439 |
星間円盤と動的相互作用の兆候を探すために、若い複数のシステムUXタウリの観察結果を示します。JバンドとHバンドのSPHERE/IRDISディープ微分偏光画像を取得しました。また、ALMAアーカイブCOデータも使用しました。UXTauAのディスクから出る散乱光では、大きな拡張スパイラルがよく検出されます。南のスパイラルは、UXTauAとCの間のブリッジを形成します。2つの星を接続するブリッジを含むこれらのスパイラルは、すべてCO（3-2）ALMAから見た対応物。UXタウCのディスクは散乱光で検出されます。これはUXTauAのディスクよりもはるかに小さく、主軸が異なる位置角度に沿っており、ミスアライメントを示唆しています。データを解釈するために、PHANTOMSPH流体力学モデルを実行しました。散乱光スパイラル、CO放出スパイラル、回転ディスクの速度パターン、およびUXタウCのディスクのコンパクトさはすべて、UXタウAがごく最近（約1000年）密な通路によって摂動されたシナリオを指しています。UXタウCの
マイクロレンズ視差効果がない場合の孤立した恒星質量ブラックホールの検出
| Title |
Detecting_isolated_stellar-mass_black_holes_in_the_absence_of_microlensing_parallax_effect |
| Authors |
Numa_Karolinski_(McGill),_Wei_Zhu_(CITA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02441 |
重力マイクロレンズは、個体群合成モデルによると、銀河BHの主要な形態であると考えられている孤立した恒星質量ブラックホール（BH）を検出できます。以前のマイクロレンズデータでのBHイベントの検索は、重要なマイクロレンズ視差検出を伴う長時間スケールのイベントに焦点を当てていました。ここでは、BHイベントに優先的に長いタイムスケールがあるが、マイクロレンズ視差の振幅が非常に小さいため、ほとんどの場合、視差信号を統計的に有意に検出できないことを示します。次に、OGLE-2006-BLG-044は、その長いタイムスケールと小さなマイクロレンズ視差のために、BHイベントの候補であると特定します。私たちの調査結果は、マイクロレンズデータの将来のBH検索に影響を与えます。
マゼラン星系をOGLEする：赤い塊星からの大小マゼラン星雲の光学的赤化マップ
| Title |
OGLE-ing_the_Magellanic_System:_Optical_Reddening_Maps_of_the_Large_and_Small_Magellanic_Cloud_from_Red_Clump_Stars |
| Authors |
D._M._Skowron,_J._Skowron,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_I._Soszy\'nski,_\L._Wyrzykowski,_K._Ulaczyk,_R._Poleski,_S._Koz{\l}owski,_P._Pietrukowicz,_P._Mr\'oz,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Wrona,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02448 |
RedClump（RC）星の色特性から導出されたマゼラン雲（MC）の最も広範囲かつ詳細な赤化マップを示します。分析は、光学重力レンズ実験（OGLE-IV）の第4フェーズからの深い測光マップに基づいており、マゼラン星系領域の空の約670deg2をカバーしています。結果のマップは、大マゼランクラウド（LMC）で180度2、小マゼランクラウド（SMC）で75度2の赤化情報を提供し、MCの中央部分で1.7x1.7アーク分、約27x27に減少する解像度で周辺のアークミン。平均赤化は、LMCでE（V-I）=0.100+-0.043等級、SMCでE（V-I）=0.049+-0.024等です。RCスターの固有のカラーを決定する際に可能な限り最高の精度を得るために、RCカラーの計算方法を改良します。LMCの固有のRC色は$（V-I）_0=0.876+-0.013等であり、検証可能な範囲、つまり銀河中心から3度から9度までに色の勾配がないことを示しています。SMCの場合（V-I）_0=0.856+-0.016等で、銀河の中心から1〜4degの間で一定であり、その後にSMCの中心から4degを超えるとわずかに減少します。MCの赤みを帯びたマップは、ダウンロード可能な形式とインタラクティブなインターフェイスの両方でオンラインで利用できます。
高度に磁化された白色矮星の光度と質量-半径関係の抑制
| Title |
Suppression_of_luminosity_and_mass-radius_relation_of_highly_magnetized_white_dwarfs |
| Authors |
Abhay_Gupta_(IISc),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc),_Christopher_A._Tout_(Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02449 |
着磁した白色矮星の光度Lと、質量と半径の関係に対するその影響を調べます。モデルの白色矮星全体にガスの両方の成分を組み込むことにより、電子変性ガスが支配する内部コアと外部の理想ガス表面層またはエンベロープとの間の界面を一貫して取得します。これは、明度と磁場の異なるセットに対して、ニュートンフレームワークの静磁平衡、光子拡散、および質量保存方程式のセットを解くことによって得られます。必要に応じて、Kramerの不透明度ではなく、適切に磁気不透明度を使用します。温度が界面内で一定に設定されている場合、磁場がなくても、約10^{-2}の太陽の光度までの高い光度でさえ、チャンドラセカール制限が維持されることを示します。ただし、光子の拡散の影響である大半径の白色矮星の質量は増加しています。それにもかかわらず、中心磁場が約10^{14}Gの強い磁場が存在する場合、界面の温度が一定に保たれている場合でも、質量が約1.9太陽質量の超チャンドラセカール白色矮星が得られます。最も興味深いのは、小半径の磁気白色矮星が、その明度が約10^{-20}の太陽明度まで低下したとしても、超チャンドラセカールのままであることです。ただし、同じ質量と半径の関係にあるそれらの大半径の対応物は、低Lでのチャンドラセカールの結果と合体します。実質的に隠されています。
LWAで100 MHz未満のフレアスターを観測する
フレアスターADLeonis、Wolf424、EQPegasi、EVLacertae、UVCetiを約135時間観察しました。これらの星は、長波長アレイの干渉モードを使用して63〜83MHzで観測されました。フレアスターからの放射は通常円偏光であるため、ストークスIに存在する重要な検出はすべて、ストークスVにも存在し、フレアの可能性があると見なす必要があるという条件を使用しました。これに続いて、スターEQPegasiに対して1つの限界フレア検出を行いました。このフレアの光束密度は、ストークスIで5.91Jy、ストークスVで5.13Jyであり、輝度温度$1.75\times10^{16}（r/r_*）^{-2}$Kに対応しています。
V733 Cepheiの分野における3つの可変PMS星のBV（RI）c測光研究
| Title |
BV(RI)c_photometric_study_of_three_variable_PMS_stars_in_the_field_of_V733_Cephei |
| Authors |
Sunay_Ibryamov,_Evgeni_Semkov,_Stoyanka_Peneva,_Kristina_Gocheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02498 |
この紙のレポートは、2007年2月から2020年1月までの期間に収集された3つの可変前主系列星の最初の長期BV（RI）c測光CCD観測の結果です。調査された星はPMS星の領域にあります。CepheusOB3アソシエーション内のV733Cep。私たちの研究によるすべての星は、全光学通過帯域で急速な測光変動を示しています。このホワイトペーパーでは、これらの星の測光動作とそれらの変動の考えられる理由について説明し、説明します。2つの星の光の変化に周期性が見られました。
HgMnスターのSDSS / APOGEEカタログ
| Title |
The_SDSS/APOGEE_Catalog_of_HgMn_Stars |
| Authors |
S._Drew_Chojnowski,_Swetlana_Hubrig,_Sten_Hasselquist,_Rachael_L._Beaton,_Steven_R._Majewski,_D.A._Garcia-Hernandez,_David_DeColibus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02508 |
SDSS/APOGEE調査で得られた化学的に特異な水銀マンガン（HgMn）星の$H$バンドスペクトルについて報告します。古典的なAp/Bp星などの化学的に特異な他の種類の星とは対照的に、HgMn星は強い磁場を欠いており、Mn、Hg、および他の重元素の極端な過剰によって定義されます。存在パターンの十分な説明はまだ決定されていませんが、低い回転速度が要件であり、バイナリ/マルチシステムへの関与も必要になる場合があります。APOGEEHgMnサンプルは、現在、標準的な恒星の中で金属吸収量が$H$バンドのMnII線に制限されているか、支配されているものとして識別された269個の星で構成されています。APOGEE調査によって調査された暗い等級のため、過去の研究と比較して、サンプルの9/269の星だけがHgMnタイプとして以前は知られていました。新たに識別された260個のHgMnスターは、既知のサンプルの2倍以上を表しています。APOGEEサンプルの少なくとも32％がバイナリまたは複数のシステムであることがわかり、マルチエポック分光法から、32バイナリの少なくとも1つのコンポーネントの軌道解を決定することができました。マルチラインシステムの多くには化学的に特有のコンパニオンが含まれ、HgMn+Ap/BpバイナリHD5429、HgMn+HgMnバイナリHD298641、およびHgMn+BpMn+AmトリプルシステムHD231263が注目に値します。、サンプルの約半分は、CI16895オングストロームのラインで幅の狭い放射を生成し、幅と半径方向の速度はMnIIラインの放射と一致します。
太陽スピクルの生成とその後の大気加熱
| Title |
Generation_of_Solar_Spicules_and_Subsequent_Atmospheric_Heating |
| Authors |
Tanmoy_Samanta,_Hui_Tian,_Vasyl_Yurchyshyn,_Hardi_Peter,_Wenda_Cao,_Alphonse_Sterling,_Robertus_Erd\'elyi,_Kwangsu_Ahn,_Song_Feng,_Dominik_Utz,_Dipankar_Banerjee,_Yajie_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02571 |
スピキュラは、太陽彩層内で急速に進化している磁化プラズマの微細なジェットです。これらの一般的なジェットが太陽表面からどのように発生し、太陽大気を加熱する上でそれらがどのような役割を果たすかはまだ不明です。BigBear太陽観測所のGoode太陽望遠鏡を使用して、支配的な極性の磁場集中の周りに反対極性の磁束が出現してから数分以内に出現する棘を観察しました。太陽ダイナミクス天文台からのデータは、隣接するコロナのその後の加熱を示しました。部分的にイオン化された下部太陽大気における磁場の動的相互作用（磁気再結合による可能性が高い）は、これらの小片を生成し、上部太陽大気を加熱するように見えます。
大幅な拡張のない、非常に長くて非常に薄いコロナルループ
| Title |
An_ultra-long_and_quite_thin_coronal_loop_without_significant_expansion |
| Authors |
Dong_Li,_Ding_Yuan,_Marcel_Goossens,_Tom_Van_Doorsselaere,_Wei_Su,_Ya_Wang,_Yang_Su,_and_Zongjun_Ning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02629 |
環境。コロナループは、太陽コロナの基本的な構成要素であり、コロナ内の太陽プラズマの大量供給と加熱に関連しています。ただし、それらの基本的な磁気構造はまだよく理解されていません。ほとんどのコロナルループは大幅に拡張しませんが、発散する磁場は、1つの圧力スケールの高さで約5〜10の拡張係数を持ちます。ねらい。この研究では、断面がほぼ一定で、超長細長い非常に細い独特の冠状ループを調査します。ループ幅の小さな拡張を説明するために、磁気ヘリシティを持つコロナルループモデルが提示されます。メソッド。このコロナループは、主に大気イメージングアセンブリ（AIA）の171Aチャネルで検出可能でした。次に、局所的な磁力線が、電位場発生源表面モデルによって推定されました。最後に、6つのAIAバンドパスから作成された微分放出測定分析を適用して、このループの熱特性を取得しました。結果。このコロナルループの投影長は約130mm、幅は約1.5+（-）0.5mm、寿命は約90分です。開いた磁力線に従います。断面は、その寿命全体でループの長さに沿ってほとんど（つまり、1.5〜2.0）拡大しませんでした。このループは約0.7+（-）0.2MKでほぼ一定の温度ですが、密度は成層大気の典型的な構造を示します。結論。細いツイストフラックスチューブ理論を使用して、この非拡張ループのモデルを作成し、実際に十分なツイストを行うと、コロナループが平衡状態になることがわかります。ただし、小規模な再接続によるフットポイント加熱、ループに沿った定常的な流れによるスケールの高さなど、他の可能性を排除することはできません。
銀河円盤をLAMOSTおよびGaia Redクランプのサンプルでマッピングする：I：$ \ sim $
140000赤いクランプ星の正確な距離、質量、年齢、および3D速度
| Title |
Mapping_the_Galactic_disk_with_the_LAMOST_and_Gaia_Red_clump_sample:_I:_precise_distances,_masses,_ages_and_3D_velocities_of_$\sim$_140000_red_clump_stars |
| Authors |
Yang_Huang_(YNU-SWIFAR),_Ralph_Schonrich_(UCL),_Huawei_Zhang_(PKU-KIAA),_Yaqian_Wu_(NAOC),_Bingqiu_Chen_(YNU-SWIFAR),_Haifeng_Wang_(YNU-SWIFAR),_Maosheng_Xiang_(MPIA/NAOC),_Chun_Wang_(PKU),_Haibo_Yuan_(HBNU),_Xinyi_Li_(YNU-SWIFAR),_Weixiang_Sun_(YNU-SWIFAR),_Ji_Li_(HBU),_Xiaowei_Liu_(YNU-SWIFAR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02686 |
金属依存の有効温度表面での位置に基づいて選択された、LAMOST銀河分光調査からのスペクトル信号対ノイズ比が20を超える$\sim$140,000の主な赤い塊（RC）星のサンプルを提示します重力と色-高品質の$Kepler$のアステロ地震学データによって監視されている金属図。これらの星の恒星の質量と年齢は、カーネル主成分分析法を使用して、LAMOSTスペクトルからさらに決定されます。これには、LAMOST-$Kepler$フィールドで数千のRCを使用して、正確な天体質量測定が行われます。当社の主要なRCサンプルの純度と完全性は、一般的に80％を超えています。質量と年齢については、さまざまなテストでそれぞれ15％と30％の典型的な不確実性が示されています。ガイアDR2の視差からの正確な距離測定で1万を超えるプライマリRCを使用して、メタリック性と年齢依存性の両方を考慮して、プライマリRCの$K_{\rms}$絶対等級を初めて再キャリブレーションします。新しいキャリブレーションでは、すべてのプライマリRCの距離が導き出されますが、典型的な不確かさは5〜10％で、3〜4kpcを超える星のガイア視差測定で得られる値よりも優れています。サンプルは、$4\leqR\leq16$kpc、$|Z|の銀河円盤のかなりの量をカバーしています。\leq5$kpc、および$-20\leq\phi\leq50^{\circ}$。LAMOSTスペクトルとGaiaDR2の適切な動きから導出された恒星大気パラメータ、見通し線速度、元素存在量もサンプル星に提供されます。最後に、サンプルの選択関数は、さまざまな空の領域の色の大きさ平面で慎重に評価されます。サンプルは公開されています。
1806年6月16日の皆既日食の間の太陽コロナ：ダルトン最小の間のコロナ構造のグラフによる証拠
| Title |
The_Solar_Corona_during_the_Total_Eclipse_on_16_June_1806:_Graphical_Evidence_of_the_Coronal_Structure_during_the_Dalton_Minimum |
| Authors |
Hisashi_Hayakawa,_Mathew_J._Owens,_Michael_Lockwood,_Mitsuru_S\^oma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02868 |
目に見えるコロナ構造、特にコロナストリーマーの空間進化は、太陽磁気活動と基礎となる太陽ダイナモに関する間接的な情報を提供します。マウンダーミニマム全体の皆既日食中に観察された構造の明らかな欠如は、現代のサイクルからの太陽磁場の大幅な変化の証拠として解釈されています。最近のダルトンミニマムで利用可能な日食観測は、詳細な情報を提供できる可能性があります。黒点活動は、最近のサイクル中に見られるレベルとマウンダーミニマムで見られるレベルの間にあります。ここでは、ダルトンミニマム期間中の1806年6月16日の皆既日食の2つのグラフレコードを表示して調べます。これらの記録は、内輪の周りに重要な光線と吹流しを示しています。リングの幅は約0.44R_Sで、ストリーマは長さが11.88R_Sを超えると推定されます。これらの日食の記録は、棘や隆起の記録と組み合わせて、ダルトン最小値とマウンダー最小値をコロナ構造の点で視覚的に対比させ、黒点観測に基づいた既存の議論をサポートします。これらの日食の記録は、モデル化されたオープンソーラーフラックスの太陽サイクルフェーズとほとんどの緯度で再構築された遅い太陽風とほぼ一致しています。
ダイナモ生成フィールドがパーカーの風に与える影響
恒星風は、恒星活動のモーターである基になるダイナモの不可欠な部分です。風は星の角運動量の損失を制御します。これは磁場の形状に依存し、磁場の形状は時間と緯度で大きく変化します。ここでは、球殻内のグローバル恒星ダイナモと、風が加速して超音速になる外部の両方の単純な表現を含む自己矛盾のないモデルの基本的な特性を研究します。等温状態方程式を使用して、誘導方程式、運動量方程式、連続方程式の軸対称平均場モデルを数値的に解きます。このモデルでは、平均磁場の生成とパーカー風の発生を同時に行うことができます。結果の流れは臨界点で遷音速であり、モデルの内半径と外半径の間に配置されます。境界条件は、磁場が赤道を中心に反対称、つまり双極子になるように想定されています。太陽回転速度では、ダイナモは振動し、$\alpha^2$タイプです。ほとんどの領域で、磁場はスプリットモノポールの磁場に対応しています。磁気エネルギーフラックスは恒星表面と臨界点の間で最大です。太陽の値の最大50倍の急速な回転では、モデルの内部接線円柱内の軸に沿ってほとんどの磁場が失われます。モデルは、太陽風を再現するように設計されたモデルからは一般に予想されない予期しない機能を明らかにします。星の$\alpha^2$ダイナモからさえ、非常に変化する角運動量フラックスフラックス。高速回転の場合、磁場は主に軸に沿って放出され、風速が低下します。
共生変数の新しいオンラインデータベースの範囲にある黄色の共生星AG Draconis
| Title |
Yellow_symbiotic_star_AG_Draconis_in_the_scope_of_the_New_Online_Database_of_Symbiotic_Variables |
| Authors |
Jaroslav_Merc,_Rudolf_G\'alis,_Laurits_Leedj\"arv,_Marek_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02982 |
共生星は強く相互作用する連星で、主にスペクトル型Mの白色矮星と冷たい巨人で構成されています。AGドラコニスは、黄色の共生系の少数のグループに属しています。K4より。最近、7年間の静止の後、この共生星は4つのマイナーなバーストが観測された非常に異常なアクティブなステージを示しました。アマチュア天文学者と専門の観測所の優れた関与のおかげで、私たちは前例のない詳細でAGドラコニスの活動を研究することができます。現在の作業では、共生変数の新しいオンラインデータベースにプロパティが最近表示されている共生星のグループ全体におけるこの相互作用システムの活動と特殊性について説明します。
主系列星における波とコア対流の完全に圧縮可能なシミュレーション
| Title |
Fully_compressible_simulations_of_waves_and_core_convection_in_main-sequence_stars |
| Authors |
L._Horst_(1),_P._V._F._Edelmann_(2_and_3),_R._Andrassy_(1),_F._K._Roepke_(1_and_4),_D._M._Bowman_(5),_C._Aerts_(5_and_6_and_7),_R._P._Ratnasingam_(2)_((1)_Heidelberger_Institut_f\"ur_Theoretische_Studien,_(2)_School_of_Mathematics,_Statistics_and_Physics,_Newcastle_University,_(3)_X_Computational_Physics_Division_and_Center_for_Theoretical_Astrophysics,_Los_Alamos_National_Laboratory,_(4)_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg,_Institut_f\"ur_Theoretische_Astrophysik,_(5)_Instituut_voor_Sterrenkunde,_KU_Leuven,_(6)_Department_of_Astrophysics,_IMAPP,_Radboud_University_Nijmegen,_(7)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03011 |
環境。フルスターモデルでの波の生成と伝播の最近の非線形シミュレーションが、スペクトル法を使用した非弾性近似で実行されています。長い時間ステップが可能になりますが、このアプローチは音波の物理学を完全に排除し、数値の安定性のためにかなり高い人工粘性と熱拡散率が必要です。したがって、観測との直接比較は制限されます。ねらい。恒星の振動をシミュレートするために、圧縮可能な多次元流体力学コードSLHの機能を探索します。メソッド。2DSLHシミュレーションにおける内部重力波と圧力波のいくつかの基本的な特性を、2つのテストケースを使用して線形波理論と比較します。対流コアと放射エンベロープを持つodot$恒星モデル。恒星モデルの振動特性についても、観測との関連で説明します。結果。私たちのテストでは、恒星内部の振動をシミュレートするときに、特殊な低マッハ手法が必要であることを示しています。シミュレーションにおける内部重力と圧力波の基本的な特性は、線形波理論とよく一致しています。同じ恒星モデルの非弾性シミュレーションと比較すると、はるかに低い周波数の内部重力波を追跡できます。速度と温度の時間周波数スペクトルは平坦で、大質量星の観測されたスペクトルと互換性があります。結論。恒星の振動の流体力学的シミュレーションへの低マッハ圧縮性アプローチは有望です。私たちのシミュレーションは散逸性が低く、同等のスペクトルシミュレーションよりも光度を上げる必要がありません。完全に圧縮可能なアプローチにより、重力波と圧力波の結合を研究することもできます。
上部主系列星における内部重力波の測光検出II。 TESS測光と高解像度分光法の組み合わせ
| Title |
Photometric_detection_of_internal_gravity_waves_in_upper_main-sequence_stars._II._Combined_TESS_photometry_and_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
D._M._Bowman,_S._Burssens,_S._Sim\'on-D\'iaz,_P._V._F._Edelmann,_T._M._Rogers,_L._Horst,_F._K._R\"opke,_C._Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03012 |
環境。巨大な星は、乱流コアの対流によって、およびそれらの表面付近の乱流圧力変動から、内部重力波（IGW）を励起すると予測されています。これらのIGWは、星の内部で角運動量と化学種を輸送するのに非常に効率的ですが、観測的にはほとんど制約を受けません。ねらい。Hertzsprung-RussellダイアグラムでOおよび初期Bの多数の星にまたがるIGWの測光検出を特徴付けることを目的とし、大規模な星の光球における確率的変動の遍在的な検出について説明します。メソッド。NASAトランジットエキソプラネット調査衛星からの高精度時系列測光と70の星の高解像度地上分光法をスペクトルタイプOおよびBで組み合わせて、IGWの測光シグネチャと分光質量などのパラメーターとの関係を調べます。光度とマクロ乱流。結果。分光ヘルツスプルングラッセル図の星の位置と、大質量星の光度曲線における確率的測光変動の振幅と周波数との間に関係が見られます。さらに、確率論的変動性の特性は、質量星のスペクトル線におけるマクロ乱流速度の広がりと統計的に相関しています。結論。宇宙測光で検出された確率的低周波変動の一般的なアンサンブル形態とそのマクロ乱流との関係は、観測された分光法を説明するために必要な優勢な接線速度場を提供する上でそのような波がユニークであるため、大規模な星のIGWの強い証拠です。
スタロビンスキーインフレでのUVフリーズイン
スタロビンスキーインフレーションモデルでは、観測された暗黒物質の存在量は、コンフォーマルに近いスカラーフィールドと質量$\sim10^7$GeVのスピナーの非常に狭いスペクトルでのみ、インフレートフィールドの直接減衰から生成できます。しかし、このスペクトルは、暗部と可視部の間の効果的な非くりこみできない相互作用の存在下で大幅に拡大することができます。特に、UVフリーズインは、加熱ダイナミクスを大幅に変更することなく、keVからPeVスケールおよび任意のスピンに及ぶ広範囲の質量に対して適切な暗黒物質存在量を効率的に生成できることを示します。また、暗黒物質へのインフロン崩壊への効果的な相互作用の寄与についても考察します。
ミグダル効果と光子制動放射：液体アルゴン実験の明暗物質に対する感度の向上
| Title |
Migdal_effect_and_photon_Bremsstrahlung:_improving_the_sensitivity_to_light_dark_matter_of_liquid_argon_experiments |
| Authors |
Giovanni_Grilli_di_Cortona,_Andrea_Messina,_Stefano_Piacentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02453 |
暗黒物質と貴液体との弱く相互作用する巨大粒子の探索は、GeV/c^2の下方および下方の質量を調査しました。最終的な限界は、核反跳へのエネルギー移動の実験的しきい値によって表されます。現在、実験感度はいくつかの電離電子と同等のしきい値に達しています。これらの条件では、衝突後の原子核の突然の加速による制動放射光子またはいわゆるミグダル電子の寄与がかなり大きくなる可能性があります。本研究では、ベイジアンアプローチを使用して、液体アルゴン検出器に基づく実験でこれらの効果をどのように利用できるかを研究します。特に、DarkSide-50パブリックスペクトルからインスピレーションを得て、ミグダル電子と制動放射光子がどのようにして実験感度を0.1GeV/c^2の質量まで押し下げ、検索範囲を拡大できるかを示すシミュレーション実験を開発します。以前の結果の暗黒物質粒子。これらの質量について、我々は、強力に相互作用する暗黒物質のために、検出器を盲目にする地球のシールドの影響を推定します。最後に、より高い露出で感度がどのように変化するかを示します。
束縛された重力子のシステムである重力ボールの存在の可能性を調査し、2つの重力子がそれらの重力相互作用によって互いに結合できることを示します。このアイデアは、ブリルとハートルが研究した重力の幾何学に関連しています。ただし、ここで実行される計算は、場の量子論の形式と手法、特に低エネルギーの量子重力に依存しています。重力ボールは実行可能な暗黒物質の候補であると主張し、関連する重力レンズ効果を計算します。
場-粒子相関を使用した無衝突エネルギー移動の診断：アルフベン-イオンサイクロトロン乱流
| Title |
Diagnosing_collisionless_energy_transfer_using_field-particle_correlations:_Alfven-Ion_Cyclotron_Turbulence |
| Authors |
Kristopher_G._Klein,_Gregory_G._Howes,_Jason_M._TenBarge,_Francesco_Valentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02563 |
電磁場とプラズマ粒子の間のエネルギー密度伝達率の時間平均速度空間構造を追跡する手法である、フィールド粒子相関を、アルフエン・イオンのハイブリッドVlasov-Maxwellシミュレーションから引き出されたデータに適用します-サイクロトロン乱流。このシステムのエネルギー伝達には、フィールド粒子相関技術が適用されていた以前のシステムとは異なり、ランダウおよびサイクロトロン波粒子共鳴の両方が含まれると予想されます。このシミュレーションでは、平行電場$E_\parallel$によって媒介されるエネルギー伝達率は、合計電場の約$60\％$を構成し、残りは垂直電場$E_\perp$によって媒介されます。平行電場は陽子に共鳴的に結合し、ランダウ減衰の正準双極速度空間シグネチャがシミュレーション全体の多くのポイントで識別されます。$E_\perp$によって媒介されるエネルギー伝達は、サイクロトロン拡散プラトーの予想される形成と一致して、$v_{tp}\lesssimv_\perp\lesssim3v_{tp}$で粒子に優先的に結合します。私たちの結果は、複数のチャネルが同時に作用するポイントでも、フィールドパーティクル相関法が単一ポイント測定を使用してエネルギー伝達の異なるチャネルを区別できることを明確に示し、各チャネルでの粒子の通電率を定量的に決定するために使用できます。
NaI（Tl）結晶検出器の光収率の向上
| Title |
Improving_the_light_yield_of_NaI(Tl)_crystal_detectors |
| Authors |
J.J._Choi,_B.J._Park,_C._Ha,_K.W._Kim,_S.K._Kim,_Y.D._Kim,_Y.J._Ko,_H.S._Lee,_S.H._Lee,_S.L._Olsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02573 |
NaI（Tl）結晶は、その優れた発光品質により、さまざまなレアイベント検索実験で粒子検出器として使用されます。結晶光の収量は一般的に高く、keVee（電子等価エネルギー）あたり10光電子を超え、その発光スペクトルは約400nmにピークがあり、バイアルカリ光電陰極光電子増倍管の敏感な領域によく一致します。ただし、NaI（Tl）結晶は吸湿性であるため、湿気が結晶を化学的に侵食して発光を低下させるのを防ぐ、高度なカプセル化方法を適用する必要があります。さらに、多くの新しい現象の検索に不可欠な低エネルギーしきい値での操作は、通常、結晶の光収率によって制限されます。これらの場合、より高い光収量は、実験感度を向上させるより低い閾値に変換できます。ここでは、光センサーを直接水晶に取り付けて光損失を最小限に抑え、全体的な設計を簡素化するカプセル化技術の開発について説明します。この手法でカプセル化されたNaI（Tl）結晶の光収率は30％以上改善され、keVeeあたり22個もの光電子が測定されました。その結果、エネルギーしきい値を下げることができ、エネルギー分解能が向上します。この高い光収率の検出器は、サブkeVeeエネルギーのイベントに敏感であり、低質量の暗黒物質粒子の探索やニュートリノ-核コヒーレント散乱の測定に適しています。
運動学的スケールでの宇宙プラズマ乱流の三次元異方性とスケーリングの観測的定量化
| Title |
Observational_quantification_of_three-dimensional_anisotropies_and_scalings_of_space_plasma_turbulence_at_kinetic_scales |
| Authors |
Tieyan_Wang,_Jiansen_He,_Olga_Alexandrova,_Malcolm_Dunlop,_Denise_Perrone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02722 |
宇宙プラズマ乱流のスペクトル異方性の統計調査は、マグネトシース内のMMSからの5年間の測定を使用して実行されます。磁場の5点2次構造関数を測定することで、サブイオンスケール（$<$100km）で3次元異方性とスケーリングを初めて定量化しました。ローカル参照磁場$（\hatL_{\perp}、\hatl_{\perp}、\hatl_{\parallel}）$では、ローカル平均磁場$\boldsymbol{B}_0$（Chenetal。2012）、「統計的渦」は主に$\boldsymbol{B}_0$に沿って長くなり、$\boldsymbol{B}_0$とローカルフィールド変動の両方に垂直な方向に短くなることがわかります。いくつかの$d_i$（イオン慣性長）から$\sim$0.05$d_i$に向かって、渦の平行長と垂直長の比率は上昇と下降の傾向を示しますが、垂直面の異方性はスケール不変に見えます。具体的には、0.1〜1.0の全磁場の異方性関係$d_i$は、$l_{\parallel}\simeq2.44\cdotl_{\perp}^{0.71}$および$L_{\perp}\として取得されます。simeq1.58\cdotl_{\perp}^{1.08}$、それぞれ。私たちの結果は、現象論的モデルや数値シミュレーションと比較するための新しい観測的証拠を提供します。
パイ中間子のような信号から解きほぐされた140MeVでのアキシオンのような粒子へのフレーバーの痕跡
| Title |
Flavor_imprints_on_axion-like_particles_at_140_MeV_disentangled_from_pion-like_signals |
| Authors |
Hiroyuki_Ishida,_Shinya_Matsuzaki,_Yoshihiro_Shigekami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02725 |
約140MeVのアキシオン様粒子の新しい実験的プローブを提案します（これは、簡単に言えば、140MeVALPと呼ばれます）。このALPマスウィンドウは、実験や天体物理学的観測では十分に調査されていません。これは、中性パイ中間子バックグラウンドによる汚染が避けられず、140MeVALPが二光子に崩壊することを模倣しているため、抜け穴がいくつかあったためです。$B^0\toK_S^0\pi^0\gamma$と$B_s\toe^\pm\mu^\mp$の減衰における時間依存のCP非対称性の測定は、140MeVALP探索は、ミューオンの異常な磁気モーメントと強い相関を持っています。$（g-2）_\mu$。驚くほど十分に、$B^0\toK_S^0\pi^0\gamma$の崩壊における時間依存のCP非対称性の発見の可能性は、この長期にわたる問題を解決します。これは、$に新しい物理が存在するかどうかとは無関係です（g-2）_\mu$、そして140MeVALP抜け穴を完全にカバーします。$B^0\toK_S^0\pi^0\gamma$および$B_s\toe^\pm\mu^\mp$の崩壊におけるCP非対称性の補足的な測定、および$（g-2）_\mu$は、140MeVでの光子へのALPカップリングを正確に決定できます。
Herculeを使用したエクサスケール時代のI / Oと視覚化の向上：RAMSESのテストケース
I/Oがアプリケーションをエクサスケール時代に拡張するためのボトルネックの1つであることは明確に確認されています。「移動中」や「現場」の視覚化や分析などの新しい概念は、この特定の問題を回避するための重要なテクノロジーとして識別されています。CEA-DAMで開発されたHerculeと呼ばれる新しい並列I/Oおよびデータ管理ライブラリが、自己重力流体のAMRシミュレーションコードであるRamsesに統合されました。元のRamses出力形式を、チェックポイント/再起動（HProt形式）または後処理（HDep形式）専用のHerculeデータベース形式に分割すると、I/OパフォーマンスとRamsesコードのスケーラビリティが向上するだけでなく、シミュレーションの柔軟性が大幅に向上します天体物理学者がDMP（データ管理計画）を準備するのに役立つ出力。さらに、非常に軽量で目的に特化した後処理形式（HDep）により、PyMSES5などの分析および視覚化ツールの全体的なパフォーマンスが大幅に向上します。HerculeパラレルI/Oライブラリの概要とI/Oベンチマーク結果議論される。
硬い曲率摂動からの重力重力の遺物
プラズマが硬い流体に支配されているときにハッブル半径に再び入るテンソルモードは、スペクトル勾配エネルギー密度をもたらし、その青色の勾配はインフレーション後の合計音速に依存します。ただし、この結果は、拡張の同じ段階に沿ってすべて再入力する曲率の不均一性から生じる2次（ゲージ依存）項によって修正されます。一次の結果と比較すると、二次的な寄与は常に音の水平線内で抑制されることが示されているため、遺物重力子の全スペクトルエネルギー密度への影響は、すべての現象論的な目的では無視できます。また、曲率不均一性の有効異方性応力は、バックグラウンドメトリックに関する曲率不均一性の2次作用の関数微分から取得できることも示唆されています。
ワイルスケーリング不変$ R ^ 2 $インフレーションの重力
初期の宇宙でのインフレーションは、共形に近い不変の変動を生み出し、現在観測されている構造につながります。単純な実行可能なStarobinsky$R^2$インフレーションは、おおよそのグローバルスケール対称性を持っています。共形対称のワイル$R^2$重力を研究し、スカラーおよびワイルゲージフィールドと結合したアインシュタイン重力と同等であることを示します。スカラーフィールドは、アトラクタとしてのStarobinskyモデルのインフレーションの原因となる可能性があり、将来の実験で後者と区別できる可能性があります。固有のワイルゲージボソンは、アインシュタインフレームが固定されると巨大になり、重力生成を通じて暗黒物質候補として構成されます。
ホーキング放射による惑星9の検出
一致する証拠は、太陽から$400\、AU以上の太陽系に9番目の惑星が存在することを示しています。特に、ネプテューヌ横断の天体軌道は、推定上の重力源の存在によって乱されます。この惑星は、従来の望遠鏡の研究ではまだ観測されていないため、暗いコンパクトオブジェクト、つまり、おそらく原始起源のブラックホールである可能性があると主張されています。この仮定の範囲内で、サブ相対論的宇宙船のフライバイを介して惑星9を検出する可能性と、無線帯域でのホーキング放射の測定について説明します。また、太陽系におけるそのようなホーキング放射線実験室の研究に関連するいくつかの視点を提示します。
右利きニュートリノ誘発ヒッグスポテンシャルによる最小シーソーにおけるレプトン非対称性と暗黒物質の非熱的生成
| Title |
Non-thermal_production_of_lepton_asymmetry_and_dark_matter_in_minimal_seesaw_with_right_handed_neutrino_induced_Higgs_potential |
| Authors |
Rome_Samanta,_Anirban_Biswas_and_Sukannya_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.02960 |
Type-Iシーソーメカニズム内では、ヒッグス質量は、ポテンシャルがウルトラバイオレットでほぼ共形であると仮定して、右手系ニュートリノの量子効果を介して動的に生成できます。「ニュートリノオプション」と名付けられたこのシナリオでは、RHニュートリノ質量スケールを$M\lesssim$$10^7$GeVまでスケールして、軽いニュートリノ質量、混合、およびヒッグス質量と一致させることができます。したがって、標準的な階層的熱レプトン生成とは一致しません。このモデルでは、熱共鳴レプトン生成のパラメーター空間は非常に制約されています。インフロン崩壊からのRHニュートリノの非熱ペア生成によって非共鳴レプトン生成が可能になり、RH質量スケールを熱の場合に得られるものよりも1桁小さくできることが指摘されます。サーマルレプトン生成の同様のパラメーター空間内で、RHニュートリノは、質量$M_{\rmDM}\lesssim$320MeVのダークマターと共に、インフレーター崩壊からも生成されます。後者のシナリオの主な制約は、DarkMatterフリーストリーミングのLy$\alpha$制約によるものです。さらに、ニュートリノオプションがRH質量スケールに「ファントムウィンドウ」を導入することを示します。通常のシナリオとは異なり、レプトジェネシスのCP非対称パラメーターは、RH質量スケールと微調整されたシーソーの増加に伴って減少します。モデルは自然にこの「ファントムウィンドウ」を示します。
変な星の紹介
Natureで観測された最も重い中性子星の説明は、一般相対論および量子色力学に存在する物理的概念の理解に依存します。この研究では、アップ、ダウン、および奇妙なクォークで構成される奇妙な星を記述するために必要な基本概念をレビューします。これは、最も密度の高い中性子星の一般的な特性を記述するための可能な選択肢の1つです。奇妙な物質は通常の核物質に対して絶対的に安定であるというボドマー・ウィッテン-寺沢仮説をレビューし、奇妙な星を特徴付ける基本的な特性について議論します。私たちの目標は、このAstroparticlesの重要なテーマを理解するために必要な概念を提示することです。
II型優位の左右シーソーモデルにおけるレプトン生成と低エネルギーCP違反
| Title |
Leptogenesis_and_low-energy_CP_violation_in_a_type-II-dominated_left-right_seesaw_model |
| Authors |
Thomas_Rink,_Werner_Rodejohann,_Kai_Schmitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03021 |
ニュートリノ質量の生成とレプトン生成がタイプIIシーソー項によって支配される、左右対称のシーソーシナリオでレプトン生成を検討します。大統一によって動機付けられたニュートリノディラック質量行列は、レプトン混合行列の低エネルギー相をCP違反の唯一の原因として残すトップクォーク質量の次数の単一のエントリによって支配されていると仮定します。三重項スカラーが主にレプトンに崩壊する体制で作業すると、最小数のパラメーターに基づいた予測シナリオになります。改訂された密度行列フレームワーク内でフレーバー付きボルツマン方程式の詳細な分析を実行し、観測されたバリオン非対称性がこの単純なモデルで正常に生成できることを示します。フレーバー効果の重要性は限られていることを指摘し、DiracCP相やニュートリノレスの二重ベータ崩壊などの低エネルギーの観測値への影響について説明します。
