動くレンズ効果に最適なフィルター
宇宙論調査を使用して、可動レンズ効果を検出するための見通しを評価します。宇宙構造のバルク運動は、ハローを中心として横方向速度場に沿って方向付けられた、宇宙マイクロ波放射（CMB）の小規模な双極子温度異方性を誘発します。この信号に最適なフィルターのセットを紹介し、今後の実験で有意性の高い検出ができることを予測します。マッチドフィルターを使用して大規模なバルク横方向速度場を再構築し、二次推定量を使用した以前の研究との良い一致を見出す見通しについて説明します。
確率的重力波背景からのLIGO-Virgoソースのレンズ速度を推論
| Title |
Inferring_the_lensing_rate_of_LIGO-Virgo_sources_from_the_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee,_Tom_Broadhurst,_Jose_M._Diego,_Joseph_Silk,_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03064 |
重力波の強いレンズ効果は遠方の発生源の可能性が高くなりますが、予測されたイベント率は多くの天体物理学的起源が提案されているため非常に不確実です。ここでは、確率的重力波背景（SGWB）の振幅を調査することにより、レンズの強いシステムのイベント率を推定する新しい方法を開きます。この方法は、高い赤方偏移バイナリ合体速度に直接的な上限を提供できます。これは、強力にレンズ化されたシステムの予想速度の上限に変換できます。レーザー干渉計重力波天文台（LIGO）-おとめ座の進行中の分析から、将来的にはLIGO-おとめ座の設計から、SGWB信号を使用してレンズイベントレートに感度の厳しい境界を課すことができることを示します。大きな重力波イベントの測定値を未解決の確率的バックグラウンド検出と組み合わせると、高赤方偏移でのレンズ化イベントの数の推定が向上します。提案された方法は、重力波観測からレンズ付きシステムとレンズなしシステムの人口を理解する上で重要な役割を果たすでしょう。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡とルービン天文台の空間と時間に関するレガシー調査からの修正重力理論に対するクロスビスペクトル制約
| Title |
Cross-bispectra_Constraints_on_Modified_Gravity_Theories_from_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_and_Rubin_Observatory_Legacy_Survey_of_Space_and_Time |
| Authors |
Chen_Heinrich_and_Olivier_Dor\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03138 |
今後の大規模構造調査の1つの主要な目標は、暗黒エネルギーと修正された重力理論を制約することです。特に、銀河のクラスタリングと重力レンズ効果の収束は、一般相対論の変更に敏感なプローブです。これらの調査の標準分析には通常、パワースペクトルまたは2点相関関数が含まれますが、バイスペクトルにはより多くの情報が含まれ、パワースペクトルと組み合わせるとパラメーターの制約が改善されることがわかっています。しかしながら、これまでのところ、バイスペクトルの使用は単一のプローブに制限されていました。レンズ化収束バイスペクトルまたは銀河バイスペクトル。このホワイトペーパーでは、形式を拡張して、異なるプローブ間のクロスバイスペクトルの力を調査し、パラメーターの縮退を解消して制約を改善する能力を活用します。$c_M$と$c_B$でパラメーター化されたHorndeski理論の特定のサブクラスについて、収束と銀河密度の自動およびクロスバイスペクトルをレンズ化するテストケースでこれを研究します。ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の2000deg$^2$の概念的な調査と、ルビン天文台の時空間のレガシー調査からの測光を重ね合わせて使用すると、$l_{\に3つの赤方偏移ビンを持つ結合パワースペクトルとバイスペクトル分析が見つかります。rmmax}=1000$は$\sigma_{c_M}=1.0$および$\sigma_{c_B}=0.3$を生成します。どちらもパワースペクトルの結果より$\sim$1.2の係数が優れています。これは、$l_{\rmmax}=3000$が使用された場合、$\sigma_{c_M}=0.7$および$\sigma_{c_B}=0.2$にさらに改善されます。さらに、異なるトモグラフィービンの2つのプローブ間で可能なすべてのクロスビスペクトルを使用すると、自動ビスペクトルの結果が$\sigma_{c_M}$で1.3、$\sigma_{c_B}$で1.1、1.3の係数で改善されることがわかります。$\sigma_{\Omega_m}$にあります。プローブ間でクロスビスペクトルを使用することの同様の利点は、他の科学のケースや調査にも当てはまると期待しています。
高z銀河および再イオン化観測のコンテキストでz〜9.1でのLOFAR 21 cm信号の上限の解釈
| Title |
Interpreting_LOFAR_21-cm_signal_upper_limits_at_z~9.1_in_the_context_of_high-z_galaxy_and_reionisation_observations |
| Authors |
Bradley_Greig,_Andrei_Mesinger,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Benedetta_Ciardi,_Garrelt_Mellema,_Saleem_Zaroubi,_Sambit_K._Giri,_Raghunath_Ghara,_Abhik_Ghosh,_Ilian_T._Iliev,_Florent_G._Mertens,_Rajesh_Mondal,_Andr\'e_R._Offringa,_Vishambhar_N._Pandey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03203 |
低周波数アレイ（LOFAR）の$z\約9.1$にある21cmパワースペクトルの最新の上限を使用して、データと矛盾するパラメーター空間の領域を探索します。21CMMCは21cmFASTのモンテカルロマルコフチェーンサンプラーを使用しています。これは、完全なベイズフレームワークで3Dコズミック21-cm信号を直接フォワードモデリングします。質量依存の星形成率、電離脱出率、ソフトバンドX線光度などの21cmFASTからの天体物理学的パラメーターを使用して、高$z$銀河の特性を制限します。さらに、パラメーター空間の不快な領域を、紫外（UV）光度関数、バックグラウンドUV光イオン化率、銀河間媒質（IGM）中性分率、電子散乱光学深度などの再イオン化のエポックに対する既存の観測制約に関連付けます。$z\約9.1$でLOFARによって設定された21cm信号制限を超えるすべてのモデルが、他のプローブによって$\gtrsim2\sigma$で除外されていることがわかります。最後に、LOFARからのIGMスピン温度に制限を設け、$0.15のIGM中性フラクション範囲である\\sim2.6$K未満の95％信頼スピン温度で不利な\lesssim\bar{x}_{H{\scriptscriptstyle私}}\lesssim0.6$。これらの制限は、1つの赤方偏移ビンの141時間のデータからのみ取得されることに注意してください。上限が厳しくなり、LOFARから近い将来に予想される複数の赤方偏移ビンにわたって、より実行可能なモデルは除外されます。私たちのアプローチは、21cmの観測と他の高$z$プローブを組み合わせて銀河の天体物理学を制約する21CMMCなどのフォワードモデリングツールの可能性を示しています。
レーザー干渉計スペースアンテナを使用した最尤マップ作成
| Title |
Maximum_likelihood_map-making_with_the_Laser_Interferometer_Space_Antenna |
| Authors |
Carlo_R._Contaldi,_Mauro_Pieroni,_Arianna_I._Renzini,_Giulia_Cusin,_Nikos_Karnesis,_Marco_Peloso,_Angelo_Ricciardone,_Gianmassimo_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03313 |
重力波検出技術の最近の進歩を考えると、レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）による重力波背景（GWB）の検出と特性評価は、実際の可能性です。LISA衛星ネットワークが異なる角度スケールの異方性を上空で異なる方向に再構築する能力を評価するために、最適な二次推定量に基づいてマップメーカーを開発します。結果のマップは、広範囲の周波数にわたって積分された、空のGWB強度の最尤表現です。異なる入力分布と異なる周波数範囲で既知の入力マップを再構築することにより、アルゴリズムをテストします。よく理解されたノイズと高周波、高SNR信号の最適なシナリオでは、LISAがプローブできる最大スケールは$\ell_{\rmmax}\lesssim15$です。マップメーカーはまた、LISAノイズの方向依存性をテストすることを可能にし、私たちが期待する可能性のある空の指向性に対する洞察を提供します。
CMBのメッセージ
運動量に依存する実効音速（MESS）の影響を考慮して、宇宙マイクロ波背景（CMB）データを分析します。このアプローチでは、モデルに依存しない方法で原始エントロピーの効果を研究でき、その実装には、単一スカラーフィールドモデル用に開発された既存のCMBフィッティング数値コードの最小限の変更が必要です。現象論的アプローチを採用し、スケール周辺のMESSの局所変動の影響を調査します。他の分析では、近似スケールの不変曲率摂動スペクトルからの偏差が示されています。MESSなしのモデルに関して、近似の大幅な改善が得られ、MESSによってモデル化された原始エントロピーがこれらの偏差の説明になり得ることを示しています。
| Title |
A_measurement_of_the_Hubble_constant_from_Type_II_supernovae |
| Authors |
T._de_Jaeger,_B._E._Stahl,_W._Zheng,_A._V._Filippenko,_A._G._Riess,_L._Galbany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03412 |
セファイドで較正されたタイプIa超新星（SNeIa）によるハッブル定数測定の精度の漸進的な増加は、宇宙マイクロ波背景放射のPlanck衛星測定から推定される現在の値と$\sim4.4\sigma$の不一致を示しています。標準の$\Lambda$CDM宇宙論モデル。この不一致は、既知の系統的エラーによるものではないように思われるため、新しい基本物理学を示唆している可能性があります。現在の手法にはすべて独自のメリットがありますが、ハッブル定数の制約をさらに改善するには、できるだけ多くの独立した方法を開発する必要があります。この作業では、SNeIIを標準化可能なキャンドルとして使用して、ハッブル定数の独立した測定値を取得します。セファイド変数または赤い巨大な枝の先端から測定されたホスト銀河の距離で7SNeIIを使用して、H$_0=75.8^{+5.2}_{-4.9}$kms$^{-1}$Mpcを導出します$^{-1}$（統計エラーのみ）。私たちの値は、従来の距離ラダー（Cepheids+SNeIa）から得られた値を優先し、Planck$+\Lambda$CDM値から8.4kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の差を示します。系統誤差の推定値（2.8kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$）を追加すると、$\sim1.7\sigma$とPlanck$+\Lambda$CDMの不一致が$\sim1.4に変わります\sigma$。系統的エラーを含め、ブートストラップシミュレーションを実行すると、ローカルのH$_0$値が初期の宇宙の値を超えており、信頼レベルは95％です。この作業では、SNeIIをSNeIaに交換して銀河系外の距離を測定するだけなので、SNeIaがH$_0$張力の原因であるという証拠はないことを示します。
太陽系外惑星の検出とその恒星初期質量関数の確率的サンプリングへの依存性
| Title |
Exoplanet_detection_and_its_dependence_on_stochastic_sampling_of_the_stellar_Initial_Mass_Function |
| Authors |
Amy_L._Bottrill_(1),_Molly_E._Haigh_(1),_Madeleine_R._A._Hole_(1),_Sarah_C._M._Theakston_(1),_Rosa_B._Allen_(2,1),_Liam_P._Grimmett_(1),_Richard_J._Parker_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK,_2._King_Edward_VII_High_School,_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03067 |
ヤングムービンググループ（YMG）は、同じ（100pc未満）の若い（<100Myr）スターのまとまりのあるコレクションで、同じ星を形成する分子雲の中で形成されたように見えます。そのため、それらの個々の初期質量関数（IMF）が他の星形成領域と類似していること、さらには銀河系のフィールドが拡張していることを期待します。太陽とその若い年齢に近いことは、YMGが若い形成系外惑星を探すための有望な場所であることを意味します。ただし、星の数が少ないため、IMFの確率的サンプリングにより、恒星の個体数が大幅に異なる可能性があります。IMFを複数回サンプリングして、惑星をホストする星（スペクトルタイプA、G、M）の範囲を決定し、一部のYMGがM矮星で不足しているように見えることを発見しました。次に、これらのデータを使用して、陸上マグマの海洋惑星を検出する予測確率が、IMFの確率的サンプリングによって生成される星の正確な数に大きく依存していることを示します。
白色矮星の周りの惑星破片円盤の寿命
白い矮星を周回する惑星円盤の寿命は、その系の進化モデルへの重要な入力パラメーターを表しています。ここでは、純粋に分析的な形式を適用して、これらのディスクの破片フェーズの寿命を推定し、それらがダストに粉砕されるか、または白色矮星から昇華する前にします。3つの異なるタイプの白色矮星ディスクの最大寿命を計算します。これは、（i）2-100auでの巨大枝相に沿ったエキソ小惑星の放射YORP分裂、（ii）これらの小惑星の放射のないスピンアップ破壊$\sim1.5-4.5R_{\odot}$、および（iii）約1.3R_{\odot}$以内の小惑星または大惑星の潮汐破壊。これらの最大寿命は、ディスクの質量と範囲、構成要素の惑星特性、および偏心と傾斜の代表的な軌道励起の関数として表示されます。質量が最大$10^{24}$kgのYORPディスクは、生き残ったcmサイズの小石とm〜kmサイズの岩の貯留層を提供するのに十分な長さであり、冷却年齢が最大の白い小人に無傷で摂動できることがわかります10Gyrまで。これらのマイナープラネットまたはメジャープラネットのスピンまたは潮汐の破壊から形成されたデブリディスクは、それぞれ1Myrまたは0.01Myrまで定常状態で生存できますが、ほとんどのタイダルディスクは約1年以内に定常状態を残します。私たちの結果は、ほこりのない惑星の通過検出がもっともらしいことを示しており、特に堅牢な進化的制約を提供します。私たちの形式主義は、個々のシステムや将来の発見に簡単に適合させることができます。
自己重力ディスクでの惑星の移動：惑星の生存
3次元SPHシミュレーションを実行して、惑星が自己重力型原始惑星系円盤で生き残ることができるかどうかを研究します。ここでモデル化されたディスクは、外側の領域でのみ重力的に不安定である実際のディスクを模倣する冷却処方を使用します。これは、実際のディスクで予想されるように、ディスクの外側の部分の冷却時間が内側の領域の冷却時間よりも短くなるように、簡略化された方法を使用して冷却をモデル化することによって行います。巨大（>M_Sat）惑星と低質量（<M_Nep）惑星の両方は、最初は非常に急速に内側に移動しますが、ギャップを開く必要なく、ディスクの内部の重力的に安定した領域で減速できます。これは、質量に関係なく、惑星が内部への移動を遅くすることができなかった、より単純化された方法で冷却がモデル化された以前の研究とは対照的です。これは、熱力学が惑星の移動に及ぼす重要な影響を示しています。より広い意味で、これらの結果は、ディスクの進化の初期段階で形成される惑星が、まだ非常に大規模で自己重力的である場合でも、生き残ることができることを示しています。
| Title |
The_size,_shape,_density_and_ring_of_the_dwarf_planet_Haumea_from_a_stellar_occultation |
| Authors |
J._L._Ortiz,_P._Santos-Sanz,_B._Sicardy,_G._Benedetti-Rossi,_D._B\'erard,_N._Morales,_R._Duffard,_F._Braga-Ribas,_U._Hopp,_C._Ries,_V._Nascimbeni,_F._Marzari,_V._Granata,_A._P\'al,_C._Kiss,_T._Pribulla,_R._Kom\v{z}\'ik,_K._Hornoch,_P._Pravec,_P._Bacci,_M._Maestripieri,_L._Nerli,_L._Mazzei,_M._Bachini,_F._Martinelli,_G._Succi,_F._Ciabattari,_H._Mikuz,_A._Carbognani,_B._Gaehrken,_S._Mottola,_S._Hellmic,_F._L._Rommel,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_A._Campo_Bagatin,_S._Cikota,_A._Cikota,_J._Lecacheux,_R._Vieira-Martins,_J._I._B._Camargo,_M._Assafin,_F._Colas,_R._Behrend,_J._Desmars,_E._Meza,_A._Alvarez-Candal,_W._Beisker,_A._R._Gomes-Junior,_B._E._Morgado,_F._Roques,_F._Vachier,_J._Berthier,_T._G._Mueller,_J._M._Madiedo,_O._Unsalan,_E._Sonbas,_N._Karaman,_O._Erece,_D._T._Koseoglu,_T._Ozisik,_S._Kalkan,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03113 |
ハウメアは、4つの既知の海王星を横断する矮小惑星の中で、エキゾチックで非常に細長い高速回転体です。他の矮小惑星とは対照的に、そのサイズ、形、アルベド、密度は十分に制約されていません。ここでは、2017年1月21日に観測されたマルチコード恒星食の結果を報告します。メインボディの周りで観測された2次イベントは、不透明度0.5、幅70km、半径2,287のリングの存在と一致しています$${-45}^{+75}$km。ケンタウロスチャリクロは巨大惑星以外で最初にリングシステムを示したボディであり、ケンタウロスカイロンは後にチャリクロのリングに似たものを持っていることが発見されました。ハウメアは、ケンタウロスの人口の外にある最初の輪である。リングは、ハウメアの赤道とその衛星ヒイアカの軌道の両方と同一平面上にあります。その半径は、Haumeaのスピン周期との3：1の平均運動共振に近く配置されます。本体による掩蔽は、軸1,704$\pm$4kmx1,138$\pm$26kmの瞬間的な楕円形の四肢を提供します。回転光曲線と組み合わせると、Haumeaの3D方向とその3軸形状が制約されます。これは、静水圧平衡での均質なボディと一致しません。ハウメアの最大の軸は、少なくとも2,322$\pm$60kmで、以前考えられていたよりも大きい。これは、Haumeaの密度の上限が1,885$\pm$80kgm$^{-3}$であること、以前の推定よりも小さくて不可解なこと、および以前の推定よりも小さい0.51$\pm$0.02の幾何学的アルベドを意味します。。それぞれ15および50nbar（3-$\sigma$制限）を超える圧力のグローバルN$_2$またはCH$_4$大気は検出されません。
原始惑星系円盤におけるダストリングの二波長アルマ観測
| Title |
Dual-Wavelength_ALMA_Observations_of_Dust_Rings_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Feng_Long,_Paola_Pinilla,_Gregory_J._Herczeg,_Sean_M._Andrews,_Daniel_Harsono,_Doug_Johnstone,_Enrico_Ragusa,_Ilaria_Pascucci,_David_J._Wilner,_Nathan_Hendler,_Jeff_Jennings,_Yao_Liu,_Giuseppe_Lodato,_Francois_Menard,_Gerrit_van_de_Plas,_Giovanni_Dipierro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03120 |
Taurusの3つの原始惑星系円盤に対する2.9\、mmの新しいAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）の観測結果と、以前の1.3\、mmデータとの比較を、両方とも$\sim0''1$（15\、おうし座の距離のau）。シングルリングディスクDSTau、ダブルリングディスクGOTau、およびマルチリングディスクDLTauでは、同じリングが両方の波長で検出され、半径方向の位置は50から120\、auに及びます。ダスト放出形態を定量化するために、観測された可視性は、放射状強度プロファイルのパラメトリック処方でモデル化されます。モデルの強度プロファイルで囲まれた全フラックスの95\％としてとられたディスクの外半径は、3つのディスクの両方の波長で一貫しています。ダスト進化モデルは、外側ディスクの局所的な圧力の最大値でのダストトラッピングが、観測されたパターンを説明できることを示しています。ダストリングはほとんど未解決です。DSTauのわずかに分解されたリングは、より長い波長で暫定的に狭いリングを示します。これは、効率的なダストトラッピングから予想される観察上の特徴です。スペクトルインデックス（$\alpha_{\rmmm}$）は外側に向かって増加し、ダストリングのピークに対応する極小値を示します。これは、ディスク全体の粒子特性の変化を示しています。ダストリングの光学的深さが低い（2.9\、mmで$\tau\sim$0.1--0.2および1.3\、mmで0.2--0.4）ことは、リングの粒子がミリメートルサイズに成長したことを示しています。原始惑星系円盤内の遍在するダストリングは、全体的なダイナミクスとダスト粒子の進化を変更し、おそらく新世代の惑星形成への道を開いています。
銀河円盤における26 Alの分布と運動学
| Title |
Distribution_and_kinematics_of_26Al_in_the_Galactic_disc |
| Authors |
Yusuke_Fujimoto,_Mark_R._Krumholz,_Shu-ichiro_Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03057 |
26Alは、大量の恒星風と超新星によって星間物質（ISM）に注入されると考えられる短命の放射性同位元素です。しかし、26Al放出の全天マップは、大規模な星や冷たいISMのどちらよりもはるかに大きなスケールの高さとより速い回転速度の分布を示しています。私たちは、天の川のような銀河のN体+流体力学シミュレーションを使用して、この矛盾の原因を調査します。天の川のらせん構造が26Al異常を説明しているという証拠は見つかりません。星とそれらが生成する26Alの泡は、らせん状の腕に沿って形成されますが、シミュレーションでは、外部ポテンシャルによって強制される伝播腕ではなく、自発的に発生する物質の腕が生成されるため、星の形成は前縁ではなく腕の中心で発生します。その結果、26Alのスケールの高さと回転速度は、コールドISMと同様です。ただし、大きな26Alバブルの端にある可能な太陽位置について生成された合成26Al放出マップが、観測された26Al空の主要な質的特徴の多くを回復することも示しています。これは、観測された異常26Al分布が、近くの最近の超新星によって生成された26Alからのフォアグラウンド放出の積であることを示唆しています。
大規模なブラックホールの合併率：kpc分離の放浪と超新星フィードバックの影響
| Title |
Massive_black_hole_merger_rates:_the_effect_of_kpc_separation_wandering_and_supernova_feedback |
| Authors |
Enrico_Barausse,_Irina_Dvorkin,_Michael_Tremmel,_Marta_Volonteri_and_Matteo_Bonetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03065 |
レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）で検出可能な大規模なブラックホールバイナリの合併率の予測と、パルサータイミングアレイのバックグラウンド信号を再確認します。銀河の合併とブラックホールバイナリの最終的な合体の間の遅延の影響、およびブラックホールの成長に対する超新星フィードバックの影響に焦点を当てます。半解析的銀河形成モデルを利用することで、分離$\lesssim1$pcでバイナリの進化を促進するプロセスを説明するだけでなく（ガス駆動マイグレーション、恒星硬化、3重/4重ブラックホールシステム）、しかし、kpcから数個のpc分離までの大規模なブラックホールペアによって費やされた時間を考慮することにより、以前の研究を改善します。また、低質量銀河の核領域からかなりの量のガスを放出する可能性のある超新星フィードバックの影響も含まれているため、降着によるブラックホールの成長が妨げられ、円周ディスクでの軌道移動が抑制されます。これらの新しい物理的効果が含まれているにもかかわらず、黒の種のモデルに関係なく、LISA検出率は$\sim2\mbox{yr}^{-1}$を超えているはずです。高い赤方偏移での穴の人口。ただし、ブラックホールが$\sim100M_\odot$シードから形成されるシナリオは、超新星からのフィードバックの影響をより大きく受けます。また、合併集団の質量比分布の予測を示し、バイナリは通常、$\sim0.1$と$1$の間の質量比を持っていることを確認します。パルサータイミングアレイ実験のバンドの確率的背景の予測は、代わりにかなりロバストであり、モデルへの穏やかな依存のみを示します。
銀河系媒質中の光イオン化乱流物質のモデリングII：層状媒質内の乱流の影響
| Title |
Modeling_Photoionized_Turbulent_Material_in_the_Circumgalactic_Medium_II:_Effect_of_Turbulence_within_a_Stratified_Medium |
| Authors |
Edward_Buie_II,_William_J._Gray,_Evan_Scannapieco,_Mohammadtaher_Safarzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03066 |
近くの星形成銀河の銀河系周囲の媒体（CGM）は、検出可能なNV吸収がほとんどないかまったくないOVI吸収の明確な兆候を示しています。低いイオン化状態の種からの非常に不均一な吸収を伴うこの異常なスペクトルの特徴は、CGMが乱流の存在下で発生するような動的な多相媒体として見なされなければならないことを示しています。以前の等方性乱流シミュレーションを動機として、全質量が$10^{12}$の太陽質量と乱流が半径方向に減少するNavarro-Frenk-White（NFW）重力ポテンシャル内の成層媒質の化学力学的シミュレーションを実行します。シミュレーションでは、0.3太陽の金属性、赤方偏移ゼロのメタガラティックUVバックグラウンドを想定し、イオン化、再結合、およびMAIHEMパッケージを使用した種ごとの放射冷却を追跡します。一連のイオンカラム密度を、低赤方偏移の星形成銀河のCOS-Halosサンプルと比較します。エネルギー注入率が約$10^{49}$erg/yrに対応する、平均1次元速度分散が約40km/sの乱流は、観測された多くのイオンカラム密度と比率に一致するCGMを生成します。このシミュレーションでは、放射冷却と乱流混合による冷却の組み合わせにより、NVIとOVIの比率がその平衡値から抑制されます。このレベルの乱流は、より制約のある高質量システムの観測からの期待と一致しており、超新星からのエネルギー入力、ガス流入、暗黒物質サブハローからの動的摩擦によって維持される可能性があります。また、小規模な構造を生成するより高い解像度の実行も行いますが、観測結果との一致は維持されます。
低赤方偏移クェーサーとマッチした星形成銀河における核周囲分子ガス
| Title |
Circumnuclear_Molecular_Gas_in_Low-redshift_Quasars_and_Matched_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Takuma_Izumi,_John_D._Silverman,_Knud_Jahnke,_Andreas_Schulze,_Renyue_Cen,_Malte_Schramm,_Tohru_Nagao,_Lutz_Wisotzki,_and_Wiphu_Rujoparkan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03072 |
中心の超大質量ブラックホール（SMBH）へのガス輸送をトリガーし、アクティブ銀河核（AGN）に点火するには、核周囲ガスディスク（CND）の一連の重力不安定性が必要です。このシナリオのテストは、不活性銀河の比較サンプルと比較したクェーサーのCNDスケールで、分子ガス質量表面密度（$\Sigma_{\rmmol}$）が向上しているかどうかを調査することです。ここでは、4つの低赤方偏移（$z\sim0.06$）、明るい（$\sim10^{45}$ergs$^{-1}$のALMAでサブkpc解像度のCO（2-1）観測を実行しました）それぞれが異なる星形成銀河と一致し、同様の赤方偏移、恒星質量、および星形成率を持つクエーサー。多様な形態を示すすべてのクエーサーからCO（2-1）排出を検出しました。予想に反して、CO（2-1）明度から計算されたクエーサーサンプルの$\Sigma_{\rmmol}$は、$r<500$pcで比較サンプルよりも小さくなる傾向があります。私たちのクエーサーには$\Sigma_{\rmmol}$の体系的な強化はありません。クェーサーのCNDスケールでの低分子ガス含有量（またはCO（2-1）光度）を説明する4つの可能なシナリオについて説明します。スターバースト相とクエーサー相の開始間の遅延、およびガスの化学的存在量と励起に対するX線支配領域（XDR）の影響。文献では広く議論されていませんが、XDR効果は、特に明るいクエーサー核の近くで、分子量測定に影響を与える可能性があります。したがって、ALMAを使用して現在実行可能な、より高い解像度の分子ガスの観測を考慮する必要があります。
外銀河IIにおける星形成のセンサス：GLIMPSE360フィールド
| Title |
A_Census_of_Star_Formation_in_the_Outer_Galaxy_II:_The_GLIMPSE360_Field |
| Authors |
Elaine_Winston,_Joseph_Hora,_Volker_Tolls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03080 |
GLIMPSE360プログラムで観測された領域の65\degr$<l<$265\degr〜から、外側の銀河における星形成の研究を行いました。この{\itSpitzer}の温かいミッションプログラムは、3.6と4.5〜$\mu$mのIRACで外側の天の川の平面をマッピングしました。IRAC、{\itWISE}、および2MASSカタログと、別の銀河系外の調査からの以前の結果を組み合わせ、銀河の経度で$>$180\degr\にわたるフィールド全体で合計47,338の若い恒星天体（YSO）を特定します。結合カタログで$DBSCAN$メソッドを使用して、5つ以上のメンバーを持つYSOの618のクラスターまたは集約を識別します。私たちは、10,476クラスI、29,604クラスII、および7,325貧血クラスII/クラスIIIYSOを識別します。クラスターのメンバーとして識別されたYSOの比率は、25,528/47,338、つまり54\％でした。{\itWISE}\ion{H}{2}調査で、識別された100個のクラスターが以前に距離を測定したことがわかりました。これらの距離を、これらのクラスターのYSOのスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングで使用しました。そのうちの96は$<3\sigma$フィットのYSOでした。SEDモデルフィットから派生した質量を使用して、内側および外側のGalaxyクラスターの初期質量関数（IMF）を推定しました：クラスターを銀河中心距離で割ると、傾きは$\Gamma=1.87\pm0.31$以上で3〜M$R_{Gal}の$_{\odot}$<11.5$〜kpcおよび$R_{Gal}の$\Gamma=1.15\pm0.24$上記$R_{Gal}>11.5$〜kpc。結合されたIMFの傾きは、3〜M$_{\odot}$の上で$\Gamma=1.92\pm0.42$であることがわかりました。これらの値は、不確実性の範囲内で互いに一致しており、内部の銀河系の大質量星形成領域の文献値とも一致しています。斜面はまた普遍的なサルピーターIMFと一致している可能性があります。
VMC調査-XXXVIII。マゼラン橋の適切な動き
| Title |
The_VMC_survey_--_XXXVIII._Proper_motion_of_the_Magellanic_Bridge |
| Authors |
Thomas_Schmidt,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Florian_Niederhofer,_Kenji_Bekki,_Cameron_P._M._Bell,_Richard_de_Grijs,_Jonathan_Diaz,_Dalal_El_Youssoufi,_Jim_Emerson,_Martin_A._T._Groenewegen,_Valentin_D._Ivanov,_Gal_Matijevic,_Joana_M._Oliveira,_Monika_G._Petr-Gotzens,_Anna_B._A._Queiroz,_Vincenzo_Ripepi,_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03163 |
マゼラン雲は、相互作用する矮小銀河と天の川の衛星の近くにあるペアです。それらの運動学的特性を研究することは、それらの起源と動的進化を理解するために不可欠です。それらには顕著な潮汐の特徴があり、これらの特徴の運動学は、潮汐矮星の形成、銀河の合体、ガスのストリッピングについてのヒントを与えることができます。加えて、それらは、巨大な銀河と融合する過程にある矮小銀河の例です。この研究の目的は、最新の相互作用を理解するために恒星の適切な動きを使用して、マゼラン雲を接続する潮汐機能であるマゼラン橋の運動学を調査することです。マルチエポックの$K_{s}$バンドアパーチャ測光に基づいて適切なモーションを計算しました。これは、天文学用の可視および赤外線サーベイ望遠鏡（VISTA）で1〜3年の期間にわたって取得され、それらと比較しました。$Gaia$DataRelease2（DR2）の適切なモーション。$Gaia$〜DR2視差をVISTA測光と組み合わせて使用するか、ベイズ推定に基づく距離を使用して、天の川の前景の星を削除する2つの方法をテストしました。主に天の川の前景の星、背景の銀河、少数の可能性のあるマゼラン橋の星（$<15,000ドル）。マゼランブリッジセンターの最初の適切なモーション測定は、赤経で$1.80\pm0.25$masyr$^{-1}$、赤緯で$-0.72\pm0.13$masyr$^{-1}$です。適切なモーション測定により、小マゼラン雲から大マゼラン雲への流れが確認されます。この流れは、マゼラン橋の全長にわたって測定できるようになりました。私たちの測定は、マゼラン橋が伸びていることを示しています。
平方キロメートルアレイによる磁気科学
| Title |
Magnetism_Science_with_the_Square_Kilometre_Array |
| Authors |
George_Heald,_Sui_Ann_Mao,_Valentina_Vacca,_Takuya_Akahori,_Ancor_Damas-Segovia,_B._M._Gaensler,_Matthias_Hoeft,_Ivan_Agudo,_Aritra_Basu,_Rainer_Beck,_Mark_Birkinshaw,_Annalisa_Bonafede,_Tyler_L._Bourke,_Andrea_Bracco,_Ettore_Carretti,_Luigina_Feretti,_J._M._Girart,_Federica_Govoni,_James_A._Green,_JinLin_Han,_Marijke_Haverkorn,_Cathy_Horellou,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Roland_Kothes,_Tom_Landecker,_Blazej_Nikiel-Wroczynski,_Shane_P._O'Sullivan,_Marco_Padovani,_Frederick_Poidevin,_Luke_Pratley,_Marco_Regis,_Christopher_John_Riseley,_Tim_Robishaw,_Lawrence_Rudnick,_Charlotte_Sobey,_Jeroen_M._Stil,_Xiaohui_Sun,_Sharanya_Sur,_A._Russ_Taylor,_Alec_Thomson,_Cameron_L._Van_Eck,_Franco_Vazza,_Jennifer_L._West,_and_the_SKA_Magnetism_Science_Working_Group |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03172 |
平方キロメートルアレイ（SKA）は、宇宙全体の磁場の起源、進化、特性、および影響に関する基本的な質問に答えます。磁場は、星形成、銀河力学、高速電波バースト、活動銀河核、大規模構造、暗黒物質消滅など、さまざまな現象を照らして影響を与えることができます。SKAの準備は世界中で急速に進んでおり、コミュニティは、SKAパスファインダーと前駆体望遠鏡の強力な国際スイートからのデータを使用して、宇宙磁気の分野で途方もない観測の進歩を遂げています。この貢献では、これらの最近の急速な発展に照らして、SKAを使用した磁気研究のコミュニティ計画を再検討します。特に、新しい電波望遠鏡の計装が生成する影響に焦点を当てているため、SKAの主要な磁気科学分野の理解と、データの処理と解釈に必要な新しい技術についての理解が深まります。これらの最近の進展について、SKA時代の究極の科学的目標に照らして説明します。
銀河からのライマンアルファ放出のスペクトル形状：I.ブルーシフト放出とレッドシフトによる固有の不変性
| Title |
Spectral_shapes_of_the_Lyman-alpha_emission_from_galaxies:_I._blueshifted_emission_and_intrinsic_invariance_with_redshift |
| Authors |
Matthew_J._Hayes_(1),_Axel_Runnholm_(1),_Max_Gronke_(2),_and_Claudia_Scarlata_(3)_((1)_Stockholm_University,_(2)_Johns_Hopkins_University,_(3)_University_of_Minnesota) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03232 |
星形成銀河からのHILyman-alpha（Ly{\alpha}）放出のスペクトルプロファイルのredshift-evolutionを示します。この最初の研究では、ブルーシフト発光の寄与に特に注意を払います。赤方偏移z=2.9-6.6で、超大型望遠鏡のマルチユニット分光エクスプローラーで識別された229個のLy{\alpha}選択銀河のサンプルのスペクトルをコンパイルし、低z（<0.44）では、ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された宇宙起源スペクトログラフで観測された74個の紫外線選択銀河のサンプル。銀河間媒体（IGM）からの吸収が無視できる低zでは、ブルーシフト放出（青/赤）の相対的な寄与が、等価幅（$W_{Ly{\alpha}}$）の増加に伴って急速に増加することを示します。ただし、この結果はz=3-4では発生せず、ブートストラップシミュレーションを使用して、確率的IGM吸収によって青色の発光が抑制されることを示します。私たちの主な結果は、赤方偏移の増加に伴って青のピークの寄与が急速に下方に進化することです：青/赤のフラックス比は$z\約0$で$\約30$％ですが、$z\約3$で15％に低下します、および$z\約6$で3％未満に。IGM吸収のさらなるシミュレーションを吸収されていないCOSスペクトルに適用すると、ローカルからの追加のHI不透明度を必要とせずに、青翼の寄与のこの減少は、介在するLy{\alpha}吸収システムの肥厚に完全に起因する可能性があることを示します構造、伴銀河、または宇宙の落下。数値放射伝達シミュレーション、銀河の進化する合計Ly{\alpha}出力、および再イオン化時代における解決されたLy{\alpha}スペクトルの有用性に照らして、結果を説明します。
銀河HII領域S305における物理的条件と星形成プロセスの調査
| Title |
Probing_the_physical_conditions_and_star_formation_processes_in_the_Galactic_HII_region_S305 |
| Authors |
L._K._Dewangan,_Saurabh_Sharma,_Rakesh_Pandey,_S._del_Palacio,_D._K._Ojha,_P._Benaglia,_T._Baug,_S._R._Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03244 |
巨大なO8.5VとO9.5Vの星によって励起される銀河HII領域S305のマルチスケールとマルチ波長の観測結果を示します。赤外線画像は、S305HII領域（サイズ〜5.5pc、年齢〜1.7Myr）を囲む拡張された球のようなシェル（拡張〜7.5pc、T_d=17.5-27K）を明らかにします。ハーシェル温度マップで観測された拡張構造は、S305の分子環境が巨大なO型星によって加熱されていることを示しています。規則的に間隔を置いて配置された分子の凝縮とダストの塊が赤外線シェルの端に向かって調査され、PAHとH_2の放出も観察されます。分子線データは、S305における分子ガスの膨張するシェルのシグネチャを示しています。GMRT610および1280MHzの連続体マップは、馬蹄形のエンベロープ（拡張子〜2.3pc）で囲まれた2つのO型星の周りに分布する電離放出の密度が高いことを示しています。分子ガス欠乏領域/空洞は馬蹄形エンベロープの中心に向かって識別され、PAH、H_2、分子、およびダスト放出でよく追跡されます。赤外線シェルの端が馬蹄形エンベロープの前面にあることがわかります。これらすべての結果は、S305におけるO型星のフィードバックの観測的証拠を提供します。さらに、S305では平均スペクトルインデックスα〜-0.45の非熱的電波放射が検出されます。-1.1から1.3の範囲のアルファの変動は、ソフトシンクロトロン放射と、光学的に厚い高周波での熱放射、またはRazin-Tsytovich効果による低周波放射の抑制により説明されます。
銀河環サーベイの自律ガウス分解。 II。 13COの銀河分布
| Title |
Autonomous_Gaussian_decomposition_of_the_Galactic_Ring_Survey._II._The_Galactic_distribution_of_13CO |
| Authors |
M._Riener,_J._Kainulainen,_J._D._Henshaw,_H._Beuther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03294 |
星間物質の構造の形成と進化に対する銀河環境の影響を理解するには、天の川におけるCO放出の分布に関する知識が不可欠です。ただし、現在、スパイラルアームおよびアーム間領域のCOの割合に関する私たちの洞察は、仮定された回転曲線モデルまたは距離決定手法の大きな不確実性によってまだ制限されています。この研究では、ベイジアンアプローチを使用して、銀河系リングサーベイから13COの分布の現在の最良の評価を取得します。銀河の特徴のモデルを含めるか除外するかの2つの異なる距離推定を実行しました。また、文献の距離と想定されたサイズと線幅の関係の編集から決定されたキネマティック距離のあいまいさを解決するための事前計算も含まれています。スパイラルアーム機能に関連する13CO放出の割合は、2つの距離の実行間で76％から84％に変化することがわかります。ガスの垂直分布は銀河のミッドプレーンの周りに集中しており、FWHM値は約75pcです。スパイラルアームとアーム間機能に関連するガス放出特性の間に有意差は見られません。特に、スパーとスパイラルアームにおけるガス放出の速度分散値の分布は非常に似ています。空間解像度の違いによって引き起こされるビーム平均化効果に起因する、太陽中心距離の増加に伴う速度分散値の上昇傾向を検出します。ガス排出量の真の分布は、2つの距離結果の組み合わせに似ていると考えられ、補完的な距離推定を使用して、単一のアプローチの落とし穴から保護することの重要性を強調します。この作業で提示された方法論は、銀河平面調査でガス放出機能までの距離を決定するための有望な方法であると結論付けます。
分子雲における炭素同位体分別
C-フラクショネーションは、同位体選択的光解離と低温同位体交換反応の両方を含む、時間依存化学のさまざまなモデルを用いて理論的な観点から研究されてきました。最近の化学モデルは、後者がニトリル含有種の$^{13}$Cの枯渇につながる可能性があり、元素の存在量の2倍の$^{12}$C/$^{13}$C比があると予測していますローカルISMで68の比率。炭素同位体比は一般的に、二重同位体法で$^{14}$N/$^{15}$N比を評価するために使用されるため、誤った仮定を回避するためにC画分を詳細に研究することが重要です。この作業では、新しい同位体交換反応を伴うガス粒子化学モデルを実装し、高密度および低温分子ガスのコンテキストでそれらの導入を調査しました。特に、モデルのグリッドを使用して、HNC、HCN、およびCNの$^{12}$C/$^{13}$C比を調査しました。温度と密度の範囲は10〜50K、2$\timesです。$10$^{3}$から2$\times$10$^{7}$cm$^{-3}$まで。$^{13}$C+C$_{3}$$\rightarrow$$^{12}$C+$^{13}$CC$_による$^{13}$Cの交換をお勧めします原子状炭素から出発して形成された分子の{2}$反応。これは希釈ではなく、むしろ$^{13}$Cの向上をもたらします。この効果は、COの生成から穀物への凍結までの時間範囲で効果的です。さらに、ニトリルの$^{12}$C/$^{13}$C比は、大規模な星形成領域のローカル値の68とは0.8〜1.9倍異なることが予測されることを示しています。この結果は、$^{14}$N/$^{15}$N比にも影響します。二重同位体法で取得した値330は、物理的な条件に応じて、260〜1150と予測されます。最後に、宇宙線電離率を変化させることにより$^{12}$C/$^{13}$C比率を調べました。比率は二次光子と宇宙線反応により増加します。
SWIFTで観測されたロングガンマ線バーストを用いた星形成率の推定
| Title |
Estimation_of_the_Star_Formation_Rate_using_Long-Gamma_Ray_Burst_observed_by_SWIFT |
| Authors |
M._El\'ias-Ch\'avez,_O._M._Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03367 |
この作業では、Swiftによって検出された333個のLong-GRBを通じてスター形成率（SFR）を推定します。この調査は、Y\"ukseletal。（2008）によって提案された経験的モデルに基づいています。基本的に、SFRは、それらがCollapsarモデルまたは大規模な星の崩壊に基づく恒星起源であることを考慮して、長いGRBを使用して推定されます（Hypernova）$M>20M_{\bigodot}$。分析は、長いGRBの生成率を説明する$\varepsilon（z）$の研究から始まり、$\varepsilon（z）=\varepsilon_{によってパラメーター化されます。0}（1+z）^{\delta}$ここで、$\varepsilon_{0}$には、既に定義されている光度範囲のGRBレートへのSFR絶対変換が含まれ、$\delta$は、の異なる領域で変化する動的パラメーターですredshiftは、Long-GRBのサンプルに対する線形回帰の分析によって得られたSFR勾配を説明します。得られた結果は、SFRのトレーサーとしてLong-GRBを使用するという提案を裏付ける証拠を提供します。
野辺山45 m望遠鏡で観測された反射星雲NGC 2023に向かうCO雲の運動学的分析。オリオン地域での雲と雲の衝突のさらなる証拠
| Title |
A_kinematic_analysis_of_the_CO_clouds_toward_a_reflection_nebula_NGC_2023_observed_with_the_Nobeyama_45_m_telescope;_Further_evidence_for_a_cloud-cloud_collision_in_the_Orion_region |
| Authors |
R._Yamada,_R._Enokiya,_H._Sano,_S._Fujita,_M._Kohno,_D._Tsutsumi,_A._Nishimura,_K._Tachihara,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03426 |
分子状ガスの詳細な運動学的特性に特に焦点を当てて、反射星雲NGC2023の領域で新しいCO（$J$=1-0）データを分析しました。結果は、19$''$（=0.04pc）の高解像度で明らかにされた動的相互作用のシグネチャを示す2つの速度成分があることを示しています。結果に基づいて、2つの雲が互いに衝突し、2個のサイズの2つの小さなクラスターにある20個の低質量星に加えて、B1.5星HD37903の形成をトリガーしたという仮説を提案します。以前の研究はHII領域によるトリガーのスキームを支持していましたが（例：Mookerjeaetal。2009）、HII領域の効果は分子雲の表面にのみ限定され、ガス圧縮と星形成。現在の結果は、衝突によって形成される可能性が高い$\sim$20の低質量の星に加えて、高質量の星を形成する際の雲と雲の衝突の主要な役割をサポートします。現在のケースは、オリオン領域のすべての高質量星が雲と雲の衝突によって形成されていることを示唆しています。
弱い重力屈曲における形状、色、距離
| Title |
Shape,_Color_and_Distance_in_Weak_Gravitational_Flexion |
| Authors |
Joseph_M._Fabritius_II,_Evan_J._Arena,_David_M._Goldberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03506 |
正準的には、楕円銀河は完全な回転対称性を備えていることが期待されるため、屈曲研究の理想的なターゲットになります。ただし、この仮定は検証されていません。新しい重力レンズコードであるLenserを使用して、既知の形態タイプの赤方偏移および高方偏移の銀河カタログを分析しました。u-rバンドのカラー測定を使用してSersicインデックス値をフィットすると、初期タイプの銀河と一致する特性を持つオブジェクトは、後期タイプの銀河よりも屈曲信号の固有散乱が低いことがわかります。この測定された屈曲ノイズは、低赤方偏移と高赤方偏移の両方で2倍以上削減できることがわかります。
NICERがブラックホール候補MAXI J1535-571の状態遷移を再フレア中に確認
| Title |
A_NICER_look_at_the_state_transitions_of_the_black_hole_candidate_MAXI_J1535-571_during_its_reflares |
| Authors |
V._A._C\'uneo,_K._Alabarta,_L._Zhang,_D._Altamirano,_M._M\'endez,_M._Armas_Padilla,_R._Remillard,_J._Homan,_J._F._Steiner,_J._A._Combi,_T._Mu\~noz-Darias,_K._C._Gendreau,_Z._Arzoumanian,_A._L._Stevens,_M._Loewenstein,_F._Tombesi,_P._Bult,_A._C._Fabian,_D._J._K._Buisson,_J._Neilsen_and_A._Basak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03074 |
ブラックホール候補とX線バイナリMAXIJ1535-571は2017年9月に発見されました。その発見バーストの崩壊の間、静止状態に戻る前に、光源は少なくとも4回のリフレアイベントを受け、ピーク光度は$\sim$10でした$^{35-36}$ergs$^{-1}$（d/4.1kpc）$^2$。これらのフレアの性質を調査するために、ほぼ毎日のペースで撮影されたNICER観測のサンプルを分析しました。この作業では、4つのフレアの進化の詳細なスペクトル分析とタイミング分析を示します。他のX線検出器と比較して、より低いエネルギーでのNICERの感度が高いため、スペクトルのディスクコンポーネントを$\sim$0.5keVに制限できました。各リフレアの間に、ソースは、完全なバースト中にブラックホールバイナリで観察されたものと同様の硬度-強度図のq字型の軌跡を描くように見えることを発見しました。MAXIJ1535-571は、これらのフレア中にハード状態（谷）とソフト状態（ピーク）の間を遷移します。さらに、Comptonizedコンポーネントは最初のリフレアのピークでは検出されませんが、ディスクコンポーネントは谷間では検出されません。最も可能性の高い距離を4.1kpcと仮定すると、ソフトからハードへの遷移は、ブラックホールトランジェントでこれまでに観測された最も低い光度で発生しますが、ソフトからハードへの遷移は、これまでに報告された最も低い光度のいくつかで発生します。そのようなシステムのため。
相対論的磁化衝撃からのシンクロトロンメーザー放出：衝撃前温度への依存
| Title |
The_synchrotron_maser_emission_from_relativistic_magnetized_shocks:_Dependence_on_the_pre-shock_temperature |
| Authors |
Aliya-Nur_Babul_and_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03081 |
高速ラジオバーストのコヒーレントな電波放射を説明するために、最近、相対論的磁化衝撃でシンクロトロンメーザー不安定性によって生成される電磁前駆波が呼び出されました。2次元のパーティクルインセルシミュレーションにより、相対論的電子-陽電子垂直衝撃波における前駆波の特性を、事前衝撃磁化$\sigma\gtrsim1$（つまり、粒子エネルギーフラックスへの入力ポインティングフラックス）および熱拡散$\Delta\gamma\equivkT/mc^2=10^{-5}-10^{-1}$。ポストショックフレームで計算されるように、前駆波に変換される総入力エネルギーのフラクション$f_\xi$を測定します。固定磁化では、$\Delta\gamma\lesssim10^{-1.5}$である限り、$f_{\xi}$は温度にほとんど依存しないことがわかります（$\から3倍のわずかな減少のみ）Delta\gamma=10^{-5}$から$\Delta\gamma=10^{-1.5}$まで）ですが、$\Delta\gamma\gtrsim10^{-1}の場合は2桁近く減少します$。一定の温度で、磁化$f_\xi\sim10^{-3}\、\sigma^{-1}$によるスケーリングは、以前の1次元の結果と一致しています。私たちのリファレンス$\sigma=1$の場合、前駆波のパワースペクトルは低温では比較的ブロード（フラクショナル幅$\sim1-3$）ですが、フラクショナル幅$\sim0.2$ではっきりとしたライン状の特徴を示しています。$10^{-3}\lesssim\Delta\gamma\lesssim10^{-1.5}$の場合。$\sigma\gtrsim1$の場合、前駆波は、必要に応じて、ショック法線（ポストショックフレームで測定）から$\simeq\sigma^{-1/2}$の角度内でビームされます。ショックを追い越す。私たちの結果は、相対論的衝撃からのメーザー放出に基づくFRB放出モデルの物理的に接地された入力を提供できます。
| Title |
Variability_in_Short_Gamma-ray_Bursts:_Gravitationally_Unstable_Tidal_Tails |
| Authors |
Eric_R._Coughlin,_C._J._Nixon,_Jennifer_Barnes,_Brian_D._Metzger,_R._Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03174 |
短いガンマ線バーストは、2つの中性子星または中性子星と恒星の質量のブラックホールの融合から生じると考えられています。合併の最終段階では、一般的に、噴出物の1つまたは複数の潮汐「尾」の生成が伴います。これは、後から残りのディスクシステムにフォールバックします。線形安定性解析の結果を使用して、これらの尾を構成する材料が断熱としてモデル化され、有効断熱インデックスが$\gamma\ge5/3$を満たしている場合、尾は重力的に不安定であり、崩壊して小さなノットをスケールします。潮汐の尾に沿った間隔や生成された総数など、これらの結び目の特性を分析的に推定し、それらが合併残骸への質量戻り率に与える影響を調べます。ポリトロピック（ポリトロピックインデックスと断熱インデックス$\gamma$が等しい）、\\gamma=2$中性子星のブラックホールによる破壊の流体力学的シミュレーションを実行し、線形安定性解析の予測と不安定性から崩壊する結び目の分布。これらのノットがブラックホールに戻ると、フォールバックレートに変動が生じます。これは、GRBの光度曲線の変動として現れ、不安定性がどれだけ速く動作するかに応じて、迅速な放出になります。これらのノットの戻りによって引き起こされる遅い時間の変動性は、いくつかのGRBで観察された延長された放出とも一致します。
マグネター磁気圏の平行電場におけるペア分離と高速無線バーストの狭いスペクトル
| Title |
Pair_separation_in_parallel_electric_field_of_a_magnetar_magnetosphere_and_narrow_spectra_of_fast_radio_bursts |
| Authors |
Yuan-Pei_Yang,_Jin-Ping_Zhu,_Bing_Zhang,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03270 |
マグネター磁気圏が地殻変動によってトリガーされると、磁場線に平行な電場$E_\parallel$が、電荷欠乏領域のAlvf\en波を介して現れます。電子-陽電子のペアが、たとえばいくつかの可能なプラズマ不安定性を介して、磁気圏にすでに存在している場合、これらのペアは$E_\parallel$で電荷分離を受け、その間にコヒーレントな曲率放射を放出します。Yang＆Zhang（2018）のアプローチに従って、電荷分離により、重ね合わされた曲率放射が狭くなり、スペクトルの幅が電子と陽電子の塊の間の分離に依存することがわかります。このメカニズムは、FRB、特に最近、銀河マグネターSGRJ1935+2154からの硬X線バーストに関連して検出された銀河FRB200428の狭いスペクトルを解釈できます。
埋め込まれたBHと多極小球：静的なSMBHの周りにクラスター化された整列不良の厚い降着円盤
| Title |
Embedded_BHs_and_multipole_globules:_Clustered_misaligned_thick_accretion_disks_around_static_SMBHs |
| Authors |
D._Pugliese_and_Z._Stuchlik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03282 |
中央の静的なシュヴァルツシルトブラックホールを周回している（傾斜した）トーラスのクラスターを調査します。この目的のために、純粋な流体力学モデルを分析する、幾何学的に厚く、圧力でサポートされた、完全な流体トーラスのセットを検討しました。トーラス衝突の出現と、その結果として、固定された遠方の観測者に対して異なる傾斜角を持つトーラスによって構成された集合体の安定特性を研究します。傾斜トーラスの集合体は、ブラックホールアトラクタの周りのトロイドの分布を制御する主要な関数を導入することにより、単一の軌道構成としてモデル化されます。最終的に、トーラスの凝集体は、トーラスの厚さに応じて、埋め込まれた中央のブラックホールをカバーするさまざまなトロイダルスピンの向きを持つ、軌道物質の（多極）小球として見ることができます。これらのシステムは、中央のブラックホールへの降着に関連する不安定相が出現したトーラスを含むことが示されています。したがって、ポリトロピック流体のモデルパラメーターに応じて、質量流束、エンタルピー流束、流束の厚さなどのトーラスエネルギー論に関連する量の評価を提供します。その結果、この分析は、傾斜したトーラスと不整列ディスクの集合体の存在と特性に制約を課します。幾何学的に厚いトーラスに関連付けられたオープンカスプソリューションによって表される、プロトジェットを含む集合体に関するいくつかのメモが含まれています。
Suzakuを使用したLMXB XTE J1710-281の広帯域スペクトル分析
| Title |
Broad-band_spectral_analysis_of_LMXB_XTE_J1710-281_with_Suzaku |
| Authors |
Prince_Sharma,_Rahul_Sharma,_Chetana_Jain_and_Anjan_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03291 |
この研究では、中性子星低質量X線バイナリXTEJ1710-281のスザクアーカイブデータを使用した広帯域時間平均スペクトル分析を紹介します。この観測の間、光源はハードまたは中間のスペクトル状態でした。XTEJ1710-281の永続的な発光スペクトルの詳細なスペクトル分析が、スペクトルパラメーターの制約が改善された最大30keVで行われたのは、これが初めてです。XIS（0.6-9.0keV）およびHXD-PIN（15.0-30.0keV）データを同時にフィッティングすることにより、降着円盤および/または中性子星表面/境界からのソフトコンポーネントを含むモデルで線源の永続的スペクトルをモデル化しましたレイヤーとハードComptonizingコンポーネント。ニュートラルアブソーバーを備えた0.6-30keVの連続体は、内部温度が$kT_{\rmdisc}=0.28$keVのマルチカラーディスク黒体で表すことができます。これは、電子温度が$kT_{\rme}\約5$keVで、フォトンインデックス$\Gamma=1.86$で記述されます。マルチカラーディスク黒体$\約0.30$keV、単一温度黒体$\約0.65$keVおよびディスクからのComptonizationで構成される、より複雑な3コンポーネントモデル。（$\xi$）$\approx$4）は、広帯域スペクトルを同様によく説明しています。
2015年のバースト中のV404 Cygniの降着流ダイナミクスの研究
| Title |
Study_of_Accretion_Flow_Dynamics_of_V404_Cygni_during_its_2015_Outburst |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Jie-Rou_Shang,_Dipak_Debnath,_Sandip_K._Chakrabarti,_Debjit_Chatterjee,_Hsiang-Kuang_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03310 |
2015年のV404Cygniの爆発は、いくつかのX線および無線フレアと、スペクトルおよびタイミングプロパティの急速な変動を伴う異常なものです。爆発はブラックホールの非活動の$26$年後に発生しました。爆発の初期段階でのソースの降着流特性を、エネルギー範囲$0.5-150$keVの{\itSwift}/XRTおよび{\itSwift}/BATデータを使用して調べます。2成分移流（TCAF）モデルフィットファイルを使用してスペクトル分析を行いました。2種類の降着率（ケプラー円盤とサブケプラーハロー）、衝撃パラメーター（位置と圧縮比）などのいくつかのフローパラメーターが抽出されて、降着フローのダイナミクスが理解されます。バーストの等分割磁場$B$を計算し、最も高い$B\sim900$〜Gaussであることがわかりました。パワー密度スペクトル（PDS）はブレークを示さなかった。これは、ケプラー円盤成分の寄与がないか、または非常に少ないことを示しており、これもスペクトル分析の結果から見られる。顕著な準周期的振動（QPO）の兆候はPDSで観察されません。これは、ショック後の問題の冷却タイムスケールと降下タイムスケールの不一致が原因です。
熱X線特性による超新星残骸からの高エネルギー粒子の脱出タイムスケールに関する研究
| Title |
Study_on_the_escape_timescale_of_high-energy_particles_from_supernova_remnants_through_thermal_X-ray_properties |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Aya_Bamba,_Ryo_Yamazaki,_Yutaka_Ohira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03382 |
この10年間で、いくつかの超新星残骸（SNR）のGeV/TeVガンマ線観測により、加速粒子が加速サイトから脱出していることが示唆されました。ただし、SNR周辺からいつ、どのように脱出するかはまだ理解されていません。最近の研究は、粒子の脱出がSNRの熱プラズマ年齢とともに発生する可能性があることを示唆しています。この論文では、熱X線特性とガンマ線スペクトルを使用して、粒子脱出の時間発展に関する体系的な研究を紹介します。GeV/TeVガンマ線放出に関連する38のSNRを使用しました。指数カットオフパワー法則とブレークドパワー法則モデルを使用して、ガンマ線スペクトルにスペクトルフィッティングを実行し、どちらも粒子エスケープの指標である指数カットオフまたはブレークエネルギーを推定しました。プラズマ時代にわたるガンマ線カットオフ/ブレークエネルギーのプロットは、衝撃が薄い星間物質または雲と相互作用している条件下での粒子脱出の単純な理論によって予測されたものと同様の傾向を示します。粒子のエスケープタイムスケールは、閉じ込められた陽子の総エネルギーがプラズマエイジとともに減少する傾向から$\sim$100kyrと推定されます。データのカットオフ/ブレークエネルギーの大きな分散は、粒子のエスケープ環境の本質的な多様性を示唆している可能性があります。これが、地球上で測定された複雑な銀河宇宙線スペクトル形状の原因かもしれません。
銀河SGR1935$+$2154がガンマ線フレアと同時にFRB200428を放出したという発見は、これらの現象の共通の原因と関連性を実証しました。FRB電波放射がコヒーレントな曲率放射の結果である場合、放射する「バンチ」または波の正味の電荷が推定される場合があります。統計的議論は、放射バンチがローレンツ因子$\gtr約10$を持たなければならないことを示しています。観測された放射周波数は、それらの位相速度（パターン速度）がローレンツ因子$\gtr約100$に対応することを示しています。クーロン反発は、これらのバンチを構成する電子が、インコヒーレントな曲率放射によって制限される、より大きなローレンツ因子を持っている可能性があることを意味します。これらの電子はまた、SGRの軟ガンマ線フィールドでコンプトン散乱します。FRB200428では、無線周波数でコヒーレントに放射されるパワーはコンプトン散乱のパワーを超えましたが、より明るいSGRバーストでは、コンプトン散乱が支配的になり、エネルギー電子の加速が妨げられました。これは、2004年12月27日、SGR1806$-$20の巨大な爆発に関連するFRBが存在しないことを説明しています。明度$\gtrsim10^{42}$ergs/sのSGRはFRBを放出しませんが、明度の低いものは放出できます。
高傾斜ソーラーミッション
| Title |
The_High_Inclination_Solar_Mission |
| Authors |
K._Kobayashi,_L._Johnson,_H._Thomas,_S._McIntosh,_D._McKenzie,_J._Newmark,_A._Heaton,_J._Carr,_M._Baysinger,_Q._Bean,_L._Fabisinski,_P._Capizzo,_K._Clements,_S._Sutherlin,_J._Garcia,_K._Medina,_D._Turse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03111 |
高傾斜太陽ミッション（HISM）は、太陽と太陽圏を観測するための黄道外ミッションのコンセプトです。ミッションプロファイルは、主にソーラーポーラーイメージャーの概念に基づいています。最初は0.48AUの黄道軌道に螺旋状に入り込み、次に軌道の傾斜を年間$\sim10$度の速度で増加させ、最終的にヘリコグラフの傾斜は$>$75に達します。度。軌道プロファイルは、現在開発中のソーラークルーザーミッションのために現在開発中の技術から派生したソーラーセールを使用して達成されます。HISMリモートセンシング機器は、イメージング分光偏光計（ドップラーイメージャー/マグネトグラフ）と可視光コロナグラフで構成されます。in-situ機器には、ファラデーカップ、イオン組成分析計、磁力計が含まれます。プラズマ波測定は、電気アンテナと高速磁力計で行われます。ミッションアセスメントで使用される$7,000\、\mathrm{m}^2$帆は、4象限$1,666\、\mathrm{m}^2$ソーラークルーザーの設計を直接拡張したもので、同じタイプの高強度複合材を採用していますブーム、展開メカニズム、膜技術。モデル化されたセイルシステムは、必要なブーム特性を余裕を持って確保するために回転（〜1rpm）されます。宇宙船のバスは、宇宙船が太陽の距離が0.48AUに達するとすぐに完全な科学観測を可能にする、精密な3軸安定化機器プラットフォームを備えています。
将来のセルフトリガー式エアシャワー無線アレイのバックグラウンド識別アルゴリズム
| Title |
Background_identification_algorithm_for_futureself-triggered_air-shower_radio_arrays |
| Authors |
S._Malakhov,_P._Bezyazeekov,_O._Fedorov,_Y._Kazarina,_D._Kostunin,_V._Lenok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03304 |
超高エネルギー宇宙線、ニュートリノ、ガンマ線の研究は、天体物理学における最も重要な課題の1つです。これらの粒子のフラックスが低いため、直接検出することはできません。検出は、地球の大気中の一次粒子によって生成された空気シャワーの測定によって実行されます。超高エネルギーエアシャワーの無線検出は、他の方法と比較して、一次粒子とほぼ完全なデューティサイクルのパラメータを正確に再構築する費用効果の高い手法です。最新の無線検出器の主な課題は、高レベルのバックグラウンドと無線周波数干渉に耐性のある効率的なセルフトリガー技術の開発です。最新のラジオ検出器のほとんどは、粒子または光学検出器によって生成されたトリガーを受信します。ラジオ検出器のセルフトリガーの開発により、既存の機器の操作が大幅に簡素化され、ラジオ方式の主な利点にアクセスできるだけでなく、次世代の大規模ラジオ検出器の構築への道が開かれます。現在の作業では、この問題の解決、特に広帯域パルスの分類における進捗状況について説明します。
OARPAFで完了し、計画された技術およびソフトウェアのアップグレード
| Title |
Technical_and_software_upgrades_completed_and_planned_at_OARPAF |
| Authors |
D._Ricci,_L._Cabona,_A._La_Camera,_C._Righi,_F._Nicolosi,_S._Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03305 |
80cm、alt-azCassegrain-Nasmyth望遠鏡をホストする「OsservatorioAstronomicoRegionaleParcoAntola、Fascia」（OARPAF）と呼ばれる天文台で完了および計画された技術、機器、およびソフトウェアのアップグレードを紹介します。リグリアのアペニン山脈にある天文台は、現在、手動ハンドルを使用して3つのミラーを2つのナスミス焦点に切り替えることにより、科学的（測光カメラ）またはアマチュア（眼球）観測用に操作できます。これまでの主な科学的観測トピックは、これまで惑星外トランジット、QSO、重力レンズクエーサーに関連しており、結果は最近発表されています。構造全体（望遠鏡、ドーム、器具、センサー、監視）のリモート化およびロボット化戦略が設定され、進行中です。ドームのロボット化の「ハードウェア」側に主に関係する現在のアップグレードを報告します。機器側では、分光測光機能を備えた機器の新しいモジュール式サポートが予備設計段階にあり、望遠鏡の性能を向上させ、潜在的な科学分野を広げています。この枠組みの中で、分光測光材料の調達が始まりました。ソフトウェア側では、websocketsとnode.jsに依存する革新的なWebベースのソフトウェアをすでに使用してカメラを制御できます。また、これを拡張して、機器、観測所、および画像データベースの他のコンポーネントを管理します。ストレージ。
GALAH調査：オートエンコーダーを使用したスペクトルモデリングによる輝線星の特性評価
| Title |
The_GALAH_survey:_Characterization_of_emission-line_stars_with_spectral_modelling_using_autoencoders |
| Authors |
Klemen_\v{C}otar,_Toma\v{z}_Zwitter,_Gregor_Traven,_Joss_Bland-Hawthorn,_Sven_Buder,_Michael_R._Hayden,_Janez_Kos,_Geraint_F._Lewis,_Sarah_L._Martell,_Thomas_Nordlander,_Dennis_Stello,_Jonathan_Horner,_Yuan-Sen_Ting,_Maru\v{s}a_\v{Z}erjal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03062 |
観測されたスペクトルから本質的な潜在スペクトル特徴を抽出し、それらの特徴からスペクトルを再構築できるニューラルネットワークオートエンコーダー構造を提示します。特異でないスペクトルのセットを使用したトレーニングにより、ネットワークは、観測されたスペクトルに存在する場合でもスペクトルの特異性を示さない高い信号対雑音比のスペクトルを再現できます。この方法で生成されたスペクトルは、アングロオーストラリアの望遠鏡でHERMESスペクトログラフを使用して複数の調査によって取得されたスペクトル間のさまざまな放出特性を識別するために使用されました。観測されたスペクトルと生成されたスペクトルを直接比較することにより、放射の特徴が特定されました。説明した比較手順を使用して、異なる物理的メカニズムによって生成されるH$\alpha$/H$\beta$放出成分の程度が異なる10,364の候補スペクトルを発見しました。それらのスペクトルの一部は、それらの放出プロファイルの時間的変動性を示す繰り返し観測に属しています。発光スペクトルの中で、4004スペクトルで特定された、近くの希薄ガス（[NII]および[SII]ラインの発光によって特定される）の寄与を特徴とするオブジェクトが見つかりました。。識別された輝線オブジェクトの位置は、若い星を宿す複数の既知の領域と一致します。同様に、検出された星雲の発光スペクトルは、赤の全天写真複合材で観察できる視覚的に目立つ星雲と一致します。
極低質量の星Par-Lup3-4の双極分子流出
| Title |
Bipolar_molecular_outflow_of_the_very_low-mass_star_Par-Lup3-4 |
| Authors |
A._Santamar\'ia-Miranda,_I._de_Gregorio-Monsalvo,_N._Hu\'elamo,_A._L._Plunkett,_\'A._Ribas,_F._Comer\'on,_M.R._Schreiber,_C._L\'opez,_K._Mu\v{z}i\'c,_and_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03063 |
非常に低質量の星にはジェットと流出があることが知られており、これは低質量の星形成の縮小版を示しています。ただし、非常に低質量のソースでの流出はごくわずかしか特徴付けられていません。光ジェットを駆動することが知られている0.12M$_{\odot}$オブジェクトである超低質量星Par-Lup3-4の双極分子流出を特徴付けます。バンド6および7で、ALMAを使用してPar-Lup3-4を観察し、連続体とCO分子ガスの両方を検出しました。特に、CO（2-1）、CO（3-2）、および$^{13}$CO（3-2）の3つの主要な放出線を調べました。私たちの観察は、非常に低質量の星における双極分子の流出のベースと、このソースの主要な流出に対して垂直に移動する物質の流れを初めて明らかにしました。一次流出形態は、以前に決定されたジェットの向きとディスクの傾きと一致しています。流出質量は$9.5\times10^{-7}\mathrm{M}_{\odot}$で、流出速度は$4.3\times10^{-9}\mathrm{M}_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$スペクトルエネルギー分布への新しいフィッティングは、Par-Lup3-4がバイナリシステムである可能性を示唆しています。我々はPar-Lup3-4を詳細に特徴付け、その特性は他の非常に低質量の情報源で報告されたものと一致しています。この情報源は、非常に低質量の情報源が低質量の星の縮小版として形成されるというさらなる証拠を提供します。
Tタウリトリプルシステムにおける軌道運動、変動、および質量
2015-2019年にケックおよびジェミニ天文台で得られたTタウリトリプルシステムの補償光学イメージングの結果を示します。Saに対するTタウSbの軌道運動を近似し、TタウNに対する質量中心の天体運動をモデル化します。ガイアによって測定された距離を使用して、M_Sa=2.05+/-0.14MsunおよびM_Sbの動的質量を導き出しました=0.43+/-0.06Msun。質量の精度は、完全な軌道周期を通じてモーションをマッピングする継続的な観測によって改善されることが期待されています。これは、システムが2023年にペリアストロン通過に近づくときに特に重要です。公開されたプロパティと最近の進化の軌跡に基づいて、TタウNの質量は2Msunと推定され、TタウNはTタウSaと質量が類似していることを示唆しています。狭帯域赤外線測光は、TTauNが2017年の終わりから2019年の初めにかけて比較的一定であり、平均値がK=5.54+/-0.07等であることを示しています。TタウNを使用して2015年以降の相対磁束測定値を較正したところ、TタウSbはKバンドで数か月のタイムスケールで7.0から8.8等の範囲で劇的に変化し、TタウSbは8.5から11.1マグニKバンド。TタウSバイナリの27年の軌道期間にわたって、両方の成分は、TタウNと比較して、Kバンドで3〜4桁の変動性を示しました。
V363 Cas：新しいリチウムを豊富に含む銀河セファイド
| Title |
V363_Cas:_a_new_lithium_rich_Galactic_Cepheid |
| Authors |
G._Catanzaro,_V._Ripepi,_G._Clementini,_F._Cusano,_G._De_Somma,_S._Leccia,_M._Marconi,_R._Molinaro,_M._I._Moretti,_I._Musella_and_V._Testa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03299 |
古典的セファイド（DCEP）は、宇宙距離ラダーの決定における標準的なキャンドルとしてだけでなく、それらの脈動[期間（複数可）、振幅]間の厳密な関係のおかげで、恒星進化論のテストベッドとしても重要な天体物理学オブジェクトですそして恒星（光度、質量、有効温度、金属性）パラメータ。私たちは、銀河系のDCEPV363Casおよび他のDCEPの性質を明らかにし、大気中にリチウムが宇宙に豊富にあることを明らかにすることを目指しています。HARPS-N@TNGを使用して、V363Casの3つのエポック高解像度分光法を収集しました。正確な恒星パラメータ：この星について、有効温度、重力、微小乱流、放射速度、および金属存在量が測定されました。A（Li）=2.86+-0.10dexのリチウム存在量と、[Fe/H]=-0.30+-0.12dex、[C/H]=-0.06+-0.15の鉄、炭素、酸素存在量を検出しましたdexおよび[O/H]=0.00+-0.12dex。V363Casは、天の川DCEPの中でLiが豊富な機能を示す5番目のデバイスです。100年間隔にわたる過去の時系列を分析すると、V363Casの期間が増加し、HJD=2453000の後に急激な加速が見られます。これは、不安定ストリップの最初の交差の明確なヒントです。私たちの結果は、5つの銀河のLiに富むDCEPが、メインシーケンスフェーズ中にゆっくりと回転する前駆細胞を持っていた不安定性ストリップを最初に通過するシナリオを支持しています。
強化されたsプロセスと鉄のピーク要素を持つ化学的に特異なAおよびF星：仕事での恒星放射加速
| Title |
Chemically_peculiar_A_and_F_stars_with_enhanced_s-process_and_iron-peak_elements:_stellar_radiative_acceleration_at_work |
| Authors |
Maosheng_Xiang_(MPIA),_Hans-Walter_Rix,_Yuan-Sen_Ting,_Hans-G\"unter_Ludwig,_Johanna_Coronado,_Meng_Zhang,_Hua-Wei_Zhang,_Sven_Buder,_Piero_Dal_Tio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03329 |
$\gtrsim15,000$の金属に富む（${\rm[Fe/H]}>-0.2$dex）AスターとFスターを提示します。これらの表面の存在量は、太陽の存在量の比率から大きく逸脱し、誕生材料の組成を適切に反映できません。これらの星は、Xiangらが分析したLAMOSTDR5スペクトルの[Ba/Fe]存在比（${\rm[Ba/Fe]}>1.0$dex）が高いことで識別されます。（2019）。それらは、主に$T_{\rmeff}\gtrsim6300$Kのメインシーケンスとサブジャイアントスターです。キール図（$T_{\rmeff}$-$\logg$）でのそれらの分布は、上限に対応するほぼ固定質量の軌跡（約$1.4M_\odot）$に沿って、低温で鋭い境界をトレースします約$10^{-4}$の対流エンベロープ質量分率の制限。これらの星のほとんどは、鉄のピーク元素（Cr、Mn、Fe、Ni）の存在量が明らかに向上していますが、MgとCaの存在量は減少しています。GALAHDR2からの回転速度測定は、これらの星の大部分が同等の温度範囲で典型的な星よりもゆっくり回転することを示しています。これらの特徴は、それらがいわゆるAm/Fmスターに関連していることを示唆しています。それらの存在パターンは、放射加速を組み込んだ恒星進化モデルの予測と定性的に一致しており、重力沈降と放射加速の競合を特に含む恒星内部進化の結果であることを示唆しています。これらの特異な星は、1.5$M_\odot$を超える質量を持つ星の全母集団の40％を構成し、恒星の進化の影響による「特有の」光球の存在量は、これらの中間質量の星に遍在する現象であることを確認します。元素が豊富なBaで強化された化学的に特異なA/F星のこの大きなサンプルは、放射エンベロープを持つ星の表面の豊富さを変えるメカニズムをより厳密にテストするための統計を提供します。
2つの青色の大振幅パルセーターの20秒を超える単一周期性の確認
| Title |
Confirmation_of_Monoperiodicity_Above_20_Seconds_for_Two_Blue_Large-Amplitude_Pulsators |
| Authors |
Paul_Ross_McWhirter,_Marco_C._Lam_and_Iain_A._Steele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03346 |
青色の大振幅パルセーター（BLAP）は、新しいクラスの脈動変光星です。これらは、ヘルツスプルングラッセル図の高温の準矮小枝の近くに位置し、後期Oまたは初期Bのスペクトルクラスを持っています。恒星進化モデルは、これらの星が内部の鉄基の不透明度によって放射状に脈動している可能性が高いことを示しています。圧力（p）または重力（g）モードのいずれかによって引き起こされる複数の周期的な振動を伴う、高温の準矮星の枝の近くに、同様の駆動メカニズムを持つ多数の変光星が存在します。OGLEケイデンスでは高次のpモードに関連する短周期信号を検出することが難しいため、OGLEディスカバリーライトカーブではマルチ周期信号は検出されませんでした。リバプール望遠鏡のRISE装置を使用して、OGLE-BLAP-009（$m_{\mathrm{v}}=15.65$mag）とOGLE-BLAP-014（$m_{\mathrm{v}}=16.79$mag）$720$nmロングパスフィルターを使用。これらの光度曲線の周波数分析は、31.935\pm0.0098$分の周期とBLAP-009の$0.236$マグニチュードのフーリエ級数フィットからの振幅を持つ一次振動を特定します。BLAP-014の分析では、周期が$33.625\pm0.0214$分、振幅が$0.225$等級を特定しています。残光曲線の分析により、BLAP-009の場合は$15.20\pm0.26$mmag、BLAP-014の場合は$58.60\pm3.44$mmag、最小期間は$20$sと$60$の振幅に至るまでの短期変動は見られません。それぞれ。これらの結果は、BLAPが一周期性であることをさらに確認します。
逃げ出したもの：若い茶色の小人ロック12のユニークな日食
| Title |
The_one_that_got_away:_A_unique_eclipse_in_the_young_brown_dwarf_Roque_12 |
| Authors |
Aleks_Scholz_(University_of_St_Andrews,_UK),_Dirk_Froebrich_(University_of_Canterbury,_UK),_Koraljka_Muzic_(Universidade_de_Lisboa),_Jochen_Eisl\"offel_(TLS_Tautenburg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03582 |
プレアデス星団のメンバーである真正な褐色矮星ロック12の深遠で特異な日食の発見を報告します。食は深さ0.6等で1.3時間続いており、2002年10月に2つの望遠鏡で同時に観測されました。2015年にKepler/K2で70日以上継続して観測されたにもかかわらず、それ以上の食は記録されませんでした。暫定的な（$2\sigma$）証拠があります3か月のタイムスケールで5km/sの半径方向速度変動の場合。日食の最良の説明は、偏心軌道に伴侶がいることです。観測では、離心率をe>0.5に、期間をP>70dに、コンパニオンの質量を〜0.001-0.04Msolに制限しています。原理的には、日食が小惑星周辺の物質によって引き起こされる可能性もあります。Gaia以降のLSSTによる将来のデータリリースと改善されたラジアル速度制約により、このシステムを既知の年齢の非常に少数の既知の日食バイナリー矮星の1つに変えるコンパニオンの存在を明確に確認できる可能性があります。
Iax型超新星エジェクタとヘリウム伴星の相互作用
| Title |
The_interaction_of_Type_Iax_supernova_ejecta_with_a_helium_companion_star |
| Authors |
Yaotian_Zeng,_Zheng-Wei_Liu_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03590 |
タイプIaxsupenovae（SNeIax）は、SNeIaの重要なサブ発光クラスです。ただし、それらの前駆細胞と爆発のメカニズムはまだ理解されていません。SNeIaxは、ヘリウム（He）スタードナーを含むバイナリシステムでのチャンドラセカール質量白色矮星（WD）の弱い爆燃爆発から生成される可能性があることが示唆されています。そのような前駆細胞系では、エジェクタ-コンパニオン相互作用によって引き起こされた剥がれたHeコンパニオン物質は、後期スペクトルでいくつかのHe特徴を示すと予想されます。ただし、SNeIaxのレイトタイムスペクトルにおけるHe線の検出はまだ成功しておらず、これにより、ストリップされたHe質量の上限が0.002〜0.1太陽質量未満になります。この作業では、弱い純粋爆燃爆発モデルを使用して3次元流体力学シミュレーションを実行することにより、SNIax噴出物とHeスターコンパニオン間の相互作用を研究します。He材料の約0.004の太陽質量がSN爆発によって伴星から取り除かれることがわかります。これは、SNeIaxでの取り除かれたHe質量全体の観測上限値に非常に近い（またはそれよりも低い）ものです。したがって、SNeIaxのレイトタイムスペクトルにおけるHeラインの非検出は、He星のドナーを持つ前駆システムでのチャンドラセカール質量WDsの弱い純粋爆燃爆発が実際に原因である場合、合理的に説明できると結論付けます。
ブラックホールのバックグラウンドでスカラーフィールドを調べ、スカラーが曲率に適切に結合されている場合、急速な回転がタキオン不安定性を引き起こす可能性があることを示します。線形化レジームにおける自発的なスカラー化の特徴であるこの不安定性は、非線形性によって消滅し、ブラックホールにスカラーの毛を与えると予想されます。したがって、私たちの結果は、低スピンで一般相対性理論を使用して同じ定常ブラックホール解を共有するが、十分に高いスピン（$a/M\gtrsim0.64$）でブラックホールの毛髪を示す幅広いクラスの理論の存在を示しています。この結果は、一般相対性理論のテストと、重力および電磁気観測によるブラックホールの性質のテストに明確な影響を与えます。
| Title |
Solar_Neutrino_Detection_Sensitivity_in_DARWIN_via_Electron_Scattering |
| Authors |
J._Aalbers,_F._Agostini,_S._E._M._Ahmed_Maouloud,_M._Alfonsi,_L._Althueser,_F._Amaro,_J._Angevaare,_V._C._Antochi,_B._Antunovic,_E._Aprile,_L._Arazi,_F._Arneodo,_M._Balzer,_L._Baudis,_D._Baur,_M._L._Benabderrahmane,_Y._Biondi,_A._Bismark,_C._Bourgeois,_A._Breskin,_P._A._Breur,_A._Brown,_E._Brown,_G._Bruno,_S._Br\"unner,_G._Bruno,_R._Budnik,_C._Capelli,_J._Cardoso,_D._Cichon,_M._Clark,_A._P._Colijn,_J._Conrad,_J._J._Cuenca-Garc\'ia,_J._P._Cussonneau,_M._P._Decowski,_A._Depoian,_J._Dierle,_P._Di_Gangi,_A._Di_Giovanni,_S._Diglio,_D._Douillet,_G._Drexlin,_K._Eitel,_R._Engel,_E._Erdal,_A._D._Ferella,_H._Fischer,_P._Fischer,_W._Fulgione,_P._Gaemers,_M._Galloway,_F._Gao,_D._Giovagnoli,_F._Girard,_R._Glade-Beucke,_F._Gl\"uck,_L._Grandi,_S._Grohmann,_R._Gr\"o{\ss}le,_R._Gumbsheimer,_V._Hannen,_S._Hansmann-Menzemer,_et_al._(104_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03114 |
弾性電子散乱による太陽ニュートリノに対する液体キセノン（LXe）DARWIN観測所の感度を詳しく説明します。DARWINは、5つの太陽ニュートリノ成分（$pp$、$^7$Be、$^{13}$N、$^{15}$O、$pep$）のフラックスを測定できる可能性があることがわかりました。$^{13}$N、$^{15}$O、および$pep$コンポーネントの精度は、$^{136}$Xeの二重ベータ崩壊によって妨げられるため、枯渇したターゲットから利益を得ます。$pp$ニュートリノの高統計観測により、電子反跳エネルギーにおける弱い混合角$\sin^2\theta_w$と電子型ニュートリノの生存確率$P_e$の値を推測できます300tyの露出で、それぞれ5％と4％の相対精度で、数keVから200keVまでの領域が初めて。$pp$と$^7$Beニュートリノの観測は、ニュートリノから推測される太陽の光度を0.2％に制限します。すべてのフラックス測定の組み合わせは、他の実験からの外部測定や$^8$Bニュートリノの測定とは無関係に、2.1-2.5$\sigma$の有意性を持つ高（GS98）と低金属性（AGS09）の太陽モデルを区別しますDARWINにおけるコヒーレント弾性ニュートリノ-核散乱。最後に、枯渇したターゲットでは、DARWINが$^{131}$Xeのニュートリノキャプチャプロセスに敏感である可能性があることを示します。
アクシオンのような粒子は、自発的なバリオジェネシスを通じて宇宙のバリオン非対称性をもたらすことができます。ここでは、これが、アクシオンのような粒子の標準モデルへの本質的にあらゆる結合の一般的な結果であることを明確にします。バリオンまたはレプトン数に違反する相互作用がサーマルバスに存在する間、古典的アキシオンフィールドのゼロ以外の速度のみが必要です。特に、アキシオンをグルーオンにのみ結合することは、電弱スファレロンまたはワインバーグ演算子の存在下でバリオン非対称を生成するのに十分です。アキシオン様粒子のカップリングの任意のセットの輸送方程式を導出して、これらの結果をすぐに取得できる一般的なフレームワークを提供します。関係するすべての演算子が効率的である場合、代数方程式を解いて最終的な非対称性を取得することで十分です。それ以外の場合は、微分方程式の単純なセットを解く必要があります。この形式は、フィールド回転に関連する標準モデル粒子に結合するアキシオンの冗長性など、いくつかの理論上の微妙な点を明らかにします。最終的なバリオン非対称性の計算において、形式主義が潜在的な落とし穴を自動的に回避する方法を示します。
それらの長い歴史と天体物理学的重要性にもかかわらず、中性子星の主要な特性のいくつかはまだ不確かです。極端な密度での不確実な組成とアイソスピンの非対称性の問題を含む、それらの内部で遭遇する極端な条件は、一般相対性理論内の星の巨視的特性を一意に決定します。中性子星の質量や半径などの巨視的特性に対する天体物理学的制約は、それらを形成する物質の微視的特性を理解するために長い間使用されてきました。この記事では、中性子星の内部を研究するために使用できる別の天体物理学的に観測可能な巨視的特性である、それらの潮汐変形について説明します。中性子星は、構造を備えた他の拡張オブジェクトと同様に、外部の潮汐場の影響下で潮汐変形します。重力波放出によって観測された中性子星の合体のコンテキストでは、\emph{潮汐変形可能性}と呼ばれるパラメータによって定量化されたこの変形を測定できます。重力波による中性子星の融合の観測における潮汐変形能の役割と、自然の最もコンパクトな物体の内部構造を調べるためにそれを使用する方法について説明します。おそらく必然的に、議論の大部分は、執筆時点での重力波との連星中性子星合体の最も有益な確認済み検出であるGW170817によって決定されます。
相互侵入プラズマにより生成される無衝突電子/イオン衝撃の上流における電子エネルギー化
| Title |
Electron_energization_in_upstream_of_collisionless_electron/ion_shocks_produced_by_interpenetrating_plasmas |
| Authors |
Neda_Naseri,_Vladimir_Khudik,_Gennady_Shvets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03181 |
相対論的e/iショックの上流領域における電子エネルギー化のメカニズムについて議論します。パーティクルインセルシミュレーションを使用することにより、磁気渦（MV）の強化された電場と磁場と相互作用する電子が、相互作用中にかなりの量のエネルギーを獲得できることを示します。MVは、相対論的電子イオンショックの上流領域で自己生成されます。
界面の密度遷移層によるリヒトマイヤー-メシュコフ不安定性の抑制
| Title |
Suppression_of_the_Richtmyer-Meshkov_Instability_due_to_a_Density_Transition_Layer_at_the_Interface |
| Authors |
Takayoshi_Sano,_Kazuki_Ishigure,_Fransisco_Cobos-Campos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03261 |
流体力学的数値シミュレーションにより、Richtmyer-Meshkov不安定性（RMI）の成長に対する接触不連続部の滑らかな遷移層の影響を調査し、不安定性を抑制するための経験的条件を導き出しました。厚み$L$がインターフェース変調$\lambda$の波長よりも狭い場合、遷移層はRMIにほとんど影響しません。ただし、遷移層が$\lambda$より広くなると、RMIに関連する摂動速度が大幅に低下します。抑制条件は、遷移層を通過する衝撃通過時間が変調波長の音交差時間よりも長い場合として解釈されます。$p=2.5$の$L^{-p}$として変動運動エネルギーは減少します。これは、遷移の存在により、RMIの成長速度が$L^{-p/2}$に比例して減少することを示しています層。この機能は非常に普遍的であることがわかっており、さまざまなショックインターフェイスの相互作用に現れます。
スピン-3/2ダークマターの崩壊のケース
| Title |
The_case_for_decaying_spin-3/2_dark_matter |
| Authors |
Marcos_A._G._Garcia,_Yann_Mambrini,_Keith_A._Olive,_Sarunas_Verner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03325 |
無菌ニュートリノセクターをスピン3/2粒子に結合し、プランク還元結合により、十分長い寿命を自然に得ることができるため、スピン3/2粒子を暗黒物質の候補にできます。この暗黒物質候補は、標準モデル粒子の散乱によるインフレ再加熱中に生成される可能性があることを示しています。Planckおよびその他の実験的測定によって決定された遺物存在量は、再加熱温度$T_{\rmRH}\gtrsim10^{8}$GeVの妥当な値で得られます。減衰率の実験的限界を尊重する広範囲の質量が可能であることがわかります。近い将来、IceCubeやその他の間接検出実験で探査できる可能性のある単色ニュートリノを含む単色光子の形で喫煙銃の信号を期待しています。
カメレオン理論をテストするための新しい実験計画としての荷電粒子のダイナミクスに対するスカラー5次力の影響
| Title |
Effects_of_a_scalar_fifth_force_on_the_dynamics_of_a_charged_particle_as_a_new_experimental_design_to_test_chameleon_theories |
| Authors |
Jean-Philippe_Uzan,_Martin_Pernot-Borr\`as,_Joel_Berg\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03359 |
この記事では、スカラーの5番目の力が存在する場合の電磁界内の荷電粒子のダイナミクスについて説明します。カメレオン場によって誘発される5番目の力に焦点を合わせ、そのプロファイルは実験室で適切に設計でき、静的で均一な磁場における粒子のサイクロトロン運動にその物理的影響を引き出します。5番目の力は、分析的に推定され、2つの入れ子になった円柱内のカメレオン場の物体によって動機付けられたプロファイルの数値計算と比較される軌道のドリフトを引き起こします。影響の大きさとこのドリフトの検出可能性は、実験室で小さな第5の力をテストするための新しい実験設計を提供する可能性があることを論じるために議論されています。さらに重要なことに、巨視的なレベルでは、原理的には測定可能な電流を誘導し、空洞内のスカラー場の横方向プロファイルにアクセスすることさえできます。どちらの場合も、磁場を局所重力場に合わせると、それ以外の場合は5番目の力よりも数桁大きいニュートン重力の影響が抑制され、粒子上のキャビティのニュートン重力も無視できると主張されます。この洞察を考えると、この2つの効果（単一の粒子と巨視的なレベルで）を備えたこの実験設定は、実験室での実際の実現可能性を実証するために注意が必要になる場合があります。
順序統計を使用したネストされたサンプリングのクロスチェック
ネストされたサンプリング（NS）は、現代の天体物理学、宇宙論、重力波天文学、素粒子物理学におけるデータ分析において非常に貴重なツールです。注文統計に関連するNSの以前に使用されていないプロパティを特定します。既存のライブポイントへの新しいライブポイントの挿入インデックスは、均一に分散する必要があります。この観察により、単一のNS実行の新しいクロスチェックを作成することができました。テストは、NS実行が制約付き事前分布からの新しいライブポイントのサンプリングに失敗した場合、およびNSの仮定を破り、信頼性の低い結果につながる尤度関数のプラトーを検出できませんでした。2〜50次元の既知の分析結果を持つおもちゃの関数のNS実行にクロスチェックを適用し、このアプローチがさまざまな可能性、設定、および次元で問題のある実行を検出できることを示しました。現実的なアプリケーションの例として、宇宙論モデルの選択のコンテキストで実行されたNS実行をクロスチェックしました。クロスチェックは簡単なので、該当するすべてのNS実行の必須テストになることをお勧めします。
境界のない量子宇宙論に対する沼地の制約
Hartle-Hawkingの境界のない提案は、宇宙の量子創造を説明しています。古典的な膨張宇宙を得るために無視できない確率を得るには、永遠のインフレが必要です。これは、洗練されたド・シッター予想や距離予想などのスワンプランド予想によって厳しく制限されています。この問題について詳しく説明し、非互換性を示します。洗練されたド・シッター予想の無次元パラメーターは、古典的な膨張宇宙を実現するために、スカラーポテンシャルの正の力によって上から制限される必要があることを示します。言い換えると、パラメータが1よりもはるかに小さい場合を除いて、古典的膨張宇宙の確率は、Swampland予想の下では非常に小さくなります。一方、それらが秩序の統一である場合、鞍点解自体は存在しなくなり、純粋に量子宇宙を意味します。
Poincar \ '{e}宇宙論を出現する暗黒エネルギーのHorndeski理論にマッピングする
| Title |
Mapping_Poincar\'{e}_cosmology_to_Horndeski_theory_for_emergent_dark_energy |
| Authors |
W._E._V._Barker,_A._N._Lasenby,_M._P._Hobson,_W._J._Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03581 |
重力の10パラメータの2次ポアンカル\'{e}ゲージ理論は、一般相対性理論（GR）のもっともらしい代替です。ゲージ理論の豊富な背景宇宙論は、ジョーダンフレームの非正準バイスカラーテンソル理論、すなわち計量的類似体によって記述されることを示します。これは、より広いコミュニティによる将来の調査のための統一されたフレームワークを提供します。ゲージ理論の新しいユニタリーおよびパワーカウンティングの正規化可能なケースの類似体には、カスカットン場が含まれています。これらの理論は、GRを暗い放射成分までマッチングさせ、独自のダークエネルギーを生成します。
