ビッグバン元素合成からの原始ブラックホールへの制約の再検討
空間が拡大するにつれ、ブラックホールのエネルギー密度は放射線のエネルギー密度に比べて増加し、初期の宇宙にそのようなオブジェクトが大量に含まれているシナリオを検討する動機を与えてくれます。この研究では、軽元素の存在量の測定値から導き出された原始ブラックホールの制約を再検討します。ブラックホールとそのホーキング蒸発生成物は、中性子-陽子フリーズアウト時の膨張率を変更することにより、また陽子を中性子に変換することができる中間子を放射することにより、ビッグバン元素合成（BBN）の時代に影響を与える可能性があります。したがって、このようなブラックホールは、原始中性子対陽子比を高め、最終的に生成されるヘリウムの量を増やすことができます。さらに、ホーキング蒸発の生成物はヘリウム核を破壊する可能性があり、これによりヘリウムの量が減少し、原始重水素の量が増加します。以前の研究を基に、最新の重水素およびヘリウム測定を利用して、$t_{\rmevap}\sim10^{-1}$sから$\sim10^{13}で蒸発するブラックホールに対する厳しい制約を導き出します$s（$M\sim6\times10^8$gから$\sim2\times10^{13}$gに対応、標準モデルのパーティクルコンテンツを想定）。また、標準モデルを超えた物理がこれらの制約にどのように影響するかについても検討します。ホーキング蒸発の重力の性質により、ブラックホールが蒸発する速度、およびこのプロセスで生成される粒子のタイプは、完全な粒子スペクトルに依存します。このコンテキストの中で、多数の分離された自由度（大きな隠しセクター）を特徴とするシナリオと、TeVスケールの超対称性のモデルについて説明します。
$ H_0 $テンションの解決策としての後期宇宙崩壊暗黒物質に対するCMB制約
宇宙後期の暗黒物質崩壊は、局所宇宙での$H_0$の測定と、宇宙マイクロ波背景変動から推定されるその値との間の緊張を緩和できることが示唆されています。暗黒物質の崩壊は、物質と放射線の間のエネルギー密度を再編成し、その結果、暗黒エネルギーがより早い時期に支配的になることを可能にするため、この矛盾を潜在的に説明できます。宇宙マイクロ波背景異方性パワースペクトルの低多重極振幅が、$H_0$張力の解決策としての遅延減衰の実現可能性を厳しく制約していることを示します。
M87を中心とする100x20度のバンドに位置し、ローカルスーパークラスター平面に沿って配向された銀河の分布と速度場を調査します。私たちのサンプルは2158の銀河で、半径速度は2000km/s未満です。それらのうち、1119個の銀河（52％）は、距離と特異な速度推定値を持っています。初期型銀河の約3/4はおとめ座銀河団のコア内に集中しており、バンドの後期型銀河のほとんどはビリアル半径の外側にあります。$M_{\rmH\、I}>M_*$のガスが豊富な小人の分布は、おとめ座銀河団の存在に影響されないようです。赤道スーパークラスターバンドの50個の銀河グループのうち、6個のグループは約500〜1000km/sの特異な速度を持ち、豊富なクラスターのビリアル運動に匹敵します。最も不可解なケースは、NGC4278（ComaI雲）の周りの30近くの銀河の群れであり、平均特異速度$-$840km/sで移動しています。この雲（またはフィラメント？）は、私たちから16.1Mpc、乙女座の中心から約5Mpcの距離にあります。おとめ座銀河団の周りの銀河は、おおよそ500km/sの振幅でおとめ座中心の降下を示します。球対称の放射状の落下を仮定すると、速度ゼロのサーフェスの半径は$R_0=（7.0\pm0.3）$Mpcと推定され、乙女座クラスタの総質量は$（7.4\pm0.9）\になります。回10^{14}M_{\odot}$は、そのビリアル質量推定値と密接に一致しています。おとめ座の郊外には、ビリアルコアを超える暗色の物質が大量に含まれていません。
中間非膨張相を伴うスローロールおよびスロークライム膨張における原始ブラックホールおよび振動重力波
| Title |
Primordial_black_holes_and_oscillating_gravitational_waves_in_slow-roll_and_slow-climb_inflation_with_an_intermediate_non-inflationary_phase |
| Authors |
Chengjie_Fu,_Puxun_Wu,_Hongwei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03768 |
通常のスローロールインフレが、短い中間の非インフレ相を介して、スロークライムとスローロールインフレの新しい期間に加わる、新しい単一フィールドインフレモデルを提案します。次に、原始曲率摂動を小さなスケールで強化でき、暗黒物質の大部分を構成するかなりの量の原始ブラックホール（PBH）を生成できること、および付随するスカラーメトリック摂動によって引き起こされる重力波（GW）を示します。PBHの形成は、将来のGW実験で検出できる可能性があります。驚くべきことに、GWスペクトルは、短い非膨張相に由来する紫外領域で独特の振動特性を示します。GWスペクトルでのこのような振動の検出は、インフレ全体におけるそのような非インフレ相の存在を示唆している可能性があり、したがって、初期宇宙の進化における興味深い期間を明らかにし、他のモデルから私たちのモデルを区別する機会を提供します。
強力レンズ銀河クラスターMS 0440.5 + 0204の解剖。 I.質量密度プロファイル
| Title |
Dissecting_the_Strong-lensing_Galaxy_Cluster_MS_0440.5+0204._I._The_Mass_Density_Profile |
| Authors |
Tom\'as_Verdugo,_Eleazar_R._Carrasco,_Gael_Fo\"ex,_Ver\'onica_Motta,_Percy_L._Gomez,_Marceau_Limousin,_Juan_Maga\~na,_Jos\'e_A._de_Diego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03927 |
銀河クラスターMS\、0440.5+0204（$z$=0.19にある）のパラメトリックな強いレンズモデルを提示します。3つの異なるモデルを使用して、クラスターの強力なレンズ化質量再構成を実行しました。最初のモデルは、4つの複数の画像システムの画像位置を使用します（26の制約を提供）。2つ目は、強いレンズ効果の制約とクラスターの動的情報（速度分散）を組み合わせたものです。3つ目は、弱いレンズ効果から計算された質量を追加の制約として使用します。私たちの3つのモデルは、円弧の画像位置を同等に再現し、二乗平均平方根の画像は$\約$0.5$\arcsec$に等しくなります。ただし、3番目のモデルでは、速度分散と弱いレンズ質量を含めることで、質量プロファイルのスケール半径と見通し線速度分散の制約を改善できます。このモデルでは、$r_s$=132$^{+30}_{-32}$kpc、$\sigma_s$=1203$^{+46}_{-47}$kms$^{-1}$、M$_{200}$=3.1$^{+0.6}_{-0.6}$$\times10^{14}$\、M$_{\odot}$、高濃度、$c_{200}$=9.9$^{+2.2}_{-1.4}$。最後に、導出した質量プロファイルを使用して、1.5Mpcまでの質量を計算しました。以前に報告されたX線推定値と比較して、良い一致を見つけます。
Dessert et al。に関するコメントへの応答。 「3.5 keVラインの暗黒物質の解釈は、空白の空の観測と一致していません。」
| Title |
Response_to_a_comment_on_Dessert_et_al._"The_dark_matter_interpretation_of_the_3.5_keV_line_is_inconsistent_with_blank-sky_observations" |
| Authors |
Christopher_Dessert,_Nicholas_L._Rodd,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03974 |
3.5keVラインの暗黒物質の説明は、Dessertetal。2020。Boyarskyetal。2020年はその結論に疑問を投げかける：追加の背景線のモデル化は、暗黒物質の解釈を再度可能にするために十分に限界を弱めると主張されている。以下のように対応します。1）追加のラインをモデル化することにより、より保守的な制限が得られます。この点は、Dessertetal。での作業の全体に現れましたが、そのような行を含める必要がないことも示しました。2）Boyarskyetal。の提案にもかかわらず、より保守的な制限でさえ、3.5keVラインの崩壊する暗黒物質の起源を強く嫌います。
ローレンツィアンスローロールからの本質的なインフレ
スローロールパラメーター$\epsilon$がeフォールド数$N$の関数としてローレンツ形式であるという仮定から、\cite{Benisty：2020xqm}で簡潔に研究されているように、典型的なインフレの成功モデルが得られます。フォームは、インフレーションエポックとダークエネルギーエポックの両方の真空エネルギーに対応し、インフレエポックの終わりに$\epsilon$の小さな値から$1$に上昇する条件を満たす。2つの平坦な領域を持つ対応するスカラークインテッセンシャルインフレの可能性を見つけます。さらに、再加熱メカニズムは、宇宙の均質な進化の数値推定で示唆されています。提案されたメカニズムは、BBNバウンドと一致しています。
リッチインバース重力：新しい代替重力、その欠陥、そしてそれらをどのように治すか
| Title |
Ricci-inverse_gravity:_a_novel_alternative_gravity,_its_flaws,_and_how_to_cure_them |
| Authors |
Luca_Amendola_(Heidelberg_U.,_Germany),_Leonardo_Giani_(Universidade_Federal_do_Espirito_Santo,_Brazil,_and_Heidelberg_U.,_Germany),_Giorgio_Laverda_(Heidelberg_U.,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04209 |
我々は、反曲率テンソルと呼ばれる、リッチテンソルの逆に基づく新しい重力理論を紹介します。曲率と反曲率スカラーのラグランジュ関数の一般的な運動方程式を導出します。次に、ノーゴー定理を示します。反曲スカラーの正または負のパワーで線形の項を含むラグランジアンは、観測で必要とされるように、減速から加速への進化を駆動できません。特定のケースで詳細に説明するように、これはこの理論の多くの実現を事実上排除します。最後に、ノーゴー定理をどのように回避するかについて推測します。
$ \ Lambda $-項を使用したBrans-Dicke宇宙論：$ \ Lambda $ CDM張力に対する可能な解決策
| Title |
Brans-Dicke_cosmology_with_a_$\Lambda$-_term:_a_possible_solution_to_$\Lambda$CDM_tensions |
| Authors |
Joan_Sola,_Adria_Gomez-Valent,_Javier_de_Cruz_Perez_and_Cristian_Moreno-Pulido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04273 |
宇宙論的定数と冷たい暗黒物質（略してBD-$\Lambda$CDM）を使用したブランズディッケ宇宙論の本格的な分析を紹介します。BDフィールドの現在の宇宙論的値がローカルの天体物理学ドメインによって制限されているシナリオを、その値が宇宙論的観測によってのみ固定されるシナリオに拡張します。これは、ローカルスクリーニングメカニズムの存在を考慮するとより自然なはずです。私たちの分析には、バックグラウンドと摂動方程式の両方が異なるゲージで含まれています。BD-$\Lambda$CDMは、コンコーダンスGR-$\Lambda$CDMモデル、つまり遠方の超新星、宇宙クロノメーター、ハッブルパラメーターの局所測定、バリオニック音響に関するデータと比較して、全体的な宇宙論データに支持されていることがわかります振動、大規模構造の形成、Planck2018CMBの完全な可能性の下での宇宙マイクロ波背景。また、強力なデータと弱いレンズのデータが結果に与える影響もテストします。BD-$\Lambda$CDMは、約$3-3.5\sigma$c.lの重要度で効果的な真髄を模倣できることがわかります。（レンズデータセットによって異なります）。BD-$\Lambda$CDMがGRの観点から見た場合、実行中の真空モデル（RVM）として効果的に動作するという事実は、GRによって予測された$\sigma_8$超過などの既存の緊張をデータで緩和するのに役立ちます-$\Lambda$CDM。一方、BD-$\Lambda$CDMモデルは、ローカル測定での鋭い$H_0$張力に重大な影響を与えます。これは、重力定数の有効値のわずかな増加により、実質的に無害になります。拡張。2つの緊張の同時緩和は、現在の観測に照らして宇宙定数を持つBD重力の最も顕著な特徴であり、したがって、GR-$\Lambda$CDMに対してBD-$\Lambda$CDMをサポートします。
それらの確率的背景からのバイナリブラックホールのレンズ効果の制約
| Title |
Constraining_the_lensing_of_binary_black_holes_from_their_stochastic_background |
| Authors |
Riccardo_Buscicchio,_Christopher_J._Moore,_Geraint_Pratten,_Patricia_Schmidt,_Matteo_Bianconi,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04516 |
重力波（GW）は、電磁放射と同じ方法で重力レンズ効果を受けます。ただし、これまでにレンズ付きGWトランジェントの明確な観察は報告されていません。独立して、GW観測所は、高い赤方偏移で多くの一時的なイベントによって生成される確率的なGW信号を検索し続けます。個々のトランジェントのレンズ効果と、バイナリバックホールマージャーの未解決のポピュレーションによって生成されるバックグラウンド放射の制限との驚くべき関係を利用します。これにより、個別に解決可能なレンズ付きバイナリブラックホールの割合が$\sim3\未満に制限されることを示します現在の感度で10^{-5}$倍。既存の低赤方偏移GW観測（レンズがないと仮定して取得）の解釈を、レンズ化された赤方偏移と質量の観点から明らかにし、将来の感度でGW観測所からの制約を探索します。
対数正規近似を超えて：一般的なシミュレーションスキーム
任意の確率分布関数（PDF）と任意の相関関数を使用してランダムフィールドを生成するパブリックコードを提示します。アルゴリズムは宇宙論に依存せず、3次元グリッド上の任意の定常確率プロセスに適用できます。物質密度フィールドの場合にそれを実装し、模擬カタログの生成のために宇宙論でよく使用される対数正規近似よりもその利点を示します。新しい高速実現からのパワースペクトルの共分散は、対数正規モデルからの共分散よりも正確であることがわかります。概念実証として、ラグランジュ変位場の発散に新しいシミュレーションスキームを適用します。相関関数と変位発散のPDFからの情報は、シミュレーションで粒子フィールドを記述するための他の標準的な分析手法に比べてわずかな改善を提供することがわかります。このことは、この方向へのさらなる進展は、初期物質分布のマルチスケールまたは非局所的な特性からもたらされるべきであることを示唆しています。
銀河全体の惑星質量-半径関係
惑星形成理論は、惑星のバルク組成がホスト星の光球の化学的存在比を反映している可能性が高いことを示唆しています。異なる銀河系の恒星集団間の恒星の光球における特定の化学種の存在量の変動は、予想される固体惑星のバルク組成の間に違いがあることを示しています。運動学的に区別された恒星の個体群、すなわち、薄い円盤、厚い円盤、およびハローについて、固体惑星の惑星質量と半径の関係を提示することを目指しています。2つの別個の内部構造モデルを使用して、恒星の存在量から派生したバルク構成入力を使用して合成惑星を生成しました。2つのシナリオ、特に0.1AUの鉄ケイ酸塩惑星と4AUのケイ酸塩鉄水惑星を調査しました。さまざまな銀河系の恒星集団間で固体惑星の予想される質量と半径の関係に永続的な統計的差異があることを示します。ケイ酸塩鉄惑星の0.1AUでは、厚い円盤状星と薄い円盤星の個体群の間に1.51〜2.04\％の平均惑星半径差があります。一方、珪酸塩鉄水惑星の氷河を4AUで通過すると、2.93と計算されます。モデルによって3.26\％の違い。ハローと厚いディスクの間で、0.1AUで0.53〜0.69\％の平均惑星半径の差を取得し、4AUでモデルに応じて1.24〜1.49\％の差を見つけます。将来の望遠鏡（PLATOなど）は、固体の太陽系外惑星を正確に特徴付けて、銀河系の恒星集団間の惑星の質量-半径の関係の変動の存在の可能性を実証することができます。
宇宙ミッション設計のための低エネルギー軌道のマルチフィデリティモデリング
ますます複雑で革新的なスペースへの取り組みの提案は、ミッションデザイナーへの需要の高まりをもたらしています。低燃料コストを維持しながら確立された要件と制約を満たすために、低エネルギーの軌跡の使用は特に興味深いものです。これらにより、宇宙船は軌道を変更して燃料をほとんど使わずに移動できますが、一般的に使用される2体問題（2BP）よりも忠実度の高いモーションモデルを使用して計算されます。この目的のために、マッピング手法を採用するか分析的近似を探索することにより、3体構成のシステムダイナミクスを低い計算コストで正確に伝達できるため、3体効果を探索する摂動法が特に魅力的です。この作業の焦点は、ミッション設計アプリケーションを支援する新しい数学的ツールを開発することにより、低エネルギーの軌道の知識を広げることです。特に、三体効果に基づく新しいモーションモデルが考えられます。この研究の1つの応用は、地球に近い小惑星へのミッションの軌道設計に焦点を当てています。2つの異なるプロジェクトが検討されています。1つは、個別のランデブーと捕獲ミッションの予備設計に基づいており、解放ポイント$L_2$の不変多様体へのミッションです。これは、最近発見された2つの小惑星を研究し、日付、燃料費、および各軌道の最終制御履歴を決定することによって達成されます。もう1つは、小惑星捕獲ミッションに関する大規模な研究で、いくつかの天体が潜在的な標的と見なされています。候補は、精度が高くなる運動のモデルを使用して軌道オプションをフィルタリングするマルチフィデリティ設計フレームワークを使用して検討され、最終的に洗練された低推力ソリューションが得られます。軌道設計は、影響範囲外の遭遇を利用することにより、地球の重力を利用することに依存しています。
Project Lyra：1I / 'Oumuamuaをキャッチ-2030年にLaser Sailcraftを使用
2017年10月に発見された、1I/'Oumuamuaと指定された星間物体は、太陽系を通過して観測された最初のそのような物体でした。1I/'オウムアムアには、天体でこれまでに見られなかった他の特性があり、その場での観察と測定は非常に科学的な価値があります。これまでの研究では、近日点での太陽半径がわずかに低い太陽熱オバース燃焼による化学推進を使用した、オウムアムへの宇宙船軌道の実行可能性が実証されています。化学推進に加えて、地球上にあるレーザーからのレーザービームの放射圧によって加速される軽帆を含む任務の可能性もあります。スケールダウンされたBreakthroughStarshotビームインフラストラクチャに基づいて、惑星間ミッションおよび外部太陽系へのミッションは、レーザー出力要件を緩和する0.001cの低い帆船速度（1〜100kgの宇宙船では3〜30GW）を使用して提案されていますミッションの制約。このペーパーでは、衝動的な$\Delta$V増分を想定したOITS軌道シミュレーションツールを使用して、2030年に打ち上げられ、すでに加速されていると仮定して、帆船が「オウムアムア」に到達する可能性のある軌道を分析します。レーザーによる最高速度は300km/s（約0.001c）です。2030年7月の打ち上げの最小飛行期間は440日です。傍受は82AUを超えて行われます。多数の宇宙船を発射し、化学推進よりもはるかに速く1Iに到達する可能性があれば、以前に提案されたミッションアーキテクチャのいくつかの欠点を回避できると結論します。
小石対微惑星：集団合成モデルの結果
| Title |
Pebbles_versus_planetesimals:_the_outcomes_of_population_synthesis_models |
| Authors |
Natacha_Br\"ugger,_Remo_Burn,_Gavin_Coleman,_Yann_Alibert_and_Willy_Benz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04121 |
コア降着シナリオでは、最初に巨大なコアが形成され、次にエンベロープが追加されます。このコアがどのように形成されるかを議論すると、いくつかの相違点が現れます。惑星形成の最初のシナリオは、微惑星と呼ばれるkmサイズの天体の降着を予測しますが、最近の研究では、cmサイズの物体である小石の降着による成長を示唆しています。これら2つの降着モデルは個別に説明されることが多く、ここでは2つのモデルの結果を同一の初期条件で比較することを目的としています。2つの異なるコードを使用します。1つは惑星の降着、もう1つは小石の降着です。人口統合アプローチを使用して、惑星シミュレーションを比較し、単一の惑星の形成に焦点を当てた2つの固体降着モデルの影響を調べます。小惑星降着モデルがより多くの超地球質量惑星を形成する一方で、微惑星モデルはより多くの巨大惑星の形成を予測することがわかります。これは、小石分離質量の概念によるもので、小石の降着によって形成された惑星が、味噌に到達する前に効率的にガスを増やせないためです。これは、結果として生じるエンベロープを付加するのに十分な重さではないが、タイプIの移行が非常に効率的な質量範囲にある惑星の人口に変換されます。また、光度の違いによって引き起こされる微惑星と比較して、小石モデルの特定のコア質量のガス質量分率が高いこともわかります。これはまた、観測によって確認できる低密度の惑星を意味します。巨大惑星に焦点を当てると、それらの形成の感度は異なると結論付けます：小石降着モデルでは、胚が形成される時間と、固体が付着する期間が結果に強く影響しますが、微惑星モデルではそれは、微惑星のサイズと、微惑星を形成するために利用可能な固体の量の分割に依存します。
高温木星の透過スペクトルに対する熱放射の影響
高度に照射された近接ガスジャイアント（ホットジュピターとしても知られています）のデイサイドの大気は、入射恒星放射のかなりの部分を吸収します。惑星。このような惑星の通過イベント中に観測者に面した夜側から再放射された熱放射は、送信された恒星放射に寄与します。惑星のそのような再放出された熱放射が含まれる場合、赤外領域の通過スペクトルが大幅に変更されることを示します。今後のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の異なるチャネルからの対応するエラーを伴う観測分光データをシミュレートすることにより、トランジットスペクトルに対する高温木星の熱放射の影響を評価します。これらのシミュレーションデータのノイズレベルに関して、効果が統計的に有意であることがわかります。したがって、観測された通過スペクトルをより正確に解釈するには、高温の木星の通過スペクトルの取得モデルで惑星の熱再放射を考慮に入れる必要があるという重要なメッセージを伝えます。
太陽系に閉じ込められた星間惑星の証拠はない
| Title |
No_evidence_for_interstellar_planetesimals_trapped_in_the_Solar_System |
| Authors |
A._Morbidelli,_K._Batygin,_R._Brasser,_S._Raymond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04534 |
MNRASで発行された最近の2つの論文で、ナモウニとモライ（2018、2020）は、i）巨大惑星との逆行共軌道運動のオブジェクト、およびii）非常に高い傾いたケンタウロス。ここでは、著者の結論を無効にするこれらの論文の欠点について説明します。過去の数値シミュレーションは、実体の過去の進化を表したものではありません。代わりに、これらのシミュレーションは、検討対象のボディの短い動的寿命とそれらの母集団の速い減衰を定量化する手段としてのみ役立ちます。この急速な崩壊に照らして、観測された物体が初期の太陽系の星間空間からキャプチャされたオブジェクトの集団の生存者である場合、これらの集団は信じられないほど大きいはずです（たとえば、逆行性軌道の現在の主な小惑星帯の人口の約10倍）木星の）。より可能性が高いのは、観測されたオブジェクトが、離れた太陽系の親貯水池からのオブジェクトの連続フラックスによって準定常状態に維持されている、人口の一時的なメンバーにすぎないことです。ハレータイプの彗星とオールトクラウドで、逆行性軌道の最も可能性の高いソースと高度に傾いたケンタウロスを特定します。
銀河の恒星の質量をどれだけうまく測定できるか：SEDフィッティングにおける想定星形成履歴モデルの影響
| Title |
How_Well_Can_We_Measure_the_Stellar_Mass_of_a_Galaxy:_The_Impact_of_the_Assumed_Star_Formation_History_Model_in_SED_Fitting |
| Authors |
Sidney_Lower,_Desika_Narayanan,_Joel_Leja,_Benjamin_D._Johnson,_Charlie_Conroy,_and_Romeel_Dav\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03599 |
銀河の恒星の質量（$M_*$）を推測する主な方法は、スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングです。ただし、この手法は、SEDモデリングから得られた物理的特性の精度に深刻な影響を与える可能性がある銀河の星形成履歴やダスト減衰則などの仮定に基づいています。ここでは、想定される星形成履歴（SFH）が、SEDフィッティングから推測される恒星特性に及ぼす影響を、高解像度宇宙流体力学の銀河形成シミュレーションの模擬観察に対してそれらを真実化することによって検証します。古典的には、SFHは簡略化されたパラメーター化された関数形式でモデル化されますが、これらの形式は銀河SFHの真の多様性を捉える可能性が低く、結果に報告されていない不確実性を伴う系統的バイアスを課す可能性があります。柔軟なノンパラメトリックスター形成履歴は、銀河のスター形成履歴の変化をキャプチャする際に従来のパラメトリックフォームを上回り、その結果、SEDフィッティングの恒星質量が大幅に改善されることを示しています。遅延$\tau$モデルでの0.4dexの平均バイアスが、ノンパラメトリックモデルの0.05dex未満のバイアスに減少していることがわかります。同様に、SEDフィッティングでノンパラメトリックな星形成履歴を使用すると、回復した銀河の星形成率（SFR）と恒星の年齢の精度が向上します。
銀河構造の動的解釈における座標変換の力
| Title |
The_power_of_co-ordinate_transformations_in_dynamical_interpretations_of_Galactic_structure |
| Authors |
Jason_A._S._Hunt,_Kathryn_V._Johnston,_Alex_R._Pettitt,_Emily_C._Cunningham,_Daisuke_Kawata_and_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03600 |
$Gaia$DR2は、私たちの銀河における星の位置と動きに関する前例のない豊富な情報を提供し、ディスクの不均衡の度合いを強調しています。ディスクのより広い領域でデータを収集するにつれて、現在の位相空間の位置ではなく、特に軌道空間にラベルを付ける恒星のアクションと角度の分析を開始することがますます魅力的になります。概念的には、$\bar{x}$と$\bar{v}$は潜在的な相互作用と局所的な相互作用について教えてくれますが、実際にグループ化すると、同じような周波数を持つ星が集まり、複数の軌道で発生する動的効果に対して同様の応答が生じます。アクションと角度でグループ化すると、これがさらに洗練され、宇宙を一緒に移動し、したがって履歴を共有している星が分離されます。これらの座標系を混合すると、解釈が混乱する可能性があります。たとえば、星をガイド半径に移動すると、$Gaia$データ\citep{Khoperskov+19b}で天の川のらせん構造が尾根のような密集として見えることが示唆されています。ただし、この作業では、これらの機能が$L_z-\phi$平面と$v_{\mathrm{R}}-v_{\phi}$平面の両方で実際に既知の運動学的移動グループであることを示します。シミュレーションを使用して、天の川のグローバルビューに移動するときに、この区別がさらに重要になることを示します。例として、$Gaia$とAPOGEEの銀河円盤で見られる半径方向の速度波が作用角フレームで強くなること、および過渡的ならせん構造で再現できることを示します。
将来のGalaxy RedshiftサーベイのためのHST Grism派生の予測
| Title |
HST_Grism-derived_Forecasts_for_Future_Galaxy_Redshift_Surveys |
| Authors |
Micaela_B._Bagley_(1_and_2),_Claudia_Scarlata_(2),_Vihang_Mehta_(2),_Harry_Teplitz_(3),_Ivano_Baronchelli_(4_and_3),_Daniel_J._Eisenstein_(5),_Lucia_Pozzetti_(6),_Andrea_Cimatti_(7_and_8),_Michael_Rutkowski_(9),_Yun_Wang_(3),_Alexander_Merson_(10_and_3)_((1)_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_USA,_(2)_Minnesota_Institute_for_Astrophysics,_University_of_Minnesota,_Minneapolis,_USA,_(3)_Infrared_Processing_and_Analysis_Center,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_USA,_(4)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Padova,_Italy,_(5)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_USA,_(6)_INAF_--_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Bologna,_Italy,_(7)_University_of_Bologna,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Bologna,_Italy,_(8)_INAF_--_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Minnesota_State_University,_Mankato,_USA,_(10)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03602 |
相互補完的なユークリッドとローマ銀河の赤方偏移の調査では、Halphaおよび[OIII]で選択された輝線銀河を大規模構造のトレーサーとして$0.9\lesssimz\lesssim1.9$（Halpha）および$1.5\lesssimz\lesssim2.7$で使用します。（[OIII]）。ダークエネルギーの研究のためにこれらの赤方偏移調査を最適化するには、調査ボリューム内のHalpha放出銀河の予想される数の信頼できる十分に正確な知識を持っていることが不可欠です。さらに、輝線銀河のこれらの将来のサンプルは、すべてのスリットレス分光法調査と同様に、単一の輝線銀河の誤認に起因する銀河のサイズと光度、線相当幅、および赤方偏移誤差に依存する複雑な選択関数の影響を受けます。。ユークリッド調査の詳細に焦点を当て、2つのスリットレス分光WFC3-IRデータセット（3D-HST+AGHASTおよびWISP調査）を組み合わせて、0.56度の領域をカバーするユークリッドのようなサンプルを作成します$^2$および1277輝線銀河を含みます。1091（$\sim$3270deg$^{-2}$）Halpha+[NII]を放出する銀河を$0.9\leqz\leq1.6$から162（$\sim$440deg$^{-2}$の範囲で検出します）[OIII]$\lambda$5007-emittersover$1.5\leqz\leq2.3$、ラインフラックス$\geq2\times10^{-16}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$。Halpha+[NII]と同等の幅分布の中央値は$\sim$250\r{A}であり、連続体の有効半径とHalpha+[NII]放出は、中央値$\sim$0.38"と有意な散乱（$\sigma\sim$0.2"$-$0.35"）。最後に、将来のユークリッドサンプルにおける赤方偏移誤認の有病率を調査し、$\sim$14-20％および$\sim$6％から$2\timesまでの潜在的な汚染率を見つけます10^{-16}$および$6\times10^{-17}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$ですが、波長カバレッジが増加すると、これらのパーセンテージはほぼゼロになります。
銀河中心のパーセクの10分の1の内側での中近赤外線観測-Sgr〜A *に非常に近いフィラメントの適切な動きの検出
| Title |
Near-_and_mid-infrared_observations_in_the_inner_tenth_of_a_parsec_of_the_Galactic_center_--_Detection_of_proper_motion_of_a_filament_very_close_to_Sgr~A* |
| Authors |
Florian_Pei{\ss}ker,_Andreas_Eckart,_Nadeen_B._Sabha,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Harshitha_Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03648 |
ESOVLT（パラナル/チリ）機器SINFONIおよびVISIRを使用して、銀河中心（GC）の超大質量ブラックホールSgr〜A*のすぐ近くのガスおよびダスト放出を分析します。SINFONIH+Kデータキューブには、関連するラインマップの対応する輝線がいくつか表示されます。これらの線から、Br$\gamma$放出は最も目立つものであり、南北方向に沿って延びる棒の形をしているように見えます。VISIRを使用すると、このフィラメント状の放出に対するほこりっぽい対応物が見つかります。この研究では、この特徴がミニスパイラルに関連している可能性が高く、中央クラスターの巨大な星の風やSgr〜A*からの降着風の影響を受ける可能性があるという証拠を提示します。この目的のために、2005年から2015年の間にSINFONIデータを追加しました。分光分析により、一連のドップラーシフト輝線が明らかになりました。また、Br$\gamma$バーのチャネルマップで調査できる塊の形をした部分構造も検出します。さらに、近赤外線（NIR）Br$\gamma$機能の検出をPAH1中赤外線（MIR）観測と公開された226GHz無線データと比較します。これらの塊は、銀河中心で他の赤外線連続体で検出されたフィラメントと一致する約320$km/sの適切な動きを示します。調査されたBr$\gamma$機能の$2.5\、\times\、10^{-5}\、M_{\odot}$の質量を導出すると、類似のオブジェクトの以前の派生質量との一致が示されます。North-SouthBr$\gamma$-barの他に、同等の追加のEast-West機能があります。また、Sgr〜A*の西に位置し、ほこりの多い物体を隠している可能性のあるいくつかのガス貯留層を特定します。
皇后。 II。 $ \ sim 1.0 $（Fe / O）$ _ \ odot $および$ 0.02 $（O / H）$ _ \
odot $を含む、Feに富む金属に乏しい銀河：超大質量の可能性のある痕跡（$> 300 M _ {\ odot} $）初期の銀河の星
| Title |
EMPRESS._II._Highly_Fe-Enriched_Metal-poor_Galaxies_with_$\sim_1.0$_(Fe/O)$_\odot$_and_$0.02$_(O/H)$_\odot$_:_Possible_Traces_of_Super_Massive_($>300_M_{\odot}$)_Stars_in_Early_Galaxies |
| Authors |
Takashi_Kojima_(1,2),_Masami_Ouchi_(3,1,4),_Michael_Rauch_(5),_Yoshiaki_Ono_(1),_Kimihiko_Nakajima_(3),_Yuki_Isobe_(1,2),_Seiji_Fujimoto_(6,7),_Yuichi_Harikane_(3,8,1),_Takuya_Hashimoto_(9),_Masao_Hayashi_(3),_Yutaka_Komiyama_(3),_Haruka_Kusakabe_(10),_Ji_Hoon_Kim_(11,12),_Chien-Hsiu_Lee_(13),_Shiro_Mukae_(1,2),_Tohru_Nagao_(14),_Masato_Onodera_(11,15),_Takatoshi_Shibuya_(16),_Yuma_Sugahara_(17),_Masayuki_Umemura_(18),_Kiyoto_Yabe_(4)_((1)_ICRR,_(2)_Univ._of_Tokyo,_(3)_NAOJ,_(4)_Kavli_IPMU,_(5)_Carnegie_Observatory,_(6)_DAWN_fellow,_(7)_Univ._of_Copenhagen,_(8)_UCL,_(9)_TCHoU,_(10)_Observatoire_de_Geneve,_(11)_Subaru_Telescope,_(12)_Metaspace,_(13)_NOAO,_(14)_Ehime_Univ.,_(15)_SOKENDAI,_(16)_Kitami_Institute_of_Tech.,_(17)_Waseda_Univ.,_(18)_Univ._of_Tsukuba) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03831 |
2％の太陽酸素存在量（O/H）_sunと特定の高い星を備えた、局所的な若い低質量（〜$10^{6}$M_sun）の非常に金属の乏しい銀河（EMPG）の元素存在比と電離放射線を提示します形成率（sSFR〜300Gyr$^{-1}$）、およびその他の（非常に）金属に乏しい銀河。これらは、SubaruSurvey（EMPRESS）および文献によって調査されたExtremelyMetal-Poorの代表から編集されています。[FeIII]4658やHeII4686などの弱い輝線は、KeckやSubaru（Kojimaetal。2019、Izotovetal。2018）を含む8mクラスの望遠鏡で撮影されたEMPGの非常に深い光学スペクトルで検出され、要素を導出できます。光イオン化モデルでの存在比。ネオンおよびアルゴンと酸素の比率は、既知の局所矮小銀河の比率と同等であり、窒素と酸素の存在比（N/O）は、20％（N/O）_sunと一致しており、低酸素量。ただし、EMPGの鉄と酸素の存在比（Fe/O）は一般に高くなります。ソーラー酸素量が2％のEMPGは、約90〜140％（Fe/O）_sunの高いFe/O比を示します。これは、タイプIaの超新星の鉄生成、鉄のダストの減少、および金属の推奨シナリオでは説明されません。以前は金属に富んでいた銀河へのガスの流入が不十分で、太陽の存在量が豊富でした。さらに、これらのEMPGはHeII4686/H$\beta$比が約1/40と非常に高く、これは、先祖恒星質量が120M_sun未満の既存の高質量X線バイナリモデルでは再現されません。これと以前のEMPGの研究で特定されたEMPGの包括的なサンプルと恒星元素合成および光イオン化モデルを比較すると、高Fe/O比と高HeII4686/H$\beta$比の両方が過去のスーパーの存在によって説明されることを提案します大規模な（$>$300M_sun）星、中間質量のブラックホール（$\gtrsim$100M_sun）に進化する可能性がある。
ALMAによって明らかにされた解像度依存の亜音速非熱線分散
ここでは、高角度分解能（3''）のOrion分子雲2および3（OMC-2/3）のAtacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）N$_2$H$^+$（1-0）画像を報告します。または1200au）および高い空間ダイナミックレンジ。ALMAメインアレイ、ALMAコンパクトアレイ（ACA）、野辺山45m望遠鏡、およびJVLA（一致するスケールで温度測定を提供）からのデータセットを組み合わせると、OMC-2/3のほとんどの高密度ガスは亜音速（$\rm\sigma_{NT}/c_{s}$=0.62）で、平均線幅（$\Delta\upsilon$）は0.39kms$^{-1}$FWHMです。これは、以前の大規模な星形成領域の観測の大部分とは著しく異なります。対照的に、野辺山望遠鏡の線幅は0.69kms$^{-1}$（$\rm\sigma_{NT}/c_{s}$=1.08）で遷音速です。シングルディッシュ望遠鏡によって得られたより大きな線幅は、それぞれのビーム内の未解決の部分構造から生じたことを示しました。より大きなスケール$\sigma_{ls}$（野辺山望遠鏡で追跡）からの分散は、3つの成分$\rm\sigma_{ls}^2=\sigma_{ss}^2+\sigma_{bm}に分解できます。^2+\sigma_{rd}^2$、小規模$\sigma_{ss}$は各ALMAビームのライン分散、バルクモーション$\sigma_{bm}$は各ALMAビームのピーク速度間の分散、および$\sigma_{rd}$は残差分散です。このような分解は、純粋に経験的なものですが、データキューブ全体で堅牢であるように見えます。したがって、大規模な分子雲で一般的に見られる見かけの超音速線幅は、空間分解能が低いために発生したと考えられます。観測された非熱線分散（「乱流」と呼ばれることもあります）は、OMC-2/3領域で$\sim0.05$pcスケールで超音速から亜音速に遷移します。このような遷移は、ここで研究されているオリオン分子雲などの大規模な若いクラスターのある領域でも、十分な空間分解能（角度だけではない）で一般的に見られます。
ハッブル超深宇宙でのALMA分光調査：最微塵の星形成銀河の性質
| Title |
The_ALMA_Spectroscopic_Survey_in_the_Hubble_Ultra_Deep_Field:_The_nature_of_the_faintest_dusty_star-forming_galaxies |
| Authors |
Manuel_Aravena,_Leindert_Boogaard,_Jorge_G\'onzalez-L\'opez,_Roberto_Decarli,_Fabian_Walter,_Chris_L._Carilli,_Ian_Smail,_Axel_Weiss,_Roberto_J._Assef,_Franz_Erik_Bauer,_Rychard_J._Bouwens,_Paulo_C._Cortes,_Pierre_Cox,_Elisabete_da_Cunha,_Emanuele_Daddi,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Hanae_Inami,_Rob_Ivison,_Mladen_Novak,_Gerg_\"o_Popping,_Dominik_Riechers,_Paul_van_der_Werf,_and_Jeff_Wagg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04284 |
{\itHubble}UltraDeepField（ASPECS）LargeProgramのALMASpectroscopicSurveyの一部として取得された深部ALMA1.2mm画像で、35個の安全に検出されたほこりっぽい銀河のサンプルの物理的特性の特性を示します。。このサンプルは、事前に光学/赤外線光源の位置を介して識別された26の追加光源によって補完されます。それらのよく特徴付けられたスペクトルエネルギー分布を使用して、星の質量の中央値と星形成率（SFR）を$4.8\times10^{10}〜M_\odot$と30$M_\odot$yr$^{-1}$から導き出します。$（2.4-11.7）\times10^{10}〜M_\odot$および$20-50〜M_\odot$yr$^{-1}$の四分位範囲。四分位範囲$1.1-2.6$の中央値1.8の分光赤方偏移を導出します。これは、浅い広視野調査で検出されたサブミリメートル銀河よりも大幅に低くなります。ソースの59\％$\pm$13\％、6\％$\pm$4\％、および34\％$\pm$9\％が$\pm0.4$dex内、上下にあることがわかりますSFR-恒星質量関係または主系列（MS）。ASPECS銀河は、SFR分子ガス質量関係と以前に確立された他のスケーリング関係を厳密にたどり、ガスと星の質量比が$z=0.5$から$z=2.5$に5倍増加し、穏やかな$z=1-3$で0.7Gyrの典型的な値を持つガス枯渇タイムスケールの進化。MSのかなり下にあるASPECS銀河は、悪用されにくいパラメーター空間であり、ガスと星の質量比は$\sim0.1-0.2$と低く、空乏タイムスケールは$>1$Gyrです。MSに沿った銀河は、すべての赤方偏移で分子ガスの宇宙密度を支配します。メインシーケンスより上のシステムでは、ガスリザーバー全体への寄与が$z<1$から$z=2.5$に増加していますが、MSの下の銀河ではその逆が見られます。
暗闇の影：暗黒エネルギー調査で発見された低表面輝度銀河
| Title |
Shadows_in_the_Dark:_Low-Surface-Brightness_Galaxies_Discovered_in_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
D._Tanoglidis,_A._Drlica-Wagner,_K._Wei,_T._S._Li,_F._J._S\'anchez,_Y._Zhang,_A._H._G._Peter,_A._Feldmeier-Krause,_J._Prat,_K._Casey,_A._Palmese,_C._S\'anchez,_J._DeRose,_C._Conselice,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_K._Bechtol,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Chang,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_T._F._Eifler,_S._Everett,_A._E._Evrard,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_W._G._Hartley,_D._L._Hollowood,_D._Huterer,_D._J._James,_E._Krause,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_M._March,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._L._C._Ogando,_F._Paz-Chinch\'on,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_G._Tarle,_D._Thomas,_D._L._Tucker,_A._R._Walker_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04294 |
暗黒エネルギー調査（DES）の画像データの最初の3年間から約5000deg$^2$で識別された20,977枚の拡張低表面輝度銀河（LSBG）のカタログを提示します。単一コンポーネントのS\'ersicモデルフィットに基づいて、拡張LSBGを$g$バンド有効半径$R_{\scriptsize{eff}}>2.5"$および平均表面輝度$\bar{\muの銀河として定義します}_{\scriptsize{eff}}（g）>24.3$magarcsec$^{-2}$。LSBGの分布は$（gr）$と$（gi$）の色空間で強く二峰性であることがわかります。サンプルを赤（$gi\geq0.59$）と青（$gi<0.59$）の銀河に分割し、2つの母集団の特性を調べます。赤のLSBGは、青の銀河よりもクラスター化されており、分布と相関しています近くの（$z<0.10$）明るい銀河の1つ。赤いLSBGはLSBGサンプルの$\sim35\％$を構成し、これらの$\sim30\％$は低赤方偏移銀河グループとクラスターの1度以内にあります（青のLSBGの$\sim8\％$と比較）。最も顕著な9つの銀河グループとクラスターについて、ホストシステムから派生した赤方偏移を想定して、関連するLSBGの物理特性を計算します。これらのシステムでは、108個のオブジェクトtは超拡散銀河として分類でき、物理有効半径が$R_{\scriptsize{eff}}>1.5$kpcと予測されるLSBGとして定義されます。DES内のLSBGの広域サンプルを使用して、LSBGの形成と進化のモデルにおける環境の役割をテストできます。
Swift / BAT AGNのNuSTARビュー：$ R $-$ \ Gamma $相関
反射こぶは、活動銀河核（AGN）の硬X線スペクトルの顕著な特徴です。その正確な形状と他の量との相関は、AGNの内側と外側の領域に関する貴重な情報を提供します。私たちの主な目標は、近くのAGNの大きなサンプルの反射こぶを調査することです。吸収を伴う反射の進化と、スペクトルインデックスとの相関を調査することを目的としています。70か月のBATカタログAGNのアーカイブされたNuSTAR観測を分析しました。詳細なスペクトル分析を実行することにより、スペクトルパラメーターを制約し、個々の光源の大きなサンプルでの反射放射を調査することができました。反射強度は、吸収されていない光源の指数法則勾配と強く相関しており、これらの光源のディスク反射を示しています。考えられるさまざまな説明がテストされましたが、最も可能性の高い説明は、コロナが中程度の相対論的速度でディスクに向かって、またはディスクから離れて移動していることです。$R-\Gamma$相関は、吸収されたソースでは検出されませんでした。さらに、これらのAGNはよりハードなスペクトルを備えており、2つのクラス間の本質的な違いまたはX線源のスラブジオメトリを示唆しています。
おとめ座銀河団の銀河光学変動：環境影響の銀河の新しいトレーサー
| Title |
Galaxy_Optical_Variability_of_Virgo_Cluster:_New_Tracer_for_Environmental_Influences_on_Galaxies |
| Authors |
Fan_Yang,_Richard_J._Long,_Su-Su_Shan,_Jun-Qiang_Ge,_Rui_Guo,_Bo_Zhang,_Ji-Hua_Gao,_Xiang_Ji,_Ji-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04456 |
パロマートランジェントファクトリーデータを使用して、銀河の光学的変動性とおとめ座銀河団の中心からの距離との関係を調査します。銀河の明るさの標準偏差と標準偏差の平均値の比率を、銀河の光学的変動性の尺度として定義します。230263の観測値を持つ814の乙女座銀河のサンプルは、クラスター中心距離の増加に伴う光学変動の単調減少傾向を示しています。クラスター内の変動レベルは、外部レベルより3.2$\sigma$高くなっています。変動性を線形関数で近似し、データが距離に依存しないモデルを拒否することがわかります。比較のために217個の背景銀河を調べ、銀河の変動性に有意な傾向がないことを確認します。各銀河の明るさを再構築して、モンテカルロシミュレーションとの関係を評価します。シミュレーションは、メンバー銀河の変動性の単調減少関係と、背景銀河の距離に依存しない関係を示しています。私たちの結果は、クラスター中心に向かって流れる冷たいガスがAGN活動を促進するという理論と一致しています。この作品は、銀河の進化とその環境との関係を調査するために光学的変動性を使用する方法の新しい実装です。
宇宙ウェブフィラメントの最も明るいグループ銀河の特性
| Title |
Properties_of_brightest_group_galaxies_in_cosmic_web_filaments |
| Authors |
Teet_Kuutma,_Anup_Poudel,_Maret_Einasto,_Pekka_Hein\"am\"aki,_Heidi_Lietzen,_Antti_Tamm,_and_Elmo_Tempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04463 |
環境。フィラメントで接続された銀河グループとクラスターの複雑なネットワークである宇宙ウェブは、銀河が形成され進化する動的な環境です。ただし、宇宙フィラメントが銀河の特性に及ぼす影響は、局所（銀河群規模）環境の影響がはるかに大きいため、研究が困難です。ねらい。このペーパーの目的は、ローカル環境が容易に評価できる銀河のサンプルを使用して、最も近い宇宙ウェブフィラメントまでの距離に対する固有の銀河特性の依存性を調査することです。}メソッド。私たちの研究は、SDSSDR12から引き出された$M_\mathrm{r}$$\leq-19$等級の体積制限のある銀河サンプルに基づいています。フィラメント環境の影響のプローブとして、ローカル環境をより正確に決定できるため、メンバーが2〜6人のグループで最も明るいグループ銀河（BGG）を選択しました。Bisousマークポイントプロセスメソッドを使用して、半径が0.5〜1.0$Mpcの宇宙ウェブフィラメントを検出し、BGGの垂直フィラメントスパイン距離（$D_{\mathrm{fil}}$）を測定します。調査では、最大4Mpcまでの$D_{\mathrm{fil}}$値に制限しています。輝度密度フィールドをローカル環境のトレーサーとして使用します。サンプルの均一性を達成し、潜在的なバイアスを減らすために、5Mpcより長いフィラメントのみを考慮します。最後のサンプルには1427個のBGGが含まれています。結果。恒星の質量、色、4000AAブレーク、特定の星形成率、および形態の観点から、フィラメント半径の内側と外側の銀河集団間のわずかな違いに注意します。ただし、これらの違いはすべて95％未満の信頼性を維持しており、ローカル環境の密度から生じる影響と比較すると無視できます。結論。フィラメント軸の4Mpc半径内では、BGGに対するフィラメントの影響はわずかです。ローカル環境は、BGGプロパティを決定する主な要素です。
近くの渦巻銀河における多環式芳香族炭化水素の励起
中赤外PAH放出とダスト質量の比を使用して、25個の近くにある正面の渦巻銀河のサンプルにおける多環式芳香族炭化水素（PAH）励起を調べました。銀河の11内で、PAH励起が紫外または中赤外の星形成トレーサーに直接リンクされていることがわかりました。これは、PAH放出と星形成の関係を研究している他の結果とともに、PAHが最も強く励起されていることを示しています。星形成領域の周りのほこりっぽい殻。別の5つの銀河内では、PAH放射は星形成領域の周りで特定のガラクトセントリックな半径でのみ強化されます。さらに6つの銀河では、PAHの励起は、3.6ミクロンの発光で追跡されるように、進化した恒星の個体群とより強く相関しています。残りの3つの銀河の結果はあいまいです。PAH/ダスト比の放射状勾配は、log（O/H）勾配が比較的急勾配である場合を除いて、一般的にlog（O/H）勾配に関連付けられていませんでした。進化した星によってPAHが励起された銀河は、遠紫外から中赤外の比率が比較的高く、PAHの励起と異なる恒星の集団の間のリンクの変化が、銀河内のダスト減衰の変化にリンクしていることを示しています。あるいは、形態の違いにより、進化した星によってPAHが励起される可能性が高くなります。これは、これが発生する6つの銀河のうち5つが晩期型の綿状渦巻銀河であるためです。これらの不均一な結果は、PAH励起の説明が複雑であることを示しており、PAH放出を星形成トレーサーとして使用したり、ダスト放出や放射伝達をモデル化したりするための幅広い影響があります。
渦巻銀河NGC〜5236における大規模なエネルギーカスケードの証拠
乱流は銀河の構造とダイナミクスに重要な役割を果たし、星の形成を含むその中のさまざまなプロセスに影響を与えます。この研究では、外部渦巻銀河NGC〜5236の大規模乱流特性を調査します。VLAマルチ構成アーカイブデータと新しいGMRT観測を組み合わせて、この銀河のおよそ20年間の長さスケールでの列密度と視線速度変動パワースペクトルを推定します。ISM乱流へのエネルギー入力スケールは約$6$kpcです。銀河の円盤内の2次元乱流のパワースペクトルは、列密度が$-1.23\pm0.06$、視線速度が$-1.91\pm0.08$の傾きを持つべき乗則に従います。測定されたパワースペクトルの傾きは、$\sim7\times10^{-11}$ergcm$^{-2}$sec$^{-1}$の安定したエネルギー入力による圧縮強制を支持することを強く示唆しています。これらの多くは、ディスクの重力不安定性と自己重力に起因すると結論付けています。これは、外部の渦巻銀河の乱流統計に関する最初で最も包括的な研究です。
MUSEを使用したMATLAS-2019の分光学的研究：古い球状星団が過剰に存在する超拡散銀河
| Title |
A_spectroscopic_study_of_MATLAS-2019_with_MUSE:_an_ultra-diffuse_galaxy_with_an_excess_of_old_globular_clusters |
| Authors |
Oliver_M\"uller,_Francine_R._Marleau,_Pierre-Alain_Duc,_Rebecca_Habas,_J\'er\'emy_Fensch,_Eric_Emsellem,_M\'elina_Poulain,_Sungsoon_Lim,_Adriano_Agnello,_Patrick_Durrell,_Sanjaya_Paudel,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Remco_F._J.van_der_Burg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04606 |
MATLASディープイメージング調査により、マッピングされた低密度環境で大量の矮小銀河が明らかになりました。それらの一部は異常に拡張されており、表面の輝度が低くなっています。これらのいわゆる超拡散銀河のうち、いくつかは過剰な球状星団をホストしているようです。積分フィールドユニットスペクトログラフMUSEを使用して、これらの銀河の1つ-MATLASJ15052031+0148447（MATLAS-2019）-を近くのグループNGC5846に向けて観測し、その全身速度、年齢、および金属性、ならびにその球状星団のそれを測定しました候補者。MATLAS-2019の恒星本体の場合、-1.33+0.19-0.01dexの金属性と11.2+1.8-0.8Gyrの年齢を導き出します。個々のGCと積み重ねられたGC母集団の一部について、一貫した年齢と金属性を導き出します。11個の確認された球状星団から、マルコフ連鎖モンテカルロアプローチを使用して、4.2+8.6-3.4M/Lの動的質量対光比を導出しました。これは、ローカルグループの矮小銀河によって定義された光度と質量のスケーリング関係の下端にあります。さらに、GCシステムの回転コンポーネントの可能性を確認または拒否できませんでした。存在する場合、これにより推定質量がさらに変更されます。球状星団の母集団と銀河の恒星体の追跡観察は、NGC1052の領域にある矮小銀河のペアで示唆されたように、この銀河に暗黒物質が不足しているかどうか、またはこれがこれらのシステムで一般的に使用される方法の系統的な不確実性と個々の球状星団の速度の大きな不確実性から生じる誤解。
| Title |
Molybdenum_in_the_open_cluster_stars |
| Authors |
Mishenina,_Tamara,_Shereta,_Elena,_Pignatari,_Marco,_Carraro,_Giovanni,_Gorbaneva,_Tatyana,_Soubiran,_Caroline |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04629 |
13の異なる散開星団からの星のモリブデンの存在量が決定されました。高解像度の恒星スペクトルは、チリのセロパラナルにUVES分光器を備えたVLT望遠鏡を使用して取得されました。Mo存在量は、LTE近似で5506Aおよび5533AのMoI線から導き出されました。オープンクラスターおよび銀河円盤のサンプリングされた星におけるモリブデンの挙動の比較分析は、金属量の増加に伴うMo存在量の減少と同様の傾向を示しています。このような行動パターンは、調査された集団の共通の起源を示唆しています。一方、散開星団のMo存在量のばらつきはわずかに大きく、0.14dexに対して0.11dexです。銀河の中心からの距離とクラスターの年齢に伴う豊度の傾向を考慮して、結果を説明します。
崩壊している銀河系の散開星団UBC 274の周辺にある連星のシーケンス
最近発見された〜3Gyrの古いオープンクラスターUBC274の多数の連星の個体群の識別を報告します。クラスターの色の大きさの図が微分赤化によって修正され、質量比（q）値が0.5から1.0。クラスタの中心からの距離の関数としてのその恒星密度の放射状プロファイルと累積分布は、クラスタのそれと区別できない空間分布に続いて、クラスタの潮汐の尾の観測された境界（クラスタの半径の6倍）まで広がることを明らかにしますシーケンス（MS）スター。さらに、q値が0.75より小さいまたは大きい連星は、空間分布の違いも示しません。GaiaDR2の天文学データと運動学データから、クラスターの中心と平均クラスター空間速度を基準にして、それぞれ銀河座標と空間速度を計算しました。単一または連星であるかどうかに関係なく、潮汐の尾に沿って位置するクラスターメンバーは比較的速く移動することがわかりました。銀河面でのそれらの動きの投影は、回転している固体のそれと似ていますが、銀河中心からの半径方向に沿っており、銀河面に垂直なものは、クラスターが破壊されていることを示唆しています。クラスターMSと連星の空間分布と運動学パターンの類似性は、UBC274が、2体緩和によって駆動される質量分離のような内部動的進化の兆候を一掃したような激しい破壊プロセスに直面していることを示しています。
ガンマ線バイナリは、高エネルギー（E$\gtrsim$100MeV）でピークに達し、非常に高いエネルギー（E$\gtrsim$100GeV）$\gamma$光線に広がる高質量バイナリシステムのサブクラスです。このレビューでは、よく研究された非一時的な$\gamma$-rayバイナリのプロパティをまとめるとともに、よく知られていないシステムやマイクロクエーサーをホストする一時的なシステムについて簡単に説明します。また、考慮されたシステムのスペクトルおよびタイミング特性を説明するために使用されている理論モデルについても説明します。
磁気的に停止したディスクの再接続イベントからのSgr A *近赤外線フレア
| Title |
Sgr_A*_near-infrared_flares_from_reconnection_events_in_a_magnetically_arrested_disc |
| Authors |
J._Dexter,_A._Tchekhovskoy,_A._Jim\'enez-Rosales,_S._M._Ressler,_M._Baub\"ock,_Y._Dallilar,_P._T._de_Zeeuw,_F._Eisenhauer,_S._von_Fellenberg,_F._Gao,_R._Genzel,_S._Gillessen,_M._Habibi,_T._Ott,_J._Stadler,_O._Straub,_F._Widmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03657 |
大振幅SgrA*近赤外線フレアは、ブラックホールイベントホライズン近くの電子へのエネルギー注入から生じます。占星術データは、明るいフレアの間の放出領域の連続的な回転、および直線偏光角の対応する回転を示します。物理フレアモデルの1つの広範なクラスは、磁気再結合を呼び出します。ここでは、そのようなシナリオが磁気的に拘束されたディスクの一般的な相対論的電磁流体シミュレーションで発生する可能性があることを示します。磁束の飽和は噴火イベントを引き起こし、磁気的に支配されたプラズマが地平線の近くから放出され、回転するらせん構造を形成します。散逸は、磁気的に支配されたプラズマと周囲の流体の界面での再接続を介して発生します。この散逸は、観測されたフレアと一致する期間と振幅で、SgrA*のモデルの近赤外線放射の大幅な増加に関連しています。このようなイベントは、ほぼ降順で発生し、内部降着円盤からの磁束を再蓄積します（SgrA*の場合は10時間）。1つのサンプルイベントからの近赤外線観測量を調べて、放射形態が磁気的に支配された領域の境界を追跡することを示します。領域がブラックホールの周りを回転すると、近赤外線の重心と直線偏光角の両方が、SgrA*フレアで見られる動作と同様に、連続的に回転します。
銀河中心のフレアI：磁気的に停止したブラックホール降着円盤の軌道フラックスチューブ
| Title |
Flares_in_the_Galactic_center_I:_orbiting_flux_tubes_in_Magnetically_Arrested_Black_Hole_Accretion_Disks |
| Authors |
O._Porth,_Y._Mizuno,_Z._Younsi,_C._M._Fromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03658 |
GRAVITY装置によるSgrA*の最近の観測では、$\sim10$重力半径（$r_g$）の距離で、天文学的に追跡された赤外線フレア（IR）があります。この論文では、ブラックホール磁気圏からのフラックスエスケープの激しいエピソードを示す磁気停止降着円盤（MAD）の3D一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションに基づくフレアのモデルを研究します。これらのイベントは、いくつかの理由でフレアモデリングにとって魅力的です：i）磁気的に支配的な領域は、磁気回転乱流およびせん断によって破壊されることに抵抗できます。ii）重力のデータによって示唆されるように、磁場の向きは主に垂直です。iii）磁気フラックスの噴火に関連する再接続は、フレアイベント中に粒子の加熱/加速の自己矛盾のない手段をもたらす可能性があります。この分析では、噴火した磁束の束を追跡し、サイズ、エネルギー、プラズマパラメータの分布を提供します。私たちのシミュレーションでは、軌道は$\sim5-40r_g$の範囲の半径で循環する傾向があります。フラックスバンドル内に含まれる磁気エネルギーは、最大$\sim10^{40}$エルグの範囲で、IRおよびX線フレアに電力を供給するのに十分です。磁気的にサポートされた流れ内の動きは、3つの重力フレアの推定された周期と半径の関係に緊張して、実質的にサブケプラーであることがわかります。
中性子星物質の拡張された$ \ sigma $-$ \ omega $モデルのパラメーターの研究
| Title |
Studying_the_parameters_of_the_extended_$\sigma$-$\omega$_model_for_neutron_star_matter |
| Authors |
David_Alvarez-Castillo,_Alexander_Ayriyan,_Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi,_Hovik_Grigorian,_and_P\'eter_P\'osfay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03676 |
この研究では、中性子星物質の拡張された$\sigma$-$\omega$モデルのパラメーターを、最新のマルチメッセンジャー天文学観測、つまり質量、半径、潮汐変形能に関するベイズ分析によって研究します。モデルの3つのパラメーター、ランダウ質量$m_L$、核圧縮率$K_0$、および対称エネルギー$S_0$の値をすべて飽和密度$n_0$で検討しました。その結果、$m_L\約0.73$GeVのランダウ質量の最良の値を推定できますが、$K_0$と$S_0$の値は既知の経験値の範囲内にあります。さらに、中性子星の場合、最も可能性の高い値は13km$<R_{1.4}<$13.5kmで、質量の上限は$M_{max}\約2.2$M$_{\odot}$です。
潮汐破壊イベントの将来のシミュレーション
| Title |
Future_Simulations_of_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Julian_H._Krolik_and_Philip_J._Armitage_and_Yanfei_Jiang_and_Giuseppe_Lodato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03693 |
潮汐破壊イベントには、非常に非線形な方法で多数の物理プロセス（流体力学、電磁流体力学、放射線輸送、自己重力、一般相対論的力学）が含まれます。また、TDEは定義により一時的であるため、非平衡状態にあることがよくあります。これらの理由により、関連する方程式の数値解は、これらのイベントを研究するための不可欠なツールとなります。この章では、シミュレーションが最も有望なフィールドの主要な問題の概要を示し、シミュレーションを進めるために必要な機能を特定します。次に、既存の数値手法で何が行われたか---何ができないか---について説明します。最後に、現在開発中のメソッドがこれらのイベントを理解する能力を拡張するために実行できる方法の概要を示します。
最大質量コンパクトスター観測からの圧縮率の推定
| Title |
Estimating_Compressibility_from_Maximal-mass_Compact_Star_Observations |
| Authors |
Gergely_G\'abor_Barnaf\"oldi,_P\'eter_P\'osfay,_Bal\'azs_E._Szigeti,_Antal_Jakov\'ac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03710 |
拡張された$\sigma$-$\omega$モデルに基づいて、PSRJ0740$+$6620、PSRJ0348$+$0432、およびPSRJ1614$-$2230のパルサー質量の最近の観測データを調査しました。これらのパルサーは最大質量コンパクトスターであると想定し、コア近似が適用できることを示唆しています。このモデルが示唆する中性子星の微視的パラメーターと巨視的パラメーターの間の線形関係を使用して、核子ランダウ質量と核圧縮率の値を推定しました$m_{L}=776.0^{+38.5}_{-84.9}$〜MeVおよび$K=242.7^{+57.2}_{-28.0}$です。
ラジオラウドギャラクシーCGCG 292-057のライナー型核のチャンドラビュー：イオン化鉄線とジェットISMの相互作用
| Title |
Chandra_View_of_the_LINER-type_Nucleus_in_the_Radio-Loud_Galaxy_CGCG_292-057:_Ionized_Iron_Line_and_Jet-ISM_Interactions |
| Authors |
K._Balasubramaniam,_L._Stawarz,_V._Marchenko,_M._Sobolewska,_C.C._Cheung,_A._Siemiginowska,_R._Thimmappa,_and_E._Kosmaczewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03717 |
ライナー型の核と間欠的なジェット活動を示す複雑なラジオ構造を特徴とする、ラジオラウドのアクティブ銀河CGCG292-057の新しい深い（94キロ秒）チャンドラACIS-S観測の分析を提示します。ホスト銀河のふくらみの規模で、温度が$\sim0.8$keVの熱プラズマモデルによってスペクトルが最も適合する過剰なX線放出を検出しました。この過剰な放出は、この再起動された電波銀河で観測された$\sim20$kpcスケールの拡大する内部のローブによって置き換えられた星間物質の熱い拡散部分の圧縮と加熱から生じると主張します。ターゲットの核X線スペクトルは$\sim6.7$keVでイオン化鉄線を明確に示し、指数法則（光子インデックス$\simeq1.8$）の連続体で構成される現象論モデルから最もよく適合します。比較的大量の冷たい物質（水素カラム密度$\simeq0.7\times10^{23}$cm$^{-2}$）、およびイオン化ガスによって部分的に散乱（フラクション$\sim3\％$）、鉄イオンからソフトな過剰成分とK$\alpha$ラインに上昇します。観測されたX線スペクトル、特にFeXXVK$\alpha$（0.3$keVのオーダー）の等価幅は、原理的には、スケールのスケールにあるコンプトン薄いガスを含むシナリオで説明できることを示しますこの線源の広い範囲の領域で、核照明によって光イオン化されます。CGCG292-057核の一般的なスペクトル特性を、X線で調べた他の近くのライナーの特性と比較します。
| Title |
Constraining_the_onset_density_of_the_hadron-quark_phase_transition_with_gravitational-wave_observations |
| Authors |
Sebastian_Blacker,_Niels-Uwe_F._Bastian,_Andreas_Bauswein,_David_B._Blaschke,_Tobias_Fischer,_Micaela_Oertel,_Theodoros_Soultanis,_Stefan_Typel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03789 |
温度依存のハイブリッド状態方程式（EoSs）のセットを使用した流体力学的シミュレーションにより、中性子星連星の合体中のハドロンクォーク相転移（PT）の発生の可能性を調べます。以前の研究に続いて、異なる総バイナリ質量の等質量および不等質量システムを含む中性子星のバイナリマージャーの重力波（GW）信号における閉じ込められたクォーク物質の明確で測定可能なシグネチャについて説明します。より高い密度での、つまりマージ後のPTによるEoSの軟化は、マージ前の吸気フェーズ中に推定された潮汐変形可能性ラムダと比較して、支配的なポストマージGW周波数f_peakの特徴的な増加につながります。したがって、このような合併後の頻度の増加を測定することは、強力なPTの存在の証拠を提供します。マージ後の頻度と潮汐変形性が、f_peakとLambdaの間に非常に緊密な関係をもたらす純粋なバリオンEoSモデルの結果と互換性がある場合、特定の密度まで強いPTを除外できます。初期のマージ後の残骸の進化の間に、f_peakとLambdaと最大密度との密接な相関関係が見つかりました。したがって、これらのGWオブザーバブルは、レムナントとそのGW放出によって調査される密度レジームについて通知します。このような関係を利用して、直接適用可能な具体的な手順を考案し、QCDPTの開始密度を将来のGW測定から制限します。2つの興味深いシナリオを指摘します。PTの兆候がGWの検出から推測されない場合、この手順では、ハドロンクォークPTの開始密度に下限が生じます。逆に、合併イベントにより、閉じ込められていないクォーク物質の発生の証拠が明らかになった場合、推定されるGWパラメーターは、PT開始密度に上限を設定します。（要約）
| Title |
Bayesian_Time-Resolved_Spectroscopy_of_GRB_Pulses:_$\alpha$-Intensity_Correlation |
| Authors |
H\"usne_Dereli_B\'egu\'e_(1,2,3)_Hoi-Fung_Yu_(2,3,4)_and_Felix_Ryde_(2,3)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_Garching,_Germany,_(2)_Department_of_Physics,_KTH_Royal_Institute_of_Technology,_Stockholm,_Sweden,_(3)_The_Oskar_Klein_Centre_for_Cosmoparticle_Physics,_Stockholm,_Sweden,_(4)_Faculty_of_Science,_The_University_of_Hong_Kong,_Pokfulam,_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03797 |
ガンマ線バースト（GRB）は、スペクトルの進化においてさまざまな動作と傾向を示します。これらの動作の物理的な起源を理解するために使用される方法の1つは、スペクトルフィットパラメーター間の相関を調べることです。この作業では、ベイジアン分析法を使用して、ミッションの最初の9年間に\textit{Fermi}/GBMによって検出されたGRBパルスの時間分解スペクトルを当てはめました。シングルパルスロングバースト（$T_{90}\geq2$s）を調べました。すべてのパラメーターの相関関係の中で、低エネルギーべき乗則インデックス$\alpha$とエネルギーフラックスの間の相関関係が系統的な振る舞いを示すことがわかりました。この挙動の観測された特性の特性を提示し、それを光球放出モデルのコンテキストで解釈しました。
有限の光学的深さをもつ降着円盤における放射伝達方程式の解析解
| Title |
Analytical_Solutions_of_Radiative_Transfer_Equations_in_Accretion_Discs_with_Finite_Optical_Depth |
| Authors |
Samadi_M.,_Habibi_F.,_Abbassi_S |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03802 |
この論文の主な目的は、有限の光学的深さを持つ降着円盤の垂直構造に関連する放射伝達方程式の解析解を得ることです。非灰色の大気では、平均深度と放射ストレステンソルの関係を定義するために、光学深度に依存するエディントン係数を使用します。解析解は、（i）放射平衡、および（ii）内部加熱が均一なディスクの2つの場合に達成され、どちらの場合も局所熱力学的平衡（LTE）にあると想定されます。これらのソリューションを使用すると、出現強度やその他の放射量に対する散乱とディスクの光学的深さのありそうな役割を研究できます。私たちの結果は、最初のケースでは、一定のエディントン係数を使用した平均強度の表面値が、可変係数を使用した場合の3倍であることを示しています。さらに、最初のケースの仮定では、散乱はディスクの垂直放射構造に影響を与えません。一方、2番目のケースでは、光子破壊確率が減少するにつれて、すべての放射量が減少します（これは散乱の増加と同じです）。さらに、全体の光学的深さが1未満のどちらの場合でも、極方向に向かう外向きの強度は、四肢の暗くなることに反して、ディスクの端からの強度よりも低くなります。最後に、2つの動的モデルに基づいて、降着システムからスペクトルを見つけるために結果を適用します。その結果、総光学深度が周波数とともにどのように変化し、出現スペクトルに顕著な変化を引き起こすかを確認できます。
天文時系列Iの包括的なパワースペクトル密度分析：選択されたブレザーのフェルミLATガンマ線光度曲線
| Title |
A_comprehensive_power_spectral_density_analysis_of_astronomical_time_series_I:_the_Fermi-LAT_gamma-ray_light_curves_of_selected_blazars |
| Authors |
Mariusz_Tarnopolski,_Natalia_\.Zywucka,_Volodymyr_Marchenko,_Javier_Pascual-Granado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03991 |
選択したブレザーの\textit{Fermi}-LAT10年長の光度曲線（LC）モデリングの結果を提示します。10日間および14日間のビニング。LCとパワースペクトル密度（PSD）はさまざまな方法で調査されました：フーリエ変換、Lomb-Scargleピリオドグラム（LSP）、ウェーブレットスカログラム、自己回帰移動平均（ARMA）プロセス、連続時間ARMA（CARMA）、ハースト指数（$H$）、および$\mathcal{A}-\mathcal{T}$平面。まず、広範なシミュレーションにより、パラメトリックモデリングは信頼性の低いパラメーターを返し、同じ確率モデルのさまざまな実現に対して高い分散を持つことを示しました。したがって、そのような分析はすべてモンテカルロシミュレーションでサポートする必要があります。ブレザーサンプルの場合、フーリエおよびLSPモデリングから計算されたべき乗則インデックス$\beta$は、主に$1\lesssim\beta\lesssim2$の範囲にあります。ウェーブレットスカログラムを使用して、PKS〜2155$-$304の準周期振動（QPO）を有意水準$3\sigma$で確認しますが、他のオブジェクトのQPOは検出しません。ARMAフィットは、7日間のビニングLCでより高い次数に達し、大多数のブザールで10日間および14日間のビニングLCでより低い次数に達しました。アウト。ARMAとCARMAのモデリングにより、数百日のタイムスケールでのPSDの中断が明らかになりました。$H$の見積もりは、いくつかの方法で実行されました。ほとんどのブレザーは$H>0.5$を示し、長期記憶を示しています。最後に、FSRQおよびBLLacサブクラスは、$\mathcal{A}-\mathcal{T}$平面で明確に分離されています。
ニュートリノのフォトハドロニックモデルとTXS 0506 + 056からの$ \ gamma $線放出
| Title |
Photohadronic_model_for_the_neutrino_and_$\gamma$-ray_emission_from_TXS_0506+056 |
| Authors |
Sarira_Sahu,_Carlos_Eduardo_Lopez_Fortin,_Shigehiro_Nagataki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04009 |
IceCubeニュートリノ検出器による2017年9月22日の高エネルギーミュー粒子ニュートリノの検出は、BLLacオブジェクトTXS0506+056からの多波長フレアリングと一致し、AGNが高エネルギー宇宙線とニュートリノの発生源であることが確認されています。フォトハドロンモデルを使用して、ニュートリノイベントの数日後にMAGIC望遠鏡によって観測された非常に高いエネルギーの$\gamma$線を説明し、TXS0506+056のフレアリング周期と一致する異なるウィンドウでニュートリノフラックスを計算するようにモデルを拡張しましたそして、IceCubeとMAGICの見積もりと比較しました。また、このモデルを使用して、FreakingFSRQPKSB1424-418からのニュートリノフラックスを推定します。これは、IceCubeによって観測された2PeVニュートリノイベントに関連付けられていると考えられています。
層状星状媒質における非相対論的噴出物塊の残光の光度曲線
| Title |
Afterglow_light_curves_of_the_non-relativistic_ejecta_mass_in_a_stratified_circumstellar_medium |
| Authors |
N._Fraija,_B._Betancourt_Kamenetskaia,_M.G._Dainotti,_R._Barniol_Duran,_A._G\'alvan_G\'amez,_S._Dichiara_and_Pedreira_A._C._Caligula_do_E._S |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04049 |
密度プロファイル$n（r）\proptor^{-k}$が$k=0$、$1$の層状星状媒質で非相対論的な噴出物質量の減速によって生成される残光の光度曲線を示します。$1.5$、$2$、$2.5$。イジェクタの質量が$E（>\beta）\propto\beta^{-\alpha}$（ここで、ベータはイジェクタの速度です）によってパラメータ化された同等の運動エネルギーで起動され、周囲の星状媒質に伝播すると、最初に等速（フリーコースティング段階）、その後減速します（セドフ・テイラー膨張）。フリーコースティングフェーズ中の予測シンクロトロンおよびシンクロトロン自己コンプトン光度曲線と、それに続くセドフテイラー展開を示します。特定のケースでは、バイナリコンパクトオブジェクトの合体中に発生する異なる速度のいくつかの噴出物塊の減速と、明確な時間スケール、周波数、および強度で寄与する、死にかけている大質量星のコア崩壊によって生成される対応する光度曲線を示します。放射線がキロノバ（KN）から逃げて光度曲線にピークを生成する前に、KN残光の噴出物は非常に弱く、対応する噴出物速度は$\proptot^{-\frac{2}{\として移動することがわかります。alpha+1}}$。最後に、軌道衛星と地上望遠鏡の大規模なキャンペーンによって収集された多波長観測値と上限を使用して、GW170817のKN残光とS190814bvで生成された可能性のあるKN残光の両方のパラメーター空間を制約します。より厳しい制約を導き出すには、合併後の年の時間スケールでのさらなる観察が必要です。
非対称ジェットの打ち上げ
| Title |
Asymmetric_Jet_launching |
| Authors |
Aleksandra_Kotek,_Miljenko_\v{C}emelji\'c,_W{\l}odek_Klu\'zniak_and_Deepika_A._Bollimpalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04083 |
抵抗性および粘性の磁気流体力学（MHD）シミュレーションでは、スターディスクシステムの最も内側の磁気圏から発射される軸方向ジェットを取得します。パラメータ空間の一部で、反対方向に伝播する連続非対称ジェットが発射されることがわかりました。得られたジェットの伝播と回転の速度を最近の観測結果と比較します。
天の川のTeVガンマ線光度とH.E.S.S.の寄与未解決のソースからVHE拡散エミッション
| Title |
The_TeV_gamma-ray_luminosity_of_the_Milky-Way_and_the_contribution_of_H.E.S.S._unresolved_sources_to_VHE_diffuse_emission |
| Authors |
Maddalena_Cataldo,_Giulia_Pagliaroli,_Vittoria_Vecchiotti,_Francesco_Lorenzo_Villante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04106 |
H.E.S.S.最近、TeVエネルギー領域での銀河面の体系的な調査が完了しました。H.E.S.S.によって観測された$\gamma-$rayソースのフラックス、緯度、経度分布を分析します。銀河系TeV光源の母集団の特性を推測するため。1-100TeVのエネルギー範囲での天の川全体の光度は$L_{\rmMW}=1.7^{+0.5}_{-0.4}\times10^{37}{\rmergs}\であることを示しています、{\rmsec}^{-1}$。考慮された母集団によって地球で予想される累積フラックスを評価すると、H.E.S.S。未解決のソースは、拡散銀河放出に関連する貢献を提供します。最後に、H.E.S.S。によって検出された明るい光源の大部分はのようなパルサー活動によって供給されていますパルサー風星雲またはTeVハロー、パルサー人口の主要なプロパティを推定します。
| Title |
Search_for_dark_matter_signatures_in_the_gamma-ray_emission_towards_the_Sun_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
M._N._Mazziotta,_F._Loparco,_D._Serini,_A._Cuoco,_P._De_La_Torre_Luque,_F._Gargano,_and_M._Gustafsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04114 |
銀河のハローからの暗黒物質の粒子は、太陽のコアや外部の軌道に重力で閉じ込められます。太陽コアまたは外部軌道における暗黒物質粒子の強化された密度は、それぞれ長寿命の中間状態を介して、または直接太陽の外側でガンマ線を生成するこれらの粒子の消滅をもたらします。これらのプロセスは、後続のガンマ線のエネルギースペクトルに特徴的な特徴、つまり、それぞれボックス状またはライン状の形状の特徴をもたらします。私たちは、フェルミ大面積望遠鏡が収集した太陽からのガンマ線イベントの10年間のサンプルを使用して、暗黒物質消滅のサインとしてエネルギースペクトルのスペクトル特徴を検索する専用分析を実行しました。長寿命メディエーターを介したガンマ線生成のシナリオでは、3GeV/c$^の暗黒物質質量範囲におけるフラックス制限から、暗黒物質-核子のスピン依存およびスピン非依存の散乱断面積制約も評価しました2$から約1.8TeV/c$^2$まで。約150GeV/c$^2$までの質量範囲では、スピン依存の散乱の場合、限界は$10^{-46}-10^{-45}$cm$^{2}$の範囲にあり、スピンに依存しない場合の範囲は$10^{-48}-10^{-47}$cm$^{2}$です。変動の範囲は、メディエーターの減衰の長さに依存します。
GW170817の残骸：超大質量非圧縮性超流動コアを備えた閉じ込められた中性子星
| Title |
The_remnant_of_GW170817:_a_trapped_neutron_star_with_a_hypermassive_incompressible_superfluid_core |
| Authors |
Hujeirat,_A.A._and_Samtaney,_R |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04257 |
グリッチパルサーのバイメトリック時空モデルは、GW170817の残骸に適用されます。したがって、パルサーは、ミンコフスキー時空に埋め込まれた胚の非圧縮性超伝導グルオンクォーク超流動コア（SuSu-matter）で生まれますが、周囲の圧縮性および散逸性媒体（CDM）は、湾曲した時空に埋め込まれています。パルサーが冷えると、両方の時空間の平衡が変化し、それによってよく観測されたグリッチ現象が引き起こされます。それに基づいて、すべての中性子星（NS）が同じ初期質量$M_{NS}（t=0）\約1.25\MSunで生まれると仮定して、$GW170817の残骸は比較的かすかなNSであると主張しますSuSu物質で作られた超大規模な中心核。残骸の有効質量と半径は$\mathcal{M}_{tot}=3.351\MSun$および$R_{rem}=10.764$kmであると予測されていますが、囲まれたSuSuコアの質量は$\です。mathcal{M}_{core}=1.7\MSun。$ここで、約$1/2〜\mathcal{M}_{core}$は、ミクロからのグルオンクォークプラズマの相転移によって引き起こされるエネルギー増強です巨視的スケールに。残党の現在のコンパクトさは$\alpha_c=0.918、$ですが、CDMが冷えるにつれて増加し、最終的に残党を非表示にして、優れたブラックホール候補になると予測されています。
連星中性子星合体残骸の検出とパラメータ推定
| Title |
Detection_and_parameter_estimation_of_binary_neutron_star_merger_remnants |
| Authors |
Paul_J._Easter,_Sudarshan_Ghonge,_Paul_D._Lasky,_Andrew_R._Casey,_James_A._Clark,_Francisco_Hernandez_Vivanco,_Katerina_Chatziioannou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04396 |
連星中性子星合体残骸の検出とパラメータ推定は、核上密度での高温物質の物理学に光を当てることができます。ここでは、重力波形を生成できる高速でシンプルなモデルを開発し、合併後の残骸の検出とパラメーター推定の両方に使用できることを示します。モデルは、線形周波数ドリフト項を持つ3つの指数減衰正弦波で構成されています。モデル波形と数値相対性シミュレーションの間のフィッティング係数の中央値が0.90を超えています。マージ後のS/N比$\ge7$で、しきい値を3000に設定したベイズ係数検出統計を使用して、残りを検出します。マージ後の主要な頻度を$\pm_{1.2}^に制限できます。{1.4}\％$は合併後の信号対雑音比が15で、精度が$\pm_{0.2}^{0.3}\％$になり、合併後の信号対雑音比は50になります。潮汐結合定数は、合併後の信号対雑音比が15の場合は$\pm^{9}_{12}\％$に、合併後の場合は$\pm5\％$に制限できます。-階層推論モデルを使用した50のノイズ比。
非常に高エネルギーのガンマ線放出BL Lacオブジェクトでの2成分モデルのテスト
| Title |
Testing_two-component_models_on_very-high-energy_gamma-ray_emitting_BL_Lac_objects |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_D._Baack,_A._Babi\'c,_B._Banerjee,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_L._Bellizzi,_E._Bernardini,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_M._Cerruti,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_S._M._Colak,_U._Colin,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_M._Delfino,_J._Delgado,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_V._Fallah_Ramazani,_A._Fattorini,_G._Ferrara,_L._Foffano,_M._V._Fonseca,_L._Font,_et_al._(146_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04493 |
環境。ワンゾーンシンクロトロンセルフコンプトンモデルは、非常に高エネルギー（VHE）のガンマ線を放出するブレーザーには必ずしも適切ではないことが明らかになりました。2成分モデルの方がパフォーマンスは優れていますが、多数の自由パラメーターがあるため、制約を付けるのは困難です。ねらい。この作業では、最初に、非常に長いベースライン干渉（VLBI）データ、長期光曲線（ラジオ、光学、X線）、および光学偏光からの観測制約を考慮して、パラメーター空間を制限することを試みます2成分モデルを使用して、観測されたブレザーのスペクトルエネルギー分布（SED）を再現できるかどうかをテストします。メソッド。VHEガンマ線と偏光データの可用性に基づいて、5つのTeVBLLacオブジェクトを選択しました。VLBI観測からジェットパラメータの制約を収集しました。物体の光偏光変動のモデリングと同様に、長期の電波および光曲線の分解により、光束への2つのコンポーネントの寄与を評価しました。VHEガンマ線で観測された変動性に基づいて、これらの5つのオブジェクトに8つのエポックを選択し、SEDを構築して、2成分モデルでモデル化しました。結果。VLBI観測からのすべての利用可能な観測制約を考慮した2成分モデルのフレームワークで、ソースの広帯域SEDを再現できるパラメーターセットが見つかりました。さらに、より低いエネルギーバンドの線源の長期的な動作から得られた制約を使用して、各バンドの放射が発生する領域を決定できます。最後に、光偏光データを使用して、光帯域内の2つのコンポーネントの動作に新しい光を当てることを試みました。観測的に制約された2ゾーンモデルでは、2つの同じ場所に配置された放出領域を使用して、無線からVHEまでのSED全体を説明できます。
ミリ秒の無線トランジェントの非常に低いレイテンシ$ \ gamma $ -ray、X線、およびUVの追跡のデモンストレーション
| Title |
A_Demonstration_of_Extremely_Low_Latency_$\gamma$-ray,_X-Ray_&_UV_Follow-Up_of_a_Millisecond_Radio_Transient |
| Authors |
Aaron_Tohuvavohu,_Casey_J._Law,_Jamie_A._Kennea,_Elizabeth_A._K._Adams,_Kshitij_Aggarwal,_Geoffrey_Bower,_Sarah_Burke-Spolaor,_Bryan_J._Butler,_John_M._Cannon,_S._Bradley_Cenko,_James_DeLaunay,_Paul_Demorest,_Maria_R._Drout,_Philip_A._Evans,_Alec_S._Hirschauer,_T._J._W._Lazio,_Justin_Linford,_Francis_E._Marshall,_K._McQuinn,_Emily_Petroff,_Evan_D._Skillman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04550 |
潜在的な高速ラジオバーストの新しい高エネルギーフォローアップ観測の結果を報告します。無線バーストはVLA/realfastによって検出され、NeilGehrelsSwiftObservatoryが非常に低いレイテンシでSwiftの新しい運用機能（arXiv：2005.01751）を利用して追跡し、T0+32分から先の尖った軟X線およびUV観測、およびT0付近に保存されたハードX線/ガンマ線イベントデータ。これらの観測結果は、これまでの無線過渡現象の以前のX線/UVフォローアップよりも$>10$倍高速です。T0でのFRB候補と一致する放出は見られず、0.2秒のフルエンス$5\sigma$の上限は$1.35\times10^{-8}$ergcm$^{-2}$（14-195keV）であり、SGR1935+2154と同様のフレア、T0+32分ではUVOTuバンドで$3\sigma$の上限22.18ABmag、および$3.33\times10^{-13}$ergcm$^{-2}$2ksの観測では、s$^{-1}$は0.3-10keVです。候補FRBだけでは天体物理学と見なされるほど重要ではないため、このメモは技術的なデモンストレーションとして機能します。これらの新しいSwift運用機能により、ここで示されているよりもさらに低いレイテンシで、将来のFRB検出をSwiftで追跡できます。FRBの検出機能では、この科学を可能にするために低遅延でアラートをリリースすることをお勧めします。
高速無線バーストは、銀河マグネターSGR1935+2154からの硬X線バーストに関連していることが最近検出されました。したがって、FRBのマグネターを含むシナリオが非常に好まれます。この研究では、小惑星とマグネター間の衝撃がそのような検出を説明できることを示唆しています。私たちの計算によると、質量$10^{20}$gの小惑星は、マグネターに近づくと$7\times10^9$cmで破壊され、付着した物質はAlfv\'en半径$で磁力線に沿って流れます。\sim10^7$cm。マグネター表面に落下した後、瞬間降着柱が形成され、磁気圏にコンプトン化されたX線バーストとFRBが生成されます。私たちのシナリオでは、すべての観測機能が首尾一貫して解釈できることを示しています。この特定のX線バーストにおける準周期的な振動は、シナリオの検証に役立つ場合があります。
Alfv \ en波によるプラズモイド放出とSGR 1935 + 2154からの高速無線バースト
| Title |
Plasmoid_ejection_by_Alfv\'en_waves_and_the_fast_radio_bursts_from_SGR_1935+2154 |
| Authors |
Yajie_Yuan,_Andrei_M._Beloborodov,_Alexander_Y._Chen,_Yuri_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04649 |
数値シミュレーションを使用して、マグネター地震からの低振幅のアルフエン波が外部磁気圏に伝播し、星から加速する「プラズモイド」（閉じた磁気ループ）に変換し、爆発波をマグネター風に押し込むことを示します。プラズモイドは、その形成後すぐに、薄い相対論的パンケーキになります。それは磁気圏の磁力線を押し出し、それらはパンケーキの後ろに徐々に再接続し、マグネターの通常のスピンダウン風よりはるかに強い変動風を生成します。繰り返し噴出すると、増幅された風に爆風が発生します。これらの放出は、SGR1935+2154から検出されたX線バーストと無線バーストを同時に生成することをお勧めします。磁気圏摂動$\sim10^{40}$ergの適度なエネルギーバジェットは、エネルギー比$\mathcal{E}_X/\mathcal{E}_{\rmradio}\simで観測されたバーストを生成するのに十分です10^5$。私たちのシミュレーションは、磁気圏からの狭い（数ms）X線スパイクを予測し、磁気圏のはるか外側に放出された無線バーストと同時に到着します。このタイミングは、イジェクタの極端な相対論的運動によって引き起こされます。
ガンマ線ブレイザーの発生源数分布
10年の運用と卓越したデータセットを備えたフェルミ大領域望遠鏡により、$\rm100\、MeV$を超える銀河系外の$\gamma$線の空の詳細な構成を明らかにすることができます。この論文では、効率補正法により、$|b|>20^{\circ}$での銀河系外の光源（つまり、ブレーザー）の固有の光源カウント分布（logN-logS）を導出します。このアプローチを使用すると、$\sim10^{-10}$${\rm\、ph\、\、cm^{-2}\、s^{-1の光子束までの分布を測定できます}}$と$\sim10^{-12}$${\rm\、erg\、\、cm^{-2}\、s^{-1}}$のエネルギーフラックスまで。どちらの場合も、低流束ではlogN-logSはより平坦になります。さらに、このlogN-logSはブレザーの人口の代表であり（関連付けられていないソースの大部分はブレザーであると想定）、その進化を非常に効果的に制限できることを示しています。最近提案された進化モデルの中で、PureDensityEvolution（PDE）モデルはブレザー集団の進化特性を最もよく表し、それらの統合された放出が$\sim50^{+10}_{-5}\％$を占めることがわかります銀河系外の\gm-rayバックグラウンドの合計。
Parkes Ultra-Widebandレシーバーを使用したパルサー偏光測定
パルサーの電波放射とその偏波は周波数とともに変化することが観測されています。この周波数依存性は、放出メカニズムと無線ビームの構造にとって重要です。Parkes電波望遠鏡の新しいUltra-Widebandレシーバー（UWL）を使用して、700〜4000MHzの広い連続帯域幅でパルサープロファイルがどのように変化するかを初めて観察することができます。ここでは、広帯域偏光測定結果を処理して、意味のある配置を確立し、バンド全体のデータを視覚化する手法について説明します。これを、PSRJ1056-6258とJ1359-6038の観測に適用します。これは、それらのエミッションの周波数進化に関するこれまで未解決の質問のために選択されました。私たちの手法を適用すると、分散とファラデー回転の補正のみを適用するように制限すると、広い周波数範囲にわたって偏光位置角度（PA）を調整できることがわかります。ただし、これはこれら2つの線源の整列された強度プロファイルに対応していません。これらの不整合を、公表されたシミュレーション値と一致する放出高さの範囲の推定値に変換することが可能であることがわかります。これは、それらが磁気圏の相対論的効果に起因する可能性があることを示唆しています。ラジオビーム構造のコンテキストでこの作業について説明し、広帯域偏波測定データを使用してパルサー放射をより広く研究するための土台を整えます。
ALMA直線偏光モザイクの精度の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_accuracy_of_ALMA_linear-polarization_mosaics |
| Authors |
Charles_L._H._Hull,_Paulo_C._Cortes,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Josep_M._Girart,_Hiroshi_Nagai,_Kouichiro_Nakanishi,_Seiji_Kameno,_Edward_B._Fomalont,_Crystal_L._Brogan,_George_A._Moellenbrock,_Rosita_Paladino,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03671 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）を使用して作成された直線偏光モザイクの精度を特徴付けます。まず、バンド3、5、6、および7（それぞれ3mm、1.6mm、1.3mm、および0.87mm）で、明るく高度に直線偏光されたブレザー3C279を観察しました。各バンドで、一次ビームの半値全幅（FWHM）領域をカバーする、等間隔に配置されたオフセットポインティングの11$\times$11グリッドで、ブレザーの偏光を測定しました。3C279の軸上ポインティングから導出されたキャリブレーションソリューションをすべての軸上および軸外データに適用した後、プライマリビーム全体の残留偏光エラーはすべての周波数で類似していることがわかります：線形偏光部分の残留エラー$P_\textrm{frac}$と偏光位置角度$\chi$は、$\lesssim$0.001（$\lesssim$0.1％ofStokes$I$）および$\lesssim$1$^\circ$は主ビームの中心付近です;（の非対称ビームパターンの結果として、FWHMの近くで$\sim$0.003-0.005（$\sim$0.3-0.5％ofStokes$I$）および$\sim$1-5$^\circ$にエラーが増加します直線偏光）$Q$および$U$マップ。円偏光（ストークス$V$）マップで予期される二重ローブの「ビームスクイント」パターンが表示されます。2番目に、典型的なALMAプロジェクトで偏光精度をテストするために、バンド3および6でいくつかのモザイクパターンを使用して、オリオンのクラインマン低星雲（Orion-KL）に向かう連続線形偏光の観測を行いました。複数のポインティングが重複する結果として、軸外誤差の残留が減少します。最後に、ALMAモザイクをOrion-KLのアーカイブ1.3mmCARMA偏光モザイクと比較し、偏光パターンの良好な一貫性を見つけます。
マーチソンワイドフィールドアレイを備えた非コヒーレントパッシブレーダーを使用した低地球軌道環境の低周波ブラインド調査
| Title |
A_Low_Frequency_Blind_Survey_of_the_Low_Earth_Orbit_Environment_using_Non-Coherent_Passive_Radar_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Steve_Prabu,_Paul_J_Hancock,_Zhang_Xiang,_Steven_J_Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04327 |
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）をFM周波数帯の非コヒーレントパッシブレーダーシステムとして使用し、地上FMトランスミッターを使用して低地球軌道LEOの物体を照明し、MWAを高感度受信要素として使用するように以前の作業を拡張しましたレーダーリターン用。標準の干渉イメージング技術を使用して構築された差分画像でこれらの反射信号を検索するブラインド検出アルゴリズムを実装しました。アーカイブされたMWA観測の20時間から、LEOの調査を実施し、複数のパスで74の一意のオブジェクトを検出し、MWAがグローバルなSpaceDomainAwarenessネットワークへの貴重な追加であることを示します。最大977kmの範囲で0.03m^2のレーダー断面積の物体を検出しました。30のオブジェクトが非稼働衛星または上段ロケット本体の破片であることがわかりました。さらに、MWA上を飛行するふたご座流星や航空機からのFM反射も検出しました。LEOでのオブジェクトの検出のほとんどは、以前の実現可能性調査で予測されたパラメーター空間内にあることがわかり、このアプリケーションのMWAのパフォーマンスを検証しました。
ノイズの多い合成スペクトログラムデータでのSETIの狭帯域信号のローカリゼーション
| Title |
Narrow-Band_Signal_Localization_for_SETI_on_Noisy_Synthetic_Spectrogram_Data |
| Authors |
Bryan_Brzycki,_Andrew_P._V._Siemion,_Steve_Croft,_Daniel_Czech,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Jamie_Drew,_Vishal_Gajjar,_Howard_Isaacson,_Brian_Lacki,_Matthew_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Imke_de_Pater,_Danny_C._Price,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04362 |
現在のところ、地球外知能（SETI）の検索は、電波望遠鏡観測で興味深い候補信号または技術シグネチャを検出し、これらを人間の無線周波数干渉（RFI）と区別する能力に大きく依存しています。現在の信号検索パイプラインは、時間と周波数の関数としての強度のスペクトログラム（画像と見なすことができます）で信号を探しますが、単一のデータフレームで複数の信号を識別するのは不十分です。これは、明るい高信号対雑音比（SNR）信号と同じフレームに薄暗い信号がある場合に特に顕著です。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用してこの問題に取り組み、GreenBankTelescopeを使用してBreakthroughListenによって収集されたデータに似た合成観測の信号をローカライズします。2つの合成データセットを生成します。最初のデータセットはさまざまなSNRレベルで正確に1つの信号を使用し、2つ目は正確に2つの信号を使用して作成します。その1つはRFIを表します。ストライドコンボリューションを使用し、複数の画像正規化を入力として使用する残差CNNは、1つの正規化のみを使用して入力でトレーニングされた最大プーリングを使用するより基本的なCNNよりも優れていることがわかります。より高いSNRレベルでトレーニングデータのより小さなサブセットで各モデルをトレーニングすると、モデルのパフォーマンスが大幅に向上し、25dBのSNRで二乗平均平方根誤差が5倍減少します。各モデルは重大なエラーを伴う外れ値を生成しますが、これらの結果は、CNNを使用して信号の位置を分析することが、特に複数の信号で混雑している画像フレームで有望であることを示しています。
VLTを使用した近紫外分光法
39メートルのヨーロッパの超大型望遠鏡（E-ELT）は、可視スペクトルの青色部分のスループットが非常に低いと予想されます。そのため、8メートルの超大型望遠鏡の青に最適化された分光器は、400nmより短い波長のE-ELTと競合する可能性があります。このような機器のコンセプトスタディは2012年に終了しました。これは、300〜400nmで動作する高スループットの中解像度（R$\sim$20\、000）の分光器になります。現在、この機器の建設は今後数年で始まると予想されています。この寄稿では、機器の概念と、そのようなスペクトログラフを動機付ける可能性のある銀河系および銀河系外の科学のいくつかの事例の概要を紹介します。
法改正後のフランスの光害事例
| Title |
A_Case_study_of_light_pollution_in_France_after_the_change_in_legislation |
| Authors |
N._Aksaker,_S.K._Yerli,_Z._Kurt,_M._Bayazit,_A._Aktay,_M.A._Erdo\u{g}an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04440 |
フランスは、主に屋外照明を制限および禁止する法令を2019年1月1日から発令しました。この法律の有効性は、\cite{2020MNRAS.493.1204A}で最初に使用されたGISデータ（いわゆるastroGISデータベース-\url{astrogis.org}）。astroGISデータベースのArtificialLightレイヤーのサブセットは、2012年1月から2019年12月までの長年に渡って採用されています。}$が宇宙に放出されました。フランスの年間光害は、人工光法の制定後、6％減少しました。フランスは、潜在的なダークスカイパークの場所が引き続き存在します。たとえば、インドレ、ロット、ニーブル、クルーズなどの都市では、光害の値が最も低くなっています。人口と光害の間の強い相関（$R\simeq0.83$）が観察されました。GDP（$R\simeq0.28$）についても、似ていますが弱い相関関係が見られます。ただし、データセットで観察された改善が法律の制定によるものかどうかを正当化するにはまだ時期尚早です。
赤外線ヘテロダイン干渉法のための大帯域幅フォトニック相関器に向けて
| Title |
Toward_a_large_bandwidth_photonic_correlator_for_infrared_heterodyne_interferometry |
| Authors |
Guillaume_Bourdarot,_Hugues_Guillet_de_Chatellus_and_Jean-Philippe_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04722 |
赤外線ヘテロダイン干渉法は、中赤外線のキロベースラインで多数の望遠鏡を再結合するための実用的な代替手段として提案されています。ただし、現在の限られた相関能力は、この魅力的な手法の感度に強い制限を課しています。この論文では、赤外線ヘテロダイン干渉法にフォトニック処理を導入することにより、キロメトリック距離にわたる広帯域信号の伝送と相関の問題に対処することを提案します。2つの望遠鏡のフォトニック両側波帯相関器のアーキテクチャについて、原理実証テストベッドでのこの概念の実験的デモンストレーションとともに説明します。両側波帯フォトニック相関器の2つの望遠鏡シミュレータで以前に生成された2つの赤外線信号の\textit{a事後}相関を示します。ノイズファクター$\text{NF}=1.15$に相当する$13\％$の信号対ノイズ比の低下が相関器を通じて取得され、入力信号の時間的コヒーレンスプロパティがこれらから取得されます測定。私たちの結果は、フォトニック処理を使用して、ヘテロダイン信号を潜在的に大幅に増加する検出帯域幅と相関させることができることを示しています。これらの開発は、中赤外線ヘテロダイン干渉法、特に多数の望遠鏡やダイレクトイメージャー再結合器のための広帯域信号のフォトニック処理への道を開きます。
赤い塊とマゼラン雲に向けた赤化の色とメタリシティの関係について
| Title |
On_the_Color-Metallicity_Relation_of_the_Red_Clump_and_the_Reddening_Toward_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
David_M._Nataf,_Santi_Cassisi,_Luca_Casagrande,_and_Adam_G._Riess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03603 |
大マゼラン雲（LMC）への赤化のゼロポイントは、いくつかの論争の対象となっています。その不確実性は、LMC星の絶対的な消滅の知識を通じて銀河系外の距離スケールを測定する方法の系統誤差として伝播します。この問題を解決するために、私たちは3つの異なる方法を使用して、最も一般的に使用されるメトリックを調整して、LMCの消滅、赤い塊の固有の色、$（V-I）_{RC、0}$を予測しました。最初のアプローチは、47Tuc、太陽の赤い塊星の測定値を使用して、約$10これらの取り組みから、太陽近隣の赤い塊の特性（$VI$、$G_{BP}-K_{s}$、$G-K_{s}$、$G_{も測定します。RP}-K_{s}$、$J-K_{s}$、$H-K_{s}$、$M_{I}$、$M_{Ks}$）$_{RC、0}=$（1.02、2.75、2.18、1.52、0.64、0.15、$-$0.23、$-$1.63）。2番目と3番目の方法は、赤い塊の観測された色を、周期と金属性に基づいて標準化可能なクレヨンであるLMCのセファイドとRRライリーの色と比較することでした。これら3つの方法を使用して、LMCの赤い塊の固有の色をそれぞれ$（VI）_{RC、0、\rm{LMC}}=\{0.90,0.93,0.93\}$と推定し、同様に最初の方法と3番目の方法を使用して、小マゼランクラウドに対して$（VI）_{RC、0、\rm{SMC}}=\{0.85,0.88\}$をそれぞれ推定しました。光度は$M_{I、RC、\rm{LMC}}=-0.31$および$M_{I、RC、\rm{SMC}}=-0.39$と推定されます。これは、$H_0$の測定に使用されたマゼラン雲の赤い巨大枝の先端の最近のキャリブレーションに重要な影響があることを示しています。
星占い学と化学物質存在量からのハロー集団の星形成タイムスケール
| Title |
Star_Formation_Timescales_of_the_Halo_Populations_from_Asteroseismology_and_Chemical_Abundances |
| Authors |
Tadafumi_Matsuno,_Wako_Aoki,_Luca_Casagrande,_Miho_Ishigaki,_Jianrong_Shi,_Masao_Takata,_Maosheng_Xiang,_David_Yong,_Haining_Li,_Takuma_Suda,_Qianfan_Xing,_Jingkun_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03619 |
\textit{Kepler}フィールドの$-2.5<[\mathrm{{Fe}/{H}}]<の範囲にある26のハローレッド巨大分岐星について、アスタネソロジー、光学高解像度分光法、および運動学的分析を組み合わせます。-0.6$。理論的に動機付けられた補正を地震スケーリング関係に適用した後、ハロー星のサンプルの平均質量$0.96\pm0.02\、\mathrm{M_{\odot}}$を取得します。これは$\sim8\、\mathrm{Gyr}$の年齢にマッピングされ、天の川恒星ハローの独立した年齢推定よりもかなり若いです。私たちの結果は、金属に乏しい星の年齢を正確に決定するためにさらなる改善が必要であることを示唆していますが、アステロスミスロジーは依然として堅牢な相対年齢を提供します。サンプル間の質量分散の欠如は、相対年齢分散を$<2\、\mathrm{Gyr}$に対応する$<18\％$に制限します。正確な化学的存在量により、[{Fe}/{H}]$>-1.7$のほとんどの星を2つの[{Mg}/{Fe}]グループに分けることができます。[$\alpha$/{Fe}]と[{Eu}/{Mg}]の比率は2つのサブサンプル[$s$/Eu]の間で異なります。ここで、$s$はBa、La、Ce、およびNd、有意差はありません。これらの存在比は、低Mg集団の化学進化がtype〜Ia超新星によって寄与されているが、低から中間の質量漸近巨大分岐星によってではなく、その星形成タイムスケールに$100\、\mathrmとして制約があることを示唆しています{Myr}<\tau<300\、\mathrm{Myr}$。また、2つの[{Mg}/{Fe}]グループ間の有意な質量差は検出されないため、それらの形成エポックが1.5Gyr以上離れていないことが示唆されます。
部分的にイオン化されたプラズマのティアリングモード
多くの天体物理学的環境では、プラズマは部分的にしかイオン化されないため、荷電粒子と中性粒子の相互作用により、再接続のトリガーとそれに続く動的進化の両方が変化する可能性があります。プラズマとニュートラルの間の弱い結合と強い結合の場合の部分的にイオン化されたプラズマのティアリングモードの最大成長率を導出します。さらに、現在のシートのアスペクト比の重要なスケーリングは、ルンドキスト数とイオン中性衝突頻度の観点から提示されます。分離された領域では、標準的なティアリングモードは、イオン中性粒子の衝突頻度に応じて小さな補正で回復します。中間領域では、ニュートラルとの衝突により現在のシートが安定し、理想的なティアリングが発生するための臨界アスペクト比が大きくなります。それでも、ルンドキスト数の定義に隠されている追加の電子-中性衝突により、臨界アスペクト比が完全にイオン化された場合よりも小さくなる可能性があります。結合レジームでは、成長速度は、これら2つの種間の衝突頻度によるイオンと中性粒子の密度比に依存します。これらは、中性イオン密度比に依存するティアリングモードの不安定性が低速から理想に移行する重要なアスペクト比を提供します。
TESS衛星で観測された3つの脈動する熱い準矮星におけるモード同定
| Title |
Mode_identification_in_three_pulsating_hot_subdwarfs_observed_with_TESS_satellite |
| Authors |
S._K._Sahoo_(1_and_2),_A._S._Baran_(1),_U._Heber_(3),_J._Ostrowski_(1),_S._Sanjayan_(1_and_2),_R._Silvotti_(4),_A._Irrgang_(3),_M._Uzundag_(5_and_6),_M._D._Reed_(1_and_7),_K._A._Shoaf_(7),_R._Raddi_(3_and_8),_M._Vuckovic_(5),_H._Ghasemi_(9),_W._Zong_(10),_K._J._Bell_(11_and_12)_((1)_ARDASTELLA_Research_Group,_Institute_of_Physics,_Pedagogical_University_of_Krakow,_Poland,_(2)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Centre_of_the_Polish_Academy_of_Sciences,_Poland,_(3)_Dr._Remeis-Sternwarte_and_ECAP,_Astronomical_Institute,_University_of_Erlangen-N\"urnberg,_Germany,_(4)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Italy,_(5)_Instituto_de_Fisica_y_Astronomia,_Facultad_de_Ciencias,_Universidad_de_Valparaiso,_Chile,_(6)_European_Southern_Observatory,_Chile,_(7)_Department_of_Physics,_Astronomy,_and_Materials_Science,_Missouri_State_University,_USA,_(8)_Universitat_Politecnica_de_Catalunya,_Spain,_(9)_Department_of_Physics,_Institute_for_Advanced_Studies_in_Basic_Sciences,_Iran,_(10)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_PR_China,_(11)_DIRAC_Institute,_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington,_USA,_(12)_NSF_Astronomy_and_Astrophysics_Fellow) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04126 |
TESS衛星によって観測された3つの脈動する準矮星B星の脈動の検出と、漸近周期関係に基づいたこれらの星のモード同定の結果について報告します。SB459（TIC067584818）、SB815（TIC169285097）およびPG0342+026（TIC457168745）は、27日間のカバレッジをもたらす単一のセクター中に監視されています。これらのデータセットにより、各星で数十の周波数を検出できました。これを恒星の振動と解釈しました。周期間隔によって部分的に拘束されたモードジオメトリを部分的に制約しましたが、マルチプレットは見つかりませんでした。私たちが使用した標準的なルーチンにより、星内の不均一な化学プロファイルのシグネチャを確実に保持するトラップモードの候補を選択することができました。また、3つの星に加えて、以前に知られていた準矮星B星の収集された分光学的データと星震学的データを使用して統計分析を行いました。ガイアミッションの高精度三角視差とスペクトルエネルギー分布を利用して、大気パラメーターを恒星のパラメーターに変換しました。半径、質量、光度は、極端な水平分岐星の標準値に近いです。特に、恒星の質量は3つすべての星で0.47M$_\odot$の標準的な質量に近いですが、質量の不確実性は大きいです。ここに提示された分析の結果は、アスタリスクモデリングのための重要な制約を提供します。
静かな太陽の電子密度とスペクトル輝線強度から導き出されたそれらの不確実性
| Title |
Quiet_Sun_electron_densities_and_their_uncertainties_derived_from_spectral_emission_line_intensities |
| Authors |
Kenneth_Dere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04184 |
このホワイトペーパーの目的は、統計的手法を適用して、静かな太陽の密度に敏感なライン強度の測定値から電子密度とその誤差を決定することです。3つの方法が採用されています。1つ目は、L関数プロットを使用して、一連の線の強度がこれらの量のロバストな推定を提供できる可能性をすばやく視覚的に評価することです。2番目の方法には、カイ二乗最小化と、最適フィッティング値に加えて統計的信頼領域を決定するための処方箋が含まれます。3番目の方法は、モンテカルロマルコフチェーン（MCMC）計算を使用するベイジアン推論手法を使用します。MCMC計算から事後分布を分析すると、平均と高確率密度の領域の推定値が得られます。これらの3つの方法を使用して、静かな太陽の領域から発生する極端紫外スペクトル線の観測が分析されました。定量的カイ2乗最小化とMCMCサンプリングは、特にロバストな分析が可能である可能性を示唆するL関数プロットを持つイオンのラインのセットに対して、一般によく一致する結果を提供します。
ソーラーフィラメント/フィラメントチャネルにおけるカウンターストリーミングフローのドライバーとしてのネットワークジェット
| Title |
Network_Jets_as_the_Driver_of_Counter-Streaming_Flows_in_a_Solar_Filament/Filament_Channel |
| Authors |
Navdeep_K._Panesar,_Sanjiv_K._Tiwari,_Ronald_L._Moore,_and_Alphonse_C._Sterling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04249 |
小さな（100"の）ソーラーフィラメント/フィラメントチャネルのカウンターストリーミングフローは、強化された磁気ネットワークの領域の高解像度SDO/AIAEUV画像で直接観察されます。SDO/AIA、SDO/HMI、IRISはこれらの流れの駆動メカニズムを調査しました。（i）カウンターストリーミングフローが隣接するフィラメント/フィラメントチャネルのスレッドに沿って約2時間存在している、（ii）フィラメント/フィラメントチャネルの両端が細かい反対極性のフラックスパッチが衝突している磁気ネットワークフラックスレーンのエッジ、（iii）フィラメントの端にある磁気ネットワークフラックスレーンのエッジで、反復的な小規模ジェット（ネットワークジェットと呼ばれる）が発生する/フィラメントチャネル、（iv）再発するネットワークジェットの噴火が明らかにフィラメント/フィラメントチャネルのスレッドに沿って逆流を駆動する、（v）一部のネットワークジェットがネットワークフラックスと合流の間のフラックスキャンセレーションのサイトに由来するように見える逆極性fルクス、および（vi）コロナジェットのベースの増光と同様に、ベースで増光を示すものもあります。フィラメント/フィラメントチャネルスレッドに沿った逆流の平均速度は70km/sです。AIAフィラメント/フィラメントチャネルとHalphaフィラメントの平均幅はそれぞれ4"と2.5"であり、EUV画像のフィラメントはHalpha画像よりも広いという以前の発見と一致しています。したがって、我々の観察は、継続的に繰り返される逆流がネットワークジェットから来ており、これらの駆動ネットワークジェット噴火はおそらく磁束の相殺によって準備され、トリガーされることを示しています。
中央円盤上の静かな地域の太陽コロナジェットにおける磁気爆発の開始
| Title |
Onset_of_the_Magnetic_Explosion_in_Solar_Coronal_Jets_in_Quiet_Regions_on_the_Central_Disk |
| Authors |
Navdeep_K._Panesar,_Ronald_L._Moore,_and_Alphonse_C._Sterling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04253 |
これにより、中央ディスクの静かな領域での10のコロナジェット噴火の開始を調べ、それにより、ミニフィラメント噴火のスローライズオンセットの手足付近の棘状突起森林の覆い隠しを回避します。各噴火のSDO/AIA171A12秒リズムムービーから、（1）ミニフィラメントのゆっくりとした立ち上がりの開始時間、ジェットベースの輝点、ジェットベースの内部の明るさ、およびジェットスパイアを見つけて比較します。、および（2）スローライズの開始時と終了時のミニフィラメントの速度を測定します。（a）これらのデータ、（b）各噴火がミニフィラメント下での磁束相殺によって引き起こされたことを示す以前の観測、および（c）1つの噴火で観測されたブレイクアウト-リコネクション電流シートから、静穏領域でのジェット生成が確認されましたミニフィラメント噴火は、CMEを作るフィラメント噴火のミニチュアバージョンであり、ほとんどの静かな領域のジェットで、（1）暴走再接続が始まる前に噴火が始まる、（2）暴走再接続は、低速上昇速度が少なくとも約になるまで開始されない1km/s、および（3）噴火の開始時および開始前には、感知できる程度の現在のシートはありません。したがって、次のことを期待します：（i）多くのCME生成フィラメントの噴火は、フィラメントの下でのフラックスキャンセルによってトリガーされます。（ii）出現はほとんどありませんが、出現はほとんどありません。iii）低ベータプラズマの磁場の天体物理学的設定のセパラトリックスまたは準セパラトリクスでは、かなりの範囲の現在のシートは、磁場の準静的な漸進的な収束ではなく、磁場の電磁流体力学的けいれんによってのみ動的に構築できます。フィールド。
分子雲における2ミクロン全天サーベイの塊の回転
5カレッジ電波天文台13.7m電波望遠鏡の$^{13}$CO（1--0）およびC$^{18}$O（1--0）マップを使用して、12個のクランプの回転特性を分析しました。分子雲内にある塊は、半径（$R$）が0.06-0.27\、pcの範囲です。クランプの伸びの方向は、速度勾配の方向とは相関していません。$^{13}$CO画像に基づいて、比角運動量（J/M）を0.0022から0.025pc\、km\、s$^{-1}$、0.0025から0.021pc\の間で測定しました。km\、s$^{-1}$はC$^{18}$O画像に基づいています。異なるトレーサーに基づく$J/M$の一貫性は、密度が大きくても密度が高い塊の$^{13}$COとC$^{18}$Oが本質的に同じ材料をトレースすることを示しています。また、$J/M$は累乗法則の$R$の関数として単調に増加することもわかりました。$J/M〜\propto〜R^{1.58〜\pm〜0.11}$です。回転エネルギーと重力エネルギーの比率$\beta$の範囲は、0.0012〜0.018です。$\beta$の値が小さいということは、回転だけでは重力の崩壊に対して束をサポートするには不十分であることを意味します。
大マゼラン星雲におけるC II輝線星の調査
| Title |
A_Survey_for_C_II_Emission-Line_Stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Bruce_Margon,_Philip_Massey,_Kathryn_F._Neugent,_and_Nidia_Morrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04333 |
大マゼラン雲の狭帯域イメージング調査を提示します。$m_{\lambda7400}\sim18$と同じくらいかすかなオブジェクトのCII$\lambda\lambda$7231、7236輝線を分離するように設計されています。この作業は、最初に確認された銀河外[WC11]スターのLMCでの最近の偶然の発見によって動機付けされました。そのスペクトルはCII放出によって支配されており、そのようなオブジェクトの数は現在ほとんど制約を受けていません。オンバンドフィルターとオフバンドフィルターを使用して$\sim$50$〜$deg$^2$を画像化した調査では、これらの希少な星の総人口が大幅に増加します。さらに、新しいLMC[WC]スターはそれぞれ、既知の光度を持っています。これは、銀河のサンプルではかなり不確かな量です。複数の既知のCIIエミッターは簡単に回収され、調査デザインを検証しました。38の新しいCII排出候補が見つかりました。完全なサンプルの分光分析は、その性質を確認するために必要になります。予備的な分光偵察では、3つの候補を観察し、それぞれにCII発光を見つけました。1つは新しい[WC11]です。別の図では、[WC11]に特徴的な狭いCII輝線だけでなく、はるかに高温の[WC4]星に特徴的なCIV、OV、HeIIの幅広い輝線も示しています。これはバイナリ[WC]であると推測します。3番目のオブジェクトは弱いCII発光を示していますが、スペクトルは、多数のOII遷移を含む、強い吸収線の密集した茂みによって支配されています。[WC]から白色矮星に移行しつつある可能性が高い、異常な高温、水素不足のポストAGBスターである可能性が高いと結論付けています。完全な分光プログラムがなくても、後期[WC]星はLMC惑星状星雲の中心星を支配しておらず、検出されたCIIエミッターは主に古い集団のものであると推測できます。
NGC 1261のリーリッチな巨人
| Title |
Li-rich_giant_in_NGC_1261 |
| Authors |
N._Sanna,_E._Franciosini,_E._Pancino,_A._Mucciarelli,_M._Tsantaki,_C._Charbonnel,_R._Smiljanic,_X._Fu,_A._Bragaglia,_N._Lagarde,_G._Tautvaisiene,_L._Magrini,_S._Randich,_T._Bensby,_A._J._Korn,_A._Bayo,_M._Bergemann,_G._Carraro,_L._Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04393 |
球状星団のリチウムが豊富な星はまれです。実際、これまでに発見されたのは、小人から巨人までのさまざまな進化の段階で14人だけです。この機能強化を説明するためにさまざまなメカニズムが提案されていますが、未解決の問題です。ESO超大型望遠鏡のGIRAFFEスペクトログラフで得られたGaia-ESOサーベイ内で収集されたスペクトルを使用して、クラスターNGC1261の最初のLiリッチな星の発見を提示します。。星は、A（Li）_NLTE=3.40dexに対応するA（Li）_LTE=3.92\pm0.14の極端なLi過剰を示しています。Liの強化は、追加の混合プロセス（場合によっては{\emクールボトムバーニング}と呼ばれることもあります）による新鮮なLiの生産が原因であるか、または赤い巨人によると考えられるバイナリの物質移動による既存のLiの過剰であることを提案しますバリウムの存在量が少ないため、分岐星。ただし、球状星団におけるLiの強化を明確に説明するには、Be、6Li、12C/13C、およびいくつかのsプロセス要素などの主要な種の豊富さの信頼できる決定、および彩層活動指標の詳細なモデリングが必要です。
太陽のような星のシミュレーションにおける物理的に動機付けられた熱伝導処理：ダイナモ遷移への影響
| Title |
Physically_motivated_heat_conduction_treatment_in_simulations_of_solar-like_stars:_effects_on_dynamo_transitions |
| Authors |
M._Viviani_(1,2),_M._J._K\"apyl\"a_(3,2,4),_(1)_UNICAL,_(2)_MPS,_(3)_Aalto_University,_(4)_NORDITA |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04426 |
環境。太陽のような星の地球規模の磁気対流シミュレーションの結果は、多くの点で観測とは矛盾しています。これらは、大規模な運動パワースペクトル、加速された極と遅い赤道での反太陽微分回転プロファイルでエネルギーの余剰を示しています。太陽回転速度、および観測されたものよりもはるかに低い回転速度での軸対称から非軸対称のダイナモへの遷移。シミュレーションは高速回転子で観測されたアクティブな経度を再現しますが、回転フレームでのそれらの動き（いわゆる方位角ダイナモ波、ADW）は、観測で一般的な順行運動とは対照的に逆行します。ねらい。観測とシミュレーションの不一致を緩和する上で、熱伝導率のより現実的な処理の効果を研究します。メソッド。混合長の引数からの所定の熱伝導プロファイルの代わりに、太陽のような星の対流エンベロープを記述する半球形の球体設定で、Kramers不透明法則を適用することにより、物理的に動機付けられた熱伝導を使用します。結果。結果のいくつかの側面が観察結果によりよく一致することがわかります。軸対称から非軸対称への遷移点は、より高い回転速度にシフトしています。また、ADWの伝播方向の変化が見られるため、順行性の波も見られるようになりました。反太陽から太陽のような回転プロファイルへの移行は、しかし、より高い回転率にシフトし、モデルをさらに非現実的な体制に置きます。結論。Kramersベースの熱伝導は太陽の回転プロファイルの再現には役立ちませんが、ダイナモソリューションが観測とよりよく一致する高速回転領域では役立ちます。
LAMOSTおよびPTFサーベイから特定された短期間分光および食のバイナリのカタログ
| Title |
A_Catalog_of_Short_Period_Spectroscopic_and_Eclipsing_Binaries_Identified_from_the_LAMOST_&_PTF_Surveys |
| Authors |
Fan_Yang,_Richard_J._Long,_Su-Su_Shan,_Bo_Zhang,_Rui_Guo,_Yu_Bai,_ZhongRui_Bai,_KaiMing_Cui,_Song_Wang,_Ji-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04430 |
バイナリーは、恒星パラメーターの決定と恒星進化モデルの探索において重要な役割を果たします。大空エリアのマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）とPalomarTransientFactory（PTF）の両方の調査による観測を利用して、分光情報を含む88の日食バイナリのカタログを作成します。ソフトウェアパイプラインは、光度曲線を調べてバイナリ候補を特定するように構築されています。バイナリの軌道周期は、Lomb-Scargleメソッドから導出されます。Eclipseバイナリの主要な特徴は、新しいフィルター\textit{FlatTest}によって認識されます。光の曲線にフーリエ解析を適用することにより、食のバイナリを分類します。すべての連星の中で、13の連星が初めて日食の連星として識別されました。カタログには次の情報が含まれています：位置、主な食の大きさと時間、食の深さ、測光と半径速度観測の数、最大の半径速度差、バイナリタイプ、観測可能な星の有効温度$T_{\rmeff}$、および表面観測可能な星の対数\emph{g}の重力。偽陽性の確率は、モンテカルロシミュレーションとSDSSStripe82標準カタログの実際のデータの両方を使用して計算されます。カタログ内のバイナリは、ほとんどの場合、1日未満の期間です。周期分布は0.22日のカットオフを示します。これは、そのような周期で回転する食のバイナリの低い確率と一致しています。
高温プラズマの低温プラズマへの拡大
コロナフレア源のX線放出は、カッパ電子分布を考慮して説明できます。この事実に動機付けられて、電子のカッパ分布を持つ高温プラズマがこれらのソースにどのように閉じ込められるかという問題を研究します。比較のために、同じ問題をマクスウェル分布で分析します。3次元のパーティクルインセルコードを使用します。これは一方向に大きく、したがって1次元でのみ効果的ですが、すべての電磁効果を記述します。マクスウェル分布の場合、以前の研究と一致して、高温プラズマから低温プラズマへの高温電子のフラックスを抑制する高温-低温遷移領域での二重層の形成を示します。カッパ分布の場合は、マクスウェルの場合とは逆に、高温と低温の遷移領域に2層のフロントがいくつかあることがわかりました。これは、マクスウェルの場合よりもカッパの場合の尾がより長いことが原因です。引き伸ばされた尾部からの電子は、高温プラズマから低温プラズマに自由に逃げます。それらは、帰路電流とラングミュア乱流を生成するビームを形成し、場所によってはラングミュア波が蓄積されます。これらの場所では、動重力によるラングミュア波が密度のくぼみを生成し、熱フロントを備えた二重層が形成され、ホットエレクトロンフラックスが抑制されます。これらの過程で陽子がどのように加速されるかも示します。最後に、カッパとマクスウェルのケースを比較し、これらのプロセスがどのように観察されるかを議論しました。
ホットコリノスの化学的多様性：神話か現実か？
| Title |
Hot_Corinos_Chemical_Diversity:_Myth_or_Reality? |
| Authors |
Marta_De_Simone,_Cecilia_Ceccarelli,_Claudio_Codella,_Brian_E._Svoboda,_Claire_Chandler,_Mathilde_Bouvier,_Satoshi_Yamamoto,_Nami_Sakai,_Paola_Caselli,_Cecile_Favre,_Laurent_Loinard,_Bertrand_Lefloch,_Hauyu_Baobab_Liu,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Jaime_E._Pineda,_Vianney_Taquet,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04484 |
ほぼ20年間の狩猟の後で、星間複合有機分子（iCOM）が豊富なほんの1ダースの熱いコリノだけが知られています。それらの多くは、劇的に異なる分子スペクトルを示す2つのコンポーネントを持つバイナリシステムです。2つの明らかな質問が発生します。なぜホットコリノを見つけるのが難しいのか、なぜそれらのバイナリー成分が化学的に異なるように見えるのですか？両方の質問に対する答えは、分子線を隠す高いダスト不透明度である可能性があります。この仮説をテストするために、VeryLargeArray干渉計を使用して、ダストの不透明度が無視できるセンチメートルの波長でメタノール線を観察しました。NGC1333IRAS4Aバイナリシステムをターゲットにしました。このシステムでは、2つのコンポーネントの1つである4A1のスペクトルは、ミリ波長で観測するとiCOMsラインが欠落していますが、他のコンポーネントの4A2はiCOMが非常に豊富です。メタノールのセンチメートル線が4A1と4A2に向かって同様に明るいことがわかりました。彼らの非LTE分析は、ガス密度と温度（$\geq2\times10^6$cm$^{-3}$および100--190K）、メタノールカラム密度（$\sim10^{19}$cm$^{-2}$）と範囲（半径$$sim$35au）は4A1と4A2で類似しており、どちらもホットコリノであることを証明しています。さらに、以前のメタノールラインミリメートル観測との比較により、それぞれ4A1と4A2の前のダストの光学的深さを推定できます。得られた値は、ミリメートル波長での4A1へのiCOM線放出がないことを説明し、4A2への存在量が$\sim$30\％だけ過小評価されていることを示しています。したがって、センチメートルの観測は、熱いコリノス、それらの国勢調査、およびそれらの分子量を正しく研究するために重要です。
Rプロセスアライアンス：RAVE J183013.5-455510の特異な化学物質存在パターン
| Title |
The_R-Process_Alliance:_The_Peculiar_Chemical_Abundance_Pattern_of_RAVE_J183013.5-455510 |
| Authors |
Vinicius_M._Placco,_Rafael_M._Santucci,_Zhen_Yuan,_Mohammad_K._Mardini,_Erika_M._Holmbeck,_Xilu_Wang,_Rebecca_Surman,_Terese_T._Hansen,_Ian_U._Roederer,_Timothy_C._Beers,_Arthur_Choplin,_Alexander_P._Ji,_Rana_Ezzeddine,_Anna_Frebel,_Charli_M._Sakari,_Devin_D._Whitten,_and_Joseph_Zepeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04538 |
非常に金属に乏しい星であり、CNOで高度に強化されたRAVEJ183013.5-455510の分光分析について報告します。このオブジェクトの二値性の証拠はありません。[Fe/H]=-3.57で、これは現在観測されている最も金属性の低い星の1つであり、18の中性子捕獲元素の存在量が測定されています。太陽系のrプロセス予測の上にBa、La、Ceの存在量が存在することは、そのような低金属性で動作する非標準のrプロセス要素の発生源があったに違いないことを示唆しています。もっともらしい説明の1つは、この強化は中性子星の合併イベントで異常に速い速度で放出された物質に起因するというものです。また、中性子捕獲元素が回転している巨大な星の進化と爆発の間に生成された可能性を探ります。さらに、ゼロ金属のかすかな超新星からの収量との比較に基づいて、RAVEJ1830-4555は両方の始原型によって事前に濃縮されたガス雲から形成されたと推測しています。ガイアDR2測定に基づく分析から、この星が銀河の金属の弱い厚い円盤の恒星集団と同様の軌道特性を持っていることを示します。
無線三角測量を使用して2つの後続のタイプII無線バーストの起源を理解する
| Title |
Using_radio_triangulation_to_understand_the_origin_of_two_subsequent_type_II_radio_bursts |
| Authors |
Immanuel_Christopher_Jebaraj,_Jasmina_Magdalenic,_Tatiana_Podladchikova,_Camilla_Scolini,_Jens_Pomoell,_Astrid_Veronig,_Karin_Dissauer,_Vratislav_Krupar,_Emilia_Kilpua,_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04586 |
コンテキスト：コロナ質量放出（CME）やフレアなどの噴火イベントは粒子を加速し、地球に到達して磁気圏を乱す可能性のある衝撃波を生成します。したがって、CMEとCMEに起因するショックとの関連を理解することは、宇宙天気研究にとって非常に重要です。目的：2012年9月27日に観測された2つのタイプIIバーストに関連するCME/フレアイベントの調査を提示します。調査の目的は、観測されたCMEと2つの異なる衝撃波シグネチャの関係を理解することです。方法：噴火イベント（CME/フレア）の多波長研究は、関連する電波放射の電波三角測量と、MHDシミュレーションを使用したCMEと衝撃波のモデリングによって補完されました。結果：タイプIIバーストとCMEの間の一時的な関連付けは良好ですが、低周波タイプII（LFタイプII）バーストは、CMEよりもコロナで著しく高く、CMEとの関係は発生しないことがわかりました簡単です。EIT波（コロナ明るい前線）の分析は、太陽の南東の象限にある最も速い波成分を示しています。これは、おそらく衝撃波とストリーマーの間の相互作用の結果として、LFタイプIIのソース位置が特定された四分円でもあります。結論：CME/フレアイベントと衝撃波シグネチャの関係は、時間的関連と、電波放射の空間情報を使用して説明されています。さらに、shの頻繁に非放射状の伝播の重要性と考えられる影響について説明します。
ヘリウム存在量は太陽周期25の始まりを告げる
| Title |
Helium_Abundance_Heralds_the_Onset_of_Solar_Cycle_25 |
| Authors |
B._L._Alterman_and_Justin_C._Kasper_and_Robert_J._Leamon_and_Scott_W._McIntosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04669 |
太陽風ヘリウムと水素の存在量（$A_\mathrm{He}$）と太陽周期の始まりとの関係を調べます。OMNI/Loデータを使用して、太陽黒点数（SSN）の最小値より前に$A_\mathrm{He}$が増加することを示します。また、サイクルの開始直前に発生する$A_\mathrm{He}$の急速な枯渇と回復も確認しています。この枯渇は太陽風速（$v_\mathrm{sw}$）全体でほぼ同時に発生し、$A_\mathrm{He}$の太陽周期スケールを駆動するメカニズムとは異なるメカニズムによって形成されていることを意味します太陽黒点数（SSN）に関する変動と$v_\mathrm{sw}$依存の位相オフセット。$A_\mathrm{He}$の急速な枯渇と回復がすでに発生しており、$A_\mathrm{He}$は以前のソーラーミニマに続いて増加しているため、ソーラーサイクル25がすでに始まっていると推測します。
クールな金属で汚染された白い小人のマグネシウム存在量
岩質物質の降着は、白色矮星の大部分の大気中の重元素の存在に責任があります。これらのオブジェクトは、太陽系外惑星のバルク組成を推測するユニークな機会を表しています。この化学的特性評価では、詳細な大気モデルを使用して、白色矮星の光球における元素の存在量を決定する必要があります。この作業では、最新のモデル大気コードを使用して、複数の要素の存在量が確認された金属汚染された白色矮星の最初の大規模調査を再分析します。私たちのモデルの改善された構成物理学は、以前の分析よりも体系的に高いMg存在量につながることを示しています。平均ログMg/Ca数存在比は1.5です。この値は、コンドライトの参照存在量を大幅に上回っています。これは、現在の拡散モデルでは、サンプルの冷たいヘリウム雰囲気の白色矮星の場合、MgがCaよりも長い時間大気中に留まると予測されているためです。これは、最近発見されたマグネシウム欠乏問題の解決に役立ちます。白色矮星によって降着された微惑星は、惑星系の予想される構成と比較してマグネシウム欠乏であると報告されています。
初期宇宙の加速された膨張を説明する宇宙インフレーションは、宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度異方性に関する最も成功した予測をもたらします。それにもかかわらず、原始摂動の正確な起源とそれらの量子から古典への移行はまだ未解決の問題です。宇宙論的な文脈での連続自発位置測定モデル（CSL）は、インフロン波動関数の客観的な削減を検討することにより、前述のパズルの解決策を提供するために使用される場合があります。この作業では、CSLモデルを半古典的重力フレームワーク内のスローロールインフレーションに適用した結果であるハッブルフロー関数の次の主要な順序で原始パワースペクトルを計算します。ハッブルフロー関数の2次展開と共に、一様近似として知られる方法を採用します。標準予測と私たちのアプローチを区別するのに役立つ可能性のあるCMB温度と原始パワースペクトルのいくつかの機能を分析します。
新しいアプローチを使用した、天体物理学的に関連するサブクーロンエネルギーでの総$ \ alpha $誘起反応断面積の予測の成功
| Title |
Successful_prediction_of_total_$\alpha$-induced_reaction_cross_sections_at_astrophysically_relevant_sub-Coulomb_energies_using_a_novel_approach |
| Authors |
P._Mohr,_Zs._F\"ul\"op,_Gy._Gy\"urky,_G._G._Kiss,_T._Sz\"ucs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.03885 |
重い原子核の恒星（$\gamma$、$\alpha$）反応率の予測は、サブクーロンエネルギーでの（$\alpha$、$\gamma$）断面積の計算に基づいています。これらの速度は、いわゆる$p$核の元素合成をモデル化するために不可欠です。統計モデルの標準計算は、選択した$\alpha$核ポテンシャルに対する劇的な感度を示しています。本研究は、全反応断面積の基礎となる光学モデル計算における架空の$\alpha$核ポテンシャルの尾部から生じるこの劇的な感度の理由を説明します。光学モデルの代替として、単純なバリア透過モデルが提案されています。この単純なモデルと適切に選択された$\alpha$-nucleusポテンシャルを組み合わせることで、$A\gtrsim150$を超える広範囲の重いターゲット核の$\alpha$によって引き起こされる反応断面積を予測できることが示されています不確実性は2倍以下です。単純なモデルからの新しい予測では、実験反応断面積のパラメーターを調整する必要はありませんが、以前の統計モデル計算では、$\alpha$核ポテンシャルのパラメーターを実験データに合わせて調整する必要があったため、すべての予測は非常に不確かなままでした。新しいモデルでは、天体物理学的に重要な$^{176}$W（$\alpha$、$\gamma$）$^{180}$Os反応の反応率を予測して、不確実性を減らし、反応率を大幅に低下させることができます低温で。新しいアプローチは、$A\約60$から$A\gtrsim200$までの広範囲のターゲット核に対して検証することもできます。
暗い宇宙の未来と特異点：熱効果と量子効果の説明
宇宙の未来に関する知識は、高度な文明にとって根本的に重要です。FRW宇宙の見かけ上の地平線に対するホーキング放射による熱効果を考慮した特異な暗い宇宙の未来を研究します。有限時間のタイプIとタイプIIIの特異点または無限時間のリトルリップ特異点で終わる暗い宇宙が、熱効果のために有限時間のタイプII特異点に遷移することが示されています。同時に、タイプIIおよびIVの単数宇宙は、その定性的な動作を変更しません。量子効果と熱効果を組み合わせた説明は、宇宙の特定の特徴に応じて、効果の1つだけが支配的であることを示しています。（共形の問題）量子効果が支配的である場合、将来の特異性は通常削除されますが、支配的な熱効果の場合、宇宙の最終状態はタイプII特異性です。
修正重力理論と宇宙論の非標準的な体積形式の定式化
| Title |
Non-Canonical_Volume-Form_Formulation_of_Modified_Gravity_Theories_and_Cosmology |
| Authors |
David_Benisty,_Eduardo_I._Guendelman,_Alexander_Kaganovich,_Emil_Nissimov,_Sventlana_Pacheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04063 |
非標準の時空ボリュームフォームの形式主義の基本的な特徴と、修正された重力理論および宇宙論におけるそのアプリケーションの簡潔な説明が提示されます。よく知られているユニモジュラ重力理論は、非常に特殊なケースとして表示されます。現在宇宙論が直面している熱い問題に関して、私たちは具体的に以下の構成を簡単に概説します：（a）単一の物質実体の現れとしての暗黒エネルギーと暗黒物質の統一された記述-特別なスカラー場``darkon'';（b）重力「インフラトン」に支援された動的ヒッグス機構を備えた宇宙進化の典型的なモデル-「初期」/「後期」宇宙での自発的な電弱ゲージ対称性の破れの動的抑制/生成;（c）暗黒エネルギーと暗黒物質の拡散相互作用による統一。（d）微調整せずに5番目の力を抑制するメカニズム。
太陽風における電子熱流束不安定性の代替高プラズマベータ領域
太陽風の熱輸送は、主に局所磁場に沿ってビームを発する電子線の集団を含みます。太陽風の無衝突膨張に伴う熱流束の急速な非断熱的減少は、電子ビームプラズマ（または熱流束）の不安定性によって首尾一貫して制御されていると考えられています。ただし、さまざまな性質の複数の熱流束不安定性（HFI）が文献で提案されており、常に太陽風の条件との関連性を主張し、電子線の自己制御におけるそれらの役割を不可解にしています。現在の論文は、高ベータ条件（$\beta_e\gg0.1$）と、ストラール（$U_s$）の異なるビーム速度（またはドリフト）の運動理論で規定されている、電磁および静電熱流束不安定性の全スペクトルを比較して説明しています。）。ここで実行されたパラメトリック研究は、HFIの代替（補完）レジームの存在を明らかにし、それらの優位性と相互作用の詳細な特性を提供します。たとえば、$\beta_e=2$でドリフトが熱線の熱速度（$U_s/\alpha_s<1$）より低い場合、最も可能性が高いのは（並列）ウィスラーHFI（WHFI）ですが、よりエネルギーの高いビーム斜めのWHFI（$U_s/\alpha_s\gtrsim1$の場合）、または電子音響モードと電子ビームモードの静電不安定性（$U_s/\alpha_s>\sqrt{2}$の場合）の影響を受けます。これらの結果は、選択的スペクトル分析と組み合わせた現実的なパラメータ化のみが、低速または高速の風、ストリーミング相互作用など、さまざまなタイプの電子線に関連する観測によって報告された波動変動の性質と起源について、もっともらしい説明を提供する可能性があることを示しています地域と惑星間衝撃。
地球に近い磁気尾部プラズマの損失によるプラズマシートの薄化
| Title |
Plasma_sheet_thinning_due_to_loss_of_near-Earth_magnetotail_plasma |
| Authors |
Rudolf_Tretler_(1),_Tomo_Tatsuno_(1),_Keisuke_Hosokawa_(1)_((1)_University_of_Electro-Communications,_Tokyo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04289 |
地球のプラズマシートを薄くするための1次元モデル[J.K.Chaoetal。、Planet。宇宙科学。２５、７０３（１９７７）］オーロラ崩壊の現在の破壊（ＣＤ）モデルによれば、２次元に拡張される。CDモデルのシグネチャコンポーネントである希薄波は、初期の外乱で生成されます。1Dガスモデルでは、希薄波は音速で後方に伝播し、薄化を引き起こすと想定されます。簡略化されたプラズマシート構成の2Dガスモデルに拡張すると、希薄化波が弱まり、薄化が伝播しなくなります。ローブを磁場に追加することによって2Dプラズマモデルにさらに拡張すると、希薄波はプラズマシートの再圧縮ですぐに失われますが、プラズマシートの薄化はまだ存在し、1Dモデルが示唆するよりも遅い速度で独立して伝播します。これは、プラズマシート薄化のダイナミクスが、1Dモデルには存在しないシートローブ相互作用によって支配されている可能性があり、CDモデルが想定する動作をサポートしていない可能性があることを示しています。
| Title |
Markov_Chain_Monte_Carlo_Predictions_of_Neutron-rich_Lathanide_Properties_as_a_Probe_of_$r$-process_Dynamics |
| Authors |
Nicole_Vassh,_Gail_C._McLaughlin,_Matthew_R._Mumpower,_and_Rebecca_Surman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04322 |
ランタニド元素のシグネチャは、合併した新星の光度曲線から恒星や太陽の存在量まで、多くの天体物理学的観測値を理解するための鍵です。太陽系を豊かにするランタニド元素の合成について学ぶために、マルコフ連鎖モンテカルロの統計的手法を適用して、$r$プロセスの希土類存在量ピークを形成できる核質量を調べます。この統計的アプローチで実装する物理的制約について説明し、並列チェーン法を使用して多次元パラメーター空間を探索する方法を示します。私たちは、$r$プロセスダイナミクスの異なるタイプの3つの中程度に中性子が豊富な天体物理学的流出に手順を適用します。見つかった質量解は流出条件に依存し、$r$プロセスパスに関連していることを示します。それぞれの場合のピーク形成のメカニズムを詳しく説明します。次に、中性子過剰のネオジムとサマリウムの同位体の質量予測を、CARIBUのCPTからの最新の実験データと比較します。拡張された（n、$\gamma$）$\rightleftarrows$（$\gamma$、n）平衡を経る流出が与えられた場合の質量予測は、太陽観測量と中性子過剰質量測定の両方に最も適合するものであることがわかります。
$ f（R、T）$重力のインフレ
この記事では、重力の$f（R、T）$理論で初めてインフレシナリオのモデリングについて説明します。$f（R、T）$関数fromは$R+\etaT$であると仮定します。ここで、$R$はリッチスカラー、$T$はエネルギー運動量テンソルのトレース、$\eta$はモデルです。パラメータ（定数）。まず、インフレが純粋にGRの外の幾何学的効果によって引き起こされるインフレシナリオを調査しました。インフレーションの観測量は、この設定でのeフォールディングの数とは無関係であることがわかりました。スペクトルインデックスの計算値は、最新のPlanck2018データセットと一致していますが、スカラーとテンソルの比率は少し高くなっています。次に、$f（R、T）$重力と実際のスカラーフィールドによって駆動されるインフレーションの動作を分析しました。スローロール近似をとることにより、クラインゴードンのポテンシャルが観察的に一貫したインフレ観測量につながる興味深いシナリオを生成しました。私たちの結果は、リッチスカラーおよびスカラーフィールドに加えて、エネルギー運動量テンソルの痕跡もインフレシナリオの推進に主要な役割を果たすことを明確にしています。
TsallisとR \ 'enyi Holographic Dark Energyをハイブリッド展開法と相互作用させる
原稿は、FRW時空における非線形相互作用によって規定されたTsallisホログラフィックダークエネルギー（THDE）とR\'enyiホログラフィックダークエネルギー（RHDE）のダイナミクスを、複合べき則指数指数（ハイブリッド）形。これらのホログラフィック暗黒エネルギーモデルのエネルギー密度を構築するために、ハッブルカットオフをIR限界と想定しています。減速パラメータは、観測と一致する赤方偏移$z$でシグネチャフリッピングを受けることがわかりました。両方のHDEモデルのEoSパラメーター$\omega_{de}$は、$z=0$で$-1$に近い値を想定しているため、非常に対照的な動的動作を示し、現在の観測と一致しています。次に、二乗した音速$c_{s}^{2}$は、摂動に対する安定性を確保するTHDEモデルでは正であるのに対し、RHDEモデルでは$c_{s}^{2}<0$は不安定性を意味します摂動に対して。さらに、$\omega_{de}-\omega_{de}^{'}$平面を作成してHDEモデルのEoSパラメーターの進化的動作を分析し、平面がTHDEモデルのフリーズ領域にあることを確認しましたRHDEモデルの解凍領域。
宇宙ベースの重力波検出器は、3つの宇宙船の三角形で構成されています。これにより、宇宙での検出器の動きによる重力波の偏波モードを検出できます。このペーパーでは、パラメーター化されたポストアインシュタインフレームワークで分極モードを検出する太地の能力を探ります。赤方偏移が$z=1$で総質量が$M=4\times10^5\、M_{\odot}$である大規模なブラックホールバイナリを想定すると、Taijiは双極子と四重極放射（$\Delta\alpha_D/\alpha_D$および$\Delta\alpha_Q/\alpha_Q$）、最大$\sim0.04\％$の精度、スカラーの横モードおよび縦モード（$\Delta\alpha_B$および$\Delta\alpha_L$）$\sim0.01$まで、ベクトルモード（$\Delta\alpha_V$）は$\sim0.0005$まで。
Xia Dynastyの日食：レビュー
この種の最も古い説明を説明する中国の本「Shujing」で、有名な日食に関するレビューを紹介します。時間、場所、天体のステージに関する議論のバランスを取った後、新しいシナリオを提供します。1903年9月15日の総体の道のりは、夏の王朝の首都と考えられているAnyiを横断しました。日付は、神話ランクの他の2つのインシデントの時系列順に非常によく一致します。肉眼の惑星の最も近い集塊と、Yu皇帝の下の大洪水です。それでも、この日食はアカウントで与えられた歴史的な状況に関するすべての質問を削除するわけではありません。
重要なバランスとMHD乱流の物理
乱流現象学で採用されているように、クリティカルバランスの概念の利点と制限について説明します。非圧縮性電磁流体力学（MHD）の場合は、特に注目されます。議論は、プラズマ乱流のMHD記述における関連する理論的な問題とモデルと比較して、元のGoldreich＆Sridhar（1995）臨界平衡予想の状態を強調しています。検討された問題には、分散とスペクトル異方性、平均磁場の影響、局所効果と非局所効果、および外部駆動の影響の可能性が含まれます。ReducedMHDなどの関連モデルは、考慮事項において貴重なコンテキストを提供します。議論の過程で、スペクトルの特徴とタイムスケールに関するいくつかの新しい結果が提示されます。また、重要なバランスのいくつかの改作とバリエーションについても簡単に説明します。
一般的なパラメータ化された球対称ブラックホール時空への球降着流
| Title |
Spherical_Accretion_Flow_onto_General_Parameterized_Spherically_Symmetric_Black_Hole_Spacetimes |
| Authors |
Sen_Yang,_Cheng_Liu,_Tao_Zhu,_Li_Zhao,_Qiang_Wu,_Ke_Yang,_and_Mubasher_Jamil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04715 |
ブラックホール降着の遷音速現象と光子球の存在は、ブラックホール地平線近くの強い重力場の特徴です。この作業では、一般的なパラメーター化された球対称ブラックホール時空への球形降着流を研究します。この目的のために、超硬、超相対論、亜相対論的なタイプの等温流体やポリトロピック流体など、さまざまな完全流体の降着過程を分析します。上記のテスト流体の流動挙動に対する一般的なパラメーター化された球対称のブラックホールのシュヴァルツシルトブラックホールを超える追加のパラメーターの影響を詳しく調べます。さらに、理想的な光子ガスの降着を研究することにより、一般的なパラメーター化された球対称のブラックホールに対する降着光子ガスの音速と光子球の間の対応をさらに議論します。私たちの分析のいくつかの可能な将来の拡張も議論されます。
