Mon 8 Jun 20 18:00:00 GMT -- Wed 10 Jun 20 18:00:00 GMT

前景が存在する場合の宇宙論的再結合放射線の感度予測

Title	Sensitivity_forecasts_for_the_cosmological_recombination_radiation_in_the_presence_of_foregrounds
Authors	Luke_Hart,_Aditya_Rotti,_Jens_Chluba
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04826

宇宙論的再結合放射（CRR）は、宇宙マイクロ波背景（CMB）の$\Lambda$CDMスペクトル歪みの1つです。dm-mmの波長全体で豊富なスペクトル構造を示しますが、ターゲットにする最小の信号の1つでもあります。ここでは、フォアグラウンドの存在下でCRRから宇宙情報を検出するだけでなく抽出するために必要な予想感度レベルの詳細な予測を実行します。${\ttCosmoSpec}$を使用して、すべての重要な放射伝達効果と再結合ダイナミクスへの変更を含むCRRを計算します。${\itSuperPIXIE}$のような分光計のコンセプトで、CRR信号全体の検出が可能であることを確認しました。ただし、宇宙論的情報を実際に利用するには、$\simeq50$倍感度の高い分光計が必要です。これは非常に未来的ですが、原始ヘリウムの存在量$Y_p$に独立した制約を提供し、BBNと再結合の間に余分な相対論的自由度の存在を調査できます。CMB分光計と既存のCMBデータの組み合わせを検討する場合、他の宇宙論的パラメーターの制約を大幅に改善するには、さらに高い感度（別の係数$\simeq5$）が必要です。大部分は、これは興味深いことに$Y_p$および$N_{\rmeff}$の制約をそれほど低下させない天体物理学の前景によるものです。したがって、将来のCMB分光計は、非標準のBBNシナリオ、暗い放射、および無菌ニュートリノを探索する新しい方法を開く可能性があります。さらに、CRRを既存および今後のCMB異方性データと組み合わせて使用​​して、インフレーション物理学を間接的に調べることができます。

宇宙偏波回転の制約と原始Bモードへの影響

Title	Constraining_cosmic_polarization_rotation_and_implications_for_primordial_B-modes
Authors	Joel_Williams,_Aditya_Rotti,_Richard_Battye
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04899

宇宙論的複屈折（CB）は、電気力学に対するパリティ違反の変更によって引き起こされる現象です。これにより、光子が真空を通過するときに光の直線偏光角度が変化します。宇宙マイクロ波背景（CMB）偏光観測を使用してこの効果を制限するために、さまざまな分析手法を使用することが可能です。BICEP/ケック、サイモン天文台（SO）、およびLiteBIRDを含む、現在および将来のCMB実験の方向依存複屈折を制約する2つの異なる方法を調査します。具体的には、2次推定法による異方性CBに課せられた制約を、3つの異なる実験の$B$モードパワースペクトルの推定から得られた制約と比較します。$B$モードのパワースペクトルの推定値から導出された制約は、BICEP/KeckおよびSOの2次推定量から導出された制約に匹敵しますが、LiteBIRDの場合は空の範囲が広いため、そうではありません。これらの予測されたCBの上限は、原始磁場の制約と、光子と疑似ナンブゴールドストーンボソン間の結合に変換されます。最後に、CBに最良の制約があったとしても、それぞれの実験で、潜在的に誘発される$B$モードパワーが、原始$B$モードの予測測定で重要な汚染物質として機能する可能性があることを示します。

スプーンかスライド？巨大ニュートリノが存在する場合の非線形物質パワースペクトル

Title	Spoon_or_slide?_The_non-linear_matter_power_spectrum_in_the_presence_of_massive_neutrinos
Authors	Steen_Hannestad,_Amol_Upadhye,_Yvonne_Y._Y._Wong
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04995

大規模なニュートリノ宇宙論の数値シミュレーションは、ニュートリノ質量分率f_Nのみが異なる宇宙論モデルの非線形物質パワースペクトル比にスプーンのような特徴を一貫して見つけます。典型的には、比は低波数kで1に近づき、k〜1h/Mpcで〜10f_N減少し、大きなkで再び増加します。大規模構造のハローモデルを使用して、このスプーン機能が2つのハローパワースペクトルから1つのハローパワースペクトルへの遷移に由来することを示します。前者のf_Nに対する感度はkとともに上昇し、後者の感度はkとともに低下します。このスプーン機能の存在は、ハロー質量関数とハロー密度プロファイルのさまざまな選択に関して堅牢であり、ハローモデル内でパラメーターを調整する必要はありません。標準のハローモデル計算が、このスプーンの深さ、幅、位置だけでなく、赤方偏移zによるその進化も驚くべき精度で予測できることを示します。z>=1での予測は、非線形摂動入力を使用してさらに改善できます。

Axionのようなポテンシャルを持つ超軽量DMボソン：スケール依存の制約の再検討

Title	Ultralight_DM_bosons_with_an_Axion-like_potential:_scale-dependent_constraints_revisited
Authors	Francisco_X._Linares_Cede\~no,_Alma_X._Gonz\'alez-Morales_and_L._Arturo_Ure\~na-L\'opez
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05037

三角関数のポテンシャルが与えられたスカラーフィールド$\phi$は、ダークマターの役割を果たすことが提案されています。線形摂動の宇宙論的進化の深い研究、およびそのコールドダークマター（CDM）とファジーダークマター（FDM）のケース（2次ポテンシャルのスカラーフィールド）との比較により、質量パワースペクトルの振幅の強化アキシオン様ポテンシャルの非線形性による大きな波数。初めて、成長係数$D_k$、速度成長係数$f_k$、$f_k\sigma_8$などの物理量に対するスケール依存性を調べます。$z<10$の場合、これらすべての量がCDMの進化を回復することがわかりましたが、高赤方偏移の場合、波数$k$とアキシオンのようなポテンシャルの崩壊パラメーターも同様です。半解析的なハロー質量関数も改訂され、FDMの場合と同様に、低質量ハローの数の抑制が見つかりましたが、アキシオンの非線形性により、分散とハロー質量関数の振幅が少し増加していますのような可能性。最後に、アキシオン質量$m_{\phi}\geq10^{-24}$eVに対する制約を提示し、データを使用することによって、アキシオン崩壊パラメーターが前の$0\leq\lambda\leq10^4$内に制約されないプランクコラボレーション2015の。

GAMAを使用した、非線形赤方偏移空間の歪みに対する小規模銀河物理学の影響の調査

Title	Using_GAMA_to_probe_the_impact_of_small-scale_galaxy_physics_on_nonlinear_redshift-space_distortions
Authors	Shadab_Alam,_John_A._Peacock,_Daniel_J._Farrow,_J._Loveday,_and_A._M._Hopkins
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05383

特異な速度から生じる銀河クラスタリングの赤方偏移空間歪みの改善されたモデリングを提示します。ボリショイプロジェクトのデータを使用して、ハローモデルのフレームワークで模擬銀河カタログを作成します。これらの模擬銀河集団は、暗黒物質に対する銀河集団の空間的および運動学的バイアスを支配する自由度が追加されたハローに挿入されます。この一般化されたハローモデルをMCMCアルゴリズムで探索し、予測をGalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査のデータと比較して、ハロー内の衛星銀河の詳細な運動学的自由度に対する最初の制約の1つを導き出します。このアプローチでは、赤方偏移空間銀河の自己相関の歪みを10kpcに近い空間分離まで説明できるため、非線形スケールからのデータを含めることで、摂動成長率のRSD測定を改善できる可能性があります。

銀河調査における3点相関関数の高速ランダムサンプリングおよびその他の特性について

Title	On_the_Fast_Random_Sampling_and_Other_Properties_of_the_Three_Point_Correlation_Function_in_Galaxy_Surveys
Authors	Fidel_Sosa_Nu\~nez_and_Gustavo_Niz
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05434

今後の大容量銀河調査では、高次統計は通常の2点統計を補足する情報を提供します。離散データの3点相関関数（3CPF）の低分散推定量は、頂点とデータおよびランダムカタログが混在する三角形構成をカウントします。高密度のランダムカタログを使用してショットノイズを低減します。これにより、純粋なデータヒストグラムよりも1桁または2桁多い計算コストが発生します。このホワイトペーパーでは、ランダムカタログを使用せずに、周期的なボックス内の等方性3PCFランダムサンプリング項の時間削減について検討します。最初のアプローチでは、彼の有名な2点推定量のハミルトンの構築に基づいて、アドホック2点相関項を使用します。3PCFトライアングル構成。最後の結果を数値的または分析的に3つの三角形の辺の基底にマッピングし、合成データに適用した場合に後者のアプローチが最もよく機能することを示します。さらに、定期的なボックスを超えて詳しく説明し、他の低分散nポイント推定量について説明し、有用な3PCF視覚化スキームを示します。

SN Ia絶対等級に対する測定可能な赤方偏移はありますか？

Title	Is_there_any_measurable_redshift_dependence_on_the_SN_Ia_absolute_magnitude?
Authors	Domenico_Sapone,_Savvas_Nesseris,_Carlos_A._P._Bengaly
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05461

パンテオンコンパイルを使用して、タイプIa超新星の変化する絶対等級の宇宙論的意味をテストします。変化する絶対等級を正当化できるさまざまな現象論的アプローチを再構築しますが、宇宙ボイド、修正重力モデル、およびビニングスキームに基づくアプローチもテストします。この作業で検討したすべてのケースで、標準の$\Lambda$CDMモデルの期待値と十分に一致しており、新しい物理の証拠はありません。

少数の銀河領域での銀河団速度分散と質量推定におけるバイアス

Title	Biases_in_galaxy_cluster_velocity_dispersion_and_mass_estimates_in_the_small_number_of_galaxies_regime
Authors	A._Ferragamo,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_J._Betancort-Rijo,_E._Munari,_B._Sartoris,_and_R._Barrena
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05949

少数の銀河領域（$N_{\rmgal}\le75$）における3つの速度分散と質量推定量、つまりバイウェイト、ギャップ、標準偏差の統計的特性の研究を提示します。73の数値的にシミュレートされた銀河クラスターのセットを使用して、$\sigma-M$関係によるクラスターの速度分散と動的質量の決定の両方において、3つの推定量の統計的バイアスと分散を特徴付けます。結果を使用して、関連する分散の増加を最小限に抑えながら統計的バイアスを修正できる、不偏推定量の新しいセットを定義します。数値シミュレーションは、クラスターメンバーの選択における速度分離の影響、およびクラスター中心からの異なる物理半径内でのクラスターメンバーの使用の影響を特徴付けるためにも使用されます。標準偏差が最も低い分散推定量であることがわかります。クラスター内の最も重い銀河のサブサンプル内の銀河を選択すると、最も重いクラスターメンバーの4分の1を使用して計算すると、速度分散推定に$2\、$\％のバイアスが生じます。以前の結果と一致して、$R_{200}$の一部として、開口半径に対する速度分散推定値の依存性もわかります。提案されたバイアスのない推定器のセットは、少数のクラスターメンバー体制におけるこれらすべての影響から、速度分散と質量推定の補正を効果的に提供します。これは、新しい推定量をシミュレートされた観測値のサブセットに適用することによってテストされます。単一の銀河クラスターの場合、ここで説明する統計的および物理的な効果は侵入者によって導入されるバイアスに匹敵するか、わずかに小さくなりますが、大きなクラスターサンプル（縮約）のアンサンブルプロパティとスケーリング関係を処理する場合に関連します。

高温木星大気におけるTiOによるスペクトルと熱の逆転の評価

Title	Assessing_Spectra_and_Thermal_Inversions_due_to_TiO_in_Hot_Jupiter_Atmospheres
Authors	Anjali_A._A._Piette,_Nikku_Madhusudhan,_Laura_K._McKemmish,_Siddharth_Gandhi,_Thomas_Masseron,_Luis_Welbanks
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04807

いくつかの高温木星の昼間大気における熱反転の最近の検出は、それらの温度構造と他の大気条件との間の相互作用を理解するための新しい道を動機づけています。特に、TiOは、恒星照射、C/O、および垂直混合などの他の要因に応じて、高温の木星で熱の反転を引き起こすことが長い間提案されてきました。TiOには、検出された光学および近赤外のスペクトル特性もあります。ただし、TiO署名の解釈は、モデルで使用されるTiO不透明度の精度に依存しています。最近報告されたTotoTiOラインリストは、これらの依存関係を調査する新しい機会を提供します。これは、現在の作業の目標です。最初に、Totoラインリストが低解像度と高解像度で観測された木星の透過スペクトルと放射スペクトルにどのように影響するかを調査します。以前のラインリストと比較したTotoラインリストの改善により、モデルスペクトル、特に高解像度の光学系に観察可能な差異が生じています。第二に、1Dの自己矛盾のない大気モデルを使用して、光学的不透明度の主な情報源としてTiOを使用した温度構造、照射、および組成の間の相互作用を探ります。他の傾向の中でも、最近の研究と一致して、C/O$\sim$0.9でのTiOピークによる熱反転の傾向が見られます。これらのモデルを使用して、C/O、照射、金属性、重力、恒星タイプの範囲で、頻繁に使用されるSpitzer測光と比較して、TiOによる熱反転を定量化するメトリックをさらに評価します。

原始惑星系円盤の恒星降着と外部光蒸発のバランスを使用した粘性円盤理論のテスト

Title	Testing_viscous_disc_theory_using_the_balance_between_stellar_accretion_and_external_photoevaporation_of_protoplanetary_discs
Authors	Andrew_J._Winter,_Megan_Ansdell,_Thomas_J._Haworth,_J._M._Diederik_Kruijssen
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04819

原始惑星系円盤（PPD）における（粘性）角運動量輸送の性質と速度は、惑星系の形成過程に重要な結果をもたらします。中央の星への降着率は、PPDの内部領域でのそのような輸送に対する制約をもたらしますが、外部領域での粘性拡散に対する経験的制約は、取得するのが困難なままです。ここでは、ディスクの外縁で角運動量輸送を調査する新しい方法を示します。この方法は、隣接するOBスターからのUV照射による熱風によって質量のかなりの部分が失われたPPDに適用されます。この外部光蒸発は、3-5Myr古い$\sigma$Orionis領域で観測された円盤の枯渇を説明できることを示し、モデルを使用して、円盤風の将来の経験的調査の動機となる予測を行います。中年のPPDの集団の場合、粘性モデルでは、角運動量の再分布による外向きの質量流束が、光蒸発風の質量損失と釣り合っていることを示します。したがって、風の質量損失と恒星の降着率の比較は、PPDの外側領域の粘性モデルに独立した制約を提供します。

ミネラルダストは地球型惑星の居住性を高めるが、バイオマーカーの検出を混乱させる

Title	Mineral_dust_increases_the_habitability_of_terrestrial_planets_but_confounds_biomarker_detection
Authors	Ian_A._Boutle,_Manoj_Joshi,_F._Hugo_Lambert,_Nathan_J._Mayne,_Duncan_Lyster,_James_Manners,_Robert_Ridgway,_Krisztian_Kohary
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04867

私たちの太陽系を超えた居住可能な惑星の特定は、現在および将来の宇宙ミッションの主要な目標です。しかし、居住性は恒星の放射照度だけでなく、惑星大気の構成要素にも等しく依存します。ここで、初めて放射性活性鉱物ダストが地球のような太陽系外惑星の居住性に大きな影響を与えることを初めて示します。潮汐に閉じ込められた惑星では、塵が昼側を冷やし、夜側を暖め、居住可能ゾーンを大幅に広げます。軌道構成とは無関係に、空中の粉塵は、居住可能ゾーンの内縁での惑星の水の損失を、海洋の被覆率の減少と粉塵の負荷の増加を伴うフィードバックを通じて延期できることを示唆しています。ダストを含めると、シミュレートされた透過スペクトル内の主要なバイオマーカーガス（オゾン、メタンなど）が著しく不明瞭になり、観測結果の解釈に重要な影響を及ぼします。地球外惑星の将来の観測と理論の研究では、ダストの影響を考慮する必要があることを示しています。

2018年の観測期間中の21P / Giacobini-Zinner彗星の測光と高解像度分光

Title	Photometry_and_high-resolution_spectroscopy_of_comet_21P/Giacobini-Zinner_during_its_2018_apparition
Authors	Y._Moulane,_E._Jehin,_P._Rousselot,_J._Manfroid,_Y._Shinnaka,_F._J._Pozuelos,_D._Hutsem\'ekers,_C._Opitom,_B._Yang,_and_Z._Benkhaldoun
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05017

化学的に特異な木星系彗星（以下JFC）21P/Giacobini-Zinnerの測光と高解像度分光法について報告します。コメット21Pは、炭素鎖枯渇ファミリーのよく知られたメンバーですが、アミンの枯渇も示しています。2018年9月10日の近日点通過で1.60auのインバウンドから2.10auのアウトバウンドまでの広い太陽中心距離範囲をカバーする2つのTRAPPIST望遠鏡（TNおよびTS）を使用して、7か月以上にわたって連続的に彗星を監視しました。計算し、ダストの進化（Af$\rho$で表される）と娘種OH、NH、CN、C$_3$、C$_2$のガス生成率、およびOHとCNに対するそれらの相対量彗星軌道。それらを以前の出現で測定されたものと比較しました。彗星の活動とその水生成率は、2018年8月17日に最大（3.72$\pm$0.07）$\times$10$^{28}$モル/秒に達しました（r$_h$=1.07au）、24近日点通過の数日前。赤いフィルターで同じ日付（1646$\pm$13）cmにA（0）f$\rho$のピーク値に達しました。さまざまな種の存在比は、近日点の前後で、広範囲の太陽中心距離にわたって非常に一定であり、核表面の氷の高いレベルの均一性を示しています。彗星の活動の振る舞いとレベルも、最後の5つの軌道で著しく類似しています。コマのほこりの色については、21PはJFCと同様の反射勾配を示します。近日点通過の1週間後、ESOVLTでUVESを使用して21Pの高解像度スペクトルを取得しました。CNBX（0,0）バイオレットバンドを使用して、$^{12}$C/$^{13}$Cおよび$^{14}$N/$^{15}$N同位体比100$を測定しました\pm$10と145$\pm$10はそれぞれ、通常は彗星で見られるものと非常によく一致しています。

小さな弾性粒子からなるダスト集合体の引張強度：原始惑星系円盤内の凝縮物のサイズに関する制約

Title	The_tensile_strength_of_dust_aggregates_consisting_of_small_elastic_grains:_Constraints_on_the_size_of_condensates_in_protoplanetary_disks
Authors	Hiroshi_Kimura,_Koji_Wada,_Fumi_Yoshida,_Peng_K._Hong,_Hiroki_Senshu,_Tomoko_Arai,_Takayuki_Hirai,_Masanori_Kobayashi,_Ko_Ishibashi,_Manabu_Yamada
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05107

ダスト凝集体の機械的特性に関する最近の数値研究は、サブマイクロメートルサイズの粒子が原始惑星系円盤内の惑星に集まるという概念図に異議を唱える傾向があるため、惑星の形成に関するコンセンサスビューが脅威にさらされています。ダスト集合体を構成する弾性球間の相互作用に関する正確な実験室実験と広範なコンピューターシミュレーションの出現により、小さな弾性粒子からなるダスト集合体の引張強度のモデルを再考します。接触力学と破壊力学の枠組みの中で、我々は、粉塵凝集体の引張強さに関するコンピューターシミュレーションと実験室実験の結果を調べます。我々は、引張強度に対する体積効果、すなわち、ダスト凝集体の体積に対する引張強度の依存性を明示的に組み込む新しい分析式を提供します。モデルで使用されている弾性パラメーターに適切な値が採用されている場合、ダスト凝集体の引張強度のモデルは、コンピューターシミュレーションと実験室実験の結果をよく再現することがわかります。さらに、サブマイクロメートルサイズの粒子のダスト凝集体を含むモデルは、天体観測から得られた彗星ダストと隕石の引張強度とうまく調和しています。したがって、微惑星の形成は原始惑星系円盤に凝縮されたサブマイクロメートルサイズの粒子の集塊から始まるという、一般に信じられている考えを再確認します。

分極で観測された地球の雲

Title	The_cloudbow_of_planet_Earth_observed_in_polarisation
Authors	Michael_F._Sterzik,_Stefano_Bagnulo,_Claudia_Emde_and_Mihail_Manev
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05198

惑星の大気中の散乱プロセスは、分極化で特によく観察できる特徴的な特徴を引き起こします。惑星地球の場合、分子と小さな粒子による散乱の両方が、その位相曲線に特定のサインを刻み込みます。液体-水が負荷された大気の明確な予測は、約138〜144度の散乱角での虹の特徴の存在です。アースシャインを使用すると、直線偏光の主な虹を観察できます。非常に大きな望遠鏡でFORS2を使用して、33度から65度までの位相角（太陽-地球-月の角度）でEarthshineの偏光スペクトルを観察しました。スペクトルを使用して、B、V、R、Iの通過帯域の偏光度と、33度から136度までの位相曲線を導き出しました。新しい観測は、地上から観測できる最小の位相にまで及びます。惑星の地球の偏光度は、位相角が45度を下回ると減少します。地球型大気のモデルで観測された位相曲線の比較から、水の屈折率を決定し、平均水滴サイズを6〜7mumに制限することができます。さらに、液体水雲の平均雲分率を0.3に、水雲の平均光学深度を10から20の値に取得できます。観測により、地球の大気の2つの根本的に異なる散乱メカニズムを識別することができます。分子および粒子の散乱。物理的および化学的特性は、位相曲線を適切に反転させることにより、高い忠実度で取得できます。太陽系を超えた惑星の偏光測定位相曲線の観測は、それらの大気の完全な特徴付けのために非常に価値があります。

地球のような惑星の居住性とバイオシグネチャーに及ぼす大気圧の変化の影響

Title	The_effect_of_varying_atmospheric_pressure_upon_habitability_and_biosignatures_of_Earth-like_planets
Authors	Engin_Keles,_John_Lee_Grenfell,_Mareike_Godolt,_Barbara_Stracke,_Heike_Rauer
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05207

岩が多い太陽系外惑星で起こりうる気候条件を理解し、それによってそれらの潜在的な居住性を理解することは、太陽系外惑星の研究の主要な主題の1つです。地球のような太陽系外惑星を研究する場合、気候や潜在的な大気のバイオシグネチャがさまざまな条件下でどのように変化するかを判断することが重要です。重要な特性の1つは、大気の質量、つまり圧力と気候条件への影響です。したがって、本研究の目的は、気候に対する大気質量の影響、したがって居住性、および1天文単位で太陽を周回する地球のような、つまりN2-O2が支配的な大気の惑星のスペクトルの外観を理解することです。この作業では、1D結合された雲のない気候光化学大気柱モデルを利用します。大気表面圧力を0.5バールから30バールまで変化させます。また、温度と主要な種のプロファイル、および2{\mu}m〜20{\mu}mの範囲の放射と輝度の温度スペクトルを調査します。表面圧力を最大4barに上げると、温室効果による温暖化により表面温度が上昇します。このポイントを超えると、レイリー散乱が支配的になり、表面温度が下がり、273K未満の表面温度に達します（約34barの表面圧力で）。オゾン、亜酸化窒素、水、メタン、および二酸化炭素の場合、スペクトル応答は、種に応じて表面温度または圧力とともに増加します。例えば、二酸化炭素によるバイオシグネチャーオゾンと亜酸化窒素のバンドに対して、マスキング効果が発生します。これは、低二酸化炭素の雰囲気で見ることができます。

偏心エキソサターンWASP-117bの非常に高い金属性とメタンの欠如の兆候

Title	Indications_for_very_high_metallicity_and_absence_of_methane_for_the_eccentric_exo-Saturn_WASP-117b
Authors	Ludmila_Carone,_Paul_Molli\`ere,_Yifan_Zhou,_Jeroen_Bouwman,_Fei_Yan,_Robin_Baeyens,_D\'aniel_Apai,_Nestor_Espinoza,_Benjamin_V._Rackham,_Andr\'es_Jord\'an,_Daniel_Angerhausen,_Leen_Decin,_Monika_Lendl,_Olivia_Venot,_Thomas_Henning
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05382

{私たちは、長期間（$P_{\rmorb}=$〜10日）の大気組成を調査します。風変りなexo-SaturnWASP-117b。WASP-117bは、WASP-107bと同様の大気温度および化学状態にある可能性があります。質量と半径でWASP-117bはWASP-39bに類似しており、これらの惑星の比較研究を可能にします。}％方法の見出し（必須）{ハッブル宇宙望遠鏡/WFC3で取得したWASP-117bの近赤外線透過スペクトルを分析しますG141は、2つの独立したパイプラインを使用して削減され、$3の\sigma$水のスペクトルを確実に検出しました。VLT/ESPRESSOを光学的に使用して高解像度の測定が行われました。}結果の見出し（必須）{等温温度、均一な雲床、平衡化学の1D大気モデルを使用して、透過スペクトルの検索分析のベイズの証拠は、大気中の金属性が高い${\rm[Fe/H]}=2.58^{+0.26}_{-0.37}$と澄んだ空を好む。このデータは、金属量の少ない組成${\rm[Fe/H]}<1.75$および$10^{-2.2}-10^{-5.1}$〜barのクラウドデッキとも一致していますが、ベイジアンは弱いです好み。$1\sigma$内のCH$_4$の少量の$<10^{-4}$の体積分率を取得します。理論的に課された700と1000〜Kの制限間の温度を制限することはできません。$K_{zz}\geq10^8$〜cm$^2$/sでCH$_4$の消光を確認するには、さらに観察が必要です。VST/ESPRESSO高解像度スペクトルにおけるNaとKの兆候を報告し、HSTデータと組み合わせたベイジアンの根拠を示します。}

$ \ alpha $ Centauri Bの原始惑星系円盤の進化

Title	Evolution_of_$\alpha$_Centauri_B's_protoplanetary_disc
Authors	Rebecca_G._Martin,_Jack_J._Lissauer_and_Billy_Quarles
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05529

流体力学的シミュレーションを使用して、偏心軌道のバイナリコンパニオン$\alpha$CentauriAの影響を含む、$\alpha$CentauriBの周りの原始惑星系円盤の進化を調べます。第1に、偏心は、バイナリ軌道の偏心により、バイナリ$P_{\rmorb}$の軌道周期で振動します。第2に、ディスクのアスペクト比が十分に小さい場合、ディスクは約$20\、P_{\rmorb}$の時間スケールでグローバルな強制偏心振動を受けます。これらの振動は、粘性散逸によって減衰し、2進軌道周期でのみ振動するディスクの準定常偏心プロファイルを残します。時間平均の地球の離心率は0.05〜0.1の範囲で、定常状態では歳差運動はありません。ガス粒子のペリトロンは互いに整列しています。ディスクの粘度が高いほど、ディスクの偏心が大きくなります。$N$体シミュレーションを使用して、準定常原始惑星系円盤の軌道特性で形成される微惑星の円盤の進化を調べます。粒子の離心率の平均の大きさが増加し、ガスディスクから分離すると、それらのペリアストロンが互いに不整合になることがわかります。惑星形成に必要な低惑星衝突速度は、惑星形成が$\alpha$ケンタウリB付近の原始惑星系円盤から形成された惑星の円盤で発生したことを示唆しています。円盤の粘度は小さく、惑星形成は約$2.5\、\rmau$より小さい軌道半径。ガスの存在により、惑星の形成はより簡単かもしれません。

火星の磁気シールドの基本的な物理的およびリソース要件

Title	Fundamental_Physical_and_Resource_Requirements_for_a_Martian_Magnetic_Shield
Authors	Marcus_DuPont,_Jeremiah_W._Murphy
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05546

火星には大きな磁場がありません。その結果、太陽風が火星の大気を弱め、表面を無人にします。したがって、いかなるテラフォーミングの試みでも、人工的な火星の磁気シールドが必要になります。人工磁気圏を構築するための基本的な課題は、惑星規模の電流と磁場を可能な限り最小の質量まで凝縮することです。超伝導電磁石はこれを行う方法を提供します。ただし、超伝導体と電磁石の基礎となる物理学はこの濃度を制限します。これらの基本的な制限に基づいて、超伝導材料の量が$B_c^{-2}a^{-3}$に比例することを示します。ここで、$B_c$は超伝導体の臨界磁場であり、$a$はソレノイドのループ半径。$B_c$は基本的な物理学によって設定されるため、設計の真に調整可能なパラメーターはループ半径のみです。ループ半径が大きいほど、必要な超電導材料の量が最小限になります。この非直感的な結果は、コンパクトな電磁石を構築し、それを火星と太陽の間に最初のラグランジュポイントで配置するという「直感的な」戦略は実行不可能であることを意味します。$B_c$の妥当な制限を考慮すると、可能な最小のループ半径は$\sim$10kmであり、磁気シールドの質量は$\sim10^{19}$gになります。ほとんどの高温超伝導体は希少元素で構成されています。ソーラーシステムの豊富さを考えると、$\sim10^{19}$gで超伝導体を構築するには、$10^{25}$gでソーラーシステム本体を数回採掘する必要があります。これは火星の約10％です。最も実現可能な設計は、火星をループ半径$\sim$3400kmの超電導線で囲むことです。その結果、ワイヤーの直径は$\sim$5cmまで小さくなります。この設計では、磁気シールドは$\sim10^{12}$gの質量を持ち、$\sim10^{18}$g、またはオリンパスモンの0.1\％のみの採掘が必要になります。

構造遷移を伴う惑星の熱進化モデル

Title	Planetary_thermal_evolution_models_with_tectonic_transitions
Authors	Craig_O'Neill
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05654

熱履歴計算は、惑星の内部進化への重要な洞察を提供しますが、それらが表すシステムからの単純化されたダイナミクスを組み込んでいます。典型的な惑星内部には、複雑なレオロジー、粘性の層状化、横方向の不均一性、およびプロセスの時間遅延が組み込まれています。ここでは、地球内部の物理的な複雑さを組み込んだ惑星進化の数値モデルを開発し、それらを使用して統計ベースのNu-Raスケーリングを生成します。これらは、構造遷移、幾何学、深さ依存のレオロジー、および時間感度の主な効果をカプセル化します。指数$\beta$が〜0.26であることが、進化するモバイル蓋システムのNu-Ra関係を最もよく表していること、および停滞蓋システムの場合は$\beta$〜0.12であることがわかります。時間に依存する沈み込みのあるシステムでは、影響などの外部要因がテクトニクスを促進するHadeanの間の〜0.26から、システムが長期間の休止によって支配されるArchaeanの間の〜0.12、および外部によって駆動されるシステムまで、$\beta$が異なります。強制力（例えば、地球の歴史の最初の100Myrの影響による）は、はるかに高い指数を示す可能性があります。また、Ra（主にマントルの温度に依存）とNu（正規化された表面熱流）の間に200〜300Myrのタイムラグがあることがわかります。これらの結果は、地球外惑星の構造、火山、大気の進化の迅速な特性評価のためのアプローチを提供します。

エイベル2255の美しい混乱

Title	The_beautiful_mess_in_Abell_2255
Authors	A._Botteon,_G._Brunetti,_R._J._van_Weeren,_T._W._Shimwell,_R._F._Pizzo,_R._Cassano,_M._Iacobelli,_F._Gastaldello,_L._B\^irzan,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_F._de_Gasperin,_G._Di_Gennaro,_A._Drabent,_M._J._Hardcastle,_M._Hoeft,_S._Mandal,_H._J._A._R\"ottgering,_A._Simionescu
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04808

電波空で最も壮観なオブジェクトの1つであるLOFAR観測を提示します。Abell2255です。これは、クラスター内媒体（ICM）。中央の$\sim10$Mpc$^2$領域の144MHzでの深いLOFAR画像は、数十kpcからMpc以上のサイズまで、さまざまなスケールで大量の放出を示しています。この作業では、クラスターの最も内側の領域に焦点を当てます。観測された数多くの興味深い機能の中で、電波ハローに埋め込まれた驚くほど明るくフィラメント状の構造を発見しました。アーカイブWSRT1.2GHzデータを組み込んで、拡散シンクロトロン放射のスペクトル特性を調査し、広範囲の値にわたるハローの非常に複雑なスペクトルインデックス分布を見つけます。電波データとチャンドラ観測を組み合わせて、電波とX線の表面輝度と電波放射のスペクトルインデックスをICMの熱力学的量と定量的に比較することにより、熱コンポーネントと非熱コンポーネント間の接続を調査します。電波ハローで観測された多数の構造にもかかわらず、X線と電波放射は全体的によく相関していることがわかります。最も急なスペクトルの放出がクラスターの中心にあり、エントロピーの高いトレース領域であるという事実は、拡張された電波ハローを生成する乱流によってICMに広がる電波銀河によって注入されたシード粒子の存在を示唆している可能性があります。

500メートルの開口の球状電波望遠鏡によって明らかにされたz $ \ sim $ 0.05の星形成銀河の原子ガス

Title	The_atomic_gas_of_star-forming_galaxies_at_z$\sim$0.05_as_revealed_by_the_Five-hundred-meter_Aperture_Spherical_Radio_Telescope
Authors	Cheng_Cheng,_Edo_Ibar,_Wei_Du,_Juan_Molina,_Gustavo_Orellana-Gonz\'ales,_Bo_Zhang,_Ming_Zhu,_Cong_Kevin_Xu,_Shumei_Wu,_Tianwen_Cao,_Jia-Sheng_Huang,_Roger_Leiton,_Thomas_M._Hughes,_Chuan_He,_Zijian_Li,_Hai_Xu,_Y._Sophia_Dai,_Xu_Shao,_Marat_Musin
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04812

5メートルの開口部の球状電波望遠鏡（FAST）の試運転段階で行われた4つのz$\sim$0.05の星形成銀河の新しいHI観測を報告します。FASTは、500メートルの開口部と19ビーム受信機を備えた最大の単一皿望遠鏡です。FASTが提供する前例のない感度を利用して、HI21cm輝線を介して、Valpara\'isoALMA/APEXLineEmissionSurvey（VALES）プロジェクトから取得した低$z$の星形成銀河で原子ガスを研究することを目指しています。以前のALMACO（$J=1-0$）観測と合わせて、HIデータはガスの質量とダイナミクスを測定するための重要な情報を提供します。パイロットHI調査として、4つのローカルの星形成銀河を$z\sim0.05$に向けました。特に、そのうちの1つは、アレシボレガシー高速ALFA調査（ALFALFA）によってすでにHIで検出されており、慎重に比較できます。ON-OFF観測アプローチを使用して、オンターゲットの積分時間をわずか20分以内に1.7km/sの速度分解能で0.7mJy/ビームのrmsに到達できるようにしました。銀河系外光源のHI輝線の検出可能性を高めるためのFAST19ビームレシーバーの優れた機能を実証します。FASTによって検出されたHI輝線は、以前のALFALFAの結果とよく一致しています。私たちの観測は、これらの低$z$銀河の物理的性質を明らかにするために、以前の多波長データとの関連で置かれています。CO（$J=1-0$）とHIの輝線プロファイルが類似していることがわかります。HIデータから推定された動的質量は、バリオン質量およびCO観測から得られた動的質量よりも1桁高く、HIのダイナミクスによって探査された質量が暗黒物質ハローによって支配されていることを意味します。1つのケースでは、ターゲットがラインセンターで過剰なCO（$J=1-0$）を示しています。これは、核のスターバーストによって引き起こされる増強されたCO（$J=1-0$）放出によって説明できます。速度分散。

クエーサー連続体予測へのディープラーニングアプローチ

Title	A_Deep_Learning_Approach_to_Quasar_Continuum_Prediction
Authors	Bin_Liu,_Rongmon_Bordoloi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04814

新しい深層学習モデル、インテリジェントクエーサー連続ニューラルネットワーク（iQNet）を提示します。これは、静止フレームの波長範囲1020オングストローム$\leq\lambda\leq$1600オングストロームのクエーサー固有の連続体を予測します。ハッブル分光レガシーアーカイブからの低赤方偏移（$z\sim0.2$）でのクエーサースペクトルを使用してこのネットワークをトレーニングし、さまざまな天文学調査からクエーサー連続体を予測するために適用します。データに標準化プロセスを導入し、予測される連続体の絶対フラックスフラックスエラー（AFFE）を約半分に減らします。主成分分析とガウス混合モデルを使用してHSLAクエーサースペクトルを4つのクラスに分類し、それらを使用して模擬クエーサースペクトルを合成し、iQNetのトレーニングデータセットを作成します。iQNetは、トレーニングクエーサースペクトルで平均AFFE1.31％を達成し、従来のPCAベースの予測方法よりも約10倍優れており、テストクエーサースペクトルで4.17％を達成しています。より高い赤方偏移（$2<z\leq5$）での$\sim$3200クエーサースペクトルの連続を予測するためにiQNetを適用し、Ly-$\alphaの平均透過流束（$<F>$）の赤方偏移進化を測定します$森林地域。ベキ乗則の進化として特徴付けるredshiftを使用して、$<F>$の漸進的な進化を測定します。これらの推定値は文献とおおむね一致していますが、Ly-$\alpha$フォレストからの汚染を最小限に抑えてクエーサー連続体を測定するため、より正確な測定を提供します。この研究は、iQNetモデルがクェーサー連続体を高精度で予測できることを証明し、クェーサー連続体予測のためのそのような方法の実行可能性を示しています。

大規模なクールコアCluste MACS J1447.4 + 0827の多波長研究

Title	A_Multiwavelength_Study_of_the_Massive_Cool_Core_Cluste_MACS_J1447.4+0827
Authors	M._Prasow-\'Emond,_J._Hlavacek-Larrondo,_C._L._Rhea,_M._Latulippe,_M.-L._Gendron-Marsolais,_A._Richard-Laferri\`ere,_J._S._Sanders,_A._C._Edge,_S._W._Allen,_A._Mantz_and_A._von_der_Linden
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04815

銀河団は、超大質量ブラックホールフィードバックの物理を理解するための優れた実験室です。ここでは、最初の\textit{Chandra}、KarlG.JanksyVeryLargeArray、\textit{HubbleSpaceTelescope}による、最強のクールコアクラスタの1つであるMACSJ1447.4+0827（$z=0.3755$）の分析を示します。知られている、その中心の超大質量ブラックホールからの極端なフィードバックは、高温のクラスター内ガスの冷却を防ぐために必要です。\textit{Chandra}X線観測の70ksを含むこの多波長アプローチを使用して、南部と北部のX線キャビティと一致するコリメートされたジェット流出の存在を検出します。これらの流出に関連する総機械力（$P_{\mathrm{cav}}\約6\times10^{44}$ergs$^{-1}$）は、壊滅的な冷却を防ぐために必要なエネルギーとほぼ一致しています高温のクラスター内ガス（$L_{\mathrm{cool}}=1.71\pm0.01\times10^{45}$ergs$^{-1}$fort$_\mathrm{cool}$=7.7Gyrs）;強力な超大質量ブラックホールフィードバックが数ギガ年前にMACSJ1447.7+0827で実施されたことを意味します。さらに、直径300kpcを超えるラジオミニハローの存在を検出します（$P_{1.4\mathrm{GHz}}=3.0\pm0.3\times10^{24}$WHz$^{-1}$）。X線の観測では、中央の銀河を取り巻く光学的なダストフィラメントと一致する$\sim20$kpcプルームのような構造も明らかになっています。全体として、この研究は、最も近い銀河団で発生するさまざまな物理現象が、より遠い類似体でも発生していることを示しています。

ALPINE-ALMA [C II]調査：[C II] 158ミクロンの輝線輝度関数（$ z \ sim 4-6 $）

Title	The_ALPINE-ALMA_[C_II]_Survey:_[C_II]158micron_Emission_Line_Luminosity_Functions_at_$z_\sim_4-6$
Authors	Lin_Yan_(Caltech),_A._Sajina_(Tufts_University),_F._Loiacono,_G._Lagache,_M._B\`ethermin,_A._Faisst,_M._Ginolfi,_O._Le_F\`evre,_C._Gruppioni,_P.L._Capak,_P._Cassata,_D._Schaerer,_J.D._Silverman,_S._Bardelli,_M._Dessauges-Zavadsky,_A._Cimatti,_N.P._Hathi,_B.C._Lemaux,_E._Ibar,_G.C._Jones,_A.M._Koekemoer,_P.A._Oesch,_M._Talia,_F._Pozzi,_D.A._Riechers,_L.A._Tasca,_S._Toft,_L._Vallini,_D._Vergani,_G._Zamorani,_E._Zucca
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04835

UV光度$M_{1500A}<-20.2を持つように選択された118個の光源のALMA観測を使用して、[CII]158$\mu$mライン光度関数（LF）を$z\sim4-6$で提示します。$およびCOSMOSとECDF-Sの光学分光赤方偏移。118のターゲットのうち、75が有意な[CII]検出であり、43が上限です。このUVで選択されたサンプルを使用して、厳密な下限を[CII]エミッターの体積密度に$z\sim4-6$に設定しました。導出されたLFは、$z\sim0$[CII]LFと$\leq10^9L_\odot$で一致していますが、発光端（$>10^）で[CII]エミッターが過剰であるというヒントを示しています9L_\odot$）を$z\sim0$と比較します。この過剰は、[CII]明るいUVかすかな光源の潜在的な母集団と一致しており、ALPINEターゲットの選択からはほとんど除外されています。そのような情報源をさらに制約するために、コンパニオン分析では、Loiaconoetal。（2020）ALPINEマップの偶然の[CII]ソースに基づいて[CII]LFを推定します。結果として得られる単一のデータポイントは、高Lで観測される超過と一致しています。これらの研究を組み合わせると、[CII]LFの赤方偏移が$z\sim5$と$0$の間の高輝度で発生する可能性があることが示唆されています。この結論は、遠赤外線から推定された[CII]LFと$z\sim4-6$のCOLFによってさらにサポートされます。最適な[CII]LFに関する推定を統合して、分子ガスの質量密度に$\rho_{mol}\sim（2-7）\times10^7M_の制約を$z\sim4-6$に設定しました\odot$Mpc$^{-3}$。これは以前の研究とおおむね一致していますが、不確実性は1桁以上に及びます。最後に、利用可能なモデル予測は、[CII]エミッターの数密度を$z\sim5$で過小評価する傾向があることを発見しました。

ALPINE-ALMA [C II]調査：$ z \ sim 5 $での偶然の[C II]ラインエミッターの光度関数

Title	The_ALPINE-ALMA_[C_II]_survey:_the_luminosity_function_of_serendipitous_[C_II]_line_emitters_at_$z\sim_5$
Authors	Federica_Loiacono,_Roberto_Decarli,_Carlotta_Gruppioni,_Margherita_Talia,_Andrea_Cimatti,_Gianni_Zamorani,_Francesca_Pozzi,_Lin_Yan,_Brian_C._Lemaux,_Dominik_A._Riechers,_Olivier_Le_F\`evre,_Matthieu_B\'ethermin,_Peter_Capak,_Paolo_Cassata,_Andreas_Faisst,_Daniel_Schaerer,_John_D._Silverman,_Sandro_Bardelli,_M\'ed\'eric_Boquien,_Sandra_Burkutean,_Miroslava_Dessauges-Zavadsky,_Yoshinobu_Fudamoto,_Seiji_Fujimoto,_Michele_Ginolfi,_Nimish_P._Hathi,_Gareth_C._Jones,_Yana_Khusanova,_Anton_M._Koekemoer,_Guilaine_Lagache,_Marcella_Massardi,_Pascal_Oesch,_Michael_Romano,_Livia_Vallini,_Daniela_Vergani_and_Elena_Zucca
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04837

最初の[CII]158$\mu$m光度関数（LF）を$z\sim5$に提示します。ALMAラージプログラムで検出された偶発的なラインのサンプルから、初期に[CII]を調査します（ALPINE）。118のALPINEポインティングに対して実行された検索により、いくつかの偶然のラインが明らかになりました。その忠実性に基づいて、最終的なカタログには14行を選択しました。カウンターパートの赤方偏移によれば、14個の検出のうち8個は$z\sim5$の[CII]ラインとして、2つは低赤方偏移のCO遷移として識別されました。残りの4行は、利用可能なカタログでとらえどころのない識別情報があり、[CII]候補と見なしました。8つの確認済み[CII]候補と4つの[CII]候補を使用して、$z\sim5$に最初の[CII]LFの1つを構築しました。これらの12個の光源のうち11個は、同じポインティングでALPINEターゲットと非常によく似た赤方偏移を持っていることがわかりました。これは、ターゲットの周囲に過剰密度が存在することを示唆しています。したがって、赤方偏移分離に従ってサンプルを2つに分割し（「クラスター化」および「フィールド」サブサンプル）、2つの別個のLFを構築しました。私たちの見積もりは、[CII]LFが$z\sim5$と$z\sim0$の間で進化している可能性があることを示唆しています。[CII]明度を星形成率に変換することにより、$z\sim5$での宇宙の星形成率密度（SFRD）を評価しました。クラスター化されたサンプルの結果、UVで選択された銀河からの以前の測定値よりもSFRDが$\sim10$倍高くなります。一方、フィールドのサンプル（平均的な銀河の母集団を表している可能性が高い）から、UV調査の現在の見積もりと比較して$\sim1.6$高いSFRDを導き出しましたが、エラー内で互換性があります。不確実性が大きいため、$z\sim5$でSFRDをより適切に制約するには、より大きなサンプルの観測が必要です。この研究は、mm選択の銀河を使用して$z\sim5$で[CII]エミッターの人口統計学を特徴付けることを目的とした最初の取り組みの1つを表しています。

Subaru HSC（WERGS）を使用した電波銀河の広範かつ詳細な調査。 III。ライマンブレイクテクニックによるz = 4.72電波銀河の発見

Title	Wide_and_Deep_Exploration_of_Radio_Galaxies_with_Subaru_HSC_(WERGS)._III._Discovery_of_a_z_=_4.72_Radio_Galaxy_with_Lyman_Break_Technique
Authors	Takuji_Yamashita,_Tohru_Nagao,_Hiroyuki_Ikeda,_Yoshiki_Toba,_Masaru_Kajisawa,_Yoshiaki_Ono,_Masayuki_Tanaka,_Masayuki_Akiyama,_Yuichi_Harikane,_Kohei_Ichikawa,_Toshihiro_Kawaguchi,_Taiki_Kawamuro,_Kotaro_Kohno,_Chien-Hsiu_Lee,_Kianhong_Lee,_Yoshiki_Matsuoka,_Mana_Niida,_Kazuyuki_Ogura,_Masafusa_Onoue,_Hisakazu_Uchiyama
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04844

VLAFIRST電波源のHyperSuprime-CamSubaruStrategicSurvey（HSC-SSP）カタログでLymanブレークテクニックを使用して、$z=4.72$電波銀河、HSCJ083913.17+011308.1の発見を報告します。$z>3$での既知の高$z$電波銀河（HzRG）の数は、これまでのHzRGの進化を抑制するために非常に少ないです。HSC-SSPによるディープで広域の光学調査により、Lymanブレーク手法をHzRGの大規模な検索に適用できます。事前に選択された$r$バンドドロップアウトの中のHzRG候補について、無線検波を行い、GMOS/Geminiを使用した追跡光学分光法を実行しました。得られたスペクトルは、$z=4.72$に赤方偏移した明確なLy$\alpha$輝線を示しています。レストフレームUVおよび光学測光を使用したSEDフィッティング分析は、このHzRGの大規模な性質を$\log{M_*/M_{\odot}}=11.4$で示しています。Ly$\alpha$の同等の小さな幅と適度に赤いUV色は、その塵の多いホスト銀河を示し、化学的に進化した塵の多いシステムを意味します。電波スペクトルインデックスは、超急峻なスペクトルの基準を満たしていません：$\alpha^{325}_{1400}$の$-1.1$および$\alpha^{150}_{1400}$の$-0.9$、HSC-SSP調査が超急峻なスペクトルインデックスに焦点を当てた調査で見逃されているHzRGsのサブ母集団を補正することを示しています。

MAGNUMサーベイによるローカルAGNの星間中間特性とフィードバック

Title	Interstellar_medium_properties_and_feedback_in_local_AGN_with_the_MAGNUM_survey
Authors	M._Mingozzi,_G._Cresci,_G._Venturi,_A._Marconi_and_F._Mannucci
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04850

非常に高い積分フィールドスペクトログラフMUSEの前例のない感度、空間およびスペクトルカバレッジを活用して、MAGNUM調査に属する顕著な円錐形または双円錐形の流出を特徴とする近くのセイファート銀河の中心領域の星間媒質（ISM）特性を調査しました大型望遠鏡。ガスと星の運動学に基づいた新しいアプローチを開発し、ディスク内のガスからの流出における高速ガスのもつれを解き、ISMプロパティの違いを空間的に追跡しました。これにより、さまざまな光イオン化と衝撃条件で解釈できる拡張された流出内のイオン化構造の存在を明らかにし、銀河の銀河における流出誘導の星形成（「正の」フィードバック）の仮の証拠を追跡することができました。サンプル、CentaurusA。

銀河核における超大質量ブラックホールの形成I：大規模な星団における種子中間質量ブラックホールの供給

Title	Formation_of_super-massive_black_holes_in_galactic_nuclei_I:_delivering_seed_intermediate-mass_black_holes_in_massive_stellar_clusters
Authors	Abbas_Askar,_Melvyn_B._Davies,_Ross_P._Church
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04922

超大質量ブラックホール（SMBH）は、ほとんどの銀河核に見られます。これらの核のかなりの部分には、SMBHを囲む核星団（NSC）も含まれています。この論文では、中間質量のブラックホール（IMBH）を含む可能性のあるいくつかの恒星クラスターの結合から、NSCが最初に形成されるという考えを検討します。これらのIMBHは、その後NSCで成長し、SMBHを形成します。NSCを形成するために3つの恒星クラスターの同時併合の$N$-bodyシミュレーションを実行します。0、1、2、および3つのIMBHを含むシミュレーション実行の結果を調査します。IMBHがマージされたクラスターの中心に効率的にシンクできることがわかります。複数のマージクラスタにIMBHが含まれている場合、IMBHバイナリが形成され、その後重力波放出によってマージされる可能性が高いことがわかります。私たちは、これらの合併が周囲の星との動的相互作用によって触媒されることを示しています。これは、連星を系統的に硬化させ、軌道の偏心を増大させます。シード比SMBHは、質量比$q\gtrsim0.15$の場合、2つのIMBHがマージしたときに生成されるリコイルキックによってNSCから排出されます。他のチャネル、つまり、IMBHバイナリと3番目の単一IMBHの間の動的な相互作用は、シードの削除にほとんど効果がないことがわかります。シードが排出された場合、NSCでSMBHは形成されません。これは、NSCを含むが、明らかにM33な​​どのSMBHを欠いている銀河核を説明する自然な経路です。ただし、IMBHが保持されている場合は、ガスの降着と星の潮汐破壊によってSMBHの成長をシードできます。

フィールドHS 47.5-22における銀河の大規模分布。 II。観測データ分析

Title	Large_Scale_Distribution_of_Galaxies_in_The_Field_HS_47.5-22._II._Observational_Data_Analysis
Authors	Aleksandra_Grokhovskaya,_Sergei_N._Dodonov,_T._A._Movsessian
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04930

BAONASアルメニアの1メートルシュミット望遠鏡の測光データに基づいて、フィールドHS47.5-22でz〜0.8までの銀河の大規模分布を調査した結果が表示されます。完全なサンプルには28,398個の銀河が含まれています。大規模構造の候補は、銀河の3次元分布の57の狭いスライスで密度コントラストマップを再構築するための2つの独立した方法を使用して決定されました。250を超える統計的に有意な過密構造を特定しました。得られた結果は、z〜0.8までの赤方偏移の全範囲にわたって、広範囲の高密度構造を示しています。

ALPINE-ALMA [CII]調査：z〜6までの連続的な非対象銀河の性質、光度関数、星形成履歴

Title	The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_nature,_luminosity_function_and_star_formation_history_of_continuum_non-target_galaxies_up_to_z~6
Authors	C._Gruppioni,_M._Bethermin,_F._Loiacono,_O._Le_Fevre,_P._Capak,_P._Cassata,_A.L._Faisst,_D._Schaerer,_J._Silverman,_L._Yan,_S._Bardelli,_M._Boquien,_R._Carraro,_A._Cimatti,_M._Dessauges-Zavadsky,_M._Ginolfi,_S._Fujimoto,_N.P._Hathi,_G.C._Jones,_Y._Khusanova,_A.M._Koekemoer,_G._Lagache,_B.C._Lemaux,_P._Oesch,_F._Pozzi,_D.A._Riechers,_G._Rodighiero,_M._Romano,_M._Talia,_L._Vallini,_D._Vergani,_G._Zamorani,_E._Zucca
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04974

COSMOSとECDFSでCIIを早期に調査するためのアルマ大規模プログラム（アルパイン）の一環として、アルマバンド7で偶然検出された56個のソースのサンプルの詳細な特性を示します。これらの光源は、全赤外光度関数（LF）を導き出し、z=6までの宇宙星形成率密度（SFRD）を推定するために使用されています。利用可能なすべての多波長および測光赤方偏移カタログ、およびより深い近赤外および中赤外光源リストとマップで対応するものを探し、公開カタログに一致しない光学的に暗い光源を特定しました。私たちのアルマブラインド調査では、高zでのほこりっぽい銀河の性質と進化の研究をさらに推し進めることができ、遠赤外線調査でこれまで調査されなかった赤方偏移とかすかな光に対する発光と大規模な光源を特定します。ALPINEデータは、赤外線LFのかすかな端をサンプリングする最初のデータであり、z=2.5からz=6への変化がほとんどなく、最高の赤方偏移まで平坦な勾配を示しています。光度関数を積分して得られたSFRDは、z=2と6の間でほぼ一定であり、光学/UVの導出よりもかなり高く、塵の多い銀河と高zまでの不明瞭な星形成の重要な寄与を示しています。ALPINEの偶発的な連続光源の約16.％は光学的に+近赤外の暗色です（7は中赤外でのみ対応し、HSTまたは近赤外の識別はありませんが、2はz=で[CII]エミッターとして検出されます5）。7つのHSTと中赤外の対応する近赤外の暗い銀河は、z=5で全SFRDの約15％を占め、z>3で恒星の質量関数の高質量端を支配します。

クエーサーの広範な学習のディープラーニング予測Ly $ \ alpha $エミッションライン

Title	Deep_Learning_Prediction_of_Quasars_Broad_Ly$\alpha$_Emission_Line
Authors	Hassan_Fathivavsari
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05124

ディープニューラルネットワークまたはディープラーニングを使用して、クェーサーのスペクトルの広いLy$\alpha$輝線のフラックスと形状を予測しました。モデルをトレーニングし、そのパフォーマンスを評価するために、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データリリース14（DR14）からの17870高信号対雑音比（SNR>15）クエーサースペクトルを使用します。SiIV、CIV、およびCIII]の幅広い輝線がニューラルネットワークへの入力として使用され、モデルは予測されたLy$\alpha$輝線を出力として返します。ニューラルネットワークモデルは、Ly$\alpha$スペクトル領域の周りの連続するクエーサーを$\sim$6-12％の精度と$\lesssim$1％バイアスで予測することがわかりました。これらのシステムでのDLA吸収の存在は、Ly$\の周りのクェーサー連続体のフラックスと形状を強く汚染するので、私たちのモデルを使用して、EclipseおよびghostlydampedのLy$\alpha$（DLA）吸収体のHIカラム密度を推定できます。alpha$スペクトル領域。このモデルは、再イオン化の時代の銀河間媒質の状態を研究するためにも使用できます。

J1110 + 4817-コンパクト対称オブジェクト候補の再検討

Title	J1110+4817_--_a_compact_symmetric_object_candidate_revisited
Authors	M._Krezinger,_S._Frey,_T._An,_S._Jaiswal,_Y._Zhang
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05144

コンパクト対称オブジェクト（CSO）は、通常1kpc以内に制限された二重ローブ無線構造を備えた、電波を放出するアクティブな銀河核（AGN）です。CSOは、噴射されたAGNの最も初期の進化段階を表しています。それらのいくつかは、最終的に大規模な拡張二重光源に進化する可能性がありますが、核活動の寿命、ジェット出力、および周囲の銀河環境のパラメーターに応じて、他のものはホスト銀河内で停止して消滅します。CSOの研究は、銀河の進化とジェットとホスト銀河の媒質の間の相互作用を理解するのに役立つツールです。非常に長いベースライン干渉法（VLBI）を使用したmilliarcsec解像度のイメージング観察に基づいて、コンパクトなダブルローブ構造またはコアジェット構造を区別することは必ずしも簡単ではありません。クエーサーJ1110+4817は以前の文献ではCSO候補と見なされていましたが、明確な証拠がないため、CSOとして安全に分類できませんでした。ここでは、正確なガイア光学天文学情報と組み合わせたアーカイブのマルチ周波数VLBI観測の包括的な分析を示します。低周波数のVLBI画像は、既知のCSOの中で珍しい、より明るい北部の特徴から発せられていると思われる、ソースの主構造軸にほぼ垂直な拡張無線機能を明らかにします。バイナリAGNシステムの存在を完全に除外することはできませんが、最も説得力のある説明は、J1110+4817がCSOであるというものです。

高質量星の降着の歴史：赤外線暗雲のArT \ 'eMiSパイロット研究

Title	The_accretion_history_of_high-mass_stars:_An_ArT\'eMiS_pilot_study_of_Infrared_Dark_Clouds
Authors	N._Peretto,_A._Rigby,_Ph._Andr\'e,_V._K\"onyves,_G._Fuller,_A._Zavagno,_F._Schuller,_D._Arzoumanian,_S._Bontemps,_T._Csengeri,_P._Didelon,_A._Duarte-Cabral,_P._Palmeirim,_S._Pezzuto,_V._Rev\'eret,_H._Roussel,_Y._Shimajiri
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05155

プロトスターの質量成長は、初期質量関数などの基本的な恒星の個体群特性を決定するための中心的な要素です。したがって、個々の原始星の降着履歴を制限することは、星形成研究の重要な側面です。ここで紹介する研究の目的は、高質量（プロト）スターが、ガスのコンパクト（<0.1pc）固定質量リザーバー（密度の高いコアと呼ばれることが多い）から質量を獲得するかどうかを決定することです。高質量星の質量成長が、通常それらを囲むパーセクスケールの塊の動的な進化によって支配されているかどうか。この目標を達成するために、APEXのArT\'eMiSカメラを使用して、11個の赤外線の暗い雲の350ミクロンの連続したマッピングを隣接する束のいくつかに沿って実行しました。約200個のコンパクトなArT\'eMiSソースを特定し、それらをハーシェルHi-GAL70ミクロンソースと照合することで、質量対温度の図を作成できました。これらの図のArT\'eMiSソースの性質（スターレスまたはプロトステラー）と場所を、コア供給とクランプ供給の両方の降着シナリオのモデル化された進化的トラックと比較します。後者は、高質量の星形成コアの観測された分布とのより良い一致を提供すると私たちは主張します。ただし、高質量星の降着の歴史の問題に関する確固とした決定的な結論には、より多くの統計が必要です。

Gaia DR2を使用した7つの散開星団のBlue Straggler集団

Title	Blue_Straggler_Populations_of_Seven_Open_Clusters_with_Gaia_DR2
Authors	Kaushar_Vaidya,_Khushboo_K._Rao,_Manan_Agarwal_and_Souradeep_Bhattacharya
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05189

青いストラグラースター（BSS）は球状星団でよく研究されていますが、安全なメンバーシップを決定する体系的な研究は散開星団では欠けています。GaiaDR2データを使用して、4つの中年のオープンクラスター、Melotte66、NGC2158、NGC2506、NGC6819、および3つの古いオープンクラスター、Berkeley39、NGC188、NGC6791の正確な恒星メンバーシップを決定し、その後、BSSを調査します人口。Melotte66、NGC188、NGC2158、NGC2506、およびNGC6791の5つのクラスターのBSS放射状分布は、バイモーダル分布を示し、中間の動的年齢であるファミリーII球状クラスターとそれらを配置します。二峰性BSS動径分布における最小値$r_\mathrm{{min}}$の位置は、1.5$r_c$から4.0$r_c$まで変化します。$r_c$はクラスターのコア半径です。$r_\mathrm{{min}}$と$N_{\mathrm{relax}}$の間に正の相関が見られます。これは、クラスターの現在の中心緩和時間に対するクラスターエイジの比率です。さらに、この相関は、エラー内の勾配で、同じ量の間の球状星団相関の勾配と一致しているが、切片がわずかに高いことを報告します。これは、動的クラスターの効率的なプローブとしてBSSの動径分布を示す散開星団の最初の例です。残りの2つのクラスター、バークレー39とNGC6819のBSS動径分布はフラットです。ただし、これら2つのクラスターの推定$N_{\mathrm{relax}}$値は、動的に進化していることを示しています。特に、バークレー39では、BSS全体の集団がクラスターの内部領域に完全に分離されています。

ディープイメージングから分離された初期型銀河のサンプルの形態と表面測光

Title	Morphology_and_surface_photometry_of_a_sample_of_isolated_early-type_galaxies_from_deep_imaging
Authors	R._Rampazzo,_A._Omizzolo,_M._Uslenghi,_J._Roman,_P._Mazzei,_L._Verdes-Montenegro,_A._Marino_and_M.G._Jones
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05323

孤立した初期型銀河（iETG）は、この形態学的ファミリーの異常に劣悪な環境で進化しており、クラスターの住民に典型的です。これらの銀河の進化を駆動するメカニズムを調査します。いくつかの研究は、相互作用、降着、およびマージエピソードは、核からかすかな周辺部まで、銀河構造に署名を残していることを示しています。iETGのサンプルでそのようなシグネチャがあればそれを明らかにすることに焦点を当て、それらの銀河の分類を定量的に修正します。SDSSのgバンドとrバンドのVATTで4KCCDカメラを使用して、AMIGAカタログから選択された20個（104個中）のiETGを観察しました。これらは、これまでのiETGのサンプルの最も深い観察です。分析はAIDAパッケージを使用して実行され、銀河周辺までPSF補正された2D表面測光を提供しました。パッケージは、2D銀河の光分布のモデルを提供します。モデルの減算後、銀河の残差画像の細かい特異な構造が強調されます。私たちの再分類は、サンプルが楕円銀河から後期S0銀河に及ぶ真正なETGで構成されていることを示唆しています。ほとんどの表面輝度プロファイルは、バルジプラスディスクモデルに最適であり、基礎となるディスク構造の存在を示唆しています。モデルの減算後に得られた残差は、シェル、恒星ファン、リング、テールなどの微細構造がほぼどこにでも存在することを示しています。シェルシステムは、これらの銀河の約60％で明らかにされています。相互作用、降着、およびマージイベントは、銀河のファン、リップル、シェル、テールの起源として広く解釈されているため、これらのiETGのほとんどがそのようなイベントを経験していることをお勧めします。これらは孤立しているため（2〜3Gyr後）、これらの銀河は、このようなイベントに関連する現象を研究するのに最もクリーンな環境です。

QSO（HULQ）によるレンズ処理を介してプローブされた高$ z $宇宙I. QSO-QSOおよびQSO-Galaxyレンズの推定数

Title	High-$z$_Universe_probed_via_Lensing_by_QSOs_(HULQ)_I._Number_Estimates_of_QSO-QSO_and_QSO-Galaxy_Lenses
Authors	Yoon_Chan_Taak,_Myungshin_Im
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05423

特に非局所宇宙（$z\gtrsim0.5$）の場合、銀河とそれらの中心の超大質量ブラックホール（SMBH）が宇宙時間全体でどのように共進化するかは不明です。QSO（HULQ）プロジェクトによるレンズ処理を介して調査される高$z$宇宙は、このトピックを調査するために重力レンズ（QSOレンズ）として機能する準星状物体（QSO）ホスト銀河を利用することを提案しています。このペーパーでは、このプロジェクトの実現可能性、つまり、十分な数のQSOレンズがさまざまな同時および将来の画像調査で見つかると予想されるかどうかに焦点を当てています。$\sim440$QSOレンズは、HyperSuprime-CamWide調査（HSC/Wide）に存在することがわかります。これは、最も多作な同時調査であると予想され、この数は1〜2桁増加します（大シノプティック調査望遠鏡（LSST）を使用して実施される調査など、今後の調​​査では$\sim10000$になります。$M_{\rmBH}-\sigma_*$関係の赤方偏移の進化を研究するいくつかの方法について説明します。これは、共進化の際立った例です。さらに、ほとんどのシステムで明るい偏向器QSOに対するレンズ付き画像の親密さが、QSOレンズの\textit{detectability}にどのように影響するかを示します。HSC/WideとLSSTではそれぞれ$\sim82$と$900$のみが検出されると推定します。減少は顕著ですが、それでも主な目的に適したサンプルが得られます。この減少は、空間ベースの画像調査では問題にならないでしょう。それらの小さい点広がり関数FWHMは、デフレクターQSOに比較的近くにあるレンズ付き画像の検出を可能にし、したがって、それほど大規模ではないがより多くのQSOホストを明らかにします。

不完全な分光データから高赤方偏移の銀河グループを特定する：I.グループファインダーとzCOSMOSへの応用

Title	Identifying_galaxy_groups_at_high_redshift_from_incomplete_spectroscopic_data:_I._The_group_finder_and_application_to_zCOSMOS
Authors	Kai_Wang,_H.J._Mo,_Cheng_Li,_Jiacheng_Meng_and_Yangyao_Chen
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05426

銀河の赤方偏移調査から銀河グループを特定することは、銀河と基礎となる暗黒物質の分布を結びつける上で重要な役割を果たします。現在および将来の高$z$分光調査は、通常赤方偏移サンプリングでは不完全ですが、高$z$宇宙のグループを特定する機会と課題の両方を提示します。機械学習法を使用して、特定されたグループにハロー質量を割り当てることにより、測光データと組み合わせた不完全な赤方偏移サンプルに基づくグループファインダーを開発します。現実的な模擬カタログを使用したテストは、ハロー質量$\rmM_h\gtrsim10^{12}M_{\odot}/h$を持つ真のグループの$\gtrsim90\％$が正常に識別され、汚染物質の割合が$10\％$未満。ハロー質量推定の標準偏差は、すべての質量で0.25dex未満です。グループファインダーをzCOSMOS-brightに適用し、取得したグループカタログの基本的なプロパティについて説明します。

大規模な初期型銀河の合併主導の進化

Title	The_merger-driven_evolution_of_massive_early-type_galaxies
Authors	Carlo_Cannarozzo,_Carlo_Nipoti,_Alessandro_Sonnenfeld,_Alexie_Leauthaud,_Song_Huang,_Benedikt_Diemer_and_Grecco_Oyarz\'un
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05427

初期型銀河（ETG）の構造的および運動学的特性の進化、それらのスケーリング関係、およびそれらの恒星の金属性と年齢には、これらのシステムの組み立て履歴に関する貴重な情報が含まれています。ETGを定義するために使用されるいくつかの選択基準の影響に特に焦点を当てて、ETGの恒星の質量速度分散関係の進化に関する結果を示します。また、大量のETGにおけるin-situおよびex-situの恒星集団の役割を明らかにし、観測された金属分布の説明を提供します。

M31の元素の豊富さ：M31の外部ハローの鉄とアルファの元素の豊富さ

Title	Elemental_Abundances_in_M31:_Iron_and_Alpha_Element_Abundances_in_M31's_Outer_Halo
Authors	Karoline_M._Gilbert_(1,_2),_Jennifer_Wojno_(2),_Evan_N._Kirby_(3),_Ivanna_Escala_(3,_4),_Rachael_L._Beaton_(4,_5,_6,_7),_Puragra_Guhathakurta_(8),_Steven_R._Majewski_(9)_((1)_Space_Telescope_Science_Institute,_(2)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_Johns_Hopkins_University,_(3)_California_Institute_of_Technology,_(4)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_(5)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(6)_Hubble_Fellow,_(7)_Carnegie-Princeton_Fellow,_(8)_UCO/Lick_Observatory,_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_University_of_California_Santa_Cruz,_(9)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05430

M31の外部恒星ハローの星について、スペクトル合成技術を使用して導出された[Fe/H]および[$\alpha$/Fe]の存在量を示します。21[Fe/H]測定値と7[$\alpha$/Fe]測定値は、M31からの投影距離で43〜165kpcの範囲のフィールドから取得されます。私たちの測定値を既存の文献測定値と組み合わせ、23の星のサンプルを[Fe/H]で、9の星を[$\alpha$/Fe]でM31の外部ハローの[$\alpha$/Fe]の測定値と比較し、[Fe/H]M31の内部恒星ハロー（$r<$26kpc）とdSph銀河でのスペクトル合成から導出された測定値。M31の外側のハローにある星には、M31の最大のdSph衛星（およびIおよびVII）と一致する[$\alpha$/Fe]パターンがあります。これらの量は、M31の外側のハローにある[$\alpha$/Fe]の星の量が、M31の内側のハローにある星の量よりも天の川のハロースターの量に類似しているという仮の証拠を提供します。また、M31からの投影距離の関数として、M31のハロー内の星のスペクトル合成ベースの[Fe/H]測定値を以前の測光[Fe/H]推定値と比較します。スペクトル合成ベースの[Fe/H]測定は、M31の恒星ハローで100kpcの投影距離まで以前に観測された大規模な金属性勾配と一致しています。

巨大な赤い渦巻銀河形成の理解に向けて

Title	Towards_an_Understanding_of_the_Massive_Red_Spiral_Galaxy_Formation
Authors	Rui_Guo,_Cai-Na_Hao,_Xiaoyang_Xia,_Yong_Shi,_Yanmei_Chen,_Songlin_Li_and_Qiusheng_Gu
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05462

$M_{\ast}>10^{10.5}M_{\odot}$を持つローカルの巨大な赤い渦巻銀河の形成と消光プロセスを理解するために、分光学的および構造的特性の統計分析を実行し、楕円と比較します同様の質量の青い渦巻銀河。サンプルは、SDSSDR7の銀河の恒星質量カタログから、u-r色恒星質量図上の位置に従って選択されました。赤いらせんは、$\Sigma_1$で測定された高い恒星質量面密度のコンパクトなコアを含み、それらはバルジが支配的であることがわかります。特に、赤い渦巻き、特にそれらのふくらみは、クエンチされた銀河の$\Sigma_1$-$M_{\ast}$稜線に従います。さらに、赤いスパイラルは同様に大きな中央のD$_n（4000）$、高い[Mg/Fe]および暗黒物質ハロー質量を楕円体に示します。これらの結果は、レッドスパイラルのバルジが、レッドシフトの前の短いタイムスケールで形成され、楕円形と同様に、高速モードでクエンチされたことが示唆されています。光学形態を注意深く調べると、約70％の赤いスパイラルが強いバー、リング/シェル、さらにはマージ機能を示していることがわかります。これは、相互作用またはマージが赤いスパイラルの形成に重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。対照的に、大規模な青いスパイラルのほとんどは、赤いスパイラルとは完全に異なるスペクトルおよび構造特性を持っています。ただし、高い$\Sigma_1$（$\Sigma_1>10^{9.5}M_\odot\、{\rmkpc}^{-2}$）の青い螺旋は、同様の構造的および形態学的特性、および同様のハローを示します質量とHI質量から赤いスパイラル。これらの高い$\Sigma_1$青いスパイラルの考えられる説明として、赤から青への若返りについて説明します。

マイクロレンズによる重力波ブラックホールの狩猟

Title	Hunting_gravitational_wave_black_holes_with_microlensing
Authors	Natasha_S._Abrams,_Masahiro_Takada
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05578

重力マイクロレンズは、孤立したBHや、重力波観測を補足する広い軌道でのバイナリBHを含む、天の川（MW）の見えないブラックホール（BH）の母集団を検索する強力なツールです。MWバルジ領域のように人口の多いソーススターの領域を監視することにより、これらのBHによるマイクロレンズ現象を追跡できます。BHに$30M_\odot$を超えて拡張されたサルピーターのような質量関数があり、銀河のふくらみと円盤領域の星と同様の速度と空間構造がある場合、BH集団は長い時間スケールでのマイクロレンズ現象の主要なソースであることがわかりますマイクロレンズ光曲線の$\gtrsim100〜$days。これは、そのような長時間スケールのイベントに対して、$M^2$として与えられる、レンズの質量に対するマイクロレンズイベントレートの感度が向上するためです。ルビン天文台の時空間レガシー調査（LSST）を使用して、バルジ領域の10$^9$スターを10年間監視すると、$3\times10^4$のBHマイクロレンズ現象を見つけることができます。BHマイクロレンズの光度曲線を特徴付けるための潜在的なLSSTリズムの効率を評価し、長いタイムスケールのほぼすべてのイベントを検出できることを確認します。

TIGRESSフレームワークによる渦巻銀河のローカルシミュレーション：I.星の形成と腕の拍車/羽

Title	Local_Simulations_of_Spiral_Galaxies_with_the_TIGRESS_Framework:_I._Star_Formation_and_Arm_Spurs/Feathers
Authors	Woong-Tae_Kim,_Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05614

渦巻腕は、円盤銀河におけるガスの流れと星の形成に大きな影響を与えます。恒星のスパイラルポテンシャルの影響を受ける垂直成層、自己重力、差動回転、星間媒質（ISM）のローカル3次元シミュレーションを使用して、星の形成とアームスパー/フェザーの形成に対するスパイラルアームの影響を調べます。Kim＆Ostriker（2017）のTIGRESSフレームワークを採用して、放射加熱および冷却、星の形成、それに続く超新星（SN）フィードバックを処理します。スター形成の90％以上がスパイラルアームで発生することがわかりますが、スパイラルアームを持つモデルのグローバルスター形成率（SFR）は、アームのないものと比較して2未満の係数で向上しています。これは、SFR表面密度Sigma_SFRとガス表面密度Sigmaの間の準線形関係の結果であり、らせん状アームが星形成を引き起こさず、星形成領域を集中させるという図をサポートします。相関SNフィードバックは、磁化モデルと非磁化モデルの両方で、アームから下流にガス状のスパー/フェザーを生成します。これらのスパー/フェザーは、寿命が短く、その長さに平行な磁場を持っています。これは、重力の不安定性によって引き起こされる垂直磁場のある長寿命の特徴とは対照的です。SNフィードバックは磁場の乱流成分を駆動し、総磁場強度はシグマに線形に比例します。ミッドプレーンの合計圧力は腕と腕間領域の間で約10倍異なりますが、Sigma_SFRは局所的に圧力調整、フィードバック変調理論の予測と一致していますが、局所的には垂直ISMの総重量と一致します。

スローンデジタルスカイサーベイクエーサーにおける非常に高速な流出の調査

Title	Survey_of_Extremely_High-velocity_Outflows_in_Sloan_Digital_Sky_Survey_Quasars
Authors	Paola_Rodr\'iguez_Hidalgo,_Abdul_Moiz_Khatri,_Patrick_B._Hall,_Sean_Haas,_Carla_Quintero,_Viraja_Khatu,_Griffin_Kowash_and_Norm_Murray
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05633

0.1cと0.2cの間の速度で定義されたクエーサーでの超高速流出（EHVO）の調査を示します。パラメータスペースのこの領域は以前の調査には含まれていませんが、理論モデルにとって最大の課題であり、流出の潜在的に大きな運動力によるフィードバックへの大きな貢献者である可能性があります。SloanDigitalSkySurveyを使用して、EHVOCIV吸収が広く、以前に知られているケースの数の10倍多い40のクエーサースペクトルを見つけました。EHVO吸収を特徴付け、26のケースでは、CIVがNVやOVIの吸収を伴うことがわかりました。EHVOクエーサーにはHeII放出がなく、親サンプルとBALQSOのそれよりも全体的に大きなボロメータ光度とブラックホール質量があることがわかりますが、エディントン比には大きな違いはありません。また、サンプルのBALQSOで流出ガスの速度が増加するにつれて、ブラックホールの質量が大きくなる傾向も報告されています。全体的に大きいLbolとEHVOクエーサーのHeII放出の欠如は、放射線がこれらの流出を促進している可能性が高いことを示唆しています。EHVOクエーサーは大きな赤方偏移でより支配的であるように思われるので、潜在的な進化効果を見つけます。速度係数がこのパラメーターを1から2.5桁増加させるため、これらの流出の運動力はBALQSOからの流出の運動力と同様か、それよりも大きくなる可能性があると推定します。EHVOクェーサーのさらなる研究は、クェーサーの物理学に関する理解を深めるのに役立ちます。

つるコピュラによる多変量分布関数の構築：多変量明度と質量関数に向けて

Title	Constructing_a_multivariate_distribution_function_with_a_vine_copula:_toward_multivariate_luminosity_and_mass_functions
Authors	Tsutomu_T._Takeuchi,_Kai_T._Kono_(Nagoya_University)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05668

巨大な多波長調査の時代において、最近、多次元分布関数を構築する方法の必要性が高まっています。コピュラを使用して銀河の2変量光度または質量関数を構築する体系的な方法を提案しました。限界分布のみがわかっている場合に分布関数を作成でき、データから依存構造を推定する必要があります。典型的な例は、調査のためにいくつかの波長で一変量の明度関数がある状況ですが、共同分布は不明です。コピュラ法の主な制限は、多次元ガウスのようないくつかの特別な場合を除いて、結合関数をより高い次元（$d>2$）に拡張することは容易ではないことです。幸運なケースでこのような多変量分析関数を見つけたとしても、柔軟性がなく、実用的ではないことがよくあります。この作業では、コピュラ法をつるコピュラによって無制限に高い次元に拡張する体系的な方法を示します。これは、一般的な多変量分布のペアコピュラ分解に基づいています。つるのコピュラ構造が柔軟で拡張可能であることを示します。また、恒星の質量-原子ガス-分子ガスの3次元質量関数の構築例も示します。この関数の最良の関数形の最尤推定と、ブドウのコピュラを介した適切なモデル選択を示します。

最も明るいクラスター銀河の力学的質量I：恒星速度異方性と質量対光比

Title	Dynamical_masses_of_brightest_cluster_galaxies_I:_stellar_velocity_anisotropy_and_mass-to-light_ratios
Authors	S._I._Loubser,_A._Babul,_H._Hoekstra,_Y._M._Bah\'e,_E._O'Sullivan,_M._Donahue
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05706

0.05$\leqz\leq$0.30の赤方偏移で25の最も明るいクラスター銀河（BCG）の中心にある恒星および動的質量プロファイルを調査します。私たちの分光法により、ガウスエルミートの高次速度モーメント$h_{3}$と$h_{4}$をロバストに測定できます。これを、大規模な初期型銀河と中央群銀河の測定値と比較します。すべてのBCGについて、$h_{4}$の正の中心値を測定します。恒星の質量対光比（$\Upsilon_{\star\rmDYN}$）と、マルチガウス展開（MGE）と軸対称ジーンズ異方性法（JAM）に基づく速度異方性（$\beta$）を導出します、円筒状および球形に整列）。これらのクラスターの弱い重力レンズ効果測定によって制約される暗黒物質ハロー質量成分を明示的に含めます。接線異方性に対応する上昇速度分散プロファイルと動径異方性に対応する減少速度分散プロファイルで、異方性と速度分散プロファイルの勾配の間に強い相関関係が見られます。上昇する速度分散プロファイルは、銀河の中心でのクラスター内光（ICL）から（投影での）全光への重要な寄与も示しています。速度分散プロファイルが上昇する少数のBCGの場合、接線異方性または重要なICL寄与の代わりに、可変恒星質量対光比もプロファイル形状を説明できます。一部のBCGでは、変数$\beta_{z}（r）$（半径方向から接線方向の異方性まで）により、観測された運動学的プロファイルへのモデルの適合を改善できることに注意してください。これらのプロパティで観察された多様性は、BCGがしばしばそうであると想定されているオブジェクトの均一なクラスではないことを示しています。

L1551リージョンの原始星系のバイナリシステムの周囲のディスク

Title	Circumbinary_Disks_of_the_Protostellar_Binary_Systems_in_the_L1551_Region
Authors	Shigehisa_Takakuwa,_Kazuya_Saigo,_Tomoaki_Matsumoto,_Masao_Saito,_Jeremy_Lim,_Hsi-Wei_Yen,_Nagayoshi_Ohashi,_Paul_T._P._Ho,_and_Leslie_W._Looney
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05723

クラスIバイナリプロトステラーシステムL1551IRS5の0.9mm連続体発光、C18O（J=3-2）、OCS（J=28-27）、およびその他の4つのバンド7線のALMAサイクル4の観測を報告します。0.9mmの放射で約0.07インチ（=10au）の解像度で、バイナリプロトスターに関連付けられた2つの星間円盤（CSD）が、円盤状円盤（CBD）から分離されます。CBDは2つのらせん状の腕に分解され、1つはノーザンバイナリソースの周りのCSD、ソースN、およびその他のソースS。隣接するプロトバイナリシステムL1551NEのCBDと比較して、L1551IRS5のCBDはよりコンパクトで（r〜150au）、m=1L1551IRS5では、L1551NEに見られるスパイラルのモードが明確ではありません。さらに、L1551IRS5では、CSDとCBDのダストおよび分子線の輝度温度は、それぞれ>260Kおよび>100Kに達します。L1551NEにあります。スパイラルアーム内のガスの動きは、回転と膨張によって特徴付けられます。さらに、L2とL3のラグランジュポイントの周りのCBDからCSDの回転への遷移と、L1ポイントの周りのガスの動きが特定されます。数値シミュレーション観測された2つのらせん状の腕を再現して拡大するバイナリからの重力トルク、CBD回転からCSD回転への遷移、およびL1ポイントの周りのガス運動の結果としてのガス運動。L1551IRS5の高温は、推定されたFU-Oriイベントを反映している可能性があります。

ガイア-ESO調査：銀河円盤における年齢-化学時計-金属関係の非普遍性

Title	The_Gaia-ESO_survey:_the_non-universality_of_the_age-chemical-clocks-metallicity_relations_in_the_Galactic_disc
Authors	G._Casali,_L._Spina,_L._Magrini,_A._Karakas,_C._Kobayashi,_A._R._Casey,_S._Feltzing,_M._Van_der_Swaelmen,_M._Tsantaki,_P._Jofr\'e,_A._Bragaglia,_D._Feuillet,_T._Bensby,_K._Biazzo,_A._Gonneau,_G._Tautvaisiene,_M._Baratella,_V._Roccatagliata,_E._Pancino,_S._Sousa,_V._Adibekyan,_S._Martell,_A._Bayo,_R._J._Jackson,_R._D._Jeffries,_G._Gilmore,_S._Randich,_E._Alfaro,_S._E._Koposov,_A._J._Korn,_A._Recio-Blanco,_R._Smiljanic,_E._Franciosini,_A._Hourihane,_L._Monaco,_L._Morbidelli,_G._Sacco,_C._Worley,_S._Zaggia
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05763

大規模な分光調査の時代には、高品質のスペクトルの大規模なデータベースが、私たちの銀河の新しい画像の概要を説明するツールを提供します。このフレームワークでは、重要な情報が星の年齢を推測する私たちの能力によって提供されます。太陽のような星のサンプルについて、恒星の年齢と存在比の間に経験的な関係を提供することを目的としています。金属性への依存性を調査し、オープンクラスタとフィールドスターのGaia-ESOサンプルに関係を適用します。太陽のような星のサンプルの高解像度と高S/NのHARPSスペクトルを分析して、微分スペクトル分析と等時性フィッティングによる年齢による大気パラメーターと存在量の正確な決定を取得します。年齢と存在比の関係を調べます。年齢への依存性が急になる存在比については、金属性への依存性を含む多変量線形回帰を実行します。4<R$_{GC}$<16kpcにあるオープンクラスターのサンプルに関係を適用します。それらを使用して、R$_{GC}$>7kpcにあるクラスターについてのみ文献年齢を回復できます。これらのクラスターでは、s元素の含有量は化学進化モデルからの予想よりも低く、その結果、[s/$\alpha$]は太陽近傍にある同じ年代のクラスターよりも低くなります。化学進化モデルと一連の経験的収率により、星形成履歴への強い依存性と金属元素依存のs元素の収率が[s/$\alpha$]-[Fe/H]銀河のさまざまな地域での年齢の関係。私たちの結果は、非普遍的な関係[s/$\alpha$]-[Fe/H]-ageを指しており、異なるR$_{GC}$または異なる星形成履歴における関係の存在を示しています。これらの変動の原因を完全に理解するには、高金属性でのsプロセスをよりよく理解する必要があります。

Seeds of Life in Space（SOLIS）VIII。 SiO同位体分別とL1157-B1の衝撃における新しい洞察

Title	Seeds_of_Life_in_Space_(SOLIS)_VIII._SiO_isotopic_fractionation_and_a_new_insight_in_the_shocks_of_L1157-B1
Authors	S._Spezzano,_C._Codella,_L._Podio,_C._Ceccarelli,_P._Caselli,_R._Neri,_A._L\'opez-Sepulcre
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05772

L1157-B1は、クラス0のプロトスターL1157-mmによって駆動される青方偏移した流出に沿った流出衝撃領域の1つであり、非常に短い時間スケールで粒子から放出される材料を研究するのに理想的な実験室です。穀物の組成の。$^{28}$SiO、$^{29}$SiOおよび$^{30}$SiOの一部としてNOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）干渉計を使用して、L1157-B1およびB0に向けてJ=2-1の放射を撮像しました。SeedsofLifeinSpace（SOLIS）の大規模プロジェクト。ここでは、L1157-B1に対するSiOの同位体分別の研究を紹介します。さらに、メインアイソトポログ$^{28}$SiOの高スペクトル分解能観測を使用して、高密度ガスへのジェットの影響を研究します。ここでは、IRAM30m望遠鏡とHerschel-HIFIで得られた1皿観測も示します。LargeVelocityGradient（LVG）コードを使用して非LTE分析を実行し、単一皿の観測をモデル化しました。私たちの観察から、（i）主アイソトポログの（2-1）遷移は高速でもL1157-B1で光学的に厚いこと、および（ii）[$^{29}$SiO/$^{30}$SiO]比は光源全体で一定であり、太陽の値1.5と一致します。ショックを受けた領域でのSiOの最初の同位体分別マップを報告し、L1157-B1全体で$^{29}$Siおよび$^{30}$Siに質量依存の分別がないことを示します。$^{28}$SiOの高速弾丸が確認され、高密度ガスに衝突するジェットの痕跡を示しています。この論文で提示されたデータセットは、干渉計と単一ディッシュの両方で、B1a位置で衝撃を受けたガスとその周囲のガスを非常に詳細に研究することができました。

恒星の質量分布と多様性の起源

Title	The_Origin_of_the_Stellar_Mass_Distribution_and_Multiplicity
Authors	Yueh-Ning_Lee,_Stella_S.R._Offner,_Patrick_Hennebelle,_Philippe_Andr\'e,_Hans_Zinnecker,_Javier_Ballesteros-Paredes,_Shu-ichiro_Inutsuka,_and_J.M._Diederik_Kruijssen
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05778

この章では、観測と理論の両方の観点から、初期質量関数（IMF）とコア質量関数（CMF）に関するいくつかの歴史的理解と最近の進歩を確認します。これは観測によって星形成の支配的なモードであることが示唆されているため、クラスター環境での星形成に主に焦点を当てています。乱流ガスの統計的性質とフラグメンテーションの振る舞いが議論され、我々はまた、連星と小さな複数のシステムの形成について議論します。

バルジを持つ銀河のバー形成の理論的予測のテスト

Title	Testing_a_theoretical_prediction_for_bar_formation_in_galaxies_with_bulges
Authors	Sandeep_Kumar_Kataria,_Mousumi_Das,_Sudhanshu_Barway
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05870

以前の研究では、巨大なバルジが円盤銀河のバー形成を妨げることが示されています。最近のN体シミュレーションでは、銀河円盤の放射状バルジ力に依存するバー形成基準が導出されています。これらのシミュレーションを使用して、力定数FB<0.13の場合にのみバーが形成されることを示します。ここで、FBは、ディスクスケール長2Rdの2倍での銀河の全力に対するバルジ力の比率に依存します。この記事では、文献から得られた観測データを使用して、この理論的予測をテストします。私たちのサンプルは、バルジ、ディスク、バーの分解が行われたS4Gカタログのハッブルクラスの広い範囲を持つ63のバール銀河で構成されています。サンプル銀河の92％は、銀河のバー形成に関してFB<0.13の条件を満たすため、シミュレーションで与えられたバー形成基準に一致することがわかります。

MOCCAサーベイデータベース：Extra Galactic Globular Clusters。 I.方法と最初の結果

Title	MOCCA_Survey_Database:_Extra_Galactic_Globular_Clusters._I._Method_and_first_results
Authors	Agostino_Leveque,_Miros{\l}aw_Giersz_and_Maurizio_Paolillo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05887

過去数十年にわたって、銀河系外銀河団（EGGC）の徹底的な調査が可能になりました。最近になって、球状星団（GC）の運動学的情報が、ガイアDR2分光法と適切な動きによって利用可能になりました。一方、GCのシミュレーションは、システムの動的進化に関する詳細情報を提供できます。異なる動的進化段階のEGGCのプロパティの予備的研究を提示します。この研究は、MOCCAサーベイデータベースの一部としてシミュレーションされた12歳のGCに適用されます。観測限界を模倣して、データベース内のモデルのサブサンプルのみを考慮し、観測された銀河GCを表すことが可能であることを示しています。EGGCの異なる動的状態を区別するには、少なくとも3つの構造パラメーターが必要です。最良の区別は、中心パラメーターを考慮することで達成されます。これらのパラメーターは、観測コア半径、中心表面輝度、中心と半質量の速度分散の比率、または同様に中心色、中心Vの大きさ、および中央と半分の比率を考慮します。質量半径速度分散。ただし、このような特性は現在のテクノロジーでは禁止されている場合があります。半分の光の半径での平均的な特性を考慮すれば、類似しているがあまり確かではない結果が得られます。おそらくローカルグループで現在アクセス可能です。さらに、内部金属力学モデルによるEGGCの色の広がりは、固定金属で、金属性の広がりのために同様に重要である可能性があることにも言及します。

楕円銀河のノンパラメトリック三軸デプロジェクション

Title	Non-parametric_Triaxial_Deprojection_of_Elliptical_Galaxies
Authors	Stefano_de_Nicola,_Roberto_P._Saglia,_Jens_Thomas,_Walter_Dehnen,_and_Ralf_Bender
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05971

その表面輝度分布から3軸3次元光度密度を取得するグリッドベースのノンパラメトリックアプローチを提示します。3軸縮退は非常に縮退しており、私たちのアプローチは結果として生じる困難を示しています。幸いなことに、大規模な楕円銀河の場合、他の視線に沿った投影は楕円銀河に似ていないため、特定の視線に対する多くのデプロジェクションを破棄できます。これらのオブジェクトの楕円に近い等方線は、楕円に近い固有の形状を意味します。実際、楕円形のシェルに分布する密度の場合、分解は独特です。ここで提示する制約付きノンパラメトリック縮退法は、この制約を緩和し、光度密度の輪郭が、軸比が半径方向に変化する箱型/円盤状の楕円体であると想定しています。このアプローチを使用すると、$N$体シミュレーションから得られたものを含む、テストモデルの固有の3軸密度を再構築できます。この方法は、異なる視野角での投影の相対的な可能性を比較することもできます。ほぼ楕円形の等光度形状を持つ個々の銀河の表示方向は、測光データのみから制約できることを示しています。

HerBSサンプルから選択したIRAM 30m-EMIR Redshift Search of z = 3-4 Lensed Dusty

Starbursts

Title	IRAM_30m-EMIR_Redshift_Search_of_z_=_3-4_Lensed_Dusty_Starbursts_selected_from_the_HerBS_sample
Authors	T.J.L.C._Bakx,_H._Dannerbauer,_D._Frayer,_S._A._Eales,_I._P\'erez-Fournon,_Z.-Y._Cai,_D.L._Clements,_G._De_Zotti,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_R.J._Ivison,_A._Lapi,_M.J._Micha{\l}owski,_M._Negrello,_S._Serjeant,_M.W.L._Smith,_P._Temi,_S._Urquhart_and_P._van_der_Werf
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05992

IRAM30m望遠鏡のEMIR装置を使用して、HerschelBrightSources（HerBS）サンプルから選択された7つのz$_{\rmphot}$$\sim$4サブミリメートルの明るい銀河の分光赤方偏移探索を、500$\mu$mは80mJyを超えます。4つの光源の場合、J$\leq$3を使用して複数のCOスペクトル線を検出することにより、3.4<z<4.1の間の分光赤方偏移を取得しました。後で、COを含むGBTを使用して、これらの光源の2つについて低J遷移を検出しました（1-0）遷移。残りの3つのソースでは、分光赤方偏移を明確に決定するためにより多くのデータが必要です。測定されたCOの光度と線幅は、これらのすべての光源が重力によってレンズ化されていることを示唆しています。これらの観察結果は、2mmウィンドウがz<4ソースのロバストな分光赤方偏移を確認するために不可欠であることを示しています。最後に、分光学的赤方偏移を正しく識別するための効率的なグラフィック手法を紹介します。

ティコの超新星残骸における確率的再加速と磁場減衰

Title	Stochastic_re-acceleration_and_magnetic-field_damping_in_Tycho's_supernova_remnant
Authors	A._Wilhelm,_I._Telezhinsky,_V.V._Dwarkadas,_M._Pohl
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04832

ティコのSNRで観測されたややソフトな電波スペクトルと狭いリムを説明するには、粒子フィードバックによる衝撃加速と非常に効率的な磁場増幅とAlfv'{e}nicドリフトを組み合わせる必要があることが多くの研究で示唆されています。ティコのSNRの広帯域スペクトルは、確率的加速を二次プロセスとして説明する場合に、代わりに十分に説明できることを示します。衝撃波のすぐ下流の乱流領域での粒子の再加速は、数十年にわたるエネルギーの粒子スペクトルに影響を与えるのに十分効率的でなければなりません。このシナリオでは、いわゆるAlfv'{e}nicドリフトと衝撃構造に関する粒子フィードバックは必要ありません。さらに、シンクロトロン損失または磁場減衰が非熱フィラメントの形成においてより深い役割を果たすかどうかを調査します。SNRプラズマフローの流体力学的シミュレーションを使用して、テスト粒子モードで完全な粒子輸送方程式を解きます。バックグラウンド磁場は、考慮されるモデルに応じて、誘導方程式から計算されるか、分析プロファイルに従います。下流領域の高速モード波は、運動量空間での粒子の拡散を提供します。磁場の減衰と粒子の確率的再加速を考慮に入れると、ティコの広帯域スペクトルが十分に説明できることを示しています。標準のDSAほど効率的ではありませんが、確率的加速は粒子スペクトルに痕跡を残します。これは、無線波長での放出で特に顕著です。衝撃後の磁場強度$\sim330\、\mathrm{\muG}$の下限が見つかりました。これは、磁場減衰シナリオでも効率的な増幅を意味します。X線フィラメントはシンクロトロン損失と磁場減衰の両方によって形作られるが、無線範囲でのフィラメントの形成には磁場減衰が必要である。

マグネター1E 2259 + 586の放射静かなグリッチとアンチグリッチ

Title	A_radiatively-quiet_glitch_and_anti-glitch_in_the_magnetar_1E_2259+586
Authors	G._Younes_(1),_P._S._Ray_(2),_M._G._Baring_(3),_C._Kouveliotou_(1),_C._Fletcher_(4),_Z._Wadiasingh_(5),_A._K._Harding_(5),_A._Goldstein_(4)_((1)_George_Washington_University,_(2)_Naval_Research_Lab,_(3)_Rice_University,_(4)_USRA/NASA/MSFC,_(5)_NASA/GSFC)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04854

NeilGehrelsSwiftを使用して、マグネター1E2259+586からの軟X線放出のタイミングとスペクトル特性について、2013年1月、アンチグリッチが検出されてから8か月後、2019年9月まで$\simについて報告します。ニッカー天文台。この期間中に、2つのタイミングの不連続が検出されます。1つ目は、2012年4月のアンチグリッチから約5年後に発生する、比較的大きなスピンアップグリッチで、小数振幅$\Delta\nu/\nu=1.24（2）\times10^{-6}$です。このグリッチの時間の前後で、フラックスの増強またはスペクトルまたはパルスプロファイル形状の変化の証拠は見つかりません。これは、かなりの数のマグネタースピンアップグリッチが放射的に静かであるという図と一致しています。約1.5年後の2019年4月、1E2259+586は、小振幅$\Delta\nu/\nu=-5.8（1）\times10^{-7}$のスピンダウンを伴うアンチグリッチを示しました。2012年に検出されたフラクショナル変化と同様です。ただし、パルスプロファイル形状の変化やソースのrmsパルス磁束の増加は検出されません。アンチグリッチ;これらはすべて2012年のイベント中に発生しました。したがって、スピンアップグリッチと同様に、アンチグリッチは静かに発生する可能性があります。これは、これらの現象が中性子星内部で発生し、それらの場所とトリガーメカニズムが必ずしも磁気圏に接続されている必要がないことを示唆している可能性があります。最後に、我々の観察は、スピンアップとスピンダウンのグリッチの発生率は1E2259+586でほぼ同じであり、前者の方が正味の部分的な変化が大きいことを示唆しています。

光学観測により、高エネルギーニュートリノ前駆体の強力な証拠が明らかに

Title	Optical_Observations_Reveal_Strong_Evidence_for_High_Energy_Neutrino_Progenitor
Authors	V._M._Lipunov,_V._G._Kornilov,_K._K._Zhirkov,_E._S._Gorbovskoy,_N.M._Budnev,_D.A.H._Buckley,_R._Rebolo,_M._Serra-Ricart,_R._Podesta,_N._Tyurina,_O._Gress,_Yu._Sergienko,_V._Yurkov,_A._Gabovich,_P._Balanutsa,_I._Gorbunov,_D._Vlasenko,_F._Balakin,_V._Topolev,_A._Pozdnyakov,_A._Kuznetsov,_V._Vladimirov,_A._Chasovnikov,_D._Kuvshinov,_V._Grinshpun,_E._Minkina,_V._B._Petkov,_S._I._Svertilov,_C._Lopez,_F._Podesta,_H._Levato,_A._Tlatov,_B._van_Soelen,_S._Razzaque,_M._B\"ottcher
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04918

その変動性が高エネルギーニュートリノ検出後に発見された高エネルギーニュートリノエラーボックスの最も早い天文観測を提示します。MASTERグローバル国際ネットワークの1つのロボット望遠鏡（Lipunovetal。2010）は、非常に高エネルギーのニュートリノイベントIceCube-170922Aのエラーボックスを自動的に画像化しました。観測は、IceCube-170922Aニュートリノイベントが南極のIceCube観測所によって検出された後、分単位で実行されました。MASTERは、blazarTXS0506+056が1分後にオフ状態であることを検出し、イベント後2時間以内にオン状態に切り替えました。影響は50シグマ有意水準で観察されます。また、blazarTXS0506+056（518データセット）の独自の16年間の光度曲線も示します。

望遠鏡アレイのブラックロックメサとロングリッジ蛍光検出器、およびハイブリッドモードの表面アレイを使用したプロトン空気断面積の測定

Title	Measurement_of_the_Proton-Air_Cross_Section_with_Telescope_Array's_Black_Rock_Mesa_and_Long_Ridge_Fluorescence_Detectors,_and_Surface_Array_in_Hybrid_Mode
Authors	R.U._Abbasi,_M._Abe,_T._Abu-Zayyad,_M._Allen,_R._Azuma,_E._Barcikowski,_J.W._Belz,_D.R._Bergman,_S.A._Blake,_R._Cady,_B.G._Cheon,_J._Chiba,_M._Chikawa,_A._di_Matteo,_T._Fujii,_K._Fujisue,_K._Fujita,_R._Fujiwara,_M._Fukushima,_G._Furlich,_W._Hanlon,_M._Hayashi,_N._Hayashida,_K._Hibino,_R._Higuchi,_K._Honda,_D._Ikeda,_T._Inadomi,_N._Inoue,_T._Ishii,_R._Ishimori,_H._Ito,_D._Ivanov,_H._Iwakura,_H.M._Jeong,_S._Jeong,_C.C.H._Jui,_K._Kadota,_F._Kakimoto,_O._Kalashev,_K._Kasahara,_S._Kasami,_H._Kawai,_S._Kawakami,_S._Kawana,_K._Kawata,_E._Kido,_H.B._Kim,_J.H._Kim,_J.H._Kim,_M.H._Kim,_S.W._Kim,_S._Kishigami,_V._Kuzmin,_M._Kuznetsov,_Y.J._Kwon,_K.H._Lee,_B._Lubsandorzhiev,_J.P._Lundquist,_K._Machida,_H._Matsumiya,_T._Matsuyama,_J.N._Matthews,_R._Mayta,_M._Minamino,_K._Mukai,_I._Myers,_S._Nagataki,_K._Nakai,_et_al._(76_additional_authors_not_shown)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05012

超高エネルギー宇宙線は、陽子断面積を測定するために宇宙で最も高いエネルギー源を提供します。そのようなデータを収集するための条件は加速器環境ほど制御されていませんが、現在の世代の宇宙線観測では、ラボで達成できるエネルギーを超える信頼性の高い測定のための重要な統計を収集するのに十分な露出があります。断面の宇宙線測定では、大気熱量測定を使用して空気シャワーの最大深度（$X_{\mathrm{max}}$）を測定します。これは、一次粒子のエネルギーと質量に関連しています。$X_{\mathrm{max}}$分布の裾は、陽子によって生成されるシャワーによって支配されていると見なされ、非弾性の陽子と空気の断面積を測定できます。この作業では、TelescopeArrayのBlackRockMesaとLongRidge蛍光検出器で観測されたデータを使用して、陽子-空気非弾性断面積測定$\sigma^{\mathrm{inel}}_{\mathrm{p-air}}$を使用し、ハイブリッドモードの表面検出器アレイが表示されます。$\sigma^{\mathrm{inel}}_{\mathrm{p-air}}$は、$520.1\pm35.8$[Stat。]$^{+25.0}_{-40}$[Sys。]〜mb$\sqrt{s}=73$TeV。陽子-陽子断面積の合計は、後でグラウバーの式から推測され、$\sigma^{\mathrm{tot}}_{\mathrm{pp}}=139.4^{+23.4}_{-21.3}$であることがわかります[統計]$^{+15.0}_{-24.0}$[システム]〜mb

GW151216の天体物理学的オッズ

Title	The_astrophysical_odds_of_GW151216
Authors	Gregory_Ashton_and_Eric_Thrane
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05039

重力波の候補GW151216は、アドバンスドLIGOの最初の観測実行から提案されたバイナリブラックホールイベントです。LIGO--Virgoによって真正な信号として識別されていませんが、その真正性に関して不一致があり、これは$p_\text{astro}$によって定量化されます。これは、イベントが天体物理学の起源である確率です。異なるグループからの$p_\text{astro}$の以前の推定値は0.18〜0.71の範囲であり、このイベントを人口分析に含める必要があるかどうかは不明です。これは通常$p_\text{astro}>0.5$が必要です。GW151216が天体物理学的信号であるかどうかは、恒星質量ブラックホールの人口特性、したがって大質量星の進化に影響を与えます。コヒーレンスに基づくベイジアン手法である天体物理学のオッズを使用して、$p_\text{astro}=0.03$を見つけます。これは、GW151216が本物の信号である可能性が低いことを示唆しています。また、GW150914（最初の重力波検出）とGW151012（当初はあいまいな検出と見なされていました）を分析し、それぞれ$p_\text{astro}$の値が1と0.997であることを確認します。ここに提示されている天体物理学的オッズは、信号とノイズを区別するための従来の方法を改善すると主張します。

中性子星低質量X線連星におけるX線光子指数とX線光度の間の反相関のための移流支配降着流

Title	The_advection-dominated_accretion_flow_for_the_anti-correlation_between_the_X-ray_photon_index_and_the_X-ray_luminosity_in_neutron_star_low-mass_X-ray_binaries
Authors	Erlin_Qiao,_B.F._Liu
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05041

観察的には、X線光子インデックス$\Gamma$（Xスペクトルを0.5と10keVの間で単一のべき乗則でフィッティングすることにより得られます）とX線輝度$L_{\rm0.5-10keV}$は、中性子星の低質量X線バイナリ（NS-LMXB）で$L_{\rm0.5-10keV}\sim10^{34}-10^{36}\\rmの範囲で見つかりますerg\s^{-1}$。この論文では、弱く磁化された周りの移流支配降着流（ADAF）の自己相似解の枠組みの中で$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$の間に観測された反相関を説明しますNS。ADAFモデルは、本質的に$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$の間の反相関を予測します。ADAFモデルには、重要なパラメータ$f_{\rmth}$があり、これは、NSの表面で放出されるADAFエネルギーのうち、ADAFで散乱される熱放射としての割合を表します。$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$間の反相関に対する$f_{\rmth}$の影響をテストします。$f_{\rmth}$の値は、$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$の間の反相関に大きな影響を与える可能性があることがわかりました。特に、$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$の間の反相関は、$f_{\rmth}=0.1、0.03、0.01、それぞれ0.005$、$0.003$、$0$。十分に測定された$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$のある非脈動NS-LMXBのサンプルと比較すると、実際には$0.003\lesssimf_{\rmth}\の小さな値のみであることがわかりますlesssim0.1$は、観測された反相関を$\Gamma$と$L_{\rm0.5-10keV}$の間で一致させるために必要です。最後に、このペーパーで導出された$f_{\rmth}\lesssim0.1$の小さな値は、ADAF降着があるNSの放射効率が$\epsilon\simほど高くない可能性があるという以前の結論をさらに裏付けていると主張します。{\dotMGM\overR_{*}}/{\dotMc^2}\sim0.2$。

銀河LMXBの人口と銀河中心地域

Title	The_Galactic_LMXB_Population_and_the_Galactic_Centre_Region
Authors	S._Sazonov,_A._Paizis,_A._Bazzano,_I._Chelovekov,_I._Khabibullin,_K._Postnov,_I._Mereminskiy,_M._Fiocchi,_G._B\'elanger,_A.J._Bird,_E._Bozzo,_J._Chenevez,_M._Del_Santo,_M._Falanga,_R._Farinelli,_C._Ferrigno,_S._Grebenev,_R._Krivonos,_E._Kuulkers,_N._Lund,_C._Sanchez-Fernandez,_A._Tarana,_P._Ubertini,_J._Wilms
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05063

天の川、特に銀河中心領域に焦点を当てたINTEGRAL天文台の機器を使用した17年間の硬X線観測により、低質量X線の銀河集団を探索するための独自のデータベースが提供されましたバイナリ（LMXB）。中性子星とブラックホールへの物質の付加に関連する多様なエネルギー現象についての私たちの理解は大幅に改善されました。LMXBに関連するINTEGRALベースのさまざまな結果を確認します。特に、銀河におけるLMXBの空間分布とそれらのX線光度関数、および環礁とZ線源、バースター、共生X線バイナリ、超コンパクトX線バイナリおよび永続的なブラックホールに関連するさまざまな物理現象について説明します。LMXB。また、166のオブジェクトで構成されるINTEGRALによって検出された確認済みのLMXBの最新カタログも示します。最後に重要なことですが、INTEGRALによる銀河中心の長期監視は、最近のSgrA*の活動に光を当て、私たちの超大質量ブラックホールがちょうど約100年前に大きな降着エピソードを経験したという以前の兆候を確認しました。この刺激的なトピックは、このレビューでも取り上げられています。

活動銀河核のジェット軸に沿ったハドロン放出過程の相対的重要性について

Title	On_the_relative_importance_of_hadronic_emission_processes_along_the_jet_axis_of_Active_Galactic_Nuclei
Authors	Mario_R._Hoerbe,_Paul_J._Morris,_Garret_Cotter,_Julia_Becker_Tjus
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05140

ガンマ線フレアとブザーTXS0506+056からのニュートリノの同時検出により、アクティブな銀河核（AGN）が拡散ニュートリノフラックスの考えられる発生源として注目されています。相対論的な速度でAGNジェットの軸に沿って移動すると想定されるプラズモイドの高エネルギー粒子放出の空間および時間分解モデルを提示します。これは、私たちの作業でサブkpcスケールのソース物理に適用できる、一般に入手可能なCRPropa（バージョン3.1+）伝播フレームワークを変更することで達成されました。一次陽子の集団の伝播は純粋に乱流の磁場でモデル化され、これらの陽子と降着円盤から散乱された光子、周囲の相対論的電子によって放出されたシンクロトロン放射、およびそれら自身と他の周囲の物質との相互作用を考慮に入れます。私たちのモデルは、主に原色と降着円盤場の光ハドロン相互作用によって引き起こされるPeVニュートリノフレアを生成します。二次的な高エネルギーガンマ線は、周囲の光子フィールドで部分的に減衰します。その光子深度の組み合わせにより、約10TeVの光子に対する不透明度が最小になります。したがって、私たちのモデルは、将来、特定のAGNフレアシナリオに適合することができるハドロンジェットコンポーネントを備えたジェットでのガンマ線の放出が大幅に削減されたニュートリノフレアを生成する能力が十分にあります。

ブレザー光度曲線の変動性の特徴付け

Title	Characterization_of_Variability_in_Blazar_Light_curves
Authors	K._K._Singh,_P._J._Meintjes
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05166

ブレイザーは宇宙の銀河系外の$\gamma$線源の主要な集団を表しています。これらの線源は、電波からTeV$\gamma$線までの電磁スペクトル全体にわたって、すべてのタイムスケールで急速に変動する、強力で非熱的な連続体放射のようないくつかの特性を示します。電波波長と光波長での放射は、偏光が大きく偏光が大きく変動します。ブレーザーの重要な観測特性であるフレア活動中に、ブザー放出の最も速い変動が観測されます。この論文では、ブレザーの多波長光度曲線の時間的変動を特徴付けるさまざまな方法について説明します。また、時系列に存在する変動性のレベルを定量化するために使用される統計パラメーターのセットの詳細な説明も提供します。多波長観測を使用してブレザーの物理学を調査するための変動性研究から得られた情報の意味についても説明します。

IceTopを使用した250 TeVから10 PeVの宇宙線スペクトル

Title	Cosmic_Ray_Spectrum_from_250_TeV_to_10_PeV_using_IceTop
Authors	IceCube_Collaboration
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05215

ここでは、IceTopによる全粒子宇宙線スペクトルの測定を拡張して、エネルギーを下げます。新しい測定では、スペクトルのニー領域を完全にカバーし、以前のIceTopと直接測定の間のエネルギーのギャップを減らします。アレイの中央にある間隔の狭い検出器でイベントを選択する新しいトリガーにより、IceTopエネルギーしきい値は、以前のしきい値である2PeVをほぼ1桁下回ります。このホワイトペーパーでは、新しいトリガーの実装方法について説明し、ヒットする検出器がほとんどないイベントを処理するために開発された新しい機械学習方法について説明します。より高いエネルギーでオーバーラップするIceTopおよびその他による以前の測定結果と、100TeV範囲のHAWCおよびチベットと結果を比較します。

SNR 0540-69.3のパルサー風星雲のAtacamaコンパクトアレイ観測

Title	Atacama_Compact_Array_Observations_of_the_Pulsar-Wind_Nebula_of_SNR_0540-69.3
Authors	P._Lundqvist,_N._Lundqvist,_C._Vlahakis,_C.-I._Bj\"ornsson,_J._R._Dickel,_M._Matsuura,_Yu._A._Shibanov,_D._A._Zyuzin,_G._Olofsson
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05222

SNR0540-69.3のパルサー風星雲（PWN）領域の観測結果を示します。観測は、バンド4および6のAtacamaコンパクトアレイ（ACA）で行われました。オーストラリアコンパクトアレイ（ATCA）からの3cmの電波観測も追加します。1.449-233.50GHzの場合、シンクロトロンスペクトル$F_{\nu}\propto\nu^{-\alpha_{\nu}}$を取得します。スペクトルインデックスは$\alpha_{\nu}=0.17\pm{0.02}です。$。これがシンクロトロンスペクトルと高周波でどのように結合するかを結論付けるために、これまでに公開されていない「あかり」の中赤外線データを含め、公開されたデータを紫外（UV）、光学、赤外（IR）で評価します。特に、スペクトル線放射による汚染のため、光学系の一部の広帯域フィルターデータは分析から破棄する必要があります。シンクロトロンスペクトルのUV/IR部分の場合、$\alpha_{\nu}=0.87^{+0.08}_{-0.10}$に到達します。シンクロトロンスペクトルに2つのブレークがある場合、$\sim9\times10^{10}$Hzの周りに2つのブレークがある場合、$2.5\times10^{-3}$の塵の太陽の質量$\sim55$Kの余地があります。もう1つは$\sim2\times10^{13}$Hzです。次に、スペクトルインデックスが$\sim9\times10^{10}$Hzで無線の$\alpha_{\nu}=0.14\pm0.07$から$\alpha_{\nu}=0.35^{-に変わります0.07}_{+0.05}$（ミリメートルから遠赤外線範囲）。ACAバンド6データは、PWNをわずかに解決します。特に、パルサーの南西1.5インチ、他の波長で見られ、0.8インチの空間分解能で3cmのデータで分解される強い放射は、ミリメートルの範囲でも強いです。ACAデータはパルサーの西20-35アーク秒の超新星残骸の殻を明らかに示しており、殻について$8.6-145$〜GHzの範囲で$\alpha_{\nu}=0.64\pm{0.05}$を導き出します。

NGC 2992の活発な降着円盤。I。高フラックス状態の一時的な鉄K輝線

Title	The_lively_accretion_disk_in_NGC_2992._I._Transient_iron_K_emission_lines_in_the_high_flux_state
Authors	A._Marinucci,_S._Bianchi,_V._Braito,_B._De_Marco,_G._Matt,_R._Middei,_E._Nardini,_J._N._Reeves
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05280

2019年5月にX線でこれまでに観測されたセイファート2銀河NGC2992の最も明るいフラックスレベルの1つについて報告します。2019年3月26日から2019年12月14日まで、Swift-XRTによって数日ごとに線源が監視されています。XMM-Newton（250ks）とNuSTAR（120ks）の同時観測が2019年5月6日にトリガーされました。ソースの高計数率（2〜10keVのフラックスは0.7〜$1.0\times10^{-10}の範囲でした）$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$）は、時間分解分光法を実行し、中央のブラックホールから数十の重力半径の空間スケールを調べます。一次連続体上の過剰放出のマップを作成することにより、5.0〜7.2keVのエネルギーバンドでいくつかの放出構造を見つけます。$\sim$5ks期間の50EPICpnスペクトルスライスのフィッティングから、それらを一定の狭い鉄K$\alpha$ラインと鉄K複合体の3つの可変成分として解釈します。降着円盤の放出を説明する自己矛盾のないモデルが考慮される場合（KYNrline）、これらの機能のうちの2つ（5.0-5.8keVおよび6.8-7.2keVバンド）は、$にある降着円盤のフレア領域に帰することができます。{r_{in}}\simeq15$-40r$_{g\rm}$はブラックホールから。3番目（6.5-6.8keV）は、はるかに大きな半径（$r_{in}>50$r$_{g\rm}$）で生成される可能性があります。フレア状態の追加されたスペクトルから取得された内半径と方位角拡張は${r_{in}}=15\pm3$r$_{g\rm}$および$\phi=165^{\circ}-330^{\circ}$、幅広い鉄K成分の原因となる放出領域は、ディスク内の比較的コンパクトな環状セクターであることを示唆しています。私たちの調査結果は、NGC2992の降着円盤が高い降着率（$L_{\rmbol}/L_{\rmEdd}\geq4\％$）でよりアクティブになるという物理的なシナリオをサポートしています。

NGC 3621の超高輝度X線源の遅い心拍

Title	The_slow_heartbeats_of_an_ultra-luminous_X-ray_source_in_NGC_3621
Authors	S._E._Motta,_M._Marelli,_F._Pintore,_P._Esposito,_R._Salvaterra,_A._De_Luca,_G._L._Israel,_A.Tiengo_and_G.A.Rodr\'iguez_Castillo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05384

銀河NGC3621にある一時的な超高輝度X線源である4XMMJ111816.0-324910のX線観測の結果を報告します。このシステムは、一時的な性質と特徴的な時間スケールの顕著な変動を特徴としています他のULXとは異なり、約3500秒で、観察内の変動が非常に限られています。このような動作は、銀河ブラックホールバイナリGRS1915+105で時々観察されるいわゆるハートビートを非常に彷彿とさせます。このオブジェクトのスペクトルとタイミングの特性を調査し、全体として、変動時間スケールの違いを考慮に入れると、GRS1915+105と、心拍数を示す多数のオブジェクトの違いと非常によく一致することがわかります確認された中性子星と活発な銀河核に動力を供給する超大質量ブラックホールを含む彼らの光度曲線。4XMMJ111816.0-324910のコンパクトオブジェクトの性質を調査するために、典型的な中性子星の署名を検索し、さまざまな方法と仮定に基づいて質量推定を試みます。現在利用可能なデータに基づいて、観測された現象論の原因である降着コンパクトオブジェクトの性質を明確に決定することはできません。

超発光X線源Holmberg IX X-1の周囲の電波バブルの検出

Title	Detection_of_a_Radio_Bubble_around_the_Ultraluminous_X-ray_Source_Holmberg_IX_X-1
Authors	Ciprian_T._Berghea,_Megan_C._Johnson,_Nathan_J._Secrest,_Rachel_P._Dudik,_Gregory_S._Hennessy_and_Aisha_El-khatib
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05562

以前に数百pc程度の光輝線星雲と関連していることが発見された有名な超光速X線源（ULX）HolmbergIXX-1のCおよびXバンド電波観測を提示します。ULXに関する最近の赤外線研究では、ジェットがULX位置で検出された赤外線の過剰の原因である可能性があることが示唆されました。KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）をB構成で使用して実行された新しい無線観測では、他のULXと同様に-0.56のスペクトル勾配を持つ星雲に対応する無線の存在が明らかになりました。重要なのは、ULX自体に関連付けられた未解決の無線ソースの証拠が見つからず、5GHz無線コアの放射に6.6$\mu$Jy（$4.1\times10^{32}$ergs$^の上限を設定したことです。{-1}$）。これは、泡がジェットによって励起された場合に予想されるものよりも20倍暗いです。ジェットが存在する場合、そのコアコンポーネントは、可変でない限り、赤外線の過剰の原因となる可能性は低いです。スーパーエディントンの発生源で予想される強風も、電波バブルの膨張に重要な役割を果たす可能性があります。ラジオ/光バブルの考えられる解釈について説明し、マイクロクエーサーSS433と同様のjet+winds-blownバブルシナリオを好みます。

$ Fermi $ -LATを使用したSNR CTB 37Aへのガンマ線放出の起源

Title	On_the_Origin_of_the_Gamma-Ray_Emission_toward_SNR_CTB_37A_with_$Fermi$-LAT
Authors	Soheila_Abdollahi,_Jean_ballet,_Yasushi_Fukazawa,_Hideaki_Katagiri,_and_Benjamin_Condon
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05731

中年の超新星残骸（SNR）CTB37Aは、衝撃を受けた${\rmH_{2}}$とOH1720MHzメーザー放出の検出を通じて、いくつかの密な分子雲と相互作用することが知られています。現在の作業では、点広がり関数を改善し、許容度を高めた8年間の$\textitFermi$-LATPass8データを使用して、$\gamma$線放出の詳細な形態学的およびスペクトル研究を実行します。200MeVから200GeVまでのCTB37A。ソース拡張の最適な適合は、5.75$\sigma$の有意性と$0.116^{\circ}$$\pm$$0.014^{\circ}_の68\％包含半径を持つ非常にコンパクトなガウスモデルで得られます。{\rmstat}$$\pm$$0.017^{\circ}_{\rmsys}$は1GeVを超えています。これはTeV放出サイズよりも大きいです。エネルギースペクトルはLogParabolaとしてモデル化され、1GeVでスペクトルインデックス$\alpha$=1.92$\pm$0.19、曲率$\beta$=0.18$\pm$0.05となり、TeVスペクトルよりも柔らかくなります。10GeV以上。6000年の動的年齢を含むSNRプロパティは、セドフフェーズを想定して導出されます。残骸に向かう放射の多波長モデリングから、非熱電波とGeVの放射は、隣接する雲の放射衝撃による既存の宇宙線（CR）の再加速が主な原因であると結論付けます。さらに、観測データにより、雲に閉じ込められたCRに伝達される総運動エネルギーを制限することができます。これらの事実に基づいて、CTB37Aの複合特性を推測して、広帯域スペクトルを説明し、観測された$\gamma$線放出の特性を解明します。

短いガンマ線バーストにおける逆衝撃-GRB 160821Bのケースと重力波対応としての展望

Title	Reverse_Shocks_in_Short_Gamma-Ray_Bursts_--_The_case_of_GRB_160821B_and_prospects_as_gravitational-wave_counterparts
Authors	Gavin_P_Lamb
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05893

GRBへの残光を生成するショックシステムは、フォワードショックとリバースショックで構成されます。短いGRBの場合、逆ショックの観測的証拠はまばらですが、GRB160821Bへの残光は、電波観測を説明するために早い時期に逆ショックを必要とします。GRB160821Bには、重力波を検出せずに最もサンプリングされたマクロノバと、リフレッシュされたショックを示す興味深い後期X線残光動作が追加されています。軸上にある短いGRBに観測された逆衝撃が存在するということは、逆衝撃が重力波で検出された合体の潜在的な対応として考えられるべきであることを意味します。重力波の対応物として、軸外のGRBジェットへの残光がジェット構造を明らかにする可能性があります-これらの構造化ジェットシステムには逆衝撃が存在し、これらの逆衝撃の兆候が観察された場合、程度を示すことができます流出における磁化の。ここでは、GRB160821Bのケースと、構造化ジェットに対する軸外の観測者に逆衝撃がどのように現れるかを示します。

明るいバイナリからでこぼこの背景へ：パルサータイミングアレイによる現実的な重力波の空のマッピング

Title	From_Bright_Binaries_To_Bumpy_Backgrounds:_Mapping_Realistic_Gravitational_Wave_Skies_With_Pulsar-Timing_Arrays
Authors	Stephen_R._Taylor,_Rutger_van_Haasteren,_Alberto_Sesana
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04810

今後数年以内に、パルサータイミングアレイプログラムは、刺激的な超大質量バイナリーブラックホールの宇宙論的集団に由来する、ナノヘルツ周波数の重力波の確率的背景の検出を通じて、重力波天文学の次の時代の到来を告げるでしょう。音源の位置はほぼ等方性である可能性が高いですが、重力波の角度パワー分布は異方性であり、最も大きなバイナリや近くのバイナリが背景の上に響く信号を生成します。このような現実的な角度のパワー分布を研究し、ピクセルとローパワーの拡張領域をローカライズするための高速で正確なスカイマッピング戦略を開発すると同時に、より大規模で遠いアンサンブルからのバックグラウンド信号をモデリングします。パワー異方性は、現実的な重力波の空の等方性と区別するのが難しく、ケーススタディで10：1：1の後方オッズで異方性を優先するために、SNR$>10$を必要とすることがわかります。私たちの手法の中で、等方的な背景に加えて複数の点光源を使用して母集団信号をモデル化すると、最も物理的に動機付けられ、簡単に解釈されるマップが得られますが、平方根パワー分布の球調和モデリング、$P（\hat\Omega）^{1/2}$は、全体の等方性との区別が最もよく機能します。当社の技術はモジュール式で、既存のパルサータイミングアレイ分析パイプラインに簡単に組み込むことができます。

金星での人間支援科学：新しい人間の宇宙飛行時代における金星探査

Title	Human_Assisted_Science_at_Venus:_Venus_Exploration_in_the_New_Human_Spaceflight_Age
Authors	Noam_R._Izenberg,_Ralph_L._McNutt_Jr.,_Kirby_D._Runyon,_Paul_K._Byrne,_and_Alexander_Macdonald
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04900

火星への人の任務の軌道には、金星の接近飛行が含まれます。これらのフライバイは、深宇宙での人間の操作を練習する機会を提供し、より長く低ケイデンスの火星のみのフライトに取り組む前に、数多くの安全な地球への帰還オプションを提供します。火星への専用ミッションの一部としてのビーナスフライバイは、第2の惑星の人間のループの科学的研究も可能にします。このような地球から火星への火星経由の金星ミッションの調整を開始する時が今です

Tor vergata Synoptic Solar Telescope（TSST）の光学設計

Title	Optical_design_of_the_Tor_vergata_Synoptic_Solar_Telescope_(TSST)
Authors	G._Viavattene,_D._Calchetti,_F._Berrilli,_D._Del_Moro,_L._Giovannelli,_E._Pietropaolo,_M._Oliviero,_L._Terranegra
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04921

シノプティックフルディスクソーラーテレスコープは、現在および将来の太陽物理学および宇宙天気の基本的な機器です。それらは通常、異なる波長での高い時​​間的ケイデンス観測を使用して太陽活動を研究および監視するために使用されます。TSST（TorvergataSynopticSolarTelescope）は、H$\alpha$（656.3nm）望遠鏡と、カリウム（KID1）吸収の磁気光学フィルター（MOF）ベースの望遠鏡の2つのスペクトルチャネルで構成される新しい総観望遠鏡です。769.9nmでのスペクトル線。H$\alpha$の観測は、フレア領域を特定するための基本です。MOFベースの望遠鏡は、太陽の光球の見通し内磁力図とドップラーグラムを生成します。これらはそれぞれ、活動領域における磁場の形状と太陽大気のダイナミクスの研究に使用されます。この作業では、TSSTの概要と、光学設計に収差のないイメージングレンズを備えたダブルケプラー式80mm屈折器であるMOFベースの望遠鏡の光学設計と特性を示します。

CPCS 2.0によるCCD画像の自動処理に向けて

Title	Towards_an_automatic_processing_of_CCD_images_with_CPCS_2.0
Authors	Pawel_Zielinski_(1),_Lukasz_Wyrzykowski_(1),_Przemyslaw_Mikolajczyk_(2),_Krzysztof_Rybicki_(1)_and_Zbigniew_Kolaczkowski_(2,3,4)_(1._Astronomical_Observatory,_University_of_Warsaw,_2._Astronomical_Institute,_University_of_Wroclaw,_3._Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_4._deceased)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05160

OPTICONH2020プログラムの下で開発された、時間領域天文学のための新しい自動ツール、CambridgePhotometricCalibrationServer2.0を紹介します。これは、主にガイア宇宙ミッションからの一時的なイベントに対する自動化された迅速な測光データのキャリブレーションと普及のニーズに対応するように設計されています。CPCSは2013年から運用されており、数百のトランジェントの約13万回の観測値のキャリブレーションに使用されています。このツールの開発状況を示し、2番目のバージョンで行われた改善を示します。テストは、複数の望遠鏡や多種多様な機器からのCCDイメージングデータを組み合わせる機能を提供します。新しいツールにより、観測から数分以内に自動的に科学対応の測光データが提供されます。

不確かなノイズパワースペクトル密度を伴う重力波天文学

Title	Gravitational-wave_astronomy_with_an_uncertain_noise_power_spectral_density
Authors	Colm_Talbot,_Eric_Thrane
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05292

コンパクトなバイナリの特性に関する情報を抽出するために、重力波検出器の特性に依存する重力波データのノイズパワースペクトル密度を推定する必要があります。実際には、これを完全に知ることはできません。データから推定するだけです。複数の推定方法が一般的に使用され、それぞれに対応する統計的不確実性があります。ただし、コンパクトなバイナリ合体を説明する物理パラメータを測定する場合、この不確実性は広く無視され、不確実性を説明する適切な可能性はよく知られていません。ますます正確な天体物理学的推論とモデル選択を実行するためには、この不確実性を説明することが不可欠です。この作業では、重力波過渡解析で最も広く使用されている推定方法の1つである中央値の正しい尤度を導出します。シミュレートされたガウスノイズが予測された分布に従うことを示します。次に、比較的重要度の低いバイナリブラックホールの合併イベントであるGW151012の時点とその前後の実際の重力波データを調べます。データが定常ガウスノイズによって適切に記述されていることを示し、GW151012について描いた天体物理学的推論に対するさまざまなノイズパワースペクトル密度推定法の影響を調べます。

Tianlai Cylinder Pathfinder Array：システム関数と基本的なパフォーマンス分析

Title	The_Tianlai_Cylinder_Pathfinder_Array:_System_Functions_and_Basic_Performance_Analysis
Authors	Jixia_Li,_Shifan_Zuo,_Fengquan_Wu,_Yougang_Wang,_Juyong_Zhang,_Shijie_Sun,_Yidong_Xu,_Zijie_Yu,_Reza_Ansari,_Yichao_Li,_Albert_Stebbins,_Peter_Timbie,_Yanping_Cong,_Jingchao_Geng,_Jie_Hao,_Qizhi_Huang,_Jianbin_Li,_Rui_Li,_Donghao_Liu,_Yingfeng_Liu,_Tao_Liu,_John_P._Marriner,_Chenhui_Niu,_Ue-Li_Pen,_Jeffery_B._Peterson,_Huli_Shi,_Lin_Shu,_Yafang_Song,_Haijun_Tian,_Guisong_Wang,_Qunxiong_Wang,_Rongli_Wang,_Weixia_Wang,_Kaifeng_Yu,_Jiao_Zhang,_Boqin_Zhu,_Jialu_Zhu,_Xuelei_Chen_(Tianlai_Collaboration)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05605

TianlaiCylinderPathfinderは、再イオン化後の宇宙で21cmの強度マッピングの技術をテストするために設計された無線干渉計アレイであり、大規模構造のマッピングと暗黒エネルギー状態方程式などの宇宙論的パラメーターの測定を究極の目的としています。3つの平行な円柱反射板はそれぞれ南北方向に向けられており、アレイには大きな視野があります。地球が回転すると、ドリフトスキャンによって北の空が観測されます。アレイは新疆の無線静かな場所であるHongliuxiaにあり、2016年9月に最初の光が見られました。Tianlaiシリンダーアレイのこの最初のデータ分析論文では、サブシステム認定テストについて説明し、基本的なシステムパフォーマンスを示します。2016-2018年の試運転観察の予備分析から得られました。典型的な干渉可視性データを示し、そこから東西方向の実際のビームプロファイルと周波数バンドパス応答を導き出します。また、明るい天文点光源または人工の現場キャリブレーターソースを使用して、アレイ要素の複雑なゲインを決定するためのキャリブレーションプロセスについても説明し、トランジット干渉法に不可欠な機器応答の安定性について説明します。この分析に基づいて、システム温度が約90Kであることがわかり、アレイの感度も推定します。

発見を可能にする：National Science Foundationにおける30年の高度なテクノロジーと計測

Title	Enabling_Discoveries:_Thirty_Years_of_Advanced_Technologies_and_Instrumentation_at_the_National_Science_Foundation
Authors	Peter_Kurczynski_and_Sta\v{s}a_Milojevi\'c
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05899

30年以上の歴史の中で、AdvancedTechnologiesandInstrumentation（ATI）プログラムは、地上ベースの天文学の技術開発と計測をサポートするための助成金を提供してきました。自動化された文献評価と詳細な文献レビューの組み合わせにより、ATIが資金提供した研究の調査と、天文学と社会への影響の評価を提示します。ATIの表彰と文学の引用統計は、技術開発をサポートしない比較天文学助成プログラムに匹敵します。NSFが資金を提供する両方のプログラムの引用統計は、一般的な天文学文献の引用統計を上回っています。多数の例が、天文学に関するATI支援の研究の長期にわたる重要な影響を示しています。この影響の一部として、ATIの助成金は多くの初期のキャリア研究者に重要な専門的経験を得る機会を提供してきました。ただし、技術開発は、個々の助成金よりも長い期間にわたって展開されます。長期的な展望は、技術と機器への投資が驚異的な科学の進歩をもたらしたことを示しています。

バッフル：フィールド低質量星のベイジアンエイジ

Title	BAFFLES:_Bayesian_Ages_for_Field_Lower-Mass_Stars
Authors	S_Adam_Stanford-Moore,_Eric_L._Nielsen,_Robert_J._De_Rosa,_Bruce_Macintosh,_Ian_Czekala
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04811

年齢は星の基本的なパラメータですが、多くの場合、個々の星の年齢は不確実性の確実な推定なしに提示されます。私たちは、そのカルシウム放出強度（log（$R'_{HK}$））またはリチウム存在量（LiEW）と$B-V$色から星の事後年齢を生成するベイズフレームワークBAFFLESを開発しました。年齢が十分に決定されたベンチマーククラスタ内の星の文献測定から、年齢の関数としてカルシウムとリチウムの尤度関数を経験的に決定します。星形成率が均一であることを反映して、年齢に応じた以前の均一なものを使用します。いくつかのテストケースについて導出した後世の年齢は、他の方法で見つかった文献の年齢と一致しています。BAFFLESは、$0.45\leqBV\leq0.9$と$R'_{HK}$または$0.35\leqBV\leq1.9$の測定値を持つ任意のフィールドスターの年齢事後確率分布を決定する堅牢な方法を表し、測定されますLiEW。文献から2630を超える近くのフィールドスターの色、$R'_{HK}$、およびLiEWをまとめ、各スターについて派生したBAFFLES年齢を表示します。

大規模な星形成における流出、放射圧、磁場の役割

Title	The_Role_of_Outflows,_Radiation_Pressure,_and_Magnetic_Fields_in_Massive_Star_Formation
Authors	Anna_L._Rosen_and_Mark_R._Krumholz
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04829

放射圧と磁気駆動のコリメートされた流出の形での恒星のフィードバックは、星が達成できる最大質量を制限し、大規模な星状コアの星形成効率に影響を与える可能性があります。ここでは、最初に乱流で大規模な星状コアの崩壊の一連の3D適応メッシュ改良放射電磁流体力学シミュレーションを示します。私たちのシミュレーションには、直接の恒星とダストで再処理された両方の放射フィールドからの放射フィードバック、および降着する星からのコリメートされた流出フィードバックが含まれます。原始星の流出は、星の極方向に沿って塵の多い星の周囲のガスに穴を開け、それによって放射が逃げることができる光学的に薄い領域のサイズを増加させることがわかります。乱流降着流によって星のスピン軸が変化するときの流出の歳差運動は、流出をさらに広げ、より多くの物質が引き込まれるようにします。さらに、巻き込まれた材料に磁場が存在すると、コアから漏れる巻き込まれた流出が広くなります。注入された流出特性と同伴された流出特性を比較し、混入された流出質量は、噴射された質量よりも$\sim$3倍大きく、同伴物質に含まれる運動量とエネルギーは$\sim$25％と$\sim$5％です。注入された運動量とエネルギーのそれぞれ。その結果、流出と放射圧の両方を含めると、放射出力が大きい大質量星の場合でも、前者がはるかに効果的で重要なフィードバックメカニズムであることがわかります。

急速な中性子捕獲プロセスを隕石I-129およびCm-247で制約する

Title	Constraining_the_Rapid_Neutron-Capture_Process_with_Meteoritic_I-129_and_Cm-247
Authors	Benoit_C\^ot\'e,_Marius_Eichler,_Andr\'es_Yag\"ue,_Nicole_Vassh,_Matthew_R._Mumpower,_Blanka_Vil\'agos,_Benj\'amin_So\'os,_Almudena_Arcones,_Trevor_M._Sprouse,_Rebecca_Surman,_Marco_Pignatari,_Benjamin_Wehmeyer,_Thomas_Rauscher,_Maria_Lugaro
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04833

隕石分析は、鉄より重い放射性核が初期の太陽系に存在していたことを示しています。その中で、$^{129}$Iと$^{247}$Cmはどちらも中性子捕獲プロセス（$r$プロセス）の起点が速く、同じタイムスケール（$\simeq$15.6Myr）で減衰します。初期の太陽系（438$\pm$184）の$^{129}$I/$^{247}$Cm存在比は銀河進化の不確実性の影響を受けず、次の特性の最初の直接観測制約であることを示します太陽系以前の星雲を汚染した最後の$r$プロセスイベント。核合成計算を使用してこのイベントの物理的条件を調査し、中性子過剰の噴出物が観測された比率を生成できることを示します。非常に中性子過剰の噴出物による支配的な寄与は非常に嫌われていると我々は結論づける。

ヘリウムに富む中間準矮星BスターCPD-20 {\ deg} 1123のNLTEスペクトル分析

Title	NLTE_spectral_analysis_of_the_intermediate_helium-rich_subdwarf_B_star_CPD-20{\deg}1123
Authors	L._L\"obling
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04876

準矮星B（sdB）星は、成層大気を含むコアのヘリウム燃焼星です。それらの大気は水素（H）が支配的であり、ヘリウム（He）と金属の存在量は重力沈降と放射性浮揚の相互作用によって形成されます。ただし、これらのほんの一部は、HeI吸収線によって支配されるスペクトルを示しています。Heが不足しているHeが豊富なこれらのsdBのこれらのグループの間では、中間のHeの存在量が中間にあることが判明しています。これらのオブジェクトは、大気の動的層化がまだ進行中である、若い「正常な」（He欠乏）sdBであると提案されています。このような中間的なHeに富むsdB、つまりCPD-20{\deg}1123の光スペクトルの分析を、非局所熱力学的平衡（NLTE）恒星大気モデルを用いて提示します。HeとHの数の比率は$\mathrm{He/H}=0.13\pm0.05$であり、実効温度は$T_\mathrm{eff}=25\、500\pm1\、000$です。表面重力が$\log\、（g\、/\、\mathrm{cm}/\mathrm{s}^2）=5.3\pm0.3$の場合、星は高温の端の近くに配置されますLTEモデルの雰囲気を使用することが正当化される場合があります。この作業では、この温度レジームのT\"ubingenNLTEモデル大気パッケージのテストについて説明します。この大気コードで使用できる軽金属の低イオン化段階の修正された精巧なモデル原子の最初のアプリケーションを示します。

IC 348の惑星質量褐色矮星の新しい候補

Title	New_Candidates_for_Planetary-mass_Brown_Dwarfs_in_IC_348
Authors	K._L._Luhman,_C._J._Hapich
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04923

ハッブル宇宙望遠鏡に搭載された広視野カメラ3で取得した赤外線画像を使用して、星形成クラスターIC348内の惑星質量の褐色矮星を検索しました。これらの画像では、スペクトルを示す色を持つ12個のオブジェクトが特定されていますIC348の年齢で30以下の木星の質量に対応するM8より後のタイプ。これらの候補者のうち2人は若く見えるため、クラスターのメンバーである可能性が高く、他の2人の候補者の年齢とメンバーシップは不明です。前者の候補の1つは、消失補正K_sでIC348の最も知られているメンバーであり、進化モデルに基づいて4〜5木星の質量と想定年齢3Myrを持つと予想されます。残りの8人の候補者のうち4人は地上測光を使用しており、茶色の小人としての立候補をさらにサポートしています。

ケプラー宇宙望遠鏡による白色矮星のアステロスミスロジー

Title	White-dwarf_asteroseismology_with_the_Kepler_space_telescope
Authors	Alejandro_H._C\'orsico
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04955

白色矮星は、その進化の過程で、変動する少なくとも1つのフェーズを通過します。この変動フェーズでは、天文学者は内部の内部をじっと見ることができるため、宇宙の深い内部構造と進化の段階に光を当てることができます。星震学の手段。脈動する白色矮星の研究は、過去10年間で大幅な進歩を遂げました。これは、CoRoT、Kepler、およびTESSミッションのような、宇宙からの前例のない品質の継続的な観測の到来のおかげです。これは、新しい詳細な理論モデルの出現と改良されたアステロアソシオロジー技術の開発とともに、多くの脈動する白色矮星の内部化学構造を解明するのに役立ち、同時に、理論家に挑戦する新しい疑問を投げかけました。特に、白色矮星を何カ月も途切れることなく監視することで、全地球望遠鏡（WET）のような立派な以前の努力にもかかわらず、地上観測では検出できない現象を発見することができました。ここでは、白色矮星と白白色の準星の本質的な特性とそれらの脈動を確認することから始め、次に、これまでに知られている脈動する物体のさまざまなファミリーを調べます。最後に、我々は、ケプラー宇宙望遠鏡の前例のない品質の観測によって可能になった、脈動する白色矮星とプレ白色矮星に関する最も優れた調査結果をレビューしますが、まだ検討されるのを待っているこのミッションからの宇宙データの将来の分析は、これらの非常に興味深い変光星の新しい秘密を明らかにします。

パーカーソーラープローブ（PSP）スイッチバックの考えられる発生源としてのコロナジェット生成ミニフィラメント噴火

Title	Coronal-Jet-Producing_Minifilament_Eruptions_as_a_Possible_Source_of_Parker_Solar_Probe_(PSP)_Switchbacks
Authors	Alphonse_C._Sterling_and_Ronald_L._Moore
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04990

パーカーソーラープローブ（PSP）は、太陽に近い太陽風の大量の急速な磁場方向の変化を観測しました。これらの機能は「スイッチバック」と呼ばれ、その起源は謎です。しかし、その広範な性質は、それらが太陽の大気中で頻繁に発生するプロセスによって生成される可能性があることを示唆しています。スイッチバックがコロナジェットに起因する可能性を調べます。最近の研究では、光球の磁束がキャンセルされたときに多くのコロナジェットが発生し、小規模な「ミニフィラメント」フラックスロープが形成されて、コロナフィールドに噴出して再接続することが示唆されています。再接続された噴出ミニフィラメントフラックスロープは、外向きに伝播するアルフの変動として現れ、それが太陽風の中を移動するにつれて、ますますコンパクトな外乱に急勾配になると主張します。コロナグラフで観測された白色光ジェット（別名「狭いCME」）に接続するコロナジェットの以前に観測された特性を使用して、典型的な太陽風速度値と共に、コロナジェットで生成された外乱が近日点付近のPSPを通過すると予想します〜25分未満、速度は400km/s以下。この考えの妥当性をさらに検討するために、以前に研究された一連の赤道緯度コロナジェットは、アクティブ領域の周辺から発生し、外側のコロナに白色光ジェットを生成することを示します（STEREO/COR2コロナグラフ画像で見られる;2.5---15R_sun）、そして内側太陽圏（STEREO/Hi1太陽圏イメージャー画像で見られる;15---84R_sun）。したがって、コロナジェットを生成して噴出するミニフィラメントフラックスロープによって開いたコロナの磁力線に加えられた外乱がPSP空間に伝播し、スイッチバックとして現れる可能性があることは間違いありません。

コア崩壊超新星とそれらの先祖の流体力学

Title	Hydrodynamics_of_core-collapse_supernovae_and_their_progenitors
Authors	B._M\"uller_(Monash_University,_School_of_Physics_and_Astronomy)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05083

多次元流体の流れは、コア崩壊超新星としての大規模な星の爆発において最も重要な役割を果たします。近年、これらの現象の3次元（3D）シミュレーションは大幅に成熟しています。ニュートリノ主導のメカニズムによる衝撃の復活のための成分の特定に向けてかなりの進歩があり、成功した爆発はすでに多くの自己矛盾のない3Dモデルで得られています。ただし、これらの進歩は新しい課題ももたらします。物理的リアリズムの増加と有意義なモデル検証の必要性に促されて、超新星理論は、崩壊前の対流燃焼後期の多次元現象、爆発エンジン、および超新星エンベロープ内の混合不安定性を接続する、より統合されたビューに向かっています。ここでは、コア崩壊超新星とその前駆細胞におけるマルチD流体の流れの現在の理解を確認します。まず、コア崩壊超新星と後期対流燃焼段階の流体力学的シミュレーションが直面する特定の課題の概要を説明します。次に、理論とシミュレーションにおける最近の進歩と未解決の問題について説明します。

HyadesクラスターのX線ビュー：更新

Title	The_X-ray_view_of_the_Hyades_cluster:_updated
Authors	S._Freund,_J._Robrade,_P.C._Schneider,_J.H.M.M._Schmitt
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05135

メインシーケンスのHyadesメンバーのX線特性と、X線放射と恒星回転の関係を再確認します。Hyadesメンバーの入力カタログとして、Hiadesコアとその潮汐の尾を含む、GaiaDR2データから派生した3つの最近のメンバーシップリストを組み合わせました。私たちは、ROSAT全天サーベイ（RASS）からのX線検出と、ハイアデスメンバーのROSAT、チャンドラ、およびXMM-ニュートンからのポインティングを検索し、ケプラーのK2ミッションおよびその他のリソースから導き出されたローテーション期間を採用しました。1066の正真正銘のメインシーケンスHyadesメンバーのうち281のX線検出を検出し、検出されなかった線源に統計的な上限を提供します。F型とG型の星の検出率が最も高く（72％）、K型とM型の矮星の検出率は低い（22％）。検出されたメンバーのX線輝度は、後期M型小人の場合は〜$2\times10^{27}$から、アクティブバイナリの場合は〜$2\times10^{30}$ergs$^{-1}$の範囲です。X線光度分布関数は、コアと潮汐の尾のメンバーで形式的に異なります。これは、Hyades尾のサンプルのフィールドスターの割合が高いために発生した可能性があります。以前の研究と比較して、使用されたHyadesメンバーシップリストの違いにより、サンプルのX線はわずかに暗くなっています。さらに、X線の明度分布をより暗い明度に拡張しています。F型およびG型星のX線活動は$F_X/F_bol=10^{-5}$で明確に定義されており、スペクトルタイプM3より後のメンバーの飽和限界に達する後のスペクトルタイプに増加します。複数のエポックデータを持つ104個のHyadesメンバーのエポック間で、X線フラックスの変動は3倍未満です。回転周期は、204人のハイアデスメンバーで見られ、その半分はX線で検出されています。同時代のハイアデスメンバーについて導出された活動と回転の関係は、さまざまな年齢の星を調査している他の著者によって得られたものと非常によく似た特性を持っています。

GALAHサーベイ：暖かい矮小星からの宇宙論的リチウムと銀河リチウムの進化に対する新しい制約

Title	The_GALAH_Survey:_A_new_constraint_on_cosmological_lithium_and_Galactic_lithium_evolution_from_warm_dwarf_stars
Authors	Xudong_Gao,_Karin_Lind,_Anish_M._Amarsi,_Sven_Buder,_Joss_Bland-Hawthorn,_Simon_W._Campbell,_Martin_Asplund,_Andrew_R._Casey,_Gayandhi_M._De_Silva,_Ken_C._Freeman,_Michael_R._Hayden,_Geraint_F._Lewis,_Sarah_L._Martell,_Jeffrey_D._Simpson,_Sanjib_Sharma,_Daniel_B._Zucker,_Toma\v{z}_Zwitter,_Jonathan_Horner,_Ulisse_Munari,_Thomas_Nordlander,_Dennis_Stello,_Yuan-Sen_Ting,_Gregor_Traven,_Robert_A._Wittenmyer_and_the_GALAH_collaboration
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05173

宇宙におけるリチウムの枯渇と濃縮はまだよく理解されていません。恒星および銀河の進化モデルに対する制約を厳しくするために、これまでのLiの存在量A（Li）の最大の高解像度分析を提示し、有効温度にまたがる100,000を超えるGALAHフィールドスターの結果を$5900\、\mathrm{K}\lesssim\rm{T_{eff}}\lesssim7000\、\mathrm{K}$および金属性$-3\lesssim\rm[Fe/H]\lesssim+0.5$。私たちはこれらの星を2つのグループに分けました。いわゆるLi-dipの暖かい側と冷たい側で、キール線図の局所的な領域であり、リチウムが激減しています。これらの2つのグループの星は、A（Li）-[Fe/H]面で同様の傾向を示すが、A（Li）でおおよそ一定のオフセットが0.4dexであり、暖かいグループの方がLi存在量が高いことを発見しました。$\rm[Fe/H]\gtrsim-0.5$では、金属量の増加に伴うLi存在量の大幅な増加が両方のグループで明白であり、重要な銀河の生成の開始を示しています。金属度が低い場合、クールグループの星はSpite高原に位置し、ビッグバン元素合成（BBN）から予測された原始値と比較して、約0.4デックスのリチウムの減少を示しています。ただし、[Fe/H]=-1.0〜-0.5の暖かいグループの星は、BBN予測とほぼ一致する高原を形成します。これは、これらの星が初期宇宙で生成された原始Liを実際に保存していることを示している可能性があります。

楕円SPB変数である$ \ bpi ^ 5 $ OrionisのBRITEコンステレーション測光

Title	BRITE-Constellation_photometry_of_$\bpi^5$_Orionis,_an_ellipsoidal_SPB_variable
Authors	M._Jerzykiewicz,_A._Pigulski,_G._Handler,_A.F.J._Moffat,_A._Popowicz,_G.A._Wade,_K._Zwintz_and_H._Pablo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05178

SB1システムおよび楕円体変数$\pi^5$Ori（B2\、III）のBRITE-Constellation測光の分析結果が表示されます。周波数が$f_{\rmorb}$、$2f_{\rmorb}$、$3f_{\rmorb}$の5項フーリエコサインシリーズとして表すことができる軌道の光変動に加えて、$4f_{\rmorb}$および$6f_{\rmorb}$、ここで$f_{\rmorb}$はシステムの軌道周波数であり、星は5つの低振幅だが非常に重要な正弦波変動を周波数$で示していますf_i$（$i={}$2、..、5,7）の範囲は0.16から0.92〜d$^{-1}$です。1$\sigma$より優れた精度で、後者の周波数は次の関係に従います：$f_2-f_4=2f_{\rmorb}$、$f_7-f_3=2f_{\rmorb}$、$f_5=f_3-f_4=f_7-f_2$。最初の2つの関係は、2つの高次$\ell=1、m=0$重力モードが、システムの潮汐的に歪んだ主成分で自励される証拠として解釈されます。したがって、星は楕円体のSPB変数です。最後の関係は、2つのモード間の1次微分結合項の存在から生じます。文献の光度測定データと{\emHipparcos\/}視差から導き出された基本的なパラメータは、主要なコンポーネントがメインシーケンス（MS）の進化の最終段階に近いことを示しています。広範なWilson-Devinneyモデリングは、HRダイアグラムでのプライマリの位置と一致する有効な温度と質量に対して理論上の観測された光曲線のベストフィットが得られ、セカンダリが初期のMS進化段階にあることを示唆するという結論につながります。

新しいサイクルの最初のアクティブ領域での振動のマルチレベル観測

Title	Multilevel_Observations_of_the_Oscillations_in_the_First_Active_Region_of_the_New_Cycle
Authors	Andrei_Chelpanov_and_Nikolai_Kobanov
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05223

はじめて、太陽波群の誕生から崩壊までの振動ダイナミクスの多波研究が行われました。サヤン太陽天文台の水平太陽望遠鏡でH$\alpha$、HeI10830A、およびSiI10827Aのラインで活性領域NOAA12744のスペクトル観測を行いました。ソーラーダイナミクス天文台（SDO）の見通し内磁場データと、1600A、304A、および171AのUVチャネルを使用しました。斑の進化の初期段階では、低周波（1〜2mHz）の振動が斑の中央部に集中するのを観察しました。低い太陽大気では、これは強度、視線速度、および磁場信号に記録されます。これらの周波数は、遷移領域とコロナ（304Aおよび171Aチャネル）でも観察されました。斑の進化の最大の発達段階で、低周波振動は、活動領域の上に形成されたコロナルループ構造を密接に再現します。減衰フェーズでは、観測された周波数の空間分布は、妨害されていない彩層ネットワーク内およびその上に見られるものに似ています。私たちの結果は、下部太陽大気で観測された低周波振動とコロナループの振動との直接的な関係を示しており、これはおそらくループのフットポイントを通じて実装されています。

コンフューズグラムの解読：Zeeman Doppler Imagingから新しい洞察を得る

Title	Deconfusing_the_Confusogram:_Getting_New_Insights_from_Zeeman_Doppler_Imaging
Authors	J._Sebastian_Pineda_and_James_R._A._Davenport
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05268

ゼーマンドップラーイメージングは​​、恒星磁場の強度とトポロジーを特徴付ける強力なツールです。このリサーチノートでは、星の集団についてZDIからの典型的な結果を視覚化する新しい方法を提示し、データを説明するための標準の「コンフューソグラム」アプローチに関する懸念のいくつかに対処します。私たちの公に利用可能なプロット手法により、繰り返し観測から推測される磁場トポロジーの変動性を検討するためのアクセス可能な手段がさらに可能になります。

CHARA干渉法によるベンチマーク星の基本的な恒星パラメータ。 I.金属に乏しい星

Title	Fundamental_stellar_parameters_of_benchmark_stars_from_CHARA_interferometry._I._Metal-poor_stars
Authors	I._Karovicova,_T._R._White,_T._Nordlander,_L._Casagrande,_M._Ireland,_D._Huber,_P._Jofr\'e
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05411

ベンチマークの星は、天の川の現在および将来の大規模な恒星測量の検証基準として重要です。ただし、適切な金属に乏しいベンチマークの数は現在限られています。信頼性の高い干渉有効温度（$T_\text{eff}$）の決定と、$T_\text{effの$1\％$の望ましい精度での均一分析に基づいて、金属に乏しいベンチマークの新しいセットを構築することを目指しています}$。後期型の金属に乏しい小人と巨人、HD2665、HD6755、HD6833、HD103095、HD122563、HD127243、HD140283、HD175305、HD221170、HD224930を観察しました。10の星のうち3つ（HD103095、HD122563、およびHD140283）のみが、以前にベンチマークとして使用されました。観測には、CHARAアレイで高角度分解能の光学干渉計PAVOを使用しました。3Dの四肢の暗くなるモデルを使用して角直径をモデル化し、ボロメータ補正のテーブルを補間する反復手順を使用して、Stefan-Boltzmann関係から直接$T_\text{eff}$を決定しました。表面重力（$\log（g）$）は、ダートマス恒星進化モデルトラックとの比較から推定されました。ELODIEとFIESのスペクトログラフから分光観測を収集し、中性および単一電離鉄の非混合ラインの1D非LTE存在分析から推定金属量（$\mathrm{[Fe/H]}$）を収集しました。5つの星（HD103095、HD122563、HD127243、HD140283、およびHD224930）について、$T_\text{eff}$が$1\％$より良いと推定しました。他の5つの星の$T_\text{eff}$は$2-3\％$の間で信頼できます。これらの星の$T_\text{eff}$の不確実性が高いのは、主にボロメータフラックスの不確実性が大きいためです。また、不確実性の中央値が$0.03\、\mathrm{dex}$および$0.09\、\mathrm{dex}$である$\log（g）$および$\mathrm{[Fe/H]}$もそれぞれ決定しました。したがって、これらの10個の星は、金属に乏しいベンチマークの新しい信頼性の高いセットとして採用できます。

非対称磁気プラズマ環境に埋め込まれた磁気スラブ内の定常MHD波：表面波

Title	Standing_MHD_Waves_in_a_Magnetic_Slab_Embedded_in_an_Asymmetric_Magnetic_Plasma_Environment:_Surface_Waves
Authors	William_Oxley,_No\'emi_Kinga_Zs\'amberger_and_R\'obert_Erd\'elyi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05425

非磁性の外部環境に埋め込まれた磁気スラブの表面波を分析する以前の研究に基づいて、この研究ではモデルが一般化され、外部磁場が追加されます。スラブは薄く、磁気非対称性が弱いと想定されています。定常調和モードの周波数は、薄いスラブ幅と弱い非対称性を表す少量の先行次数に導出されます。周波数は、磁気非対称性の変化よりもスラブの幅の変化の傾向が強いことがわかります。観測結果と比較して太陽磁気地震学を実行するために適用できる観測可能な量である可能性があるため、スラブの両側間の振幅差とともに、基本モードに対する第1高調波の周波数比が導出されます。

Zwicky Transient Facilityの重力マイクロレンズ現象統計

Title	Gravitational_Microlensing_Event_Statistics_for_the_Zwicky_Transient_Facility
Authors	Michael_S._Medford,_Jessica_R._Lu,_William_A._Dawson,_Casey_Y._Lam,_Nathan_R._Golovich,_Edward_F._Schlafly,_Peter_Nugent
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05439

マイクロレンズ調査は何千ものイベントを発見しており、ほとんどすべてのイベントが銀河の隆起内またはマゼラン雲に向かって発見されています。ZwickyTransientFacility（ZTF）は、マイクロレンズキャンペーンを目的として設計されていませんが、銀河面を含む数夜ごとに北の空全体を観測する光学時間領域調査です。ZTFはgバンドとrバンドで$\sim10^9$の星を観測し、観測されたマイクロレンズの個体数に大きく貢献します。ZTFは、銀河面の緯度$10^\circ$度以内で3年以内に$\sim$1100マイクロレンズイベントを観測し、外側の銀河（$\ell\geq10^\circ$）。この収量は、3つのZTF露出、ZTFが合計5年間観察した場合の$\sim$1800（$\sim$900）イベント、および$\sim$2400（$\sim$1300）後処理画像スタッキングを使用した5年間の調査のイベント。マイクロレンズモデリングソフトウェアPopSyCLEを使用して、銀河バルジと外側の銀河のマイクロレンズ集団を比較します。また、マイクロレンズイベントZTF18abhxjmjの分析を示し、これらの人口統計をイベントモデリングに活用する方法を示します。ZTFは、測光マイクロレンズを通して銀河の構造、恒星の個体群、および原始ブラックホールを抑制します。

新興太陽活動領域極性の平均運動II：ジョイの法則

Title	Average_motion_of_emerging_solar_active_region_polarities_II:_Joy's_law
Authors	Hannah_Schunker,_Christian_Baumgartner,_Aaron_C._Birch,_Robert_H._Cameron,_Douglas_C._Braun,_Laurent_Gizon
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05565

ジョイの法則で説明されている太陽活動領域の傾斜は、バブコックレイトンダイナモモデルでトロイダル磁場をポロイダル磁場に変換するために不可欠です。薄いフラックスチューブモデルでは、コリオリの力がジョイの法則を引き起こし、東西の流れが表面に向かって上昇するときに作用します。私たちの目標は、何百ものアクティブな領域が出現するときの平均傾斜角の変化を測定し、ジョイの法則の起源を制約できるようにすることです。太陽ダイナミクス天文台HelioseismicEmergingActiveRegionサーベイで153の新興活動領域における主双極子の傾斜角を測定しました。極性を定義し、出現後最大4日間の傾斜角を測定するために、平均6時間の見通し内磁場測定を使用しました。出現時には、極性は平均して東西に揃っており、分離も傾斜も緯度に依存しないことがわかります。ただし、高緯度のARは、出現時に赤道に近いARよりも南北の分離速度が速いことがわかります。出現後、傾斜角が増加し、約2日後にジョイの法則が明らかになります。傾斜角のばらつきは、高磁束領域の傾斜角のばらつきが低磁束領域よりも小さい、発生から約1日までは、磁束とは無関係です。薄いフラックスチューブモデルは上昇するフラックスチューブの傾斜角が表面下で生成されると予測しているため、東西方向の配置でアクティブ領域が現れるという我々の発見は驚くべきことです。以前に報告された深く固定されたフラックスチューブの傾斜角緩和は、主に東西分離の変化によって説明できます。ジョイの法則は、フラックスが最初に表面に到達するときに存在する固有の南北分離速度によって引き起こされ、傾斜角のばらつきは、超造粒による極性のバフェッティングと一致すると結論付けます。

フレアT-タウリ星のMHDシミュレーションからの電波放射の時間変動の予測

Title	Predicting_the_time_variation_of_radio_emission_from_MHD_simulations_of_a_flaring_T-Tauri_star
Authors	C._O._G._Waterfall,_P._K._Browning,_G._A._Fuller,_M._Gordovskyy,_S._Orlando,_F._Reale
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05570

T-タウリスターのディスク降着イベントからの時間依存の電波放射を、3Dの理想的な電磁流体力学シミュレーションとジャイロシンクロトロン放射および放射伝達モデルを組み合わせてモデル化します。私たちは初めて、フレアTタウリ星からの多周波数（1$-$1000GHz）強度と円偏波を予測しました。星とその恒星円盤を接続するフラックスチューブには、非熱電子の分布があり、ディスクでの加熱イベントの後に指数関数的に減衰し、システムが進化します。電子のエネルギー分布、ならびに非火力の法則のインデックスと損失率は、全体的なフラックスへの影響を確認するために変化します。スペクトルは異なる視線から生成され、フラックスチューブとディスクの異なるビューを提供します。ピークフラックスは通常20$-$30GHz付近で発生し、電波輝度はT-タウリスターで観測されたものと一致します。すべてのシミュレーションで、ピークフラックスは時間の経過とともに減少し、より低い周波数に移動することがわかります。周波数依存の円偏光は10$-$30$\％$に達する可能性がありますが、フレアが発生するにつれて進化する複雑な構造を持っています。私たちのモデルは、スペクトルとその偏光の進化の観測がフレア環境と関連する降着イベントの物理的特性に重要な制約を提供できることを示しています。

ガイアDR2を使用した密な恒星野における銀河の開星団の発見と天体物理学的特性

Title	Discovery_and_astrophysical_properties_of_Galactic_open_clusters_in_dense_stellar_fields_using_Gaia_DR2
Authors	Filipe_A._Ferreira,_J._F._C._Santos_Jr.,_W._J._B._Corradi,_F._F._S._Maia,_M._S._Angelo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05611

密な低銀河の緯度フィールドでの検索から生じた25個の新しい散開星団の発見を報告します。また、GaiaDR2データを使用して、新たな発見と最近発見された他の34のオープンクラスターの構造的パラメーターと天体物理学的パラメーターを初めて提供します。候補者は、ベクトルポイントダイアグラムと空間分布を共同で検査することによって確認されました。発見は、ほぼ既知のオブジェクトを照合し、それらの平均天文学パラメーターを利用可能な文献と比較することによって検証されました。除染アルゴリズムを3次元の天文学空間に適用して、星団のメンバーシップの可能性を導き出しました。メンバーシップの可能性が低い星を拒否することにより、除染された色の大きさの図を作成し、等時線フィッティングによってクラスターの天体物理学的パラメーターを導き出しました。構造パラメータは、恒星分布のキングプロファイルフィッティングによっても導出されました。調査されたクラスターは主に太陽から3kpc以内にあり、年齢は30Myrから3.2Gyrで、赤化はE（B-V）=2.5に制限されています。平均して、私たちのクラスターサンプルはガイアDR2で確認されたクラスターよりも密度の低い構造を示しています。それらのほとんどは低緯度の銀河円盤のIV象限に位置しているため、内側の天の川の特徴である密集したフィールドに浸されています。

深層学習を使用した太陽風予測

Title	Solar_wind_prediction_using_deep_learning
Authors	Vishal_Upendran,_M.C.M_Cheung,_Shravan_Hanasoge,_Ganapathi_Krishnamurthi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05825

太陽風は太陽のコロナの基部から発生し、地球の磁気圏との相互作用が地磁気嵐などの宇宙天気の結果をもたらす荷電粒子の磁化された流れで惑星間媒体を満たします。太陽大気の時空間的に進化する条件の測定を通じて太陽風を正確に予測することは重要ですが、太陽物理学と宇宙天気の研究では未解決の問題のままです。この研究では、太陽風（SW）特性の予測にディープラーニングを使用します。宇宙ベースの観測からの太陽コロナの極端紫外線画像を使用して、ラグラジアンポイント1で測定されたNASAOMNIWEBデータセットからSW速度を予測します。自己回帰モデルと素朴なモデルに対してモデルを評価し、モデルがベンチマークモデルよりも優れていることを確認します。観測されたデータと0.55$\pm$0.03の最適な相関を取得します。モデルがデータを使用して予測を行う方法を視覚化して調査すると、高速風予測ではコロナホール（予測の3〜4日前に$\約$4日）、および低速風予測ではアクティブな領域でより高い活性化が見られます。文献で報告されているように、これらの傾向は、潜在的に高速風と低速風の発生源である地域の影響に非常によく似ています。これは、私たちのモデルが、組み込まれた物理学の知識なしに、コロナと太陽風構造の間のいくつかの顕著な関連性を学習できたことを示唆しています。そのようなアプローチは、太陽物理学データセットにおけるこれまで未知の関係を発見するのに役立ちます。

太陽周期23と24におけるリムハロコロナ質量放出によって明らかにされた太陽圏の状態

Title	The_State_of_the_Heliosphere_Revealed_by_Limb_Halo_Coronal_Mass_Ejections_in_Solar_Cycles_23_and_24
Authors	Nat_Gopalswamy,_Sachiko_Akiyama,_and_Seiji_Yashiro
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05844

CMEプロパティに対する太陽圏の状態の影響を定量化するために、太陽周期23と24の間に手足の近く（中央子午線距離範囲60から90度の範囲内）で発生するハローコロナ質量放出（CME）のプロパティを比較します。サイクル23と24には、それぞれ44と38の手足ハローがあります。サイクル平均太陽黒点数に正規化すると、サイクル24の四肢ハローが42％増えます。人口としての四肢ハローは非常に高速ですが（平均速度1464kms-1）、サイクル24ハローは26％遅くなりますサイクル23ハローより。新しいパラメーターとして、CMEが完全なハローになったときのCMEリーディングエッジの太陽中心距離を紹介します。この高さは、サイクル24で大幅に短くなり（20％）、6Rsでのカットオフが低くなります。これらの結果は、cycle-24CMEがcycle-23のものよりも早く、低速でハローになることを示しています。一方、フレアのサイズは2つのサイクルで非常に類似しており、異なるCMEプロパティに寄与する噴火特性の可能性を排除します。要約すると、この研究は、周期24のCMEが23サイクルよりも早く拡大し、ハローになることを可能にする、太陽圏の全圧の低下の影響を明らかにします。サイクル24）と同様であると予測され、自動カタログと手動カタログによって報告されたハローカウントの不一致を理解します。

ソーラープロミネンスフット内の高速磁気音波と流れ：観察とモデリング

Title	Fast_Magnetosonic_Waves_and_Flows_in_a_Solar_Prominence_Foot:_Observations_and_Modeling
Authors	Leon_Ofman_and_Therese_A._Kucera
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05885

ひので太陽光学望遠鏡（SOT）の非線形の高速マグネトニック波として識別されるCa〜IIおよびHアルファ放射の高解像度観測を使用して、プロミネンスフットの伝播する変動の最近の観測を研究します。ここでは、Hinode/SOTCa〜II画像に加えて、InterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）Mg〜IIスリットジョー画像を使用して、伝播する波と流れの観測をさらに分析します。波の典型的な周期は5〜11分の範囲であり、上空（POS）の波長は約2000kmですが、細い糸の流れの典型的な速度はPOSで約16〜46kmです。/s。また、流れる材料のあるスレッドで見かけのキンク振動を検出し、コロナ地震学を適用して5-17Gの範囲の磁場強度を推定します。2.5DMHDを使用して、観測されたダイナミクスに対する非線形波と流れの複合効果をモデル化します。卓越した材料、および伝播および屈折する高速磁気音波、ならびに磁場に沿って流れる材料内の定常キンクモード波を再現します。モデリングの結果は、隆起した足のさまざまな波や流れの観測と定性的によく一致しており、冠状地震の解析をさらに確認し、隆起した物質の微細なスケールのダイナミクスの理解を深めています。

Serpensのグレートディスクシャドウの変動性

Title	Variability_of_the_Great_Disk_Shadow_in_Serpens
Authors	Klaus_M._Pontoppidan,_Joel_D._Green,_Tyler_A._Pauly,_Colette_Salyk,_Joseph_DePasquale
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05965

Serpensの星形成領域にあるグレートディスクシャドウのマルチエポックハッブル宇宙望遠鏡によるイメージングを紹介します。近赤外線画像は、ディスクシャドウの強い変動性を示しており、月単位の時間スケールでの内部ディスクのダイナミクスを示しています。グレートシャドウは、若い中間質量の星SVS2/CK3/EC82を囲む未解決の原始惑星系円盤によって、Serpens反射星雲に投影されます。影は少なくとも17,000auの距離まで伸びており、0.24年の軽い移動時間に対応しているため、画像は、1日という短い時間スケールでのディスクスケールの高さと位置角度の詳細な変化を明らかにし、画像の角度解像度、および2つの観測期間の間の最大1.11年のスパン。画像に基づいて、ディスク密度構造の時間変化の基本的な検索を提示します。内側のディスクは月の時間スケールで位置角度を変更し、その変更は軸対称ではないことがわかります。これは、$\sim$1\、auサイズスケールに非軸対称の動的強制が存在することを示唆しています。2つの異なるシナリオを検討します。1つは四重極ディスクのワープが中心の星を周回する場合、もう1つはディスク平面から外れる不等質量の2進軌道がシャドウイングディスクに対して光中心を移動させる場合です。Serpensディスクシャドウの継続的なスペースベースの監視は、これらのシナリオを区別するために必要であり、他の手段では利用できない内部の原始惑星系ディスクのダイナミクスに対するユニークで詳細な洞察を提供できます。

相互作用する暗いセクターにおける宇宙論的摂動：場と流体のマッピング

Title	Cosmological_perturbations_in_the_interacting_dark_sector:_Mapping_fields_and_fluids
Authors	Joseph_P_Johnson_and_S._Shankaranarayanan
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04618

ダークセクターの性質とダイナミクスに関する情報はほとんどないため、ダークエネルギーとダークマターの相互作用を説明する独自の方法はありません。したがって、文献の現象論的な暗黒物質流体相互作用モデルの多くでは、暗黒セクターの相互作用強度$Q_{\nu}$が手動で導入されています。ダークセクターの相互作用の強さ$Q_{\nu}$にフィールド理論の説明が必要であることを要求すると、相互作用の強さのユニークな形が得られます。$f（R、\chi）$モデルのフィールドと流体の等価性を示します。ここで、$f$は$R$の任意の滑らかな関数であり、スカラーフィールド$\chi$は暗黒物質を表します。摂動の1次まで、相互作用する暗黒エネルギーと暗黒物質の場の理論の説明と現象論的な流体の説明の間の1対1のマッピングが、このユニークな形の相互作用には存在することを示しています。次に、文献で検討されている相互作用する暗黒エネルギーモデルを、フィールド理論の説明に基づいて2つのカテゴリに分類します。

ALP Cogenesisからのアクシオンカップリングの予測

Title	Predictions_for_Axion_Couplings_from_ALP_Cogenesis
Authors	Raymond_T._Co,_Lawrence_J._Hall,_and_Keisuke_Harigaya
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04809

初期宇宙の場の速度で、アクシオンのような粒子（ALP）を標準モデルに追加すると、観測されたバリオンと暗黒物質の密度が同時に説明されます。これには、ALPと、ALP質量の関数として予測される光子、核子、および/または電子の間の1つ以上の結合が必要です。これらの予測は、バリオン密度に対する暗黒物質の比率がALP場の速度に依存せず、ALP質量$m_a$と減衰定数$f_a$の間の相関を可能にするために発生します。予測されるカップリングは、QCDアキシオンおよび従来のALPミスアライメントメカニズムによる暗黒物質のカップリングよりも桁違いに大きくなります。その結果、このスキームであるALPcogenesisは、研究室や恒星の天体からの暗黒物質の将来の実験的なALP検索の範囲内にあります。

Zenoの二分法アプローチによる小質量比のバイナリブラックホールマージの調査

Title	Exploring_the_small_mass_ratio_binary_black_hole_merger_via_Zeno's_dichotomy_approach
Authors	Carlos_O._Lousto_and_James_Healy
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04818

質量比が次第に小さくなる一連のバイナリブラックホールシミュレーションを実行して、合併前に13軌道を表示する128：1バイナリに到達します。$q=m_1/m_2=1/15$の非回転の場合の詳細な収束の研究に基づいて、$q=1/32$、$q=1/64に到達するために、より小さな穴の範囲に追加のメッシュリファインメントレベルを適用します$、および$q=1/128$ケース。8ノードのシミュレーションでは、$1/q$を使用したほぼ線形の強い計算スケーリングが観察されます。合併の残りのプロパティを計算します。最終的な質量、スピン、反跳速度。また、重力波形、ピーク周波数、振幅、光度も計算します。これらの値を対応する現象論的公式の予測と比較して、粒子制限を再現し、これらの新しい結果を使用してフィッティング係数を改善します。

普遍的に結合された超軽量スカラー暗黒物質に対するBBN制約

Title	BBN_constraints_on_universally-coupled_ultralight_scalar_dark_matter
Authors	Sergey_Sibiryakov,_Philip_S{\o}rensen,_Tien-Tien_Yu
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04820

超軽量スカラー暗黒物質は、ユニバーサルカップリングを介してすべての大規模な標準モデル粒子と相互作用できます。このような結合は、標準モデルの粒子の質量を変更し、ビッグバン元素合成のダイナミクスに影響を与えます。ビッグバン元素合成の全ダイナミクスだけでなく、環境によるスカラー質量の変更を考慮して、暗黒物質の宇宙論的進化をモデル化します。ヘリウム4の存在量の正確な測定により、利用可能なパラメーター空間に厳しい制約が設定され、これらの制約は暗黒物質の環境質量と中性子フリーズアウトのダイナミクスの両方に強く影響されることがわかります。さらに、アインシュタインフレームとヨルダンフレームの両方で分析を実行します。後者を使用すると、モデルを数値ビッグバン元素合成コードに実装し、追加の軽元素を分析できます。数値分析は、ヘリウム4からの制約が重水素よりも支配的であり、リチウムへの影響がリチウムの問題を解決するには不十分であることを示しています。他のいくつかのプローブと比較すると、BigBangNucleosynthesisがパラメーター空間の大部分に対して最も強い制約を設定していることがわかります。

実験室の天体物理学実験でのガンマ線バーストからの偏光放射放出をモデル化するための磁化プラズマにおけるペアビーム伝搬

Title	Pair-beam_propagation_in_a_magnetised_plasma_for_modelling_the_polarized_radiation_emission_from_gamma-ray_bursts_in_laboratory_astrophysics_experiments
Authors	Ujjwal_Sinha,_and_Naveen_Kumar
URL	https://arxiv.org/abs/2006.04929

磁化された電子-イオンプラズマにおける相対論的電子-陽電子ビームの伝播が、この場合に生成された放射の偏光に焦点を合わせて研究されています。さまざまなビームプラズマパラメータ、横方向および縦方向のビームサイズ、および外部磁場について、生成された放射の偏光の調査に特に重点が置かれています。私たちの結果は、ガンマ線バーストで観察される高度の円偏光を理解するのに役立つだけでなく、実験室の天体物理学実験でペアビームのフィラメント化ダイナミクスに関連する異なるモードを区別するのにも役立ちます。

均一な円形リングの周りのカオス的粒子運動

Title	Chaotic_particle_motion_around_a_homogeneous_circular_ring
Authors	Takahisa_Igata
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05052

$n$次元のユークリッド空間に配置された均一な円形リングによって生成される重力場でのテスト粒子の運動を考えます。$n=6、7、\ldots、10$には安定した定常軌道は存在しないが、$n=3、4、5$には存在することを確認し、それらが出現する領域を明らかにします。$n=3$で、ハミルトンジャコビ方程式の変数の分離が発生しないことを示します。ただし、安定した境界軌道のカオスの兆候はありません。システムは$n=4$で積分可能であるため、カオスは発生しません。$n=5$では、カオスの安定した結合軌道がいくつか見つかります。したがって、このシステムは少なくとも$n=5$で積分不可能であり、対応するブラックリング時空の時間的測地系が積分不可能であることを示唆しています。

ヌル測地線の高スピン拡張

Title	High_spin_expansion_for_null_geodesics
Authors	Peng-Cheng_Li,_Minyong_Guo,_and_Bin_Chen
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05153

カー時空におけるヌル測地線の高スピン展開を考慮します。ヌル測地線方程式を、四肢からの偏差でより高い次数に連続的に展開します。一致した漸近展開の方法により、動径積分が分析的に得られます。分析式は、シフトしたカーター定数$q$の値に非常に敏感であることがわかります。$q$が大きい場合、分析式を使用して、M87*のような天体物理ブラックホールの観測電磁シグネチャを調査できることを示します。ただし、小さな$q$の場合、高スピン展開法は（ほぼ）極端なブラックホールにのみ適用できます。

冷たいフェルミガスのスピン分極した強磁性状態

Title	The_spin-polarized_ferromagnetic_state_of_a_cold_Fermi_gas
Authors	J.P.W._Diener,_F.G._Scholtz
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05247

冷たいフェルミガスのスピン分極した強磁性状態を、相互作用および非相互作用の電荷中性および$\beta$平衡化ガスについて調べます。磁場とフェルミオンの電荷および磁気双極子モーメントの間の標準的な最小結合は、フェルミオンの磁場との相互作用を定義します。磁場とフェルミオン（バリオン）双極子モーメントの間の結合強度が可変であると仮定すると、ガスの磁気応答に完全に起因する、磁場のある低エネルギーのスピン分極状態に対応する強磁性状態を実現できることが示されています。密度にもよるが、この強磁性状態を実現するには、バリオン双極子モーメントの非常に大きな増加が必要であることがわかります。必要な増加はありそうにありませんが、誘導磁場は$\sim10^{17}$ガウスのオーダーです。さらに、外部に磁化されたフェルミガスには異方性圧力がありますが、強磁性ガスの圧力は完全に等方性であり、熱力学的に好ましい磁化状態です。

「宇宙のマイクロ波背景の制約が連続的な自発的位置特定モデルに影を落とす」へのコメント

Title	Comment_on_"Cosmic_Microwave_Background_Constraints_Cast_a_Shadow_On_Continuous_Spontaneous_Localization_Models"
Authors	Gabriel_R._Bengochea,_Gabriel_Leon,_Philip_Pearle,_Daniel_Sudarsky
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05313

最近の論文[J.マーティンとV.ヴェニン、Phys。レット牧師。124、080402（2020）]ほとんどの自然な選択について、非自発的実験室の状況で機能することが知られているため、インフレのケースへの連続自発的局在（CSL）理論の直接適用は除外されると主張されました。宇宙観測データにより、CSL理論に基づくモデルに影を落とします。そのような結果は、理論を宇宙論の文脈に適用するためのかなり狭い選択のセットの考察に基づいており、オープンで異なる可能性の風景は非常に広大であることを指摘します。

宇宙プラズマにおける低ベータアルファ/陽子ビームの電磁不安定性

Title	Electromagnetic_instabilities_of_low-beta_alpha/proton_beams_in_space_plasmas
Authors	M.A._Rehman,_S.M._Shaaban,_P.H._Yoon,_M._Lazar,_S._Poedts2
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05337

異なる種または粒子集団間の相対的なドリフトは、太陽風の高速ストリーム、コロナ質量放出、惑星間衝撃などの太陽プラズマ流出に特徴的です。この紙は、通常さまざまな不安定性を刺激するために呼び出される固有の熱異方性がない場合に、低ベータアルファ/プロトンドリフトの分散と安定性を特徴付けます。ここで導出された分散関係は、不安定性の完全なスペクトルと、伝播角度およびプラズマパラメータによるそれらの変動を表します。結果は、電磁陽子サイクロトロンとアルファサイクロトロンモードの不安定性の間の潜在的な競争を明らかにします。低ベータ太陽風に特有の条件、たとえば、外部コロナの低い太陽中心距離では、不安定性はアルファサイクロトロンブランチに作用します。アルファサイクロトロンモードの成長率は、（平行）プラズマベータおよび/またはアルファ陽子温度比によって体系的に刺激されます。したがって、この不安定性は、温度異方性がなくても観察され、観測されたアルファ粒子のドリフトの自己矛盾のない調整に寄与する可能性があります。

重力プローブBで測定できるものがまだ残っていますか？

Title	Is_there_still_something_left_that_Gravity_Probe_B_can_measure?
Authors	Lorenzo_Iorio
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05404

最初のポストニュートン（1pN）オーダーまで、軌道ジャイロスコープの一般的な相対論的長期スピン歳差の完全な解析的および数値的処理を実行します。中心体の対称軸$\boldsymbol{\hat{k}}$のジャイロの軌道構成と空間での向きスピンの赤緯の長期変化率$\delta$を検索することにより、過去の宇宙搭載重力プローブB（GP-B）ミッションに結果を適用します。これは$\lesssim30-40\、\mathrm{milliarcseconds\、per\、year\、（\mathrm{mas\、yr}^{-1}}）$、初期軌道フェーズ$f_0$によって異なります。分析計算と、スピン4ベクトルの平行移動の方程式とジャイロスコープの測地線運動方程式の同時積分の両方により、このような発見が確認されます。GP-Bの場合、スピンの偏角測定で報告された平均誤差は$\sigma^\mathrm{GP-B}_{\dot\delta}=18.3\、\mathrm{mas\、yr}^{-になります。1}$。また、プライマリの角運動量$\boldsymbolJ$によって引き起こされる重力磁気スピン歳差の一般的な解析式を計算します。それらの一般性を考慮して、私たちの結果は、銀河系の超大質量ブラックホールを周回する星、その親星に近い太陽系外惑星、コンパクトな恒星の死体をホストする密な連星など、関心のある他の天文学および天体物理学的シナリオにも拡張できます。

GW170817後の非最小のHorndeskiのような理論の復活：運動論的カップリングはアインシュタイン-ガウス-ボンネットインフレを修正

Title	Reviving_non-Minimal_Horndeski-like_Theories_after_GW170817:_Kinetic_Coupling_Corrected_Einstein-Gauss-Bonnet_Inflation
Authors	V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05512

2つの中性子星が合流するという最近のGW170817イベントの後、多くの文字列補正された宇宙論が非生存危険に直面しました。これは、これらの理論のほとんどが原始的に大量の重力子を生成するという事実によるものでした。これらの理論の中には、ラングジアンの非最小の運動論的結合補正項を含むものがあります。これは、Horndeski理論のサブクラスに属しています。この作業では、これらの理論がどのように復活するかを示し、これらの理論が自然単位で$c_T^2=1$の速度で原始重力波を生成し、GW170817イベントに準拠する方法を示します。私たちが示すように、アインシュタイン-ガウス-ボンネット理論の重力作用にも$\sim\xi（\phi）G^{\mu\nu}\partial_\mu\phi\partial_\の形式の運動学的カップリングが含まれている場合nu\phi$、原始質量のない重力子、または同等の原始重力波の速度$c_T^2=1$が自然単位である条件は、Gauss-Bonnet項のスカラー場依存結合関数に特定の条件をもたらします。速度論的結合の非最小結合でもあります。我々は、スカラー場のスローロールダイナミクスのみを仮定することにより、インフレ時代に焦点を当てたそのような理論の現象論的意味を広範囲に研究します。したがって、スカラーフィールドが一定のロールの方法で進化するケースを簡単に研究します。いくつかの例示的な例を使用することにより、当面の理論的フレームワークの実行可能性が容易に達成できることを示します。また、$\sim\xi（\phi）\Box\phig^{\mu\nu}\partial_\mu\phi\partial_\nu\phi$および$\sim\xi（\の形式の項を含む理論phi）\left（g^{\mu\nu}\partial_\mu\phi\partial_\nu\phi\right）^2$も、この論文で研究する理論と同じ重力波速度につながるため、これは、Horndeski理論のより大きなクラスをカバーしています。

磁化された乱流におけるせん断電流効果の存在について

Title	On_the_existence_of_shear-current_effects_in_magnetized_burgulence
Authors	Maarit_J._K\"apyl\"a,_Javier_\'Alvarez_Vizoso,_Matthias_Rheinhardt,_Axel_Brandenburg,_Petri_K\"apyl\"a,_Nishant_K._Singh
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05661

磁気せん断電流効果（SC）の観点からせん断流ダイナモを説明する可能性が検討されています。競合する説明は、一貫性のない$\alpha$-shearダイナモ効果です。私たちの主な診断は、乱流磁気拡散テンソル、特に非対角拡散テンソル成分$\eta_{yx}$です。これは、体系的に負の符号があり、SCを通じてコヒーレントダイナモアクションを意味します。強い磁気変動を伴うシステムから乱流輸送係数を測定できるようにするために、圧力勾配項が非線形であるMHD方程式から削除された場合に、このような測定が可能なテストフィールド法の拡張を提示します。TFM（NLTFM）。流体力学的方程式はバーガーの方程式に関連しており、結果の流れは磁化された乱流と呼ばれます。運動ダイナモアクションと磁気フォーシングの両方を使用して、小規模のダイナモアクションの有無にかかわらず、ケースを模倣します。簡略化されたMHDフローが速度論的に強制される場合、負の$\eta_{yx}$値は、半径方向および方位角方向の磁場成分の両方で指数関数的に増加します。確率的単色磁気強制を使用すると、指数関数的成長は見られなくなり、NLTFMは$\eta_{yx}$の正の値を生成します。速度論的に強制された場合に見られる指数関数的増加を回復する試みでは、最低$k$ベクトルが削除される代替強制関数も使用します。この場合、指数関数的増加は回復しますが、NLTFMの結果は劇的に変化しません。コヒーレントSCおよび非コヒーレント$\alpha$とSC効果のダイナモ数の分析では、ほとんどの場合、非コヒーレント効果がダイナモ不安定性の主な原因であることを示しています。コヒーレントなSC効果は、動力学的に強制された場合のダイナモアクションを穏やかに高めていますが、シミュレーションでは磁気SCの証拠は見つかりません。

レプト軸索形成

Title	Lepto-Axiogenesis
Authors	Raymond_T._Co,_Nicolas_Fernandez,_Akshay_Ghalsasi,_Lawrence_J._Hall,_Keisuke_Harigaya
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05687

Peccei-Quinn（PQ）対称性の破れ場の回転凝縮体とMajoranaニュートリノ質量を与える次元5演算子を使用するバリオジェネシスのメカニズムを提案します。回転は、ヒッグス粒子とレプトンのキラリティーに対して、スファレロンプロセスと湯川相互作用を介して電荷の非対称性を引き起こします。次元5の相互作用は、これらの非対称性をレプトン非対称性に転送し、次に、電弱スファレロンプロセスを介してバリオン非対称性に転送されます。QCDアキシオン暗黒物質は、運動論的不整合またはパラメトリック共鳴を介して同じPQフィールドのダイナミクス、アキシオン崩壊定数$f_a\lesssim10^{10}$GeVを優先すること、または従来の不整合と文字列およびドメイン壁からの寄与によって同時に生成されます。$f_a\sim10^{11}$GeV。バリオンの非対称性のサイズは、PQフィールドの質量に関連付けられています。単純な超対称理論では、UVパラメータとは無関係であり、ニュートリノの質量と、その間に凝縮物が熱化されているかどうかに応じて、超対称性の破れの質量スケールが$\mathcal{O}（10-10^4）$TeVであると予測します放射線や物質が支配した時代。また、TeVスケールの超対称性が可能な理論を構築します。パラメトリック共鳴は温かいアキシオンを与える可能性があり、PQ場の放射成分は、ヒッグスとの混合からのまれなkaon崩壊および暗い放射で信号を与える可能性があります。

相関体系からの核物質パラメータの制約：平均場の展望

Title	Constraining_nuclear_matter_parameters_from_correlation_systematics:a_mean-field_perspective
Authors	B._K._Agrawal_and_Tuhin_Malik_and_J.N._De_and_S._K._Samaddar
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05758

核物質パラメータは、核の状態方程式（EoS）を定義します。それらは、対称および非対称核物質の飽和密度周辺の膨張係数として表示されます。有限核および中性子星の平均場フレームワーク内のいくつかのプロパティとの相関関係を確認します。核子あたりの結合エネルギー、非圧縮性、対称性エネルギー係数などの低次核物質パラメーターは、有限核の選択的特性との強い結びつきによって、狭い制限に制約されていることがわかります。核物質パラメーターと中性子星観測量との相関関係から、質量範囲$1-2M_\odot$の中性子星の半径と潮汐変形性に関する正確な知識が、より狭い範囲でそれらをキャストするのにどのように役立つかをさらに確認します。ただし、密度勾配や対称エネルギーの曲率や対称核物質EoSの歪度などの高次パラメーターは、より大きな不確実性に悩まされています。これらの高次の核物質パラメーターと低次の核物質パラメーターの相互相関から、それらをどのようにしてより調和のとれた境界に導くことができるかを探ります。

動的ラムダの量子宇宙論

Title	Quantum_cosmology_of_a_dynamical_Lambda
Authors	Joao_Magueijo,_Tom_Zlosnik_and_Simone_Speziale
URL	https://arxiv.org/abs/2006.05766

重力ダイナミクスへのねじれを許容することにより、宇宙定数$\Lambda$を準トポロジー理論のクラスのダイナミクス変数に昇格させることができます。この論文では、接続表現でこれらの理論のミニ超空間量子化を実行します。$\Lambda$が固定されている場合、解決策は、チャールサイモンズ（CS）状態のデルタ正規化バージョンであり、これはHartleおよびHawkingおよびVilenkin波動関数のデュアルです。$\Lambda$がオイラー準トポロジー不変量{\理論のパリティ偶数分岐}によって動的にレンダリングされる場合にも、CS状態はWdW方程式を解くことがわかります。赤外線（IR）カットオフがない場合、CS状態は限界確率$P（\Lambda）=\delta（\Lambda）$を示唆します。（何らかの理由で）IRカットオフがある場合、確率はカットオフで急激にピークになります。ただし、奇数奇数分岐では、CS状態を特定の（ただし、最も一般的ではない）解決策として見つけることができますが、予測を明確にするためにさらに作業が必要です。Pontryagin不変量（パリティー奇数の分岐のみを持つ）に基づく理論では、CS波動関数は制約に対するソリューションではなくなりました。この場合、最も一般的な解決策が見つかります。これも$\Lambda$の一連の予測の余地を残しています。