疎成分分離による21 cm強度マップの回復
| Title |
Recovery_of_21_cm_intensity_maps_with_sparse_component_separation |
| Authors |
Isabella_P._Carucci,_Melis_O._Irfan_and_J\'er\^ome_Bobin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.05996 |
21cm強度マッピングは、宇宙の大規模構造をマッピングするための有望な手法として浮上しています。ただし、宇宙信号よりも数桁大きい振幅の前景の存在は、重要な課題です。ここでは、このクラスの実験のブラインドコンポーネント分離手法として、スパース性ベースのアルゴリズムの一般化形態学的コンポーネント分析（GMCA）をテストします。天体物理学の前景に加えて、非分極化信号に漏れた信号の分極化された部分の一部を含む現実的な全天模擬温度マップに対してGMCAのパフォーマンスをテストします。私たちの知る限り、これは、そのようなコンポーネントの削除が事前の前提なしに実行されるのは初めてです。角度方向と半径方向で、真のパワースペクトルと回復したパワースペクトルを比較して、クリーニングの成功を評価します。検討した最良のシナリオでは、GMCAは$\ell>25$に対して$\sim5\％$（$k_に対して$20-30\％$）の平均バイアスで入力角度（ラジアル）パワースペクトルを回復できます。\parallel}\gtrsim0.02\、h^{-1}$Mpc）、分極漏れがある場合。私たちの結果は、最大$40\％$のチャネルが欠落している場合にも堅牢で、データの無線周波数干渉（RFI）フラグを模倣しています。観点では、21cmの強度マッピングを競争力のあるものにするために、クリーニング方法とデータシミュレーションの両方の改善を推奨します。
| Title |
Multiwavelength_classification_of_X-ray_selected_galaxy_cluster_candidates_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Matej_Kosiba,_Maggie_Lieu,_Bruno_Altieri,_Nicolas_Clerc,_Lorenzo_Faccioli,_Sarah_Kendrew,_Ivan_Valtchanov,_Tatyana_Sadibekova,_Marguerite_Pierre,_Filip_Hroch,_Norbert_Werner,_Luk\'a\v{s}_Burget,_Christian_Garrel,_Elias_Koulouridis,_Evelina_Gaynullina,_Mona_Molham,_Miriam_E._Ramos-Ceja_and_Alina_Khalikova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.05998 |
GalaxyクラスターはXMM-Newton画像の拡張ソースとして表示されますが、すべての拡張ソースがクラスターであるとは限りません。したがって、それらを適切に分類するには光学モデルを使用した目視検査が必要です。これは、モデル化がほとんど不可能であるバイアスを伴う遅いプロセスです。銀河クラスター候補の自動分類のために、最新の画像分類ツールである畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、この問題に取り組みます。全天デジタルデジタイズドスカイサーベイからの光学的対応物と組み合わせたXMM-ニュートンX線観測でネットワークをトレーニングします。私たちのデータセットは、特別に開発されたパイプラインであるXAminによって選択された、銀河団候補のX-CLASS調査サンプルに由来します。私たちのデータセットには、エキスパートによって分類された1707個の銀河団候補が含まれています。さらに、公式のZooniverse市民科学プロジェクトであるTheHuntforGalaxyClustersを作成して、市民ボランティアが銀河団の視覚的な確認という困難な作業を支援できるかどうかを調査します。プロジェクトには1600個の銀河団候補が含まれており、そのうち404個がエキスパートのサンプルと重複しています。ネットワークは、エキスパートデータとZooniverseデータを個別にトレーニングしました。CNNテストサンプルには、85の分光学的に確認されたクラスターと85の非クラスターが含まれ、両方のデータセットに表示されます。当社のカスタムネットワークは、クラスターと非クラスターのバイナリ分類で最高のパフォーマンスを達成し、10回の実行後に平均して90％の精度を獲得しました。銀河団候補の分類のためにX線と光学データを組み合わせてCNNを使用した結果は有望であり、将来の使用と改善の可能性はたくさんあります。
宇宙論物質密度場の非ガウス性は、局所的なガウス化変換（およびその対数変換などの近似）によって大幅に削減できます。このような動作は、ガウスコピュラ仮説として再構成でき、2点レベルで非常に高い精度で検証されています。一方、ガウス化されたフィールドで統計的に有意な非ガウス性がシミュレーションで検出されました。この明らかな不整合は、コピュラ関数の非常に限られた自由度が原因であり、ガウス化されたフィールドの残余非ガウス性の診断として誤解を招くことが指摘されています。コピュラ密度を使用して、ガウス性からの逸脱を強調します。さらに、予測されたn点相関関数におけるその影響を定量化します。上記の問題を軽減するが完全には解決しないガウスコピュラ仮説の改善策を探ります。
再イオン化の時代における21cmの輝度差のディープラーニング研究
| Title |
Deep-Learning_Study_of_the_21cm_Differential_Brightness_Temperature_During_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Yungi_Kwon,_Sungwook_E._Hong,_Inkyu_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06236 |
21cmの差分輝度温度トモグラフィー画像から再イオン化のエポック（EoR）の進化の軌跡を予測するたたみ込みニューラルネットワーク（CNN）を使用した深層学習分析手法を提案します。$z=6\sim13$の間の模擬21-cmマップを生成するために、21cmFAST、高速の半数値宇宙論的21-cm信号シミュレータを使用します。次に、これらの21cmマップに2つの観測効果を適用します。たとえば、楽器のノイズや（空間および深度）解像度の限界など、平方キロメートルアレイ（SKA）の現実的な選択に適したものです。CNNを使用してディープラーニングモデルを設計し、所定の21cmマップからスライス平均中性水素フラクションを予測します。CNNモデルからの推定中性画分は、広いビームサイズと周波数帯域幅で粗く平滑化した後でも、その真の値と非常によく一致し、狭い範囲のノイズで大幅にカバーされます。私たちの結果は、ディープラーニング分析手法が21cmのトモグラフィー調査から将来のEoR履歴を効率的に再構築する大きな可能性を秘めていることを示しています。
大規模構造の分析と生成のための新しい解釈可能な統計
| Title |
New_Interpretable_Statistics_for_Large_Scale_Structure_Analysis_and_Generation |
| Authors |
E._Allys,_T._Marchand,_J.-F._Cardoso,_F._Villaescusa-Navarro,_S._Ho,_S._Mallat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06298 |
このペーパーでは、WaveletPhaseHarmonics（WPH）統計を紹介します。それらは、2D非ガウス密度場を説明する解釈可能な低次元統計です。これらの統計は、データサイエンスと機械学習コミュニティで最近導入されたWPHモーメントから作成されます。この論文では、キホーテN体シミュレーションからの投影物質密度場にWPH統計を適用しました。フィッシャー情報行列を計算することにより、パワースペクトルとバイスペクトルの組み合わせと比較した場合、WPH統計は5つの宇宙論的パラメーターに対してより厳しい制約を課すことができることがわかります。また、WPH統計を使用して、最大エントロピーモデルから、入力密度フィールドのPDF、平均、パワースペクトル、バイスペクトル、およびミンコフスキー汎関数を再現する新しい2D密度フィールドを正常に生成します。個別の方法が大規模構造のパラメーター推定と統計合成に非常に効率的であることが証明されていますが、WPH統計は、より厳密な宇宙パラメーター制約を実現し、解釈可能であると同時に十分に正確な宇宙のシミュレーションを生成できる最初の統計です。
| Title |
Axionic_Dark_Matter_Halos_in_the_Gravitational_Field_of_Baryonic_Matter |
| Authors |
Gennady_Berman,_Vyacheslav_Gorshkov,_and_Vladimir_Tsifrinovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06306 |
私たちは、球状銀河の暗黒物質ハロー（DMH）を、バリオン物質と相互作用する超軽量アキシオンのボーズ・アインシュタイン凝縮体と見なします。平均場の極限では、DMHコンポーネントの球対称波動関数に対して、ハートリーフォック型の積分微分方程式を導出しました。この方程式には、2つの独立した無次元パラメーターが含まれます。（i）\b{eta}-バリオンとアキシオンの合計メーズの比率、および（ii）{\xi}-特性バリオンとアクシオンの空間パラメーターの比率。バリオン成分によって生成された重力場におけるアキシオンハローの基底状態を数値的に研究するために散逸アルゴリズムを拡張しました。DMHの特性サイズXcを\b{eta}と{\xi}の関数として計算し、Xcの分析的近似値を取得しました。
構造物の成長に関する空間曲率のシグネチャ
空間的に湾曲したFRW宇宙の巨大粒子のボルツマン方程式を書き留め、空間曲率の影響を1次まで含めて、物質密度の進化の近似的な見通し内解を解きます。初期の重力ポテンシャルの記憶は、空間的な曲率の存在によって影響を受けることが示されています。次に、一般的なFRWバックグラウンドでの光子のボルツマン方程式を再検討します。これを使用して、振動の周波数と減衰係数（シルク減衰として知られている）が空間曲率の存在下でどのように変化したかを示します。最後に、宇宙論的摂動の流体力学領域でこの修正された減衰係数を使用して、物質密度の成長モードに対する空間曲率の影響を示す解析解を見つけます。
| Title |
THESEUS$-$BTA_cosmological_tests_using_Multimessenger_Gamma-Ray_Bursts_observations |
| Authors |
S._I._Shirokov,_I._V._Sokolov,_V._V._Vlasyuk,_L._Amati,_V._V._Sokolov,_and_Yu._V._Baryshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06488 |
現代のマルチメッセンジャー天文学は、最大$z\sim10$の広い赤方偏移間隔で標準宇宙論モデルの宇宙論テストを実行するためのユニークな可能性を開きます。これは主に、宇宙論的パラメーターのローカル測定とグローバル測定の間の不一致に関連する最近の議論にとって重要です。THESEUS-BTA協力プログラムのために現在実施され、計画されているマルチメッセンジャーガンマ線バースト観測のレビューを提示します。このような観察により、宇宙論モデルの基本的な基礎をテストすることができます。大規模物質分布の均質性と等方性の宇宙論的原理;スペース拡張のパラダイム。真の宇宙論的関係の系統的な歪みにつながるさまざまな選択効果の重要な役割について説明します。
CMB-S4で運動学的Sunyaev-Zel'dovich効果を使用して光学的深度縮退を緩和する
| Title |
Mitigating_the_optical_depth_degeneracy_using_the_kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_effect_with_CMB-S4 |
| Authors |
Marcelo_A._Alvarez,_Simone_Ferraro,_J._Colin_Hill,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Margaret_Ikape |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06594 |
再イオン化の時代は、宇宙の歴史における主要な相転移の1つであり、小規模な変動に対する感度が向上した進行中および今後の宇宙マイクロ波背景（CMB）実験の焦点です。再イオン化は、トムソン散乱光学深度$\tau$とスカラー摂動の振幅$A_s$の間の縮退により、CMBから導出された宇宙論的パラメーターの制約に対する重要な汚染物質でもあります。この縮退はその後、2020年代の宇宙論の主要なターゲットであるニュートリノ質量の合計を制約する大規模構造データの機能を妨げます。この作業では、再イオン化のプローブとしてキネマティックSunyaev-Zel'dovich（kSZ）効果を探索し、これが高感度、高解像度のデータを使用して光学深度の縮退を緩和するために使用できることを示します。S4実験。kSZパワースペクトルの物理的再イオン化モデルパラメーター、および経験的再イオン化パラメーター、つまり$\tau$および再イオン化の持続時間$\Deltaz$への依存性について説明します。kSZ2点関数と再構成されたkSZ4点関数を組み合わせることにより、$\tau$と$\Deltaz$間の縮退が強く破られ、両方のパラメーターに厳しい制約が生じることを示します。前景と大気ノイズの詳細な処理を含む、CMB-S4とPlanckデータの組み合わせについて、$\sigma（\tau）=0.003$および$\sigma（\Deltaz）=0.25$を予測します。$\tau$の制約は、大角CMB偏波データから達成できる宇宙分散の制限とほぼ同じです。したがって、kSZ効果は、再イオン化エポックに関する詳細な情報を生成するだけでなく、ニュートリノ質量に対する高精度の宇宙論的制約を可能にすることも約束します。
矮小銀河から銀河団へ：ハロー質量で7桁以上の自己相互作用暗黒物質
| Title |
From_dwarf_galaxies_to_galaxy_clusters:_Self-Interacting_Dark_Matter_over_7_orders_of_magnitude_in_halo_mass |
| Authors |
Kyrylo_Bondarenko,_Anastasia_Sokolenko,_Alexey_Boyarsky,_Andrew_Robertson,_David_Harvey,_Yves_Revaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06623 |
この論文では、矮小銀河から銀河団まで、観測可能な全質量範囲にわたる自己相互作用暗黒物質（SIDM）ハローの密度プロファイルを研究します。銀河の形成に関連するバリオン物理学をモデル化する現実的なシミュレーションを使用して、SIDMまたは冷たい無衝突暗黒物質（CDM）でシミュレートされたハローの密度プロファイルを、恒星の速度分散、ガス回転曲線、弱くて強い観測から推定されたものと比較します重力レンズ、および/またはX線マップ。ハローの最大表面密度の観点から比較を行い、暗黒物質密度プロファイルの半分析モデルまたはパラメトリックモデルの必要性を回避します。ハロー質量の関数としての最大表面密度は、バリオンを含むCDMのシミュレーションによってよく再現され、1cm$^2/$gのSIDM断面はわずかに除外されていることがわかります。この制約は主に銀河団によって駆動され、それほど大規模でないシステムは、速度に依存しない断面を持つDM自己相互作用の影響を比較的受けません。
GW170817後の暗黒エネルギー抜け穴
GW170817のパージ後の修正重力のスカラーテンソル理論に対する制約を再検討します。力学的場の方程式を課すと、重力波の異常な伝播速度がシェル上で消失する可能性がある力学的抜け穴に特に注意を払います。効果的な場の理論形式論で作業することにより、BeyondHorndeskiやDHOSTを含む、はるかに広いクラスの理論をスキャンして、以前の分析を改善することができます。さらに、この形式は、不均一な摂動の影響を考慮するのに適しています。ここでは、銀河の高密度が主要な秩序に圧力をかけないという事実を明示的に考慮しています。
超高温木星WASP-121 bの大気中の中性CrおよびV
| Title |
Neutral_Cr_and_V_in_the_atmosphere_of_ultra_hot_jupiter_WASP-121_b |
| Authors |
Maya_Ben-Yami,_Nikku_Madhusudhan,_Samuel_H._C._Cabot,_Savvas_Constantinou,_Anjali_Piette,_Siddharth_Gandhi,_Luis_Welbanks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.05995 |
超高温木星（UHJ）、2000Kを超える平衡温度を持つ巨大な太陽系外惑星は、惑星大気の金属組成を研究するための理想的な実験室です。これらの温度では、金属に富む分子がそれらの構成元素に熱分解するため、これらの雰囲気は元素の特性評価に役立ちます。最近、高分解能トランジット分光法を使用して、UHJでいくつかの元素、主にイオン化金属が検出されました。多くの中性遷移金属（Fe、Ti、V、Crなど）は、光学/NUV不透明度の強い発生源であると予想され、したがって、UHJの下層大気の放射プロセスに影響を与えると考えられていますが、FeIのみが検出されました現在まで。UHJWASP-121bで原子種を体系的に検索します。理論モデルを使用して、このような惑星で高解像度透過分光法で検出できる可能性が高い原子種を予測するためのメトリックを提示します。WASP-121bの観測で予測された種を検索し、それぞれ3.6$\sigma$と4.5$\sigma$の太陽系外惑星における中性遷移金属CrIとVIの最初の検出を報告します。FeIおよびFeIIの以前の検出を確認します。FeIIは以前にNUVで検出されましたが、光学式では検出されます。中性元素FeI、VI、およびCrIは、熱化学平衡によって予測されるように、下層大気に存在し、FeIIは上層大気での光イオン化の結果であると推測します。私たちの研究は、UHJの豊富な化学的多様性を強調しています。
重力双極子に対する太陽系の限界
Hadjukovic（2010）の重力双極子理論は、反物質が負の重力質量を持ち、したがって地球上に落下するという仮説に基づいています。天体物理学では、モデルは、モディファイドニュートンダイナミクス（MOND）に似ていますが、より基本的です。ニュートン重力$g_{_N}$は、因子$\nu=1+\left（\alpha/x\right）\tanh\left（\sqrt{x}/\alpha\right）$、where$x\equivg_{_N}/a_{_0}$and$a_{_0}=1.2\times10^{-10}$m/s$^2$はMOND加速定数です。銀河の回転曲線に適切にフィットするには、$\alpha$が${0.4-1}$の範囲内にある必要があることを示しています。太陽系では、この補間関数は${\alphaa_{_0}}$の追加のSunwards加速を意味します。これにより、土星はニュートンの予想から15年間${7000\left（\alpha/0.4\right）}$kmずれ、ほぼ円形の軌道上の既知の初期位置と速度から始まります。各惑星の重力が太陽の重力よりも支配的であるかなり小さな領域のために、この予測が他の惑星の仮定された双極子ハローによって大幅に変更されるべきではないことを示します。同様に、土星の軌道は、太陽系の外側にある9番目の惑星の可能性や、太陽から数kAUの重力双極子の非球形分布を引き起こす銀河重力の影響をほとんど受けないはずです。土星を周回するカッシーニ宇宙船の無線追跡は、従来の計算された軌道からの偏差で160メートルの${5\sigma}$上限をもたらします。これらの測定値は、回転曲線データとの整合性に必要な最小値よりもはるかに厳しい$\alpha$の上限を意味します。したがって、$\alpha$の値はすべての利用可能な制約に同時に一致することができず、非常に高い有意性で現在の形の重力双極子理論を偽造します。
地球のかすかな若い太陽の問題は解決されましたか？
| Title |
Is_the_faint_young_Sun_problem_for_Earth_solved? |
| Authors |
Benjamin_Charnay,_Eric_T._Wolf,_Bernard_Marty,_Fran\c{c}ois_Forget |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06265 |
恒星進化モデルは、太陽の光度が過去には低く、通常は始生代（3.8-2.5Ga）の間に20-25％低いと予測しています。かすかな太陽にもかかわらず、その時に地球の表面に液体の水の存在の強い証拠があります。この「かすかな若い太陽の問題」は古気候学の根本的な問題であり、初期の地球、初期の火星、および太陽系外惑星の居住性に重要な意味を持っています。温室効果ガス、大気圧、雲、土地分布、地球の自転速度の影響に基づいて、多くの解決策が提案されてきました。ここでは、地球のかすかな若い太陽の問題を確認し、初期の地球の大気に対する最新の地質学的および地球化学的制約、および3D地球気候モデルと炭素循環モデルからの最近の結果を強調します。これらの研究に基づいて、地球のかすかな若い太陽の問題は本質的に解決されたと主張します。凍結されていない始生代の海は、追加の温暖化プロセスによって潜在的に助けられた、最新の地質学的プロキシと一致する、より高い濃度のCO2によって維持された可能性があります。これは、地球型惑星の居住性を維持するための炭素循環の予想される主要な役割を強化します。この結論を検証するには、始生代の大気と3D完全結合大気海洋モデルに対する追加の制約が必要です。
小石の降着と惑星と惑星の衝突により、複数の遠方の巨大惑星の大量成長を促進
| Title |
Promoted_Mass_Growth_of_Multiple,_Distant_Giant_Planets_through_Pebble_Accretion_and_Planet-Planet_Collision |
| Authors |
John_Wimarsson,_Beibei_Liu_and_Masahiro_Ogihara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06451 |
初期のガスディスクフェーズで高い多重度と大きな軌道距離を持つ巨大な惑星を形成するための小石駆動の惑星形成シナリオを提案します。N体シミュレーションを実行して、内部の粘性加熱された領域と外部の恒星の照射された領域を持つディスク内の低質量原始惑星の成長と移動を調査します。このモデルの重要な特徴は、巨大な惑星コアが小石の付着と惑星と惑星の衝突の組み合わせによって急速に成長することです。その結果、ガスの付着が加速します。効率的な成長により、惑星は急速なタイプIの移行から遅いタイプIIの移行に早く移行し、内向きの移行を大幅に減らします。複数の巨大惑星が、準主軸の増加に伴い、このように順次形成されます。単一の惑星の成長の場合と比較して、多数の原始惑星を考慮に入れると、質量の成長と軌道保持の両方がより顕著になります。最終的には、原始惑星の誕生後、軌道距離がAU数$から数十AU以内の巨大惑星がいくつか形成されます。結果のシミュレートされた惑星の個体群は、円盤観測で示された下部構造だけでなく、半径方向速度およびマイクロレンズ調査で観測された大軌道距離外惑星にリンクされる可能性があります。
HD 113766およびHD 172555の中赤外線研究：若い太陽系外惑星系の陸域における変動の評価
| Title |
Mid-infrared_Studies_of_HD_113766_and_HD_172555:_Assessing_Variability_in_the_Terrestrial_Zone_of_Young_Exoplanetary_Systems |
| Authors |
Kate_Y._L._Su_(1),_George_H._Rieke_(1),_Carl_Melis_(2),_Alan_P._Jackson_(3_and_4),_Paul_S._Smith_(1),_Huan_Y._A._Meng_(1),_and_Andras_Gaspar_(1)_((1)_Steward_Observatory,_UA,_(2)_UC-San_Diego,_(3)_Univ._of_Toronto,_(4)_ASU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06590 |
HD172555およびHD113766Aの周りの若い（$\sim$20Myr）およびほこりの多いデブリシステムの変動性を評価するために、暖かいスピッツァー、スバル、SOFIAで取得したマルチエポックの赤外線測光と分光法を紹介します。前者の3.6または4.5$\mu$mの変動（0.5％以内）は見つかりませんでしたが、重大な非周期的な変動（主星に対して$\sim$10-15％のピーク間）はありました後者のために検出されました。2004年に取得されたSpitzerIRSスペクトルと比較して、マルチエポックの中赤外スペクトルは、顕著な10$\mu$mソリッドステートフィーチャの形状または全体のフラックスレベル（20％以下）のいずれにも変化がないことを明らかにします両方のシステムは、顕著なソリッドステートフィーチャを生成するサブ$\mu$mサイズの粒子の母集団が10年のタイムスケールで安定していることを裏付けています。これらのサブ$\mu$mサイズの粒子は、大きな小惑星または惑星体間の最近の激しい衝撃の結果として、mmサイズの蒸気凝縮物の破片の光学的に厚い塊で最初に生成されたことをお勧めします。この塊によって提供される恒星の光子からの遮蔽のために、激しい衝突は、さもなければ放射圧によってシステムから排出される微粒子の過剰生産をもたらしました。塊がその軌道運動によって剪断されて光学的に薄くなると、ポインティングロバートソンドラッグによってゆっくりと星に螺旋状になるまで、非常に細かい粒子の集団が安定した軌道にとどまることができます。さらに、HD113766Aの周りの3-5$\mu$mディスク変動は、その地上ゾーンの適度に偏心した軌道上のそのような細かい粒子の塊/弧と一致することをお勧めします。
小規模なAGN風で銀河系の超風に力を与える
移動メッシュの流体力学コードAREPOの小規模な超高速風によるアクティブな銀河核（AGN）フィードバックの新しい実装を紹介します。風は、降着円盤風の利用可能な制約に従って、超大質量ブラックホールを中心とする球形の境界を横切る質量、運動量、エネルギーフラックスを指定することによって注入されます。自身の小規模な風に等しい質量を掃引した後、熱風化し、解析的な風のソリューションのそれらと非常によく一致するダイナミクス、構造、および冷却特性を備えたエネルギー駆動型の流出に電力を供給します。コンプトンの冷却半径は通常、小規模な風の自由膨張半径よりもはるかに小さいため、運動量主導の解決策は簡単には起こりません。さまざまな収束テストを通じて、私たちの実装は、宇宙シミュレーションで達成された典型的な解像度まで十分に収束した風のソリューションを生み出すことを示しています。孤立した天の川-質量銀河の流体力学的シミュレーションでモデルをテストします。臨界AGN明度より上、最初は球形の小規模な風力、エネルギー駆動の超風が銀河核から抜け出し、速度$>1000\rm\、km\、s^{-1}$で流れる$\sim10\、\rmkpc$に出力します。これらのエネルギー駆動型の流出は、星形成の穏やかな、しかし長期的な減少をもたらし、より高いAGN光度とより速い小規模の風に対してより顕著になります。星形成の抑制は、最も密度の高い核ガスの除去を含む高速モードと、ハロガスの付着を効果的に停止する低速モードを通じて進行します。私たちの新しい実装により、銀河の進化、星間中型およびブラックホール降着流のシミュレーションにおいて、物理的に意味のある検証された方法でAGN駆動の風をモデル化することが可能になります。
VINTERGATAN I：シミュレーションされた天の川-質量銀河における化学的、運動学的、構造的に異なるディスクの起源
| Title |
VINTERGATAN_I:_The_origins_of_chemically,_kinematically_and_structurally_distinct_discs_in_a_simulated_Milky_Way-mass_galaxy |
| Authors |
Oscar_Agertz,_Florent_Renaud,_Sofia_Feltzing,_Justin_I._Read,_Nils_Ryde,_Eric_P._Andersson,_Martin_P._Rey,_Thomas_Bensby_and_Diane_K._Feuillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06008 |
天の川の星の分光学的調査により、その歴史をコード化する空間的、化学的、運動学的構造が明らかになりました。この作業では、天の川-質量円盤銀河の宇宙ズームシミュレーションVINTERGATANを使用して、その起源を調べます。$z\sim1.5$での最後の主要な合併に関連して、宇宙論的降着が、内側の金属の周りに外側の金属の少ない低[$\alpha$/Fe]ガスディスクの急速な形成につながることがわかります-古い[$\alpha$/Fe]星を含む豊富な銀河。このイベントは、[$\alpha$/Fe]に[Fe/H]の範囲で二峰性をもたらします。$z\sim1$以降の銀河の進化の詳細な分析が表示されます。裏返しの成長が放射状の表面密度と金属性プロファイルを形成する方法と、放射状の移動が星を内側から外側のディスクに優先的に再配置する方法を示します。経年的な円盤加熱は、恒星の経年とともに速度分散とスケール高さの増加を引き起こすことがわかっています。これは、円盤フレアとともに、中立面上の浅い放射状[Fe/H]プロファイルを含む、天の川で観察されるいくつかの傾向を説明します。銀河形成シナリオが、構造的な関連（つまり、厚いディスクと薄いディスク）、速度分散、$\alpha$-enhancements、および星の年齢（例：低[$\alpha$/Fe]シーケンスで最も金属に乏しい星は、古い高[$\alpha$/Fe]星に匹敵するスケール高さを持っていることがわかります。最後に、銀河の厚さに匹敵する低空間分解能で、[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]のシーケンスを区別するために提案された経路をキャプチャできないことを示します。
VINTERGATAN II：合併によって語られた天の川の歴史
| Title |
VINTERGATAN_II:_the_history_of_the_Milky_Way_told_by_its_mergers |
| Authors |
Florent_Renaud,_Oscar_Agertz,_Justin_I._Read,_Nils_Ryde,_Eric_P._Andersson,_Thomas_Bensby,_Martin_P._Rey_and_Diane_K._Feuillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06011 |
VINTERGATAN宇宙ズームシミュレーションを使用して、insituおよび降着物質の寄与、および銀河の相互作用と天の川のような銀河のアセンブリにおける結合の影響を調べます。繰り返される主要な合併によって支配されている銀河進化の初期成長段階は、両方のinsituで形成された、高[$\alpha$/Fe]星が存在する厚い運動学的に熱い円盤の組み立てに必要な物理的条件を提供することがわかりますそして、付加された衛星銀河で。シミュレートされた銀河とその前駆細胞が後に続く進化の軌跡の多様性は、特定の化学組成のinsituと付加された個体群の非常に小さな重複につながることがわかります。特定の年齢で、[$\alpha$/Fe]存在比の広がりは、VINTERGATANとその衛星の物理的条件の多様性に起因し、スターバーストエピソード中に形成された星に見られる[$\alpha$/Fe]の強化。その後、合併活動の停止により、低[$\alpha$/Fe]領域で、放射状に伸びた薄くて全体的に運動学的に冷たい円盤で、星のその場での形成が促進され、化学的に二峰性の薄い厚い円盤が確立されます。観察に沿って。[Fe/H]-[$\alpha$/Fe]平面の注目すべき特徴とそれらの物理的原因との間にリンクを描き、宇宙論的な文脈において、観測された主な特性の一貫性を説明する包括的な形成シナリオを提案します。天の川。
VINTERGATAN III：天の川の金属性をリセットする方法
| Title |
VINTERGATAN_III:_how_to_reset_the_metallicity_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Florent_Renaud,_Oscar_Agertz,_Eric_P._Andersson,_Justin_I._Read,_Nils_Ryde,_Thomas_Bensby,_Martin_P._Rey_and_Diane_K._Feuillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06012 |
宇宙論的ズームシミュレーションVINTERGATANを使用して、天の川のような銀河の低[$\alpha$/Fe]シーケンスの金属の少ない端での星形成の開始の新しいシナリオを示します。このシナリオでは、銀河は2つの異なるガス流によって燃料を供給されます。1つは巨大な銀河からの流出によって濃縮されますが、もう1つは濃縮されません。前者は内部銀河領域に供給しますが、後者は主銀河面に対して傾斜し、化学物質の含有量が著しく少ない外部ガスディスクに燃料を供給します。最後の主要な合併銀河の最初の通過は、外側の円盤で潮汐圧縮を引き起こし、それによりガス密度が増加し、最終的には内側の銀河よりも低い金属性0.75dexで星の形成につながります。これは、低[$\alpha$/Fe]シーケンスの最初の星を形成します。これらの原位置の星は、天の川で観測されたものと同様に、最終的に重力トルクによって内側の円盤と一致する外側の円盤の傾斜により、ハローのような運動学を持っています。この傾斜ディスクシナリオは、銀河のような天の川で一般的である可能性が高いことを示しています。このプロセスは、低[$\alpha$/Fe]シーケンスが、内部銀河と外部銀河の2つの形成チャンネルから同時に、異なる金属性でその場に取り込まれることを意味します。これは、天の川ディスクの組み立てのための純粋に連続的なシナリオとは対照的であり、観察的にテストすることができます。
局所観測量を使用して天の川でMOd重力（MOG）理論と暗黒物質モデルをテストする
| Title |
Testing_MOdified_Gravity_(MOG)_theory_and_dark_matter_model_in_Milky_Way_using_the_local_observables |
| Authors |
Zahra_Davari_and_Sohrab_Rahvar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06032 |
この論文では、バリオニック物質を使って垂直方向と横方向の天の川の局所ダイナミクスを記述する能力をテストすることにより、モディファイドグラビティ（MOG）という暗黒物質の代替理論の1つを調査しました。MOGは、暗黒物質を必要とせずに、銀河や銀河団のダイナミクスを解釈するように設計されています。天の川の星の垂直分散、回転曲線、表面密度、数密度などの局所観測データを使用して、マルコフに基づくパラメーター推定にベイジアンアプローチを実装することにより、MOGのパラメーターとMWのバリオン成分を取得します連鎖モンテカルロ法。結果をMWの暗黒物質モデルと比較します。MOGとCDMの2つのモデルは、ローカルMWでの回転曲線と星の垂直方向のダイナミクスを同等にうまく表現できます。この分析におけるMOGの自由パラメーターの最適値は、$\alpha=8.99\pm0.02$および$\mu=0.054\pm0.005$kpc$^{-1}$として取得されます。また、暗黒物質モデルで一般化されたgNFWモデルのパラメーターを取得します。MOGからのバルジ質量の最良の値は$（1.06\pm0.26）\times10^{10}\rmM_{\odot}$であり、これはマイクロレンズ観察からの推定と一致しています。
スローンデジタルスカイサーベイ残響マッピングプロジェクト：呼吸するかしないか
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_To_Breathe_or_Not_to_Breathe |
| Authors |
Shu_Wang,_Yue_Shen,_Linhua_Jiang,_C._J._Grier,_Keith_Horne,_Y._Homayouni,_B._M._Peterson,_J._R._Trump,_W._N._Brandt,_P._B._Hall,_Luis_C._Ho,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_K._Kinemuchi,_Ian_D._McGreer,_and_D._P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06178 |
クエーサーの幅広い輝線は、主に降着連続体からの光イオン化によって駆動されます。中心光度を上げると、遠方の雲の線放射率が向上し、広線放射雲の平均距離が長くなり、広線領域（BLR）の「呼吸」として知られる平均線幅が減少します。ただし、線の種類によって呼吸の仕方が異なり、CIVなどの一部の高電離線では、明るさが増加すると線が広がる「反呼吸」を示すことさえあります。SloanDigitalSkySurveyReverberationMappingプロジェクトからの複数年の測光および分光モニタリングデータを使用して、幅広いH$\alpha$、Hの呼吸効果（$\Delta$logW=$\alpha\Delta$logL）を定量化します$\beta$、MgII、CIV、およびCIII]。$z\約0.1〜2.5$を超える統計クエーサーサンプル。H$\beta$はビリアル関係から予想される最も一貫した正常な呼吸を示し（$\alpha\sim-0.25$）、MgIIとH$\alpha$は平均して呼吸を示さない（$\alpha\sim0$）、およびCIV（および同様にCIII]およびSiIVは、主に反呼吸（$\alpha>0$）を示します。CIVの反呼吸は、変化しないコアコンポーネントの存在によって十分に理解できます。反響する広域成分に加えて、以前の結果と一致します。標準呼吸からの逸脱は、長い議論された警告の根底にある固有のクエーサー変動性により、単一エポックビリアルBH質量推定に余分な散乱（光度依存バイアス）をもたらします。CIVシングルエポックの質量。FWHMの代わりにライン分散を使用すると、ほとんどの場合、標準的な呼吸からの偏差は少なくなりますが、それでもほとんどの場合、この結果は、信頼できるクエーサーBH質量を提供し、レベルを定量化するための残響マッピングの必要性を高めます。シングルエポックBHにおける変動誘発バイアスの分析さまざまな線に基づく質量。
Sgr A *を取り巻く暗い質量分布に対する制約：軌道を回る星からの光子の赤方偏移に対する単純な$ \ chi ^ 2 $分析
| Title |
Constraints_on_the_dark_mass_distribution_surrounding_Sgr_A*:_simple_$\chi^2$_analysis_for_the_redshift_of_photons_from_orbiting_stars |
| Authors |
Yohsuke_Takamori,_Shogo_Nishiyama,_Takayuki_Ohgami,_Hiromi_Saida,_Rio_Saitou,_Masaaki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06219 |
射手座A*（SgrA*）は天の川に質量$\sim4\times10^6M_{\odot}$をもつ中心の超大質量ブラックホールで、星がその周りを周回しています。2018年5月、SgrA*に最も近い星の1つであるS0-2/S2が、ペリセンター通過を経験しました。S0-2からの光子の赤方偏移は、$4000\>{\rmkm\>s^{-1}}$から$-2000\>{\rmkm\>s^{-1}}$まで変化しました$0.5\>{\rmyr}$以内の中心中心の通路。この論文では、赤方偏移のこの急激な変化がS0-2の軌道内の暗い質量分布に強い制約を与えることを示します。観測された赤方偏移に単純な$\chi^2$分析を適用することにより、点の質量モデルと点の質量および拡張質量モデルの2つのモデルを、最適なパラメーター検索なしで簡単に区別できます。2018年の周辺中心部通過時のSubaru/IRCSを使用した赤方偏移データは、S0-2の軌道内の拡張質量の量が$0.5\、\％$（$\sim2\times10^4M_\odot$）未満であったSgrA*の質量の。私たちの簡単な分析によって得られたこの制約は、拡張質量の影響を含むS0-2の運動に対する最適なパラメーター検索を使用した以前の研究に匹敵します。ダークマス分布モデルでは、べき乗則モデルとプラマーモデルの両方を考慮しますが、これらの結果の間に有意差は見られません。
3D-HST / CANDELSで$ 2
5つの3D-HST/CANDELSで$2<z<3$のアクティブな銀河核（AGN）がある場合とない場合の大規模なコンパクトな星形成銀河（cSFG）間の恒星の人口特性、構造、および環境の違いを調査します田畑。221個の大規模なcSFGのサンプルでは、これまでで最も完全なAGN国勢調査を構成し、X線検出、中赤外線色基準、SEDフィッティングによって66個のAGNを特定し、残り（155）は非-AGN。これらのcSFGをさらに2つの赤方偏移ビン、つまり$2<z<2.5$と$2.5\leqz<3$に分割すると、各赤方偏移ビンで、AGNを含むcSFGには恒星の質量、特定の星形成率の類似した分布があることがわかります、および$L_{\rmIR}$と$L_{\rmUV}$の比率は、AGNがないものに対する比率です。ホスト銀河の構造パラメーターの測定における中心点のようなX線AGNの影響を補正するために、X線検出AGN（37）を使用してそれらのcSFGに対して2次元の表面輝度モデリングを実行した後、各赤方偏移ビンでは、AGNを含むcSFGは、関連するすべての構造パラメーター、すなわち、セルシックインデックス、20\％ライトの半径、ジニ係数、および濃度インデックスの分布が、AGNを持たないものと同等であることに注意してください。利用可能なガスとダストが徐々に消費されると、上記の構造パラメーターで示されるcSFGの構造は、赤方偏移の減少に伴ってわずかに集中しているように見えます。$2<z<3$で、AGNがある場合とない場合のcSFG間の同様の環境は、それらのAGNアクティビティが重力の不安定性や動的摩擦などの内部の長期プロセスによってトリガーされる可能性があることを示唆しています。
ALMA（FREJA）によって判断された高密度コアの破砕と進化。私（概要）。おうし座の星間/原始星コアの内部の\\ sim $ 1,000 au構造
| Title |
FRagmentation_and_Evolution_of_dense_cores_Judged_by_ALMA_(FREJA)._I_(Overview)._Inner_$\sim$1,000_au_structures_of_prestellar/protostellar_cores_in_Taurus |
| Authors |
Kazuki_Tokuda,_Kakeru_Fujishiro,_Kengo_Tachihara,_Tatsuyuki_Takashima,_Yasuo_Fukui,_Sarolta_Zahorecz,_Kazuya_Saigo,_Tomoaki_Matsumoto,_Kengo_Tomida,_Masahiro_N._Machida,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Philippe_Andr\'e,_Akiko_Kawamura,_and_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06361 |
おうし座分子雲の平均密度が$\gtrsim$10$^5$cm$^{-3}$である密集したコア（32星前+7原星）に向かって1mmの連続体と分子線で調査タイプの観測を行いました角度分解能が6。$''$5（$\sim$900au）のALMA-ACA（AtacamaCompactArray）スタンドアロンモードを使用します。この研究の主な目的は、星形成の初期条件を理解するために、高密度コアの最も内側の部分を調査することです。原始星のコアでは、原始星の円盤からの寄与が、非常に低い光度の物体を除いて、35〜90\％の範囲で観測された連続体フラックスを支配します。星間コアでは、密度が$\gtrsim$3$\times$10$^5$cm$^{-3}$の高密度ガスから、ターゲットの約3分の1に向かって連続放出が確認されました。ACA-7mアレイの空間周波数カバレッジが低いため、ALMAメインアレイを使用する多数のスターレスサンプルの中で連続体が0または1検出された以前の調査よりも検出率が大幅に高くなっています。統計的カウント方法は、密度が増加するにつれて原始星の形成がその中の原始星形成まで自由落下時間に近づくことを私たちに教えています。星間コアの中で、少なくとも2つのターゲットが内部サブ構造の可能性があります。分子ライン（C$^{18}$OとN$_2$を考慮すると、$\sim$1000auのサイズスケールの連続体放射で検出されます。D$^{+}$）分布。これらの結果は、中心の密度範囲が$\sim$（0.3-1）$\timesである動的崩壊の前に、プロトスターにつながる最終的なコア質量を決定するために、$\lesssim$0.1pcスケール領域内の小規模の断片化/合体プロセスが発生することを示唆しています$10$^6$cm$^{-3}$。
ミクロンサイズのダスト粒子によって引き起こされる近赤外光の高い円偏光
| Title |
High_circular_polarization_of_near_infrared_light_induced_by_micron-size_dust_grains |
| Authors |
Hajime_Fukushima,_Hidenobu_Yajima,_Masayuki_Umemura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06370 |
3次元放射伝達計算を使用して、星形成領域における近赤外光の円偏光（CP）の誘導を探索します。シミュレーションは、整列した粒子で構成されるダストガススラブの各散乱/吸収プロセスでのストークスパラメーターの変化を追跡します。ダスト粒子のサイズが大きくなると、CP度が大幅に拡大し、ミクロンサイズの粒子では$\sim20$パーセントを超えることがわかります。したがって、塵の多いガススラブでミクロンサイズの粒子が支配的である場合、明るい若い恒星天体の周りで観察された高いCPを説明できます。CPの分布は、粒子サイズに関係なく非対称の四重極パターンを示します。また、CPの程度は、ダストを含むガススラブの相対位置に依存することもわかります。ほこりっぽいガススラブが星形成領域の背後にある場合、CPは$1.0〜{\rm\mum}$のダスト粒子の場合、$\sim60$パーセントに達します。したがって、観測されたさまざまなCPマップは、ダスト粒子の異なるサイズ分布と整列した粒子の構成によって説明できることをお勧めします。
Atacama Compact Arrayによって明らかになった、おうし座の深く埋め込まれたオブジェクトからの低速双極流出
| Title |
A_low-velocity_bipolar_outflow_from_a_deeply_embedded_object_in_Taurus_revealed_by_the_Atacama_Compact_Array |
| Authors |
Kakeru_Fujishiro,_Kazuki_Tokuda,_Kengo_Tachihara,_Tatsuyuki_Takashima,_Yasuo_Fukui,_Sarolta_Zahorecz,_Kazuya_Saigo,_Tomoaki_Matsumoto,_Kengo_Tomida,_Masahiro_N._Machida,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Philippe_Andr\'e,_Akiko_Kawamura_and_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06378 |
星形成プロセス中に形成された最初の準静水圧物体である最初の静水圧コアは、主にその寿命が短いため、まだ星間相と原星間相の間の観測ミッシングリンクです。このまれなオブジェクトを特定する明確な方法は確立していませんが、最近の理論的研究では、第1コアにはミリメートルの連続体放出と広い開き角の低速流出があると予測されています。近くの星形成領域にある多数の$"$starless$"$コアへの大規模な連続体/流出調査は、パスファインダーとして機能します。私たちは、ALMA-ACAスタンドアロンモードを使用して、1.3mmの連続体と分子線で平均密度$\gtrsim$10$^5$cm$^{-3}$の32個の星星コアをトーラスで観測しました。ターゲットの中で、おうし座で最も密度の高い$"$starless$"$コアの1つを中心とするMC35-mmは、$^{12}$CO（2-1）ラインに青方偏移/赤方偏移の翼を持ち、深く埋め込まれていることを示しています。分子の流出を駆動するオブジェクト。可能な流出ローブの観測された速度とサイズは、それぞれ2〜4kms$^{-1}$と$\sim$2$\times$10$^3$auであり、動的時間は$と計算されます\sim$10$^3$年これに加えて、コアはサンプルで最も強力なN$_2$D$^{+}$（3-2）エミッターの1つです。観測されたすべてのシグネチャは、これまでの最初の静水圧コアに関する理論的予測のいずれとも矛盾しないため、MC35-mmは、トーラス分子雲における唯一の最初のコア候補としてユニークです。
SOFIA Massive（SOMA）星形成調査。 III。中級から大質量のプロトスター
| Title |
The_SOFIA_Massive_(SOMA)_Star_Formation_Survey._III._From_Intermediate-_to_High-Mass_Protostars |
| Authors |
Mengyao_Liu,_Jonathan_C._Tan,_James_M._De_Buizer,_Yichen_Zhang,_Emily_Moser,_Maria_T._Beltr\'an,_Jan_E._Staff,_Kei_E._I._Tanaka,_Barbara_Whitney,_Viviana_Rosero,_Yao-Lun_Yang,_and_Rub\'en_Fedriani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06424 |
SOFIAMassive（SOMA）星形成調査の一部として、中間質量のプロトスター候補として選択された14のプロトスターの〜10〜40$\mu$mのSOFIA-FORCASTで観測された多波長画像を提示します。Spitzer、Herschel、およびIRASからのアーカイブデータとともに、SOFIA観測を使用して原始星のスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。次に、乱流コア降着理論に基づいて、SEDにZhang＆Tan（2018）の放射伝達（RT）モデルを適合させて、原始星の主要な特性を推定します。SEDは通常、これらのRTモデルの妥当性を中間質量および/または初期段階のプロトスターまで示します。SOMA調査でこれまでに分析された原始星は、光度が〜$10^{2}$から〜$10^{6}L_{\odot}$の範囲にあり、現在の原始星の質量は〜0.5から〜30$M_{\odotです}$、および周囲の塊の質量表面密度、$\Sigma_{\rmcl}$は0.1-3gcm$^{-2}$です。個々のプロトスターとプロトクラスター環境の幅広い進化状態も調べられます。光源の19〜37ドルの$\mu$mスペクトルインデックスは、流出キャビティの開口角度、この角度の視野角に対する比率、および進化の段階と相関します。また、赤外線ダーククラウド内から特定され、その進化の最も早い段階にあると予想される約50個の原始星源のサンプルも追加しました。このグローバルなサンプルを使用して、高質量および中質量のプロトスターのほとんどの進化段階が探査されます。原始星の最適なモデルから、原始星を最大25ドルまで形成するのに必要な原始星団塊の表面密度のしきい値の証拠はありません。ただし、より大きなプロトスターを形成するには、$\Sigma_{\rmcl}$が少なくとも1gcm$^{-2}$である必要があるという暫定的な証拠があります。これが、形成中の大規模な星からの内部フィードバックを含むコア降着モデルからの期待とどのように一貫しているかについて説明します。
HII領域の形状分析-II。合成観察
| Title |
Shape_Analysis_of_HII_Regions_--_II._Synthetic_Observations |
| Authors |
Justyn_Campbell-White,_Ahmad_A._Ali,_Dirk_Froebrich,_Alfred_Kume |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06506 |
物理パラメータと銀河系HII領域の形態との間のリンクを調査するために開発された統計的形状分析方法は、数値的にモデル化されたHII領域の合成観測（SO）のセットに適用されます。このシリーズの最初の論文で紹介されているHII領域形状の体系的な抽出により、数値シミュレーションの精度を、結果のSOの実際の観測対象に対して定量的に確認できます。この調査のさらなる目的は、そのようなSOが、HII領域の形状に基づく将来の教師付き分類スキームで、観測データの直接解釈に使用できるかどうかを判断することです。数値のHII領域データは、1000Msunの雲の中の34Msunの星の光イオン化と放射圧フィードバックの結果でした。ここで分析されたSOは、4つの進化的スナップショット（0.1、0.2、0.4、0.6Myr）と複数の視野投影角度で構成されていました。形状分析の結果は、数値シミュレーションの有効性の決定的な証拠を提供しました。合成領域の形状と対応する観測領域の形状を比較すると、階層的クラスタリング手順により、SOが銀河系HII領域にグループ化されました。地域の進化的分布とそれぞれのグループの間にも関連がありました。これは、明確に定義されたパラメーターの異なる初期条件を使用して、合成データトレーニングセットを使用することにより、HII領域の形態学的分類のために形状分析方法をさらに開発できることを示唆しました。
銀河の最初の10億年の潮汐破壊イベント
| Title |
Tidal_disruption_events_in_the_first_billion_years_of_a_galaxy |
| Authors |
Hugo_Pfister,_Jane_Dai,_Marta_Volonteri,_Katie_Auchettl,_Maxime_Trebitsch_and_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06565 |
大規模なブラックホール（MBH）に星が降り注ぐと、MBHに供給され、潮汐破壊イベント（TDE）が発生する可能性があります。宇宙論的シミュレーションでTDEを一貫して扱う新しい物理的動機付けモデルを導入し、最終質量$3\times10^{10}\mathrm{\、M}_\odot$が$の銀河のアセンブリに適用しますz=6$。この銀河は、TDEレートが$\sim10^{-5}\mathrm{\、yr}^{-1}$であり、ローカルの観測と一致していますが、宇宙が10億年前にすでに存在しています。破壊された星の一部はMBHの成長に関与し、MBHが質量$\sim5\times10^5\mathrm{\、M}_\odot$に達するまでそれを支配しますが、それらの寄与はガスに比べて無視できます。TDEは、軽いMBHシードを成長させるための実行可能なメカニズムである可能性がありますが、MBHが活動銀河核の光度に到達し、検出されるのに十分なほど大きくなると、TDEの数は少なくなります。銀河の合併は銀河に複数のMBHをもたらし、その結果、銀河のグローバルTDEレートは、合併の前後で$100\mathrm{\、Myr}$の間に$\sim1$桁増加しました。この機能強化は中央のMBHではなく、落下する銀河にMBHが存在することによって引き起こされます。これは、宇宙環境におけるTDEの最初の自己矛盾のない研究であり、星とTDEの降着は、初期の宇宙の天の川銀河で発生する自然なプロセスであることを強調しています。
宇宙望遠鏡と光残響マッピングプロジェクト。 XI。 NGC 5548の非常に幅広い輝線へのディスク風特性と寄与
| Title |
Space_Telescope_and_Optical_Reverberation_Mapping_Project._XI._Disk-wind_characteristics_and_contributions_to_the_very_broad_emission_lines_of_NGC_5548 |
| Authors |
M._Dehghanian,_G._J._Ferland,_G._A._Kriss,_B._M._Peterson,_K._T._Korista,_M._R._Goad,_M._Chatzikos,_F._Guzman,_G._de_Rosa,_M._Mehdipour,_J._Kaastra,_S._Mathur,_M._Vestergaard,_D._Proga,_T._Waters,_M._C._Bentz,_S._Bisogni,_W._N._Brandt,_E._Dalla_Bont`a,_M._M._Fausnaugh,_J._M._Gelbord,_Keith_Horne,_I._M._McHardy,_R._W._Pogge,_and_D._A._Starkey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06615 |
2014年に、NGC5548宇宙望遠鏡と光残響マッピングキャンペーンは、連続体の変動から吸収と放出の線が非相関になると、2か月の異常を発見しました。この間、固有スペクトルの軟X線部分は、視線（LOS）オブスキュラーによって強く吸収されていました。これは、ディスク風の上部と解釈されました。私たちの最初の論文は、LOSオブスキュラーの変化が吸収線と連続体の間の非相関を生み出すことを示しました。2番目の研究は、風の基部がBLRをシールドし、輝線の非相関につながることを示しました。その研究では、風はスペクトルに影響を与えず、通常は透明であると提案しました。風の特性の変化は、シールドを変更し、BLRを打つSEDに影響を及ぼし、観測された相関関係を生成します。この作業では、半透明の風が輝線に与える影響を調査します。XMM-Newton、NuSTAR、およびHST観測を使用して覆い隠しをシミュレートし、風の物理的特性を決定します。半透明の風がHeIIおよびFeKの一部に寄与している可能性があることがわかりましたか？放出。それは、電子散乱に対して適度な光学的深さを持っています。これは、観測された速度遅延マップでより暗い遠方側の放出を説明しています。風は、UV輝線に見られる非常に広いベースを生成し、FeK？にも存在する可能性があります。ライン。私たちの結果は、中央エンジンの物理学の分析において、そのような風の影響を考慮することの重要性を強調しています。
| Title |
Massive_black_hole_binary_inspiral_and_spin_evolution_in_acosmological_framework |
| Authors |
Mohammad_Sayeb,_Laura_Blecha,_Luke_Zoltan_Kelley,_Davide_Gerosa,_Michael_Kesden,_July_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06647 |
大規模なブラックホール（MBH）バイナリインスパイラルタイムスケールは不確実であり、それらのスピンの制約はさらに不十分です。不均衡な質量比およびスピンの大きさとともに、スピンのミスアライメントは、重力放射に非対称性を導入し、マージされたMBHに反動キックを与えます。MBHバイナリスピンがどのように進化するかを理解することは、それらの反跳速度、LISAで検出可能な重力波（GW）波形、および銀河における合併後の保持率、したがってその後の合併率を決定するために重要です。ここでは、Illustris宇宙流体力学シミュレーションからの降着MBHの母集団を使用して、ガス駆動型とGW駆動型のMBHバイナリスピン進化のサブ解像度モデルを紹介する新しい研究を紹介します。また、動的摩擦、恒星散乱、粘性ガスドラッグ、およびGW放出を介して、サブ解像度のバイナリインスパイラルをモデル化します。私たちのモデルは、不等質量の合併において二次MBHスピンのより大きな整列を引き起こす微分付着を仮定しています。母集団のMBHの47％が$z=0$でマージすることがわかります。これらのうち、19％がプライマリーの位置合わせを誤っており、10％が（保守的な）基準モデルの合併時にセカンダリーを位置合わせしていません。ただし、MBHの調整不良率は降着円盤パラメーターに強く依存します。厚いディスクでは、降着率を100分の1に減らすと、プライマリとセカンダリのそれぞれに79％と42％の不整合が生じます。基準モデルでさえ、バイナリの12％以上が$>500$kms$^{-1}$の反動を経験し、少なくとも一時的にそれらを銀河核から追い出す可能性があります。さらに、かなりの数のシステムが強い歳差運動を経験していることがわかります。
2019年の記録的なフレア期間中のPKS1830-211のALMA完全偏光観測
| Title |
ALMA_full_polarization_observations_of_PKS1830-211_during_its_record-breaking_flare_of_2019 |
| Authors |
I._Marti-Vidal,_S._Muller,_A._Mus,_A._Marscher,_I._Agudo,_J._L._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06044 |
2019年春に記録を更新した電波とガンマ線フレアの間のレンズ付きブレザーPKS1830-211のAtacama-Large-millimeter-Array（ALMA）バンド6全偏光観測を報告します。観測はピークの近くで行われましたガンマ活動の2つの時間遅延画像間の偏光状態の明確な違いを示します。先頭の画像は、後続の画像よりも約3分の1だけ偏光率が低く、フレア中に大幅な偏光解消が発生したことを示しています。さらに、2つのレンズ画像間の偏光特性の明確な時間内変動を観察します。相対電気量の変化に関連して、時間あたり約2度の速度で微分電気ベクトル位置角度がほぼ線形に増加します。〜10％の分数分極。この変動性は、ガンマ活動のピークに近い低い方の偏極と組み合わされて、磁気乱流のモデルと一致して、ブレーザージェットの偏極変動性を説明します。最後に、完全偏光解析と微分偏光解析の結果を比較すると、微分偏光手法（Marti-Vidaletal。2016）が、重力レンズの電波ラウドクエーサーなどの光源の偏光状態に関する有用な情報を提供できることが確認できます。
| Title |
Bayesian_Reconstruction_of_Gravitational-wave_Signals_from_Binary_Black_Holes_with_Nonzero_Eccentricities |
| Authors |
Gergely_D\'alya,_Peter_Raffai,_Bence_B\'ecsy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06256 |
ゼロ以外の偏心を持つバイナリブラックホールの重力波信号が、信号波形とパラメーターのモデル化されていない再構築のためにLIGO-Virgoコラボレーションで使用されるベイジアンアルゴリズムによってどのように回復されるかに関する包括的な研究を提示します。2つの異なる波形モデルを使用して、偏心軌道を持つバイナリブラックホールのシミュレーション信号を生成し、設計感度のAdvancedLIGO検出器のシミュレーションノイズのサンプルに埋め込みました。$e$（8Hzの軌道周波数でのバイナリの偏心度）の関数として、ベイズウェーブによって回復された信号波形の中心モーメントのネットワークオーバーラップとポイント推定を調査しました。BayesWaveは、ほぼ円形（$e\lesssim0.2$）と非常に偏心性（$e\gtrsim0.7$）のバイナリの信号を回復しますが、円形（$e=0$）のものと同様のネットワークオーバーラップがありますが、より低い$e\in[0.2,0.7]$を含むバイナリのネットワークオーバーラップ。中心周波数と帯域幅（帯域幅と比較して測定）の推定誤差は$e$からほぼ独立していますが、中心時間と持続時間（継続時間と比較して測定）の推定誤差は$e$が$e\gtrsim0.5$を超えると増減します、それぞれ。また、サインガウスウェーブレットの代わりに線形周波数進化（チャープレット）を使用した一般化ウェーブレットを使用して再構成を実行した場合のベイズウェーブの動作もテストしました。チャープレットを使用すると、ネットワークのオーバーラップが$\sim10-20$パーセント向上し、低（$e<0.5$）離心率で最も向上することがわかりました。ただし、チャープレットベースを使用した場合、中心モーメントの推定誤差に大きな変化はありません。
通常の核物質の特性を再現し、陽子流の制約を満たし、核核の間に作成されたハドロン多重度の高品質な説明を提供する、誘導表面張力（IST）を伴う状態方程式内で記述された中性子星の熱進化を研究します衝突実験であり、天体物理学的観測とGW170817イベントからの制約と同等に互換性があります。このモデルは、1.91\、M_{\odot}を超える星に対する強力な直接Urcaプロセスを特徴としています。IST状態方程式は、核ペアリングを導入しなくても、利用可能な冷却データと非常によく一致しています。また、質量の異なる中性子星の冷却に対する一重項陽子/中性子と三重項中性子のペアリングの影響を分析しました。予測された冷却曲線と実験データの完全な一致を示します。さらに、ISTEoSは、CasAのペアリングされた問題とペアリングされていない問題の両方を説明します。
薄い流体層の波は、さまざまな恒星および惑星の問題で重要です。急速な回転により、このようなシステムは扁平になり、物体の表面全体の重力加速度の緯度が変化します。中性子星を降着させる場合、急激な回転により、赤道半径よりも$\sim0.8$小さい極半径になる可能性があります。偏角と変化する重力加速度が、解析的近似と数値計算を通じて、そのような流体層に存在するさまざまな流体力学的モードにどのように影響するかを調査します。変化する重力加速度の変動の影響は事実上無視できますが、$g$モードと柳井モードの波数ベクトルは、球状の対応物と比較して、より扁平なシステムで増加します。扁平度を上げると、ケルビンモードでは赤道の閉じ込めが少なくなり、波数ベクトルにほとんど変化がないことがわかります。$r$モードの場合、より偏平なシステムでは、波数ベクトルが減少することがわかります。$r$モードのこれらの変更の正確な方法は、表面全体の重力加速度のモデルによって異なります。
最高の中性子星質量と低質量ブラックホールの先祖としてのRedback / Black Widow Systems
| Title |
Redback/Black_Widow_Systems_as_progenitors_of_the_highest_neutron_star_masses_and_low-mass_Black_Holes |
| Authors |
J._E._Horvath,_A._Bernardo,_L.S._Rocha,_R._Valentim,_P.H.R.S._Moraes_and_M.G.B._de_Avellar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06398 |
このノートでは、「スパイダー」システムは、長期的な進化の特徴と実際の質量測定に基づいて、最高の中性子星質量、そしておそらく低質量ブラックホールの自然に予想される前駆体であることを示唆しています。
Magnetar SGR 1935 + 2154に近い可変X線源
銀河のマグネターSGR1935+2154からのミリ秒の無線バーストの最近の発見は、マグネターと高速無線バースト（FRB）の間の接続についての激しい議論を引き起こしました。SGR1935+2154からの無線バーストのいくつかの特性は宇宙論のFRBと同じではありませんが、マグネターとFRBの間の接続を提案する理論モデルがあります（Margalitetal。2020によるレビューを参照）。特に、マグネター風星雲の役割は一部のモデルに含まれているため、SGR1935+2154のX線環境をさらに詳しく調査することは価値があります。ここでは、アーカイブのチャンドラデータを使用して、SGR1935+2154付近のX線の一時的な特徴の発見について報告し、その考えられる原因について説明します。
Swift J1858.6-0814の可変無線対応
| Title |
The_variable_radio_counterpart_of_Swift_J1858.6-0814 |
| Authors |
J._van_den_Eijnden,_N._Degenaar,_T._D._Russell,_D._J._K._Buisson,_D._Altamirano,_M._Armas_Padilla,_A._Bahramian,_N._Castro_Segura,_F._A._Fogantini,_C._O._Heinke,_T._Maccarone,_D._Maitra,_J._C._A._Miller-Jones,_T._Mu\~noz-Darias,_M._\"Ozbey_Arabac{\i},_D._M._Russell,_A._W._Shaw,_G._Sivakoff,_A._J._Tetarenko,_F._Vincentelli_and_R._Wijnands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06425 |
SwiftJ1858.6-0814は、2018年10月に発見された一時的な中性子星のX線連星です。電磁スペクトル全体にわたる多波長フォローアップ観測により、微細なタイムスケールでの不規則なフレアや両方での風の流出の証拠など、多くの興味深い特性が明らかになりましたX線と光学波長、強力で変動する局所吸収、および異常に硬いX線スペクトル。ここでは、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイでの5.5/9GHzでの1つの観測と、カールG.ジャンスキー超大型アレイでの4.5/7.5GHzでの9つの観測からなる詳細な電波観測キャンペーンについて報告します。システムから発射されているコンパクトなジェットと一致して、すべての観測でフラットから反転された無線スペクトルを持つ無線対応物が検出されます。SwiftJ1858.6-0814は、ほとんどの観測で無線波長で非常に変動しやすく、3〜5分のタイムスケールで画像化すると、20分以内に最大8の係数まで変化するときに大きな変動を示します。最も明るい電波放出の期間は急峻な電波スペクトルに関連付けられておらず、離散的な噴出物の発射に起因しないことを意味しています。同様に、電波の変動性に幾何学的な起源がある可能性は低く、シンチレーションが原因であるか、観測されたX線フレアに因果関係があることがわかります。代わりに、コンパクトジェットを伝わる降着流の変動によって駆動されることと一致します。SwiftJ1858.6-0814の無線特性を、同様のX線および光学特性を持つEddington限定X線バイナリの特性と比較しますが、無線の変動性、スペクトル、および光度の一致を見つけることができません。
GELATICA実験下のTELアレイによる広範な空気シャワーの角度分布
| Title |
Angular_distribution_of_extensive_air_showers_by_TEL_array_under_GELATICA_experiment |
| Authors |
Manana_Svanidze_(1),_Yuri_Verbetsky_(1),_Ia_Iashvili_(2),_Abesalom_Iashvili_(1),_Alexi_Gongadze_(1),_Levan_Kakabadze_(1),_George_Kapanadze_(1),_Edisher_Tskhadadze_(1),_George_Chonishvili_(3)_((1)_E.Andronikashvili_Institute_of_Physics_under_Tbilisi_State_University_Tbilisi_Georgia,_(2)_The_State_University_of_New_York_at_Buffalo_USA,_(3)_J.Gogebashvili_Telavi_State_University_Telavi_Georgia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06509 |
広範なエアシャワー（EAS）の到来方向分布は、ジョージア州のGELATICAネットのノードであるTelavi（TELアレイ）の4検出器の設置によって調査されます。大気の球層モデル内のEAS到着天頂角分布と、空気経路によるシャワーの指数関数吸収の記述が使用されます。天頂角の上限カットオフ境界の変動により、シャワーの吸収経路を安定して推定できることが示されています。
照射されたクモの仲間の表面上に熱を再分配するためのモデル
| Title |
A_model_for_redistributing_heat_over_the_surface_of_irradiated_spider_companions |
| Authors |
G._Voisin,_M._R._Kennedy,_R._P._Breton,_C._J._Clark,_D._Mata-S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06552 |
コンテキスト：スパイダーパルサーは、近接軌道を走行する低質量のコンパニオンを強力に照射するエネルギーのあるミリ秒パルサーを含むバイナリシステムです。パルサーの質量の決定、パルサーの風と星自体の特徴付けなど、連星の軌道特性の研究には、コンパニオンの光学光度曲線のモデリングが不可欠です。従来の直接加熱モデルを一般化することを目指しています。これにより、パルサー風によって恒星エンベロープに蓄積されたエネルギーが、外部の恒星エンベロープ内の拡散と対流による熱再分配を導入することにより、局所的に再放出されます。照射された恒星エンベロープを2次元シェルとして近似します。これにより、計算コストを削減して解決できるエネルギー節約の効果的な方程式を提案できます。次に、このモデルを\texttt{Icarus}ソフトウェアに実装し、証拠サンプリングを使用して、PSRJ2215+5135のレッドバックコンパニオンの光度曲線の最も可能性の高い対流と拡散の法則を決定します。再分配効果は、パルサー照射のターミネーターラインの近くに集中し、ホットスポットとコールドスポットをはっきりと発生させる可能性があります。PSRJ2215+5135でテストされたモデルの中で、熱の再分配を伴うすべてのモデルは、対称直接加熱よりも可能性が高いことがわかりました。最適な再配布モデルには、均一に回転するエンベロープとともに拡散が含まれます。ただし、すべてのモデルは依然として深刻な系統的影響を示しており、パルサーのタイミング、分光法、距離からの事前知識が最も正確な再分配則を確実に決定するための鍵であることに注意します。さまざまな熱再分配効果を探索できるようにする直接加熱フレームワークの拡張を提案します。第一原理から関連法則を決定し、補足的観察を経験的に使用して、将来の作業が必要です。
60 {\ mu} mピッチのCdTe両面ストリップ検出器のイメージングとスペクトル性能
| Title |
Imaging_and_Spectral_Performance_of_a_60_{\mu}m_Pitch_CdTe_Double-Sided_Strip_Detector |
| Authors |
Kento_Furukawa,_Shunsaku_Nagasawa,_Lindsay_Glesener,_Miho_Katsuragawa,_Shin'ichiro_Takeda,_Shin_Watanabe,_Tadayuki_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06174 |
もともと太陽を観測するための硬X線望遠鏡の焦点面検出器用に開発されたファインピッチCdTe両面ストリップ検出器（CdTe-DSD）の性能を評価しました。検出器の厚さは750umで、検出器の両側に直交して配置された60umのストリップピッチの128のストリップ電極があり、4keV〜80keVのエネルギー範囲をカバーします。光子相互作用の深さと電荷共有効果の研究は、優れた分光性能とイメージング性能を提供するために重要です。電荷トラッピングによって引き起こされたスペクトルで観測されたテール構造を研究し、アノードとカソードの両方のストリップからの誘導電荷情報に基づいてスペクトルを再構築する新しい方法を開発します。この方法を適用することにより、アノードとカソードのエネルギー差が1keV以内であれば、14keVおよび60keVの光子エネルギーでそれぞれ0.76keVおよび1.0keVのエネルギー分解能（FWHM）を得ることができます。さらに、60keVでのテール成分が減少し、エネルギー差が1keVより大きい場合、60keVピークのエネルギー分解能は2.4keVから1.5keV（FWHM）に向上します。イメージング性能を研究するために、直径100umのピンホールを持つ厚さ5mmのタングステンプレートを使用して、シンプルなイメージングシステムを構築しました。直径1mmのBa-133放射性同位元素を、0.5mm厚のタングステン製の100umスリットと組み合わせてターゲットソースとして使用します。30keVのピークを使用して、100umスリットの後ろにBa-133光源をイメージングしました。光源と検出器の距離の中心に100umのピンホールを配置しました。ストリップ間でチャージシェアリング補正を適用することにより、60umのストリップピッチよりも優れた位置分解能を得ることに成功しました。
CHIME /パルサーを使用した北半球パルサーのファラデー回転測定
| Title |
Faraday_rotation_measures_of_northern-hemisphere_pulsars_using_CHIME/Pulsar |
| Authors |
C._Ng,_A._Pandhi,_A._Naidu,_E._Fonseca,_V._M._Kaspi,_K._W._Masui,_R._Mckinven,_A._Renard,_P._Scholz,_I._H._Stairs,_S._P._Tendulkar,_K._Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06538 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）パルサーバックエンドシステムの運用初年度の試運転データを使用して、CHIMEで検出された北半球パルサーのファラデー回転測定（RM）の体系的な分析を行います。55の新しいRMを提示し、さらに25のパルサーのRM不確実性を改善しました。CHIMEの低い観測周波数と400〜800MHzの広い帯域幅は、測定の精度に貢献します。一方、高いケイデンスの観測は、非常に高いS/Nの同時加算データを提供します。私たちの結果は、特に北半球に関して、パルサーRM国勢調査の大幅な増加を表しています。これらの新しいRMは、10kpcまでの銀河平面に配置されているソースと、16kpcまでのスケールの高さまで平面から離れているソース用です。ファラデーの空に関するこの改善された知識は、将来の銀河系の大規模磁気構造と電離層モデリングに貢献するでしょう。
干渉計を使用した空間的に拡張されたオブジェクトのイメージング：モザイク化と短い間隔の補正
| Title |
Imaging_Spatially_Extended_Objects_with_Interferometers:_Mosaicking_and_the_Short_Spacing_Correction |
| Authors |
Brian_S._Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06549 |
干渉法は、空の敏感で高忠実度の画像を作成するための強力な手法ですが、拡張または拡散した放射を測定する能力には限界があります。干渉計アレイの多くのポインティングを一緒にモザイク化することにより、拡張された天体のより良い画像を取得できます。これらのデータを単一皿の望遠鏡からのデータと組み合わせることにより、より良い画像を得ることができます。この講義では、これらの観察結果を取得して分析するために一般的に行われている手法と、その背後にある理論について説明します。
PESummary：コードにとらわれないパラメーター推定の要約ページビルダー
PESummaryは、任意のパラメーター推定コードからのデータを処理および視覚化するためのPythonソフトウェアパッケージです。使いやすいPython実行可能スクリプトと広範なオンラインドキュメントにより、PESummaryは国際的な重力波解析ツールキットの主要コンポーネントになりました。PESummaryは、すべての出力が完全に自己完結する、単なる後処理ツール以上のものとして開発されました。PESummaryは、重力波推論分析をオープンにし、簡単に再現できるようにするための中心になりました。
ダストは解決しない：進化した惑星系におけるガスとダストの衝突生成
| Title |
The_dust_never_settles:_collisional_production_of_gas_and_dust_in_evolved_planetary_systems |
| Authors |
Andrew_Swan,_Jay_Farihi,_Thomas_G._Wilson,_and_Steven_G._Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.05999 |
Spitzerのマルチエポック赤外線測光を使用して、白色矮星での星周円盤を監視します。これは、破片が付着し、ホスト星によって化学的に反射される破壊された小惑星と一致します。広範囲にわたる赤外線の変動は、2つ以上のエポックを持つ37個の星の母集団全体で見られます。より大きなフラックスの変化は、より長い時間スケールで発生し、数年のベースラインで数十パーセントに達します。幾何学的に薄く、光学的に厚いディスクの標準モデルは、観察された動作を引き起こすことができないため、不十分です。光学的に薄いダストは、衝突がダストの生成と破壊を引き起こす変動性を最もよく説明します。特に、最高の赤外線変動は、CaII放出を示すシステムで見られ、すべての既知のデブリディスクの惑星衝突をサポートし、ガスデブリが検出されたもので最もエネルギーが発生します。サンプルには、周囲の円盤を持つ唯一の汚染された白色矮星が含まれています。そこでは、その照射された星下の伴侶の昼夜サイクルの信号は、ダスト放出によって希釈されているように見えます。
太陽型星の元素の高精度な存在量。存在量と年齢の関係における2つの異なるシーケンスの証拠
| Title |
High-precision_abundances_of_elements_in_solar-type_stars._Evidence_of_two_distinct_sequences_in_abundance-age_relations |
| Authors |
P._E._Nissen,_J._Christensen-Dalsgaard,_J._R._Mosumgaard,_V._Silva_Aguirre,_E._Spitoni,_and_K._Verma._(Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University,_Denmark.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06013 |
信号対雑音比S/Nが600Aを超えるHARPSスペクトルをMARCSモデルの大気で分析して、C、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、Cr、Fe、Niの1DLTE存在量を取得-0.3<[Fe/H]<+0.3の範囲の金属度を持つ72個の近くの太陽型星の、Sr、およびYと、ASTEC恒星モデルを使用して、有効温度、GaiaDR2視差によって得られた光度から恒星の年代を決定し、重い元素の豊富さ。結果の年齢-金属度分布は、2つの異なる母集団で構成されているように見えます。年齢が約7Gyrで[Fe/H]が約+0.3dexに急上昇する古い星のシーケンスと、[Fe/H]の若いシーケンス]最後の6年間で-0.3dexから約+0.2dexに増加。さらに、恒星の年齢の関数としてのいくつかの存在比[O/Fe]、[Na/Fe]、[Ca/Fe]、および[Ni/Fe]の傾向は、2つの対応するシーケンスに分かれています。一方、[Y/Mg]と年齢の関係は、2つの年齢シーケンスの間にオフセットがなく、[Fe/H]に大きく依存していませんが、ビジュアルバイナリスター、ゼータレティキュリのコンポーネントには大きなそして不可解な偏差。年齢-金属分布の2つのシーケンスへの分割は、間に星形成の消光がある銀河円盤へのガスの降着の2つのエピソードの証拠として解釈されます。[X/Fe]年齢関係の一部はこのシナリオをサポートしますが、他の関係は説明が簡単ではありません。そのため、[Fe/H]の関数としての、生成された存在量の系統誤差、特に3Dのより深い研究が必要です非LTE効果。
暴走するウルフ・ラエット星の周りのリング星雲
| Title |
On_the_ring_nebulae_around_runaway_Wolf-Rayet_stars |
| Authors |
D._M.-A._Meyer_(1),_L._M._Oskinova_(1,2),_M._Pohl_(1,3)_and_M._Petrov_(4)_((1)_Universitaet_Potsdam,_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Potsdam,_Germany_(2)_Department_of_Astronomy,_Kazan_Federal_University,_Kazan,_Russia_(3)_DESY,_Zeuthen,_Germany_(4)_Max_Planck_Computing_and_Data_Facility_(MPCDF),_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06027 |
Wolf-Rayetの星は、大規模な星の進化の進化段階です。それらの大きな質量損失率と高い風速にもかかわらず、それらの一部は暴走として分類されていますが、いずれもバウショックを示しません。60Moの暴走星の周りの星状物質の2.5D数値シミュレーションは、高速のWolf-Rayet恒星風が、先行する進化段階全体で生成されたさまざまな衝撃と不連続性で満たされた風に吹かれた空洞に放出されることを示しています。結果として生じる高速風と低速風の相互作用により、Spitzerで24ミクロンの近赤外線で観測されたものに類似した、塵の多い物質の球殻が形成されます。それらの適切な動きおよび/または局所的な周囲媒体の特性。私たちは、WR138aのように銀河面で暴走するWolf-Rayet星の周りの明るい赤外線リングを、それらの非常に高い初期質量と複雑な進化の歴史を示すものとして解釈します。星が薄められた媒体で実行されると、恒星風のバウショックは弱まります。したがって、この結果は、高緯度の非常に高速で移動するオブジェクトWR71、WR124、WR148などの銀河系ウルフ-ラエットスターの周りにボウショックが検出されないことを説明しています。私たちの結果は、バウショックがないことは、いくつかのWolf-Rayetスターの暴走する性質と一致していることを示しています。これは、銀河面の誕生場所からの動的放出を支持して、高緯度のウルフ-レイエット星のその場での星形成シナリオに疑問を投げかけています。
太陽の巨大細胞流の流体力学的特性
太陽の大きな細胞流の測定は、NASASDO衛星のHMI装置によって取得されたフルディスクドップラー画像に見られる超顆粒の局所相関追跡によって行われました。1時間ごとの測定値は34日間で平均化され、緯度と経度の速度の日次マップが作成されました。すべての緯度での流れは、主に北向きに左巻きヘリシティと南向きに右巻きヘリシティを持つ渦の形をしていますが、低緯度セルと高緯度セルには重要な違いがあります。低緯度のセルは、ほぼ円形の形状で、寿命は約1か月で、ほぼ完全に回転し、緯度がドリフトせず、縦方向と緯度方向のフローに相関関係がありません。高緯度セルには、極に向かって内側に螺旋状に伸びる長い延長があります。それらの寿命は数か月で、緯度とともに差動回転し、2ms$^{-1}$に近い速度で極方向にドリフトし、順流と赤道流の間には強い相関があります。球面調和スペクトル分析は、流れが波数$\ell$=10で約12ms$^{-1}$のRMS速度を持つカール成分によって支配されていることを確認します。時間のフーリエ変換は2つの注目すべき成分を示します-$m=低緯度コンポーネントを表す\pm\ell$フィーチャと高緯度コンポーネントを表す$m=\pm1$フィーチャ。低緯度成分の分散関係は、ロスビー波について導出されたものによってよく表されます。高緯度成分は、すべての$\ell$に対して一定の時間的頻度を持ち、対流圏の高緯度のベースを表す速度での差分回転によって移流された特徴を示します。これらの特徴の極方向の動きは、対流帯の基部での高緯度子午線流が赤道方向ではなく極方向であることをさらに示唆しています。
宇宙プラズマにおける電磁イオン-イオン不安定性：超熱的集団の影響
| Title |
Electromagnetic_Ion-Ion_Instabilities_in_Space_Plasmas:_Effects_of_Suprathermal_Populations |
| Authors |
S.M._Shaaban,_M._Lazar,_R.A._L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06103 |
宇宙からの衝突の少ないプラズマでは、バックグラウンド磁場に沿って流れる陽子ビームによって、3つの異なるイオンイオンの不安定性が引き起こされる可能性があります。左側の共振、非共振、および右側の共振不安定です。これらの不安定性は、一般に、マクスウェル速度分布を持つ理想化された陽子ビームのみを考慮し、通常はカッパのべき則によって再現される超熱的集団の影響を無視して調査されます。さらに、既存の理論は、電子が等方性でマクスウェル分布していると仮定して、電子の運動効果を最小限に抑えます。これらの制限を克服するために、本論文では、イオンイオンの不安定性の拡張調査の結果を示します。これは、それらの分散と安定性の特性（たとえば、成長率、波数、不安定な波数）が非常に高いことを示しています。超熱的集団と異方性電子の影響に敏感です。これらの結果は、宇宙プラズマで頻繁に観測され、陽子ビームに関連する、強化された低周波変動の原因について貴重な説明を提供します。
フレア大気中のMg I 12.32 $ \ mu $ mラインの非LTE計算
| Title |
Non-LTE_Calculations_of_the_Mg_I_12.32_$\mu$m_Line_in_a_Flaring_Atmosphere |
| Authors |
Jie_Hong,_Xianyong_Bai,_Ying_Li,_M._D._Ding,_Yuanyong_Deng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06108 |
12ミクロン近くの赤外線MgI線は、磁気に敏感で、太陽磁場の測定に使用されている一対の輝線です。ここでは、フレア中のMgI12.32$\mu$mラインの応答を計算し、モデリングでこのラインが複雑な動作をしていることを確認します。フレアの加熱が始まると、この線は線の中心で減光します。その後、加熱が継続すると強度が増加し、彩層内の加熱された層からの寄与が増加します。その結果、ライン形成高さおよびライン幅も増加する。偏光ラインプロファイルについては、フレアの加熱によりゼーマン分割幅が減少し、ストークス$V$ローブ強度が減衰する傾向があることがわかります。Stokes$V$プロファイルのより広い機能は、磁場反転を実行するときに考慮すべきフレア加熱中により顕著になります。
ピーターパンディスク：ネバーランドのパラメーターを見つける
ピーターパンのディスクは、最近発見された低質量の星の周りの長寿命のディスクのクラスであり、通常のディスクよりも桁違いに長く存続します。このホワイトペーパーでは、ディスクの進化モデルを使用して、ピーターパンのディスクが原始的であるために必要な初期条件と分散プロセスの大きさのバランスを決定します。必要な輸送量が少ない（$\alpha\sim10^{-4}$）、非常に低い外部光蒸発（$\leq10^{-9}{\rmM_{\odot}/yr}$）、および比較的高いディスク質量（$>0.25M_*$）により、ピーターパンのディスクと一致する年齢と降着率を持つディスクが生成されます。輸送量が多い（$\alpha=10^{-3}$）と、ディスクの寿命が短くなりすぎ、さらに輸送量が少ない（$\alpha=10^{-5}$）と、観測されるよりも小さい降着率になります。必要な外部光蒸発率は非常に低いため、原始的なピーターパンのディスクは希少な環境で低質量の星形成領域の周辺に形成されるか、深く埋め込まれているため、その後大量の紫外線に曝されることはありません。このような外部光蒸発シナリオがまれであることを考えると、必要なディスクパラメータと降着特性は、低質量星の周りのディスクのはるかに大きな割合の初期条件と降着率を反映している可能性があります。
次世代太陽コロナグラフに向けて：診断コロナグラフ実験
| Title |
Toward_Next_Generation_Solar_Coronagraph:_Diagnostic_Coronagraph_Experiment |
| Authors |
K.-S._Cho,_H._Yang,_J.-O._Lee,_S.-C._Bong,_J._Kim,_S._Choi,_J.-Y._Park,_K.-H._Cho,_J.-H._Baek,_Y.-H._Kim,_and_Y.-D._Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06155 |
韓国天文宇宙科学研究所（KASI）は、NASAと協力して次世代コロナグラフ（NGC）を開発し、コロナ電子密度、温度、および速度を400nm前後の4つの異なるフィルターを使用して同時に測定しています。KASIは、米国全体の2017年の皆既日食（TSE）を通じてコロナグラフ測定スキームと機器技術を実証するために遠征チームを編成しました。観測地は米国ワイオミング州ジャクソンホール。私たちは、信号対雑音比を改善するために2つの同一の望遠鏡で構成されるEclipseコロナ実験（DICE）と呼ばれる日食観測システムを構築しました。観測は、約140秒の限られた日食時間で、計画されたスケジュールに従って4つの波長と3つの直線偏光方向で行われました。データからコロナの偏光情報は正常に取得されましたが、光学系の信号対雑音比が低く、プロミネンスからの強い放射があるため、コロナのコロナ電子温度と速度のグローバル情報を取得できませんでした西の肢に。本研究では、DICEの開発と日食探査の観測結果について報告します。独自に開発した機器を使用したTSEの観察と分析は、コロナグラフがこの研究の科学的目的を達成するために注意深く設計されるべきであるという重要な教訓を与えました。そして、コロナの電子の温度と速度の気球搭載調査（BITSE）とコロナ診断実験（CODEX）と呼ばれる、NASA-KASIのフォローアップ合同ミッションの成功に非常に役立つ経験でした。
2本のフィラメントの交感神経性噴火時の外部磁場とそれに伴う磁場の再構成
| Title |
External_reconnection_and_resultant_reconfiguration_of_overlying_magnetic_fields_during_sympathetic_eruptions_of_two_filaments |
| Authors |
Y._J._Hou,_T._Li,_Z._P._Song,_and_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06191 |
2つの太陽フィラメントの交感神経噴火は数十年にわたって研究されてきましたが、1つの噴出フィラメントが別のフィラメントを誘発する詳細な物理的プロセスはまだ議論されています。ここでは、豊富な交感神経特性を示した2015年11月15〜16日に2つのフィラメントが連続して噴火する交感神経イベントを調査します。2つのフィラメント（F1とF2）は、負の極性の狭い領域によって分離され、F1が最初に噴出して、2つのリボンのフレアを生成しました。F1によって生成された外向きに広がるリボンが安定したF2に近づくと、F2の南に弱い増光が観察され、F2に近づくように北向きに内向きに広がりました。この内向きの明るさの背後に、30％のプラズマ密度の低下を特徴とする減光領域が広がっていました。時系列によるNLFFF外挿により、噴火前のF1およびF2を超える磁場が、ヌルポイントの可能性がある四極磁気システムを構成していることが明らかになりました。さらに、ヌルポイントはF2に向かって移動し続け、その後数時間以内に下降しました.F1の上昇により、その上にあるフィールドが安定したF2の上にあるフィールドに向かってプッシュされ、上にあるフィールド間に連続的な外部再接続が発生したと推測されます。外側から内側へ（高さの低い方と低い方）、噴火前のF2の上のフィールドは徐々に再接続に関与し、F2の南側で内向きに広がって明るくなり、薄暗くなっていきました。さらに、外部再接続は、磁束を西部から東部に輸送することにより、F2の上にある磁場を再構成できます。これは、F2の後続の部分的な噴火によってさらに確認されます。外部の磁気リコネクションの重要な役割と、結果として生じる2つのフィラメントの交感神経性噴火の磁場の再構成を示すために、統合された証拠チェーンを提案します。
ケプラーとガイアDR2をクロスマッチングしたソーラーアナログの回転
| Title |
Rotation_of_solar_analogs_cross-matching_Kepler_and_Gaia_DR2 |
| Authors |
Jose-Dias_do_Nascimento_Jr,_Leandro_de_Almeida,_Eduardo_Nunes_Velloso,_Francys_Anthony,_Sydney_A_Barnes,_Steven_H_Saar,_Soren_Meibom,_Jefferson_Soares_da_Costa,_Matthieu_Castro,_Jhon_Yana_Galarza,_Diego_Lorenzo-Oliveira,_Paul_G._Beck,_Jorge_Melendez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06204 |
ケプラーのミッションデータからの主系列星の回転周期分布を解釈する上での主な障害は、これらのオブジェクトの正確な進化状況の欠如でした。この問題に対処するには、GaiaDataRelease2の視差と30,000を超えるケプラー星の回転周期測定による測光に基づいて、進化の状態を調査します。これらの多くはサブジャイアントであり、小人に関する今後の作業では除外する必要があります。特に、193スターのソーラーアナログのサンプルを調査し、125個の回転周期を新たに決定しました。これらには、前のサンプルからの54個の星が含まれ、そのうち50個の期間を確認できます。残りは新しいもので、そのうち10個は太陽の自転周期よりも長いため、太陽のような星は太陽の年齢を過ぎた主系列でスピンダウンし続けていることを示唆しています。ソーラーアナログのサンプルは、PLATOなどの将来のミッションのベンチマークとして役立つ可能性があり、恒星の個体数と時系列調査の結果を解釈する前に、追加の天文学、測光、分光情報の必要性を強調しています。
タイプIIn超新星の始祖からの最初と2番目の大量噴火：何か違いはありますか？
| Title |
The_first_and_second_mass_eruptions_from_progenitors_of_Type_IIn_supernovae:_Is_there_any_difference? |
| Authors |
Naoto_Kuriyama,_Toshikazu_Shigeyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06389 |
いくつかの巨大な星は、光度の変動を伴う一時的で激しい質量損失段階を経験します。放出された物質は、星の周りに星状物質（CSM）を形成し、その後のコア崩壊は、超新星噴出物とCSM間の相互作用を特徴とするタイプIIn超新星をもたらします。これらの大量噴火と流出のダイナミクスを引き起こすエネルギー源は明確に説明されていません。さらに、質量噴火自体がエンベロープの密度構造を変更し、これらのイベントが繰り返される場合、後続の質量噴火のダイナミクスに影響を与える可能性があります。実際、大量の観察証拠により、コア崩壊前の複数の噴火が示唆されています。最初の大量噴火によって変化したエンベロープの密度構造と、その後の2番目の大量噴火イベントの性質を、最初の噴火イベントと比較して調査します。水素エンベロープの下部に追加のエネルギーを2回堆積させ、放射流体力学シミュレーションコードによって時間発展を計算しました。私たちはエネルギー源の起源を扱っていませんが、単一の巨大な星からの繰り返される大量の噴火のダイナミクスに焦点を当てています。光度、色、生成されたCSMの量の点で、1回目と2回目の噴火の間には大きな違いがあります。2番目の噴火は、関連する増光フェーズが最初の噴火よりも長く続く、より赤いバーストイベントにつながります。放出された物質の量は、最初のイベントと2番目のイベントで同じ堆積エネルギーを使用しても異なりますが、その差は前駆星の密度構造に依存します。今後のハイケイデンスとディープトランジェントサーベイにより、超新星前の詳細な活動が数多く提供され、それらのいくつかはマルチピークの光度曲線を示します。これらは、前のバーストイベントによって変更された密度構造の影響を考慮して解釈する必要があります。
未解決の連星系外惑星ホスト星は単一の星として適合：恒星パラメーターへの影響
| Title |
Unresolved_Binary_Exoplanet_Host_Stars_Fit_as_Single_Stars:_Effects_on_the_Stellar_Parameters |
| Authors |
E._Furlan_(1),_S._B._Howell_(2)_((1)_NExScI,_Caltech/IPAC,_Pasadena,_CA,_(2)_NASA_Ames,_Moffett_Field,_CA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06528 |
この作業では、混合スペクトルが星が単一であると仮定してフィットした場合、主星の派生星パラメーターに対する未解決の伴星の効果を定量化します。スペクトルから恒星パラメーターを決定するフィッティングツールは、通常、単一の星に適合しますが、すべての太陽系外惑星のホスト星の最大半分は、1つ以上のコンパニオンスターを持つ可能性があることがわかっています。カリフォルニアケプラーサーベイのケプラーフィールドの惑星ホストスターの高解像度スペクトルを使用して、シミュレートされたバイナリを作成します。8つの恒星のペアを選択し、副星の寄与を変化させてから、SpecMatch-Empを使用して恒星パラメーターを決定し、それらを主星のみについて導出されたパラメーターと比較します。ほとんどの場合、複合スペクトルから導出された有効温度、表面重力、金属性、恒星半径は、非ブレンドスペクトルから決定された値の2〜3$\sigma$以内ですが、偏差は、二つ星。主星に似ている比較的明るい伴星は、導出されたパラメータに最大の影響を与えます。これらの場合、恒星の半径は最大60％過大評価されます。金属性は一般に過小評価されており、[Fe/H]の典型的な不確実性の8分の1までの値です。私たちの調査では、恒星（および惑星）パラメータができるだけ正確になるように、惑星ホスト星の恒星コンパニオンを検出または制限するには、追跡観測が必要であることを示しています。
天の川のHII領域とリング星雲のスペクトルからのヘリウム存在量とその放射状勾配
| Title |
Helium_abundances_and_its_radial_gradient_from_the_spectra_of_HII_regions_and_ring_nebulae_of_the_Milky_Way |
| Authors |
J._E._M\'endez-Delgado,_C._Esteban,_J._Garc\'ia-Rojas,_K._Z._Arellano-C\'ordova_and_M._Valerdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06577 |
19個の$\text{H}\thinspace\text{II}$領域の公開されたスペクトルと、巨大なO星を取り巻く環状星雲から、銀河の円盤内のヘリウムの放射状存在量勾配を決定します。{\itGaia}DR2視差を考慮してオブジェクトのガラクトセントリック距離を修正し、3〜10の$\text{He}\を使用して、He$^{+}$の物理的条件とイオン存在量を均一な方法で決定します各オブジェクトのthinspace\text{I}$再結合行。4つの異なるICF（He）スキームを使用して、星雲のHeの総存在量とその半径方向の存在量勾配を推定します。特にlog（$\eta$）$<$0.9のオブジェクトのみが考慮される場合、勾配の勾配は常に負であり、ICF（He）スキームに弱く依存します。勾配の値は$-$0.0078から$-$0.0044dexkpc$^{-1}$になり、天の川の化学進化モデルの予測や円盤銀河の化学力学的シミュレーションと一致しています。最後に、銀河系のWR星の周りのリング星雲のサンプルにおけるHe、O、Nの存在量の偏差を推定し、3つの恒星噴出リング星雲で約+0.24$\pm$0.11dexの非常に類似したHe存在量を見つけました。
赤い巨人の造粒と不規則変動について
| Title |
On_Granulation_and_Irregular_Variation_of_Red_Supergiants |
| Authors |
Yi_Ren_(1)_and_B._W._Jiang_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06605 |
赤超巨星（RSG）の不規則な変動のメカニズムと特性は、小マゼランクラウド（SMC）、大マゼランクラウド（LMC）、M31のRSGサンプルに基づいて研究されています。SuperNovaeの全天自動調査（ASAS-SN）と中間パロマー過渡工場調査の時系列データを使用して、連続時間自己回帰移動平均モデルを使用して、光度曲線とそのパワースペクトル密度の変動特性を推定します。粒状化の特徴的な進化のタイムスケールと振幅は、ハーベイのような粒状化モデルであるCOR関数で事後パワースペクトル密度をフィッティングすることからさらに派生します。理論的予測と結果の整合性をチェックして、RSGの造粒が不規則な変動に寄与しているという仮定の正確さを検証します。造粒と恒星パラメーターの関係が得られ、赤い巨大枝星とベテルギウスの結果と比較されます。この関係は、造粒の基本的な物理プロセスからの予測と一致しており、RGBスターの外挿された関係に近いことがわかります。ほとんどのRSGの顆粒は、数日から1年のタイムスケールで、10〜1000mmagの特徴的な振幅で進化します。結果は、RSGの不規則な変動が肉芽の進化に起因している可能性があることを示しています。SMC、LMC、およびM31の結果を比較すると、金属化に伴って、肉芽形成のタイムスケールと振幅が増加するようです。各銀河のRSGサンプルについて、造粒パラメーターと恒星パラメーターの分析的関係が導き出されます。
プレアデス星団バイナリシステムHII-2147の動的質量
| Title |
Dynamical_masses_for_the_Pleiades_binary_system_HII-2147 |
| Authors |
Guillermo_Torres_(1),_Carl_Melis_(2),_Adam_L._Kraus_(3),_Trent_J._Dupuy_(4),_Jeffrey_K._Chilcote_(5),_and_Justin_R._Crepp_(5)_((1)_CfA,_(2)_Univ._of_California_at_San_Diego,_(3)_Univ._of_Texas_at_Austin,_(4)_Gemini_Observatory,_(5)_Univ._of_Notre_Dame) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06670 |
プレアデス星団メンバーHII-2147の長期的な分光モニタリングを報告します。これは、以前にVLBI観測で無線波長で空間的に解決されています。また、これまでに公開された軌道はありませんが、比較的シャープなラインを持つ（おそらく短期間）二重線の分光バイナリであると主張されています。新しい分光材料と過去の放射速度を調べると、現在と以前のスペクトルは、放射速度の1つである緩やかに変化する放射速度を持つ、適度に急速に回転する星の線の単一セットのみを示すものとして最もよく解釈されることがわかります。VLBIによって検出されました。独自の速度と他の速度をVLBI測定と新しい適応光学観測と組み合わせて、18.18$\pm$0.11年の周期でG5+G9ペアの最初の天体分光軌道を導き出します。分光的に見える星の場合は0.897$\pm$0.022MSun、他の場合は0.978$\pm$0.024MSunの動的質量と、距離136.78（+0.50/-0.46）を推測します。スペクトル内のより大きな成分のラインが検出されないことは、それが私たちが見る星よりもはるかに速く回転している場合に適切に説明できます。これは、セカンダリのラインが、そのスペクトルタイプの星で予想されるよりも浅いという観察と一致しています。
宇宙の初期条件への遅い収縮の堅牢性
| Title |
Robustness_of_slow_contraction_to_cosmic_initial_conditions |
| Authors |
Anna_Ijjas,_William_G._Cook,_Frans_Pretorius,_Paul_J._Steinhardt_and_Elliot_Y._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.04999 |
宇宙が緩やかな収縮の段階を経ることによって平滑化および平坦化される宇宙シナリオの数値相対論シミュレーションを提示し、幅広い初期条件に対するそれらの感度をテストします。私たちの数値スキームは、初期のせん断と空間の曲率の寄与や、宇宙の進化を駆動するスカラーの初期の場と速度の分布など、初期の空間超曲面を特徴付けるすべての自由に指定可能な物理量の変化を可能にします。特に、よく知られたアトラクタスケーリングソリューションの摂動レジームのはるか外側にある初期条件を含めます。完全な動的システム分析を分析的に実行して数値結果を補完し、2つのアプローチが一貫した結果をもたらすことを示します。
宇宙論における準局所保存法：初見
| Title |
Quasilocal_conservation_laws_in_cosmology:_a_first_look |
| Authors |
Marius_Oltean,_Hossein_Bazrafshan_Moghaddam_and_Richard_J._Epp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06001 |
応力-エネルギー-運動量の準局所的定義---つまり、（局所的な体積密度の代わりに）境界密度の形で---一般的な相対性理論における保存則を定式化して適用する上で、一般的に非常に有用であることが証明されています。このエッセイでは、これらを宇宙論に適用するための最初の基本的な検討を行います。特に、物質と重力を組み合わせた場合のブラウンヨーク準局所応力エネルギー運動量テンソルを使用します。このテンソルを計算し、完全な流体物質ソースを使用したフラットFLRW時空のいくつかの単純な結果を提示します。
この論文では、超高エネルギー（UHE）ニュートリノと反ニュートリノのフレーバー組成について六角形の説明を提案します。このような幾何学的な説明により、ニュートリノの個々のフレーバー組成とアンチニュートリノのフレーバー組成を1つの正六角形で明確に分離できます。これは、広く使用されている3元プロットの自然な一般化と見なすことができます。説明のために、我々は$pp$または$p\gamma$衝突を宇宙加速器におけるUHEニュートリノおよび反ニュートリノの主要な生成メカニズムと見なし、標準画像およびリンドブラッドデコヒーレンスの存在下でのニュートリノ振動がどのように変化するかを調査しますニュートリノ望遠鏡でのニュートリノと反ニュートリノのフレーバー組成。
天文データ間の高次元依存のモデリング
一連の実験量間の関係を修正することは、多くの科学分野の基本的な問題です。2次元の場合、古典的なアプローチは、散布図から線形相関係数を計算することです。ただし、この方法では、変数間の線形関係が暗黙的に想定されます。このような仮定は常に正しいとは限りません。部分相関係数を使用すると、多次元のケースへの拡張が可能です。ただし、変数間の仮定された相互線形関係の問題はまだ残っています。この問題を回避できる比較的最近のアプローチは、データの結合確率密度関数（PDF）をコピュラでモデル化することです。これらは、2つの確率変数間の関係に関するすべての情報を含む関数です。原則として、このアプローチは多次元データでも機能しますが、理論的および計算上の問題により、その使用が2次元の場合に制限されることがよくあります。このホワイトペーパーでは、この制限を克服し、同時に理論的な扱いが可能であり、計算の観点から実行可能な、いわゆるつるコピュラに基づくアプローチを検討します。Herschel参照サンプルの近赤外および遠赤外光度と原子および分子量に関する公開データにこの方法を適用します。光度とガス質量の関係を決定し、遠赤外光度が他の3つの銀河のすべてのプロパティに関連する重要なパラメータとして考慮できることを示します。4D関係から削除されると、他の3つの関係の残差は無視できます。これは、ガスの質量と近赤外光度との相関が遠銀光度によって、おそらく銀河の星形成活動によって引き起こされていると解釈できます。
サブバリアエネルギーにおける$ {} ^ {12} $ C + $ {} ^ {12} $ C核融合反応の修正された天体物理学的S因子
| Title |
The_modified_astrophysical_S-factor_of_the_${}^{12}$C+${}^{12}$C_fusion_reaction_at_sub-barrier_energies |
| Authors |
Y._J._Li,_X._Fang,_B._Bucher,_K._A._Li,_L._H._Ru,_and_X._D._Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06305 |
$^{12}$C+$^{12}$C核融合反応は、恒星の進化と爆発において重要な役割を果たします。そのオープンリアクションチャネルには、主に$\alpha$、$p$、$n$、および${}^{8}$Beが含まれます。半世紀以上の努力にもかかわらず、さまざまな手法を使用して測定された実験データには大きな差異が残っています。この作業では、統計モデルを使用して既存のデータを分析します。私たちの計算は次のことを示しています。1）予測分岐比の相対的系統的不確実性は、予測比が増加するにつれて小さくなります。2）$p$および$\alpha$チャネルの変更された天体物理学的S係数（S$^*$係数）の合計は、対応する基底状態遷移のS$^*$係数と特徴的な$\gamma$光線。欠落したチャネルの後者への寄与を考慮に入れます。統計モデルによって予測された分岐比に基づいて修正を適用した後、異なるデータセット間で${E}_{cm}>$4MeVで一致が達成されますが、一部の差異は低いエネルギーのままであり、より良い測定の必要性を示唆しています近い将来。間接測定から得られた最近のS$^*$係数は、2.6MeV未満のエネルギーでの直接測定と一致しないことがわかります。既存のモデルに基づく${}^{12}$C+${}^{12}$CS$^*$係数の上限と下限をお勧めします。新しい$^{12}$C+$^{12}$C反応率も推奨されます。
修正されたスタロビンスキー重力におけるクォーク星の恒星構造
| Title |
Stellar_structure_of_quark_stars_in_a_modified_Starobinsky_gravity |
| Authors |
Arun_Mathew,_Muhammed_Shafeeque_and_Malay_K._Nandy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06421 |
$f（R、T）$重力の枠組みで$\omegaRT$によって与えられる重力物質相互作用の形式を提案し、球対称コンパクト星におけるそのような相互作用の影響を調べます。重力と物質のカップリングをスタロビンスキー重力の背景の摂動項として扱い、平衡配置の摂動理論を開発します。説明のために、クォーク星の場合を取り、それらのさまざまな恒星特性を調べます。重力と物質の結合により、安定した最大質量が増加することがわかりました。これは、バイナリパルサーに関する最近の観測に関連しています。
原始的なメタン循環生態系と初期の地球の大気と気候の共進化
| Title |
Coevolution_of_primitive_methane_cycling_ecosystems_and_early_Earth_atmosphere_and_climate |
| Authors |
Boris_Sauterey,_Benjamin_Charnay,_Antonin_Affholder,_St\'ephane_Mazevet,_R\'egis_Ferri\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06433 |
地球の歴史は、海洋と大気の構成を根本的に再形成した代謝革新によって引き起こされた、主要な生態学的変化によって特徴付けられてきました。光合成が進化する数億年前の最も初期の遷移の性質と大きさは、よく理解されていないままです。新規の生態系-惑星モデルを使用すると、光合成前のメタン循環微生物の生態系は、以前考えられていたよりも生産性がはるかに低いことがわかります。それらの低い生産性にもかかわらず、メタン生成代謝の進化は大気組成を強く改変し、より暖かいが弾力性のない気候につながります。非生物的炭素循環が反応すると、さらなる代謝進化（嫌気性メタノトロフィー）が大気にフィードバックし、気候を不安定にして、一時的な全球氷河作用を引き起こします。初期の代謝進化は強い気候の不安定性を引き起こす可能性がありますが、CO：CH4の低い大気比は、後期ハーデーン/アーケアン初期の地球などの地球規模で減少した惑星上の単純なメタン循環生態系の強力なシグネチャとして現れます。
カーメトリックの変形
スカラー髪を含む高次スカラーテンソル理論の最近構築されたステルスカー解から始めて、一定の不均一性と通常のスカラー場をもつカー時空の変形バージョンを分析的に構築します。変形メトリックはリング特異点のみを持ち、漸近的にはカーと非常に似ていますが、リッチフラットでも円形でもありません。非循環性は、ソリューションの構造に大きな影響を及ぼします。漸近無限から回転コンパクトオブジェクトに近づくと、閉じたエルゴ領域を持つカー時空に似た静的制限エルゴ面が見つかります。ただし、落下するオブザーバーの定常限界は、時間のような超曲面であることがわかります。この静止限界サーフェスの内部に、イベントの地平線候補が見つかりました。これは、キリングベクトルではなくなった光線のヌル合同によって生成されたヌル超曲面です。
高エネルギー衝突における新しい物理学の探求における宇宙論的アナロジー
| Title |
Cosmological_analogies_in_the_search_for_new_physics_in_high-energy_collisions |
| Authors |
Miguel-Angel_Sanchis-Lozano,_Edward_K._Sarkisyan-Grinbaum,_Juan-Luis_Domenech-Garret,_Nicolas_Sanchis-Gual |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06569 |
この論文では、高エネルギーハドロン衝突における多粒子生成と初期宇宙の時間発展の間のアナロジーが議論されています。特に、長距離の角度相関は、新しい物理の発見に役立つ可能性のある2つの物理的なケース間の深いつながりを指摘していると見なされます。
