新しいアーリーダークエネルギー（NEDE）は、電子ボルトスケールの真空エネルギーの成分であり、再結合の直前に一次相転移で減衰します。NEDEコンポーネントは、超新星（SN）データを使用した宇宙の膨張率の最近の局所測定と、$を仮定した場合の宇宙マイクロ波背景（CMB）の測定を通じて初期宇宙から推定された膨張率との間の緊張を解決する可能性があります\Lambda$CDM。気泡の浸透、衝突、合体のプロセスを含むNEDE相転移の2スカラーフィールドモデルについて詳しく説明します。また、衝突フェーズ中に生成される重力波信号を推定し、パルサータイミングアレイを使用して検索できると主張します。2番目のステップでは、位相遷移を瞬間的なプロセスとして記述する効果的な宇宙論モデルを導出し、遷移表面全体の摂動に一致する共変方程式を導出します。宇宙論モデルをCMB、バリオニック音響振動、およびSNデータに適合させて、$H_0=69.5^{+1.1}_{-1.4}\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}\を報告します、\textrm{Mpc}^{-1}$$（68\％$CL）、ハッブルパラメータのローカル測定なしで、張力を$2.5\、\sigma$に下げます。ローカル入力を含めると、$H_0=71.5\pm1.1\、\textrm{km}\、\textrm{s}^{-1}\、\textrm{Mpc}^{-1}$$（68\％$CL）および$\simeq4\、\sigma$の有意性を持つ、消えないNEDEコンポーネントの強力な証拠。
1での大規模な銀河クラスターのSunyaev-Zeldovich効果パイロット研究の結果
| Title |
The_Massive_and_Distant_Clusters_of_WISE_Survey_X:_Results_from_a_Sunyaev-Zeldovich_Effect_Pilot_Study_of_Massive_Galaxy_Clusters_at_z>1_using_the_GBT_+_MUSTANG2 |
| Authors |
Simon_R._Dicker,_Charles_E._Romero,_Luca_Di_Mascolo,_Tony_Mroczkowski,_Jonathan_Sievers,_Emily_Moravec,_Tanay_Bhandarkar,_Mark_Brodwin,_Thomas_Connor,_Bandon_Decker,_Mark_Devlin,_Anthony_H._Gonzalez,_Ian_Lowe,_Brian_S._Mason,_Craig_Sarazin,_Spencer_A._Stanford,_Daniel_Stern,_Khunanon_Thongkham,_Dominika_Wylezalek,_Fernando_Zago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06703 |
赤方偏移の関数としての銀河団の特性は、重要な宇宙論的ツールとして利用できます。\textit{WISE}サーベイ（MaDCoWS）の大規模クラスターおよび遠方クラスターで赤外線波長で検出された高赤方偏移銀河クラスターにおけるスニャエフ-ゼルドビッチ効果（SZE）の追跡観測のプログラムからの初期結果を示します。クラスターあたり3〜4時間の典型的なオンソース統合時間を使用して、GreenBankTelescopeのMUSTANG2は、16ターゲットのうち14ターゲットでSZE減少と統計的に有意な質量の強力な検出を測定できました。残りの2つでは、SZE信号のより弱い（3.7$\sigma$）検出と質量の強い上限が得られました。このペーパーでは、各ターゲットの質量と圧力プロファイルを示し、これらの量を回復するために使用されるデータ分析の概要を示します。強力に検出されたクラスターのうち、3つは非常に平坦な圧力プロファイルを示し、MUSTANG2データからは、他の5つがコアでの破壊の兆候を示しています。ただし、クラスターのコアの外では、大量の非対称性を検出できませんでした。最後に、MaDCoWSによって使用される光学的豊富さとSZE推定質量との関係は、以前の研究で示されたものよりも大幅に平坦である可能性があるという指摘があります。
新しい物理を検索する際の極端なデータ圧縮
高次元のデータセットを科学対応の形にすることは、データ圧縮を必要とすることが多い手ごわい課題です。したがって、圧縮は、現代の宇宙論にとって重要な考慮事項となっており、公開データのリリースに影響を与え、新しい物理学の探索を再分析しています。ただし、特定のモデル用に最適化されたデータ圧縮は、新しい物理現象の兆候を抑制したり、完全に削除したりすることさえできます。したがって、私たちは新しい物理学\emph{during}データ圧縮を探索するためのソリューションを提供します。特に、非標準の物理データの正確な制約を後日有効にするように選択された、不可知論的な圧縮データポイントを追加で保存します。私たちの手順は、MOPEDアルゴリズムの最大圧縮に基づいており、ベースラインモデルに対してデータを最適にフィルター処理します。一般的な主成分分析に基づいて、追加のフィルターを選択します。これらのフィルターは、新しい物理を高精度かつ高速で偵察するために慎重に構築されています。拡張されたフィルターのセットをMOPED-PCと呼びます。これらは、新しい物理学の存在を示す可能性のあるベイジアンエビデンスの分析計算、および特定の非標準理論を採用する際の最適なパラメーターの高速分析推定を可能にします。非標準の理論が多数存在する可能性があるため、メソッドの速度が不可欠になります。新しい物理が見つからない場合、私たちのアプローチは標準パラメーターの精度を維持します。結果として、標準および非標準の物理学の非常に迅速かつ最大限に正確な制約を、大規模なデータセットに適切にスケーリングする手法で実現します。
銀河分布観測からの低いハッブル定数
| Title |
A_low_Hubble_Constant_from_galaxy_distribution_observations |
| Authors |
R._F._L._Holanda,_G._Pordeus-da-Silva,_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06712 |
ハッブル定数の正確な決定は、観測宇宙論の謎のままです。新しい物理学の可能性は、プランク衛星による宇宙のマイクロ波背景と局所的な方法から測定された私たちの宇宙の現在の膨張率の間に大きな緊張を伴って浮上しています。このペーパーでは、このパラメーターに関する新しい厳密な推定値は、銀河分布の観測からの2つのデータセット（銀河クラスターのガス質量分率とバリオン音響振動測定）を考慮することによって得られます。フラットと非フラットの$\Lambda$CDMモデルを考慮すると、それぞれ次のようになります。$H_0=65.89^{+1.54}_{-1.50}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$および$H_0=64.31^{+4.50}_{-4.45}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$at$2\sigma$clプランク衛星の結果と完全に一致しています。私たちの結果は、少なくとも3$\sigma$c.l.でも、減速パラメータの負の値をサポートしています。
銀河系の媒体への暗いサブハロの痕跡
宇宙論の標準モデルであるLCDMモデルは、天の川のような銀河の周囲にある多数の暗黒物質「サブハロ」の存在を確実に予測します。このようなサブハローが観測可能な物質に誘発する重力効果を探すために、さまざまな観測が提案されています。これらのアプローチのほとんどは、物質の恒星または冷たい気相に関係しています。ここでは、このような暗いサブハローが通常の銀河の周囲の暖かい/高温の銀河系（CGM）で発生する摂動を検索する新しいアプローチを提案します。分析理論、慎重に制御された高解像度の理想的なシミュレーション、および完全な宇宙流体力学シミュレーションを組み合わせて、予想される信号を計算し、それが重要な物理パラメーター（サブハロ質量、CGM温度、相対速度）にどのように依存するかを計算します。暗いサブハロは、効果の大きさが減少する順に、ローカルCGM圧力、密度、および温度を向上させることがわかります。圧力の変動は、数十パーセント（M_sub=10^10Msunのサブハロの場合）から数パーセント（M_sub=10^8Msunのサブハロの場合）まで変動しますが、これはCGM温度に強く依存します。サブハロはまた、数km/sから25km/sまでの大きさの速度場の変動を引き起こします。X線、Sunyaev-Zel'dovich効果、電波分散測定、およびクエーサー吸収線観測を使用して、これらの変動を測定し、暗いサブハロの量と分布に制約を課し、それによって暗い性質に制約を課すことができることを提案します案件。
せん断測定バイアスII：高速機械学習校正方法
| Title |
Shear_measurement_bias_II:_a_fast_machine_learning_calibration_method |
| Authors |
Arnau_Pujol,_Jerome_Bobin,_Florent_Sureau,_Axel_Guinot_and_Martin_Kilbinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07011 |
機械学習に基づく新しいせん断キャリブレーション手法を紹介します。この方法では、教師あり学習を使用して、画像上のいくつかの測定されたプロパティの組み合わせからオブジェクトの個々のせん断応答を推定します。教師あり学習では、異なるせん断値を持つ画像シミュレーションのコピーから得られた真の個々のせん断応答を使用します。シミュレーションされたGREAT3データでは、$\sim10^5$オブジェクトのみを使用したトレーニングの$\sim15$CPU時間以内に、SNR>20のEuclid要件を超える$0$と互換性のあるキャリブレーション後に残留バイアスを取得します。この方法では形状ノイズの影響を回避できるため、この効率的な機械学習アプローチでは、より小さなデータセットを使用できます。また、入力データの低次元性により、シンプルなニューラルネットワークアーキテクチャが実現します。これを最先端のメソッドMetacalibrationと比較し、同様のパフォーマンスを示しています。それらの異なる方法論と体系は、非常に優れた補完的なメソッドであることを示唆しています。したがって、この方法は、ユークリッドやLSSTなどの調査にすばやく適用でき、キャリブレーション関数を学習するためにシミュレーションする画像が100万枚未満です。
CMBの形成におけるダストの役割の再評価
ダストが宇宙マイクロ波背景（CMB）を形成したかもしれないという考えは、40年間の観測と分析の強さで強く反論されており、赤方偏移z〜1080での再結合を支持しています。ハッブル定数H（z）およびBAOスケールの測定を含む領域。直接または間接的に、最後の散乱（LSS）の表面の物理に影響を与えます。R_h=ctユニバースは、この緊張の少なくとも一部を解決します。この論文では、---BAOスケールが実際に音響ホライズンに等しい場合---この宇宙論におけるLSSの赤方偏移はz_cmb〜16であることを示しています。15>z>6での再イオン化のエポック。非常に驚くべきことに、このモデルのz_cmbとH_0=H（0）の測定値は、今日のCMB温度が〜3Kであるべきであると主張するのに十分であるため、H_0とバリオン光子比は独立した自由パラメータではありません。このシナリオは、おそらくポップIII星の噴出物によって星間媒質に供給されたと考えられるダストによるCMB光子の再熱化に起因する可能性があります。したがって、ダストの再熱は、R_h=ct宇宙の関連成分として再浮上する可能性があります。今後の高感度機器は、（i）z〜1080で再結合線を検出するか、（ii）〜のレベルでCMBパワースペクトルの堅牢な周波数依存変動を確立することにより、再結合シナリオとダストシナリオを容易に区別できるはずです。サンプリングされた周波数範囲全体で2〜4％。
既存の再構築方法の定量的比較に基づく最適化されたLy $ \ alpha $フォレスト反転ツール
| Title |
An_Optimized_Ly$\alpha$_Forest_Inversion_Tool_Based_on_a_Quantitative_Comparison_of_Existing_Reconstruction_Methods |
| Authors |
Hendrik_M\"uller,_Christoph_Behrens,_David_James_Edward_Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07162 |
Ly$\alpha$フォレストフラックスから準線形レジームの物質密度フィールドを再構築するための最も顕著な反転法の同レベルの比較を提示します。さらに、数値最適化の枠組みで再構成を洗練するための経路を提示します。このアプローチを適用して、新しいハイブリッド手法を構築します。これまでに物質の再構成に使用されている方法は、リチャードソンルーシーアルゴリズム、反復型ガウスニュートン法、および物質とフラックスの間の1対1の対応を想定した統計的アプローチです。熱広がりが関連するように、私たちはこれらの方法を高いスペクトル分解能で研究します。反転法は、パフォーマンス、精度、ノイズに対する安定性、および系統的不確実性に対するロバスト性に関して、（対数正規アプローチで生成された）合成データで比較されます。反復Gauss-Newton法は、特に小さいS/Nで最も正確な再構成を提供しますが、数値計算が最大であり、最も強い仮定を必要とすると結論付けます。他の2つのアルゴリズムは高速で、ノイズレベルが小さい場合は比較的正確です。また、統計的アプローチの場合、銀河間物質（IGM）の熱履歴に関する不正確な仮定に対してより堅牢です。これらの結果を使用して、正則化を使用した統計的アプローチを改良します。私たちの新しいアプローチは、数値の複雑さが低く、IGMの履歴についてほとんど仮定しておらず、IGMの熱履歴が不明であっても、小さなS/Nで最も正確な再構成であることが示されています。私たちのコードはhttps://github.com/hmuellergoe/reglymanで公開されます。
PAU調査：Ly $ \ alpha $強度マッピング予測
| Title |
The_PAU_survey:_Ly$\alpha$_intensity_mapping_forecast |
| Authors |
Pablo_Renard,_Enrique_Gaztanaga,_Rupert_Croft,_Laura_Cabayol,_Jorge_Carretero,_Martin_Eriksen,_Enrique_Fernandez,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Ramon_Miquel,_Cristobal_Padilla,_Eusebio_Sanchez_and_Pau_Tallada-Cresp\'i |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07177 |
この作業では、eBOSSおよびDESIからのLy$\alpha$フォレストデータとPAUS画像の相互相関を介してIGMからの拡張Ly$\alpha$放出を検出するための強度マッピングのアプリケーションを探索します。7つの狭帯域（FWHM=13nm）PAUSフィルターが検討されており、455〜515nmの範囲で10nm刻みで、$2.7<z<3.3$の範囲でLy$\alpha$発光を観測できます。相互相関は、最初に100deg$^2$（PAUS予測カバレッジ）の領域でシミュレーションされ、次に2つの仮想シナリオでシミュレーションされます：より深いPAUS（$ではなく$i_{\rmAB}<24$まで完了）i_{\rmAB}<23$、観測時間x6）、および拡張PAUSカバレッジは225deg$^2$（観測時間x2.25）で、どちらもDESIとのみ相互相関しています。サイズ400Mpc/hの流体力学的シミュレーションは、Ly$\alpha$フォレストでの拡張Ly$\alpha$放出と吸収の両方をシミュレートするために使用され、PAUS画像の前景は、ライトコーンモックカタログを使用してシミュレートされています。機器のノイズとクエーサーの位置のさまざまな実現による1000のシミュレートされた相互相関の実行から、PAUS-eBOSSおよびPAUS-DESIの検出の合計確率はそれぞれ23％および33％と推定されます。架空のPAUSシナリオでは、この確率が58％（より深いPAUS）と60％（拡張されたPAUS）に増加します。角度カバレッジの拡張は、Ly$\alpha$強度マッピングの露光時間の増加よりもはるかに時間効率的です。これらの調査結果は、この方法論がブロードバンド調査にも適用できることを示しているようです。
原始曲率摂動の速度が、原始ブラックホール（PBH）の生成につながる可能性がある曲率スペクトルの向上を生成できるさまざまなメカニズムを研究します。1つの可能性は、曲率摂動の超水平成長を引き起こす可能性のある単一スカラーフィールドモデルでの音速の成長です。もう1つは、曲率摂動の運動量依存有効音（MESS）です。これは、マルチフィールドモデルまたは修正された重力理論で発生する可能性があります。LISAなどの将来の重力波観測所では、音速の空間および時間依存性の制約と、音速の起源となるさまざまな理論的シナリオを設定できます。
Gemini Planet Imagerを使用したHR 4796Aのマルチバンド偏光測定イメージング
| Title |
Multiband_Polarimetric_Imaging_of_HR_4796A_with_the_Gemini_Planet_Imager |
| Authors |
Pauline_Arriaga_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Los_Angeles),_Michael_P._Fitzgerald_(Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_Los_Angeles),_Gaspard_Duch\^ene_(Astronomy_Department,_University_of_California,_Berkeley_and_Univ._Grenoble_Alpes/CNRS),_Paul_Kalas_(Astronomy_Department,_University_of_California,_Berkeley_and_SETI_Institute,_Carl_Sagan_Center_and_Institute_of_Astrophysics,_FORTH),_Maxwell_A._Millar-Blanchaer_(Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology),_Marshall_D._Perrin_(Space_Telescope_Science_Institute),_Christine_H._Chen_(Space_Telescope_Science_Institute),_Johan_Mazoyer_(NASA_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology_and_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_de_Paris),_et_al._(44_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06818 |
HR4796Aは、その高い比光度と良好な傾斜が未解決の観察と解決された観察の両方に適しているため、長い歴史を持つよく研究されたデブリディスクをホストしています。ジェミニプラネットイメージャー（GPI）の偏光モードで撮影された、解像されたデブリディスクHR4796Aの新しいJバンドおよびK1バンドの画像を提示します。偏光強度は、強い前方散乱輝度分布を特徴としており、ディスクの反対側では検出されません。全強度はすべての散乱角度で検出され、強い前方散乱ピークも示します。これらのデータおよび以前にGPIが取得したHバンドデータの幾何学的パラメーター、偏光分数、および全強度散乱位相関数を抽出するために、フォワードモデリングされた幾何学的ディスクを使用します。波長が増加するにつれて、偏光位相関数はますます前方散乱になることがわかります。Mieと中空球の分布（DHS）モデルを抽出された関数に適合させます。DHSモデルを使用して合計強度の満足できるモデルを生成することは説明できますが、Mieモデルでは生成できないことがわかります。DHSまたは任意の組成のMie粒子の単一の粒子集団は、偏光部分と全強度散乱位相関数を同時に再現できず、より洗練された粒子モデルの必要性を示しています。
タイタンの急速な軌道拡張によって示される巨大惑星における共鳴ロッキング
| Title |
Resonance_locking_in_giant_planets_indicated_by_the_rapid_orbital_expansion_of_Titan |
| Authors |
Val\'ery_Lainey,_Luis_Gomez_Casajus,_Jim_Fuller,_Marco_Zannoni,_Paolo_Tortora,_Nicholas_Cooper,_Carl_Murray,_Dario_Modenini,_Ryan_S._Park,_Vincent_Robert,_Qingfeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06854 |
惑星系の潮汐効果は、自然衛星の軌道移動の主な推進力です。それらは天体の深部で発生する物理的プロセスの結果であり、その影響は表面イメージングからはほとんど観察できません。巨大惑星システムの場合、潮汐の移動速度は、惑星で十分に理解されていない散逸過程によって決定され、標準理論では、距離のパワー11/2に反比例する軌道膨張率が示唆され、土星の最大の月などの外衛星の移動はほとんどないことが示唆されています。、巨人。ここでは、カッシーニ宇宙船で取得した2つの独立した測定値を使用して、タイタンの軌道膨張率を測定します。Titanは土星から11.3$\pm$2.0cm/年で移動します。これは、Q$\simeq$100の土星の潮汐率に相当し、約10Gyrの移動タイムスケールです。この急速な軌道の拡大は、タイタンが土星にかなり接近して形成され、現在の位置に外側に移動したことを示唆しています。タイタンと他の5つの月の結果は、惑星内部の慣性波の励起によって維持される共鳴ロッキング潮汐理論の予測と一致します。関連する潮汐の拡大は軌道距離にわずかに敏感であり、土星の月系の進化の歴史の修正を動機付けています。共鳴ロックメカニズムは、恒星連星や太陽系外惑星システムなどの他のシステムでも動作し、以前考えられていたよりも大きな軌道間隔で潮汐散逸が発生する可能性があります。
JWSTトランジットスペクトルI：雲とヘイズのある潮汐ロックされた熱い木星の検索における潜在的なバイアスと機会の探求
| Title |
JWST_Transit_Spectra_I:_Exploring_Potential_Biases_and_Opportunities_in_Retrievals_of_Tidally-locked_Hot_Jupiters_with_Clouds_and_Hazes |
| Authors |
Brianna_I._Lacy_and_Adam_S._Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06899 |
最も高いSNR通過スペクトルを取得できる太陽系外惑星の多くは、潮汐的にロックされています。潮汐でロックされた惑星の大気は、惑星の昼側と夜側、極、および朝と夕方のターミネーターの間で大きな違いを示す可能性があります。この論文では、エアロゾルと昼夜の温度勾配の複合効果が、完全な3D構造を考慮に入れると、潮汐ロックされた太陽系外惑星の通過スペクトルを形作る方法を示し、大気特性の検索への影響を評価します。これを行うために、温度と圧力の任意の経度-緯度-高度グリッドの通過スペクトルを計算できる新しいコードMETISを開発しました。METISを使用して、雲とヘイズの柔軟な処理を単純なパラメーター化された昼夜の温度勾配と組み合わせて、通過スペクトルを計算し、考えられる太陽系外の大気特性の幅広いアレイにわたって検索実験を実行します。主な調査結果は次のとおりです。（1）エアロゾルの存在は、通常、トランジットスペクトルに対する昼夜の温度勾配の影響を増加させます。（2）ベイジアンパラメータ推定を実行するときに昼夜の温度勾配を無視すると、エアロゾルが存在する場合でもバイアスの結果が返されます。（3）昼夜の温度勾配が存在し、検索モデルで説明される場合、一部の通過スペクトルは、温度と昼から夜への遷移の幅を制約するための十分な情報を提供できます。雲と霞の存在は実際にそのような制約を厳しくすることができますが、金属性に対する制約も弱めます。このペーパーは、すぐに利用できるようになる優れた品質のデータと一致するように、モデルと適切な複雑さの理論を開発するという大きな目標に向けた一歩を表しています。
$ \ pi $ Men cの上層大気の3次元流体力学シミュレーション：Ly $ \ alpha $通過観測との比較
| Title |
Three-dimensional_hydrodynamic_simulations_of_the_upper_atmosphere_of_$\pi$_Men_c:_comparison_with_Ly$\alpha$_transit_observations |
| Authors |
I._F._Shaikhislamov,_L._Fossati,_M._L._Khodachenko,_H._Lammer,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_A._Youngblood,_N._K._Dwivedi,_M._S._Rumenskikh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06959 |
目的：Ly$\alpha$惑星吸収の非検出を再現するホスト星の風と高エネルギー放出の条件を制約することを目指します。方法：脱出する惑星大気、恒星風、およびそれらの相互作用を多流体3次元流体力学コードを使用してモデル化します。水素とヘリウムからなる惑星大気を想定しています。恒星の高エネルギー放出と恒星の質量損失率を変化させるモデルを実行し、Ly$\alpha$合成惑星大気吸収をケースごとにさらに計算し、それを観測値と比較します。結果：遠紫外およびX線データから推定された恒星の高エネルギー放射を使用した吸収におけるLy$\alpha$の非検出には、恒星の質量損失率が約6倍低い恒星の風が必要であることがわかります太陽。この結果は、$\pi$Mencの場合、検出可能なLy$\alpha$の吸収は、エネルギーの高い中性原子によってのみ引き起こされる可能性があるという事実の結果です。風。代わりに、星が太陽のような風を持っていると考えると、非検出には、推定よりも約4倍高い恒星電離放射線が必要です。これは、より強力な恒星の高エネルギー放出が水素をより迅速に電離するという事実にもかかわらず、それは上層大気の加熱と膨張も増加させ、惑星の大気密度がその惑星から遠く離れた恒星の風との相互作用領域を押し出すためです中性のままになり、エネルギーの高い中性原子の生成効率が低下します。結論：モデルグリッドの結果を、恒星風と高エネルギー放出のそれぞれについて予測および推定された結果と比較すると、$\pi$Mencの大気は水素が支配的ではない可能性が高いという考えを支持します。
| Title |
Two_Strengths_of_Ordinary_Chondritic_Meteoroids_as_Derived_from_their_Atmospheric_Fragmentation_Modeling |
| Authors |
Ji\v{r}\'i_Borovi\v{c}ka,_Pavel_Spurn\'y,_and_Luk\'a\v{s}_Shrben\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07080 |
小さな小惑星と大きな隕石の内部構造と強度はほとんどわかっていません。地球の大気中の明るい火球の観測は、飛行中の流星体の断片化を研究することによって流星体の構造を予測することができます。以前の評価では、隕石の強度は回収された隕石の強度よりも大幅に低いことが示されていました。7つの隕石の落下、すべての通常のコンドライト、およびその他の14の火球の大気フラグメンテーションの詳細な研究を提示します。隕石の落下が予測されましたが、おそらく通常のコンドライトでもありました。すべての観測は、ヨーロッパの火球ネットワークの自律観測所によって行われ、詳細な放射光曲線が含まれています。半経験的フラグメンテーションモデルと呼ばれるモデルは、ライトカーブと減速に適合するように開発されました。いくつかのケースでは、個々のフラグメントを示すビデオが利用できました。結果は、流星体がランダムに断片化するのではなく、2つの異なる段階で断片化することを示しています。通常、第1フェーズは0.04〜0.12MPaの低強度に対応します。ケースの2/3で、最初のフェーズは壊滅的またはほぼ壊滅的であり、質量の少なくとも40％が失われました。第2フェーズは、確認された隕石の落下では0.9〜5MPaに、小さな隕石では約0.5MPaからやや低い強度に相当します。これらすべての強度は、文献で引用されている通常のコンドライト隕石の引張強度よりも低く、20〜40MPaです。我々は、第2段階を流星体の亀裂によるものと解釈し、第1段階を小惑星衝突後に小惑星の表面に再蓄積した弱く結合した断片の分離と解釈します。
舞台の設定：惑星形成と揮発性供給
| Title |
Setting_the_Stage:_Planet_formation_and_Volatile_Delivery |
| Authors |
Julia_Venturini,_M._Paula_Ronco,_Octavio_M._Guilera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07127 |
惑星の大気の質量と構成の多様性は、原始惑星系円盤に存在するさまざまな構成要素と、惑星の組み立てと進化の過程で経験するさまざまな物理的および化学的プロセスに由来します。このレビューは、惑星系の内部領域への揮発性物質の供給に焦点を合わせて、惑星形成中に動作する主要な概念とプロセスを簡単に要約することを目的としています。
ムリリ隕石の落下とカティタンダからの回復
| Title |
Murrili_meteorite's_fall_and_recovery_from_Kati_Thanda |
| Authors |
E._K._Sansom,_P._A._Bland,_M._C._Towner,_H._A._R._D._Devillepoix,_M._Cupak,_R._M._Howie,_T._Jansen-Sturgeon,_M._A._Cox,_B._A._D._Hartig,_J._P._Paxman,_G._Benedix,_L._V._Forman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07151 |
2015年11月27日10：43：45.526UTCに、6.1秒間続く10の砂漠の火の玉ネットワーク観測所によって南オーストラリア全体で火の玉が観測されました。$\sim37$kgの流星体が13.68$\pm0.09\、\mbox{kms}^{-1}$の速度で大気中に進入し、85kmの高さから18kmまでのアブレーションが観測され、3.28$\pm0.21\、\mbox{kms}^{-1}$に減速しました。比較的急な68.5$^\circ$の軌道にも関わらず、強い大気の風がダークファイトフェーズと予測されるフォールラインに大きな影響を与えましたが、分析の結果、フォールサイトはカティタンダの中心-エア湖南にありました。カティタンダは、塩がちりばめられた表面の下に数メートルの深い泥を持っています。隕石が低空飛行航空機から着陸したエリアの偵察により、予測された落下線から50m未満の、濁った湖に60cmの円形の特徴が明らかになりました。2015年12月31日、再び軽飛行機を使用した短時間の探査により、隕石は42cmの深さから回収されました。Murriliは、デジタルデザートファイアボールネットワーク（DFN）によって観測された最初の秋の回復です。科学的な価値に加えて、軌道データを介して構成を太陽系のコンテキストに接続するリカバリは、次世代のリモート観測所と自動化されたデータ削減パイプラインによって、DFNの機能を実証および検証します。
$ \ pi $ Earth：\ textit {K2}のキッチンにある3.14日間の地球サイズの惑星。SPECULOOSチームによって温かく提供されます
| Title |
$\pi$_Earth:_a_3.14_days_Earth-sized_Planet_from_\textit{K2}'s_Kitchen_served_warm_by_the_SPECULOOS_Team |
| Authors |
Prajwal_Niraula,_Julien_de_Wit,_Benjamin_V._Rackham,_Elsa_Ducrot,_Artem_Burdanov,_Ian_J._M._Crossfield,_Valerie_Van_Grootel,_Catriona_Murray,_Lionel_J._Garcia,_Roi_Alonso,_Corey_Beard,_Yilen_Gomez_Maqueo_Chew,_Laetitia_Delrez,_Brice-Olivier_Demory,_Benjamin_J._Fulton,_Michael_Gillon,_Maximilian_N._Gunther,_Andrew_W._Howard,_Howard_Issacson,_Emmanuel_Jehin,_Peter_P._Pedersen,_Francisco_J._Pozuelos,_Didier_Queloz,_Rafael_Rebolo-Lopez,_Lalitha_Sairam,_Daniel_Sebastian,_Samantha_Thompson,_Amaury_H.M.J._Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07308 |
57\、pc、EPIC〜249631677のM3.5矮星の周りを通過する地球サイズの（0.95$R_\oplus$）惑星の発見について報告します。惑星の周期は$\sim$3.14日、つまり${\sim}\pi$で、星座は7.5\、S$_{\oplus}$です。検出は\textit{K2}のキャンペーン15から公開されているデータを使用して行われました。SPECULOOS南部および北部天文台でさらに3つのトランジットが観測され、Keck/HIRESからの恒星スペクトルにより、惑星の性質を検証できました信号。確認された惑星は、比較地球外惑星学に適しています。超冷たい小惑星を通過する太陽系外惑星は\textit{JamesWebbSpaceTelescope}で地上系太陽系外惑星の大気研究に最適な機会を提供しますが、EPIC〜249631677bなどの100メートル以内の中間M矮星を周回するものは、次世代でますますアクセス可能になります。天文台（例、\textit{HabEx、LUVOIR、OST}）。
冷たく自己相互作用する暗黒物質モデルにおける「隠れた巨人」のシミュレーション
| Title |
Simulating_the_"hidden_giant"_in_cold_and_self-interacting_dark_matter_models |
| Authors |
Omid_Sameie,_Sukanya_Chakrabarti,_Hai-Bo_Yu,_Michael_Boylan-Kolchin,_Mark_Vogelsberger,_Jesus_Zavala,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06681 |
一連の制御されたN体シミュレーションを実行して、最近発見されたAntlia2銀河の冷たい暗黒物質（CDM）と自己相互作用する暗黒物質（SIDM）シナリオでの実現を研究します。シミュレーションには6つのベンチマークモデルが含まれており、初期ハロー濃度と自己散乱断面積を変化させます。私たちは、やる気のある初期の恒星とハローの塊を採用し、基準軌道には小さな中心があります。天の川の潮汐界で進化した後、シミュレートされた銀河は大きな質量損失を経験し、それらの恒星分布はそれに応じて拡大します。これらの潮汐効果は、初期ハロー濃度が低く、自己散乱断面積が大きい場合により顕著になります。私たちの結果は、ハロー濃度が低く、星の分布が落下時に拡散している場合、CDMでAntlia2のような銀河が実現できる可能性があることを示していますが、SIDMではこれらの条件を緩和できます。また、すべてのシミュレートされた銀河は、恒星粒子の選択基準を課した後、ほぼ同じ恒星速度分散を予測することもわかります。これは、潮の乱れたシステムを使用して暗黒物質モデルをテストする上で重要な意味があります。
回転曲線上のアームとバーの痕跡：面内と面外
| Title |
The_imprint_of_arms_and_bars_on_rotation_curves:_in-plane_and_off-plane |
| Authors |
Luis_A._Martinez-Medina,_Barbara_Pichardo,_Antonio_Peimbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06688 |
回転曲線（RC）内には、恒星の円盤の運動学的な状態と、銀河の長期的な進化を駆動する力学的メカニズムに関する情報がエンコードされています。スパイラルパターンとバーの影響によって発生するRCの特性を説明するために、この目的のために特別に調整された一連の渦巻銀河モデルにおける恒星円盤の運動学を研究します。我々のモデルでは、誘導された非円形の動きは、後期型銀河で典型的な、ピッチ角がより大きいスパイラルほど顕著になります。さらに、共回転の内部では、星は渦巻腕に沿って腕間よりもゆっくり回転します。これは、RCの極小または極大にそれぞれ変換されます。また、面外RCから、平面に近い位置で観測された星の方が回転が速く、面から遠くにあるほど回転が減少していることがわかります。この傾向は、Sc銀河モデルよりもSa銀河モデルで顕著です。さらに、以前の研究で、GaiaDR2から明らかになった$V_{\phi}-R$平面の対角線上の隆起は、らせん状の腕と棒のために共振の起点を持ち、これらの隆起はそれ自体が小刻みに突出していることを発見しましたRCで;ここで、これらの尾根の発達と、星の円盤における高軌道偏心の発達は同じであることにさらに気づきます。したがって、RCのバンプとウィグルの次の説明は同等であると結論付けます。これらは、$V_{\phi}-R$平面の対角線の隆起、または恒星円盤の軌道偏心の再配置の現れです。
そして、暗闇の中でそれらをアンバインド：天の川のような潮汐場における暗黒物質サブハロ崩壊の高解像度シミュレーション
| Title |
And_In_The_Darkness_Unbind_Them:_High-Resolution_Simulations_of_Dark_Matter_Subhalo_Disruption_in_a_Milky_Way-like_Tidal_Field |
| Authors |
Jeremy_J._Webb_and_Jo_Bovy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06695 |
バリオンのバルジとディスクコンポーネントがある場合とない場合の外部潮汐場で進化する個々のダークマターサブハロの高解像度シミュレーションの結果を比較します。ここで、平均ダークマター粒子の質量は、銀河形成の宇宙論的ズームインシミュレーションよりも3桁小さいです。。ViaLacteaIIシミュレーションは、初期条件を設定するために使用され、暗黒物質のみの潮汐場でのサブハローのシミュレーションの基礎を提供します。一方、観測で動機付けされた天の川のモデルは、暗黒物質のハロー、星の円盤、星のふくらみ。私たちのシミュレーションでは、潮汐フィールドに恒星成分を含めると、天の川のような銀河のサブハローの数が$\Lambda$ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）で予測されたもののわずか$65\％$になることが示されています。小さな円周率$（r_p\lesssim25$kpc）のサブハロの場合、サブハロの存在量はさらに減少して$40\％$になり、残存するサブハロは密度が低くなり、接線方向に異方性の軌道分布を持ちます。逆に、より大きな周辺を持つサブハローは、潮汐フィールドに含まれる恒星成分の影響を最小限に抑え、外側のサブハローの総数は$\Lambda$CDM予測の$\約75\％$になります。外側のサブハローの密度は$\Lambda$CDMからの予測に匹敵し、サブハローは軌道の等方性分布を持っています。これらの比率は、低解像度によって引き起こされる偽の混乱の影響を受けるバリオン物質の影響を含む以前の研究で見つかった比率よりも高くなっています。
多相星形銀河円盤のシミュレーションにおける拡散イオン化ガス
| Title |
Diffuse_Ionized_Gas_in_Simulations_of_Multiphase,_Star-Forming_Galactic_Disks |
| Authors |
Erin_Kado-Fong,_Jeong-Gyu_Kim,_Eve_C._Ostriker,_Chang-Goo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06697 |
若い大規模な星団からの光子は、天の川と他の円盤銀河の両方で見られる拡散した温かい電離ガスの電離を維持する責任があると仮定されています。温かい電離媒体（WIM）の理論的調査では、ISMとクラスターが首尾一貫してモデル化されている放射伝達方程式を解くことが重要です。この目的のために、TIGRESSの太陽近傍モデル、多相、星形成ISMの電磁流体シミュレーションを採用し、星クラスターからのUV放射を転送するために、適応光線追跡法でシミュレーションを後処理します。WIMのボリュームフィリングファクターは非常に変動しやすく、電離光子の生成率とISM構造に敏感であることがわかります。|W|の平均WIMボリュームフィリングファクターは、|z|〜1kpcで〜0.15に上昇します。電離光子の約半分はガスに吸収され、残りの半分はダストに吸収されます。累積電離光子逃避率は1.1％です。時間平均の合成H$\alpha$ラインプロファイルは、赤方偏移（流出）側のWHAM観測と一致しますが、青方偏移側の強度は不十分です。私たちのシミュレーションはDickey-LockmanNDプロフィールによく一致していますが、スナップショットのほんの一部のみがレイノルズレイヤーの推定と一致する高高度WIM密度を持っています。クランプ補正係数C=<n_e>/sqrt<n_e^2>〜0.2を計算します。これは、中立面と時間からの距離に対して非常に一定です。これは、エッジオン銀河で観測されたH$\alpha$表面輝度プロファイルからのイオン化ガスの質量と平均電子密度の推定を改善するために使用できます。
低加速度での半径方向加速度関係の勾配に対する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_the_slope_of_the_radial_acceleration_relation_at_low_accelerations |
| Authors |
Kyle_A._Oman,_Margot_M._Brouwer,_Aaron_D._Ludlow,_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06700 |
放射状加速度関係（RAR）は、システムのダイナミクスから推測される「観測された」加速度を、そのバリオン物質分布によって暗示される加速度に局所的に関連付けます。銀河の回転曲線でトレースされた関係は、1対1であり、散乱が著しく少ないため、システムのダイナミクスは、たとえば、恒星の光またはガス輝線。実用的な観測可能な運動学的トレーサーによって通常探査される加速度以下の加速との関係を拡張することは、特に推定される暖かくて熱い銀河間媒質などのかすかに発光するバリオンを説明すると重要になります。低加速レジームでは、（反転）RARが、「観測された」加速プロファイルが$g_{\rmobs}\proptor^{-1}$より急峻な「観測された」加速プロファイルを持つシステムの非物理的で減少した閉じたバリオン質量プロファイルを予測することを示します（等温より急な密度プロファイルに対応-$\rho（r）\proptor^{-2}$）。RARが自然法則に等しい場合、そのような加速プロファイルは存在できません。この引数を適用して、低加速に対する回転曲線から導出されたRARの外挿の互換性をテストするために、固有の不確実性とは完全に独立した、銀河-銀河の弱いレンズ効果、矮小回転楕円銀河の恒星運動学、および外部の天の川動的測定をテストしますバリオン物質分布の直接測定。すべての場合において、データは急勾配の低加速勾配へのブレークを弱く支持していることがわかります。外側のMilky〜Wayの測定とモデリングの改善、および弱いレンズ効果は、RARの低加速動作に対するより強い制約への最も有望な道のようです。
その中心密度が高いため、星団は中性子星-中性子星（NS-NS）とブラックホール中性子星（BH-NS）のバイナリーのアセンブリに理想的な環境のようです。これらのバイナリは、最も興味深い天体物理学的オブジェクトの1つであり、重力波（GW）やガンマ線バーストなどのいくつかの高エネルギー現象の潜在的な発生源です。この論文では、初期の質量、金属性、原始バイナリー分数、および処方の処方が異なるクラスター内で、NSの起源と動的進化を研究するために、若い大規模クラスターとオープンクラスターの高精度N体シミュレーションを初めて使用します。出生時にNSおよびBHに与えられた出生前の蹴り。NSの放射状プロファイルは、クラスターのBH含有量によって形成され、BH燃焼プロセスによるNS分離が部分的に抑制されることがわかります。これにより、NS-NSおよびBH-NSバイナリが形成される可能性のある最も密度の高いクラスター領域からほとんどのNSが除外されます。彼らが出生時に受ける大きな速度キックのために、ほとんどのNSはホストクラスターから逃れ、その保持された集団の大部分は電子捕獲から来る$\sim1.3$M$_\odot$のNSで構成されました超新星プロセス。原始的なバイナリの割合とペアリングの詳細は、この傾向を覆い隠す可能性があります。最後に、モデルのサブセットがNSとNSのマージを生成し、ローカルユニバースで$\sim0.01$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$のレートにつながることを確認し、BH-NS合併率の上限$\sim3\times10^{-3}$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$私たちの推定値は、LIGO/Virgoからの現在の経験的合併率よりも数桁小さく、古い球状星団の最近の推定率と一致しています。
天の川球状星団における回転軸の整列の発見
いくつかの球状星団が天の川中心の周りの軌道軌道に沿って移動するときに内部回転を示すことを示す最近の観測結果が増えています。これらの調査結果に基づいて、天の川平面に対する球状星団の軌道の傾斜角とそれらの回転の傾斜角との関係を調べました。私たちは、回転軸の傾き-軌道軸の傾きという意味での相対的な傾きが、球状星団の軌道の傾きの関数であることを発見しました。回転軸と軌道軸は約56度の傾斜で位置合わせされていますが、回転軸の傾斜は、軌道の傾斜角から0度から-20度の間で、20度から-20度の範囲では大きくなります。さらに、このような線形関係の起源を調査し、球状星団の軌道の半主軸と離心率、内部回転強度、球状星団のサイズ、実際の質量と潮汐崩壊質量、半質量緩和との相関関係は見られませんでした時間、とりわけ。カバーされていない関係は、球状星団の内部回転の数値シミュレーションの開発、天の川重力場との球状星団の相互作用についての私たちの理解、および研究された球状星団の数を増やすための観測キャンペーンに影響を与えます内部回転を検出しました。
| Title |
Biconical_dominated_accretion_flow_onto_seed_black_holes_in_hyper-accretion_regime |
| Authors |
KwangHo_Park,_John_H._Wise,_Tamara_Bogdanovi\'c,_and_Massimo_Ricotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06781 |
ハイパー降着は、ブラックホール（BH）へのガス流入率が非常に高いために、放射フィードバックが降着流を反転できない場合に発生します。この極端なプロセスは、初期宇宙における種子BHの急速な成長の有望なメカニズムであり、10億の太陽質量BHを搭載した高赤方偏移クエーサーを説明できます。理論モデルでは、球形対称性がハイパー降着流に一般的に採用されていますが、BH成長に対応するタイムスケールでの持続可能性はまだ対処されていません。ここでは、BHからの電離放射線と不均一な降着流の間の確率的相互作用が、BHの周りの回転ガス円盤の形成につながる可能性があることを示します。円盤が形成されると、BHへのガスの供給は、円盤に垂直なバイコニカル支配降着流（BDAF）を介して優先的に発生し、円盤の遠心バリアを回避します。反対方向からのBDAFはBHの近くで衝突し、BHに高密度の低角運動量ガスを供給しますが、無視できない角運動量のガスのほとんどは、回転支持された流出するデクリションディスクに偏向されます。バイコニカルフローからより多くの質量がディスクに移動するにつれて、ディスクは徐々に強化され、ディスクからの流出ガスの一部は、メリジオナル構造を通してバイコニカル降着ファンネルにリダイレクトされます。BDAFとデクリションディスクのこの軸対称の流体力学的構造は、高密度ガスの中断のない流れをBHに提供し続けます。
GaiaとLAMOSTを使用したオープンクラスタープロパティの探索
| Title |
Exploring_open_cluster_properties_with_Gaia_and_LAMOST |
| Authors |
Jing_Zhong,_Li_Chen,_Di_Wu,_Lu_Li,_Leya_Bai,_Jinliang_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06929 |
GaiaDR2では、これまでにない高精度レベルが、天文測定ではサブマスで、測光ではmmagで達成されました。ガイアDR2でこれらの天文学と測光で識別されたクラスターメンバーを使用して、クラスターのプロパティの信頼できる決定を取得できます。ただし、密集したクラスター領域を扱うガイア分光観測の欠点のため、ガイアDR2からのクラスターメンバー星の半径方向の速度と金属性の数はまだ不足しています。この研究では、LAMOSTスペクトルを組み合わせることにより、クラスターの特性を改善することを目指しています。特に、LAMOSTDR5の付加価値カタログとして分光パラメーターを持つクラスターメンバーのリストを提供します。これは、ホストからのスペクトルと基本的なプロパティを使用して、恒星のプロパティをよりよく理解するための詳細な調査を実行するために使用できます。集まる。LAMOSTDR5の分光カタログをCantat-Gaudinetal.2018で特定されたクラスターメンバーとクロスマッチングし、分光パラメーターを持つメンバーを使用して、開いたクラスターの統計的特性を導き出しました。分光学的パラメーターを持つ8811メンバーのリストと295クラスタープロパティのカタログを取得しました。さらに、放射状および垂直の金属性勾配と、トレーサーとしてコンパイルされた散開星団との年齢-金属性関係を調べ、-0.053$\pm$0.004dexkpc$^{-1}$、-0.252$\pm$0.039dexの勾配を見つけます。kpc$^{-1}$および0.022$\pm$0.008dexGyr$^{-1}$です。若いクラスターの金属性分布関係の勾配（0.1Gyr<Age<2Gyr）と6Gyr以内のクラスターの年齢-金属性関係は、どちらも文献の結果と一致しています。ディスク内の化学進化の履歴を完全に研究するには、さらに調査するために、古くて遠いオープンクラスターの分光観測が必要です。
7 mmおよび1.3 cmでのM87の核の直線偏光
| Title |
Linear_polarization_in_the_nucleus_of_M87_at_7_mm_and_1.3_cm |
| Authors |
E._V._Kravchenko,_M._Giroletti,_K._Hada,_D._L._Meier,_M._Nakamura,_J._Park,_R._C._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07059 |
2017-2018年に24GHz（$\lambda=$1.3cm）および43GHz（$\lambda=$7mm）で非常に長いベースラインアレイを使用して、近くの電波銀河M87の高角度分解能偏光測定結果を報告します。核領域の線形分極下部構造の新しい画像が表示され、分極強度の2成分パターンと、43GHzコアの周りの分極面の滑らかな回転が特徴です。2007年の類似のデータセットとの比較から、このグローバルな分極パターンは11年間の時間間隔で安定していることがわかりますが、月スケールの変動は小さくなっています。センチメートルからミリメートルの波長でM87原子核に向かうファラデー回転の可能性について説明します。これらの結果は、観測された偏光パターンが、観測されたファラデー回転のソースとしても機能する閉じ込められた電磁流体力学的風の磁気構造に関連付けられているシナリオで解釈できます。
IRSF / SIRIUSによる超新星残骸IC443の近赤外線[FeII]およびH2ラインマッピング
| Title |
Near-infrared_[FeII]_and_H2_line_mapping_of_the_supernova_remnant_IC443_with_the_IRSF/SIRIUS |
| Authors |
Takuma_Kokusho,_Hiroki_Torii,_Takahiro_Nagayama,_Hidehiro_Kaneda,_Daisuke_Ishihara,_Takashi_Onaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07099 |
IRSF/SIRIUSを使用した近赤外線[FeII]およびH2ラインマッピングの結果を使用して、銀河系超新星残骸IC443の周囲の衝撃と相互作用する星間物質（ISM）の特性を調査します。本研究では、残りの全体（30'x35'）をカバーするこれらのライン用に調整された狭帯域フィルターを使用して、H21-0S（1）および2-1S（1）ラインマッピングを新たに実行しました。[FeII]ラインマップと組み合わせると、南部地域でH2ライン放出が有意に検出されているのに対し、[FeII]ライン放出は残骸全体で検出されており、ゆっくりとした速い衝撃が南部領域を伝播することを示唆しています。そして、残り全体のそれぞれ。特に、H2線放出は、TeVガンマ線放出が検出される南西部地域の[FeII]線放出に比べて比較的強いです。強いH2線放出は高密度ISMの優位性を示しているため、この結果は、ガンマ線放出が宇宙線陽子と南西シェルの高密度ISMの間の強い相互作用によって生成される可能性が高いというシナリオをサポートします。また、H2と[FeII]線の放出が同じ領域で反相関の空間分布を示すこともわかります。これは、塊状のISMの存在を示唆しています。IC443の周囲のISMのこのような塊の形態は、宇宙線の陽子が大量のISM陽子と効率的に相互作用するのに役立ちます。
TGSS ADRからX / Z形状のラジオソースを検索1
一次高表面輝度ローブに対してある角度で方向付けられた一対の二次低表面輝度無線ローブを示す電波銀河の小さなサブクラスは、X型電波銀河（XRG）として知られています。場合によっては、輝度の低い二次ローブが一次の高輝度ローブのエッジから現れ、Z対称の形態を与えることがわかります。これらは、Z型電波銀河（ZRG）として知られています。150MHzのTIFRGMRTSkySurveyから、XRGとZRGの体系的な検索結果を提示します。合計92の無線ソースを特定しました。そのうち68はXRG、24はZRGです。新しく発見されたXRGとZRGの大きなサンプルサイズを利用して、これらのソースのさまざまな統計的特性が調査されます。現在の論文で提示されている68のXRGのうち、21パーセント（14）はFRIであり、41パーセント（28）はFRII電波銀河です。26のXRGの場合、形態は非常に複雑なため、分類できませんでした。新しく発見された電波銀河の電波輝度とスペクトルインデックスを推定し、以前に検出されたXRGとZRGとの比較研究を行いました。XRGの場合、明度の平均値はZRGの平均値よりも高くなります。利用可能なさまざまな文献を使用して、68のXRGのうち33と24のZRGのうち19の光学/IR対応が識別されます。
500ミクロンライザーの性質I：SMAの観察
| Title |
The_Nature_of_500_micron_Risers_I:_SMA_Observations |
| Authors |
J._Greenslade,_D.L._Clements,_G._Petitpas,_V._Asboth,_A._Conley,_I._P\'erez-Fournon,_D._Riechers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07221 |
34候補の高赤方偏移ダスト星形成銀河（DSFG）のサンプルの分解能0.35〜3アーク秒でのSMA観測を示します。これらのソースは、HerMESハーシェル調査カタログから選択され、SEDが250から350に上昇し、500ライザーと呼ばれる人口が500$\mu$mになりました。これらのうち24のソースに対応するものを検出し、そのうち4つには2つのソースがあります。検出された対応物が不足している残りの10個のソースには、3つ以上のソースが関連付けられており、それらをブレンドして観測されたハーシェルソースを生成していると考えられます。サンプルの最も明るい（F500$>$60mJy）半分を支配すると予測されているレンズの役割を調べます。レンズが役割を果たす一方で、明るい光源の少なくとも35％がレンズの結果ではなく複数の光源である可能性が高いことがわかりました。暗いフラックスでは、予測される40％に匹敵する、またはそれ以上の混合率が見られます。サンプル内の非複数の光源の遠赤外光度と星形成率を決定し、強いレンズ効果がない場合、500ライザーはL$_{FIR}>10^{13の非常に明るいシステムであると結論付けます}$L$_{\odot}$と星形成率$>1000$M$_{\odot}$/年。
光学的AGN特性を持つ矮小銀河の環境
| Title |
Environments_of_dwarf_galaxies_with_optical_AGN_characteristics |
| Authors |
Mikkel_T._Kristensen,_Kevin_Pimbblet,_Samantha_Penny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07233 |
この研究は、AGNと非AGNサンプルの近傍パラメーターを比較することにより、矮小銀河（$M_*\leq5\times10^9M_\odot$）とAGNの関係を調査することを目的としています。NASA-SloanAtlasを使用して、$z\leq0.055$の矮小銀河のローカル環境と直接環境の両方が分析されます。カタログに記載されている145,155個の銀河のうち、62,258個は矮小銀河として分類されており、輝線フラックス（BPTとWHAN）に基づく2つのAGN選択法を採用することにより、4,476個の銀河が光学スペクトルにAGN特性を持つことがわかりました。選択方法に関係なく、この研究では、AGNと非AGNのホスト矮小銀河間の環境に識別可能な違いはなく、これらの結果は、環境が矮小銀河でAGN活動をトリガーする重要な要素ではないことを示しています。これは、AGNを備えた通常の銀河の環境に関する既存の文献と一致しており、質量体制全体の環境への反応の観点から普遍性を示唆しています。低質量銀河におけるAGN選択のバイアス、およびさまざまな環境測定のバイアスも考慮されます。輝線比にはいくつかの質量傾向があり、SDSSファイバーは銀河を赤方偏移で不均一にカバーしていることがわかります。これらのバイアスは、将来の作業で、他の波長レジームや輝線比の質量加重を含めることによって説明する必要があります。最後に、時間の遅延や緩やかに制約されたプロキシパラメータの使用などの要因により、必要なプロパティを測定できない場合があるため、環境推定方法の説明が含まれています。
メシエ33におけるガスのランダム運動の異方性
| Title |
Anisotropy_of_random_motions_of_gas_in_Messier_33 |
| Authors |
Laurent_Chemin,_Jonathan_Braine,_Fran\c{c}oise_Combes,_Zacharie_S._Kam,_Claude_Carignan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07274 |
（要約）近くの銀河のガス速度分散のマップから、異方性および軸対称の速度楕円体の特性を調べます。このデータを使用して、ガス速度楕円体の方位角と半径軸の比率を測定できます。これは、ディスク内のガス軌道の構造を調べるのに役立つツールです。また、等方性および非対称ランダム運動を考慮した代替モデルを適用することにより、ガス速度分散マップの摂動の最初の推定値を示します。近接する渦巻銀河メシエ33のさまざまな角度分解能での原子媒質の高品質速度分散マップを使用して、異方性および等方性速度モデルをテストします。数百の個々の分子雲の速度分散も分析されます。M33のHI速度分散は、短軸に沿って系統的に大きく、長軸に沿って低くなっています。等方性は、非対称の動きを考慮した場合にのみ可能です。HI速度分散のフーリエ変換は、主に他の非対称運動よりも強く、銀河の短軸と整列している双対称モードを明らかにします。異方性および軸対称の速度モデル内では、強い双対称性は、ランダムな運動の楕円体の方位角成分よりも大きい半径方向成分、つまり主に放射状であるガス軌道によって説明されます。方位角異方性パラメーターは、垂直分散の選択に強く依存していません。分子雲の速度異方性パラメーターは高度に散乱して観測されます。HIのらせん状のアームなどの摂動は、M33のガス速度異方性の原因である可能性があります。他の銀河の非対称ガスのランダムな動きを説明するために異方性速度楕円体を呼び出すことができるかどうかを評価するには、さらに作業が必要です。
コアの形成、一貫性、崩壊：機械学習によって明らかになった新しいコア進化パラダイム
| Title |
Core_Formation,_Coherence_and_Collapse:_A_New_Core_Evolution_Paradigm_Revealed_by_Machine_Learning |
| Authors |
Hope_How-Huan_Chen,_Stella_S._R._Offner,_Jaime_E._Pineda,_Alyssa_A._Goodman,_Andreas_Burkert,_Adam_Ginsburg,_Spandan_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07325 |
電磁流体力学（MHD）シミュレーションで密度構造を追跡することにより、高密度コアの形成、進化、および崩壊を研究します。デンドログラムアルゴリズムを使用してコアを識別し、主成分分析（PCA）やk平均クラスタリングアルゴリズムなどの機械学習手法を利用して、これらのコアの完全な密度および速度分散プロファイルを分析します。3つの異なるフェーズで構成される進化シーケンスが存在することがわかります。i）乱流密度構造の形成（フェーズI）、ii）乱流の散逸とコヒーレントコアの形成（フェーズII）、およびiii）への遷移重力崩壊による原始星コア（フェーズIII）。動的に進化する分子雲では、これらの3つのフェーズの存在は、異なる物理的特性を持つコアの3つの集団の共存に対応します。観測とシミュレーションに関するこれまでの研究で頻繁に分析された前星と原星のコアは、この進化の図の最後のフェーズに属しています。1.4$\pm$1.0$\times$10$^5$年、3.3$\pm$1.4$\times$10$^5$年、3.3$\pm$1.4$\times$10$^5$年の典型的な寿命を導き出します。それぞれフェーズI、II、III。コアは、収束する流れとフィラメントの断片化の両方から形成され、コアはフィラメントの内側と外側の両方で形成される可能性があることがわかります。次に、結果をコヒーレントコアの以前の観測と比較し、3つのフェーズに属するコアを研究するための将来の観測に対する提案を提供します。
MWのIMFの上限質量に基づくH II領域のADFおよびt $ ^ 2 $形式
| Title |
The_ADF_and_the_t$^2$_formalism_in_H_II_regions_based_on_the_upper_mass_limit_of_the_IMF_for_the_MW |
| Authors |
L._Carigi,_A._Peimbert,_M._Peimbert,_and_G._Delgado-Inglada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07335 |
今回は通常とは異なる視点から、HII領域の存在量の不一致の問題を詳細に調査します。初期質量関数の上限質量（M$_{\rmup}$）の影響を調査することにより（IMF）は、天の川の化学進化モデルによって予測されたO、C、およびHeに関するものです。直接法（DM）と温度非依存法（TIM）で決定された存在量を使用します。現在の予測存在量をオリオン、M17、およびM8の観測値と比較して、銀河系IMFのM$_{\rmup}$値を決定します。DMの存在量から、モデルはM$_{\rmup}$=25-45M$_{\odot}$を予測し、CIMはTIMからM$_{\rmup}$=70を導出します-110M$_{\odot}$。MWの恒星質量と星形成率を持つ渦巻銀河は、M$_{\rmup}\sim100$M$_{\odot}$を持つと予測されています。これらの結果は、TIMから得られた存在量がDMから得られた存在量よりも優れていることを裏付けています。
| Title |
Automated_Measurement_of_Quasar_Redshift_with_a_Gaussian_Process |
| Authors |
Leah_Fauber,_Ming-Feng_Ho,_Simeon_Bird,_Christian_R._Shelton,_Roman_Garnett,_Ishita_Korde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07343 |
SloanDigitalSkySurvey（SDSS）のBaryonOscillationSpectroscopicSurvey（BOSS）でクエーサーの赤方偏移を測定する自動化手法を開発します。私たちの手法は、既知の赤方偏移を持つクエーサースペクトルで減衰されたライマンアルファ吸収体（DLA）を検出するための初期のガウスプロセス法の拡張です。私たちは既存のクエーサー赤方偏移推定量に対して競争力があることを示しています。重要なことに、私たちの方法は、クエーサーの赤方偏移の確率密度関数を生成し、クエーサーの赤方偏移の不確実性を下流のユーザーに伝播できるようにします。この方法をDLAの検出に適用し、赤方偏移の不確実性をベイジアン方式で計算します。既知のクエーサー赤方偏移を使用する以前の方法と比較すると、主にノイズの多いスペクトルで、DLAを検出する能力に中程度の減少しかありません。コードは公開されています。
$ ^ {12} \ rm {C} \ left（\ alpha、\ gamma \ right）^ {16} \！\ rm {O}
$レートでのバイナリブラックホールマージの重力波検出からの制約
| Title |
Constraints_from_gravitational_wave_detections_of_binary_black_hole_mergers_on_the_$^{12}\rm{C}\left(\alpha,\gamma\right)^{16}\!\rm{O}$_rate |
| Authors |
Robert_Farmer,_Mathieu_Renzo,_Selma_de_Mink,_Maya_Fishbach,_Stephen_Justham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06678 |
重力波の検出により、最終的な残骸に残された痕跡を介して、非常に大規模な星の進化における物理的プロセスを探ることができるようになり始めています。ステラ進化理論は、ペアの不安定性の影響により、高質量でのブラックホール質量分布にギャップが存在することを予測しています。以前、ギャップの位置はモデルの不確実性に対してロバストであることを示しましたが、不確実な$^{12}\rm{C}\left（\alpha、\gamma\right）^{16}\に敏感に依存しています！\rm{O}$レート。この速度は天体物理学的に非常に重要であり、炭素を犠牲にして酸素の生成を支配します。オープンソースのMESA恒星進化コードを使用して、質量のあるヘリウム星を進化させ、質量ギャップの位置を調べます。ギャップの下の最大ブラックホール質量は、不確実な$^{12}\rm{の強さによって、$40\rm{M}_\odot$から$90\rm{M}_\odot$の間で変化することがわかります。C}\left（\alpha、\gamma\right）^{16}\！\rm{O}$反応率。ブラックホールの最初の10個の重力波検出では、$^{12}\rm{C}\left（\alpha、\gamma\right）^{16}\！\rm{の天体物理学的Sファクターを制約しますO}$、$300\rm{keV}$から$S_{300}>175\rm{\、keV\、barns}$、68％の信頼度。$\mathcal{O}（50）$で検出されたバイナリブラックホールの合併により、Sファクターが$\pm10$-$30\rm{\、keV\、barns}$内に制限されることが予想されます。電磁過渡調査からの独立した制約の役割も強調します。脈動ペア不安定性超新星の明確な検出は、$S_{300}>79\rm{\、keV\、barns}$であることを意味します。他のモデルの不確実性を伴う縮退はさらに調査する必要がありますが、核恒星天体物理学の調査は、将来の重力波検出器に有望な科学的事例を提起します。
SN 1006における宇宙線電子スペクトルの進化と観測の兆候
| Title |
Evolution_and_observational_signatures_of_the_cosmic_ray_electron_spectrum_in_SN_1006 |
| Authors |
Georg_Winner,_Christoph_Pfrommer,_Philipp_Girichidis,_Maria_Werhahn,_Matteo_Pais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06683 |
超新星残骸（SNR）は、銀河宇宙線（CR）の発生源であると考えられています。SNRショックはCRの陽子と電子を加速し、シンクロトロンと$\gamma$線の放出によって非熱物理学への重要な洞察を明らかにします。残留SN1006は、電波から$\gamma$線までのすべての電磁波長にわたって観測されるため、理想的な粒子加速実験室です。三次元（3D）電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行します。ここでは、CR陽子を含め、CR電子スペクトルに従います。観測された形態とSN1006の非熱スペクトルをラジオ、X線、および$\gamma$線で照合することにより、CR電子加速と磁場増幅に関する新しい洞察を得ます。1.混合レプトン-ハドロンモデルが$\gamma$-ray放射の原因であることを示します。レプトン逆コンプトン放出とハドロンパイオン崩壊放出は、Fermiで観測されたGeVエネルギー、イメージングエアで観測されたTeVエネルギーに等しく寄与します。チェレンコフ望遠鏡はハドロン的に支配されています。2.準平行加速（つまり、衝撃が上流の磁場に対して狭い角度で伝播する場合）がCR電子に適しており、準垂直衝撃での放射線を放出するGeV電子の電子加速効率が抑制されることを示す少なくともファクター10で。これは、衝撃時の粒子加速のプラズマパーティクルインセルシミュレーションの解釈に課題をもたらします。3.放射状放射プロファイルと$\gamma$線スペクトルを一致させるには、ボリュームを満たし、乱流で増幅された磁場と、ベルで増幅された磁場が衝撃直後の領域で減衰する必要があります。私たちの仕事は、マイクロスケールのプラズマ物理シミュレーションをSNRのスケールに接続します。
より暗く、より明るく、より柔らかく：潮汐破壊イベントにおける$ \ alpha _ {\ rm ox} $、X線スペクトル状態、およびエディントン比の相関
| Title |
Fainter_harder_brighter_softer:_a_correlation_between_$\alpha_{\rm_ox}$_,_X-ray_spectral_state_and_Eddington_ratio_in_tidal_disruption_events |
| Authors |
Thomas_Wevers_(IoA,_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06684 |
7つのX線明るい光源のサンプルを使用して、潮汐破壊イベント（TDE）の降着状態を調査します。この目的のために、スペクトルモデリングを通じて観測されたX線放射に対するディスクとコロナの相対的な寄与を推定し、X線の輝度を評価します（${\alpha}$_ox、L$_{2keV}$を通じておよびf$_{Edd、X}$）は、エディントン比の関数として。${\alpha}$_oxとf$_{Edd、bol}$間の強い正の相関を報告します。f$_{Edd、X}$およびf$_{Edd、UV}$;L$_{2keV}$とf$_{Edd、UV}$の反相関。高いf$_{Edd、bol}$のTDEは、熱が支配的なX線スペクトルと高い（ソフト）${\alpha}$_oxを持っていますが、低いf$_{Edd、bol}$のTDEは、法律の貢献と低い（難しい）${\alpha}$_ox。X線連星や活動銀河核と同様に、X線スペクトル状態間の遷移はf$_{Edd、bol}$${\約}$0.03あたりで発生しますが、サンプルサイズが小さいため不確実性は大きくなります。私たちの結果は、X線調査ではf$_{Edd、bol}$が低い場合にTDEを発見する可能性が高く、光学調査はエディントン比が高い場合にTDEに敏感であることを示唆しています。X線および選択された光学TDEには、異なるUVおよびX線特性があり、速度、光度、ブラックホール質量関数を導出する際にこれらを考慮する必要があります。最も巨大な超大質量ブラックホール周辺のTDEは、ハードステートで観察されます。これは、より大規模なBHの方がTDEの進化が速いことを示している可能性があります。
残余二重中性子星連星の特性の診断としての超剥離超新星からの電波放射
| Title |
Radio_Emission_from_Ultra-stripped_Supernovae_as_Diagnostics_for_Properties_of_the_Remnant_Double_Neutron_Star_Binaries |
| Authors |
Tomoki_Matsuoka,_Keiichi_Maeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06689 |
超剥離超新星（SN）は、ヘリウムまたはC+Oの星の爆発であり、その外殻は伴にある中性子星によって取り除かれています。二重中性子星（DNS）の連星は、爆発の後に残っていると考えられており、合体時に後で重力波を放出します。超ストリップSNのいくつかの候補が最近検出されたため、爆発と前駆細胞の特性が制約されましたが、残りのDNSバイナリが宇宙時代に統合されるかどうかについての情報はほとんどありません。二成分相互作用によってヘリウム星から取り除かれた物質の大部分は、システムから脱出し、星状物質（CSM）を形成すると予想されます。CSMは、SNイジェクタとの衝突によって引き起こされる電波放射によって追跡する必要があります。以前に開発された恒星進化モデルに基づいて、超ストリップSNeから予想される電波輝度を計算します。最大の高いラジオ光度は、DNSバイナリがわずかに分離していることを示している可能性があることを発見しました。私たちの結果は、観測エポックや周波数などの無線追跡観測の戦略を最適化するために使用できます。
ASASSN-19djの発見とフォローアップ：スターバースト後の極端な銀河におけるX線とUV発光TDE
| Title |
Discovery_and_Follow-up_of_ASASSN-19dj:_An_X-ray_and_UV_Luminous_TDE_in_an_Extreme_Post-Starburst_Galaxy |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_T._W.-S._Holoien,_K._Auchettl,_B._J._Shappee,_J._M._M._Neustadt,_A._V._Payne,_J._S._Brown,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_M._J._Graham,_M._A._Tucker,_A._Do,_J._P._Anderson,_S._Bose,_P._Chen,_D._A._Coulter,_G._Dimitriadis,_Subo_Dong,_R._J._Foley,_M._E._Huber,_T._Hung,_C._D._Kilpatrick,_G._Pignata,_J._L._Prieto,_C._Rojas-Bravo,_M._R._Siebert,_B._Stalder,_Todd_A._Thompson,_J._L._Tonry,_P._J._Vallely,_and_J._P._Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06690 |
ASASSN-19djの観測を提示します。近くの潮汐破壊イベント（TDE）は、d-\simeq$の距離にある超新星の全天自動調査（ASAS-SN）によってスターバースト後の銀河KUG0810+227で発見されました。98Mpc。ASASSN-19djは、ハイケイデンスの多波長分光法と測光法を使用して、ピークUV/光放射と比較して$-$21から392日まで観察されました。ASAS-SN$g$-bandデータから、TDEは2019年2月6.8に明るくなり始め、最初の25日間は上昇がフラックス$\propto$$t^2$べき法則と一致したと判断しました。ASASSN-19djは、2019年3月6.5日（MJD=58548.5）のUV/オプティカルで、$L=（6.2\pm0.2）\times10^{44}\text{ergs}^{-1}のボロメータ明度でピークに達しました$。最初はX線でほぼ一定のままで、UV/光学でゆっくりとフェードし、X線フラックスは、ピーク後$\sim$225日で桁違いに増加しました。これは、X線放出面の膨張に起因します。遅い時間のX線放射は、有効半径が$\sim1\times10^{12}\text{cm}$で温度が$\sim6\times10^{の黒体に適しています5}\text{K}$。CatalinaReal-TimeTransientSurveyの画像を分析すると、約14.5年前に核爆発が見られ、滑らかな減少と光度$L_V$$\geq$$1.4\times10^{43}$ergs$^{-1}$が明らかになっています、フレアの性質は不明です。ASASSN-19djは、TDEをまだホストしていない最も極端なスターバースト銀河で発生し、LickH$\delta_{A}$=$7.67\pm0.17$\AAでした。
| Title |
Search_for_Axionlike-Particle-Induced_Prompt_Gamma-Ray_Emission_from_Extragalactic_Core-Collapse_Supernovae_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
Manuel_Meyer_and_Tanja_Petrushevska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06722 |
コア崩壊超新星（SN）の間、アキシオン状粒子（ALP）がプリマコフプロセスを通じて生成され、その後、天の川の磁場で$\gamma$光線に変換されます。フェルミ大面積望遠鏡（LAT）による銀河系外SNeの観測では、このような$\gamma$線バーストの証拠は見つかりません。SN爆発時間は光の光度曲線から推定され、コアの崩壊時にLATが少なくとも1つのSNを観測した確率が約$\sim$90％であることがわかります。LAT視野内に少なくとも1つのSNが含まれているという仮定の下で、ALP質量$m_a\の光子-ALP結合$\gtrsim2.6\times10^{-12}$GeV$^{-1}$を除外しますlesssim3\times10^{-10}$eV、SN1987Aからの以前の制限を2倍に改善。
断続的な極端なBLラック：強化された状態での1ES 2344 + 514のMWL研究
| Title |
An_intermittent_extreme_BL_Lac:_MWL_study_of_1ES_2344+514_in_an_enhanced_state |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2,24),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_D._Baack_(5),_A._Babi\'c_(6),_B._Banerjee_(7),_U._Barres_de_Almeida_(8),_J._A._Barrio_(9),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(10),_L._Bellizzi_(11),_E._Bernardini_(12,16),_A._Berti_(13),_J._Besenrieder_(14),_W._Bhattacharyya_(12),_C._Bigongiari_(3),_O._Blanch_(15),_G._Bonnoli_(11),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(6),_G._Busetto_(16),_R._Carosi_(17),_G._Ceribella_(14),_M._Cerruti_(18),_Y._Chai_(14),_A._Chilingarian_(19),_S._Cikota_(6),_S._M._Colak_(15),_U._Colin_(14),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(20),_S._Covino_(3),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17,26),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(16),_B._De_Lotto_(2),_M._Delfino_(15,27),_J._Delgado_(15,27),_D._Depaoli_(13),_F._Di_Pierro_(13),_L._Di_Venere_(13),_et_al._(174_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06796 |
極端な高周波BL〜Lacs（EHBL）は、広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）のシンクロトロンピークを$\nu_{\rms}\geq$10$^{17}$\、Hzに備えています。BL〜Lacオブジェクト1ES〜2344+514は、1996年のシンクロトロンピークの印象的なシフトのため、EHBLファミリーに含まれていました。その後の数年間、線源は極端な動作を示さずに低い状態にあるように見えました。2016年8月に、1ES〜2344+514が地上の$\gamma$線望遠鏡FACTで高$\gamma$線状態中に検出され、多波長（MWL）観測がトリガーされました。ラジオからVHE$\gamma$光線までのデータを、OVIDE、KAIT、KVA、NOT、テイデでのGASP-WEBTコラボレーションのいくつかの望遠鏡で撮影して、2016年フレア状態の1ES〜2344+514のMWL光度曲線を調査しました、クリミア、およびサンクトペテルブルクの天文台、\textit{Swift}-UVOT、\textit{Swift}-XRT、\textit{Fermi}-LAT、FACTおよびMAGIC。フレアの同時観測により、広帯域SEDを構築し、レプトンモデルとハドロンモデルのフレームワークでそれを研究しました。VHE$\gamma$-rayの観測は、1995\の過去の最大値と同様に、300\、GeVを超えるカニ星雲フラックスの55\％のフラックスレベルを示しています。MAGICと\textit{Fermi}-LATスペクトルの組み合わせにより、フレアエピソード中のこのオブジェクトの逆コンプトンピークの前例のない特性。VHE$\gamma$-rayバンド内の固有スペクトルの$\Gamma$インデックスは、$2.04\pm0.12_{\rmstat}\pm0.15_{\rmsys}$です。シンクロトロンピークの位置が$10^{18}$\、Hz以上の周波数にシフトした極端な状態のソースを見つけます
改良された隠れマルコフモデルを使用した2番目の高度なLIGO観測実行での5つの低質量X線バイナリからの重力波の検索
| Title |
Search_for_gravitational_waves_from_five_low_mass_X-ray_binaries_in_the_second_Advanced_LIGO_observing_run_with_an_improved_hidden_Markov_model |
| Authors |
Hannah_Middleton,_Patrick_Clearwater,_Andrew_Melatos,_Liam_Dunn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06907 |
低質量のX線連星は、地上干渉計による連続的な重力波探索の主要なターゲットです。X線脈動からスピン周波数と軌道要素が正確に測定される5つの低質量X線バイナリの検索結果が表示されます：HETEJ1900.1-2455、IGRJ00291+5934、SAXJ1808.4-3658、XTEJ0929-314、およびXTEJ1814-338。AdvancedLaserInterferometerGravitational-waveObservatory（LIGO）のObservingRun2のデータを分析します。検索アルゴリズムは、隠れマルコフモデルを使用してスピンワンダリングを追跡し、$\mathcal{J}$統計の最尤一致フィルターを使用して軌道位相を追跡し、5つの拒否のスイートを使用して非ガウスノイズからのアーティファクトを拒否します。検索により、選択された偽アラームの確率と一致する、しきい値を超える候補の重要度の低い数値がいくつか得られます。候補者は、その後の観察の実行でフォローアップされます。
超新星残骸の重い原子核相互作用における二次粒子の生成
| Title |
Production_of_secondary_particles_in_heavy_nuclei_interactions_in_supernova_remnants |
| Authors |
Maulik_Bhatt,_Iurii_Sushch,_Martin_Pohl,_Anatoli_Fedynitch,_Samata_Das,_Robert_Brose,_Pavlo_Plotko,_Dominique_M.-A._Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07018 |
その種類によっては、超新星残骸には炭素や酸素などの重元素が豊富に含まれる噴出物が含まれている場合があります。さらに、コア崩壊型超新星は、元の星の風物質で爆発します。これは、多量の重元素が含まれている可能性もあります。これらのエンリッチメディアにおけるハドロン衝突は、ガンマ線、ニュートリノ、および二次電子の生成を引き起こし、pp衝突に対して計算されたものからスケーリングできないスペクトルを持ち、誤った結果をもたらす可能性があります。モンテカルロイベントジェネレーターを使用して、H、He、C、およびO原子核とターゲット物質としてのガンマ線、ニュートリノ、および二次電子などの二次粒子の微分生成率を計算しました。断面と多重度スペクトルは、発射体とターゲットの16の組み合わせのそれぞれに対して個別に計算されます。二次粒子のスペクトルの形状と正規化における重い核の特徴的な効果について説明します。
ガンマ線バースト（GRB）のマクロレンズ処理は、前のものと同じ光度曲線とスペクトルで繰り返しますが、フラックスが異なり、位置がわずかにずれているGRBとして現れると予想されます。このようなレンズ付きGRBを特定すると、レンズ、宇宙論、GRB自体に関する重要な情報が得られる場合があります。ここでは、11年間の運用中にフェルミガンマ線バーストモニター（GBM）によって観測された$\sim2700$GRBの中からレンズ付きGRBを検索します。レンズ付きGRBを識別するために、位置、時間平均スペクトルプロパティ、および相対継続時間に対して初期カットを実行します。次に、相互相関関数を使用して光度曲線の類似性を評価し、最後に最も有望な候補の時間分解スペクトルを分析します。説得力のあるレンズ候補は見つかりません。最も類似したペアは、スペクトル分析用のタイムビンが比較的少ないシングルパルスGRBです。これは、レンズではなくGRB集団内の類似性によって最もよく説明されます。ただし、nullの結果は、サンプルにマクロレンズ化されたGRBの存在を除外しません。特に、観測の不確実性とポアソン変動は、レンズ付きGRBのペア内に有意差をもたらす可能性があることがわかりました。
| Title |
Neural_networks_reconstruction_of_the_dense-matter_equation_of_state_from_neutron-star_parameters |
| Authors |
Filip_Morawski,_Micha{\l}_Bejger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07194 |
目的：この作業の目的は、質量、半径、潮汐変形能などの観測可能なパラメーターを使用して、中性子星の状態方程式を正確に再構築する方法として、オートエンコーダーアーキテクチャによって誘導される人工ニューラルネットワークのアプリケーションを研究することです。さらに、潮汐変形性の重力波のみの観測、つまり簡単な方法では関係のない量を使用して、中性子星の半径をどれだけうまく再構築できるかを調査します。方法：状態方程式の再構成における人工ニューラルネットワークの適用は、この機械学習モデルの非線形ポテンシャルを利用します。ネットワーク内の各ニューロンは基本的に非線形関数であるため、観測の入力セットと状態テーブルの出力方程式の間に複雑なマッピングを作成することが可能です。教師ありトレーニングパラダイム内で、生成されたデータセットにいくつかの隠れ層ディープニューラルネットワークを構築します。-芸術の現実的な状態方程式。結果：観測数と測定の不確実性が変化するシミュレーションされたケースに関して、機械学習実装のパフォーマンスを示します。さらに、中性子星の質量分布が結果に与える影響を調べます。最後に、現実的な状態方程式に基づいて、シミュレートされた質量-半径および質量-潮汐変形性シーケンスを使用して、パラメトリックポリトロピックトレーニングセットでトレーニングされた状態方程式の再構築をテストします。限られたデータセットでトレーニングされたニューラルネットワークは、現実的なモデルのグローバルパラメーターと状態方程式入力テーブル間のマッピングを一般化できます。
クエーサーのマイクロレンズ変動研究は、浅い降着円盤の温度プロファイルを支持します
| Title |
Quasar_Microlensing_Variability_Studies_Favor_Shallow_Accretion_Disk_Temperature_Profiles |
| Authors |
Matthew_A._Cornachione_and_Christopher_W._Morgan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07243 |
15の重力レンズクエーサーのサンプルのマイクロレンズベースの連続体発光領域サイズ測定値を、光度ベースの薄いディスクサイズの推定値と比較して、クエーサー連続体降着領域の温度プロファイルを制約します。標準のシンディスクモデルを採用した場合、光度を使用して推定されたサイズと$\log（r_{L}/r_{\mu}）=-0.57\pm0.08\のマイクロレンズによって測定されたサイズとの間に大きな不一致があることがわかります。\text{dex}$。クエーサー連続体光源が、一般化された温度プロファイル$T（r）\proptor^{-\beta}$を持つ単純な光学的に厚い降着円盤である場合、マイクロレンズ測定と光度ベースのサイズ推定の間の不一致は、温度プロファイル勾配$0.37<\beta<0.56$at$1\、\sigma$信頼性。これは、重要な$3\、\sigma$で、標準のシンディスクモデル（$\beta=0.75$）よりも浅くなります。このような温度プロファイルを生成し、ディスクの風や非黒体大気のディスクを含む、ブラックホールの質量による経験的な連続体サイズのスケーリングを再現できる代替降着ディスクモデルを検討します。
$ \ gamma $線バーストGRB 190114Cからのテラエレクトロボルト放出
| Title |
Teraelectronvolt_emission_from_the_$\gamma$-ray_burst_GRB_190114C |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_D._Baack,_A._Babi\'c,_B._Banerjee,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_L._Bellizzi,_E._Bernardini,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_A._Carosi,_R._Carosi,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Chilingaryan,_S._Cikota,_S._M._Colak,_U._Colin,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_M._Delfino,_J._Delgado,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_V._Fallah_Ramazani,_A._Fattorini,_A._Fern\'andez-Barral,_G._Ferrara,_D._Fidalgo,_L._Foffano,_et_al._(122_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07249 |
長時間クラスのガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で知られている電磁放射の最も明るい光源です。それらは、新しく形成された中性子星または宇宙距離にある恒星の質量のブラックホールによって、ほぼ光速で放出されたプラズマの流出によって生成されます。付随する衝撃波のエネルギー電子によるシンクロトロン放射により、MeVガンマ線の迅速なフラッシュに続いて、電波からGeVガンマ線へのアフターグロー放出が長く続きます。さらに高いガンマ線の放出はありますが、他の放射線メカニズムによるTeVエネルギーは理論的に予測されていましたが、これまでに検出されたことはありませんでした。ここでは、GRBからのTeV放出の何年にもわたる専用検索の後に達成された、TeV帯域でのGRB190114Cの明確な検出を報告します。エネルギー範囲0.2〜1TeVのガンマ線は、バースト後の約1分から観測されます（最初の20分の50を超える標準偏差で）。これにより、GRBの残光に含まれる新しい放射成分が明らかになります。その出力はシンクロトロン成分に匹敵します。TeVおよびX線バンドの放射電力と時間的挙動の観察された類似性は、TeV放出のメカニズムとしての逆コンプトン放射などのプロセスを指しますが、超高エネルギー陽子によるシンクロトロン放出などのプロセスは、放射効率が低い。
長い$ \ gamma $線バーストからの逆コンプトン放出の観測
| Title |
Observation_of_inverse_Compton_emission_from_a_long_$\gamma$-ray_burst |
| Authors |
V._A._Acciari,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_D._Baack,_A._Babi\'c,_B._Banerjee,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_L._Bellizzi,_E._Bernardini,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_Y._Chai,_A._Chilingaryan,_S._Cikota,_S._M._Colak,_U._Colin,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_M._Delfino,_J._Delgado,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_V._Fallah_Ramazani,_A._Fattorini,_G._Ferrara,_D._Fidalgo,_L._Foffano,_M._V._Fonseca,_L._Font,_C._Fruck,_S._Fukami,_R._J._Garc\'ia_L\'opez,_et_al._(245_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07251 |
長時間のガンマ線バースト（GRB）は、死にかけている大質量星の崩壊するコアから発射された超相対論的ジェットに由来します。それらは、ジェット内で生成される可能性が高く、ミリ秒から数分持続する、keV-MeV帯域の明るく変化の激しい放射の初期段階によって特徴付けられます。これは、即時放出と呼ばれます。その後、ジェットと外部媒体との相互作用により、外部からの衝撃波が発生します。これは、残光放出の原因であり、数日から数か月続き、ラジオからGeVバンドまでの広いエネルギー範囲で発生します。残光の放出は、外部衝撃で加速された電子によるシンクロトロン放射として一般的によく説明されています。最近、GRB190114Cから、0.2TeVと1TeVの間の強力で持続的な放出が観測されました。ここでは、GRB〜190114Cの多周波観測キャンペーンの結果を提示し、$5\times10^{-6}$から$10^{までのエネルギーの17桁にわたるGRB放出の経時変化を調査します。12}$\、eV。広帯域スペクトルエネルギー分布が二重ピークであり、TeV放射がシンクロトロンコンポーネントに匹敵するパワーを持つ別個のスペクトルコンポーネントを構成していることがわかります。この成分は残光と関連しており、高エネルギー電子によるシンクロトロン光子の逆コンプトン上方散乱によって十分に説明されます。観測されたTeV成分を説明するために必要な条件は非定型ではなく、逆コンプトン放出が一般にGRBで生成される可能性をサポートしていることがわかります。
deepSIP：タイプIa超新星スペクトルをディープラーニングで測光量にリンクする
| Title |
deepSIP:_Linking_Type_Ia_Supernova_Spectra_to_Photometric_Quantities_with_Deep_Learning |
| Authors |
Benjamin_E._Stahl,_Jorge_Martinez-Palomera,_WeiKang_Zheng,_Thomas_de_Jaeger,_Alexei_V._Filippenko,_and_Joshua_S._Bloom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06745 |
位相を測定するためのソフトウェアパッケージである{\ttdeepSIP}（超新星Iaパラメータの深層学習）を提示します-深層学習を使用して初めて-タイプIa超新星（SN〜Ia）の光曲線形状光スペクトルから。中心にある{\ttdeepSIP}は、公的に入手可能なすべての低赤方偏移SN〜Ia光学スペクトルのかなりの部分でトレーニングされた3つの畳み込みニューラルネットワークで構成されており、測光的に導出された量を慎重に結合しています。分光データセットとフォトメトリックデータセットの蓄積、品質を確保するために取られたカット、および光度曲線をフィッティングするための標準化された手法について説明します。これらの考慮事項により、測光的に特徴付けられた位相と光曲線形状を備えた2754スペクトルのコンパイルが生成されます。そのようなサンプルはSNコミュニティでは重要ですが、ネットワークが日常的に数百万または数十億もの無料のパラメーターを持っているディープラーニング標準によって小さいです。したがって、モデルの堅牢性と望遠鏡の不可知論を優先しながら、トレーニングに割り当てるサブセットのサイズを大幅に増やすデータ拡張戦略を導入します。トレーニングとハイパーパラメーターの選択中に見えないサンプルにモデルを展開し、Model〜Iが$-10$と18\、dの間の位相を持ち、$でパラメーター化された光曲線形状を識別するスペクトルを見つけることにより、モデルの有効性を示します\Deltam_{15}$、0.85〜1.55\、mag、94.6\％の精度。前述のフェーズ領域$$Deltam_{15}$に該当するスペクトルの場合、Model〜IIは、二乗平均平方根誤差（RMSE）が1.00\、dのフェーズを予測し、Model〜IIIはRMSEが0.068\、magの$\Deltam_{15}$値。
大規模な調査におけるGPUで加速された定期的なソースの識別：$ P $と$ \ dot {P} $の測定
| Title |
GPU-Accelerated_Periodic_Source_Identification_in_Large-Scale_Surveys:_Measuring_$P$_and_$\dot{P}$ |
| Authors |
Michael_L._Katz_and_Olivia_R._Cooper_and_Michael_W._Coughlin_and_Kevin_B._Burdge_and_Katelyn_Breivik_and_Shane_L._Larson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06866 |
多くの霊感を与え、融合している恒星の残骸は、それらが軌道に乗ったり衝突したりするときに重力放射と電磁放射の両方を放出します。これらの重力波イベントは、関連する対応する電磁イベントとともに、合併の性質についての洞察を提供し、バイナリのプロパティに関するパラメータをさらに制約することを可能にします。レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）の将来の発売に伴い、超小型バイナリ（UCB）システムの追跡観察とモデルが必要になります。現在および今後の長いベースラインタイムドメイン調査では、これらのUCBの多くが観察されます。条件付きエントロピーアルゴリズムに基づく新しい高速周期オブジェクト検索ツールを紹介します。この条件付きエントロピーの新しい実装により、期間（$P$）と期間の時間微分（$\dot{P}$）の両方でグリッド検索が可能になります。このツールのパフォーマンスと使用法を示すために、集団合成コードCOSMICから生成されたUCBの銀河集団と、固定された固有パラメーターでのさまざまな期間のキュレートされたカタログを使用します。重力放射による軌道周期の変化を説明する既存の日食のバイナリ光曲線モデルを使用して、将来の時間領域調査で観測される可能性が高い光曲線をシミュレートします。$\sim$10分未満の軌道周期でバイナリを検出するには、$\dot{P}$値での検索が必要であることがわかりました。また、長い期間のバイナリを見つけて特徴付けるのに役立ちますが、計算コストが高くなります。私たちのコードはgce（GPU加速条件付きエントロピー）と呼ばれます。https://github.com/mikekatz04/gceで入手できます。
AstroCatR：大規模な天文カタログの効率的な時系列再構築のためのメカニズムとツール
| Title |
AstroCatR:_a_Mechanism_and_Tool_for_Efficient_Time_Series_Reconstruction_of_Large-Scale_Astronomical_Catalogues |
| Authors |
Ce_Yu,_Kun_Li,_Shanjiang_Tang,_Chao_Sun,_Bin_Ma,_and_Qing_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06955 |
天体の時系列データは、時間領域天文学における太陽系外惑星や超新星などの価値のある予期しない物体を研究するために一般的に使用されます。データ量が急速に増加しているため、蓄積された観測データを継続的に分析するための従来の手動による方法は非常に困難になり、実行不可能になっています。このような要求を満たすために、大規模な天文学カタログから時系列データを効率的かつ柔軟に再構築できるAstroCatRという特別なツールを設計して実装しました。AstroCatRは、FlexibleImageTransportSystem（FITS）ファイルまたはデータベースから元のカタログデータをロードし、各アイテムを照合して、それが属するオブジェクトを決定し、最終的に時系列データセットを生成できます。大規模なデータセットの高性能並列処理をサポートするために、AstroCatRは、extract-transform-load（ETL）前処理モジュールを使用して、スカイゾーンファイルを作成し、ワークロードのバランスをとります。マッチングモジュールは、オーバーラップインデックス方式とメモリ内参照テーブルを使用して、精度とパフォーマンスを向上させます。AstroCatRの出力はCSVファイルに保存するか、必要に応じて他の形式に変換できます。同時に、モジュールベースのソフトウェアアーキテクチャにより、AstroCatRの柔軟性とスケーラビリティが保証されます。3つの南極観測望遠鏡（AST3）からの実際の観測データでAstroCatRを評価しました。実験は、AstroCatRが関連するパラメータと構成ファイルを設定することにより、すべての時系列データを効率的かつ柔軟に再構築できることを示しています。さらに、このツールは、大規模なカタログを照合する際にリレーショナルデータベース管理システムを使用する方法よりも約3倍高速です。
オープンクラスターではワイドバイナリはまれです
| Title |
Wide_binaries_are_rare_in_open_clusters |
| Authors |
N.R._Deacon_(1),_A.L._Kraus_(2)._((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_Department_of_Astronomy,_The_University_of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06679 |
連星の人口統計は、星形成モデルの重要な出力です。ただし、システムの誕生環境内での相互作用と、幅の広い階層的なトリプルシステムの展開により、幅広いバイナリの個体群は時間とともに進化します。したがって、星形成領域またはOB関連付けで観察されたワイドバイナリ個体群は、最終的にフィールドに到達するワイドバイナリ個体群を正確に反映していない可能性があります。GaiaDR2データを使用して、Alpha〜Per、Pleiades、Praesepeの3つのオープンクラスターのメンバーを選択し、過光度または天文ノイズの上昇が原因で未解決のバイナリである可能性が高いクラスターメンバーにフラグを立てます。次に、各クラスターで解決されたワイドバイナリー集団を識別し、無関係なクラスターメンバーの偶然のペアリングから分離します。これらのクラスターは、300-3000\、AUの予測分離範囲である2.1$\pm^{0.4}_{0.2}$\％から3.0$\pm^{0.8}_{に増加する平均的な広い2進数の割合を持っていることがわかります。質量が0.5〜1.5\、$M_{\odot}$の範囲のプライマリの0.7}$\％これは、観測されたフィールドワイドバイナリの割合を大幅に下回っていますが、動的に高度に処理された環境でいくつかのワイドバイナリが生き残ることを示しています。結果を別の散開星団（Hyades）と、よりゆるい関連付け（Young移動グループとPisces-Eridanusストリーム）で発生した可能性が高い2つの若い星の集団と比較します。緩やかな関連の生成物はフィールドレベル以上の広いバイナリ分数を持っているのに対し、ハイアデスもワイドバイナリの不足があることがわかります。
PyPopStar：星団のためのPythonベースのシンプルな星型個体合成コード
| Title |
PyPopStar:_A_Python-Based_Simple_Stellar_Population_Synthesis_Code_for_Star_Clusters |
| Authors |
M.W._Hosek_Jr,_J.R._Lu,_C.Y._Lam,_A.K._Gautam,_K.E._Lockhart,_D._Kim,_S._Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06691 |
シンプルな恒星の個体数をシミュレートするオープンソースのPythonパッケージであるPyPopStarを紹介します。PyPopStarの強みは、初期質量関数、恒星の多重度、消滅則、および使用された金属依存の恒星の進化と大気モデルのグリッドを含む（ただしこれらに限定されない）13の入力プロパティのユーザーコントロールを提供するモジュラーインターフェイスです。ユーザーは、コンパクトな恒星の残骸（ブラックホール、中性子星、および白色矮星）を生成するために、初期-最終質量関係も制御できます。カラーマグニチュードダイアグラム、HRダイアグラム、光度関数、質量関数など、コードによって生成されるいくつかの出力を示します。PyPopStarはオブジェクト指向で拡張可能であり、コミュニティからの貢献を歓迎します。コードとドキュメントは、それぞれGitHubとReadtheDocsで入手できます。
コロナ温度再構成のための高速、シンプル、ロバストなアルゴリズム
太陽コロナにおけるディファレンシャルエミッションメジャー（DEM）の再構築のための新しいアルゴリズムについて説明します。現在、そのようなアルゴリズムは多数存在しますが、場合によっては収束が困難になる可能性があり、出力が複雑、低速、または特異なものになる可能性があります（つまり、その反転には、反転コードと計測器の応答の結果である機能が含まれる場合があります。太陽源ではありません）;これらの問題のいくつかをこのペーパーで文書化します。ここで説明する新しいアルゴリズムは、これらの欠点を大幅に軽減し、その単純さで特に注目に値します。ここでは、1ページで完全に再現されています。アルゴリズムについて説明した後、そのパフォーマンスと忠実度をいくつかの一般的な方法と比較します。ここでは極端紫外（EUV）データについて示していますが、アルゴリズムは堅牢で、DEM処理が有効な他の波長（X線など）に拡張できます。
21および30ミクロンのソースの分子ガス：IRAS \、21318 + 5631および22272 + 5435の2 \、mmおよび1.3 \、mmスペクトル
| Title |
Molecular_gas_in_21_and_30_micron_sources:_the_2\,mm_and_1.3\,mm_spectra_of_IRAS\,21318+5631_and_22272+5435 |
| Authors |
Yong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07044 |
星周エンベロープの赤外線スペクトルにおける21および30\、$\mu$m放射機能のキャリアは、長年にわたる謎です。この論文では、21および/または30\、$\mu$mの特徴であるIRAS\、21318+5631および22272+5435を示す2つの恒星エンベロープに向けた分子線観測の結果を提示し、異常があるかどうかを調査することを目的としています。気相化学、および2つのダスト機能のキャリアの可能な気相前駆体の検索。スペクトルは130--164\、GHzおよび216.5--273\、GHzのいくつかの離散周波数範囲をカバーし、13の分子種と各オブジェクトのアイソトポログを検出します。分子量、カラム密度、励起温度を決定するために回転図分析が行われます。通常のCリッチな星では予想外の分子種は発見されませんでした。それにもかかわらず、それらの分子量には微妙な違いがあります。IRAS\、22272+5435は、IRAS\、21318+5631よりも強いSiC$_2$およびHC$_3$N線と弱いSiS線を示します。これはおそらく、この21\、$\mu$mソースがより炭素に富んでいて、より効率的なダスト形成を経験しました。21\、$\mu$mおよび30\、$\mu$mフィーチャのキャリアに対する結果の潜在的な影響について説明します。
フラーレンは21ミクロン機能の原因ですか？
宇宙でのC$_{60}$、C$_{70}$、およびC$_{60}^+$の最近の検出は、星周環境におけるフラーレン誘導体の広範な研究を引き起こしました。有望なフラーレンソースとして、原始惑星系星雲（PPNe）は、赤外線スペクトルに多数の未確認のバンドを示します。このうち、小さなサンプルは$\sim21$\、$\mu$mで謎めいた特徴を示します。フラーレンの水素化により、新しい赤外線バンドを放出するフラーレンが生成されます。この論文では、フラーレンの理論的な振動スペクトルの観点から、21\、$\mu$mフィーチャーのキャリアとしてのフラーレン（C$_{60}$H$_m$）の可能性を調査します。フラーレン仮説を支持し、支持しない証拠が提示されます。21\、$\mu$m機能に寄与する可能性のあるC$_{60}$H$_m$の水素カバレッジを最初に推測しました。
20〜25 \、GHzでの進化した星のスペクトル：漸近巨大分岐から惑星状星雲への遷移中の星間化学の追跡
| Title |
The_spectra_of_evolved_stars_at_20--25\,GHz:_tracing_circumstellar_chemistry_during_the_asymptotic_giant_branch_to_planetary_nebula_transition |
| Authors |
Yong_Zhang,_Wayne_Chau,_Jun-ichi_Nakashima,_Sun_Kwok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07062 |
恒星進化の最終段階における化学進化のより完全な不偏画像を取得することを目的として、20〜25GHzの周波数範囲で進化した星の星のエンベロープに向けた不偏無線回線調査を報告します。観測サンプルには、漸近巨大分岐（AGB）星IRC+10216、原始惑星系星雲（PPN）CRL\、2688およびCRL\、618、および若い惑星状星雲（PN）NGC\、7027が含まれ、進化論を表します約10、000年にわたるシーケンス。シアノポリイン鎖からの回転遷移とアンモニアからの反転線がAGBスターとPPNで検出され、PNにはいくつかの再結合線が表示されます。これらの進化した星の異なるスペクトルの振る舞いは、AGB-PPN-PN遷移中の星周化学の進化を明確に反映しています。
星形成中の天体化学
星形成領域は、複雑な有機分子の存在を含む豊富で多様な化学を示します-大規模に分布した冷たいガスと、原始惑星系円盤が発生する若い星に近い熱い領域の両方。観察技術の最近の進歩により、この化学を研究するための新しい可能性が開かれました。特に、Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）により、太陽化学のサイズスケールまで天文化学を研究することが可能になり、多様性と複雑さが増している分子も明らかになりました。このレビューでは、複雑な有機分子に特に焦点を当て、実験室の実験とそれらが刺激した化学モデルからコンテキストを取得して、星形成環境の化学の最近の観察について説明します。重要な要点は次のとおりです。個々の情報源の物理的進化は、それらの推論された化学的シグネチャにおいて重要な役割を果たし、観察およびモデルが解明するための重要な領域であり続けます。異なる星形成環境（高質量と低質量、銀河中心と銀河円盤）に対して測定された存在量を比較すると、驚くべき類似性が明らかになります。星形成領域での分子アイソトポログの研究は、私たち自身の太陽系での測定とのリンクを提供し、したがって、他の惑星系で期待される化学的類似性と差異に光を当てるかもしれません。
コリメートされた高速ジェットで漸近巨大分岐星W43Aのエンベロープを形成する
| Title |
Shaping_the_envelope_of_the_asymptotic_giant_branch_star_W43A_with_a_collimated_fast_jet |
| Authors |
Daniel_Tafoya,_Hiroshi_Imai,_Jose_F._Gomez,_Jun-ichi_Nakashima,_Gabor_Orosz,_Bosco_H._K._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07157 |
恒星の進化の研究における主要なパズルの1つは、双極および多極の惑星状星雲の形成プロセスです。コリメートされたジェットが、以前の進化段階で放出されたゆっくりと拡大する（10〜20〜km〜s$^{-1}$）エンベロープに密な壁を持つ空洞を作成し、観察された形態につながるというコンセンサスが高まっています。しかしながら、ジェットの発射、およびジェットがそのような非対称の形態を作り出すために星周囲物質と相互作用する方法は、ほとんど知られていません。ここでは、ジェットの流れ全体を追跡する漸近巨大分岐星W43Aから、その駆動恒星系の近くから、それが星周エンベロープを形成する領域に至るまで、CO放出を初めて提示します。ジェットの発射速度は175〜km〜s$^{-1}$であり、周囲の物質と相互作用するため、速度が130〜km〜s$^{-1}$に減速することがわかりました。連続体の放出は、ジェットの駆動源の場所を特定する中心にコンパクトな明るい点がある双極シェルを明らかにします。ジェットとバイポーラシェルの運動学的年齢は$\tau$$\sim$60〜yearsと等しく、おそらく共通の基礎となるメカニズムによって、非常に短時間で同時に作成されたことを示しています。これらの結果は、低質量および中間質量の星の星間エンベロープにおける双極形態の形成を説明することを目的とする理論モデルの重要な初期条件を提供します。
オープンスタークラスターComa Berenicesでの恒星下リチウム枯渇境界の検索
| Title |
Search_for_the_sub-stellar_lithium_depletion_boundary_in_the_open_star_cluster_Coma_Berenices |
| Authors |
Eduardo_L._Mart\'in,_Nicolas_Lodieu,_V\'ictor_S\'anchez_B\'ejar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07280 |
私たちは主に、オープンスタークラスターComaBerenicesのサブステラ集団内のリチウム枯渇境界（LDB）を検索することを目的としています。UKIRT/UKIDSS、Pan-STARRS、SDSS、およびAllWISEの大規模な調査の最新の公開リリースから、光学測光法と赤外線測光法を組み合わせた色度図を使用して、褐色矮星（BD）候補の検索を実行しました。$Gaia$DR2を使用して、クラスターメンバーシップと天文学の整合性をチェックしました。ComaBerの潮汐半径内に位置する数十の新しい候補BDが報告されていますが、これらのどれも、以前に知られているメンバーよりも著しく暗く、涼しいものではありません。3つの新しいBD候補クラスターメンバーと5つの既知のBD候補クラスターメンバーでのLiの検索は、10.4mGTCでOSIRIS装置を使用した分光観測を介して行われました。GTCで観測されたマグニチュード範囲J=15--19およびG=20--23の8つのComaBerターゲットのいずれでも、6707.8AのLiI共鳴ダブレットは検出されませんでした。スペクトルタイプと放射速度は、GTCスペクトルから導き出されました。これらの値は、4つのL2からL2.5の小人のクラスターメンバーシップを確認します。ComaBerの4つの善意のBDメンバーに見られる大きなLi空乏係数は、LDBがこのクラスターのL2.5より後のスペクトルタイプに配置される必要があることを意味します。BDの最新の進化的モデルを使用して、クラスターの年齢に550Myrの下限が設定されています。この制約は他の年代測定法と組み合わされて、ComaBer開クラスターの780$\pm$230Myrの更新された年齢推定が取得されます。コマベルで非常に涼しい恒星のクラスターメンバーが特定されると、ユークリッドワイドサーベイの出現が待たれます。これは、深さが約J=23に達するはずです。この優れた感度により、このクラスター内の準恒星LDBの正確な位置を特定し、その恒星亜集団の完全な国勢調査を実施することが可能になります。
準恒星変光星として特定されたカーボンスターCGCS 673
| Title |
Carbon_Star_CGCS_673_identified_as_a_Semi-regular_variable_star |
| Authors |
Stephen_M_Brincat,_Charles_Galdies_and_Kevin_Hills |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07289 |
この研究は、炭素星CGCS673が、周期が135dで、Vバンドで振幅が0.18の準規則（SR）変光星であることを示しています。得られた測光データは、不規則な変動の期間によって時折中断されるCGCS673の光の変化に顕著な周期性を示すため、この調査で得られた光度曲線はSR分類とよく相関しています。私たちのデータと専門家のデータベースから得られた派生した周期とカラーインデックスは、この星の属性が準恒星クラスの変光星のパラメーター内にあることを示しています。CGCS673は、この星が可変光源であるという発見の通知を受けて、AAVSO一意の識別子として（AAVSOUID）000-BMZ-492を受け取りました。
太陽コロナホールとの相互作用から全球コロナ波特性を推定するための新しい方法
| Title |
A_new_method_for_estimating_global_coronal_wave_properties_from_their_interaction_with_solar_coronal_holes |
| Authors |
I._Piantschitsch,_J._Terradas,_M._Temmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07293 |
グローバルコロナ波（CW）とコロナホール（CH）との相互作用により、反射波と透過波が形成されます。このようなイベントの観測により、位相速度や強度振幅などのさまざまなCWパラメータの測定値が得られます。ただし、これらのパラメーターのいくつかは中間的な観測品質でのみ提供され、送信波の位相速度などの他のパラメーターは一般にほとんど観測できません。基本的かつ最もアクセス可能な観測測定と組み合わせて分析式を使用して、反射波と透過波の密度や位相速度、マッハ数、CH内部の密度値などの重要なCWパラメーターを推定する新しい方法を紹介します。透過係数と反射係数は線形理論から導出され、その後、到来波、反射波、および透過波の位相速度の推定値を計算するために使用されます。得られた分析式は、CHと相互作用するCWの数値シミュレーションを実行することによって検証されます。この新しい方法により、基本的な観測測定から信頼性の高いCWおよびCHパラメータを迅速かつ簡単な方法で決定でき、CWとCH間の観測された相互作用効果をよりよく理解するための強力なツールが提供されます。
光干渉法とガイア測定の不確実性は漸近巨大分岐星の物理学を明らかにする
| Title |
Optical_interferometry_and_Gaia_measurement_uncertainties_reveal_the_physics_of_asymptotic_giant_branch_stars |
| Authors |
A._Chiavassa,_K._Kravchenko,_F._Millour,_G._Schaefer,_M._Schultheis,_B._Freytag,_O._Creevey,_V._Hocd\'e,_F._Morand,_R._Ligi,_S._Kraus,_J._D._Monnier,_D._Mourard,_N._Nardetto,_N._Anugu,_J.-B._Le_Bouquin,_C._L._Davies,_J._Ennis,_T._Gardner,_A._Labdon,_C._Lanthermann,_B._R._Setterholm,_and_T._ten_Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07318 |
環境。漸近巨大枝星は、銀河全体でよく観測され、Gaiaデータを取り込む、クールで明るい進化した星です。彼らは複雑な恒星表面ダイナミクスを目指しています。AGBスターCLLacでは、対流に関連する変動がガイアDR2視差エラーのかなりの部分を占めていることが示されています。星の表面の不均一性の存在を検出するために、CHARA干渉計に設置されたMIRC-Xビームコンバイナでこの星を観察しました。メソッド。異なる波長での干渉観測からの開口合成画像の再構成を行いました。次に、CO5BOLDを使用した恒星対流の3D放射流体力学シミュレーションと、後処理放射伝達コードOptim3Dを使用して、MIRC-X観測のスペクトルチャネルの強度マップを計算しました。次に、恒星の半径を決定し、3D合成マップを、強度コントラスト、恒星の表面構造の形態、および2つの異なるスペクトルチャネル（1.52ミクロンと1.70ミクロン）でのフォトセンターの位置の一致に焦点を合わせて再構築したマップと比較しました。結果。CLLacの見かけの直径を2つの波長で測定し、ガイア視差を使用して半径を回復しました。これに加えて、再構成された画像は、フォトセンターの位置に大きく影響する明るい領域の存在によって特徴付けられます。3Dシミュレーションとの比較は、コントラストと表面構造の形態の両方に関して観察とよく一致していることを示しています。これは、観察された不均一性を説明するのに、モデルが適切であることを意味します。結論。この研究は、ガイアDR2のAGBスターに対流関連の表面構造が存在することを確認しています。私たちの結果は、適切なRHDシミュレーションを使用してAGB星の基本的な特性を抽出するために、ガイア測定の不確実性を活用する一歩を踏み出すのに役立ちます。
宇宙学校英国の影響の評価
| Title |
Assessing_the_Impact_of_Space_School_UK |
| Authors |
Daniel_Robson,_Henry_Lau,_\'Aine_O'Brien,_Lucy_Williams,_Ben_Sutlieff,_Heidi_Thiemann,_Louise_McCaul,_George_Weaver,_Tracey_Dickens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06680 |
SpaceSchoolUK（SSUK）は、レスター大学で毎年3週間以上開催される中高生向けの夏期住宅プログラムのシリーズです。各プログラムには、メンターのチームが運営する宇宙関連の活動が含まれます-現在、大学生、卒業生、教師、宇宙セクターに関連する若い専門家など、すべてが学生としてSSUKに参加しました。これには、6日間のSpaceSchoolUKと8日間のシニアSpaceSchoolUK（まとめてSSUK）が含まれ、それぞれ13〜15歳と16〜18歳です。このペーパーは、プログラムに参加する個人、SSUKの運営に関与する組織にSSUKの利点を評価および提示し、これらの利点を強調して、より広い英国および世界の宇宙コミュニティに宣伝することを目的としています。また、学生の伝統的な教育には欠けている、SSUKのどの側面が学生にとってこのような魅力的で励みになる経験を生むかについても取り上げます。SSUKが中等教育と高等教育のギャップを埋める方法の優れた例としてどのように機能するかを示すことを目指しています。同窓生の調査結果を分析したところ、SSUKに参加することは、キャリアの選択に大きな影響を与え、背景に関係なく、学生が高等教育を受ける準備ができていることを示しています。女性などの一部のグループや非選択的な学校のグループは、これらの領域のいくつかで他よりも高い影響を報告しました。学習されたスキル、達成された目標などの測定基準は、キャリアの知識および高等教育の可能性とともに、さまざまな人口統計について説明されています。
修正されたテレパラレル重力における太陽系テスト
この論文では、スカラーねじれ$T$と境界項$B$に依存する任意の関数$f（T、B）$に基づいて、修正されたTeleparallel重力理論でさまざまな太陽系テストを研究します。これを行うには、最初に任意のラグランジアンの異なるべき法則形式のシュワルツシルトの周りの新しい摂動球対称解を見つけます。次に、各モデルについて、光子球、近日点シフト、光の偏向、カッシーニ実験、シャピロ遅延および重力赤方偏移を計算しました。最後に、これらの計算を、これらの太陽系テストからの異なる既知の実験に直面させて、言及したモデルに異なる限界を設定します。次に、$f（T、B）$は、宇宙論に関連するさまざまなパラメーターを使用したこれらの太陽系実験と互換性があると結論付けます。
プラズマハロスコープによる暗い光子の探査
| Title |
Probing_Dark_Photons_with_Plasma_Haloscopes |
| Authors |
Graciela_B._Gelmini,_Alexander_J._Millar,_Volodymyr_Takhistov,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.06836 |
初期宇宙で生成されたダークフォトン（DP）は、やる気のあるダークマター（DM）の候補です。最近提案された調整可能なプラズマハロスコープがDP検索に特に有利であることを示します。媒体内効果は従来の検索でDP信号を抑制しますが、プラズマハロスコープはメタマテリアルを利用して、DPの質量を調整可能なプラズマ周波数に一致させることでDPの共鳴吸収を可能にし、効率的なプラズモン生成を可能にします。熱場理論を使用して、検出器内の媒体内DP吸収率を確認します。このスキームにより、DP質量範囲が$6-400$$\mu$eVのDPDMパラメータ空間の重要な部分を競争的に探索できます。シグナルが観察される場合、DPDMに起因するシグナルを明確に識別するために、シグナルの毎日または毎年の変調の観察が重要であり、生産メカニズムに光を当てることができます。
ワープの障壁を打ち破る：アインシュタイン-マクスウェルプラズマ理論における超高速ソリトン
時間のような観測者を超光速で輸送できる時空のソリトンは、一般相対性理論の弱い、強い、支配的なエネルギー条件の違反に長い間結び付けられてきました。これらのソリトンに必要な負のエネルギー源は、粒子物理学ではそのような古典的なエネルギー源が知られていないため、エネルギー集約型の不確実性原理プロセスを通じて作成する必要があります。この論文は、超光速運動が可能で、純粋に正のエネルギー密度によって供給されるソリトンソリューションのクラスを構築することにより、この障壁を克服します。ソリトンは、導電性プラズマと古典的な電磁場の応力エネルギーから発生することができることも示されています。これは、既知のよく知られた情報源に起因する超高速ソリトンの最初の例であり、従来の物理学に根ざした超光速メカニズムの議論を再開します。
ヒッパコスの天球の起源
この論文は、ドイツ語で書かれなければならなかった2017年の本「ホフマン：ヒッパルヒムヒメルグロブス、スプリンガー」の結果のいくつかを英語で簡潔に要約しています。ヒッパルコスの地球は保存されていません。そのため、過去数世紀の間、それは多くの憶測と科学的探究の源となってきました。この研究は、ヒッパルコスによるアラトゥスの詩の解説で与えられたデータの新しい分析を、他の現代のバビロニアおよびギリシャの天文学データ、ならびに最初のミレニアムの前任者およびプトレマイオスまでの後継者と比較して提示します。これらすべての研究の結果は次のとおりです。i）プトレマイオスとヒッパルコスのデータは疑いなく相関していますが、プトレマイオスが正確な引用なしに単純にコピーして変換したと非難するのも間違いです。ii）ヒッパルコスは自分の星のカタログのほとんどを自分の楽器で観察したと思われますが、バビロニアの影響を無視することはできません。ヒッパルコスはギリシャの天文学で教育を受けましたが、彼の時代には、少なくとも2世紀以来バビロニアの影響の痕跡があります。ヒッパルコスがバビロニアのデータを使用したことを明確に証明することはできないため、彼の時代に直接のバビロニアの影響があるのか、それとも彼の教育の結果のみなのかはわかりません。最後に、ヒッパルコスの地球がどのように見えたかを示す仮想3D画像を提示します。
中性子星の内部クラスト：回転と磁場の影響
| Title |
Neutron_star_inner_crust:_effects_of_rotation_and_magnetic_fields |
| Authors |
Ivo_Sengo,_Helena_Pais,_Bruno_Franzon,_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07248 |
回転中性子星と磁化中性子星の特性に対するパスタ相の役割を研究します。このようなシステムを調査するために、対称エネルギーの密度依存性が異なる2つの異なる相対論的平均場統一内殻コア状態方程式と、Thomas-Fermi計算で計算された内殻を利用します。地殻とコアの遷移密度、およびパスタ相が星の全体的な特性に及ぼす影響に特別な注意が払われています。強い磁場と高速回転の影響は、遠心力とローレンツ力によって引き起こされる異方性を考慮して、アインシュタイン-マクスウェル方程式を自己矛盾なく解くことによって計算されます。磁場中立線の位置と赤道面上のローレンツ力の最大値が計算されます。それらが内部地殻領域内に入る条件が議論されます。対称性のエネルギー勾配が大きいモデルほど、磁場の変化に対する感度が高いことを確認しました。ローレンツ力の最大値の1つとニュートラルライン、および特定の範囲の周波数では、内部地殻領域内に収まります。これは地殻の破壊に影響を与える可能性があり、星の地震に関連する現象を説明するのに役立ちます。
重イオン衝突による媒体内効果の実験的決定のための改善された方法
| Title |
Improved_method_for_the_experimental_determination_of_in-medium_effects_from_heavy-ion_collisions |
| Authors |
Helena_Pais,_R\'emi_Bougault,_Francesca_Gulminelli,_Constan\c{c}a_Provid\^encia,_Eric_Bonnet,_Bernard_Borderie,_Abdelouahad_Chbihi,_John_D._Frankland,_Emmanuelle_Galichet,_Di\'ego_Gruyer,_Maxime_Henri,_Nicolas_Le_Neindre,_Olivier_Lopez,_Loredana_Manduci,_Marian_P\^arlog,_and_Giuseppe_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.07256 |
核および恒星物質の軽いクラスターの状態方程式は、最近発行された（Xe$+$Sn）重イオンデータの分析から評価される化学平衡定数を使用して決定されます。これは、放出源の異なる同位体含有量の3つの反応に対応しています。測定された多重度は、熱力学的特性を抽出するために使用され、クラスターの理想的なガス内部分配関数に対する媒体内補正が分析に含まれます。この媒体内補正とそのそれぞれの不確実性は、ベイジアン分析を介して計算されます。特定のサンプルの異なる核種は、拡大する線源の密度の一意の共通値に対応する必要があるという一意の仮説があります。補正用のさまざまなパラメーターセットをテストし、クラスターの半径が熱力学および化学平衡定数に及ぼす影響についても説明します。得られた平衡定数は、解析されたシステムのアイソスピン含有量にほとんど依存しないことが示されています。最後に、相対論的平均場モデルとの比較により、データがクラスターに束縛された核子に対するスカラー$\sigma$-中間子結合の普遍的な媒体補正と一致することが証明されます。得られた値$g_s/g_s^0=0.92\pm0.02$は、データ分析に中程度の効果を含まない以前の調査で得られた値よりも大きくなっています。この結果は、クラスターの結合エネルギーへの影響が小さく、結果として、融解密度が大きくなり、超新星物質におけるクラスターの寄与が増加することを意味します。
暗黒物質に質量を与える宇宙論的一次相転移によって引き起こされる暗黒物質の突然の凍結に伴う重力波の確率的背景を研究します。（1）バブルフィルタリング、および（2）インフレーションと再加熱によって測定された暗黒物質の残存量を生成するモデルを検討し、これらのメカニズムからの重力波が将来の干渉計で検出可能であることを示します。
