Fri 12 Jun 20 18:00:00 GMT -- Mon 15 Jun 20 18:00:00 GMT

強力な重力レンズからの暗黒物質収束パワースペクトルへの視線ハロー寄与の定量化

Title	Quantifying_the_Line-of-Sight_Halo_Contribution_to_the_Dark_Matter_Convergence_Power_Spectrum_from_Strong_Gravitational_Lenses
Authors	At{\i}n\c{c}_\c{C}a\u{g}an_\c{S}eng\"ul,_Arthur_Tsang,_Ana_Diaz_Rivero,_Cora_Dvorkin_(Harvard),_Hong-Ming_Zhu,_Uro\v{s}_Seljak_(Berkeley)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07383

Galaxy-galaxyの強力な重力レンズは、最小規模の構造形成への窓を提供することにより、暗黒物質（DM）の人気のあるプローブになっています。特に、レンズ銀河内のサブハローの収束パワースペクトルは、DMを研究するための有望な観測可能性があることが示唆されています。ただし、強力なレンズシステムに含まれる距離は非常に大きく、関連するボリュームにはメインレンズに関連付けられていない見通し（LOS）ハローが含まれることが予想されます。LOSハローの効果を効果的な収束パワースペクトルとして計算するための形式を開発します。マルチレンズ平面の方程式は、連続するレンズ平面の角度偏向を結合しますが、LOSハローによる摂動が小さいと仮定することで、それらが有効なサブハローとしてメインレンズ平面に投影できることを示します。完全な多平面レンズ方程式を使用してレンズシステムをシミュレーションすることにより、形式をテストし、優れた一致を見つけます。LOSのハローとサブハローの相対的な寄与が、光源とレンズの赤方偏移、および仮定されたハローとサブハローの質量関数にどのように依存するかを示します。サブハロー質量$[10^5-10^8]\rm{M}_{\odot}$の部分構造$f_{\rmsub}=0.4\％$にDMハロー質量の割合がある基準システムの場合、パワースペクトルへの侵入者の寄与は、ソース赤方偏移$z_s\gtrsim0.5$のサブハロの寄与よりも少なくとも数倍大きいです。さらに、SLACSおよびBELLSレンズの場合、侵入者の寄与が支配的である可能性が高いです。質量範囲の$f_{\rmsub}$の現在の上限より。ハロー質量関数は第一原理からよりよく理解されているため、高品質のイメージングを備えた銀河銀河レンズにおける侵入者の優位性は、このオブザーバブルをDMの制約に変換する際の重要な利点と見なすことができます。

宇宙観測からの多成分暗黒エネルギーの制約

Title	Constraints_on_Multicomponent_Dark_Energy_from_Cosmological_Observations
Authors	Ke_Wang,_Lu_Chen
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07534

ダークエネルギー（DE）は、宇宙の膨張の歴史において重要な役割を果たしています。初期の研究では、定数または時変状態方程式（EOS）を備えたDEを含む宇宙がよく研究されています。先代とは異なり、多成分DEによる宇宙膨張を調査します。今日のDEの総エネルギー密度はいくつかの部分に等しく分けられており、すべての部分は一定のEOS$w_i$を持っています。フリードマン方程式とパラメーター化された暗黒エネルギーのフリードマン記述を変更し、Planck2018TT、TE、EE$+$lowE$+$lensing、BAOデータ、PANTHEONサンプル、およびSH0ES測定から$w_i$に制約を課します。$w_i$の最大値と最小値が$95\％$C.L。で重複していないことがわかります。この結果は、DEが複数の候補で構成されていることを示しています。さらに、多成分DEの密度の進化はティックに似ており、他のDEモデルとは異なります。つまり、多成分DEは後期および初期の宇宙に貢献します。

磁場によるIGM温度とtSZ効果へのバリオン暗黒物質相互作用の影響

Title	Implications_of_baryon-dark_matter_interaction_on_IGM_temperature_and_tSZ_effect_with_magnetic_field
Authors	Arun_Kumar_Pandey,_Sunil_Malik,_T._R._Seshadri
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07901

宇宙磁場とバリオンと暗黒物質の間の非標準相互作用の可能性のある複合効果が、温度とイオン化に応じて、熱的なSunyaev$-$Zel${'}$dovich（tSZ）効果に興味深い結果をもたらすことを示します。銀河間媒体の状態。バリオンと暗黒物質間の相対速度によるバリオンと暗黒物質間の抗力、およびそれらの温度差により、これら2つの種の間の熱伝達が発生します。同時に、両極性拡散と減衰する磁気乱流は、バリオンを加熱する傾向があります。これら2つのプロセスの相互作用は、宇宙の熱およびイオン化状態の異なる進化履歴を生み出し、したがって、tSZ効果を通じて小規模でCMBスペクトルに影響を与えます。この作業では、磁場と相互作用断面積のさまざまな強度について、CMBの温度、イオン化率、yパラメータの変化を計算しました。$\sigma_0=10^{-42}$m$^{2}$の相互作用断面積（磁場強度が$3.0$nGの場合）は、yパラメータを1桁減少させます。磁場の強さが似ているが、バリオンと暗黒物質の間にそのような相互作用がない場合に。

SPTpolからの偏光データを使用した異方性宇宙複屈折の検索

Title	Searching_for_Anisotropic_Cosmic_Birefringence_with_Polarization_Data_from_SPTpol
Authors	F._Bianchini,_W._L._K._Wu,_P._A._R._Ade,_A._J._Anderson,_J._E._Austermann,_J._S._Avva,_L._Balkenhol,_E._Baxter,_J._A._Beall,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_J._E._Carlstrom,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_H._C._Chiang,_T._L._Chou,_R._Citron,_C._Corbett_Moran,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_T._de_Haan,_M._A._Dobbs,_W._Everett,_J._Gallicchio,_E._M._George,_A._Gilbert,_N._Gupta,_N._W._Halverson,_J._W._Henning,_G._C._Hilton,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._D._Hrubes,_N._Huang,_J._Hubmayr,_K._D._Irwin,_L._Knox,_A._T._Lee,_D._Li,_A._Lowitz,_A._Manzotti,_J._J._McMahon,_S._S._Meyer,_M._Millea,_L._M._Mocanu,_J._Montgomery,_A._Nadolski,_T._Natoli,_J._P._Nibarger,_G._Noble,_V._Novosad,_Y._Omori,_S._Padin,_S._Patil,_C._Pryke,_C._L._Reichardt,_J._E._Ruhl,_B._R._Saliwanchik,_K._K._Schaffer,_C._Sievers,_G._Simard,_G._Smecher,_A._A._Stark,_K._T._Story,_C._Tucker,_K._Vanderlinde,_T._Veach,_J._D._Vieira,_G._Wang,_N._Whitehorn,_V._Yefremenko
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08061

南極望遠鏡のSPTpolカメラで150GHzで観測された南天の500deg$^2$での異方性宇宙複屈折の検索を示します。観測された宇宙マイクロ波背景（CMB）の$E$フィールドと$B$フィールド間の高次相関を使用して、宇宙の偏光回転異方性のマップを再構築します。次に、このマップの角度パワースペクトルを測定します。これは、ゼロと一致していることがわかります。非検出は、スケール不変の宇宙回転パワースペクトルの振幅の上限に変換されます。$L（L+1）C_L^{\alpha\alpha}/2\pi<0.10\times10^{-4}$rad$^2$（0.033deg$^2$、95％CL）。この上限を使用して、原始磁場の強度、$B_{1\rmMpc}<17{\rmnG}$（95％CL）、およびチャーン・サイモンズ電磁の結合定数に制約を課すことができます用語$g_{a\gamma}<4.0\times10^{-2}/H_I$（95％CL）、ここで$H_I$はインフレのハッブルスケールです。また、CMBの温度変動と再構築された回転角度マップ（特定の理論的シナリオでは消失しないと予想される信号）を初めて相互相関させ、検出可能な信号を検出しませんでした。私たちは一連の体系的および一貫性チェックを実行し、汚染の証拠を見つけません。

重力のスカラー-テンソル理論によるインフレーション

Title	Inflation_with_scalar-tensor_theory_of_gravity
Authors	Dalia_Saha,_Susmita_Sanyal_and_Abhik_Kumar_Sanyal
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08116

2018年にPlanckからリリースされた最新のデータは、インフレパラメータに厳しい制約を課しています。現在の記事では、重力の非最小結合スカラーテンソル理論の組み込みの対称性を使用して、結合パラメーター、機能的なBrans-Dickeパラメーター、および理論のポテンシャルを修正しています。3つの異なるべき乗則ポテンシャルと1つの指数関数のすべてがこれらの制約を快適に通過し、インフレから優雅に抜け出すことがわかります。

Shapley Supercluster Survey：暗黒物質分布のマッピング

Title	Shapley_Supercluster_Survey:_mapping_the_dark_matter_distribution
Authors	Yuichi_Higuchi,_Nobuhiro_Okabe,_Paola_Merluzzi,_Christopher_Paul_Haines,_Giovanni_Busarello,_Aniello_Grado,_Amata_Mercurio
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08130

Shapleyスーパークラスター調査（ShaSS）の一部として$gri$VST画像を使用して、Shapleyスーパークラスターコアとその周辺の23deg$^2$の弱い重力レンズ調査を提示します。この調査は、すべて相互接続されている$z{\sim}0.048$の11個のクラスターと、いくつかの進行中のクラスターとクラスターの相互作用を含む領域全体の全体的な物質分布を明らかにします。銀河の形状は、$g$バンドと$r$バンドの画像に対してKaiser-Squires-Broadhurstメソッドを使用して測定され、背景の銀河は$gri$色-色図を介して選択されました。この手法により、$g$-bandまたは$r$-bandの画像のすべてのクラスターを検出できましたが、異なる$\sigma$レベルでは、基礎となる暗黒物質の分布が数値と密接に相関していることを示していますメンバー銀河の密度。より深い$r$-band画像は、スーパークラスターコア内の5つの相互作用するクラスターを単一のコヒーレント構造として追跡し、コアから北に伸びるフィラメントの存在を確認し、$z{\sim}0.17にバックグラウンドクラスターを明らかにしました$。球形のNavarro-Frenk-White（NFW）プロファイルを想定し、総質量$\mathcal{Mを取得して、2次元せん断パターンで最もリッチな4つのクラスター（A3556、A3558、A3560、A3562）の質量を測定しました}_{\rmShaSS、WL}{=}1.56^{+0.81}_{-0.55}{\times}10^{15\、}{\rmM}_{\odot}$、これは動的およびX線研究。私たちの分析は、ShaSS地域で進行中の動的進化のさらなる証拠を提供します。

原始的な高温地域のニュートリノ冷却

Title	Neutrino_Cooling_of_Primordial_Hot_Regions
Authors	K.M._Belotsky,_S.G._Rubin_and_M.M._Elkasemy
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08359

高温物質によって満たされた可能な一次領域のニュートリノ冷却の影響について説明します。そのような領域は、起源の異なる原始密度の不均一性を含み、現代の時代まで生き残ることができます。初期温度が$10\、{\rmkeV}...100\、{\rmMeV}の範囲内であれば、そのような領域の最終温度は$\sim10\、{\rmkeV}$であることを示します$。冷却は$n-p$遷移を含む核反応により実現されます。下限$10\、{\rmkeV}$は、しきい値効果による反応率の抑制と$n$、$e^{\pm}$密度の減少によるものです。

高Redshiftギャラクシークラスターの統計的に完全なサンプルの拡散電波源

Title	Diffuse_Radio_Sources_in_a_Statistically_Complete_Sample_of_High_Redshift_Galaxy_Clusters
Authors	G._Giovannini,_M._Cau,_A._Bonafede,_H._Ebeling,_L._Feretti,_M._Girardi,_M._Gitti,_F._Govoni,_A._Ignesti,_M._Murgia,_G.B._Taylor,_V._Vacca
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08494

銀河団の非熱的性質は、X線データと比較して詳細で深いラジオ画像で研究されてきました。多くの進歩がありましたが、研究されたクラスターのほとんどは比較的低い赤方偏移（z<0.3）にあります。ここでは、z>0.3で2つの統計的に完全なサンプルを使用して、非熱クラスター放出の進化的特性を調査します。Ebelingらが発表したMassiveClusterSurvey（MACS）から、非常にX線の明るいクラスターの統計的に完全なサンプルのLバンドでの短いJVLA観測値を取得しました。（2010）、および赤方偏移範囲0.3-0.5。このリストに、Ebelingらで提示された12の最も遠いMACSクラスター（z>0.5）の完全なサンプルを追加します。（2007）。ほとんどのクラスターは、電波体制での放射の証拠を示しています。サンプル内のすべてのクラスターの電波特性を示し、新しく検出された拡散光源の画像を表示します。電波ハローは19個のクラスターで検出され、5個のクラスターには遺物ソースが含まれています。リラックスしたクラスター内の最も明るいクラスター銀河（BCG）のほとんどは、FRII電波銀河に典型的なパワーを持つ電波放射を示し、一部は電波ミニハローに囲まれています。リラックスしたクラスター内のBCGからの高周波の高周波放射は、BCGフィードバックメカニズムがz約0.6にすでに配置されていることを示唆しています。電波ハローの特性と少数の検出された遺物は、拡散源の特性における赤方偏移の進化を示唆しています。電波ハローの電波パワー（およびサイズ）は、システムの履歴における過去の合併イベントの数に関連している可能性があります。このシナリオでは、巨大で高出力の電波ハローの存在は、過去の主要な合併が多数ある進化したシステムを示しています。

強力なレンズ時間遅延による$ H_0 $の測定に対する見通し構造の影響

Title	The_impact_of_line-of-sight_structures_on_measuring_$H_0$_with_strong_lensing_time-delays
Authors	Nan_Li,_Christoph_Becker,_and_Simon_Dye
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08540

初期宇宙および局所宇宙の観測からのハッブル・ルマイトル定数の測定は、大きな不一致を示しています。この不一致の原因を理解するには、$H_0$を測定する独立した手法が必要です。そのような手法の1つである強力なレンズ時間遅延は、今後の大きな強力なレンズサンプルにより、無数の方法の中で主要な候補となるように設定されています。したがって、この方法に固有の体系的な影響を理解することが重要です。この論文では、\textit{CosmoDC2}の半解析的銀河系外カタログから導出された現実的なライトコーンを採用することにより、見通し線に沿った追加の構造の影響を定量化します。複数のレンズ平面レイトレーシングを使用して、一連のシミュレートされた強力なレンズシステムを作成し、見通し遅延構造が時間遅延測定に及ぼす影響を調べ、推定された$H_0$の値に影響を与えました。また、見通しの影響を補正するための既存の手順の信頼性もテストしました。見通し構造の統合された寄与が均一な質量シートに近い場合、$H_0$のバイアスは、一定の外部収束$\kappa_{\rmext}$を含めることで適切に修正できることがわかりますレンズモデル。ただし、さまざまな赤方偏移で多数の銀河を含む現実的な見通し構造の場合、この単純な補正ではバイアスを約3倍過大評価します。したがって、$H_0$の正確かつ正確な推論のために、レンズモデリングには複数のレンズ平面を組み込んで見通し構造を考慮に入れる必要があると結論付けます。

散乱変換を使用した観測宇宙論への新しいアプローチ

Title	A_new_approach_to_observational_cosmology_using_the_scattering_transform
Authors	Sihao_Cheng,_Yuan-Sen_Ting,_Brice_M\'enard,_Joan_Bruna
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08561

非ガウス確率場によるパラメータ推定は、天体物理学と宇宙論における一般的な課題です。この論文では、畳み込みニューラルネットの数学的特性に根ざした統計ツールである散乱変換を使用してこのタスクを実行することを推奨します。この推定器は、高次統計を明示的に計算せずに複雑なフィールドを特徴付けることができるため、高い分散と次元の問題を回避できます。非ガウス情報のロバストな要約統計量として使用できる係数のコンパクトセットを生成します。これは、宇宙密度フィールドなど、ローカライズされた構造と階層クラスタリングを示すフィールドに特に適しています。その力を実証するために、この推定量を弱いレンズ効果のコンテキストでの宇宙論的パラメーター推論問題に適用します。現実的なノイズを含むシミュレーションされた収束マップを使用すると、散乱変換はパワースペクトルとピークカウントよりも優れており、最先端のCNNと同等です。これは、従来の統計記述子の利点を保持し（トレーニングや調整を必要としません）、証明可能な安定性プロパティを持ち、体系をチェックできます。重要なことに、散乱係数は解釈可能です。これは、観測宇宙論、および一般的には、物理​​的に動機付けられたフィールドの研究のための強力で魅力的な推定量です。

銀河団の巨大放射状弧で暗黒物質の断面を拘束する

Title	Constraining_the_cross_section_of_dark_matter_with_giant_radial_arcs_in_galaxy_clusters
Authors	J._Vega-Ferrero,_J._M._Dana,_J._M._Diego,_G._Yepes,_W._Cui_and_M._Meneghetti
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08596

私たちは、標準の冷たい暗黒物質モデル内のN体シミュレーションと、暗黒物質が無視できないほどの相互作用の確率（断面積によってパラメーター化）、つまり自己相互作用する暗闇のシミュレーションを使用して、銀河クラスターの巨大アークの統計と形態を比較します。問題（SIDM）。レイトレーシング技術を使用して、さまざまな赤方偏移で6つのシミュレートされた銀河クラスターの周りに統計的に多数のアークを生成します。暗黒物質は緩和クラスターよりも衝突クラスターで相互作用する可能性が高く、この相互作用の確率は密度の高い領域で最大であるため、放射状アーク（接線アークよりも中央領域のレンズ効果ポテンシャルをトレースする）に分析を集中します。主要な合併を経験した（または経験している）銀河団。自己相互作用する暗黒物質は、標準の冷たい暗黒物質よりも少ない放射状弧を生成することがわかりますが、それらは平均してより拡大されています。また、一方のモデルと他方のモデルを統計的に比較するために使用できる形態の違いにも感謝しています。

恒星の円盤の光蒸発に及ぼす星の密度の影響

Title	Effects_of_stellar_density_on_the_photoevaporation_of_circumstellar_discs
Authors	Francisca_Concha-Ram\'irez,_Martijn_J._C._Wilhelm,_Simon_Portegies_Zwart,_Sierk_E._van_Terwisga,_Alvaro_Hacar
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07378

星周円盤は惑星系の前駆体であり、それらの主星が形成された直後に発達します。初期の段階では、これらのディスクは、ガスと近隣の星が豊富な環境に浸されています。星状円板の進化に影響を与える可能性のあるいくつかの環境プロセスがあり、外部光蒸発は間違いなく最も重要なプロセスの1つです。理論的および観測的証拠は、質量のある明るい星の近くにいるとき、質量を失う星間円盤を示しています。外部光蒸発は、惑星を形成するために利用可能な時間と物質を制限する可能性があります。この領域の恒星の密度は、外部の光蒸発の影響の程度に影響を与えるようです。この作業では、さまざまな恒星密度の星団のシミュレーションを実行します。質量$\mathrm{M}_*\leq1.9$\MSunの星は円盤で囲まれ、質量$\mathrm{M}_*>1.9$\MSunの星は放射線を放射していると見なされます。私たちの結果は、外部光蒸発がディスクの質量を減少させるのに効率的であり、その効果の程度が恒星密度に関連していることを示しています。密集したクラスターには2マイアで$\sim10\％$のディスクが残っていますが、疎なクラスターには$\sim50\％$があります。よりまばらな地域で生き残っている円盤は、より広い範囲の質量にも広がります。結果をループス雲、オリオン星雲クラスター、オリオン分子雲-2、おうし座、NGC2024の観測と比較すると、領域密度とディスク質量の間で観測された傾向がシミュレーションの傾向と似ていることがわかります。

\ textit {Spitzer}マイクロレンズ視差サーベイのサービスにおけるピクセルレベルの非相関

Title	Pixel_Level_Decorrelation_in_Service_of_the_\textit{Spitzer}_Microlens_Parallax_Survey
Authors	Lisa_Dang,_Sebastiano_Calchi_Novati,_Sean_Carey,_Nicolas_B._Cowan
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07388

宇宙ベースと地上ベースの観測を組み合わせたマイクロレンズ視差測定は、惑星の人口統計を研究するために使用できます。近年、マイクロレンズ視差衛星としてスピッツァー宇宙望遠鏡が使用されました。一方、\textit{Spitzer}IRACは、短周期太陽系外惑星とその大気の研究に採用されています。これらの調査は絶妙な測光を必要とするため、現在、太陽系外惑星のコミュニティで広く使用されている多数の自己校正技術の開発に動機を与えました。具体的には、PixelLevelDecorrelation（PLD）は、混雑していないフィールドでのスターリングモード観測用に開発されました。PLDを適応および拡張して、\textit{Spitzer}マイクロレンズ視差キャンペーンの一部として取得した観測に適したものにします。以前に公開された2つのマイクロレンズイベントOGLE-2017-BLG-1140とOGLE-2015-BLG-0448にメソッドを適用し、そのパフォーマンスを\textit{Spitzer}マイクロレンズの分析に使用される最新のパイプラインと比較します観察。私たちの方法では、以前に公開された測光法の1.5〜6倍の精度が得られることがわかりました。\textit{Spitzer}に役立つだけでなく、同様のアプローチにより、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡を使用したマイクロレンズ測光を改善できます。

大気中の酸素の検出が地球に似たバイオシグネチャであることを保証するために岩のような太陽系外惑星を観察するための地質学的に堅牢な手順

Title	A_Geologically_Robust_Procedure_For_Observing_Rocky_Exoplanets_to_Ensure_that_Detection_of_Atmospheric_Oxygen_is_an_Earth-Like_Biosignature
Authors	Carey_M._Lisse,_Steven_J._Desch,_Cayman_T._Unterborn,_Stephen_R._Kane,_Patrick_R._Young,_Hilairy_E._Hartnett,_Natalie_R._Hinkel,_Sang_Heon_Shim,_Eric_E._Mamajek,_Noam_R._Izenberg
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07403

今後数十年で、宇宙生物学者コミュニティーは、太陽系外惑星の大気中の酸素の最初の観測が生命を意味するかどうかを議論するでしょう。そのため、そのようなデータの収集と解釈のための手順を確立することが重要です。太陽系外惑星の優先順位を付け、将来の観測を設計するために、酸素をロバストなバイオシグネチャーとして使用するための段階的な観測戦略を提示します。それは、大陸の地中風化が欠如している惑星を回避することを前提としています。これは、地球とは大きく異なる地球化学サイクルを意味し、バイオシグネチャーとしての酸素の使用を排除します。戦略は、最も簡単に取得できるデータから始まります。居住可能ゾーンに確実に住むための準長軸と恒星の光度。恒星XUVフラックス。これは、太陽系外惑星が二次（ガス放出）雰囲気を保持できるようにするためです。次に、高精度の質量と半径の情報を高精度の恒星存在量データと組み合わせて、太陽系外惑星の含水量を制限する必要があります。0.1wt％未満のH$_{2}$Oと互換性のないものは優先順位を下げることができます。次に、反射測光法または低解像度透過分光法により、光学的に薄い雰囲気が確認されます。後続の長時間高解像度透過分光法は酸素を検索し、水蒸気とCO$_{2}$が低い（10$^{2}$-10$^{4}$ppmレベルでのみ存在することを確認する必要があります））。酸素が見つかったと仮定すると、生命の帰属には、地表の土地と水の両方を確保するために、太陽系外惑星の詳細なマルチスペクトル光度曲線を取得するのが難しいことが必要です。これらの手順のいくつかに失敗した太陽系外惑星は居住可能であり、観察可能な生物起源の酸素さえもあるかもしれませんが、酸素は明確に生命に帰することができなかったので優先順位を下げるべきです。これが、太陽系、55Cncシステム、およびTRAPPIST-1システムの場合であり、地球とTRAPPIST-1eのみが手順を正常に通過したことを示します。

海王星サイズの太陽系外惑星HD 106315 cの大気中の水蒸気の仮の証拠

Title	Tentative_Evidence_for_Water_Vapor_in_the_Atmosphere_of_the_Neptune-Size_Exoplanet_HD_106315_c
Authors	Laura_Kreidberg,_Paul_Molli\`ere,_Ian_J.M._Crossfield,_Daniel_P._Thorngren,_Yui_Kawashima,_Caroline_V._Morley,_Bj\"orn_Benneke,_Thomas_Mikal-Evans,_David_Berardo,_Molly_Kosiarek,_Varoujan_Gorjian,_David_R._Ciardi,_Jessie_L._Christiansen,_Diana_Dragomir,_Courtney_D._Dressing,_Jonathan_J._Fortney,_Benjamin_J._Fulton,_Thomas_P._Greene,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Andrew_W._Howard,_Steve_B._Howell,_Howard_Isaacson,_Jessica_E._Krick,_John_H._Livingston,_Joshua_D._Lothringer,_Farisa_Y._Morales,_Erik_A_Petigura,_Joseph_E._Rodriguez,_Joshua_E._Schlieder,_Lauren_M._Weiss
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07444

ハッブル宇宙望遠鏡/広視野カメラ3、K2、およびスピッツァーからの通過観測に基づいて、光学波長から赤外線波長までの海王星サイズの太陽系外惑星HD106315cの透過スペクトルを示します。スペクトルは、30ppmの小さな振幅（わずか$0.8\pm0.04$大気スケールの高さに対応）で、$1.1-1.7\mu$mの波長範囲の吸水機能の仮の証拠を示しています。大気検索分析に基づいて、水蒸気の存在は一時的に支持され、ベイズ係数は1.7-2.6です（以前の仮定による）。スペクトルは、強化された金属性、高高度の凝縮物、またはその両方と最も一致します。雲のない太陽の組成の大気は、$>5\sigma$の信頼性で除外されています。スペクトルを曇りおよびもやのかかった前方モデルのグリッドと比較し、スペクトルが、広い範囲の金属性（$1-100\times$太陽）にわたって、適度な雲のロフティングまたはヘイズ形成効率を備えたモデルに適していることを確認します。エンベロープ構成の制約を内部構造モデルと組み合わせ、コアの質量分率が$\gtrsim0.3$であると推定します。ネプチューンのそれを連想させるバルク構成と0.15AUの軌道距離で、HD106315cは、惑星が広く類似した物質から形成され、その進化の後半に大きく異なる軌道に到達する可能性があることを示唆しています。

Tisserandグラフの自動ツリー検索アルゴリズム

Title	An_Automatic_Tree_Search_Algorithm_for_the_Tisserand_Graph
Authors	D._de_la_Torre_Sangr\`a_and_E._Fantino_and_R._Flores_and_O._Calvente_Lozano_and_C._Garc\'ia_Estelrich
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07666

Tisserandグラフ（TG）は、重力支援軌道の予備設計で一般的に使用されるグラフィカルツールです。TGは、双曲線の超過速度（$v_{\infty}$）の大きさと許容される最小の中心点を考慮して、1つまたは複数の巨大な物体が接近して通過したケプラー軌道に関する基本的な軌道情報を示す2次元マップです各通路の高さ。定数$v_{\infty}$の等高線がTGに入力されます。等高線間の交差により、連続するフライバイをリンクし、選択した目的地に向かう途中で遭遇のシーケンスを構築できます。摂動体の数が多く、多くの$v_{\infty}$レベルが考慮される場合、TGの目視検査による遭遇のすべての可能なシーケンスの識別は、骨の折れる作業になります。さらに、シーケンスが軌道の設計と最適化の数値コードの入力として使用される場合、TGの自動検査が望ましいです。この貢献は、TGを探索し、すべての遭遇パスを見つけるための自動手法について説明しています。この手法はツリー検索法に基づいており、等高線間の交点はregula-falsiスキームを使用して検出されます。この方法は、公開されている文献で利用可能なソリューションとの比較を通じて検証されています。軌道オプティマイザとの結合を含む、惑星間ミッションシナリオへの適用例を示します。

カイパーベルトオブジェクト（486958）アロコスの表面ダイナミクス、平衡点、および個々の葉

Title	Surface_Dynamics,_Equilibrium_Points_and_Individual_Lobes_of_the_Kuiper_Belt_Object_(486958)_Arrokoth
Authors	A._Amarante_and_O._C._Winter
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07823

NewHorizo​​ns宇宙探査機は、太陽系の形成から残された最も原始的で遠い天体の1つである最初の接近した接近を導きました。接触バイナリーカイパーベルト天体（486958）ウルティマとチューレ。現在の研究では、平衡点の位置を特定し、各葉の個々の動的特徴を調査するために、アロコスの表面を詳細に調査しました。アロコスの不規則な形状は、均一な多面体接触バイナリとして想定されます。不規則なバイナリジオポテンシャルを計算して動的な特性を数値的に調査し、幾何学的な高さ、偏平率、楕円率、ゼロパワーカーブなどの量を調べます。アロコスヒルの安定性は、ゼロ速度曲線によっても調査されました。アロコスの外部平衡点は、非常に不規則な形状のため、放射状の対称性がありません。その形状とスピンレートに関する平衡点も特定しました。つまり、4つの不安定な外部平衡点と3つの内部平衡点で、2つの点は線形的に安定であり、不安定な中心点は重心からわずかにずれています。さらに、大ローブと小ローブにはそれぞれ、アロコトで見られるものとは異なるトポロジー構造を持つ5つの平衡点があります。私たちの結果はまた、極域の位置が表面粒子の安定した静止サイトである一方で、アロコスのローブの赤道領域は、高回転周期のために不安定な領域であることを示しています。最後に、ゼロパワーカーブは、質量のない粒子が軌道エネルギーの増強と後退を経験するアロコス周辺の場所を示します。

TATOO：大規模な接近惑星系の年齢を推定するための潮汐年代学スタンドアロンツール

Title	TATOO:_a_tidal-chronology_standalone_tool_to_estimate_the_age_of_massive_close-in_planetary_systems
Authors	Gallet,_Florian
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07880

低質量星の周りに数日以下の軌道周期を持つ巨大な接近惑星が存在すると、中心星の特性に強い変動が生じる可能性があります。実際、星と惑星の潮汐相互作用は、角運動量の交換を引き起こし、潮汐のスピンアップを引き起こす可能性があります。この影響により、回転年代が若い年齢に偏る可能性があります。ねらい。この記事では、潮汐年代学に基づくスタンドアロンツールであるTATOOをコミュニティに提供し、観測されたプロパティ（惑星と星の質量、恒星の回転および惑星の軌道周期）だけを使用して大規模な近接惑星系の年齢を推定します。Galletらで説明されている数値コードを使用しました。（2018）合成星惑星システムの進化の大規模なマルチパラメトリックグリッドを作成し、3D内挿法を使用して、潮汐年代学の手法を使用して、少なくとも1つの大規模な近接で構成される特定の惑星系のかなり正確な年齢推定を提供する-惑星で。この研究で調査された惑星系の約半分は、潮汐のスピンアップバイアスの影響を受けます。私は、このバイアスが回転周期と軌道周期の比率に比例して比例することを指摘し、この量を潮汐年代の使用の必要性を迅速に調査するための有用なプロキシにしました。さらに、モデルに依存している間、回転逸脱が存在しない場合でもTATOOを使用することもできます。その場合、それは古典的な回転年代学的分析と一致する結果を与えます。TATOOは、古典的な回転年代学ツールとしても使用できる大規模な近接惑星システム用に特別に設計された便利なツールです。現時点では、潮汐の影響を受けやすい大規模な近接惑星系の年齢を推定するための、唯一公開されているソフトウェアです。その意味で、潮汐年代学は、潮汐相互作用がジャイロ年代学に与える影響の1次補正と見なすことができます。

金星軌道内を周回する最初の小惑星2020 AV2の物理的特性

Title	Physical_characterization_of_2020_AV2,_the_first_known_asteroid_orbiting_inside_Venus_orbit
Authors	M._Popescu,_J._de_Le\'on,_C._de_la_Fuente_Marcos,_O._Vaduvescu,_R._de_la_Fuente_Marcos,_J._Licandro,_V._Pinter,_E._Tatsumi,_O._Zamora,_C._Fari\~na,_L._Curelaru
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08304

金星の軌道内で最初に知られている小惑星は2020〜AV$_{2}$です。これは、遠日点が0.718auよりも小さい、小さな体の新しい集団の最大のメンバーである可能性があります。2020〜AV$_{2}$の表面は、高温、太陽系の最も内側の領域を特徴付ける強い太陽風の照射、および高エネルギーの隕石の衝突によって、常に変化しています。その物理的性質の研究は、地球に近い小惑星の科学に対する極端なテストケースを表しています。ここでは、波長範囲0.5-1.5〜$\mum$における2020〜AV$_{2}$の分光観測を報告します。これらはノルディック光学望遠鏡とウィリアムハーシェル望遠鏡で実行されました。得られたスペクトルに基づいて、2020〜AV$_{2}$をSaタイプの小惑星として分類します。このVatiraの直径は、A型およびS型の小惑星の平均アルベド（$p_V=0.23_{-0.08}^{+0.11}$）、絶対等級（H=$16.40\pm0.78$等）。1〜$\mum$前後の広いスペクトルバンドは、かんらん石に富む組成の特徴を示しています。推定されたバンドの中心$BIC=1.08\pm0.02〜\mum$は、ブラキナイト隕石と同様のフェロアンオリビン鉱物に対応します。

VisorSatの前のスターリンク衛星の明るさ

Title	Starlink_Satellite_Brightness_Before_VisorSat
Authors	Anthony_Mallama
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08422

550km（運用高度）の距離に調整された830の視覚等級の平均は、4.63+/-0.02です。低アルベド衛星であるDarkSatのデータは、他の衛星よりも1.6等級または78％暗いことを示しています。ただし、観測値が少ないため、この値にはかなりの不確実性があります。一部の衛星は、通常の明るさの10,000倍のフレアが観測されました。これらの統計は、将来のスターリンク衛星のVisorSat設計の明るさの低下を評価するためのベースラインとして役立ちます。

火星の地下環境における銀河宇宙線誘発放射線駆動化学不平衡の生物学的可能性の調査

Title	Investigating_the_biological_potential_of_galactic_cosmic_ray-induced_radiation-driven_chemical_disequilibrium_in_the_Martian_subsurface_environment
Authors	Dimitra_Atri
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08483

古代の火星の水環境の存在を示唆する証拠が増えており、そのような環境での生命の可能性の問題が提起されています。その後、火星の大気が浸食されて気候が劇的に変化したため、地表水が消滅し、惑星の居住空間が縮小しました。地表近くにはブラインや水氷の堆積物として限られた量の水しか残っていません。生命があったとしても、低温や地表面圧、高い放射線量などの厳しい現代の条件に適応しなければならなかっただろう。現在、惑星の表面には生物活動の形跡はありませんが、まだ探査されていない、苛酷ではなく、水氷や塩水の形で痕跡量の水が存在し、放射線による影響を受けている地下環境レドックス化学。私は、銀河宇宙線（GCR）によって誘発された放射線主導の化学的不均衡が、現存する生命による代謝エネルギー、および地球上の同様の化学的環境と放射線環境で見られるメカニズムを使用する宿主生物に使用できると仮定します。私はGCRによって誘発される放射線分解ゾーンを提案し、ExoMarsミッションのRosalindFranklinローバーでそのような生命を見つける見通しについて話し合います。

マントルの水を隔離することにより、大気の損失に直面してM地球を居住可能に保つ

Title	Keeping_M-Earths_Habitable_in_the_Face_of_Atmospheric_Loss_by_Sequestering_Water_in_the_Mantle
Authors	Keavin_Moore,_Nicolas_B._Cowan
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08514

地球のマントルと地表の間の水循環は、以前にモデル化され、岩が多い太陽系外惑星に外挿されてきましたが、これらの研究ではホスト星を無視しました。M矮星は太陽のような星よりも一般的であり、少なくとも温帯岩石惑星（M地球）をホストする可能性が高いです。ただし、M個の小人は生涯を通じて活動しています。具体的には、X線と極端な紫外線（XUV）放射が初期の進化の間に軌道を回る惑星に急速な大気の損失を引き起こす可能性があります。M地球に到達する増加するボロメトリックフラックスは、暖かく湿った上層大気につながりますが、XUV放射は水分子を光解離させて、水素と酸素を宇宙に逃がすことができます。ここでは、これらの惑星が揮発性の進化にもかかわらず居住可能なままでいることができるかどうかを調査するために、M地球上の宇宙への深層水循環と水の損失の結合モデルを提示します。マントル脱ガスの海底圧力への依存性、マントル温度へのリガスの依存性、およびマントルの粘性と熱の進化に対する水の影響を考慮して、循環パラメーター化を使用します。MドワーフのXUV放射は時間とともに指数関数的に減少し、エネルギー制限された水の損失は30％の効率であると想定しています。惑星の水のインベントリーと水の分配に対する循環と宇宙への損失の影響を探ります。損失率が低下すると、脱ガスするのに十分な水がマントルに隔離されていれば、損失によって乾燥した惑星の表面は再水和されます。所定の水損失率の場合、重要なパラメータは初期のマントル転覆タイムスケールです。マントル転覆タイムスケールが損失タイムスケールよりも長い場合、惑星はその水の一部を保持する可能性があります。

イータアクアリッドとオリオンイド流星群の活動

Title	Activity_of_the_Eta-Aquariid_and_Orionid_meteor_showers
Authors	A._Egal,_P._G._Brown,_J._Rendtel,_M._Campbell-Brown_and_P._Wiegert
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08576

1P/ハレー流星流のモデルを制約する目的で、イータアクアリドとオリオンイド流星群の活動のマルチ計器、数十年ごとの分析を示します。シャワーのピークアクティビティと期間の年々変動は、1985年より前に公開された視覚観測とレーダー観測、およびIMOVideoMeteorNetworkによって国際隕石機関（IMO）VisualMeteorDataBaseで報告された最近の測定値をまとめて調査されています。カナダの流星軌道レーダー（CMOR）。これらの技術は、サブミリグラムからグラムまでの流星群の質量の範囲を調査します。Eta-AquariidsとOrionidsの活動期間、形状、最大天頂時給（ZHR）値、1985年以降の年間ピークの太陽経度が分析されます。利用可能な場合、各検出ネットワークによって記録された年間活動プロファイルが測定され、比較されます。3つの検出方法からの観測結果は、シャワーの形状、活動レベル、および年間の強度の変動において一般的に良好な一致を示しています。両方のシャワーは、時間とともに変化する場所と強度のいくつかの活動ピークを示します。Eta-Aquariidsは通常Orionidsの2〜3倍強力ですが、2つのシャワーは時折爆発し、通常の活動レベルの2〜4倍のピークを示します。2002年以降のCMORの観測は、オリオン科の活動の変動に約12年周期の存在を支持しているようです。ただし、このような周期性を確認するには、シャワーの追加の長期レーダーおよび光学観測が必要です。

クエーサーの視線と銀河の進化（QSAGE）調査-II。 z = 1-2でのUV発光クェーサー周辺の銀河の高密度

Title	Quasar_Sightline_and_Galaxy_Evolution_(QSAGE)_survey_--_II._Galaxy_overdensities_around_UV_luminous_quasars_at_z=1-2
Authors	J._P._Stott_(Lancaster),_R._M._Bielby,_F._Cullen,_J._N._Burchett,_N._Tejos,_M._Fumagalli,_R._A._Crain,_S._L._Morris,_N._Amos,_R._G._Bower_and_J._X._Prochaska
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07384

z=1-2の最も明るいUVクエーサーが高密度の環境に住んでいることを示します。これは、赤方偏移範囲z=1-2の視線に沿った銀河のUV発光クェーサーの深いハッブル宇宙望遠鏡WFC3G141グリズム分光法の分析に基づいています。これは、WFC3によって実行される最も深いグリズム分光法の一部を構成し、重複するスペクトルの影響を緩和するために、1年間の観測にわたって4つのロール角が広がっています。調査した12個のクエーサーフィールドのうち、8個は、クエーサーの赤方偏移で銀河の密度が高いことを示しています。密度の1つであるz=1.50のPG0117+213には、半径が約700kpcのシリンダー内に、安全な赤方偏移を持つ19と単一ラインの赤方偏移を持つ17からなる、36の分光学的に確認されたメンバーが含まれている可能性があります。そのハロー質量はlog（M/Msol）=14.7と推定されます。これは、遠い紫外線の明るいクエーサーの周りの分光および狭帯域の観測が、プロトクラスターを発見するための優れたルートである可能性があることを示しています。フィードバックで制御されたブラックホールの成長がクエーサーの光度とハローの質量の相関を予測するため、私たちの調査結果は、クエーサーの母集団の統計的観測と理論的研究からの以前のヒントと一致します。また、クエーサー自体の信号対雑音比の高いレストフレームの光学スペクトルおよび測光特性も示します。

H II領域のTe [N II] -Te [O III]温度関係および強線法の信頼性

Title	The_Te[N_II]-Te[O_III]_temperature_relation_in_H_II_regions_and_the_reliability_of_strong-line_methods
Authors	K._Z._Arellano-C\'ordova_and_M._Rodr\'iguez
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07393

文献から編集されたTe[OIII]とTe[NII]の両方の測定値を持つ124HII領域の154観測のサンプルを使用して、Te[OIII]-Te[NIIの動作を調査します。]温度関係。関係がイオン化の程度に依存することを確認し、このパラメーターの2つの異なる範囲の関係の新しいセットを提示します。酸素と窒素の存在量の計算において、温度関係と他の4つの利用可能な関係によって導入される影響を調べます。以前の関係で得られた結果よりも、関係がわずかに改善されていることがわかります。温度に敏感な線の強度[OIII]$\lambda4363$へのブレンディングの寄与を推定するために、26の深い高解像度スペクトルのサンプルも使用し、次の正しいTe[OIII]との関係を導き出します。この効果。154スペクトルのサンプルを使用して、R、S、O3N2、N2、ONS、Cのストロングライン法の信頼性を、これらの方法で得られた金属性を直接法で示唆されたものと比較することにより分析します。ストロングライン法では、0.2デックス以上に達する差が生じ、これらの差はO/H、N/O、およびイオン化の程度に依存することがわかります。

AGN降着円盤におけるバイナリーブラックホールの進化：円盤-バイナリー相互作用と重力波放出

Title	Evolution_of_binary_black_holes_in_AGN_accretion_discs:_Disc-binary_interaction_and_gravitational_wave_emission
Authors	W._Ishibashi,_M._Gr\"obner
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07407

バイナリブラックホール（BBH）の合併は、LIGO/Virgoによって検出された重力波（GW）イベントの主な発生源です。活動銀河核（AGN）の降着円盤に埋め込まれたバイナリブラックホールは、そのようなGWイベントの可能性のある候補です。ディスクとバイナリの相互作用の進化方程式とGWインスパイラルを組み合わせることにより、AGN降着円盤におけるBBHの軌道進化の理想的な分析モデルを開発します。大規模な軌道分離でのディスク駆動型から小さな分離でのGW駆動型へのBBHの「ディスク+GW」駆動型の結合進化を調査します。この進化チャネルでは、BBHの合併は、ディスクが支配的な体制における軌道崩壊と軌道偏心の成長の組み合わせによって加速されます。結果として生じるマージタイムスケール$\tau_\text{merger}$の定量化を提供し、降着円盤とバイナリ軌道パラメーターの両方への依存を分析します。GW周波数の関数として軌道の離心率の変化を計算することにより、AGNディスクのほとんどのバイナリには、LISAによって検出可能なかなりの残余の離心率（$e\sim0.01-0.1$）があるはずです。さらに、バイナリ進化パスのフレームワークにおけるこの特定のBBH-in-AGNチャネルの可能性と警告について説明します。

Galaxy and Mass Assembly（GAMA）：銀河グループの研究におけるWISEの能力を$ z <0.1 $まで実証

Title	Galaxy_and_Mass_Assembly_(GAMA):_Demonstrating_the_power_of_WISE_in_the_study_of_Galaxy_Groups_to_$z<0.1$
Authors	M.E._Cluver,_T.H._Jarrett,_E.N._Taylor,_A.M._Hopkins,_S._Brough,_S._Casura,_B.W._Holwerda,_J._Liske,_K.A._Pimbblet,_A.H._Wright
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07535

GalaxyandMassAssembly（GAMA）調査からの高忠実度グループの特性評価とWISE調査からのソース調整$z<0.1$測光を組み合わせて、497個の銀河グループ（4）と比較して、グループ化されていない銀河の特性の包括的な研究を提示します。$\leq$N$_{\rmFoF}$$\leq$20）恒星とハローの質量の関数として。グループ化されていない銀河は、主にWISE色が単峰性であり、星形成型の後期型銀河に支配されている結果です。グループ化された銀河は、しかしながら、恒星の質量や形態と強く相関するWISE色で明確な二峰性を示します。$10^{10}\lesssim$M$_{\rmstellar}\lesssim10^{11}$M$_\odot$の間の恒星質量ビンで、ハロー質量の増加とともに、初期型の割合が増加する証拠を見つけます。星を形成する色（W2$-$W3$>$3）のグループ化されていない後期型銀河を使用して、シーケンスの下に移動したシステムを描写するために使用する星形成メインシーケンス（SFMS）を定義します（"この作業の目的のために「急冷」）。ハロー質量の増加に伴って、SFMS上の後期型システムの相対数が減少し、高恒星質量（M$_{\rmstellar}>{10}^{10.5}$M$_\odot$）、大量消光と一致。質量がM$_{\rmstellar}<{10}^{10.5}$M$_\odot$の銀河をグループ化すると、環境主導のプロセスと一致する消光の証拠が示されます。後期型の消光された銀河の恒星質量分布は、システムが星形成型および後期型から「赤いシーケンス」に移行するとき、それらが中間母集団である可能性を示唆しています。最後に、空のグループの投影面積を使用して、ハロー質量に対して（比較的）コンパクトなグループを抽出します。これらは、名目上のグループと比較して、高質量銀河と初期型銀河の割合がわずかに増加していることを示していますが、クエンチ率の明らかな増加は明らかではありません。

「あかり」北黄道極広域調査フィールドでスバルハイパースプリムカムに対応するものがない、光学的に暗い赤外線銀河を探す

Title	Search_for_Optically_Dark_Infrared_Galaxies_without_Counterparts_of_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_in_the_AKARI_North_Ecliptic_Pole_Wide_Survey_Field
Authors	Yoshiki_Toba,_Tomotsugu_Goto,_Nagisa_Oi,_Ting-Wen_Wang,_Seong_Jin_Kim,_Simon_C.-C._Ho,_Denis_Burgarella,_Tetsuya_Hashimoto,_Bau-Ching_Hsieh,_Ting-Chi_Huang,_Ho_Seong_Hwang,_Hiroyuki_Ikeda,_Helen_K._Kim,_Seongjae_Kim,_Dongseob_Lee,_Matthew_A._Malkan,_Hideo_Matsuhara,_Takamitsu_Miyaji,_Rieko_Momose,_Youichi_Ohyama,_Shinki_Oyabu,_Chris_Pearson,_Daryl_Joe_D._Santos,_Hyunjin_Shim,_Toshinobu_Takagi,_Yoshihiro_Ueda,_Yousuke_Utsumi,_Takehiko_Wada
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07577

すばる望遠鏡のHyperSuprime-Cam（HSC）からの光学画像で、対応する光学的要素のないAKARI光源の物理的特性を示します。「あかり」赤外線（IR）光源カタログとHSC光学カタログを使用して、「あかり」北黄道極（NEP）の広域調査フィールド（$\sim5$deg$^{2}$）でHSCの対応物がない583個のオブジェクトを選択します。HSC制限等級が深いため（$g_{\rmAB}$$\sim28.6$）、これらは非常に赤い星形成銀河（SFG）および/または活動銀河核（AGN）の良い候補です。赤方偏移。多波長データを500$\mu$mまでコンパイルし、CIGALEを使用したスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングに使用して、光学的対応のないあかり銀河の物理特性を調査します。また、それらの物理量を、ASCRI中赤外IR銀河とHSC対応銀河と比較します。HSCの対応物がないAKARIオブジェクトの推定赤方偏移は、最大$z\sim4$の範囲で、HSCの対応物があるAKARIオブジェクトの赤方偏移よりも大幅に高くなります。（i）3.6$-$4.5$\mu$m色、（ii）AGN明度、（iii）恒星の質量、（iv）星形成率、（v）$V$バンドのダスト減衰HSCの対応物を持たないAKARIオブジェクトの星間媒体は、対応物を備えたAKARIオブジェクトよりも体系的に大きくなっています。これらの結果は、私たちのサンプルが以前の光学調査では見逃された$z\sim1-4$の非常に埃で覆い隠された明るいSFG/AGNを含んでいることを示唆しており、今後のJamesWebb宇宙望遠鏡時代の非常に興味深いターゲットを提供します。

ELTとMICADOによるIMF研究の未来I：解決されたIMF研究所としての地方宇宙

Title	The_Future_of_IMF_studies_with_the_ELT_and_MICADO_I:_The_local_Universe_as_a_resolved_IMF_laboratory
Authors	Kieran_Leschinski_(1),_Jo\~ao_Alves_(1)_((1)_Department_of_Astropyhsics,_University_of_Vienna,_Austria)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07619

ねらい。この研究では、ELTのMICADOが恒星の密度と距離を指定して確実に検出できる最小の恒星質量を推定することを目指しています。また、重要な役割を果たす機器の影響を示し、ELTを使用してローカルユニバースのIMF研究でアクセスできる若いクラスターの数を報告します。メソッド。MICADOカメラの機器シミュレータパッケージであるSimCADOを使用して、若い星団のコアに似た密度の56の密な星座領域の観測を生成しました。クラスターフィールドを地球から8kpcから5Mpcの距離に配置し、コア密度を10^2から10^5スターarcsec^-2に示唆し、点像分布関数により各恒星フィールドの信頼できる最小観測質量を決定しました（PSF）フィッティング測光。結果。私たちの結果は、<10^3stararcsec^-2の恒星密度はMICADOによって簡単に解決できることを示しています。大マゼラン星雲で最も確実に観測できる最低の質量は、密度が10^3つ星弧秒^-2未満のクラスターの場合、約0.1Msunです。MICADOは、マゼラン雲のすべての密な若い星団のコアの星のコンテンツにアクセスできるようになり、天の川の外でIMFのピークと形状を非常に詳細に調査できるようになります。2Mpcの距離で、M>2Msunのすべての星は、<10^4つ星arcsec^-2のフィールドで解決され、IMCの高質量端がNGC300までのすべての銀河で研究できるようになります。

大規模な混乱：大きな矮星と天の川のような銀河が合体するとき

Title	A_massive_mess:_When_a_large_dwarf_and_a_Milky_Way-like_galaxy_merge
Authors	Helmer_H._Koppelman,_Roy_O.Y._Bos,_Amina_Helmi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07620

100億年前、天の川は巨大な衛星ガイアエンケラドスと合併しました。その破片の特性についての洞察を得るために、Vialobos＆Helmi（2008）の一連のシミュレーションを詳細に分析します。これには、Gaiaデータから推測される近くのハロースターの運動学によく一致する実験が含まれています。シミュレーションでの恒星粒子の運動学的分布を比較し、軌道角運動量、偏心、エネルギーにおけるデブリの分布、およびシミュレートされた衛星の質量損失履歴との関係を調べます。ガイア-エンケラドスはおそらく逆行性の30$^\circ$傾斜軌道に落ちたことを確認しました。好ましいシミュレーションでは、デブリの75％に大きな偏心（$>0.8$）があるのに対し、およそ9％には0.6より小さい偏心があることがわかります。初期に失われた星の粒子には大きな逆行運動があり、これらのサブセットは低い偏心性を持っています。そのような星は、衛星の周辺から発生するため、金属度が低くなると予想され、単純に、別のシステムに関連するデブリと混同される可能性があります。これらの考察は、仮定されたセコイア銀河からのいくつかの星に適用されるようです。大規模な円盤銀河が融合すると、複雑な位相空間構造、広範囲の軌道特性、および一連の化学的存在量を含む残骸が残ります。観察的には、これは非常に異なる特性を持つ部分構造をもたらし、独立した子孫を意味すると誤解される可能性があります。星の大きなサンプルの詳細な化学的存在量と調整された流体力学的シミュレーションは、そのような難問を解決するために重要です。

ペルセウス団のビリアル半径内の銀河集団

Title	The_galaxy_population_within_the_virial_radius_of_the_Perseus_cluster
Authors	H._Meusinger,_C._Rudolf,_B._Stecklum,_M._Hoeft,_R._Mauersberger,_and_D._Apai
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07631

クラスターのビリアル半径をおおまかにカバーするペルセウス座クラスターのフィールド内の銀河集団を調査します。銀河は、SDSS画像と組み合わせて、BおよびHアルファのシュミットCCD画像で選択されました。1294銀河のカタログを提示します。形態学的情報は、「眼球」検査からの銀河の90％で取得されました。これは、表面輝度プロファイル分析によって部分的にサポートされています。赤方偏移は、SDSS、文献、および独自の分光観測から取得されたもので、カタログ銀河の24％で利用できます。銀河カタログは、放射状プロファイル、下部構造の兆候、ビリアルの質量、ウイルス半径などのクラスターのプロパティを導き出し、形態のタイプと特殊性、星形成率、活動銀河核に関してクラスター銀河の集団を研究するために使用されます。統計的アプローチに加えて、目立つ形態学的特徴を持つ18個のクラスター銀河の簡単な個別の説明を提示します。（arXivフォーマットと一致するように変更された要約。）

ローカル宇宙での青いクラスターの形成

Title	The_formation_of_blue_cluster_in_local_Universe
Authors	Qingxin_Wen,_Yu_Luo,_Xi_Kang
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08056

ブッチャーオムラー効果から、密な環境にある銀河はほとんどが赤く、星の形成はほとんどなく、銀河グループ/クラスター内の青い銀河の割合も赤方偏移で急速に減少することがよく知られています。橋本らによる最近の作品。は、モデルの予測よりも高い、青い銀河の割合が高い（$\sim0.57$）局所的な「青いクラスター」を報告しました。彼らは、この青いクラスターを、クラスターの周りのフィラメント構造に沿ったガスの供給に帰しました。この作業では、SloanDigitalSkySurveyDataRelease7（SDSSDR7）のグループカタログと最先端の半分析モデル（SAM）を使用して、ローカルユニバースの青いクラスターの形成を調査します。合計で、ハロー質量$\sim10^{14}M_{\odot}$が4つの青いクラスターを$0.02<z<0.082$で見つけますが、橋本らによって見つかったのは1つだけです。フィラメント構造です。SAMは、青いクラスターには形成時間が遅いことを予測しており、ほとんどの青い衛星銀河は最近降着しています。青いクラスターの形成は、大規模な環境の影響ではなく、主に新しく付着した青い衛星によって支配されていると結論します。

水素分子氷の破壊と1I / 2017 U1（ `Oumuamua）への影響

Title	Destruction_of_molecular_hydrogen_ice_and_Implications_for_1I/2017_U1_(`Oumuamua)
Authors	Thiem_Hoang_and_Abraham_Loeb
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08088

私たちの太陽系で観測された最初の星間物体である1I/2017U1（`Oumuamua）は、極端な伸長、タンブリング、加速の超過など、いくつかの特異な特性を示しました。最近、Seligman\＆Laughlin（2020）は、オブジェクトが水素分子（H$_{2}$）の氷でできていると提案しました。問題は、H$_2$オブジェクトが出生地から太陽系への移動に耐えられるかどうかです。ここでは、星間放射、ガスとダスト、宇宙線による、巨大分子雲（GMC）から星間物質（ISM）と太陽系への旅を通じて、氷のようなH$_2$オブジェクトの破壊プロセスを研究します。スターライトによる加熱による昇華により、10ミリアール未満のオウムアムアサイズのオブジェクトが破壊されることがあります。GMCでの衝突加熱による熱昇華は、ISMに逃げる前にH$_2$オブジェクトを破壊する可能性があります。最も重要なのは、衝突加熱により氷の粒子の温度が上昇し、熱昇華により粒子が成長する前にH$_2$のマントルが急速に破壊されるため、H$_2$に富む氷の粒子の形成が高密度環境で発生する可能性が低いことです。

後期型銀河のHIガスに対する角運動量と環境の影響

Title	The_influence_of_angular_momentum_and_environment_on_the_HI_gas_of_late-type_galaxies
Authors	Chandrashekar_Murugeshan,_Virginia_Kilborn,_Thomas_Jarrett,_O._Ivy_Wong,_Danail_Obreschkow,_Karl_Glazebrook,_Michelle_E._Cluver_and_Christopher_J._Fluke
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08103

WHISP調査の高解像度HIデータを使用して、114の後期型銀河のサンプルのHIおよび角運動量特性を調査します。特定のバリオン角運動量-バリオン質量（$j_b-M_b$）関係を調査し、$j_b\proptoM_b^{0.55\pm0.02}$の形の破れないべき法則がデータによく適合し、$\sim0.13\pm0.01$dexの固有の分散。原子ガスの割合$f_{atm}$と、もともとObreschkowらによって導入された統合された原子安定性パラメーター$q$（$f_{atm}-q$関係）の関係を再検討し、これを調査します$j_b$、$f_{atm}$、$q$値への環境の影響を調べるために、さまざまな環境からの銀河をパラメータ空間に配置することにより、パラメータ空間。近接している銀河は、近接している銀河と比較して、$f_{atm}-q$の関係について固有の分散が大きくなるという証拠を見つけます。また、近接する近接銀河から逸脱した銀河のSFRが強化されていることもわかります。さらに、バルジとトータル（B/T）の比率を形態プロキシとして使用し、$f_{atm}-q$のディスクの安定性とHI比率の増加に伴ってB/T値が減少する一般的な傾向を見つけます平面、質量、特定の角運動量、ガス分率、および銀河の形態の間の基本的なリンクを示します。

第一原理からの保守的なMOND

Title	Conservative_MOND_from_first_principles
Authors	D_F_Roscoe
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08148

MilgromのMONDに対抗する第一の議論は、それを提供しようとするためにかなりの努力が費やされたとしても、理論的なサポートがないということです。その批判に反して、MONDは間違いなく成功のポートフォリオの拡大を楽しんでいるので、基本的に何かを確実に利用しています。しかし、何ですか？MONDが論争の的となったのとほぼ同じ時期に、バリシェフ、シロスラビニなどは、以前の同じ論争で、少なくとも中規模では、宇宙の物質は準フラクタルで分布していると主張しています$D\約2$ファッション。リンクがあります。中規模の準フラクタル$D\約2$宇宙の考えを真剣に受け止めると、関連する特性質量表面密度$\Sigma_F$と関連する特性加速スケール$があります。a_F=4\piG\、\Sigma_F$。MONDの全体的な成功は、重要な加速スケール$a_0$の概念に基づいています。関連付けを$a_0\sima_F$にしてから、MOND臨界加速度境界を、$\Sigma_F$によって特徴付けられる環境から「銀河」を分離する特徴的な質量表面密度境界のマーカーとして単に考えることは明白なステップです。これは、第一原理から保守的なMONDの合成へのルートを提供します。SPARCサンプルに適用したときの保守的なMONDの放射状加速度関係（RAR）は、ユニティラインです。大量の矛盾はありません。

スターバーストNGC 253のスーパースタークラスターにおける分子ISM

Title	The_Molecular_ISM_in_the_Super_Star_Clusters_of_the_Starburst_NGC_253
Authors	Nico_Krieger,_Alberto_D._Bolatto,_Adam_K._Leroy,_Rebecca_C._Levy,_Elisabeth_A.C._Mills,_David_S._Meier,_J\"urgen_Ott,_Sylvain_Veilleux,_Fabian_Walter,_Axel_Wei{\ss}
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08262

Leroyらによって識別された近くの銀河NGC253のスターバーストセンターにおける（プロト）スーパースタークラスター（SSC）候補のサブミリスペクトルを示します。（2018）。私たちのアルマサイクル3の観測の2.5pcの解像度は、SSCのサイズに近づき、これらのソース内の分子ガスの物理的および化学的特性の研究を可能にします。14のSSCソースと周波数範囲342.0〜345.8GHzと353.9〜357.7GHzで、19の異なる化学種に属する55のラインを検出します。SSCは化学的複雑度が大きく異なり、最も豊富なクラスターは19種を示し、最も複雑でないクラスターは4種を示します。HCNアイソトポログおよび異性体（H$^{13}$CN、HC$^{15}$N、H$^{15}$NC）、豊富なHC$_3$N、SOおよびS$^{18}を検出します$O、SO$_2$、およびH$_2$CS。ガス比CO/HCN、CO/HCO$^+$は1〜10と低く、SSC内のガス密度が高いことを示しています。ライン比分析は、光子が支配的な領域および機械的加熱と一致する化学を示唆しています。銀河中心付近のSSCはいずれも、X線が優勢な領域を示す線の比率を示していません。これは、（まだ不明な）AGNによる加熱が主要な役割を果たしていないことを示唆しています。ほとんどの発生源ではガス温度が高く、平均回転温度はSO$_2$で約130Kです。振動励起されたHCNおよびHC$_3$N遷移が広く存在することは、強い連続放射不透明度のために温室効果によって潜在的に閉じ込められた強いIR放射フィールドを意味します。

硬X線で選択されたAGNでの水のメガメーザー放出

Title	Water_megamaser_emission_in_hard_X-ray_selected_AGN
Authors	Francesca_Panessa,_Paola_Castangia,_Angela_Malizia,_Loredana_Bassani,_Andrea_Tarchi,_Angela_Bazzano,_Pietro_Ubertini
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08280

22GHzでの水メガメーザー放出は、AGNの天体物理学研究のための強力なツールであり、中央のブラックホールの質量と降着円盤の形状とダイナミクスを正確に決定できることが証明されています。しかし、数千の銀河の間で検索を行った後、そのような分光学的特徴を示したのはそのうちの約200のみであり、それらのほとんどは分類が不明です。さらに、メーザーがアクティブになる物理的および幾何学的条件はまだ不明です。この作業では、AGNの不偏サンプルにおけるウォーターメーザー放出の発生を特徴付け、X線の特性との関係と、ウォーターメーザーを検出するために必要な可能性のある好ましい形状を調査します。20keV以上のINTEGRAL/IBIS調査から得られた、硬X線で選択されたAGNのサンプルで22GHzメーザー放出を検索しました。サンプル内の380のソースのうち、ウォーターメーザーデータを持っているのは半分だけです。また、87個のソースのサブサンプルについても検討しました。ボリュームは制限されており、新しいグリーンバンク望遠鏡とエフェルスバーグ観測（35個のソース）を取得して、新しいメーザーを1つ検出し、無線カバレッジを75％に増やしました。サンプル全体でのウォーターメーザー放出の検出率は15+/-3％です。このタイプのフラクションは、特にタイプ2とコンプトンシックAGNを考慮した場合、サブサンプル全体で最大19+/-5％上昇します。これらの結果は、硬いX線を選択すると、比較的大きな光学/赤外線調査よりもメーザー検出効率が大幅に向上する可能性があることを示しています。光度の増加に伴う検出率の低下の可能性は、極端に明るい核環境がメーザー放出を好まないことを示唆している可能性があります。ウォーターメーザー放出を伴うCTAGNの大部分は、幾何学的効果の観点から説明でき、メイサー媒体は隠蔽媒体の非常に端にある部分です。

$ z $〜3の冷たい分子ガスと、ほこりに覆われた高温の銀河からの自由放出

Title	Cold_Molecular_Gas_and_Free-Free_Emission_from_Hot,_Dust-Obscured_Galaxies_at_$z$~3
Authors	J._I._Penney,_A._W._Blain,_R._J._Assef,_T._Diaz-Santos,_J._J._Gonz\'alez-L\'opez,_C._-W._Tsai,_M._Aravena,_P._R._M._Eisenhardt,_S._F._Jones,_H._D._Jun,_M._Kim,_D._Stern,_J._Wu
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08400

赤方偏移CO（1-0）線の観測と観測されたフレーム$\rm\sim$30GHzのラジオ連続体の放射を$で5つの超発光、中赤外域の選択された高温のダストダスト銀河（ホットDOG）から報告します。z\rm\gtrsim$3、KarlG.Jansky超大規模アレイを使用。5つすべてのホットDOGでCO（1-0）ライン放出を検出し、そのうちの1つを高いS/N比で検出します。銀河のダスト、フリーフリー、シンクロトロン放射を含む、FIRラジオスペクトルエネルギー分布を分析します。115GHzの静止フレームの連続体のほとんどは、シンクロトロンまたは自由自由放出によるものであり、熱放出からの潜在的にわずかな寄与のみであることがわかります。高赤方偏移では、ダストフレームの星形成銀河（DSFG）およびサブミリ銀河（SMG）と比較して、残りのフレームの115GHz連続体放射に不足が見られます。これは、ホットDOGが星と比較して同様の低温ガス貯蔵を持たないことを示唆しています。銀河を形成する。1つのターゲット、W2305-0039は最初の1.4GHz調査で検出され、コンパクトラジオジェットを所有している可能性があります。FIRと無線の相関を比較すると、サンプル内のホットDOGの少なくとも半分が、通常の銀河と比べて無音であることがわかります。これらの調査結果は、HotDOGの星状銀河よりも低い分子ガスの方が$z\rm\sim$2の赤方偏移が比較的少なく、強力でありながら静かなAGNが支配的であることを示唆しています。

研究室と宇宙でのプロパルギリミン：ミリ波分光法とISMでの最初の検出

Title	Propargylimine_in_the_laboratory_and_in_space:_millimetre-wave_spectroscopy_and_first_detection_in_the_ISM
Authors	Luca_Bizzocchi,_Domenico_Prudenzano,_Victor_M._Rivilla,_Andrea_Pietropolli-Charmet,_Barbara_M._Giuliano,_Paola_Caselli,_Jesus_Mart\'in-Pintado,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_Sergio_Mart\'in,_Miguel_A._Requena-Torres,_Fernando_Rico-Villas,_Shaoshan_Zeng,_and_Jean-Claude_Guillemin
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08401

3つまでの炭素原子を含む小さなイミンが星間媒体に存在します。この培地にはアルキニル化合物が豊富に含まれているため、プロパルギリミンは新しい星間検出の有望な候補となります。本研究の目的は、非常に正確な静止周波数のセットを取得し、それを空間で検索するために、基底振動状態にあるプロパルギリミンの回転スペクトルの包括的な実験室調査を実行することです。プロパルギリミンの$E$および$Z$幾何異性体の回転スペクトルは、実験室で83〜500GHzの周波数間隔で記録されています。測定は、不安定な種を生成するための熱分解システムを備えたソース変調ミリ波分光計を使用して行われました。分析を支援し、分光量の拡張セットの信頼できる推定値を取得するために、高レベルのabinitio計算が実行されました。改善されたスペクトルデータにより、静止状態のG+0.693-0.027分子雲でこの新しいイミンの検索を成功させることができます。$Z$-propargylimineの18行がレベル$>2.5\sigma$で検出されたため、列密度の推定値は$N=（0.24\pm0.02）\times10^{14}$cm$^{-2}$。より高いエネルギーの$E$異性体の上限が取得されましたが、データでは検出されませんでした。$Z$-propargylimineから得られるフラクショナルアバンダンス（w.r.t.H$_2$）は$1.8\times10^{-10}$です。生成された存在量を、発生源で測定された化学前駆体の存在量と比較することにより、可能な形成経路について説明します。

一重水素化アミドゲンラジカル（NHD）のサブミリメーターおよび遠赤外分光法：天体物理学的観測のための改善された静止周波数

Title	Submillimetre_and_far-infrared_spectroscopy_of_monodeuterated_amidogen_radical_(NHD):_improved_rest-frequencies_for_astrophysical_observations
Authors	Luca_Bizzocchi,_Mattia_Melosso,_Barbara_Michela_Giuliano,_Luca_Dore,_Filippo_Tamassia,_Marie-Aline_Martin-Drumel,_Olivier_Pirali,_Laurent_Margul\'es,_and_Paola_Caselli
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08407

星間環境でのアンモニアの観測により、高レベルの重水素化が明らかになり、ND$_3$を含むそのすべてのD含有バリアントが、冷たい星間コアと若いプロトスターの周りで検出されました。これらの重水素化アイソトポログの観察は、星形成の非常に早い段階で発生する化学的および物理的プロセスを解明するのに非常に役立ちます。水素化窒素ラジカルは、NH$_3$およびプレバイオティックスの有機分子の形成につながる反応経路の非常に最初にある重要な種ですが、それらのDを含む同位体についてはほとんど情報が知られていません。現在まで、NDのみが星間ガスで検出されています。さらに重水素化された窒素ラジカルの特定を支援するために、THD領域で動作する周波数変調サブミリ波分光計と50-240cm$^{-1}$の波長範囲。NHDは、NH$_3$およびD$_2$のプラズマで生成されました。高い$N$（最大15）および高い$K_a$（最大9）の遷移が観察されたため、広範囲の回転エネルギーレベルが調査されました。私たちの新しいデータとすでに文献で利用可能なデータを含むグローバル分析は、非常に正確な分光パラメータの包括的なセットを提供しました。非常に信頼性の高いラインカタログは、アーカイブデータの検索とサブミリメータとテラヘルツ領域でのNHDの将来の天文観測を支援するために生成されました。

動的摩擦により駆動される合併銀河における巨大ブラックホールのペアリング

Title	Pairing_of_Massive_Black_Holes_in_Merger_Galaxies_Driven_by_Dynamical_Friction
Authors	Kunyang_Li,_Tamara_Bogdanovic,_David_R._Ballantyne
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08520

キロパース分離での大規模なブラックホール（MBH）ペアの観測的検索を動機として、恒星と気体の動的摩擦（DF）の影響下で軌道進化を記述する半解析モデルを開発します。この研究の目的は、合併残銀河とMBHの特性が、1pc未満の距離で近接するMBHペアを形成する可能性とタイムスケールにどのように影響するかを判断することです。幅広いホスト銀河特性をカバーする約40,000の構成を計算し、不等質量のMBHペアの軌道進化への影響を調査します。ハッブル時間内のMBHペアの割合は、ガス比率が20％未満の残存銀河と、総質量>10^6太陽質量および質量比>1/4のMBHペアをホストしている銀河では80％より大きいことがわかります。これらの中で、重力で結合された近接MBHが最も速く形成されることを特徴とする残骸銀河には、次の1つまたは複数の特性があります。循環速度。そのような銀河では、MBHの合体の前駆細胞であると考えられる、吸気時間が最も短いMBHは、円形の順行軌道または非常に偏心した逆行軌道にあります。私たちのモデルは、ゆっくりと進化するMBHペアをホストする、反対の特性を持つ残存銀河が、キロパーセク分離でのデュアルAGNの最も可能性の高いホストであることも示しています。

AMBREプロジェクト：金属に富む銀河円盤のMg存在量に対するスペクトル正規化の影響

Title	The_AMBRE_Project:_Spectrum_normalisation_influence_on_Mg_abundances_in_the_metal-rich_Galactic_disc
Authors	Pablo_Santos-Peral,_Alejandra_Recio-Blanco,_Patrick_de_Laverny,_Emma_Fern\'andez-Alvar,_Christophe_Ordenovic
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08544

豊富な{\alpha}元素は、銀河考古学において重要な化石の特徴を提供し、さまざまな円盤群の化学進化を追跡します。高精度の化学物質の存在量は、銀河に存在する化学力学的特性の理解を深めるために重要です。ただし、金属が豊富なディスク（[M/H]>0dex）で正確な存在量の推定値を導き出すことは、まだ困難です。このペーパーの目的は、金属に富む星の光学スペクトルからマグネシウム存在量の推定に影響を与えるさまざまな誤差の原因を分析することです。AMBREプロジェクトから、2210の太陽近傍星の87522高解像度スペクトルのMg存在量を導き出しました。この目的のために、GAUGUIN自動存在量推定手順が採用されました。正規化の手順は、生成された存在量に強い影響を与え、恒星のタイプと線の強度に明らかに依存します。飽和していないラインの場合、局所連続体配置の最適な波長ドメインは、適合度基準を使用して評価する必要があり、スペクトルタイプにマスクサイズの依存性を与えることができます。さらに、強い飽和線の場合、狭い正規化ウィンドウを適用すると、存在量推定のパラメーターに依存するバイアスが減少し、線間の存在量の精度が向上します。さらに、大きなスペクトル解像度で作業すると、低い解像度よりも常に良い結果が得られます。結果として存在量の精度が向上したことにより、スーパーソーラーメタラリティでも、明確な薄いディスクの化学的区別とマグネシウム存在量の減少傾向の両方を観察できます。正確な運動学的および動的データの時代に、大規模な恒星測量のために実装された正規化手順を最適化すると、銀河集団の化学力学的パターンの理解が大幅に改善されます。

1〜2 GHzでのXMM-LSS / VIDEOディープフィールドのVLAイメージング

Title	VLA_imaging_of_the_XMM-LSS_/_VIDEO_deep_field_at_1-2_GHz
Authors	I._Heywood,_C._L._Hale,_M._J._Jarvis,_S._Makhathini,_J._A._Peters,_M._L._L._Sebokolodi_and_O._M._Smirnov
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08551

現代の電波望遠鏡は、通常の星形成銀河が主な観測集団である深さに日常的に達しています。星の形成とブラックホールの活動を宇宙の時間にわたって追跡することでラジオの可能性を実現するには、代表的なボリュームを超える深さを達成し、ラジオがより大きな多波長キャンペーンの一部を形成するようにします。これを追求するために、KarlG.Jansky超大アレイ（VLA）を使用して、1〜2GHzのVIDEO/XMM-LSS銀河系外領域の$\sim$5deg$^{2}$を画像化しました。4.5\arcsecの角度分解能で16$\mu$JyBeam$^{-1}$の中央深度を達成します。XMM-LSSの既存の電波観測との比較は、アップグレードされたVLAの調査速度の向上を示しています。面積の2.5倍をカバーし、40\％の時間で深度を$\sim$20\％増やします。適度な明るさの軸外光源からのエラーパターンを抑制するには、方向依存のキャリブレーションと広視野イメージングが必要でした。最終的なモザイクから5,762のソースを含むカタログを取得します。サブバンドイメージングは​​、3,458（60\％）光源の帯域内スペクトルインデックスを提供し、平均スペクトルは1mJy未満の標準的なシンクロトロンスロープよりも平坦になります。観測の位置と磁束密度の精度、および差分ソースカウントは、既存の測定の精度と非常によく一致しています。この記事には、画像とカタログの公開リリースが付属しています。

MCR-TRGB：レッドジャイアントブランチ測定法の多波長共変、ロバストなヒント

Title	MCR-TRGB:_A_Multiwavelength-Covariant,_Robust_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Measurement_Method
Authors	M._J._Durbin,_R._L._Beaton,_J._J._Dalcanton,_B._F._Williams,_M._L._Boyer
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08559

候補チップ星の測光にn次元ガウス分布を当てはめることにより、複数のバンドパス内の赤い巨大分岐の先端の色と大きさを同時に測定する新しい方法を紹介します。特に、近赤外線の場合のようにTRGBの大きさが色に強く依存する領域では、この方法には従来のエッジ検出に比べていくつかの利点があることを示しています。Dalcantonetal。で最初に提示された一連の光学および近IRHSTデータの再縮小にこの方法を適用します。（2012）。再縮小は、混雑したフィールドでの高解像度の光学データによる同時縮小によって可能になるNIR測光の深さと精度の向上を利用します（Williamsetal。2014）。結果の見かけのTRGB測定の3つの可能な絶対キャリブレーションを比較します。1つは、Dalcantonらと同じ距離係数を採用しています。（2012）、および2つは、広く使用されている2つの最新モデルの等時線からの予測されたTRGB絶対等級に基づいています。以前の調査と同様に、モデルの絶対校正値の中で、0.1等級レベルまでの系統的なオフセットが見つかりました。また、モデルは測定値の光学的NIRカラーマグニチュードの動作を再現することが困難であり、これらの観測は将来の改善のための有用なベンチマークになります。

イーグルのEx-situ Galaxy Growthの見解

Title	An_EAGLE's_View_of_Ex-situ_Galaxy_Growth
Authors	Thomas_A._Davison,_Mark_A._Norris,_Joel_L._Pfeffer,_Jonathan_J._Davies,_Robert_A._Crain
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08590

現代の観測および分析手法により、星形成履歴の直接測定と銀河の組立履歴の推論が可能になりました。ただし、アセンブリの現在の理論的予測は、そのような観測データとの直接比較には理想的ではありません。したがって、シミュレーションを行った銀河の恒星質量収支への原位置外の星の寄与に関する以前の調査の作業を拡張します。私たちの予測は、表面輝度の範囲について、銀河の質量と形態学的タイプの関数としてex-situ画分を計算することにより、新世代の観測手法を使用した直接テストに特化しています。これらにより、大規模なFoVIFUスペクトログラフの結果との比較が可能になり、スペクトルのフィッティングがますます正確になり、推定された付着率のルックアップメソッドが提供されます。さらに、ex-situ質量分率の予測を、銀河質量、銀河中心半径、および環境の関数として提供します。100cMpc$^3$および25cMpc$^3$EAGLEシミュレーションの$z=0$スナップショットを使用して、以前の研究の結果を確認し、恒星質量範囲の中心銀河と衛星銀河の恒星質量とともにex-situ比率が増加することを発見しました2$\times$10$^{7}$-1.9$\times$10$^{12}$M$_{\odot}$。質量がM$_*$>5$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$の銀河の場合、固定質量のより拡張された銀河ほど、ex-situの質量分率の合計が大きくなることがわかります。衛星銀河をその親グループ/クラスターハロー質量で分類すると、固定銀河質量での親ハロー質量の増加に伴い、ex-situ比率が減少することがわかります。この明らかに直感に反する結果は、個々の銀河への効率的な降着を妨げている大きなクラスターのハロー内の高速通過速度の結果である可能性があります。

GW170817における降着からジェットへのエネルギー変換効率

Title	Accretion-to-jet_energy_conversion_efficiency_in_GW170817
Authors	Om_S._Salafia_and_Bruno_Giacomazzo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07376

以前に公開された、VLBIセントロイドの動きからの情報を含むGRB170817Aジェット残光の多波長モデリングに基づいて、GW170817マージレムナントによって起動された双極ジェットの総エネルギーに対する事後確率密度分布を作成します。降着円盤質量に新しい数値相対性理論に基づいたフィッティング式を適用することにより、GW170817残余円盤質量の事後確率密度分布を構築します。2つを組み合わせることにより、不確実性を慎重に考慮して、このシステムでの降着からジェットへのエネルギー変換効率を推定します。GW170817の降着からジェットへのエネルギー変換効率は$\eta\sim10^{-3}$であり、不確実性は2桁弱です。この低い効率は、$\nu\bar\nu$メカニズムからの期待とよく一致しているため、この測定だけでは除外できません。このような効率は、合併直後のディスク内の磁場が主にトロイダルである（合併ダイナミクスの結果として予想される）場合、Brandford-Znajekメカニズムで予想される効率とも一致します。

暗黒エネルギー調査によるDECamフォローアップ観測に基づくシミュレーションによるS190814bvの物理的特性の制約

Title	Constraints_on_the_Physical_Properties_of_S190814bv_through_Simulations_based_on_DECam_Follow-up_Observations_by_the_Dark_Energy_Survey
Authors	R._Morgan,_M._Soares-Santos,_J._Annis,_K._Herner,_A._Garcia,_A._Palmese,_A._Drlica-Wagner,_R._Kessler,_J._Garcia-Bellido,_T._G._Bachmann_N._Sherman,_S._Allam,_K._Bechtol,_C._R._Bom,_D._Brout,_R._E._Butler,_M._Butner,_R._Cartier,_H._Chen,_C._Conselice,_E._Cook,_T._M._Davis,_Z._Doctor,_B._Farr,_A._L._Figueiredo,_D._A._Finley,_R._J._Foley,_J._Y._Galarza,_M._S._S._Gill,_R._A._Gruendl,_D._E._Holz,_N._Kuropatkin,_C._Lidman,_H._Lin,_U._Malik,_A._W._Mann,_J._Marriner,_J._L._Marshall,_C._E._Martinez-Vazquez,_N._Meza,_E._Neilsen,_C._Nicolaou,_F._Olivares_E.,_F._Paz-Chinchon,_S._Points,_J._Quirola,_O._Rodriguez,_M._Sako,_D._Scolnic,_M._Smith,_F._Sobreira,_D._L._Tucker,_A._K._Vivas,_M._Wiesner,_M._L._Wood,_B._Yanny,_A._Zenteno,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_et_al._(39_additional_authors_not_shown)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07385

2019年8月14日、LIGOとVirgoのコラボレーションは、重力波の重要度の高い検出について天文学コミュニティに警告し、ソースを中性子星-ブラックホール（NSBH）合併、その種の最初のイベントとして分類しました。DarkEnergySurvey（DES）GravitationalWaveSearchandDiscoveryTeamは、光学的な対応物を求めて、これまでで最も徹底的かつ正確な分析を行い、Blanco/DECam0、1、2、3の90％信頼レベルのローカリゼーションエリア全体を対象としました、合併が検出されてから6、16、夜。さまざまな明るさのオブジェクトがDESSearchandDiscoveryPipelineによって検出され、カタログマッチング、光度曲線プロパティ、ホスト銀河測光赤方偏移、SOAR分光フォローアップ観測、機械学習ベースの測光により、対応する候補のリストを体系的に減らしました分類。すべての候補者は、合併の相手として拒否されました。検索の感度を定量化するために、選択基準を超新星とキロ新星のシミュレーションに適用しました。それらはDECamの観測で表示されるはずです。NSBHマージャーには明示的な光度曲線モデルがないため、NSBHマージャーと同様の光学シグネチャを持つと予想されるバイナリNSモデルで感度を特徴付けます。この合併の際にキロノバが発生した場合、放出された物質の太陽質量が0.07を超え、ランタニドの存在量が$10^{-8.56}$未満で、速度が$0.18c$から$0.21c$の構成は好ましくありません。$2\sigma$レベルで。さらに、私たちのバックグラウンド低減方法は、将来のフォローアップ観測の$95\％$で$4\sigma$レベルで重力波信号を検出された電磁対応物と関連付けることができると推定します。

$ z <0.5 $での短いGRBの遅延ラジオ調査：中性子星合併の残党に関する新しい制約

Title	A_Late-time_Radio_Survey_of_Short_GRBs_at_$z<0.5$:_New_Constraints_on_the_Remnants_of_Neutron_Star_Mergers
Authors	Genevieve_Schroeder_(Northwestern/CIERA),_Ben_Margalit,_Wen-fai_Fong,_Brian_D._Metzger,_Peter_K._G._Williams,_Kerry_Paterson,_Kate_D._Alexander,_Tanmoy_Laskar,_Armaan_V._Goyal,_Edo_Berger
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07434

連星中性子星（BNS）の合体の結果として生成された巨大で急速に回転するマグネター残骸は、そのエネルギーの一部を周囲のキロノバ噴出装置に蓄積し、噴出装置とサーキュバースト媒体の相互作用からシンクロトロン無線信号に電力を供給します。ここでは、バーストに続く$\約2.4-13.9$年のレストフレームタイムスケールでの、9つの低赤方偏移短ガンマ線バースト（GRB;$z<0.5$）の6.0GHz超大型アレイ（VLA）観測を示します。。バースト位置に$F_{\nu}\lesssim6-20\、\mu$Jy、または$L_{\nu}\lesssim（0.6-8.3）\times10の無線連続体放射に$3\sigma$制限を配置します^{28}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$。これらの制限を相対論的効果を適切に組み込んだ新しい光度曲線モデリングと比較すると、$E_{\rmej}\lesssim（0.6-6.7）\times10^{52}$erg（$E_{\rmej}\lesssim（1.7-14.1）\times10^{52}$erg）、排出物の質量が$0.03\、M_{\odot}$（$0.1\、M_{\odot}$）の場合。5.5-6.0GHzの観測値を持つ27の短いGRBの均一な再分析を提示し、$\gtrsim50\％$の短いGRBがそれらの合併で安定したマグネター残骸を形成しなかったことを発見します。短いGRBが銀河系のBNS人口から引き出されたBNSの合併に加えて、高質量のGW194025のような合併の追加の構成要素である$f_{\rmGW190425}$のケースで生成されると仮定して、非質量の最大質量に制約を課します。-回転中性子星（NS）（$M_{\rmTOV}$）、$f_{\rmGW190425}=0.4$の$M_{\rmTOV}\lesssim2.4\、M_{\odot}$を見つけます。VLASkySurvey（VLASS）などの非対象調査における無線残骸の検出（またはその欠如）は、安定した残骸を生成する合併の割合に、より厳しい制約を与える可能性があります。$\gtrsim100-1000$無線残骸がVLASSで発見された場合、これは、短いGRBがBNS合併の偏った母集団であり、それらが生成する残骸の安定性の点で優れていることを示唆しています。

GRBコラプサーの中央エンジンの特性を解読する

Title	Deciphering_the_properties_of_the_central_engine_in_GRB_collapsars
Authors	M._Petropoulou,_P._Beniamini,_G._Vasilopoulos,_D._Giannios,_R._Barniol_Duran
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07482

長いガンマ線バースト（GRB）の中央エンジンは、重い星のコア崩壊によって生成されたコンパクトなオブジェクトであると考えられていますが、その正確な性質（ブラックホールまたはミリ秒マグネター）はまだ議論の余地があります。GRBコラプサーの中央エンジンは直接観測するために隠されていますが、その特性は付随する電磁信号に刻印される場合があります。NeilGehrelsSwiftObservatoryに搭載されたバーストアラート望遠鏡（BAT）によって検出された長いGRBの迅速な観測と一致する中央エンジンの一般的なプロパティを解読することを目指しています。エンジンの出力と活動のタイムスケールが互いに独立している中央エンジンの一般的なモデルを採用して、私たちは、星からのブレイクアウトに成功したジェットによって生成された長いGRBのモンテカルロシミュレーションを実行します。私たちのシミュレーションでは、ジェットブレイクアウトタイムスケールのエンジン輝度への依存性と、検出器のフラックスしきい値の影響を考慮しています。ガンマ線光度対ガンマ線持続時間平面でシミュレートされた検出可能なバーストの2次元（2D）分布は、中央エンジンを記述するパラメーター値の範囲で観測されたものと一致しています。シミュレートされたコラプサーGRBの固有の2D分布は、観測されたものよりも低いガンマ線光度とより長い持続時間でピークに達します。これは、将来、より感度の高い検出器でテストできる予測です。パワーと活動時間が前駆星と星の構造を通る大規模な磁束によってそれぞれ設定されるブラックホール降着体は、我々のモデルによって推論される中央エンジンの特性と互換性があります。

ガンマ線放射狭線セイファート1 1H 0323 + 342におけるX線放射の起源

Title	The_Origin_of_X-ray_Emission_in_the_Gamma-ray_emitting_Narrow-Line_Seyfert_1_1H_0323+342
Authors	Sergio_A._Mundo,_Erin_Kara,_Edward_M._Cackett,_A.C._Fabian,_J._Jiang,_R.F._Mushotzky,_M.L._Parker,_C._Pinto,_C.S._Reynolds,_A._Zoghbi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07537

最も近いガンマ線を放出する狭線セイファート1（$\gamma$-NLS1）銀河、1H0323+342のX線スペクトルおよびタイミング分析の結果を示します。最近の同時XMM-Newton/NuSTARキャンペーンからの観測を使用します。電波が静かなNLS1と同様に、スペクトルは低エネルギー（$\lesssim2$keV）でのソフトオーバーと、幅広い鉄K輝線などの反射機能を示します。また、ジェット放出の結果である可能性が高い$\sim35$keVを超えるエネルギーでのハード超過の証拠も見つかりました。私たちの分析は、相対論的反射が統計的に必要であることを示しており、広帯域スペクトルの反射モデルrelxillを含むモデルの組み合わせを使用すると、$i=63^{+7}_{-5}$度の傾斜が見つかり、電波観測で超光速運動によって推定されるはるかに低い値で緊張状態にあります。また、フラットな（$q=2.2\pm0.3$）放射率プロファイルが見つかります。これは、ディスクの外側の領域から放出される反射フラックスが通常よりも多いことを意味し、薄いディスクモデルの仮定からの逸脱を示唆しています。。厚い降着円盤形状からの反射など、考えられるこの理由について説明します。

推論は、ニュートリノフレーバー変換の動的モデルを制約するメトリックを提供します

Title	Inference_offers_a_metric_to_constrain_dynamical_models_of_neutrino_flavor_transformation
Authors	Eve_Armstrong,_Amol_V._Patwardhan,_Ermal_Rrapaj,_Sina_Fallah_Ardizi,_George_M._Fuller
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07725

コンパクトなオブジェクトのマルチメッセンジャーの天体物理学は、ニュートリノのフレーバー変換が発生する可能性があり、元素合成、ダイナミクス、および検出されたニュートリノ信号にとって重要である可能性がある広範囲の環境を提示します。これらの多様な環境でフレーバーエボリューションソリューションスペースを調査するための効率的な手法の開発は、既存の高度な計算ツールを強化および補完するものであり、この分野の進歩を活用することができます。この目的のために、ニュートリノフレーバー変換の小規模モデルのソリューションを特定するために、統計データ同化（SDA）の調査を続けます。SDAは機械学習（ML）の公式であり、動的モデルは測定された量を生成すると想定されています。具体的には、SDAの最適化定式化を使用し、変分法によりコスト関数を極値化します。極値化がコスト関数のグローバル最小値を識別する状態空間の領域は、モデルソリューションが存在できるパラメーター体制に対応します。私たちの例の研究は、互いにコヒーレントに相互作用し、物質の背景と相互作用する2つの単一エネルギーニュートリノビームのフレーバー変換履歴を推測することを目的としています。ソリューションは、検出ポイントで測定されたニュートリノフレーバーフラックスと一致し、放出ポイントやMikheyev-Smirnov-Wolfensteinのロケーションなど、軌跡に沿ったさまざまな場所のフレーバーコンテンツに制約が課されることを要求します。（MSW）共振。プロシージャが効率的にソリューションレジームを識別し、ソリューションが実行不可能なレジームを除外する方法を示します。全体として、この結果は、この\lq\lq変分アニーリング\rq\rq\方法論の約束を密接に結び付け、従来の数値シミュレーションコードではアクセスが困難となる一連の基本的な質問を効率的に調査します。

光測光および偏光測定時系列データに基づくブレイザーの分類のための特徴選択

Title	Feature_Selection_for_Classification_of_Blazars_Based_on_Optical_Photometric_and_Polarimetric_Time-Series_Data
Authors	Makoto_Uemura,_Taisei_Abe,_Yurika_Yamada,_Shiro_Ikeda
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07792

ブレイザーは2つのサブタイプ、フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）とBLLacオブジェクトに分類できます。これらの物理的性質と関係はまだ完全には理解されていませんが、それらは光輝線の強さによって現象論的に区別されています。この論文では、それらの変動性の違いに焦点を当てます。Ornstein-Uhlenbeck（OU）プロセスを使用してブレザーの変動性を特徴付け、2つのサブタイプを識別する特徴を調査します。2008-2014年の1.5mカナタ望遠鏡で取得した光学測光データと偏光データを使用しました。FSRQとBLLacオブジェクトを区別するには、4つの機能、つまり、変動振幅、特性タイムスケール、および光度曲線から得られた変動性の非定常性と偏光度（PD）の中央値が不可欠であることがわかりました。FSRQはまれで大きなフレアが特徴ですが、BLLacオブジェクトの変動性は、比較的小さな振幅の定常OUプロセスで再現できます。変動性の特性は、サブタイプ間のジェット構造の違いによってではなく、シンクロトロン放射のピーク周波数によって支配されます。これは、ジェットの変動の性質がFSRQおよびBLLacオブジェクトで一般的であることを意味します。BLLacオブジェクトはPD中央値が高くなる傾向があることがわかりました。これは、それらが安定した偏光成分を持っていることを示唆しています。FSRQにはそのようなコンポーネントはありません。おそらくサブPCスケールのジェットにおける強力なコンプトン冷却効果が原因です。

天体物理学システムの対数正規フラックス分布の決定について

Title	On_the_determination_of_log-normal_flux_distributions_for_astrophysical_systems
Authors	Zahir_Shah,_Ranjeev_Misra_and_Atreyee_Sinha
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07852

天体物理学ソースのフラックス分布がガウスまたは対数正規であるかどうかを決定することは、その変動性の性質への重要な洞察を提供します。中程度の長さ（$<10^3$）の光度曲線の場合、最初の有用な分析は、歪度を推定してアンダーソンダーリング（AD）法を適用することにより、磁束のガウス性と磁束の対数をテストすることです。さまざまな長さ、変動性、ガウス測定エラー、パワースペクトルインデックス$\beta$（つまり、$P（f）\proptof^{-\beta}$）を使用して、信頼性の高い使用のための処方とガイドラインを提供するライトカーブの広範なシミュレーションを実行しますこれら2つのテストの。ホワイトノイズ（$\beta=0$）に関する文献で与えられた値とは異なる$\beta=0.5$および$1.0$の歪度の期待される標準偏差と表形式のADテストの臨界値の経験的近似を示します。。さらに、ホワイトノイズの場合、時間のビニングが磁束分布を変更するため、ほとんどの実際的な状況では、これらのテストは意味がないことを示しています。$\beta\gtrsim1.5$の場合、歪度の分散は長さとともに減少しないため、テストは信頼できません。したがって、このようなテストは、$\beta\gtrsim0.5$および$\beta\lesssim1.0$を備えたシステムにのみ適用できます。この作業で与えられた処方の例として、ブレザーのフェルミデータ3FGL\、J0730.2-1141が、その$\gamma$光線束が対数正規分布と一致し、ガウスのもの。

2台の大規模空気シャワーの歴史的接近の可能性を確認する方法について

Title	On_the_method_of_ascertainment_of_the_possible_historical_proximity_of_two_Extensive_Air_Showers
Authors	Yuri_Verbetsky,_Manana_Svanidze_(E_Andronikashvili_Institute_of_Physics_under_Tbilisi_State_University_Tbilisi_Georgia)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07903

存在を確立し、両方のシャワーを開始する宇宙放射線（CR）粒子を生成する単一のイベントから発生したと見なすことができる拡張エアシャワー（EAS）のペアの特性を調査するための増加する取り組みがまだ進行中です。EASイベントを監視するかなりのリモートCRインストールは、この目的に特に役立ちます。推定方法は、このようなEASペアを決定するために提案され、相互に離れた設備のペアによって観測され、歴史的に近位であり、おそらく同族であると見なすことができる2つの初期CR粒子によって開始されます。この方法の適用の数値例は、シャワーのおもちゃシミュレーションサンプルを使用して示されています。

大規模なブラックホールをさまよう狩り

Title	Hunting_for_wandering_massive_black_holes
Authors	Minghao_Guo,_Kohei_Inayoshi,_Tomonari_Michiyama_and_Luis_C._Ho
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08203

ホスト銀河の周辺を周回する$\gtrsim10^5〜M_\odot$の質量を持つ大量のブラックホール（BH）への低密度降着流を調査し、3次元流体力学シミュレーションを実行します。これらの放浪BHは、銀河核からの放出を介して、多体BH相互作用および銀河とBHの合体に関連する重力波反動を介して取り込まれます。放浪BHに密度変動を伴う高温で拡散したプラズマが供給されると、流入量が広く分布するため、質量降着率は標準的なボンダイホイルリトルトン率の$\sim10-20\％$に制限されます。角運動量。さらに、放散効率の悪い降着流から放浪BHへの放射スペクトルを計算し、スペクトルがミリメートル帯にピークを持っていることを確認します。ここで、Atacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）は最高の感度と空間分解能を備えています。ALMAと次世代の超大型アレイ（ngVLA）などの将来の施設でのミリ波観測により、さまよっているBH集団を探し出し、検出可能な質量制限を$M_\bullet\simeq2\times10^7〜M_\odot$に押し下げることができます。M87などの近くにある楕円形の場合、および天の川の場合は$M_\bullet\simeq10^5〜M_\odot$。この放射スペクトルモデルを数値シミュレーションと組み合わせて適用することにより、矮小銀河で検出された核外BHの物理的解釈が得られます。これにより、BHシード形成シナリオが制約される可能性があります。

GaiaとLAMOSTとの相互作用しないブラックホールバイナリ

Title	Non-interacting_black_hole_binaries_with_Gaia_and_LAMOST
Authors	Grzegorz_Wiktorowicz,_Youjun_Lu,_{\L}ukasz_Wyrzykowski,_Haotong_Zhang,_Jifeng_Liu,_Stephen_Justham,_Krzysztof_Belczynski
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08317

最近まで、ブラックホール（BH）は、X線連星の他の星からの降着、または二重コンパクトオブジェクトの結合によってのみ発見できました。天文測定および分光測定の改善により、コンパニオンの動きを正確に分析することで、相互作用しないBHバイナリ（nBHB）でもBHを検出できるようになりました。この調査では、\startrack\バイナリスター人口モデリングコードの更新バージョンと天の川（MW）銀河の詳細モデルを使用して、\gaia\と\lamost\の調査で予想される検出数を計算します。現実的な恒星密度分布、星形成履歴（SFH）、およびMWの化学進化とバイナリ人口合成出力を畳み込むための形式を開発します。これにより、MW全体の予測コンパクトバイナリ人口の確率分布関数が生成されます。これにより、2母集団合成出力からモンテカルロがサンプリングしてMWコンパクト2元分布の1つの潜在的な特定の実現を生成する方法によって導入される追加の統計的不確実性が回避され、この方法もそのようなモンテカルロの実現に比べて高速です。具体的には、$\sim41$-$340$nBHBが\gaiaによって観測されると予測していますが、最近の（$\lesssim100\;$Myr）星形成が低い場合、数は$\sim10$-$70$に低下する可能性があります（$\sim1\;M_\odot$/yr）。\lamost\の場合、$\lesssim14$検出可能なnBHBを予測します。これは、その視野が銀河の$\sim6\％$をカバーしているため、部分的に低くなっています。

コンパクトな残骸の塊と出生前の蹴りの簡単なレシピ

Title	Simple_recipes_for_compact_remnant_masses_and_natal_kicks
Authors	Ilya_Mandel,_Bernhard_M\"uller
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08360

3次元超新星シミュレーションと半解析的パラメーターモデルからの最近の結果に基づいて、中性子星とブラックホールの質量、および存在する場合は出生前のキックが超新星前の炭素-酸素コアに依存する分析処方を作成しますヘリウムシェルの質量。私たちのレシピは、恒星の進化と超新星の固有の確率論を説明するために、決定論的ではなく確率論的です。私たちはこれらのレシピが迅速な集団合成に特に役立つと予想し、単一の星の集団の残存質量とキックの分布へのそれらの適用を示します。

原中性子星の一般相対論的平均場ダイナモモデル

Title	General_Relativistic_Mean-field_Dynamo_Model_for_Proto-neutron_Stars
Authors	K._Franceschetti_and_L._Del_Zanna
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08431

中性子星、特にマグネターは、宇宙で最も強い磁場をホストすることが知られています。これらの強い場の起源は論争の問題です。この予備作業では、数値シミュレーションを介して、非理想的な一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）レジームで初めて、サブスケールによる平均場ダイナモの作用による磁場の成長を調べます。未解決の乱気流。ダイナモプロセスは、（プロト）スターの差動回転と組み合わされて、観測の説明に必要な値まで、初期のシード磁場の指数関数的成長を生み出します。ダイナモ係数を変化させることにより、異なる成長率が得られます。ダイナモの強度に対する成長率の準線形依存性を見つけます。さらに、指数関数的成長が発生する時間間隔と成長速度も、磁場の初期構成に依存しているようです。

無線周波数での自己レンズ式超大質量バイナリーブラックホール：スパイキーの物語は続く

Title	A_self-lensing_supermassive_binary_black_hole_at_radio_frequencies:_the_story_of_Spikey_continues
Authors	Emma_Kun,_S\'andor_Frey,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08441

クエーサーJ1918+4937は最近、高ケイデンスのケプラー光学光曲線の狭いスパイクのモデリングに基づいて、ミリパーセク分離バイナリ超大質量ブラックホール（SMBH）を内包することが提案されました。既知のバイナリSMBHは非常にまれであり、このオブジェクトの物理的および幾何学的パラメータに対する厳しい制約は独特です。非常に長いベースライン干渉法（VLBI）で取得されたJ1918+4937の高解像度ラジオ画像は、80ミリ秒に及ぶ豊富な片側ジェット構造を示しています。ここでは、同時に作成された高感度の1.7GHzおよび5GHzのVLBI画像と、J1918+4937のスナップショット8.4/8.7GHzVLBI画像を同時に分析し、ウィグリングジェットの外観がバイナリシナリオと一致していることを示します。偏心軌道を扱うジェット構造モデルを開発しています。このモデルを測定したVLBIコンポーネントの位置に適用することにより、ラジオジェットの傾きと、ジェットエミッターSMBHのスピン角度を制約します。ジェットの形態モデルは光学データや無線データと一致しており、セカンダリSMBHはシステム内で噴射されたものである可能性が高いことがわかります。さらに、J1918+4937で利用できる10年間にわたる15GHzの電波束監視データは、スピン軌道歳差運動によるジェットの傾きのゆっくりした経年変化によって引き起こされる総束密度の漸進的な全体的な減少と互換性があります。二次SMBHの地平線が急速に回転している場合、J1918+4937は効率的な高エネルギーニュートリノソースになる可能性があります。

南極のドーム〜AからのAST3光天空調査の自動化

Title	Automation_of_the_AST3_optical_sky_survey_from_Dome~A,_Antarctica
Authors	Bin_Ma,_Yi_Hu,_Zhaohui_Shang,_Keliang_Hu,_Yongjiang_Wang,_Xu_Yang,_Michael_C._B._Ashley,_Xiangyan_Yuan,_and_Lifan_Wang
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08128

0.5\、m南極観測望遠鏡（AST3）は、時間領域の光学/赤外線天文学用に設計されました。彼らは南極のドーム〜Aにあり、冬の暗闇が続くことを利用できます。サイトは冬は無人であるため、観測からデータ削減まで、運用のすべてを完全に自動化する必要がありました。ここでは、AST3プロジェクトの簡単な概要と、南極大陸にあることによるそのユニークな特徴のいくつかを紹介します。完全な自動化を可能にするカスタマイズされたハードウェアとソフトウェアを含む、調査のさまざまなコンポーネントを要約します。

天体物理学における異常検出：KiDSデータに対する教師なしディープ学習と機械学習の比較

Title	Anomaly_detection_in_Astrophysics:_a_comparison_between_unsupervised_Deep_and_Machine_Learning_on_KiDS_data
Authors	Maurizio_D'Addona,_Giuseppe_Riccio,_Stefano_Cavuoti,_Crescenzo_Tortora,_Massimo_Brescia
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08235

科学のすべての分野は、発見プロセスにおいて前例のない変化を経験しており、天文学は最初からこの移行の主役です。進行中および将来の大規模で複雑なマルチメッセンジャースカイサーベイでは、観測された構造を分類し、奇妙で予期しないソースを検出して特徴付けるための、堅牢で効率的な自動化手法を幅広く活用する必要があります。異常検出の問題に2つの異なる教師なし機械学習アルゴリズムを適用して、KiDSDR4データの予備実験を実行しました。これは、固有のソースを検出するための潜在的に有望な方法である、絡み合っていない畳み込みオートエンコーダーと教師なしランダムフォレストです。画像に直接作用する前者の方法は、相互作用する銀河や重力レンズのような特異なオブジェクトを識別することができると考えられています。後者は、代わりにカタログデータに取り組んでおり、特異な大きさや色の異常な値を持つオブジェクトを識別できます。

天文画像データの異常値検出法の比較

Title	Comparison_of_outlier_detection_methods_on_astronomical_image_data
Authors	Lars_Doorenbos,_Stefano_Cavuoti,_Massimo_Brescia,_Antonio_D'Isanto,_Giuseppe_Longo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08238

新世代の天文機器によって生成された膨大なデータ量によってもたらされる多くの課題の中には、珍しい奇妙なオブジェクトの検索もあります。教師なし外れ値検出アルゴリズムは、実行可能なソリューションを提供する可能性があります。この作業では、6つの方法のパフォーマンスを比較します。ローカル異常値因子、分離フォレスト、k平均クラスタリング、目新しさの尺度、および通常のオートコンボリューションと畳み込みオートエンコーダーの両方です。これらのメソッドは、SDSSストライプ82から抽出されたデータに適用されました。独自のハイパーパラメーターのセットに対する各メソッドの感度を検討した後、各メソッドの結果を組み合わせてオブジェクトをランク付けし、外れ値の最終的なリストを作成します。

DIAMONDS（FAMED）による高速で自動化されたピークバギング

Title	Fast_and_Automated_Peak_Bagging_with_DIAMONDS_(FAMED)
Authors	E._Corsaro,_J._M._McKeever,_J._S._Kuszlewicz
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08245

振動を示す低質量および中間質量の星は、それぞれ数十の検出可能な振動モードを示す可能性があります。振動モードは、星の内部構造と回転ダイナミクスを拘束するための強力なツールであるため、正確な恒星年代を取得できるツールです。これまでに発見された数万の太陽のような発振器は、基本的な恒星特性と利用可能な進化段階の大きな多様性を表しています。そのような星で認識できる振動の特徴の範囲が広いため、特に大きな恒星のサンプルを考慮して、振動モードを詳細に適切に特徴付けることは特に困難です。この問題を克服するには、自動化されたアプローチが必要です。これには、高速で信頼性があり、同時に柔軟性がなければなりません。さらに、このアプローチでは、さまざまな進化段階にある星から周波数、線幅、振幅の振動モードプロパティを抽出できるだけでなく、抽出された各モードに正しいモードIDを割り当てることもできます。ここでは、メインシーケンスから恒星進化のコアヘリウム燃焼フェーズに至るまで、星の自動化された詳細なアステロスミック解析を実行できる、新しく自由に利用できるパイプラインFAMED（DIAMONDSを使用した高速および自動化されたpEakバギング）を紹介します。したがって、これには亜巨星、赤い巨大枝（RGB）に沿って進化する星、そして初期の漸近巨大枝に向かって進化する可能性が高い星が含まれます。このペーパーでは、FAMEDがメインシーケンス、サブジャイアント、低光度RGB、およびコアヘリウム燃焼星の双極子振動モードからの回転を検出する方法をさらに示します。FAMEDは、パブリックGitHubリポジトリ（https://github.com/EnricoCorsaro/FAMED）からダウンロードできます。

畳み込みモデルを使用したピラミッド波面センサーの光学ゲイン補償

Title	Pyramid_wavefront_sensor_optical_gains_compensation_using_a_convolutional_model
Authors	Vincent_Chambouleyron_and_Olivier_Fauvarque_and_Pierre_Janin-Potiron_and_Carlos_Correia_and_Jena-Fran\c{c}ois_Sauvage_and_Noah_Schwartz_and_Beno\^it_Neichel_and_Thioerry_Fusco
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08294

非常に大きな望遠鏡は、広く使用されているShack-HartmannWaveFrontセンサー（SHWFS）よりもピラミッド波面センサー（PyWFS）を圧倒的に選択して、単一共役適応光学（SCAO）モードを実行しています。フーリエフィルタリングに基づくセンサーであるPyWFSは、多くの天文学アプリケーションで非常に成功していることが証明されています。ただし、非ゼロの残余波面を処理する場合、感度が低下する非線形動作を示します。このいわゆるオプティカルゲイン（OG）効果は、SCAOシステムの閉ループパフォーマンスを低下させ、非共通パス収差（NCPA）の正確な補正を妨げます。このホワイトペーパーでは、適応光学系の閉ループシステムでPyWFS測定を制御するために、高速で機敏な戦略を使用してOGを計算することを目指しています。畳み込みモデルに基づくPyFWSの新しい理論的記述を使用して、閉ループ操作でのPyWFSの動作を分析的に予測できます。このモデルにより、感度や関連するOGなどの特定の側面に対する残留波面エラーの影響を調査できます。提案された方法は、残留波面統計の知識に依存し、現在のOGの自動推定を可能にします。エンドツーエンドの数値シミュレーションを使用して、予測を検証し、アプローチの関連性をテストします。非侵襲的戦略を使用して、私たちの方法がOGの正確な推定を提供することを示します。モデル自体は、大気乱流に関する統計情報を導き出すためにAOテレメトリデータのみを必要とします。さらに、現在のFriedパラメーターr_0と基本的なシステムレベルの特性の推定のみを使用することによって、OGが10％未満の精度で推定できることを示します。最後に、NCPA補償の場合のOG推定の重要性を強調します。提案された方法は、PyWFSに適用されます。

VLT干渉計と重力による補償光学支援銀河中心観測のための赤外線波面センシング：運用と結果

Title	Infrared_wavefront_sensing_for_adaptive_optics_assisted_galactic_center_observations_with_the_VLT_interferometer_and_GRAVITY:_operation_and_results
Authors	Stefan_Hippler,_Wolfgang_Brandner,_Silvia_Scheithauer,_Martin_Kulas,_Johana_Panduro,_Peter_Bizenberger,_Henry_Bonnet,_Casey_Deen,_Fran\c{c}oise_Delplancke-Str\"obele,_Frank_Eisenhauer,_Gert_Finger,_Zoltan_Hubert,_Johann_Kolb,_Eric_M\"uller,_Laurent_Pallanca,_Julien_Woillez,_G\'erard_Zins,_and_GRAVITY_Collaboration
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08414

この記事では、近赤外線波面センシングに基づく適応光学（AO）システムCIAOの操作について説明します。Coud\'eInfraredAdaptiveOptics（CIAO）システムは、超大型望遠鏡（VLT）干渉計（VLTI）の中心的な補助コンポーネントです。特に、GRAVITY装置を使用して銀河中心（GC）を観測できます。GRAVITYは、4つの8m望遠鏡の光をコヒーレントに結合し、最終的に6つのベースラインのKバンドの干渉測定を同時に記録する、高度に専門化されたビームコンバイナです。CIAOは、観測中に4つのすべての8mユニット望遠鏡（UT）が経験する大気の乱流によって引き起こされる位相の乱れを補正します。4つのCIAOユニットはそれぞれ、そのUTで回折限界に近い画質を生成します。これにより、観測された恒星オブジェクトの最大フラックスがGRAVITYビームコンバイナのファイバーに入ることが保証されます。運用の最初の3年間で得られたCIAOパフォーマンスデータを、気象条件の関数として示します。CIAOがどのように構成され、調整され、最後にGRAVITYでの観測に使用されるかについて説明します。さらに、パラナルで初めて使用される近赤外線に敏感なサピラ検出器の優れた機能に焦点を当て、波面センサー検出器としてどのように機能するかを示します。

SDSS J124043.01 + 671034.68：熱核点火を受けた低質量白色矮星の部分的に燃焼した残骸？

Title	SDSS_J124043.01+671034.68:_The_partially_burned_remnant_of_a_low-mass_white_dwarf_that_underwent_thermonuclear_ignition?
Authors	Boris_T._Gaensicke,_Detlev_Koester,_Roberto_Raddi,_Odette_Toloza,_S.O._Kepler
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07381

白色矮星SDSSJ124043.01+671034.68（SDSSJ1240+6710）は、酸素が支配的な雰囲気で、ネオン、マグネシウム、シリコンの痕跡がかなり多いことが以前に判明しています。この非常に珍しい光球の組成を説明するために、激しい後期熱パルスまたはバイナリ相互作用を介して考えられる起源が示唆されています。遠紫外および光学フォローアップ分光法における炭素、ナトリウム、およびアルミニウムの追加検出について報告します。鉄族元素は検出されず、鉄、コバルト、ニッケルの上限が厳しく、星が部分的に酸素燃焼したが、シリコン燃焼に点火できなかったことを示唆しています。スペクトルエネルギー分布をモデル化し、ガイア視差に基づく距離を採用することで、低い白色矮星の質量M（wd）=0.41+/-0.05Msunを推測します。ガイア固有運動とその半径方向速度から計算されたSDSSJ1240+6710の大空間速度は、銀河の回転に関して反対方向に約250km/sの銀河静止フレーム速度と互換性があり、バイナリを強くサポートしていますこの星の起源。SDSSJ1240+6710の特性を、最近発見された熱核超新星の生存者であるD6とLP40-365スターのコンテキストで説明し、これらの2つのグループのいずれかに関連する可能性は低いと結論付けます。SDSSJ1240+6710は、熱核事象を受けた低質量の白色矮星の部分的に燃焼した残骸であることを暫定的に示唆しています。

連星で取り除かれた星-生きている重力波源

Title	Stars_stripped_in_binaries_--_the_living_gravitational_wave_sources
Authors	Y._G\"otberg,_V._Korol,_A._Lamberts,_T._Kupfer,_K._Breivik,_B._Ludwig,_M.R._Drout
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07382

バイナリの相互作用により、恒星のエンベロープがはがれ、星の半径が大幅に減少します。したがって、剥がれた星とコンパクトな物体で構成されるバイナリの軌道は、システムが生成する重力放射がレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）にアクセス可能な周波数に達するほどきつくなる可能性があります。これまでに、白色矮星を伴うきつい軌道にある2つのそのような剥がれた星（ZTFJ2130+4420およびCD-3011223）が知られていますが、さらに多くのものが存在すると予想されます。これらのバイナリは、バイナリ進化モデルに重要な制約を提供し、LISA検証ソースとして使用できます。詳細な進化モデルを使用して、中性子星または白色矮星のコンパニオンのいずれかを備えた狭い軌道で剥奪された星の銀河集団をシミュレートするモンテカルロコードを開発します。LISAで10年間観測した後、SNRが5を超える0〜100の剥がれた星+白色矮星のバイナリと0〜4の剥がれた星+中性子星のバイナリを予測します。これらのバイナリの90％以上は、分光学的に検出可能な$\gtrsim200$km/sの大きな動径速度シフトを示すと予想されます。剥がれた星の潮汐変形による測光の変動も予想され、ZTFJ2130+4420およびCD-3011223で観察されています。さらに、剥かれた星+中性子星の連星は、$L_X\で明るいX線であると予想されます。gtrsim10^{33}-10^{36}$erg/s。我々の結果は、剥ぎ取られた星の連星が、来たる電磁波と重力波施設のための有望なマルチメッセンジャー源であることを示しています。

惑星状星雲における中性子捕獲元素の存在量

Title	Neutron-Capture_Element_Abundances_in_Planetary_Nebulae
Authors	N._C._Sterling_(University_of_West_Georgia)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07414

星雲分光法は、遅いneutron（n）-capture元素合成（sプロセス）による重元素の生成を評価するための貴重なツールです。敏感な高分解能近赤外分光計の助けを借りて、過去数年間で惑星状星雲（PNe）でn捕獲元素のいくつかの遷移が確認されています。光学分光法と組み合わせると、新しく発見された近赤外線ラインにより、これまで可能であったよりも正確なアバンダンス測定が可能になり、PNeまたはその前駆細胞でこれまで研究されていなかった元素へのアクセスが可能になります。中性子捕獲元素は、射手座矮小銀河のPNeとマゼラン雲でも検出されています。この簡単なレビューでは、過去5年間に重点を置いて、PNeのsプロセスエンリッチメントの観察研究の進展について説明し、いくつかの未解決の問題と予備的な傾向に注意します。

潮汐アステロ地震学：バイナリーKIC 3230227をケプラーで覆っている平衡状態における非線形モードカップリングの可能な証拠

Title	Tidal_Asteroseismology:_Possible_Evidence_of_Non-linear_Mode_Coupling_in_an_Equilibrium_State_in_Kepler_Eclipsing_Binary_KIC_3230227
Authors	Zhao_Guo
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07417

以前は、一連の潮汐励起振動が偏心食バイナリKIC3230227で発見されました。脈動の振幅と位相は、観察された振動が進行性の四重モードであることを示唆しています。この論文では、分析を改善し、より多くの振動周波数を抽出します。また、振幅と位相の時間変動を調べ、ほとんどすべてのモードで安定した位相と振幅があることを示します。次に、非軌道調和振動に注目します。2つの形成メカニズムを検討します。1）表面対流層の非線形応答、および2）非線形3/マルチモード結合です。前者は観察された機能のいくつかを説明できますが、後者のメカニズムの方が可能性が高いことがわかります。これらが結合モードであると仮定すると、4年間にわたる一定の振幅/位相は、モード結合の平衡状態か、非常に長い周期でリミットサイクルを経験しているモードのいずれかで説明できます。観測された周波数離調と計算された娘モードの減衰率は、平衡状態の解釈に有利です。これは、3モード結合の振幅方程式を積分することによって検証されます。観測された周波数離調、位相離調、およびモード減衰率に関連する、Weinbergetal。で導出された定常状態の関係は、1つのモードのトリプレットでほぼ満たされていることがわかります。また、観測されたモード振幅比と非線形3モード結合の選択規則に基づいて、モードの方位角数を特定しようとします。これらの観測が非線形の潮汐アスタリスク学に及ぼすさらなる影響について議論します。

低プラントル数での水平せん断不安定性

Title	Horizontal_shear_instabilities_at_low_Prandtl_number
Authors	P._Garaud
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07436

ほとんどの恒星進化モデルでは、星の放射領域での乱流混合は通常無視されるか、大まかに説明されます。ただし、そのような混合が存在し、星の生命のさまざまな側面に影響を与える可能性があるという理論的および観察的証拠が増えています。この作業では、直接数値シミュレーションを使用して、星の水平せん断不安定性による混合を定量化する最初の試みを示します。剪断力は物体力によって駆動され、急速に不安定になります。飽和状態では、成層化と熱拡散の相対的な重要性に応じて、いくつかの異なる動的レジームが存在することがわかります（粘度は原則として問題になることもありますが、ほとんどの恒星アプリケーションでは通常無視できます）。識別された各レジームで、乱流垂直渦スケール、典型的な乱流拡散係数、および温度変動の典型的な振幅（他の量の中でも）について、理論的に動機付けられたスケーリング則をいくつか提示しました。私たちの調査結果に基づいて、星の大部分は2つのカテゴリの1つに分類されると予測します。高いP\'eclet数の層状乱流と低いP\'eclet数の層状乱流です。後者は、Copeetal。による関連論文で詳細に提示されています。（2020）、前者についてはここで説明します。私たちの結果を最もよく知られている恒星剪断層、つまり太陽タコクリンに適用すると、それは高いP\'eclet数の層状乱流領域にあるはずであり、温度、運動量、および組成のかなりの量の垂直混合が予測されます。現状のままでは、新しい乱流モデルの予測は、太陽タコクラインのSpiegel＆Zahn（1992）モデルと互換性がありません。ただし、回転と磁場が乱流に影響を与える可能性が高く、今後の研究で考慮する必要があることも示します。

共通エンベロープ風洞：現実的な恒星エンベロープにおける適用範囲と自己相似性

Title	Common_Envelope_Wind_Tunnel:_Range_of_Applicability_and_Self-Similarity_in_Realistic_Stellar_Envelopes
Authors	Rosa_Wallace_Everson,_Morgan_MacLeod,_Soumi_De,_Phillip_Macias,_Enrico_Ramirez-Ruiz
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07471

一般的なエンベロープの進化は、近接バイナリの従来の形成チャネルの主要な軌道引き締めフェーズであり、完全に記述的で予測的な理論的フレームワークの確立に多くの課題を提示する多段階プロセスです。グローバル3D流体力学モデリングを補完するアプローチで、局所的な流体力学的「風洞」シミュレーションの結果を半解析的フレームワークに組み込んだ、単純化されたドラッグフォーマリズムの適用範囲を調査します。低、中、高質量領域にわたる現実的な巨大分岐星モデルのライブラリ。少数の主要な無次元パラメーターの観点から、一般的なエンベロープイベントの広い範囲を特徴付けて、ドラッグ方式の幅広い適用性と、質量体制および年齢にわたる自己相似性を明らかにします。グローバルバイナリプロパティとローカル構造量から生じる制限は、この形式の一般的な規範的なアプリケーションの機会とともに説明されています。

白色矮星における大気温度の逆転と彼I 5876コアプロファイル構造

Title	Atmospheric_Temperature_Inversions_and_He_I_5876_Core_Profile_Structure_in_White_Dwarfs
Authors	Beth_Klein,_Simon_Blouin,_Diego_Romani,_B._Zuckerman,_Carl_Melis,_Siyi_Xu,_P._Dufour,_C._Genest-Beaulieu,_A._B\'edard_and_M._Jura
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07483

スペクトル型DB白色矮星の高解像度高感度観測から、HeI5876という最強の光学ヘリウムラインの特徴的なコアプロファイルを報告します。Keck/HIRESおよびVLT/UVESからの40の星のサンプルを分析することにより、大気中の水素と重元素の含有量に関連するコアの外観を見つけます。新しいCaKライン測定値または上限は、サンプル星の約半分について報告されています。中心成分が自己反転しているI5876放出コアは、水素の存在量が比較的低く、大気中の重元素汚染が比較的少ない星に存在します。この自己反転構造は、汚染度や水素量が多い星では消え、単一の吸収コアに変わります。モデル大気から、自己反転放出コアが上層大気の温度反転によって説明できることを示します。単一の吸収コアへの移行は、温度の逆転を阻害する水素と重元素からの追加の不透明性が原因であると私たちは提案します。現在のモデルは、現象の有効温度範囲や自己反転構造の振幅と正確には一致していません。これは、3D処理、対流オーバーシュート、非LTE効果などの物理の欠落の結果である可能性があります。HeI5876のライン構造は、DB大気モデルの温度プロファイルを較正するための有用な新しい診断になる可能性があります。

CH3CNのJ = K回転レベルを含む吸収線の観察と分析：射手座B2（M）のエンベロープ

Title	Observations_and_Analysis_of_Absorption_Lines_including_J_=_K_Rotational_Levels_of_CH3CN:_The_Envelope_of_Sagittarius_B2(M)
Authors	Mitsunori_Araki,_Shuro_Takano,_Nobuhiko_Kuze,_Yoshiaki_Minami,_Takahiro_Oyama,_Kazuhisa_Kamegai,_Yoshihiro_Sumiyoshi,_and_Koichi_Tsukiyama
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07572

拡散および半透明の雲の中の分子は、輻射の結果として冷却を受け、衝突による励起が少なくなります。ただし、アセトニトリル（CH3CN）の分子軸を中心とした回転は放射によって冷却できないため、回転集団はJ=Kレベルに集中します。拡散雲と半透明雲でJ=Kレベルの濃度を持つCH3CNの吸収線を検索することを目的としています。野辺山45m望遠鏡を使用して、73.6GHzでのJK=43-33遷移を銀河中心領域のSgrB2（M）に向けて調査しました。SgrB2（M）に向かって検出された吸収線に基づいて、2.8+/-0.5Kの放射温度、88+/-29Kの動的温度、（1.35+/-0.14）x10^14cmのカラム密度-2はこの分子に対して導出され、励起温度が低く、反応速度が高いため、J=Kレベルが非常に集中していることがわかります。吸収線は64kms-1の速度で発生しました。結果は、J=Kレベル濃度のCH3CNがSgrB2（M）のエンベロープに存在することを確認します。

変光星の画像ベースの分類

Title	Image_based_classification_of_variable_stars
Authors	T._Szklen\'ar,_A._B\'odi,_D._Tarczay-Neh\'ez,_K._Vida,_G._Marton,_Gy._Mez\H{o},_A._Forr\'o,_R._Szab\'o
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07614

最近、機械学習手法は、さまざまな研究分野やビジネスアプリケーションで画像ベースのデータを自動分類するための実行可能なソリューションを提示しました。科学者は、天文学で常に増え続ける膨大な量のデータを処理できるように、高速で信頼性の高いソリューションを必要としています。ただし、これまでのところ、天文学者はさまざまな事前計算された統計と光度曲線パラメーターに基づいて主に変光星の光度曲線を分類してきました。OGLE-III調査からの位相折りたたみ光曲線の画像をトレーニング、検証、テストに使用し、OGLE-IV調査をテスト用の独立したデータセットとして使用しました。トレーニングフェーズの後、ニューラルネットワークは、OGLE-IIIとOGLE-IVのそれぞれ80〜99％、77-98％の精度でさまざまなタイプを分類できました。

白色矮星の周りの塵の多い破片の楕円形の流れからの放出

Title	Emission_from_elliptical_streams_of_dusty_debris_around_white_dwarfs
Authors	C._J._Nixon,_J._E._Pringle,_E._R._Coughlin,_A._Swan,_J._Farihi
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07639

白色矮星は、大気を汚染していることが日常的に観察されており、時にはかなりの赤外線の過剰があり、これは、星周塵や岩石の破片の継続的な付着を示しています。通常、この破片は（円形の）円盤状で、潮によって引き寄せられるほど白色矮星の近くを通過した小惑星に由来すると考えられています。しかし、理論的な考察では、最初は非常に偏心した軌道を占めるデブリの循環が非常に遅いことを示唆しています。したがって、観測は非常に偏心した軌道に残っているデブリによって容易に説明できると仮定し、そのようなデブリの特性を探ります。白色矮星からいくつかのauで発生する小惑星の一般的なケースでは、潮汐デブリのすべてが常に白色矮星にバインドされており、デブリの軌道エネルギー分布が十分に狭いため、次のような楕円軌道が実行されます。狭い広がりだけ。白色矮星の潮汐場が、破片内での自己重力と衝突の影響を最小限に抑えるのに十分であると仮定して、破片が単一の楕円形のリングに広がる時間を推定し、初期からおもちゃのスペクトルとライトカーブを生成しますがれきの分布が本質的に時間的に安定している遅い時間までの混乱。最後に、これらの単純な考慮事項とこれらのシステムの観測された特性との間の関係、およびこの単純な状況を変更する可能性がある追加の物理プロセスについて推測します。

SONGとTESSを使用した4つの進化した惑星ホスティングスターの非地震質量：引退したAスター質量論争の解決

Title	Asteroseismic_masses_of_four_evolved_planet-hosting_stars_using_SONG_and_TESS:_resolving_the_retired_A-star_mass_controversy
Authors	Sai_Prathyusha_Malla,_Dennis_Stello,_Daniel_Huber,_Benjamin_T._Montet,_Timothy_R._Bedding,_Mads_Fredslund_Andersen,_Frank_Grundahl,_Jens_Jessen-Hansen,_Daniel_R._Hey,_Pere_L._Palle,_Licai_Deng,_Chunguang_Zhang,_Xiaodian_Chen,_James_Lloyd,_Victoria_Antoci
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07649

星の質量の関数としての惑星の発生の研究は、惑星の形成をよりよく理解するために重要です。特に赤い巨大体制では恒星の質量を推定することは困難です。特に、分光法とグリッドベースのモデリングに基づく進化した惑星をホストする星のサンプルの恒星の質量は、過大評価されたと主張して過去10年間にわたって疑問視されてきました。過去に、アステロシアスモロジーを使ってこの論争を和解させる努力がなされてきましたが、結果は決定的ではありませんでした。この論争を解決するために、この論文ではさらに4つの進化した惑星ホスティングスターをアステロシアミズムを使用して研究し、以前の結果を再検討して、アンサンブル全体の一貫した方法で情報に基づいた研究を行います。4つの新しい星について、SONGによって観測された半径方向速度の時系列から特徴的な振動周波数$\mathrm{\nu}_{\mathrm{max}}$を特定することによって、それらの質量を測定します。2つの星の場合、拡張されたSONGシングルサイトおよびデュアルサイト観測と新しいTESS観測により、大きな周波数分離$\mathrm{\Delta\nu}$を測定することもできます。$\mathrm{\Delta\nu}$および両方の$\mathrmから恒星の質量を決定することにより、$\mathrm{\nu}_{\mathrm{max}}$のみに基づく結果の堅牢性を確立します{\Delta\nu}$と$\mathrm{\nu}_{\mathrm{max}}$。次に、16個の星の完全なアンサンブルの地震質量を、3つの異なる文献情報源からの分光質量と比較します。質量に依存する地震質量スケールと分光質量スケールの間のオフセットが見つかりました。これは、以前に主張された分光質量の過大評価が、約1.6M$_\mathrm{\odot}$よりも重い星にのみ影響することを示唆しています。

フレア活性領域と非フレア活性領域の間の周期的磁気ヘリシティ注入動作の違い：ケーススタディ

Title	Differences_in_periodic_magnetic_helicity_injection_behaviour_between_flaring_and_non-flaring_Active_Regions:_Case_Study
Authors	M._B._Korsos,_P._Romano,_H._Morgan,_Y._Ye,_R._Erdelyi,_F._Zuccarello
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07659

磁気ヘリシティの進化は太陽の噴火と密接な関係があり、予測診断として重要です。このケーススタディでは、SHARP（SpaceweatherHelioseismicMagneticImagerActiveRegionPatches）ベクトル磁場を使用して、3つのフレアおよび3つの非フレアアクティブ領域（AR）の場合の正規化された出現、シアリング、および総磁気ヘリシティコンポーネントの進化を分析します。データ。3つの磁気ヘリシティコンポーネントの進化は、ウェーブレット変換で分析され、フレアARのフレアの前に、正規化された出現、シアリング、および総ヘリシティフラックスの重要な共通周期性が明らかになります。3つの非フレアARは、そのような一般的な周期的な動作を示しません。このケーススタディは、磁気ヘリシティコンポーネントのパワースペクトルに重要な周期性が存在すると、フレアの貴重な前駆体として機能する可能性があることを示唆しています。

特異な高質量X線バイナリXMMU J010331.7-730144の光学およびX線研究

Title	Optical_and_X-ray_study_of_the_peculiar_high_mass_X-ray_binary_XMMU_J010331.7-730144
Authors	Itumeleng_M._Monageng,_Malcolm_J._Coe,_David_A._H._Buckley,_Vanessa_A._McBride,_Jamie_A._Kennea,_Andrzej_Udalski,_Phil_A._Evans,_J._Simon_Clark,_Ignacio_Negueruela
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07671

長い間、XMMUJ010331.7-730144は、そのX線特性に基づく高質量X線バイナリ候補として提案されましたが、その光学的動作は不明確でした。特に、以前の観測では、主要なバルマー輝線が明らかになりませんでした。この論文では、システムの光学的変動とX線変動について報告します。XMMUJ010331.7-730144は、過去9年間、IバンドとVバンドの光学重力レンズ実験（OGLE）で監視されており、低レベルの磁束の長い期間によって分離された非常に大きな振幅バーストを示しています。直近の光バースト中に、南アフリカ大型望遠鏡（SALT）でスペクトルを取得しました。初めて、H-アルファ線が発光に見られ、光学コンパニオンのBeの性質を確認しました。OGLEのカラーマグニチュードダイアグラムも明確なループを示します。これは、Be星からの質量損失の変化とディスク内の質量流出によって説明されます。X線では、XMMUJ010331.7-730144がS-CUBEDプログラムを通じてNeilGehrelsSwiftObservatoryによって監視されています。モニタリングキャンペーン全体のX線フラックスは、典型的なBe/X線バイナリシステムでは比較的低い値を示しています。光学データの分析から、NSによる効率的なトランケーションの結果として、物理ディスクの範囲ではなく、Beディスクの密度と不透明度が変化するために変動が発生することがわかります。比較的低いX線束は、Beディスクの半径方向の範囲が小さいため、通常は中性子星が物質を低率で降着させることで説明できます。

Rプロセスアライアンス：Rプロセスで強化されたスターのサザンサーチからの最初のマゼラン/ MIKEリリース

Title	The_R-process_Alliance:_First_Magellan/MIKE_Release_from_the_Southern_Search_for_R-Process-enhanced_Stars
Authors	Rana_Ezzeddine,_Kaitlin_Rasmussen,_Anna_Frebel,_Anirudh_Chiti,_Karina_Hinojisa,_Vinicius_M._Placco,_Ian_U._Roederer,_Alexander_P._Ji,_Timothy_C._Beers,_Terese_T._Hansen,_Charli_M._Sakari,_Jorge_Melendez
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07731

最近、宇宙での$r$プロセスを介した重元素生成の理解に大きな進展がありました。具体的には、LIGOによって検出された重力波信号に関連する最初に観測された中性子星連星合体（NSBM）イベント、GW170817です。金属に乏しい$r$プロセスで強化された星の化学的存在パターンは、$r$プロセスの支配的なサイトへの重要な証拠を提供し、NSBMが十分に頻繁であるか、または大量の$r$プロセスソースであるかを示します宇宙の大部分の$r$-プロセスマテリアルを担当します。$R$-ProcessAlliance（RPA）の取り組みの一環として実施された、141の金属に乏しい星の詳細な分析からの大気の恒星パラメーター（非局所熱力学的平衡分析を使用）と存在量を示します。チリのラスカンパナス天文台にある6.5mのマゼランクレイ望遠鏡のMIKEスペクトログラフを使用して、星の高解像度「スナップショット」分光法を取得しました。高度に強化された10個の新しい$r$-II（[Eu/Fe]$>+1.0$）、62個の適度に強化された$r$-I（$+0.3<$[Eu/Fe]$\le+1.0$）と17個の新しい限定$r$（[Eu/Fe]$<+0.3$）スター。それらの中で、17の新しい炭素強化金属欠乏（CEMP）星が見つかり、そのうち5つはCEMP-noです。また、1つの新しい$s$-process-enhanced（[Ba/Eu]$>+0.5$）と5つの新しい$r/s$（$0.0<$[Ba/Eu]$<+0.5$）スターも識別します。その過程で、[Fe/H]=$-$4.02の新しい超金属貧（UMP）星を発見しました。$r$-II星の1つは、矮小銀河星に典型的な$\alpha$およびFeピーク要素の不足を示しています。RPAの取り組みによる$r$-process-enhancedスターの検索により、既知の$r$-processサンプルはすでに約2倍になっています。

恒星、ガス、および複合サンプルの最適な部分構造手法に関するレポート

Title	Report_on_Optimal_Substructure_Techniques_for_Stellar,_Gas_and_Combined_Samples
Authors	I._Joncour,_A._Buckner,_P._Khalaj,_E._Moraux,_F._Motte
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07830

このドキュメントは、星の空間的および運動学的クラスタリングを研究し、分子雲内のガス成分を検出するために、さまざまなタイプのクラスタリングアルゴリズムと部分構造検出技術を確認することを目的としています。これは成果物です：EUH2020（COMPET-5-2015-Space）プロジェクト（若い大規模星団の密度分布と進化に関するガイアとハーシェルの研究）のための、恒星、ガス、および複合サンプルの最適な部分構造手法に関するレポート、助成契約番号：687528、短縮されたコード名StarFormMapper（SFM）プロジェクト。このドキュメントは次のセクションで構成されています。1.一般的な概要2.離散分布のクラスタリング3.連続分布のクラスタリング4.天体物理学におけるクラスタリング5.StarFormMapper6.まとめと結論

近くのNovalike激変変数のMeerKAT調査

Title	A_MeerKAT_Survey_of_Nearby_Novalike_Cataclysmic_Variables
Authors	D._M._Hewitt,_M._L._Pretorius,_P._A._Woudt,_E._Tremou,_J._C._A._Miller-Jones,_C._Knigge,_N._Castro_Segura,_D._R._A._Williams,_R._P._Fender,_R._Armstrong,_P._Groot,_I._Heywood,_A._Horesh,_A._J._van_der_Horst,_E._Koerding,_V._A._McBride,_K._P._Mooley,_A._Rowlinson,_B._Stappers_and_R.A.M.J._Wijers
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07918

MeerKAT電波観測の近くの11の新星様の激変変数の結果を提示します。IMEri、RWSex、V3885Sgr、V603Aqlからの電波放射が検出されました。RWSex、V3885SgrおよびV603Aqlは以前に検出されていましたが、これはIMEriの最初の報告された無線検出です。私たちの観察は、機密性の高い無線データを持つ非磁性CVのサンプルを2倍にしました。ラジオの検出限界では、ラジオの検出を行うには特定の光度$\gtrsim2.2\times10^{18}$erg/s/Hz（$M_V\lesssim6.0$に対応）が必要であることがわかります。また、検出されたnovalikesのX線と電波の明度は、元々非脈動中性子星低に対して提案された$L_{X}\proptoL_{R}^{\sim0.7}$電力法則の拡張にあることも観察します-質量X線バイナリ。電波で検出された非磁性CVの既存のサンプルについて、電波放射と他の波長帯での放射または他のシステムパラメータとの間に他の相関関係はありません。以前の研究からの報告と一致するインバンド（0.9〜1.7GHz）無線スペクトルインデックスを測定します。最後に、公開された多波長データからサンプルの幅広いスペクトルエネルギー分布を構築し、それらを使用してこれらのシステムの物質移動速度に制約を課しました。

ISO-ChaI 52：ディッパーライトカーブを持つ弱く降り注ぐ若い恒星オブジェクト

Title	ISO-ChaI_52:_a_weakly-accreting_young_stellar_object_with_a_dipper_light_curve
Authors	A._Frasca,_C._F._Manara,_J._M._Alcal\'a,_K._Biazzo,_L._Venuti,_E._Covino,_G._Rosotti,_B._Stelzer,_D._Fedele
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07921

ChamaeleonIの暗い雲の中の若い恒星天体であるISO-ChaI52のマルチバンドライトカーブにおける周期的なディップの発見について報告します。これは、UV連続体とスペクトル線の両方で非常に低いか無視できる付着を示す特異なオブジェクトの1つですが、光学的に厚い円盤状のディスクの顕著な赤外線過剰放射特性を示します。星のパラメーターを決定するために、ROFTITツールを使用してVLT​​/X-Shooterスペクトルを分析しました。後者は、REM望遠鏡でのキャンペーンと文献からの測光とともに、スペクトルエネルギー分布をモデル化し、内側と外側のディスクのサイズと温度を推定することを可能にしました。3.45日の星/円盤系の回転周期から、36$^\circ$の円盤の傾きを推定します。さまざまなバンドのディップの深さは、オカルト資料に関する情報を得るために使用されています。単一の消滅法則は観測された動作に適合できませんが、灰色の消光を伴う密な領域とISMタイプの消光を伴う上層で構成されるディスクワープの2成分モデルは、データのより適切な適合を提供します。

アルマ望遠鏡とVLAは、近くの赤い超巨星のアンタレスとベテルギウスのぬるい温室を明らかにします

Title	ALMA_and_VLA_reveal_the_lukewarm_chromospheres_of_the_nearby_red_supergiants_Antares_and_Betelgeuse
Authors	E._O'Gorman,_G._M._Harper,_K._Ohnaka,_A._Feeney-Johansson,_K._Wilkeneit-Braun,_A._Brown,_E._F._Guinan,_J._Lim,_A._M._S._Richards,_N._Ryde,_W._H._T._Vlemmings
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08023

最初に、無線波長での彩層の存在を検索するために、初期M赤色巨星アンタレスの空間分解されたALMAおよびVLA連続体観測を提示します。私たちは、0.7mm（ALMAバンド8）と10cm（VLASバンド）の間の11の固有の波長でアンタレス大気の自由放散を解決します。投影された角度直径は、0.7mmの50.7masの低さから10cmの431masの直径まで、波長の増加に伴って継続的に増加することがわかります。4つすべてのALMA測定は、大気の形状が細長く、同様の位置角度で平坦化が15％であることを示しています。大気のディスク平均ガス温度は、最初に1.35$R_{\star}$で2700Kの値（つまり、光球より0.35$R_{\star}$）から$で3800Kのピーク値に上昇します。\sim$2.5$R_{\star}$、その後、徐々に徐々に減少し、11.6$R_{\star}$で1650Kになります。1.35$R_{\star}$と$\sim$2.5$R_{\star}$の間のガス温度の上昇は、赤色超巨星の光球を超える色相圏温度上昇の証拠です。フラックス密度${S_{\nu}}\propto{\nu}^{1.42}$が0.7mmから1.4cmの間であり、これを彩層と関連付けて、サンプリングされた波長範囲全体でスペクトルインデックスの明確な変化を検出します-支配的な放出、フラックス密度${S_{\nu}}\propto{\nu}^{0.8}$は4.3cmから10cmの間であり、これは風が支配する放出に関連しています。次に、別の初期M赤超巨星であるBetelgeuseの遠紫外線放射フィールドの非局所熱平衡モデリングを実行し、はるかに小さい充填係数を持つ追加の熱い（つまり、$>7000$K）彩層光イオン化コンポーネントも必要であることがわかりますこれらの星の彩層全体に存在します。

午前8時のHerculisタイプの激変星の光学的研究

Title	Optical_Studies_of_8_AM_Herculis-Type_Cataclysmic_Variable_Stars
Authors	John_R._Thorstensen,_Mokhine_Motsoaledi,_David_A._H._Buckley,_Patrick_Woudt,_and_Brian_Warner
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08078

明らかに極地とも呼ばれるAM彼女の星である8つの激変星（CV）の詳細な経過観察を報告します。すべてについて、私たちは軌道周期を初めて決定するか、既存の決定を改善します。私たちがスペクトルを持っている7つは、強磁気CVに特徴的な高振幅放射速度曲線と顕著なHeII4686輝線を示し、81から219分の範囲の周期もAMHer星に典型的です。Gaia-alertsインデックスの2つのオブジェクト、Gaia18aotとGaia18ayaがCVとして新たに識別されます。別のRXJ0636.3+6554は食が深く、CSS080228：081210+040352は明らかに部分的な食食である急激な落ち込みを示しています。Gaia18ayaのスペクトルには、5500オングストローム近くのサイクロトロン高調波があり、表面電界を約49メガガウス以上に制限しています。

Rプロセスアライアンス：J1521-3538、[Eu / Fe] = +

2.2の非常に金属に乏しい、非常にrプロセスが強化されたスター、およびr-IIIスターのクラス

Title	The_R-Process_Alliance:_J1521-3538,_a_very_metal-poor,_extremely_r-process-enhanced_star_with_[Eu/Fe]=+2.2,_and_the_class_of_r-III_stars
Authors	Madelyn_Cain_(MIT,_JINA),_Anna_Frebel_(MIT,_JINA),_Alexander_P._Ji_(Carnegie),_Vinicius_M._Placco_(Notre_Dame,_JINA),_Rana_Ezzeddine_(MIT,_JINA),_Ian_U._Roederer_(U_Michigan),_Kohei_Hattori_(U_Michigan,_Carnegie_Mellon),_Timothy_C._Beers_(Notre_Dame,_JINA),_Jorge_M\'elendez_(Sao_Paulo),_Terese_T._Hansen_(Carnegie),_Charli_M._Sakari_(San_Francisco_State_U,_JINA)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08080

高解像度、高信号に基づいて、J1521-3538の発見、明るい（V=12.2）、非常に金属の乏しい（[Fe/H]=-2.8）強力なrプロセス強化フィールド水平分岐スターを報告します。-to-noiseマゼラン/MIKEスペクトル。J1521-3538は、[Eu/Fe]=+2.2の既知のrプロセス強化スターで最大のrプロセス要素過剰を示し、22の中性子捕獲要素のその化学的存在量は、スケーリングされた太陽r-プロセスパターン。J1521-3538はまた、rプロセスが強化された数少ない既知の炭素強化金属欠乏星（CEMP-r星）の1つです。これは、星の進化状態について測定されたC存在量を修正した後に見られます。中程度に強化された（+0.3<=[Eu/Fe]<=+1.0）rIおよび強くrプロセスが強化された（[Eu/Fe]>+1.0）r-II星の既存の分類を拡張して、r-IIIクラス、J1521-3538などのrプロセス星の場合、[Eu/Fe]>+2.0および[Ba/Eu]<-0.5、または鉄に対するユーロピウムの太陽比の>100倍。コスモクロノメトリーを使用して、初期生産比の2つの異なるセットを使用して、J1521-3538が12.5+-5Gyrおよび8.9+-5Gyrであると推定します。これらの年齢は、4019AでのTh線の測定とその他のrプロセス要素の存在量に基づいています。これは、低質量の金属の少ないフィールドの赤い水平分岐星の古い時代とおおむね一致しています。J1521-3538は、その非常に偏心した軌道によって証明されているように、後に天の川によって降着された低質量の矮小銀河に由来している可能性があります。

安定成層恒星放射ゾーンにおける磁場と差動回転の間の相互作用

Title	Interplay_between_magnetic_fields_and_differential_rotation_in_a_stably_stratified_stellar_radiative_zone
Authors	L._Jouve,_F._Ligni\`eres_and_M._Gaurat
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08230

本研究の目的は、ドメイン全体に広がる大規模なポロイダル磁場の存在下で最初に差動回転する恒星放射ゾーンによって生成される流れと場を研究することです。私たちは、磁力線の最初の巻き上げによって生成される軸対称構成と、それらの構成の起こり得る不安定性の両方に焦点を当てています。特に、システムの安定化における層別化の役割を評価することを目的としています。初期の放射状または円筒状の差動回転と大規模なポロイダル磁場から開始された2Dおよび3Dのグローバルブシネスク数値シミュレーションを実行します。アルフベン周波数と比較して大きな回転周波数の条件下では、そのトロイダル成分によって強く支配される磁気構成が構築されます。シミュレーションのパラメータは、典型的な恒星放射ゾーンの時間スケールの順序を尊重するように選択されています。このフレームワークでは、軸対称の進化は、熱拡散、Br\"unt-V\"ais\"al\"a周波数、回転、および初期のポロイダル磁場強度の相対的な影響を変化させることによって研究されます。軸対称状態は$t_{es}/t_{Ap}$（エディントン-スウィート循環時間スケールとAlfv\'en時間スケールの間の比率）にのみ依存することがわかります。ブシネスク方程式のスケール分析により、この結果を復元できます。円筒型の場合、熱拡散率が十分に高く、好ましい波数が安定した成層の影響を受けないようにすると、磁気回転不安定性が発生します。放射状の場合、磁気回転の不安定性は、流れに対するローレンツ力の逆反応によって作成される緯度方向のせん断によって引き起こされます。層別化のレベルを上げると、不安定性の成長率は主に影響を受けずに、その水平方向の長さスケールが成長します。

活性化された太陽竜巻のような隆起におけるコロナミニジェット

Title	Coronal_Mini-jets_in_an_Activated_Solar_Tornado-like_Prominence
Authors	Huadong_Chen,_Jun_Zhang,_Bart_De_Pontieu,_Suli_Ma,_Bernhard_Kliem,_and_Eric_Priest
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08252

$Interface〜Region〜Imaging〜Spectrometer$（$IRIS$）からの高解像度の観測は、コロナに吊り下げられた竜巻のような隆起から単独でまたはクラスターで発生した特定のタイプの小さな太陽ジェットの存在を明らかにします。この研究では、竜巻イベントで選択された43のミニジェットの詳細な統計分析を行います。我々の結果は、ミニジェットが通常持っていることを示しています：（1）1.0-6.0Mmの投影された長さ、（2）0.2-1.0Mmの幅、（3）10-50秒の寿命、（4）速度100-350kms$^{-1}$、（5）3-20kms$^{-2}$の加速度。スペクトル診断とEM-Loci分析に基づくと、これらのジェットは、推定平均電子密度が$\sim$2.4$\times$10$^{10}$cm$^{-のマルチサーマル小規模プラズマ放出のようです3}$とおおよその平均温度$\sim$2.6$\times$10$^{5}$K。それらの平均運動エネルギー密度、熱エネルギー密度、および散逸磁場強度は、おおよそ$\sim$9ergと推定されます。cm$^{-3}$、3ergcm$^{-3}$、16G。ミニジェットの加速、一部のミニジェットの足元でのUVおよびEUVの増光、およびホストの卓越性の活性化は、竜巻ミニジェットがおそらく微細な外部または内部の磁気再結合（a）プロミネンスフィールドとエンベロープフィールドまたはバックグラウンドフィールドの間、または（b）プロミネンス内のツイストまたは編組フラックスチューブの間。観察は、コロナにおけるそのような再接続イベントの幾何学への洞察を提供し、突出磁場の構造と、突出とコロナ質量放出の原因となる不安定性に影響を与えます。

双子のASAS国勢調査

Title	ASAS_Census_of_Twins
Authors	Volkan_Bak{\i}\c{s},_Zeki_Eker,_Oguzhan_Sar{\i},_G\"okhan_Y\"ucel_and_Eda_Sonba\c{s}
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08271

ツインバイナリーは、ASASカタログにリストされている$\delta$>-30$^\circ$を使用して、日食のバイナリーの中で識別されました。文献で知られているツインバイナリに加えて、68の新しいシステムが識別され、測光および分光観測が行われました。コンポーネントの色、スペクトルタイプ、温度、半径の比率、および質量が導出され、表示されています。両方のASASに存在する12のツインバイナリシステムと、離食したバイナリスターの絶対パラメーターのカタログを含め、合計80のツインツインバイナリシステムが統計的に研究されています。双子のスペクトル型分布と、ASASデータベース内の分離した日食星連星のスペクトル型分布を比較すると、双子のスペクトル型分布は、分離したシステムのスペクトル型分布と類似していることがわかりました。この結果は、双子には通常の切り離されたバイナリよりも特別な形成メカニズムがないためと解釈されています。ツインバイナリHD〜154010のケーススタディの結果として、システムの正確な物理パラメーターを提示しました。

揺さぶられてかき混ぜられる：ボンドがSuess-de VriesとGnevyshev-Ohlに会うとき

Title	Shaken_and_stirred:_When_Bond_meets_Suess-de_Vries_and_Gnevyshev-Ohl
Authors	Frank_Stefani,_Rodion_Stepanov,_Tom_Weier
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08320

ソーラーダイナモの最も顕著な時間的特徴、特にヘイルサイクル、スェスドヴリースサイクル（グネヴィシェフオールルールのバリエーションに関連）、グリースバーグタイプのサイクル、およびグランドミニマムは、首尾一貫していると主張します。金星-地球-木星系の11.07年周期の潮汐力と太陽系の重心の周りの太陽の（主に）19.86年周期の運動との二重同期によって説明されています。私たちの数値シミュレーションでは、グランドミニマムとそのクラスターは、千年紀の時間スケールで断続的かつ非周期的なイベントとして現れます。これは、完新世と最後の氷河期を通じて観察された一連のボンドイベントと非常によく似ています。確認された場合、カオスへのそのような断続的な移行は、太陽活動の長期予測を妨げますが、短期間のヘイル周期とスース・ド・ブリース周期は惑星の運動によって計時されます。

ソーラーディスク画像と総観マップのコロナホールを特定するための機械学習アプローチ

Title	Machine-learning_approach_to_identification_of_coronal_holes_in_solar_disk_images_and_synoptic_maps
Authors	Egor_Illarionov,_Alexander_Kosovichev,_Andrey_Tlatov
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08529

太陽コロナホール（CH）の特定は、運用宇宙天気予報と太陽活動の長期調査の両方に関する情報を提供します。最初の問題のソースデータは通常、最新の太陽円盤観測ですが、2番目の問題の場合は、太陽の総観マップを検討すると便利です。CHの概念は両方のケースで同様であるという考えに動機付けられて、ディスクイメージでCHのセグメンテーションを学習し、シノプティックマップで同じセグメンテーションを再現できるユニバーサルモデルを調査します。デイリーディスクイメージでトレーニングされたたたみ込みニューラルネットワーク（CNN）がシノプティックマップと極中心の投影で正確なCHセグメンテーションを提供することを示します。このアプローチを使用して、193オングストロームの波長でのSDO/AIA観測に基づいて、2010〜20の期間の総観マップのカタログを作成します。得られたCHs総観マップは、時間-緯度および時間-経度図で磁気総観マップと比較されます。最初の結果は、CHが磁束輸送イベントに関連付けられている場合もありますが、CHの形成と進化に寄与する他のメカニズムがあることを示しています。さらなる調査を促進するために、シノプティックマップのカタログがオープンアクセスで公開されています。

大規模な星形成領域W75N（B）における電波連続体の性質の特徴

Title	Characterizing_the_radio_continuum_nature_of_sources_in_the_massive_star-forming_region_W75N_(B)
Authors	A._Rodr\'iguez-Kamenetzky,_C._Carrasco-Gonz\'alez,_J._M._Torrelles,_W._H._T._Vlemmings,_L._F._Rodr\'iguez,_G._Surcis,_J._F._G\'omez,_J._Cant\'o,_C._Goddi,_J._S._Kim,_S._-W._Kim,_11_N._A\~nez-L\'opez,_S._Curiel_and_H._J._van_Langevelde
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08566

大規模な星形成領域W75N〜（B）は、異なる進化段階を経ている大規模なプロトスター（VLA〜1、VLA〜2、およびVLA〜3）のクラスターをホストすると考えられています。この作業では、VLA-Aを使用し、広範囲の周波数（4-48〜GHz）をカバーする、この領域でこれまでに得られた最高の感度と角度分解能を持つ無線連続体データを提示し、形態を研究することを可能にしましたさまざまな無線連続体ソースの放出の性質。また、波長1.3mmのマルチエポックVLAデータとALMAアーカイブデータを使用して補完的な研究を行いました。VLA〜1が$\約$0.1arcsec（$\約$130au）のスケールで熱ラジオジェットを駆動していることを確認しましたが、$\lesssim$1arcsecのスケールで初期の超コンパクトHII領域の兆候も示しています（$\lesssim$1300〜au）。VLA〜3は、10分の数秒（数百au）のスケールで熱無線ジェットを駆動しています。このジェットは電波連続体ソースBcおよびVLA〜4（隠されたHHオブジェクト）に衝撃を与えていると結論します。これらは、$\約$112--118〜km/sの速度でVLA〜3から外側に移動する適切な動きを示します。また、ALMAで観測されたミリ波連続体コアに関連する2つの新しい弱い電波連続体ソースも検出しました。これらの2つのソースもこの巨大な星形成領域に埋め込まれたYSOであることを示唆しています。

デブリディスクの位相関数の測定の課題。人事への応募\ 4,796

Title	The_challenge_of_measuring_the_phase_function_of_debris_disks._Application_to_HR\,4796
Authors	J._Olofsson,_J._Milli,_A._Bayo,_Th._Henning,_N._Engler
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08595

要約：デブリディスクは、ダストの特性を研究するための貴重なシステムです。すべての波長で光学的に薄いため、ダスト粒子の特性に直接アクセスできます。それらを研究するための1つの非常に有望な手法は、それらの位相関数を測定することです。高度に傾斜したディスクは、より広い範囲の散乱角度をプローブできるため、有望なターゲットです。位相関数は通常、観測値をパラメーター化された位相関数を想定した合成ディスクモデルと比較するか、ディスクの表面の明るさから推定することによって推定されます。ここでは、非平面ディスクの主軸に沿った列密度の増加につながる投影効果により、後者のアプローチにバイアスがかかる可能性があると主張します。これらのカラム密度の影響を説明する新しいアプローチを紹介します。散乱角の関数として密度の変化を推定するためにディスクモデルが必要であるため、この方法はモデルに依存したままです。ただし、この方法では、パラメーター化されたフォームを呼び出さなくても、位相関数の形状を推定できます。私たちの方法をHR\、4796のSPHERE/ZIMPOL観測に適用し、以前の測定値との違いを強調します。私たちのモデリング結果は、ディスクが光波長で垂直に平坦でないことを示唆しています。アプローチの注意点のいくつかについて説明します。ほとんどの場合、私たちの方法は、ほこり密度の実際の局所的な増加に影響されず、角度微分画像観察にはまだ簡単に適用できません。以前のHR4,4796の研究と同様に、与えられた散乱理論を使用して全体像を調整することはできず、デブリディスクの長期的な問題である位相関数の形状を説明できません。それにもかかわらず、この研究で強調されたものと同様の効果は、総強度における位相関数の決定にバイアスをかける可能性があると主張します。

Quartic Hilltop Inflationの分析的扱い

Title	An_analytic_treatment_of_Quartic_Hilltop_Inflation
Authors	Konstantinos_Dimopoulos
URL	https://arxiv.org/abs/2006.06029

四分の一丘頂上のインフレは、最も成功したインフレモデルの1つです。それでも、丘の頂上のインフレの早期の治療への期待は観察と矛盾し、モデルを除外するでしょう。ただし、最近の数値処理では、4次の丘の上のインフレが実際に観測とうまく一致していることが示されています。この研究では、モデルを完全に分析的に処理することにより、四次ヒルトップインフレーションの動作を取り巻く謎を解き明かすことを目的としています。得られた結果は、主題に関する数値研究と非常によく一致していますが、観測量を計算し、それによって4次カオスインフレーションを簡単にテストするための簡単な分析式を提供し、理論的背景に関する情報を明らかにします。

ビッグバン元素合成中の重い中性レプトンの拡張分析

Title	An_Extended_Analysis_of_Heavy_Neutral_Leptons_during_Big_Bang_Nucleosynthesis
Authors	Nashwan_Sabti,_Andrii_Magalich_and_Anastasiia_Filimonova
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07387

重い中性レプトン（HNL）は、観測された暗黒物質、ニュートリノ振動、宇宙のバリオン非対称性の現象を同時に説明できるため、理論によって強く動機付けられています。そのような粒子の存在は、宇宙の膨張の歴史と軽い元素の原始的な豊富さの合成に影響を及ぼします。この研究では、ビッグバン元素合成（BBN）時代のHNLの現象論を1GeVまでの質量でレビュー、修正、拡張します。これは非常に重要です。これは、BBNがこれからの、または提案された実験室実験からの境界に補足的な境界を提供できるためです。この目的のために、HNLの存在下でBBNをシミュレートし、関連するすべてのHNL減衰チャネルだけでなく、その後の減衰生成物の相互作用（熱化および減衰シャワー）、QCD位相による希釈を考慮した高精度のボルツマンコードを開発しました遷移、アクティブなニュートリノ振動、および弱い反応速度への補正。質量$3\、\mathrm{MeV}\leqm_N\leq1\、\mathrm{GeV}$のHNLの寿命と混合角度のロバストな境界を提示し、BBNがHNLの寿命を$0.03に制限できることを示します-混合パターンに応じて0.05$s。さらに、結果を現在の実験的検索と組み合わせると、純粋に最大${\sim}$450MeVの電子ニュートリノと混合するHNLと最大${\sim}$360MeVのミューニュートリノと純粋に混合するHNLを除外できます。少なくとも数十秒までの寿命。最後に、BBNの制約を宇宙マイクロ波背景観測から得られた制約と比較し、今後のいくつかの実験室実験によって結果がどのように改善されるかを探ります。

適合性のあるフラクショナル等温ガス球

Title	Conformable_Fractional_Isothermal_Gas_Spheres
Authors	Eltayeb_A._Yousif,_Ahmed_M._A._Adam,_Abaker_A._Hassaballa1_and_Mohamed_I._Nouh
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07455

等温ガス球は、天体物理学、物理学、化学、工学における多くの問題をモデル化する強力なツールとしてよく知られています。この特異な微分方程式は正確な解ではなく、数値的および近似的な方法によってのみ解かれます。本論文では、ニュートン流体静力学平衡の枠組みの中で、フラクショナル等温ガス球の一般的な解析式を開発しました。質量、半径、および密度の解析式を得るために、フラクショナル等温ガス球の他に、適合可能なフラクショナル計算を使用しました。級数展開法を使用して、系列係数を決定できる一般的な回帰関係を取得しました。分数パラメーター\alpha=1の系列解と数値解の比較は、x=3.2までの次元パラメーターに適しています。この値を超えると、系列は発散します。系列を加速するためにオイラーアベルとパデの手法を組み合わせて適用したため、加速された系列は目的の数値に収束します。異なるモデルの質量-半径関係、密度、圧力比など、中性子星の典型的なモデルのいくつかの物理パラメーターを分析しました。適合中性子星の現在のモデルは、修正されたRienmann-Liouville微分および整数1の文脈において、両方の星よりも体積と質量が小さいことがわかりました。

Ho \ v {r} ava重力とアインシュタイン-{\ ae} ther理論における等方性物質を含むクォーク星

Title	Quark_stars_with_isotropic_matter_in_Ho\v{r}ava_gravity_and_Einstein-{\ae}ther_theory
Authors	Grigoris_Panotopoulos,_Daniele_Vernieri_and_Il\'idio_Lopes
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07652

ローレンツに違反する重力理論、特にHo\v{r}ava重力とアインシュタイン-{\ae}ther理論において、非回転で等方性の奇妙なクォーク星を研究します。クォーク問題については、MITバッグモデルとカラーフレーバーロック状態にそれぞれ対応する線形状態方程式と非線形状態方程式の両方を採用しています。静水圧平衡を表す新しい構造方程式は、アインシュタインの一般相対論の通常のTolman-Oppenheimer-Volkoff（TOV）方程式を一般化したものです。無次元パラメータ$\nu$は、標準のTOV方程式からの偏差を測定し、限界$\nu\rightarrow0$で回復されます。星の質量、半径、コンパクトさを計算し、クォーク物質を記述するさまざまな状態方程式の質量対半径プロファイルに対するパラメーター$\nu$の影響をグラフで示します。エネルギー条件と安定性基準も考慮され、それらはすべて満たされていることがわかります。

衛星ベースの量子ネットワーキングのための適応光学が有効な日中フィールド実験

Title	Adaptive-optics-enabled_daytime_field_experiment_for_satellite-based_quantum_networking
Authors	Mark_T._Gruneisen,_Mark_L._Eickhoff,_Scott_C._Newey,_Kurt_E._Stoltenberg,_Jeffery_F._Morris,_Michael_Bareian,_Mark_A._Harris,_Denis_W._Oesch,_Michael_D._Oliker,_Michael_B._Flanagan,_Brian_Kay,_Jonathan_D._Schiller,_and_R._Nicholas_Lanning
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07745

昼間の量子通信は、宇宙から地球への光リンクを代表する現場条件の下で実証されています。高次の補償光学により、量子チャネルの効率が大幅に向上し、追跡のみで可能な効率を大幅に上回りますが、空間フィルタリングを厳しくすることで、日中の背景光を非常に狭いスペクトルフィルターなしで除去できます。信号対雑音比が高く、量子ビット誤り率が低いことは、昼間の衛星通過に関連するチャネルの放射輝度と乱流条件の範囲にわたって示されています。衛星ベースの量子鍵配送への影響について説明します。

中性子星合併における密度振動のバルク粘性減衰

Title	Bulk_Viscous_Damping_of_Density_Oscillations_in_Neutron_Star_Mergers
Authors	Mark_Alford,_Arus_Harutyunyan,_Armen_Sedrakian
URL	https://arxiv.org/abs/2006.07975

中性子星の合併に関連する温度範囲での高密度核物質の密度振動の減衰について説明します。この減衰は、中性子崩壊と電子捕獲の弱い相互作用「ウルカ」プロセスから生じるバルク粘度が原因です。核物質は相対論的密度汎関数法でモデル化されています。バルク粘度は、ニュートリノトラップ温度に近い共振最大値に達し、中性子星にニュートリノがトラップされる範囲に温度が上昇すると急速に低下します。合併後のオブジェクトのバルク粘性散逸タイムスケールを調査し、これらのタイムスケールが特徴的なタイムスケール$\sim$\、10msと同じくらい短いレジームを識別します。したがって、合併後のオブジェクトの進化に影響を与える可能性があります。私たちの分析によると、バルク粘性減衰は、数MeVのオーダーの高すぎない温度、および飽和密度の数倍までの密度で重要になることがわかります。

Einstein-Gauss-Bonnet重力の枠組みで4次ポテンシャルを伴うインフレ

Title	Inflation_with_a_quartic_potential_in_the_framework_of_Einstein-Gauss-Bonnet_gravity
Authors	Ekaterina_O._Pozdeeva,_Mayukh_Raj_Gangopadhyay,_Mohammad_Sami,_Alexey_V._Toporensky,_Sergey_Yu._Vernov
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08027

アインシュタイン-ガウス-ボンネット重力の枠組みの中でインフレーションダイナミクスを調査します。検討中のモデルでは、インフラトンフィールドはガウスボンネットの曲率不変量に非最小で結合されているため、後者は動的に重要であるように見えます。特に、ヒッグスインフレーションに漸近的に接続されているインフレートフィールドの4次ポテンシャルと、以前の研究で考慮されていなかったより広いクラスの結合関数を検討します。パラメータの観測範囲-スカラー摂動の振幅$A_s$、スペクトルインデックス$n_s$、テンソルとスカラーの比$r$を念頭に置いて、モデルが4次ポテンシャルと提案された結合関数が観察との合意。

非構造化グリッド上の三次元電磁流体力学を解くための新しいオープン境界条件の実装

Title	Implementation_of_a_new_open_boundary_condition_for_solving_three-dimensional_magnetohydrodynamics_on_unstructured_grids
Authors	Xiaoliang_Zhang,_Chunlei_Liang
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08076

この論文では、特性に基づく開放境界条件（CBC）が方程式の電磁流体力学（MHD）システムに対して提案されています。CBCアルゴリズムは、一般化ラグランジュ乗数（GLM）-MHD方程式系の下で、高次磁束再構成（FR）スキームのコンテキストで注意深く設計および実装されています。具体的には、FRスキームの補正された磁束項に特性方程式の寄与を直接追加することで実現されます。境界面に沿った時間依存の特性方程式を解く必要がないため、このプロセスは計算上効率的です。CBCメソッドの堅牢性と精度は、1D、2D、および3Dテスト問題を使用して、一般的に使用されるゼロ正規微分（ZND）および近似リーマンソルバー境界条件（ARBC）と慎重かつ徹底的に比較されます。数値結果は、CBCメソッドがZNDおよびARBCメソッドよりも正確でロバストであることを明確に示しています。CBC法は、磁気再接続の困難な問題をシミュレートするためにうまく適用されましたが、他の2つのオプションは、長期間の時間積分で安定した結果を得ることができませんでした。

天王星と海王星のVoyager 2フライバイから（そしてそれ以来）学んだ教訓

Title	Lessons_learned_from_(and_since)_the_Voyager_2_flybys_of_Uranus_and_Neptune
Authors	Heidi_B._Hammel
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08340

天王星と海王星のボイジャー2フライバイから30年以上が経過しました。Voyagerから学んだ幅広いプロセスについて、プロセス、計画、人に大まかにグループ分けして説明します。プロセスの面では、新しい概念を受け入れる必要があります。既存の計器技術、推進システム、および動作モードへの依存は本質的に制限されます。最近の数十年の間に、深い太陽系の探査に新たな展望を開く可能性のある例を挙げます。計画は非常に重要です。30年以上続くミッションのギャップは、ミッションの開発とターゲット自体の両方に、進化の余地を残しています。惑星科学については、この問題の他の論文で取り上げられているので、少しだけ触れますが、10年間の調査の役割については、このセクションで説明します。また、異なる国際的な計画のタイムラインを調整することで、課題と機会の両方がどのようにもたらされるかについても説明します。最後に、私は人々に目を向けます。ミッション間に世代レベルのギャップがあるため、知識とスキルの継続には人々への注意深い注意が必要です。ボイジャーの任務に参加した最年少の参加者（私も含めて）は今、引退に向かっています。ここでは、次世代の航海者を準備するためのアイデアを共有します。

新しいオブザーバブルの情報コンテンツに関する分析的洞察

Title	Analytic_insights_on_the_information_content_of_new_observables
Authors	Wei-Chia_Chen_and_J._Piekarewicz
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08405

不確実性の定量化は、核科学において急速に成長している分野として浮上しています。物理観測量の理論的予測には、実験室実験や天体物理観測による制約が不十分な領域への外挿が含まれることがよくあります。適切に定量化された理論的誤差がなければ、そのようなモデル予測は限られた価値しかありません。また、実験や観察にアクセスできない基本的な量を含む理論的構成を扱うこともよくあります。この文脈で特に重要なのは、純粋な中性子物質の圧力です。この貢献では、「新しいデータで現在の理論モデルの不確実性をどのように減らすことができるか」という質問に答えるための分析フレームワークを開発しています。[P.-G.ReinhardおよびW.Nazarewicz、Phys。Rev.C81、051303（R）（2010）]。シンプルで洞察に富んだ式が得られ、2つの臨界量の理論的不確実性に対する1つまたは2つの新しいオブザーバブルの影響を定量化します。

フーコーの振り子の幾何学から惑星波のトポロジーへ

Title	From_the_geometry_of_Foucault_pendulum_to_the_topology_of_planetary_waves
Authors	Pierre_Delplace_and_Antoine_Venaille
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08488

トポロジカル絶縁体の物理学により、エッジまたは界面に沿ってトラップされた一方向波の存在を理解および予測することができます。このレビューでは、これらのアイデアをどのように地球物理学および天体物理波に適合させることができるかについて説明します。特に、惑星の回転と球形性の間の主要な相互作用を強調する惑星赤道波の場合を扱い、そのエネルギーを東にのみ伝搬する波の出現を説明します。これらの最小限の成分は、まさにフーコーの振り子の幾何学的解釈で提示されたものです。この古典的な力学の例について説明し、ホロノミーとベクトルバンドルの概念を紹介して、赤道の浅い水の波のトポロジー特性を計算するために使用します。

銀河における通信地球外インテリジェント文明の定量的評価とFRBのような信号の事例

Title	A_Quantitative_Assessment_of_Communicating_Extra-Terrestrial_Intelligent_Civilizations_in_the_Galaxy_and_the_Case_of_FRB-like_Signals
Authors	Bing_Zhang_(UNLV)
URL	https://arxiv.org/abs/2006.08493

銀河における地球外インテリジェント通信文明（CETI）の通信の信号放出率を定量的に推定するための式が提案されています。CETI信号の1つの可能なタイプは、高速無線バースト（FRB）と同様の短い無線バーストであることをお勧めします。何十年にもわたって銀河のFRBのような人工信号を専用に検索すると、CETIによるこれらの信号の放出率に意味のある上限が生じる可能性があります。フェルミハートのパラドックスは、この信号や他のタイプの信号に対して十分な観測時間がないという点で答えられています。人間が遠い将来にFRBのような信号を送信する必要があるかどうかについて、簡単に説明します。