宇宙論的観測量によるeVスケールの光の遺物を見つける
| Title |
Finding_eV-scale_Light_Relics_with_Cosmological_Observables |
| Authors |
Nicholas_DePorzio,_Weishuang_Linda_Xu,_Julian_B._Mu\~noz,_Cora_Dvorkin_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09380 |
宇宙論データは、標準モデル（SM）を超えた物理学の検索に強力なツールを提供します。興味深いターゲットは、軽い遺物、相対論的である一方でSMから切り離された新しい自由度です。ほぼ無質量の遺物は、放射エネルギー収支に寄与し、ニュートリノ種の有効数$N_{\rmeff}$の変動を通じて一般的に検索されます。さらに、質量がeVスケール（meV-10eV）である遺物は、今日までに非相対論的となり、したがって、放射ではなく物質として振る舞います。軽い遺物は大規模なニュートリノの場合を反映して重要なストリーミング運動を持っているので、これは宇宙の大規模構造のクラスタリングに痕跡を残します。ここでは、現在および今後の宇宙論調査が軽量の大規模な遺物（LiMR）をどれだけうまく調査できるかを予測します。フェルミオンとボソニックの両方の遺物自由度によるSMへの最小限の拡張を検討します。現在および今後の宇宙マイクロ波背景調査と大規模構造調査を組み合わせることにより、質量と温度が異なる各LiMRを検出できる重要性を予測します。今後の実験により、パラメータ空間の非常に大きなカバレッジが達成可能であり、SMを超えて新しい物理学のために未知の領域を探索する可能性が開かれることがわかります。
| Title |
Accurately_Weighing_Neutrinos_with_Cosmological_Surveys |
| Authors |
Weishuang_Linda_Xu,_Nicholas_DePorzio,_Julian_B._Mu\~noz,_Cora_Dvorkin_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09395 |
ニュートリノの総量および潜在的に個別の質量を測定するための有望な手段は、宇宙マイクロ波背景や宇宙の大規模構造の調査などの宇宙データセットを活用することで構成されています。ただし、ニュートリノ質量の偏りのない推定値を取得するには、多くの影響を含める必要があります。ここでは、マルコフ連鎖モンテカルロ尤度分析を介して、2つの銀河調査による測定：DESIと{\itEuclid}がCMB-S4実験に追加されると、ニュートリノ質量測定を変更する可能性のある2つの影響に敏感かどうかを予測します。1つ目は、固定された総質量で、各ニュートリノ質量階層が生成する物質変動の抑制におけるわずかな違いです。2つ目は、大規模なニュートリノによって生成されたハローの成長誘導スケール依存バイアス（GISDB）です。近い将来の調査では、同じ総質量の階層を$1\sigma$レベルでのみ区別できることがわかりました。したがって、これらはニュートリノ質量の合計の測定値を提供する準備ができていますが、予見可能な将来の個々のニュートリノの質量を大幅に識別することはできません。さらに、GISDBを無視するとニュートリノの総質量が$1\sigma$まで過大に見積もられ、スケールに依存しないバイアスの赤方偏移に依存するパラメーター化によってこの影響を吸収する方法を示します。
三軸形状と暗黒物質ハローの形成履歴との相関
暗黒物質ハローの形状は、今後の大規模構造調査で宇宙論を制約する上で重要な役割を果たします。この論文では、MultiDarkPlanck2のN体宇宙シミュレーションで、暗黒物質ハローの3軸形状と形成履歴の相関を調べます。ハロー楕円率は、ハロー濃度やピーク重心オフセットなど、ハロー形成履歴のプロキシとして機能するハロープロパティと強く相関していることがわかります。特に、ハロー楕円率とハロー濃度の相関は、ハロー密度のピークの高さにほとんど依存しません。条件付きアバンダンスマッチングを使用したハロー楕円率と濃度の相関関係の簡単なモデルを提示し、ハローピーク高さの関数として3軸ハロー形状の多次元分布のフィッティング式を提供します。ハロー形状モデルを適用して、クラスターサイズのハローの過剰表面質量密度プロファイルに対するハロー楕円率と配向バイアスの影響を測定します。私たちのモデルは、今後の銀河団の弱いレンズ調査において宇宙論的制約に対する3軸ハロー形状の影響を調査するのに役立つはずです。
パンテオン宇宙論的サンプルのホスト銀河の形態に対するタイプIa超新星パラメーターの依存性
| Title |
The_dependency_of_Type_Ia_Supernova_parameters_on_host_galaxy_morphology_for_the_Pantheon_cosmological_sample |
| Authors |
Maria_Pruzhinskaya,_Aleksandra_Novinskaya,_Nicoleta_Pauna,_and_Philippe_Rosnet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09433 |
タイプIa超新星（SNeIa）は、宇宙の距離を測定するために広く使用されています。SNIaの標準化で達成された最近の進歩にもかかわらず、ハッブル線図には依然としていくつかの固有の分散が残っています。超新星の明るさの残りのばらつきは、現在の標準化手法ではまだ考慮されていない環境の影響が原因である可能性があります。この作業では、ローカルおよびグローバルカラー$（U-V）$、ローカルスター形成率、およびホスト恒星質量をホスト銀河の形態と比較します。観測された傾向は、ホスト銀河の形態がSNIa環境を特徴付けるための良いパラメーターであることを示唆しています。したがって、パンテオン宇宙超新星サンプルのSNeIaの光曲線パラメーターに対するホスト銀河の形態の影響を調べます。330SNeIaのサブサンプルについて、ホスト銀河のハッブル形態タイプを決定します。SALT2ストレッチパラメータ$x_1$は、$p$値$\sim10^{-14}$を持つホストの形態に依存することを確認しました。ストレッチ値が低い超新星は主に楕円銀河とレンチキュラー銀河によってホストされています。SALT2カラーパラメータ$c$の相関関係が見つかりません。また、銀河の「初期タイプ」および「後期タイプ」の形態学的グループによってホストされた超新星のハッブル図の残差を調べます。分析により、初期型銀河の残差の平均距離係数は後期型銀河のそれよりも小さいことが明らかになりました。つまり、初期型銀河には明るい超新星が含まれています。ただし、これらの2つの形態学的グループの残留分散には差が見られません。得られた結果は、SNIa光曲線パラメーターと光度の環境依存性を示す他の分析と一致しています。ホスト宇宙銀河パラメーターをSNeIaの標準化手順に含めることの重要性を、さらなる宇宙論的研究のために確認します。
CMBの大規模な異常とバウンス宇宙論の非ガウス性
| Title |
Large_scale_anomalies_in_the_CMB_and_non-Gaussianity_in_bouncing_cosmologies |
| Authors |
Ivan_Agullo,_Dimitrios_Kranas_and_V._Sreenath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09605 |
CMBで大きな角度スケールで観測された異常のいくつかは、インフレ時代の前に起こった宇宙バウンスに共通の起源があることを提案します。バウンスは、問題に新しい物理スケールを導入し、インフレのほぼスケール不変性を打破します。その結果、インフレの開始時のスカラー摂動の状態は、もはやバンチ・デイビス真空ではなく、むしろ、励起と非ガウス性を含みます。これらは、赤外線モードではより大きくなります。これらの励起の組み合わせ効果とCMBモードとより長い波長の摂動との相関が、双極非対称性の観測されたパワー抑制を説明でき、奇数パリティ相関の優先順位も生成できると主張します。モデルは、レンズ振幅$A_L$の緊張を緩和することもできます。特定のバウンス理論に限定するのではなく、いくつかの自由パラメーターでモデルを特徴付けることにより、現象論的視点を採用します。私たちは、アイデアを維持するために必要な最低限の成分セットを特定し、これらの条件が満たされる文献の理論の例を指摘します。
1ループ銀河バイアスのテスト-I.パワースペクトル
| Title |
Testing_one-loop_galaxy_bias_--_I._Power_spectrum |
| Authors |
Alexander_Eggemeier,_Rom\'an_Scoccimarro,_Martin_Crocce,_Andrea_Pezzotta,_Ariel_G._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09729 |
さまざまなバイアストレーサーの1ループ銀河バイアスの有効性の範囲をテストします。私たちの最も厳しいテストでは、シミュレーションから測定された非線形物質スペクトルを使用して、バイアス拡張のみからの1ループ効果をテストすることにより、バイアスモデルに、銀河-銀河と銀河-質量のスペクトルを同時に一致させるように求めます。さらに、高次微分およびスケール依存ノイズ項を通じて、短距離非局所性とハロー排除の関連性、および共進化関係を使用してフリーフィッティングパラメーターの数を減らす影響を調査します。これらの仮定の有効性とメリットを比較すると、4パラメーターモデル（線形、2次、3次の非ローカルバイアス、および一定のショットノイズ）と固定2次の潮汐バイアスが、より小さなハローのオートパワースペクトルの堅牢なモデリングの選択肢を提供することがわかります私たちのサンプルのセットとそれらの銀河の母集団（最大$k_{\mathrm{max}}=0.35\、h/\mathrm{Mpc}$forasamplevolumeof$6\、（\mathrm{Gpc}/h）^3$）。より偏ったトレーサーの場合、スケールに依存するノイズを含めることが最も有益です。これは、自動パワースペクトルとクロスパワースペクトルの組み合わせを検討する場合にも推奨されるオプションであり、銀河クラスタリングと弱いレンズ効果の共同研究に関連している可能性があります。また、gRPT、EFT、ハイブリッドアプローチRESPRESSOを介して物質ループを説明する摂動理論の使用をテストします。これらはすべて同様のパフォーマンスを持っていますが、シミュレーションに部分的に基づいているため、妥当性と回復された平均事後値の点で後者が最も優れていることがわかります。
高赤方偏移銀河と熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果との相関は再イオン化を追跡します
| Title |
The_correlation_of_high-redshift_galaxies_with_the_thermal_Sunyaev-Zel'dovich_effect_traces_reionization |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_Lewis_Weinberger,_Martin_Haehnelt,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Girish_Kulkarni,_Shivam_Pandey,_Anirban_Roy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09742 |
再イオン化の潜在的な新しいプローブを探索します。高赤方偏移銀河と熱スニャエフゼルドビッチ（tSZ）効果のマップとの相互相関。2つのタイプの高赤方偏移銀河を検討します。ライマンブレイク銀河（LBG）とLyman-$\alpha$エミッター（LAE）です。LBGとLAEは、進行中および将来の調査によって、高赤方偏移（$z\4〜7）で多数検出されます。ルビン天文台の時空間レガシー調査（LSST）から予想されるようなLBGサンプルと、SubaruSILVERRUSHプログラムをモデルにしたLAEの選択を検討しますが、はるかに大きな空の部分をカバーします。tSZ効果は、イオン化ガス圧力の見通し内積分に敏感であり、多周波CMB調査を使用して、空の大きなパッチにわたって測定できます。CMBステージ4からの予測tSZマップおよびより未来の観測を検討します。一連の流体力学シミュレーションを使用して、高赤方偏移銀河が再電離からのtSZ信号と相関し、クロスパワー振幅が$\ell\sim1000$で$10^{-15}$のオーダーであることを示します。tSZマップを使用したLBG/LAE間のクロススペクトルには、気泡サイズの分布など、宇宙の再イオン化履歴に関する情報が含まれており、原則として再イオン化のタイミングを直接測定するために使用できます。ただし、信号の振幅は小さく、その検出可能性は、tSZマップへの低赤方偏移の寄与と機器のノイズによって妨げられます。観測されたtSZ信号に対する低赤方偏移の影響が、大規模なハローのマスキングによって抑制された場合、重複する未来のCMBと銀河の調査の組み合わせにより、この信号をプローブできる可能性があります。
FIRST Catalogを使用した電波銀河軸の調整
| Title |
Alignment_of_Radio_Galaxy_Axes_using_FIRST_Catalogue |
| Authors |
Mohit_Panwar,_Prabhakar,_Pritpal_Kaur_Sandhu,_Yogesh_Wadadekar,_Pankaj_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09779 |
最初のカタログを使用して、電波銀河軸の配置を調査します。系統的バイアスのない可能性が最も高い候補を選択するために、いくつかのカットを課します。ほとんどの光源では赤方偏移の情報が利用できないため、私たちの研究では、主に互いから特定の角度分離内の光源間の位置合わせのテストに焦点を当てています。角度距離が1度未満の場合に非常に重要な効果が見られます。これらの光源が主に0.8の赤方偏移であると仮定すると、以前の推定値と一致して、アライメントの距離スケールは約28Mpcであることがわかります。ただし、体系的なデータの偏りの可能性を完全に排除することはできません。また、赤方偏移情報が利用可能な小さなデータサンプルを使用して、完全な3次元分析を実行します。この場合、非常に長い距離でのみ非常に弱い信号が見つかります。
シミュレーションされた標準サイレンが宇宙論的パラメーターの推定に及ぼす影響
バイナリ中性子星（BNS）マージイベントをシミュレートするために、GW信号から重力波（GW）パラメータを抽出するプロセスに基づく方法を提案します。アインシュタイン望遠鏡（ET）の観測に基づいて、1000GWの標準サイレンをシミュレートします。ほとんどすべてのシミュレートされたGWデータは、$[0,3]$の赤方偏移範囲にあります。宇宙論的パラメーターの推論におけるGW標準サイレンの役割が調査されます。GWデータは、宇宙論的パラメーターの精度を向上させるのに役立ちます。さらに、宇宙論的パラメータの縮退はGWデータによって壊されます。GW標準サイレンは、宇宙論的パラメーターの制約に役立ちます。
Inflaton Oscillationによる高周波グラビトン
確率$f$で$f^{-1/2}$としてスケーリングする確率的インフレーション重力波背景の高周波テールがあることを指摘します。この寄与は、再加熱段階でのインフラトンのコヒーレントな振動によって増幅された重力子の真空の変動によるものです。これには、初期の宇宙の熱履歴だけでなく、インフレーターの質量などのインフレーターの特性に関する情報も含まれています。
HR 8799eの大気中の散乱雲と不平衡化学の検索
| Title |
Retrieving_scattering_clouds_and_disequilibrium_chemistry_in_the_atmosphere_of_HR_8799e |
| Authors |
P._Molli\`ere,_T._Stolker,_S._Lacour,_G._P._P._L._Otten,_J._Shangguan,_B._Charnay,_T._Molyarova,_M._Nowak,_Th._Henning,_G.-D._Marleau,_D._A._Semenov,_E._van_Dishoeck,_F._Eisenhauer,_P._Garcia,_R._Garcia_Lopez,_A._Z._Greenbaum,_S._Hinkley,_P._Kervella,_L._Kreidberg,_A.-L._Maire,_E._Nasedkin,_L._Pueyo,_I._A._G._Snellen,_A._Vigan,_J._Wang,_P._T._de_Zeeuw,_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09394 |
雲は太陽系外の大気のいたるところにあり、それらのスペクトルのモデル解釈に対する挑戦を表しています。複雑なクラウドモデルは、多数のスペクトルを生成するには数値的にコストがかかりすぎますが、より効率的なモデルは非常に単純化される可能性があります。私たちは、直接取得された惑星HR8799eの大気特性を、無料の検索手法で制約することを目指しています。放射伝達コードpetitRADTRANSを使用してスペクトルを生成し、これをPyMultiNestツールに結合します。雲の処理に重要な多重散乱の効果を追加しました。2つのクラウドモデルのパラメーター化がテストされます。1つ目は凝縮物の混合と沈降を組み込み、2つ目は不透明度の関数形式をパラメーター化します。模擬検索では、不適切な雲モデルを使用すると、入力よりも等温で曇りの少ない雰囲気になる可能性があります。GPI、SPHERE、およびGRAVITYで作成されたHR8799eの観測に私たちのフレームワークを適用すると、不均衡化学によって支配される曇った大気が見つかり、以前の分析が確認されます。${\rmC/O}=0.60_{-0.08}^{+0.07}$を取得します。他のモデルでは、この惑星のC/O値が十分に制約されていません。両方のクラウドモデルの取得されたC/O値は一貫していますが、異なる大気構造、つまり曇り、または等温で曇りが少なくなります。自己矛盾のないExo-REMモデルを使用して観測値を近似すると、C/Oを制約せずに同等の結果が得られます。最も敏感な機器からのデータを使用して、直接画像化された惑星の検索分析が可能です。推定されたHR8799eのC/O比はクラウドモデルに依存しないため、堅牢であるように見えます。このC/Oは恒星と一致しており、HR8799eがCO$_2$またはCOアイスラインの外で形成されたことを示している可能性があります。システムの最も内側の惑星であるため、この制約はすべてのHR8799惑星に適用できます。
GJ 273：Mドワーフが3.75パーセクでホストされている惑星系の形成、動的進化、居住性について
| Title |
GJ_273:_On_the_formation,_dynamical_evolution_and_habitability_of_a_planetary_system_hosted_by_an_M_dwarf_at_3.75_parsec |
| Authors |
Francisco_J._Pozuelos,_Juan_C._Su\'arez,_Gonzalo_C._de_El\'ia,_Zaira_M._Berdi\~nas,_Andrea_Bonfanti,_Agust\'in_Dugaro,_Micha\"el_Gillon,_Emmanu\"el_Jehin,_Maximilian_N._G\"unther,_Val\'erie_Van_Grootel,_Lionel_J._Garcia,_Antoine_Thuillier,_Laetitia_Delrez,_Jose_R._Rod\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09403 |
Mドワーフなどの低質量の星を周回する惑星は、生命を宿す惑星の探索の要石と見なされています。GJ273は、わずか3.75pc離れたMドワーフを周回する惑星系であり、2つの確認された惑星GJ273bとGJ273c、および2つの有望な候補GJ273dとGJ273eで構成されています。惑星GJ273bは居住可能ゾーンにあります。現在、観測された惑星通過の欠如のために、惑星の最小質量のみが知られています。興味深いシステムであるにもかかわらず、GJ273惑星システムはまだ十分に研究されていません。私たちは個々の惑星の物理的パラメーターを正確に決定すること、特に質量を壊すことを目指しています-惑星の質量を正確に決定するための傾き縮退。さらに、潜在的な居住性の観点から、惑星GJ273bの完全な特性を示します。最初の100マイアの間、GJ273の惑星形成と水和相を調査しました。次に、システムの安定性を分析しました。また、小惑星帯やカイパーベルトの類似物などの小さな天体が存在する可能性のある地域も検索しました。システムの4つの惑星の構成により、質量を分解できることがわかりました。以下の質量を持つ傾斜の縮退：$2.89\leqM_{\mathrm{b}}\leq3.03\、\mathrm{M}_\oplus$、$1.18\leqM_{\mathrm{c}}\leq1.24\、\mathrm{M}_\oplus$、$10.80\leqM_{\mathrm{d}}\leq11.35\、\mathrm{M}_\oplus$、および$9.30\leqM_{\mathrm{e}}\leq9.70\、\mathrm{M}_\oplus$。それは地球質量の惑星、超地球と2つのミニネプチューンです。さらに、GJ273bは効率的なウォーターキャプターであり、GJ273cはおそらく乾燥した惑星であることがわかりました。小体が存在する可能性があるいくつかの安定した領域が予測されます。GJ273bの居住性について包括的に説明します。
低離心率での一次共鳴幅の発散について
軌道共鳴は惑星系のダイナミクスにおいて重要な役割を果たします。教科書に見られる古典的な理論的分析は、一次平均運動の共振幅がほぼ円形の軌道で発散することを報告しています。ここでは、この分岐の性質を、木星の質量の惑星内部のいくつかの一次共鳴内部の非摂動分析で調べます。1次共振には、ペリセントリックとアポセントリックの2つの分岐があることを示します。離心率がゼロに近づくと、これらのゾーンの中心は公称の共振位置から離れますが、その幅は縮まります。また、隣接する1次共振間の「ブリッジ」の新しい発見を報告します。低偏心度では、1次共振のアポセントリック解放ゾーンは、隣接する1次共振のペリセントリック解放ゾーンとスムーズに接続します。これらの橋は、完全に低偏心体制にある、惑星系の大きな半径距離にわたる共鳴移動を促進するかもしれません。
金星の中層大気における硫黄-水化学系の再検討
| Title |
Revisiting_the_Sulfur-Water_Chemical_System_in_the_Middle_Atmosphere_of_Venus |
| Authors |
Wencheng_D._Shao,_Xi_Zhang,_Carver_J._Bierson_and_Therese_Encrenaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09522 |
硫黄水化学は金星の中層大気において重要な役割を果たしています。地上観測では、約64kmで同時に観測されたSO2とH2Oは時間とともに変化し、時間的に反相関していることがわかりました。これらの観察を理解するために、1次元の化学拡散モデルを使用して硫黄水化学システムを探索します。雲の上のSO2とH2Oの混合比は、中央の雲頂（58km）での2種の混合比に大きく依存していることがわかります。硫黄水化学システムの挙動は3つのレジームに分類できますが、これらのレジーム間での急激な移行はありません。特に、以前に主張されたような分岐動作はありません。また、SO2の自己シールド効果により、雲の上にあるH2Oが中央の雲の上部に非単調に応答することもわかりました。観測結果との比較により、中央の雲頂での混合比の変動が、観測されたSO2とH2Oの変動性を説明できることがわかります。中層大気中の硫黄水化学は、64kmにおけるH2O-SO2反相関の原因です。渦輸送の変化だけでは、両方の種の変動を説明できません。これらの結果は、中層大気における種の存在量の変動が、低層大気プロセスによって大きく影響されることを示唆しています。雲の上でのSO2とH2Oの共進化の継続的な地上ベースの測定と新しい宇宙船ミッションは、下層大気、雲、金星の中央大気間の相互作用の根底にある複雑なプロセスを明らかにするために重要です。
モデル解像度へのタイドロックされたアクアプラネットのシミュレートされた気候の小さな感度
| Title |
Small_Sensitivity_of_the_Simulated_Climate_of_Tidally_Locked_Aquaplanets_to_Model_Resolution |
| Authors |
Mengyu_Wei,_Yixiao_Zhang_and_Jun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09579 |
低質量の星の周りの潮汐で閉じ込められた地球の惑星は、潜在的に居住可能な太陽系外惑星を見つけることの主要なターゲットです。いくつかの大気大循環モデルが可能な気候をシミュレートするために使用されていますが、モデルの相互比較により、同じ境界条件で強制された場合でも、モデルの結果に大きな違いがあることが示されました。このペーパーでは、モデルの解決が違いに寄与するかどうかを調べます。50mのスラブ海に結合した大気大循環モデルExoCAMを使用して、3つの異なる水平解像度（440km*550km、210km*280km、50km*70kmの緯度と経度）と3つの異なる垂直解像度を調べます同じ動的コアおよび同じ放射、対流、雲のスキームの下での解像度（26、51、および74レベル）。実験の中で、その差は全球平均表面温度で5K以内、惑星アルベドで0.007以内です。これらの違いは、雲のフィードバック、水蒸気のフィードバック、解像度の増加に伴う相対湿度の減少傾向によるものです。星間領域上の湧昇柱の間の比較的小規模な下降気流はより適切に解決され、解像度が高くなるにつれて、乾いた空気と湿った空気の小包の間、およびアンビルの雲とその環境の間の混合が強化されます。これらは、大気の相対湿度と高レベルの雲の割合を減らし、晴天の温室効果を下げ、雲の長波放射の効果を弱め、その後モデルの解像度を上げて気候を涼しくします。概して、モデルの解像度に対する潮汐ロックされた水惑星のシミュレーションされた気候の感度は小さいです。
ケンタウロスと巨大惑星を横断する個体群：起源と分布
| Title |
Centaur_and_giant_planet_crossing_populations:_origin_and_distribution |
| Authors |
Romina_P._Di_Sisto_and_Natalia_L._Rossignoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09657 |
現在の巨大惑星領域は、遷移星雲オブジェクト（TNO）が木星ファミリー彗星（JFC）になる途中で交差する移行帯です。それらの動的な振る舞いは、TNOの固有の動的な特徴と巨大惑星との遭遇によって条件付けられます。太陽系の現在の構成を考慮して、それらの数とその発生源からの進化を研究する巨大惑星交差（GPC）人口（$5.2$au$<q<30$auのオブジェクト）を扱います。この主題は、以前の調査からレビューされ、また、散乱ディスクオブジェクト（SDO）の動的進化の新しい数値シミュレーションによって対処されます。GPCの固有軌道要素分布のモデルを取得します。散乱ディスクは、進行性のGPCとケンタウロスの主な発生源を表していますが、プルティノスからの寄与は、SDからの寄与の1桁と2桁の間です。モデルからGPCの数とサイズの分布を取得し、現在の母集団の$D>100$kmでSDから9600GPCを計算し、$D>1$kmで$\sim10^8$を計算します。他のソースからの貢献は無視できると考えられます。Centaurゾーンの平均寿命は7.2Myrですが、GPCゾーンのSDOの平均寿命は68Myrです。後者は、GPCゾーンで最も長く生き残る傾向が高い傾向である初期傾向に依存しています。寿命と近日点距離の相関関係もあり、近日点が長いほど寿命が長くなります。観測されたGPCの動的進化は、順行性オブジェクトと逆行性オブジェクトで異なります。逆行性GPCは、順行性GPCよりも中央値の寿命が短いため、比較的速い進化を経験します。ただし、このより速い進化は、逆行性GPCの大部分が近日点値が低く、寿命が短いという事実が原因であると考えられます。
| Title |
Comparing_Approximate_Bayesian_Computation_with_the_Poisson-Likelihood_Method_for_Exoplanet_Occurrence_Rates |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Steve_Bryson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09667 |
近似ベイズ計算（ABC）で推定されたケプラー太陽系外惑星の発生率を示します。Brysonらと同じ惑星カタログ、恒星サンプル、および完全性と信頼性の特性評価を使用することにより。（2020）、我々はABCからの結果と人気のあるポアソン尤度法で得られた結果の最初の直接比較を提供することができます。軌道周期が50〜400日、半径が0.75〜2.5の惑星の場合$R_{\oplus}$の場合、統合された発生率$F_{0}=0.596_{-0.099}^{+0.092}$惑星ごとにGKドワーフスター。天体物理学的な誤検知と誤警報に対する信頼性を修正した後、$F_{0}=0.421_{-0.072}^{+0.086}$が見つかりました。私たちの調査結果は、Brysonらの1$\sigma$以内で一致します。（2020）、結果は堅牢でメソッドに依存しないことを示します。
TESSがKELT-1bの光学位相曲線を発表します。褐色矮星の伴侶からの熱放射と楕円体の変化、星からの活動
| Title |
TESS_unveils_the_optical_phase_curve_of_KELT-1b._Thermal_emission_and_ellipsoidal_variation_from_the_brown_dwarf_companion,_and_activity_from_the_star |
| Authors |
C._von_Essen,_M._Mallonn,_N._B._Cowan,_A._Piette,_N._Madhusudhan,_E._Agol,_V._Antoci,_K._Poppenhaeger,_K.G._Stassun,_S._Khalafinejad,_G._Tautvai\v{s}ien\.e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09750 |
通過する太陽系外惑星観測衛星（TESS）が取得したデータを分析し、光波長でのKELT-1bの位相曲線の検出と分析を紹介します。質量が〜27M_JのKELT-1bは、低質量の褐色矮星です。質量が大きく、伴星に近接しているため、ホスト星はTESSライトカーブを持ち、明確な楕円体の変化を示します。6成分モデルを使用してデータをモデル化します。二次日食、反射光と熱放射を考慮した位相曲線、ドップラービーム、楕円体変動、恒星活動、および一次遷移です。TESSバンドパスの二次日食深度は304+/-75百万分率（ppm）であり、KELT-1bでこれまでに決定された最も正確な日食深度です。位相曲線の振幅を128+/-27ppmと測定します。最大輝度の領域と19.2+/-9.6度の星間点の間の対応する東向きのオフセットは、Spitzer測定とよく一致しています。私たちは、3201+/-147Kおよび1484+/-110Kの昼間および夜間の輝度温度を、Spitzer3.6および4.5マイクロメートルデータからのそれらよりわずかに高いと判断します。1次元の自己矛盾のない大気モデルは、TESSとSpitzerの日側の輝度温度を、熱放射のみで反射光なしで説明できます。夜側のデータは、内部温度が約1100Kのモデルで説明できます。これは、膨張した半径に関連している可能性があります。TESSとスピッツァーの輝度温度の違いは、スピッツァーバンドの分子不透明度が強いことで説明できます。夜側では、この不透明度は主にCH4とCOによるものですが、日側では、H2-H2とH2-Heの衝突による吸収によるものです。
天王星の5つの主要な衛星のハーシェル-PACS測光
| Title |
Herschel-PACS_photometry_of_Uranus'_five_major_moons |
| Authors |
\"O._H._Detre,_T._G._M\"uller,_U._Klaas,_G._Marton,_H._Linz_and_Z._Balog |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09795 |
ねらい。HerschelSpaceObservatoryに搭載された光度計PACS-Pによる観測に基づいて、ティラニア、オベロン、ウンブリエル、アリエル、ミランダの5つの主要な天王星衛星の70、100、160$\mu$mにおける遠赤外線フラックスを決定することを目指しています。メソッド。天王星の明るい画像は、重ね合わせた月を削除する反復プロセスで各波長のすべてのマップから確立されたスケーリングされた天王星の点像分布関数（PSF）リファレンスを使用して差し引かれます。衛星の測光はPSF測光で行います。氷の月の熱物理モデルは、各測定エポックの測光とより短い波長での補助データに適合されます。結果。最適な熱物理モデルは、表面の粗さや熱慣性などの月の重要な熱特性に制約を提供します。赤道に照らされたエポックで、4つの最大のウラン衛星であるチタニア、オベロン、ウンブリエル、アリエルの50$\mu$mの最初の熱赤外線放射測定を紹介します。この傾斜形状により、夜側への熱輸送があり、熱慣性が役割を果たし、そのパラメーターを制約することができました。また、先頭と末尾の半球の熱特性の違いを示すいくつかの兆候が見られます。天王星を遠赤外線プライムフラックスキャリブレーターとして使用する場合は、月による天王星フラックスの系統誤差を正確に指定します。結論。明るい中心の光源を取り除くことができるPACS測光器データの画像処理技術の実証に成功しました。5つの主要な天王星衛星の改良された熱物理モデルを確立しました。導出された熱慣性値は、より小さなTNOやケンタウロスの値よりも、TNO準惑星プルートやハウメアの値に似ています。
ガンマ線バーストによって探査された赤方偏移z = 3-3.5のかすかな星形成銀河におけるライマン連続体漏れ
| Title |
Lyman_continuum_leakage_in_faint_star-forming_galaxies_at_redshift_z=3-3.5_probed_by_gamma-ray_bursts |
| Authors |
J.-B._Vielfaure,_S._D._Vergani,_J._Japelj,_J._P._U._Fynbo,_M._Gronke,_K._E._Heintz,_D._B._Malesani,_P._Petitjean,_N._R._Tanvir,_V._D'Elia,_D._A._Kann,_J._T._Palmerio,_R._Salvaterra,_K._Wiersema,_M._Arabsalmani,_S._Campana,_S._Covino,_M._De_Pasquale,_A._de_Ugarte_Postigo,_F._Hammer,_D._H._Hartmann,_P._Jakobsson,_C._Kouveliotou,_T._Laskar,_A._J._Levan,_A._Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09377 |
$z=3.5055$でのGRB191004Bの残光スペクトルにおけるライマン連続体（LyC）放出の観測結果を、他の2つの以前に知られているLyC放出の長いガンマ線バースト（LGRB）の観測結果と一緒に提示します（GRB050908$z=3.3467$、および$z=3.0749$のGRB060607A）を使用して、LyCエスケープ比率を決定し、それらのプロパティを比較します。GRB191004Bの残光スペクトルから、L\\log（N_{\rmHI}/cm^{-2}）=17.2\pm0.15$のLGRB赤方偏移における中性水素カラム密度、および無視できるほどの絶滅（$A_{\rmV}=0.03\pm0.02$等）。検出された金属吸収線はCIVとSiIVのみです。GRB050908およびGRB060607Aとは対照的に、GRB191004Bのホスト銀河は、Ly$\alpha$放出を顕著に示します。Ly$\alpha$エミッションとBalmerエミッションラインの非検出から、その星形成率（SFR）を$1\leq$SFR$\leq4.7$M$_{\odot}\yr^{-に制限します1}$。Ly$\alpha$放出をシェルモデルで近似し、観測されたものと一致するパラメーター値を見つけます。GRB191004B、GRB050908、およびGRB060607Aで見つかる絶対LyCエスケープ分数は、$0.35^{+0.10}_{-0.11}$、$0.08^{+0.05}_{-0.04}$および$0.20^{+0.05}です。_{-0.05}$、それぞれ。LGRBのLyCエスケープ割合を文献から見つかった他のLyCエミッターの値と比較し、LGRB残光がかすかな高赤方偏移星形成銀河のLyCエスケープを研究するための強力なツールになることを示します。実際に、LyCリーケージの研究をはるかに高い絶対値にまで進めることができました。ここに示す3つのLGRBのホスト銀河はすべて$M_{\rm1600}>-19.5$等で、GRB060607Aホストは$M_{\rm1600}>-16$等です。したがって、LGRBホストは、従来の手法では微弱または遠すぎる銀河の電離脱出率を調べるのに特に適しています。さらに、時間の投資は銀河の研究に比べて非常に少ないです。【要約】
巨大銀河のブラックホールフィードバックバルブ
| Title |
A_Black-Hole_Feedback_Valve_in_Massive_Galaxies |
| Authors |
G._M._Voit,_G._L._Bryan,_D._Prasad,_R._Frisbie,_Y._Li,_M._Donahue,_B._W._O'Shea,_M._Sun,_N._Werner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09381 |
宇宙で最も巨大な銀河での星の形成は、時間の早い段階で猛烈に進みますが、その後ほぼ終わります。大量の高温ガスが利用可能ですが、冷却されて星形の雲に凝縮することはありません。活動銀河核（AGN）は、高温ガスの冷却を阻害するのに十分なエネルギーを放出しますが、エネルギー形成の議論だけでは、星形成の消光が高質量銀河で最も効果的である理由を説明していません。実際、光学観測では、クエンチングは銀河の中心星速度分散（$\sigma_v$）に他の特性よりも密接に関連していることが示されています。ここでは、深い中心電位がAGNフィードバックの有効性を最大化するため、高い$\sigma_v$が消光に重要であることを示します。銀河は、消光状態を維持するために、老朽化した星から放出されたガスを継続的に掃引する必要があります。超新星加熱は、AGNが周囲の銀河系媒体（CGM）のガス圧を十分に下げる限り、このタスクを実行できます。CGM圧力は、AGNフィードバックを調整するバルブの制御ノブとして機能することがわかり、フィードバック力が銀河のポテンシャルからCGMを持ち上げるのに十分であるように自己調整することをお勧めします。その後、超新星の加熱により、$\sigma_v\gtrsim240\、{\rmkm\、s^{-1}}$の場合、均一な銀河流出が駆動されます。AGNフィードバックは、同等の速度分散を持つ銀河を効果的にクエンチできますが、速度分散がはるかに小さい銀河におけるフィードバックは、対流循環と銀河内の多相ガスの蓄積をもたらす傾向があります。
星形成履歴の確率的モデリングII：分子雲とガス流入による星形成変動
| Title |
Stochastic_modelling_of_star-formation_histories_II:_star-formation_variability_from_molecular_clouds_and_gas_inflow |
| Authors |
Sandro_Tacchella,_John_C._Forbes,_Neven_Caplar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09382 |
銀河の進化における主要な不確実性は、星の形成を制御する物理学であり、銀河内の分子雲のライフサイクルに関連する小規模なプロセスから、銀河へのガスの降着などの大規模なプロセスまでさまざまです。私たちは、銀河のガス質量を追跡する分析手法（「レギュレーターモデル」）を使用して、星形成の時間変動に対するそのようなプロセスの痕跡を研究します。具体的には、さまざまなタイムスケールでの星形成速度（SFR）の変動の強さ、つまり星形成履歴のパワースペクトル密度（PSD）を定量化し、ガス流入と分子のライフサイクルに関連付けます。雲。一般的なケースでは、SFRのPSDに3つのブレークがあることを示します。これは、流入速度の相関時間、銀河のガス貯留層の平衡タイムスケール、および個々の分子雲の平均寿命に対応しています。（銀河の動的なタイムスケールと比較して）長くて中間のタイムスケールでは、PSDは通常、流入速度の変動性と、流出とガス枯渇の間の相互作用によって設定されます。短いタイムスケールでは、PSDは分子雲のライフサイクルに関連する追加のコンポーネントを示します。これは、高周波付近で$\beta\approx2$のべき乗則勾配を持つ減衰ランダムウォークによって記述できます。クラウドの平均寿命。広範囲の銀河レジームにおける星形成の「バースト性」について議論し、主系列稜線に関する銀河の進化を研究し、銀河統合測定から雲スケールでの星形成プロセスを理解するための私たちの方法の適用性を探ります。
SAGAN-II：巨大電波銀河の分子ガス含有量
| Title |
SAGAN-II_:_Molecular_gas_content_of_Giant_Radio_Galaxies |
| Authors |
Pratik_Dabhade,_Francoise_Combes,_Philippe_Salome,_Joydeep_Bagchi,_and_Mousumi_Mahato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09388 |
相対論的粒子のジェットを伴う電波銀河は通常、超大質量ブラックホール（SMBH）への星間物質の降着によって活性化された核が活動する巨大な楕円銀河によってホストされます。いくつかのまれなケース（<5％）では、それらのジェットが全体の構造を700kpcより大きいサイズに駆動し、それらは巨大電波銀河（GRG）と呼ばれます。そのような電波銀河の人口の非常に小さい部分は、星の形成を促進することができるリングまたはディスクの形で分子および原子ガスを含んでいます。このガスの起源はよく知られていませんが、ガスに富む円盤銀河（CentaurusAなど）との小さな合併や、高温のX線雰囲気からの物質の冷却（冷却流など）に関連している場合があります。巨大な無線ジェットはこれらのオブジェクトの極端な進化である可能性があり、それらは私たちに電波銀河の進化について教えることができます。ガス降着と星形成の段階にある可能性がある820のGRGのカタログから12のターゲットを選択しました。ターゲットは、加熱されたダストを含むように中赤外線から選択されました。ここでは、IRAM-30mの観測結果、分子ガス含有量、星形成の効率を報告し、ガスの起源とディスクの形態について説明します。ターゲットのほとんどはメインシーケンス（MS）に属し、大部分はパッシブドメインにあります。それらの星形成効率は、短い（〜200Myr）空乏時間の分子ガスが不足している2つと、静止状態のガスに富む巨大渦巻銀河を除いて、通常の銀河に匹敵します。一般に、枯渇時間は巨大な無線ジェットの寿命よりもはるかに長いです。
四重に画像化された超新星iPTF16geuにおけるレンズ銀河の2成分質量モデル
| Title |
Two-component_mass_models_of_the_lensing_galaxy_in_quadruply_imaged_supernova_iPTF16geu |
| Authors |
Liliya_L.R._Williams_and_David_Zegeye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09391 |
最初に解決され、多重画像化された超新星タイプIa、iPTF16geuは、そのようなシステムが最初に構想されてから50年後の4年前に観測されました。ソースのユニークな特性のため、これらのシステムは銀河構造と宇宙論的パラメーターの研究に多くの期待を抱いています。ただし、この最初の例では、モデラーにいくつかのパズルを提示しました。画像フラックスを説明するには、星によるマイクロレンズからの寄与が必要であると予想されましたが、マイクロレンズの大きさに対応するために、楕円べき乗則レンズモデルの密度勾配は非常に浅くなければなりませんでした、$\rho_{2D}\proptor^{-0.7}$。さらに、質量の中心は観測された光の中心から〜0.1kpcだけ移動する必要があり、配光の位置角度は質量の中心角度から〜40度ずれていました。この論文では、最初の2つの問題を解決する質量モデルを提示し、3番目の問題の解決を提案します。局所楕円の観測と銀河スケールのレンズの最近のいくつかの分析に動機付けられて、私たちの質量モデルは2つのオフセット（バリオン）質量成分で構成されています。結果の質量分布には単一の重心がありますが、偏りがあり、純粋に楕円形ではなく、半径が自己相似ではない等密度の等高線があります。私たちのモデルの多くでは、マイクロレンズの要件は控えめで、拡張された超新星ホスト銀河によって形成されたリングは、観測されたものに似ています。
初期の銀河からの[CII]放出がない
| Title |
Missing_[CII]_emission_from_early_galaxies |
| Authors |
S._Carniani,_A._Ferrara,_R._Maiolino,_M._Castellano,_S._Gallerani,_A._Fontana,_M._Kohandel,_A._Lupi,_A._Pallottini,_L._Pentericci,_L._Vallini,_E._Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09402 |
アルマ望遠鏡の観測により、[CII]高z銀河の158$\mu$m線放出は、UV連続体放出よりも2〜3$\times$長いことが明らかになりました。ここでは、[CII]ラインの表面輝度減光（SBD）が報告された[CII]不足の原因であるかどうか、および$L_{\rm[OIII]}/L_{\rm[CII]}$の光度比が大きいかどうかを調べます。初期の銀河で測定されました。最初に、[CII]と[OIII]の両方で観測された9つのz>6銀河のアーカイブALMA画像を分析します。いくつかのUVテーパー実験を行って、拡張線放出の識別を最適化した後、サンプル全体で[CII]放出を検出します。範囲は[CII]放出よりも系統的に大きくなります。次に、干渉シミュレーションを使用して、ライン光度推定に対するSBDの影響を調べます。拡張された[CII]コンポーネントの約40％が0.8$^{\prime\prime}$の角度分解能で失われる可能性があり、これは$L_{\rm[CII]}$が係数$\approx2$によって過小評価されていることを意味します低い（<7）信号対雑音比のデータ。これらの結果を組み合わせることにより、z>6銀河の$L_{\rm[CII]}$は、平均してローカルの$L_{\rm[CII]}-SFR$関係（$\Delta^{z=6-9}=-0.07\pm0.3$）ですが、関係の本質的なばらつきの範囲内です。SBDの修正により、$L_{\rm[OIII]}/L_{\rm[CII]}<10$も得られます。つまり、現在の流体力学的シミュレーションと一致しています。
NGC 7469のアクティブな銀河核に向けた複数のCOおよびC線のALMA観測：法律で捉えられたX線支配領域
| Title |
ALMA_Observations_of_Multiple-CO_and_C_Lines_Toward_the_Active_Galactic_Nucleus_of_NGC_7469:_X-ray_Dominated_Region_Caught_in_the_Act |
| Authors |
Takuma_Izumi,_Dieu_D._Nguyen,_Masatoshi_Imanishi,_Taiki_Kawamuro,_Shunsuke_Baba,_Suzuka_Nakano,_Kotaro_Kohno,_Satoki_Matsushita,_David_S._Meier,_Jean_L._Turner,_Tomonari_Michiyama,_Nanase_Harada,_Sergio_Mart\'in,_Kouichiro_Nakanishi,_Shuro_Takano,_Tommy_Wiklind,_Naomasa_Nakai,_and_Pei-Ying_Hsieh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09406 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）を使用して、$^{12}$CO（$J$=1-0）、$^{12}$CO（$J$=2-1）、$^をマッピングしました{12}$CO（$J$=3-2）、$^{13}$CO（$J$=2-1）、および[CI]（$^3P_1$-$^3P_0$）輝線$\sim100$pc解像度でのNGC7469（$z=0.0164$）のタイプ1アクティブ銀河核（AGN）。COラインは、核周囲円盤（CND;中央$\sim300$pc）と周囲の星形リング（SBリング;$\sim1$kpc直径）の両方で明るく、AGNの両側に2つの明るいピークがあります。対照的に、[CI]（$^3P_1$-$^3P_0$）ラインはAGNで強くピークに達します。その結果、[CI]（$^3P_1$-$^3P_0$）と$^{13}$CO（2-1）の輝度温度比は、$\sim2と比較して、AGNで$\sim20$です。SBリングの$。局所熱力学的平衡（LTE）モデルと非LTEモデルは、ライン比率（またはCIエンハンスメント）の向上は、C$^0$/CO存在比（$\sim3-10$）と温度（$\sim100-500$K）SBリングと比較したAGNの周囲（存在比$\sim1$、温度$\lesssim100$K）、X線支配領域（XDR）の画像と一致。動的モデリングに基づいて、CO（1-0）から[CI]（$^3P_1$-$^3P_0$）から分子の質量変換係数を中央の$\sim100$pcに提供します$\alpha_{\rmCO}としてのAGN=4.1〜M_\odot$（Kkms$^{-1}$pc$^2$）$^{-1}$および$\alpha_{\rmCI}=4.4〜M_\odot$（Kkms$^{-1}$pc$^2$）$^{-1}$、それぞれ。私たちの結果は、CIの強化が潜在的にAGNの優れたマーカーであることを示唆しています。
Gaia DR2、Pan-STARRS 1、ASAS-SN-II RR Lyraeカタログの経験的完全性評価
| Title |
Empirical_completeness_assessment_of_the_Gaia_DR2,_Pan-STARRS_1_and_ASAS-SN-II_RR_Lyrae_catalogues |
| Authors |
Cecilia_Mateu_(1),_Berry_Holl_(2),_Joris_de_Ridder_(3)_and_Lorenzo_Rimoldini_(2),_((1)_UdelaR,_Montevideo_(2)_University_of_Geneva_(3)_UK_Leuven) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09416 |
RRLyraeスターは、主に標準的なろうそくの性質により、私たちの銀河の最も古い集団の重要で広く使用されているトレーサーです。変光星の大規模な調査が可能になったことで、以前はアクセスできなかった銀河円盤のような領域でさえ、銀河全体の構造を追跡することができます。この作業では、入手可能な3つの最大のRRLyraeカタログ（GaiaDR2、PanSTARRS-1、ASAS-SN-II）の完全性の経験的評価を提供することを目的としています。3つの調査の共同確率分析を使用して、各調査の全マグニチュード範囲で2Dおよび3D完全性マップを計算します。明るい端（G<13）では、ASAB-SN-IIとGaiaが高緯度（|b|>20deg）のRRabでほぼ100％完了しています。ASAS-SN-IIは、RRabの場合は低緯度で、RRcの場合はすべての緯度で最高の完全性を備えています。かすかな端（G>13）で、ガイアDR2は、両方のRRLyraeタイプの最も完全なカタログであり、完全緯度の中央値は黄道面の外側（|95％（RRab）および>85％（RRc）です）\beta|>25deg）。PanSTARRS-1RRLyraeの完全性が91％（RRab）と82％（RRc）でG〜18まで高いことを確認し、低銀河緯度（|b|<20deg）での完全性の最初の見積もりを提供します推定中央値65％（RRab）および50-60％（RRc）。私たちの結果は、2Dおよび3Dの完全性マップとして、および各調査の完全性対距離または視線ごとに評価する関数として公開されています。
ローカルユニバースの赤外線検出AGN
| Title |
Infrared-detected_AGNs_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Tuba_\.Ikiz_(1,2,3),_Reynier_F._Peletier_(1),_Peter_D._Barthel_(1)_and_Cahit_Ye\c{s}ilyaprak_(1,2)_((1)_Kapteyn_Institute,_Groningen,_NL,_(2)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Atat\"urk_University,_Turkey,_(3)_ATASAM,_Erzurum,_Turkey) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09476 |
スピッツァー/IRACの色選択は、銀河で熱い降着核、つまりAGNを特定するための有望な手法です。サウロン銀河の小さなサンプルを使用してこれを実証し、これをさらに調査します。この研究の目的は、（近くの）銀河の光学的に覆い隠された核降着を明らかにする簡単で効率的な方法を見つけることです。私たちは、赤外線選択法を、2500以上の銀河の銀河（S4G）サンプルのスピッツァー調査と、400以上の銀河の拡張サンプルに適用します。ホットコアを含むS$^{4}$G調査で銀河を見つけるためにスピッツァー色を使用し、強いAGNの存在を示唆し、形態タイプの関数として検出率を調べます。VLANVSSおよびFIRSTサーベイを使用して、銀河の電波特性を調べることにより、この赤外線色選択方法をテストします。無線データを使用して、高温の中赤外線核を表示している銀河が（候補の）アクティブな銀河であることを際立たせていることを示します。Spitzerの代わりに、より低い空間解像度のWISEミッションの色を使用すると、これらの結果が再現されます。したがって、マルチバンド赤外線イメージングは、銀河の光学的に不明瞭な核活動を明らかにするための有用なツールです。
この作業では、daSilvaらによるNGC613の中央領域の研究を続けます。（2020）、光学および近赤外線データキューブの恒星とガスの運動学と恒星考古学を分析することによって。GeminiMulti-ObjectSpectrograph（GMOS）データキューブの空間分解能が高いため、スペクトル合成法を使用して、$\sim$10$で構成される$\sim$1arcsecの半径を持つ内側核リングを検出できました。^9$年の恒星の個体群。このようなリングは、以前の研究で検出されたHII領域によって構成される核と核周囲リングの間にあります。その上、核の周りには恒星の回転があり、リングは異なる回転速度で同じ回転方向に従います。中心での強度加重平均恒星速度分散は92$\pm$3kms$^{-1}$です。3つの異なるガス流出コンポーネントが検出されました。H$\alpha$輝線で観測された流出の方向は、以前に観測された電波ジェットの方向と互換性があります。[OIII]$\lambda$5007放出で検出された流出の1つの方向は、イオン化コーンの軸と一致します。ペーパーIで述べたようにダストレーンで隔てられていると考えられる二重星の放出に沿った恒星の個体数と恒星の運動学に関して違いはなく、それらが同じ構造の一部であることを確認します。
Mentari：半解析モデルを使用して銀河SEDをモデル化するパイプライン
私たちは、銀河からの光が宇宙の時間全体でどのように進化するかについての理論的な絵を構築します。特に、半解析モデル（SAM）銀河の星形成と金属濃縮履歴を注意深く統合し、これらをメンタリと呼ぶ恒星の人口合成モデルと組み合わせることで、銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）の進化を予測します。私たちのSAMは、処方を組み合わせて、銀河の進化におけるガスの降着、星の形成、フィードバックプロセス、および化学物質の富化の間の相互作用をモデル化します。このことから、シミュレーションされた銀河の歴史の任意の時点でのSEDを構築し、望遠鏡のデータと比較して、特定の一連の観測につながったさまざまな物理プロセスをリバースエンジニアリングすることができます。メンタリからの数百万のシミュレートされた銀河の合成SEDは、遠紫外線から赤外線までの波長をカバーできるため、銀河進化の歴史のほぼ完全な物語を伝えることができます。\keywords{galaxies：evolution-galaxies：stellarcontent-galaxies。}
銀河ハローフィールドRR Lyraeの金属分布とそれらの脈動特性への金属の影響
| Title |
Metallicity_Distribution_of_Galactic_Halo_Field_RR_Lyrae,_and_the_Effect_of_Metallicity_on_their_Pulsation_Properties |
| Authors |
M._Marengo,_J._P._Mullen,_J._R._Neeley,_M._Fabrizio,_P._M._Marrese,_G._Bono,_V._F._Braga,_D._Magurno,_J._Crestani,_G._Fiorentino,_M._Monelli,_B._Chaboyer,_C._K._Gilligan,_M._Dall'Ora,_C._E._Martinez-Vazquez,_F._Thevenin_and_N._Matsunaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09625 |
公開されている調査のデータを使用して、UV、光学、および赤外線の波長で高品質の測光を導き出した候補の銀河系RRLyrae（RRL）星の大規模なサンプル（150k以上）の分析を紹介します。これらの星のサブサンプル（〜2,400個の基本モードフィールドRRL）について、DeltaS法を使用して個々の金属性を測定しました。その結果、RRLに対して収集された最大かつ最も均一な分光データセットが得られました。このサンプルを使用して、銀河の球状星団間のオーステルホフ二分法の長年の問題を含む、銀河のハローの金属分布を研究します。また、[Fe/H]の存在量から、それらの脈動特性の依存性、特に赤外光曲線の形状を分析します。
X線空洞システムのLOFAR観測
| Title |
LOFAR_Observations_of_X-ray_Cavity_Systems |
| Authors |
L._B\^irzan_(1),_D._A._Rafferty_(1),_M._Br\"uggen_(1),_A._Botteon_(2),_G._Brunetti,_(3)_V._Cuciti_(1),_A._C._Edge_(4).,_R._Morganti_(5,_6),_H._J._A._R\"ottgering_(2)_and_T._W._Shimwell_(5)_((1)_Hamburger_Sternwarte,_(2)_Leiden_Observatory,_(3)_INAF-Instituto_di_Radioastronomia,_(4)_Institute_for_Computational_Cosmology,_Department_of_Physics,_Durham_University,_(5)_ASTRON,_the_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_(6)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09708 |
120168MHzでの42のシステムのLOFAR観測を示します。それらの高温の大気でX線キャビティが発生する可能性があります。そのうち17はグループまたは楕円形で、19は近くのクラスター（z<0.3）、6は高赤方偏移クラスター（z>0.3）。中心活動銀河核（AGN）の電波ローブによって形成されるX線空洞は、電波モードAGNフィードバックの証拠です。グループと楕円形のサンプルでは、システムの半分以上にX線キャビティがあり、関連する葉の放出は検出されませんでした。逆に、以前に文献で報告された空洞をはるかに超えて拡大する、NGC6338での大きな電波ローブの発見を報告します。近くのクラスターの場合、私たちの観察では、空洞を超えて広がる低周波の電波放射はほとんどないことが示されています（たとえば、MS0735.6+7421およびA2052）。AAで作成された空洞としての解釈を強化する、2A0335+096、ZwCl2701、およびZwCl8276での安全な空洞と無線の関連付けを初めて報告します。ただし、一部の既知の空洞システム（A1795やZwCl3146など）では、空洞に関連する検出可能な低周波の電波放射がないことを報告しています。高赤方偏移システムのサンプルは小さく、残念ながら現在のLOFAR観測では、それらの多くでローブを解決できません。それにもかかわらず、私たちのサンプルは、無線モードのAGNフィードバックにおける無線とジェットパワーの間の接続を調査するために利用可能な最良のものの1つを表しています。
星のない星状星コアの分子量に及ぼす粒子サイズ分布とサイズ依存性粒子加熱の影響
| Title |
Effect_of_grain_size_distribution_and_size-dependent_grain_heating_on_molecular_abundances_in_starless_and_pre-stellar_cores |
| Authors |
O._Sipil\"a,_B._Zhao,_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09741 |
スターレスコアと星前コアの分子存在量に対する粒径分布の影響を抑制するための新しいガス粒子化学モデルを提示します。宇宙線（CR）によって誘発された脱着効率と粒子の平衡温度に対して、同時に粒子サイズ依存性を導入します。一連の穀物集団の氷の存在量を明示的に追跡します。サイズ依存のCR脱着効率は、分子に依存する非常に重要な方法で氷の存在量に影響を与えることがわかります。気相に由来する種は、氷の存在量が最小の穀物で最も高い（分布で最も豊富な）単純なパターンに従います。代わりに、HCNなどの一部の分子は、時間発展を通じて大きな粒子に集中しますが、他の分子（$\rmN_2$など）は、最初は大きな粒子に集中しますが、粒子サイズに依存するため、後に小さな粒子に集中します脱着と水素化の間の競争。ほとんどのウォーターアイスは、高密度の小さな粒子（$n（{\rmH_2}）\gtrsim10^6\、\rmcm^{-3}$）にあります。水の氷の総貯水池は、大きい（>0.1$\mu$m）穀物では$\sim10^{-3}$まで低くなることがあります。粒子の平衡温度を粒子サイズに応じて変化させると、星間放射フィールド、特にその紫外線成分が減衰しない低密度条件で、相対的な氷の存在量に強い変動が生じます。私たちの研究は、スターレスコアステージに先行する最初の氷の形成だけでなく、原始星期に入る穀物集団の相対的な氷の存在量にも影響を及ぼします。特に、コアが崩壊しているときに、最小粒子が粒子と粒子の衝突によってマントルを失う可能性がある場合、原始星期の初めの氷の組成は、崩壊前の段階のものとは大きく異なる可能性があります。
深層学習による内部バルジに向けた基本モードRR Lyraeスターの近赤外線検索
RRLyrae星の人口調査を中央の天の川の高度に赤くなった低緯度領域に拡張することを目的として、V\'iaL\'actea（VVV）のVISTA変数からのデータを使用して、近赤外線の深い変動検索を実行しました1億を超える点光源の測光時系列を分析して、ふくらみの調査。基本モードのRRLyrae（RRab）星を他の周期的に変化する光源から分離するために、VVV調査データと光学によって発見され分類されたRRab星のカタログを使用して、深い双方向の長期短期記憶再帰型ニューラルネットワーク（RNN）分類器をトレーニングしました調査。私たちの分類器は、信号対雑音比が60を超える光度曲線で約99％の精度と再現率を達成し、正確な光学データでトレーニングされた最高性能の分類器に匹敵します。RNN分類器を使用して、内部のふくらみに向かって4300以上の正真正銘のRRab星を特定しました。フォトメトリックカタログとVVVJ、H、Ksフォトメトリック時系列を提供します。
Coma Superclusterのグループでの銀河の進化
Comaスーパークラスターの銀河を詳しく調べ、それらの進化における環境の役割（クラスター、グループ、スーパークラスターフィラメントの形で）を評価し、特にグループの役割を調べます。リッチネスやハローマスなどの固有のプロパティ、およびスーパークラスター内の位置と2つのリッチクラスター、Abell1656（Coma）およびAbell1367への近接性に従ってグループを特徴付けます。ローカル環境を特徴付ける新しい方法を考案しますカーネル密度推定器を使用します。銀河の質量の支配的な影響とは別に、銀河に対する環境の影響は、グループのメンバーシップの観点から特徴付けられるさまざまなスケールの密度の複雑な組み合わせであり、銀河の上の位置もフィラメントとクラスターの落下領域へのそれらの近接。ガスを星に変えることができるかどうかは、前処理のレベルに依存します。前処理のレベルは、特定の環境で星の形成がどのように強化されるかに影響します。私たちの結果は、コールドモードでフィラメントから降着したガスと一致しており、星の形成を促進するために利用可能になっています。最後に、スーパークラスターのAbell〜1367の端が現在組み立ての過程にあることを示し、フィラメントシステムのComa端とは対照的に、星形成活動が高まることを示しています。
J1615 + 5452：ELAIS-N1フィールドの残存電波銀河
| Title |
J1615+5452:_a_remnant_radio_galaxy_in_the_ELAIS-N1_field |
| Authors |
Z._Randriamanakoto,_C._H._Ishwara-Chandra_and_A._R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10028 |
ELAIS-N1の分野での残留無線AGNJ1615+5452の発見について報告します。150、325、610MHzでのGMRT連続体観測と1.4GHzNVSS調査からのアーカイブデータを組み合わせて、信号源の無線スペクトルを導き出しました。赤方偏移$z\sim$0.33では、J1615+5452の線形サイズは$\sim$100kpcで、スペクトルインデックスは$\alpha^{1400}_{610}<-1.5$から$\alpha^{の範囲です325}_{150}=-0.61\pm0.12$。ソースは低周波数で拡散電波を放射しますが、角速度分解能$\sim5$の1.4\、GHzVLAデータでコア、ジェット、またはホットスポットの証拠は見つかりません。湾曲した無線スペクトルと相まって、そのような形態学的特性は、AGN燃料供給メカニズムが、死にかけている無線AGNに典型的なエネルギー供給の不足を経験していることを示唆しています。これは、スペクトル$\Delta\alpha\約-1$で観測された急な曲率、$t_{\rms}=76.0^{+7.4}_{-8.7}$Myrおよび$\sim0.3$の$t_{\rmoff}/t_{\rms}$比率。
GAMA + KiDS：恒星とハローの質量関係の膝の近くのハロー質量と他の銀河特性との間の経験的相関
| Title |
GAMA+KiDS:_Empirical_correlations_between_halo_mass_and_other_galaxy_properties_near_the_knee_of_the_stellar-to-halo_mass_relation |
| Authors |
Edward_N._Taylor,_Michelle_E._Cluver,_Alan_Duffy,_Pol_Gurri,_Henk_Hoekstra,_Alessandro_Sonnenfeld,_Malcolm_N._Bremer,_Margot_M._Brouwer,_Nora_Elisa_Chisari,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Hendrik_Hildebrandt,_Andrew_M._Hopkins,_Lee_S._Kelvin,_Steven_Phillipps,_Aaron_S._G._Robotham,_Cristobal_Sifon,_Mohammadjavad_Vakili,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10040 |
いくつかの主要な銀河特性（つまり、恒星の色、特定の星形成率、セルシックインデックス、有効半径）の関数として平均ハロー質量の変動を測定するために、KiDSの弱いレンズデータを使用して、狭い恒星の質量範囲（$M_*\sim2$-$5\times10^{10}$Msol）。この質量範囲は、銀河の性質の二峰性が最も顕著であり、銀河の恒星質量関数と恒星とハローの質量関係（SHMR）の両方のブレークに近いため、特に興味深いものです。この狭い質量範囲では、サイズとセルシックインデックスの両方が、色またはSSFRよりもハローマスのより良い予測因子であり、データがセルシックインデックスをわずかに優先することを示しています。言い換えれば、平均ハロー質量は、星の数や星形成率よりも銀河構造と強く相関していることがわかります。これらの結果は、$\logM_*\約{10.5}$銀河間のハロー質量の分散におおよその下限を導きます。分散は$\gtrsim0.3$dexであることがわかります。これは、平均SHMRからのオフセットがサイズ/構造に非常に密接に関連しているか、またはSHMRの分散が過去の結果が示唆したよりも大きいことを意味します。したがって、我々の結果は、この特に興味深い質量範囲での恒星とハローの質量集合の関係に新しい経験的制約を提供します。
銀河間吸収による観測されたライマン-{\ alpha}スペクトル形状の変動
| Title |
Variations_of_Observed_Lyman-{\alpha}_Spectra_Shapes_due_to_the_Intergalactic_Absorption |
| Authors |
Chris_Byrohl_and_Max_Gronke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10041 |
Lyman-$\alpha$（Ly$\alpha$）スペクトルは、銀河内の中性水素（HI）の小規模構造と運動学、および銀河間媒質（IGM）のイオン化状態についての洞察を提供します。前者は、後者によって修正される銀河の固有のスペクトルを定義します。これらの2つの効果は退化しています。IllustrisTNG100シミュレーションを使用して、$z\sim0$と$5$の間のLy$\alpha$スペクトル形状に対するIGMの影響を調査します。予想されるLy$\alpha$ピークの分布と、さまざまな固有スペクトル、赤方偏移、大規模環境のピーク非対称性の分布を計算します。一般的に使用される平均透過率曲線では、観測されたスペクトル特性が正しく認識されないことがわかります。ピーク数と非対称性の分布が固有スペクトルとIGM吸収の間の縮退を持ち上げることができることを示します。たとえば、宇宙論的シミュレーションで予測されているように、より高い赤方偏移で銀河のHI分布がより多孔性になると、かなりの数のトリプルピークLy$\alpha$スペクトル（$z\sim3$で最大30％）が予想されます。より現実的なIGM処理を可能にするために、将来のシミュレーションおよび観測で使用される透過曲線の公開カタログを提供します。
Subaru / Suprime-Camを使用した、コマ星団の低表面輝度銀河の拡張カタログ
| Title |
An_expanded_catalogue_of_low_surface_brightness_galaxies_in_the_Coma_cluster_using_Subaru/Suprime-Cam |
| Authors |
Adebusola_B._Alabi,_Aaron_J._Romanowsky,_Duncan_A._Forbes,_Jean_P._Brodie,_Nobuhiro_Okabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10043 |
$\sim$4deg$^2$の領域内の深いSubaru/Suprime-CamVおよびRバンドイメージングデータから得られたComaクラスター内の低表面輝度（LSB）銀河のカタログを提示します。八木ほかで提示されたLSB銀河の数を増やします。（2016）$\sim$3の係数で、29の新しい超拡散銀河（UDG）の発見を報告します。Comaクラスターの色と構造パラメーターを持つ超拡散銀河の最大のサンプルをコンパイルします。ほとんどのUDGは色の大きさの図の赤いシーケンスの関係に沿っていますが、$\sim$5percentは、Comaクラスター銀河の赤いシーケンスの領域の外側（青または赤）です。私たちの分析は、UDGと他のLSB銀河の間の基本的な測光パラメーターに特別な違いがないことを示しています。クラスター中心の色分布を調査し、$\sim$0.6Mpcの投影半径で顕著な遷移を見つけます。このクラスターコア領域内では、LSB銀河は平均して、共空間の表面輝度の高い銀河よりも赤く、クラスターの密集した中央領域での物理的なプロセスに対して脆弱なLSB銀河がどれほど脆弱であるかを示しています。遷移半径の位置は、LSB銀河の集団を支配する古代の滝が予測される巨大な銀河クラスターの最近の宇宙シミュレーションからの期待と一致しています。
部分的な潮汐破壊イベントからのフォールバック率
潮汐破壊イベント（TDE）は、星が超大質量ブラックホールの潮汐半径に突入したときに発生します。この時点で、星の自己重力はブラックホールの潮汐重力に圧倒されます。部分的なTDEでは、恒星が完全な崩壊半径に達しない場合、恒星の質量のほんの一部だけが潮汐的に取り除かれ、残りは残存する核の形でそのまま残ります。最近、分析的な議論により、ブラックホールの漸近線へのデブリのフォールバック率の一時的なスケーリングが、完全なコアの質量とは事実上無関係に、部分的な破壊のために$t^{-9/4}$になることが示唆されています。この予測された$t^{-9/4}$スケーリングの存在を検証する流体力学シミュレーションを提示します。また、ブレークタイムスケール（フォールバック率が$t^{-5/3}$スケーリングから特性$t^{-9/4}$スケーリングに移行する時間）を定義し、このブレークタイムスケールを測定します衝撃パラメータと残存コア質量の関数として。これらの結果は、TDEから予想されるフォールバック曲線の特性と幅の理解を深めるため、広視野調査からのデータのより正確な解釈を促進します。
ガンマ線を放射する狭線セイファート1銀河：Swiftビュー
| Title |
Gamma-ray-emitting_narrow-line_Seyfert_1_galaxies:_the_Swift_view |
| Authors |
Filippo_D'Ammando_(INAF_-_Istituto_di_Radioastronomia_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09411 |
$\gamma$線を放射する狭線セイファート1銀河（NLSy1）の2019年4月までに利用可能なすべてのSwift観測の分析を報告します。X線輝度（およびフラックス）の分布は、ジェット放射がX線放射に大きく寄与し、ドップラーブースティングが他のラジオラウドNLSy1よりも値を高くしていることを示しています。0.3〜10keVの光子指数は、平均して無線静穏および高音NLSy1に比べて難しく、X線における主要なジェットの寄与が確認されています。しかしながら、いくつかの期間でのブレザーとスペクトルの軟化に関する低い変動性の振幅は、コロナ放射もX線放射に寄与していることを示唆しています。光学および紫外線（UV）では、毎日、毎週、および毎月の時間スケールでフラックスの大幅な変化が観察され、スペクトルのこの部分におけるジェット放射の重要な寄与を明確に示しています。1H0323+342、SBS0846+513、PMNJ0948+0022では、ジェット放射が主要なメカニズムである場合に予想されるように、X線、UV、発光と同時フラックス変動の強い相関が観察されています。相関マルチバンド変動性は、FBQSJ1644+2619およびPKS2004-447においても、ジェットが支配するシナリオを支持します。1H0323+342、SBS0846+513、PMNJ0948+0022、およびFBQSJ1644+2619の合計されたX線望遠鏡スペクトルは、約2keVのブレークを持つ壊れたべき法則によく適合しています。ハードフォトンインデックスが示唆するように、2keVを超えるスペクトルは、ビーム化された相対論的ジェットからの非熱放射によって支配されます。軟X線過剰のようなセイファートのような機能が2keV未満で観察され、これらの$\gamma$線を放射するNLSy1を通常のブレーザーとは異なります。
| Title |
Constraining_X-ray_reflection_in_the_low-luminosity_AGN_NGC_3718_using_NuSTAR_and_XMM--Newton |
| Authors |
Y._Diaz,_P._Ar\'evalo,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_L._Bassani,_A._Malizia,_O._Gonz\'alez-Mart\'in,_C._Ricci,_G._Matt,_D._Stern,_D._May,_A._Zezas,_F._E._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09463 |
低光度活動銀河核（LLAGN）の特徴の1つは、X線スペクトルに表示される比較的弱い反射機能です。これは、降着率の低下に伴うトーラスの消失に起因する可能性があります。しかしながら、いくつかの物質は活動中の核、すなわち、降着流自体と、場合によっては、平らにされた、または薄くされたトーラスを包囲しなければならない。この作業では、LLAGNに固有の統計が低いことに加えて、その本質的に弱い機能が原因で、反射が実際に存在しないか検出できないかを調べます。ここでは、NGC3718（$L/L_{\rmEdd}\sim10^{-5}$）に焦点を当て、XMMからの観測とニュートンとLLAGNのこれまでで最も深いNuSTAR（0.5--79keV）スペクトルを組み合わせます。潜在的な反射体を制約し、フィッティングされたコロナルパラメーターが反射モデルにどのように依存するかを分析します。降着円盤（Relxill）とトーラスのような（MYTorusとBorus）ニュートラルリフレクターの両方を表すモデルをテストします。統計的な観点からは、反射は必要ありませんが、これを含めることで、周囲の形状と物理的特徴に強い制約を課すことができます。テストされた両方のニュートラルリフレクター（トーラス）は、コンプトン薄（$N_H<10^{23.2}である必要があります$cm$^{-2}$）で、空の大部分を優先的にカバーします。その代わりに、反射光がイオン化された反射器から生じる場合、高度にイオン化されたケースが好ましい。これらのモデルは、範囲[1.81--1.87]の固有のべき法則スペクトルインデックスを生成します。トーラスモデルでは、勾配がより急になります。べき乗則放射のカットオフエネルギーも、反射モデルを含めると変化します。その結果、ディスクリフレクターの値は制約され、トーラスリフレクターの値は制約されません。
中性子星低質量X線連星4U 1636-53におけるミリヘルツ準周期振動のrmsスペクトルのXMM-NewtonおよびNICER測定
| Title |
XMM-Newton_and_NICER_measurement_of_the_rms_spectrum_of_the_millihertz_quasi-periodic_oscillations_in_the_neutron-star_low-mass_X-ray_binary_4U_1636-53 |
| Authors |
Ming_Lyu,_Guobao_Zhang,_Mariano_Mendez,_D._Altamirano,_G._C._Mancuso,_Fu-Yuan_Xiang,_Huaping_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09563 |
2つのXMMニュートンおよび6つの中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）観測を使用して、中性子星低質量X線バイナリ4U1636-53におけるミリヘルツ準周期振動（mHzQPO）のフラクショナルrms振幅を調査しました。私たちは初めて、4U1636-53でのmHzQPOのエネルギーに対するフラクショナルrms振幅を0.2keVまで調査しました。エネルギーが0.2keVから3keVに増加すると、mHzQPOのrms振幅が増加します。これは、以前に3keVを超えて観測された減少傾向とは異なります。この発見は現在の理論モデルではまだ予測されていませんが、新しく発見されたmHz振動が中性子星表面のわずかに安定した核燃焼プロセスに由来するかどうかを推測する重要な観測機能を提供します。
X線パルサーGX 301-2のスピンアップイベントとスピン方向について
最近の逆行中性子星は、古典的な風力X線パルサーGX301-2に提案されています。以前のGX301-2のフレア。Fermi/GBMによって検出された3つのまれなスピンアップイベントを詳細に調査し、スピン導関数が$\dot{\nu}\proptoF^{0.75\pm0の関係に従ってSwift/BATフラックスと相関していることを発見しました。05}ドル。GX301-2のすべてのスピンアップイベントは、ピアストロンから約10日後に始まりました。これは、潮汐で取り除かれたガスが中性子星に到達するのに必要な時間です。光学コンパニオンの遅い回転は、ロシュローブのようなオーバーフローのように、付着した物質が軌道運動の方向に角運動量を持つ可能性が高いことを意味します。その結果、GX301-2のスピンアップイベントは、順行性中性子星よりも順行性円盤の増加を優先します。また、GX301-2の固有X線放出のフレアは、ペリアストロンの0.4日前に発生し、低エネルギー放出（2-10keV）のフレアは、ペリアストロンの約1.4日前に発生したこともわかります。前述の低エネルギーフレアは、ペリアストロンに近い固有のX線放射の吸収が強いことで説明できます。この発見により、ストリームモデルの必要性が弱まりました。ペリトロンに近いGX301-2のパルス率は大幅に減少します。これは、コンプトン散乱プロセスが原因である可能性があります。光学コンパニオンからのコンプトン反射が、GX301-2で観測された軌道スピン反転の原因である可能性があります。
光子質量の制限と9つのローカライズされた高速無線バースト
光子の非ゼロ質量仮説は、周波数に依存する光の分散を生成する可能性があり、その結果、特定の過渡的光源から生じる異なる周波数の光子の到着時間差が生じます。銀河系外高速無線バースト（FRB）は、低周波数の放出、短い持続時間、長い伝播距離を備えており、光子$m_{\gamma}$の残りの質量を制限するための優れた天体物理学的プローブです。ただし、$m_{\gamma}$の制限の導出は、プラズマから期待される分散の非類似の周波数依存性と非ゼロ光子質量効果によって複雑になります。FRBの赤方偏移の少数の測定値が利用可能な場合、分散メジャー（DM）へのプラズマおよび光子質量の寄与の異なる赤方偏移依存性は、光子質量のテストにおける分散縮退を打破できる可能性があります。今のところ、赤方偏移測定を備えた9つのFRBが報告されており、このアイデアを実現することができます。プラズマと可能な光子質量の両方からのDMの寄与を考慮して、9つのFRBのデータを使用して、$m_{\gamma}\leq7.1\times10^{-51}\;{の合計制限を導き出します。\rmkg}$、または同等の$m_{\gamma}\leq4.0\times10^{-15}\;{\rmeV}/c^{2}$は68\％の信頼レベルで、基本的に単一のFRBで得られた以前の制限と同じか、7倍の改善を示します。さらに、ホスト銀河$\rmDM_{host}$からのDM寄与の合理的な推定は、分析で同時に達成できます。FRBのローカライズが急速に進むと、$m_{\gamma}$と$\rmDM_{host}$の両方に対する制約がさらに厳しくなります。
今後のX線望遠鏡によるスピン測定を介して大規模ブラックホールの降着履歴を制約する力について
大規模なブラックホール（MBH）のスピン分布には、アセンブリの履歴に関する豊富な情報が含まれています。ただし、サンプルサイズが小さく、測定の不確かさが大きいため、MBHの現在利用可能なスピン測定から抽出できる情報は限られています。今後のX線望遠鏡は、スペクトル分解能が向上し、有効面積が大きくなるため、MBHの成長履歴に新しい洞察がもたらされることが期待されます。ここでは、概念実証レベルで、将来のX線ミッションからのスピン測定によってMBHの降着履歴に厳しい制約を課す方法を調査します。一定のディスクの向きを持つ初期コヒーレントフェーズと、その後の各降着エピソードでランダムなディスクの向きを持つカオスフェーズから構成される2フェーズの降着履歴で構成されるおもちゃのモデルを想定します。そのようなモデルから生成されたモックスピンデータを利用し、ベイジアンマルコフチェーンモンテカルロシミュレーションを実行することにより、$\gtrsim100$MBHスピンが$\lesssim0.1$の精度で測定されれば、MBHのほとんどの降着モデルを再構築できることがわかります。また、サンプルサイズとスピン精度のさまざまな組み合わせを採用することにより、再構築されたパラメーターの精度を定量化し、スピン精度が$\sim0.1$に達したら、サンプルサイズがモデルの再構築にとってより重要であることを発見しました。ある程度、スピン精度が向上すると、サンプルサイズが小さくなりますが、逆も同様です。高エネルギー天体物理学のための高度な望遠鏡や強化されたX線タイミングおよび偏光測定ミッションなどの将来のX線ミッションは、$\sim0.04-0.1$の不確実性を備えた$\gtrsim100$MBHのスピン測定を提供する可能性があります。MBHの成長履歴に強い制約を課します。
恒星クラスターのブラックホール質量ギャップの生成：一般的な関係と上限
| Title |
Populating_the_Black_Hole_Mass_Gaps_In_Stellar_Clusters:_General_Relations_and_Upper_Limits |
| Authors |
Johan_Samsing,_Kenta_Hotokezaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09744 |
理論と観察から、単一星の進化では、質量が$3-5M_{\odot}$以上$\sim45M_{\odot}$以上のブラックホール（BH）を生成できないことが示唆されています。ギャップ（LMG）および上部質量ギャップ（UMG）、それぞれ。ただし、密集したクラスターにコンパクトオブジェクトをマージすることで、これらのギャップにBHを形成することができます。LMGとUMGは、それぞれバイナリ中性子星とBBHの合併によって投入できます。これは、少なくとも1つの質量ギャップオブジェクトを持つ重力波（GW）でバイナリマージャーが観察される場合、いずれかのクラスターがバイナリマージャーの組み立てに効果的であるか、または単一星モデルを修正する必要があることを意味します。したがって、クラスターが両方の質量ギャップを埋めるのにどの程度効果的であるかを理解することは、恒星とGWの両方の天体物理学に大きな影響を及ぼします。この論文では、星間クラスターがクラスター内GWの合併を通じて両方の質量ギャップを埋めるのにどのように効率的であるかに関する体系的な研究を提示します。このために、動的な相互作用を受けているコンパクトなオブジェクトバイナリの進化とそれらのクラスター内のGWマージを記述するための一連の閉じたフォームの関係を導き出します。静的母集団と時間発展母集団の両方を考慮することにより、特に、球状クラスターはUMGとは対照的にLMGへの入力において明らかに非効率的であることがわかります。これらの結果が問題に関連する特徴的な質量、時間、および長さのスケールにどのように関連するかについてさらに説明します。
低マッハ、高$ \ beta $衝撃の形態に対する超熱粒子加速の影響について
2つの銀河クラスターが互いに遭遇すると、相互作用により、衝突のない衝撃が発生します。これは、低い（1-4）ソニックマッハ数と高いアルフマッハ数によって特徴付けられます。私たちの目標は、そのような衝撃が粒子を宇宙線スペクトルに寄与できる十分な速度まで加速できるかどうか、またその程度を決定することです。電磁流体力学（MHD）とパーティクルインセル（PIC）の2つの異なる計算方法を1つのコードに組み合わせて、個々の非熱の挙動をモデル化する機能を維持しながら、MHDの高い計算効率を利用できるようにします粒子。この方法を使用して、銀河団衝突衝撃の予想されるパラメーター空間をカバーする一連のシミュレーションを実行します。私たちの結果は、ソニックマッハ数が2.25未満の衝撃波の場合、磁場の不安定性がないため、拡散性の衝撃加速度が発生しないことを示していますが、ソニックマッハ数$\geq\、3$の衝撃波の場合、加速は効率的です粒子を相対論的な速度に加速できます。これら2つの極端な状況の間の体制では、拡散性の衝撃加速が発生する可能性がありますが、不安定性は時間と空間に依存する性質があるため、比較的非効率的です。効率的な加速を示すショックの場合、上流のガスの不安定性は、それらがショックの性質を変える点まで増加し、それが次に粒子注入プロセスに影響を与えます。
2つのストリップされたエンベロープ超新星SN 2015ap（タイプIb）およびSN 2016P（タイプIc）の光学的研究
| Title |
Optical_studies_of_two_stripped_envelope_supernovae_SN_2015ap_(Type_Ib)_and_SN_2016P_(Type_Ic) |
| Authors |
Anjasha_Gangopadhyay,_Kuntal_Misra,_D._K._Sahu,_Shan-Qin_Wang,_Brajesh_Kumar,_Long_Li,_G._C._Anupama,_Raya_Dastidar,_N._Elias-Rosa,_Brijesh_Kumar,_Mridweeka_Singh,_S._B._Pandey,_Pankaj_Sanwal,_Avinash_Singh,_S._Srivastav,_L._Tartaglia,_L._Tomasella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09810 |
タイプIbSN2015apおよびタイプIcSN2016Pの測光および分光学的研究を紹介します。SN2015apは明るい（M$_{V}$=$-$18.04等）タイプIbの1つですが、SN2016PはタイプIcSNeの平均値にあります（M$_{V}$=$-$17.53等）。SNe2015apと2016Pのボロメータ光度曲線モデリングは、両方のSNeが$^{56}$Ni+マグネターモデルによって駆動されており、$^{56}$Ni質量が0.01M$_{\odot}$と0.002M$であることを示しています。_{\odot}$、3.75M$_{\odot}$および4.66M$_{\odot}$の噴出物質量、25.8msおよび36.5msのスピン周期P$_{0}$、および磁場B$_{p}$of28.39$\times$10$^{14}$Gaussおよび35.3$\times$10$^{14}$Gauss。SN2015apの初期のスペクトルは、Fe錯体に起因する「W」の特徴を持つHeの顕著なラインを示していますが、MgII、NaIおよびSiIIの他のラインは、SNe2015apと2016Pの両方に存在します。Nebularphase[OI]プロファイルは、SN2015apの非対称プロファイルを示します。[OI]/[CaII]比とSN2015apの星雲スペクトルモデリングは、12$-$20M$_{\odot}$の前駆細胞質量を示唆しています。
多成分混合物の散逸性相対論的電磁流体力学と中性子星へのその応用
| Title |
Dissipative_relativistic_magnetohydrodynamics_of_a_multicomponent_mixture_and_its_application_to_neutron_stars |
| Authors |
Vasiliy_A._Dommes,_Mikhail_E._Gusakov,_Peter_S._Shternin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09840 |
非超流動多成分磁化荷電相対論的混合物の流体力学的方程式を公式化し、化学反応だけでなく、粘度、拡散、熱拡散、熱伝導率の影響も考慮します。結果の方程式はかなり単純な形をしており、たとえば中性子星の磁気熱進化の研究に簡単に適用できます。また、定式化と文献で知られている結果との間にリンクを確立し、微視的理論から計算された運動量移動速度を通じて現象論的拡散係数を表現します。
CosTuuM：磁気配向した回転楕円体粒子による偏光熱ダスト放出
| Title |
CosTuuM:_polarized_thermal_dust_emission_by_magnetically_oriented_spheroidal_grains |
| Authors |
Bert_Vandenbroucke,_Maarten_Baes,_Peter_Camps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09379 |
磁場と（部分的に）整列している回転楕円体のダスト粒子の任意の混合物の赤外線吸収係数と放射係数を生成するために使用できる新しいオープンソースC++ベースのPythonライブラリCosTuuMを紹介します。ソフトウェアの基礎となるアルゴリズムの概要を説明し、文献のベンチマークを使用して結果の正確さを示し、ツールを使用して一般的に使用されるいくつかの近似レシピを調査します。部分的に整列したダスト粒子混合物の直線偏光の割合は、完全に整列した粒子とランダムに配向した粒子の適切な線形の組み合わせによって正確に表すことができますが、一般的に使用されるピケットフェンスの整列は、短波長では機能しません。また、固定ダスト粒子サイズの場合、さまざまな形状の粒子の現実的な混合物の吸収係数と直線偏光率は、固定形状の単一の代表的な粒子で正確に表すことはできませんが、適切な平均形状分布を使用する必要があります。適切な形状分布の不十分な知識は、正確な光学特性を得るための主な障害です。CosTuuMはスタンドアロンのPythonライブラリとして利用でき、放射伝達アプリケーションで使用される光学特性を生成するために使用できます。
突破口を広げる近くの星の調査をフィールド内の他の恒星オブジェクトに聞く
| Title |
Extending_the_Breakthrough_Listen_nearby_star_survey_to_other_stellar_objects_in_the_field |
| Authors |
B._S._Wlodarczyk-Sroka,_M._A._Garrett,_A._P._V._Siemion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09756 |
GBTおよびParkes電波望遠鏡のターゲットフィールドのFWHM内にも存在する追加の星（Gaiaで測定された視差を持つ）を含めることにより、BreakthroughListenInitiativeによって最近観測されたソースサンプルを拡張します。これらの星は、GaiaDR2カタログの拡張にリストされている距離を推定しています。サンプルを1327から51349の恒星オブジェクトに拡大すると、以前のどの分析よりも優れた連続波形送信機の性能指数（CWTFM）を達成でき、近くの高デューティサイクルの地球外の有病率に最も厳しい制限を設定できます送信機。結果は、50個のPC内の恒星システムの$\lesssim0.07$％がそのような送信機をホストしていること（EIRP$\gtrsim10^{13}$Wと仮定）、および200個以内の$\lesssim0.04$％（EIRP$\gtrsimと仮定）2.5\times10^{14}$W）。分析をさらに遠くまで拡張しますが、数百個を超える狭帯域信号の検出は星間シンチレーションの影響を受ける可能性があることを警告しています。私たちの結果は、ビームセンターのターゲットに加えて、他の多くの宇宙オブジェクトが放物型電波望遠鏡の一次ビーム応答内に存在するという事実を考慮することで、SETI無線データの対象を絞った分析が役立つことを示唆しています。これらには、前景と背景の銀河系の星だけでなく、銀河系外のものも含まれます。ガイアによって距離が測定されると、これらの追加の光源を使用して、地球外送信機の普及率を改善し、分析をより広範な宇宙オブジェクトに拡張できます。
HiFLEx-交差分散エシェルスペクトルを低減する非常に柔軟なパッケージ
| Title |
HiFLEx_--_a_highly_flexible_package_to_reduce_cross-dispersed_echelle_spectra |
| Authors |
Ronny_Errmann,_Neil_Cook,_Guillem_Anglada-Escud\'e,_Sirinrat_Sithajan,_David_Mkrtichia,_Eugene_Semenko,_William_Martin,_Tabassum_S._Tanvir,_Fabo_Feng,_James_L._Collett,_Hugh_R._A._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09899 |
高解像度相互分散エシェルデータ用の柔軟なデータ削減パッケージについて説明します。このオープンソースパッケージはPythonで開発されており、ほとんどの手順でオプションのGUIが含まれています。エシェル注文の形式や位置についての事前知識は必要ありません。13kから115kの解像度の交差分散エシェルスペクトログラフでテストされています（分岐ファイバー給電スペクトログラフESO-HARPSおよび単一ファイバー給電スペクトログラフTNT-MRES）。HiFLExは、動径速度の決定に使用でき、TERRAパッケージを使用するように設計されていますが、CERESやSERVALなどの動径速度パッケージを制御して、動径速度解析を実行することもできます。HARPSデータのテストは、抽出パラメーターの微調整を行わずに、文献のパイプラインから3m/s以内の半径速度の結果を示しています。
ダークホールのメンテナンスと電界次数の低減におけるポインティングジッタ、アクチュエータドリフト、望遠鏡ロール、およびブロードバンド検出器の影響について
| Title |
On_the_Effects_of_Pointing_Jitter,_Actuators_Drift,_Telescope_Rolls_and_Broadband_Detectors_in_Dark_Hole_Maintenance_and_Electric_Field_Order_Reduction |
| Authors |
Leonid_Pogorelyuk,_Laurent_Pueyo,_N._Jeremy_Kasdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10014 |
宇宙コロナグラフは、ホストの星より少なくとも1e10倍暗い外植体を検出するために投影されます。しかし、実際の検出しきい値は機器の波面の安定性に依存し、観測戦略と後処理方法の選択によって桁違いに変化します。このホワイトペーパーでは、さまざまな現実的な効果が存在する場合の、以前に導入された観測戦略（ダークホールの維持）と後処理アルゴリズム（電界次数の低減）のパフォーマンスを検討します。特に、いくつかの一般的な仮定の下で、望遠鏡の平均ポインティングジッタは、星（スペックル）からの残留光とインコヒーレントな追加の光源に変換され、そのジッタ「モード」は後処理および惑星信号と区別されます。また、可変形ミラーアクチュエーターの電圧ドリフトによるコントラストの低下は、電界共役（EFC）を使用して画像（暗いホール）の高コントラスト領域の電界を再帰的に推定することで軽減できることも示しています。さらに、これは、測定された強度が広帯域である場合でも、それが単色強度の非コヒーレント合計によって十分に近似されている限り、行うことができます。最後に、広視野赤外線サーベイ望遠鏡（WFIRST）の数値シミュレーションを通じて、閉ループと開ループの観測シナリオのパフォーマンスを評価します。特に、角度微分イメージング（ADI）の電場次数低減（EFOR）ありとなしのポストプロセッシングファクターを比較し、テレスコープロールの可能性とポインティングジッタの存在を考慮して拡張しました。このホワイトペーパーで取り上げたすべての観測パラメーターについて、閉ループのダークホールメンテナンスにより、後処理の精度が大幅に向上しました。
CARMENESはM個の小人の周りの太陽系外惑星を探します。 He Iラインの変動（10830 \ AA）
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Variability_of_the_He_I_line_at_10830_\AA |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_S._Czesla,_L._Hildebrandt,_E._Nagel,_J._H._M._M._Schmitt,_S._V._Jeffers,_J._A._Caballero,_D._Hintz,_E._N._Johnson,_P._Sch\"ofer,_M._Zechmeister,_A._Reiners,_I._Ribas,_P._J._Amado,_A._Quirrenbach,_L._Nortmann,_F._F._Bauer,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_A._Kaminski,_M_K\"urster,_M._Lafarga,_D._Montes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09372 |
HeI赤外線（IR）トリプレット10830\AAは、太陽型星の活動インジケーターとして知られており、太陽系外透過分光法の主要な診断法になっています。彼のIラインは、遷移領域とコロナからの恒星の極端紫外線照射のトレーサーです。CalarAltoのCARMENES高解像度光学および近赤外分光器で得られた319Mドワーフスターのスペクトル時系列におけるHeIIRトリプレットラインの変動性を調べます。サンプル星の18％でHeIIR線の変動を検出します。すべての星でH$\alpha$が放出されています。したがって、H$\alpha$放出のある星のサブサンプルの78％で検出可能なHeIIR変動を見つけます。検出可能な変動は、最新のスペクトルサブタイプに強く集中しており、静止時のHeIIRラインは通常弱いです。検出可能なHeIIR変動がある星の割合は、M3.0Vより前の星では10％未満のままですが、後のスペクトルサブタイプでは30％を超えます。フレアには、特に目立つラインバリエーションが伴います。これには、赤と青の非対称性を持つ強く広げられたラインが含まれます。しかし、フレアの発生時に高エネルギー照射レベルが増加する可能性がある、HeIIR吸収の強化の証拠も見られます。一般に、HeIIRとH$\alpha$のライン変動は相関する傾向があり、H$\alpha$は擬似等価幅変動に関して最も敏感な指標です。これにより、HeIIRトリプレットが惑星透過分光法の好ましいターゲットになります。
$ \ gamma $ Doradus星の慣性モードの最初の証拠：明らかにされたコア回転
| Title |
First_evidence_of_inertial_modes_in_$\gamma$_Doradus_stars:_The_core_rotation_revealed |
| Authors |
R-M._Ouazzani,_F._Ligni\`eres,_M-A._Dupret,_S.J.A.J._Salmon,_J._Ballot,_S._Christophe,_and_M._Takata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09404 |
ガンマドラダスの星は、重力慣性モードで信じられないほど豊富な脈動スペクトルを示し、場合によってはデルタスクーティのような圧力モードで補われ、多くの場合はロスビーモードで補われます。本論文は、放射エンベロープで確立されたこれらのモードに加えて、対流コアに閉じ込められた純粋な慣性モードが、重力慣性モードとの共鳴により、ガンマドラダス星のケプラー観測で検出できることを示すことを目的としています。。まず、均一密度の全球での摂動の簡略化モデルを使用します。これらの条件下では、純粋な慣性モードのスペクトルは、いわゆるポアンカレ方程式の解析解からわかります。次に、周囲の双極子重力慣性モードと最もよく相互作用する純粋な慣性モードの選択に役立つ結合係数を計算します。ガンマドラダス星の現実的なモデルでの重力慣性モードの完全な計算を使用して、純粋な慣性/重力慣性共鳴が、以下によって予測されたものに近いスピンパラメータでの重力慣性モードの周期間隔系列のディップとして現れることを示すことができますシンプルなモデル。ケプラーガンマドラダススターKIC5608334でこのような落ち込みの最初の証拠を見つけます。最後に、孤立した対流コアでの完全な計算を使用して、純粋な慣性/重力慣性共鳴のスピンパラメーターも対流コアの密度成層に敏感であることを見つけます。結論として、一部のケプラー星で観測された重力慣性モードの周期間隔の特定の落ち込みが、実際には対流コアに閉じ込められた純粋な慣性モードの共鳴のサインであることを発見しました。これは、メインシーケンスの中間質量の星の中心条件、つまり回転と密度の層別化に最終的にアクセスするという約束を保持します。
サブミリメーターでもベテルギウスは暗い：最近の光学最小時のJCMTおよびAPEXモニタリングの分析
| Title |
Betelgeuse_fainter_in_the_sub-millimetre_too:_an_analysis_of_JCMT_and_APEX_monitoring_during_the_recent_optical_minimum |
| Authors |
Thavisha_E._Dharmawardena,_Steve_Mairs,_Peter_Scicluna,_Graham_Bell,_Iain_McDonald,_Karl_Menten,_Axel_Weiss_and_Albert_Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09409 |
ベテルギウスは最も近いレッドスーパージャイアントスターであり、最近の脈動サイクル中に光学波長で異常に深い極小を経験しました。ジェームスクラークマクスウェル望遠鏡とアタカマパスファインダー実験による、光学調光を含む13年間のサブミリメータの観測値を示します。ベテルギウスも、この光学的最小の間にこれらのより長い波長で\sim20\％減光していることがわかります。放射伝達モデルを使用して、これは以前に文献で示唆されていた周囲のダストとは対照的に、星の光球（光度）の変化が原因である可能性が高いことを示します。
WD1032 + 011、古い日食のバイナリで膨張した茶色の小人と白い小人
| Title |
WD1032+011,_an_inflated_brown_dwarf_in_an_old_eclipsing_binary_with_a_white_dwarf |
| Authors |
S.L._Casewell,_C._Belardi,_S._G._Parsons,_S._P._Littlefair,_I.P._Braker,_J._J._Hermes,_J._Debes,_Z._Vanderbosch,_M.R._Burleigh,_B._T._Gaensicke,_V.S._Dhillon,_T.R._Marsh,_D.E._Winget,_K.I._Winget |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09417 |
非降着型の白色矮星を食することが知られている3番目の褐色矮星のみの発見を提示します。ガイア視差情報とマルチカラー測光は、白い矮星が涼しく（9950$\pm$150K）、低い質量（0.45$\pm$0.05〜MSun）であることを確認し、スペクトルと光度曲線は茶色の矮星が0.067$\pm$0.006MSun（70MJup）およびL5$\pm$1のスペクトルタイプ。システムの運動学は、バイナリが厚いディスクのメンバーである可能性が高く、したがって少なくとも5Gyr古くなっていることを示しています。高いケイデンスの光度曲線は、茶色の矮星が膨張していることを示しています。これは、食欲をそそる白色の矮星-褐色の矮星のバイナリーで初めての茶色の矮星です。
Gaia-ESO調査：3D運動学からの32のオープンクラスターにおける星のメンバーシップ確率
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Membership_probabilities_for_stars_in_32_open_clusters_from_3D_kinematics |
| Authors |
R._J._Jackson_(1)_R._D._Jeffries_(1),_N._J._Wright_(1),_S._Randich_(2),_G._Sacco_(2),_E._Pancino_(2),_T._Cantat-Gaudin_(3),_G._Gilmore_(4),_A._Vallenari_(5),_T._Bensby_(6),_A._Bayo_(7),_M._T._Costado_(8),_E._Franciosini_(2),_A._Gonneau_(4),_A._Hourihane_(4),_J._Lewis_(4),_L._Monaco_(9),_L._Morbidelli_(2),_C._Worley_(4)_((1)_Keele_University,_(2)_Osservatorio_Astrofisco_di_Arcetri,_(3)_Institut_de_Ciencies_del_Cosmos,_Barcelona,_(4)_Institute_of_Astronomy,_Cambridge,_(5)_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_(6)_Lund_Observatory,_(7)_Instituto_de_Fisica_y_Astronomia,_Valparaiso,_(8)_Departamento_de_Didactica,_Cadiz,_(9)_Departamento_de_Ciencias_Fisicas,_Santiago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09423 |
Gaia-ESOサーベイ（GES）は、さまざまな天の川の個体群を分光学的に特徴付けるためのプログラムの一部として、多くの散開星団を観察しました。ここでは、2番目のデータリリースからのGES分光法とGaia天文測定を使用して、クラスターとフィールドの母集団の3D運動学の最尤モデリングに基づいて、年齢が1〜3800Myrの32の開クラスターに向けてメンバーシップ確率をターゲットに割り当てます。14398の個々のターゲットの親カタログから、均一に決定された3D速度、$T_{\rmeff}$、$\logg$、および化学の5033個の星に、クラスターメンバーシップが割り当てられ、確率は$>0.9$、平均確率は0.991。メンバーシップ確率のロバスト性は、最も若い2つのクラスターで独立したメンバーシップ基準（リチウムと視差）を使用して示されます。動径速度を追加すると、特により遠くのクラスターでは、適切なモーション選択だけではメンバーシップの識別が改善されます。測光や化学に関係なく、運動学的に選択されたメンバーシップリストの性質により、カタログは恒星の進化モデルをテストし、さまざまなパラメーターの時間発展を調査するための貴重なリソースになります。
チオフェノキシラジカルの振電遷移の実験室分光法
| Title |
Laboratory_Optical_Spectroscopy_of_Vibronic_Transitions_of_the_Thiophenoxy_Radical |
| Authors |
Haruka_T._Sato,_Mitsunori_Araki,_Takahiro_Oyama,_and_Koichi_Tsukiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09584 |
チオフェノキシラジカル（C6H5S）は、5000A領域の電子遷移による天体物理学的関心の種です。チオフェノールの放電におけるこのラジカルのB<-X電子遷移は、キャビティリングダウン分光計を使用して測定されました。この遷移の光吸収スペクトルは、原点バンド（0-0）から1750cm-1の周波数までの範囲で得られました。400〜1700cm-1の領域の振電バンドは元のバンドよりも強く、基底電子状態と励起電子状態の構造的な違いを示唆しています。顕著な進行は、6b10禁制帯から始まる6a対称面内CCC曲げモードに割り当てられました。個々のバンドのバンド原点は、回転プロファイルの分析によって決定されました。これらの振電バンドは、拡散雲の光学スペクトルには見られませんでしたが、HD183143およびHD204827に向かう拡散雲のチオフェノキシラジカルのカラム密度の上限は、4x10^13cm-2と評価されました。
「ICME-in-Sheath」現象の特徴と重要性、および地磁気嵐活動の上限
| Title |
Characteristics_and_Importance_of_"ICME-in-Sheath"_Phenomenon_and_Upper_Limit_for_Geomagnetic_Storm_Activity |
| Authors |
Ying_D._Liu,_Chong_Chen,_and_Xiaowei_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09699 |
大規模な地磁気嵐の重要な発生源として、「ICME-in-sheath」は、完全に衝撃を受けた惑星間コロナ質量放出（ICME）であり、衝撃とホストイジェクタの間の鞘に詰まっています。典型的な特性は、観測の調整された複数のセットから識別されます。（1）通常は期間が短く、1AUで数時間続きます。（2）その太陽風パラメータ、特に磁場は、広範囲の距離で強化され続けるようです。（3）一般的なICME署名が失われることがよくあります。ホストのイジェクタは、単一のICMEまたは複雑なイジェクタであり、ショックを発生させるのに十分な速度です。これらの結果は、この現象の以前の誤解を鞘領域の正常な部分として明らかにします。「ICME-in-sheath」現象は、プレコンディショニング効果とともに、2012年7月23日のケースで1AU近くの極端な磁場、速度、および密度のセットを、同時にすべての上限に生成しました。これはおそらく1AUで駆動する最も極端な太陽風であり、地磁気嵐活動のもっともらしい上限を推定することができます。南向きのフィールドに適切な変更を加えると、最小$D_{\rmst}$が約$-2000$nTの地磁気嵐が原理的に発生する可能性があることをお勧めします。磁気圏界面は、地球の中心から静止軌道のかなり内側にある約3.3地球の半径に圧縮されます。
黒点周縁部の復元プロセス
活動領域NOAA12348の前の黒点で観察された黒点半影のセクターの消失とその復元プロセスについて説明します。磁場とプラズマの流れの進化は、キャノピーの磁場。移動する磁気的特徴は、太陽黒点半影のそのセクターの崩壊フェーズ中に観察されました。復元フェーズでは、黒点の周囲に磁束が発生することはありません。ペナンブラセクターの復元プロセスは約72時間で完了し、カウンターエバーシェドフローからクラシックエバーシェッドフローへの移行が伴いました。IBISによって行われた光球分光偏光測定の反転により、周縁部の新たな沈下中に磁場の非結合構成がどのように形成されるかを再構築できました。背骨に対応しています。
EX Lupの星周環境：SPHEREビューとSINFONIビュー
| Title |
The_circumstellar_environment_of_EX_Lup:_the_SPHERE_and_SINFONI_views |
| Authors |
E._Rigliaco,_R._Gratton,_A._Kospal,_D._Mesa,_V._D'Orazi,_P._Abraham,_S._Desidera,_C._Ginski,_R._G._van_Holstein,_C._Dominik,_A._Garufi,_T._Henning,_F._Menard,_A._Zurlo,_A._Baruffolo,_D._Maurel,_P._Blanchard_and_L._Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09787 |
EXLupはよく研究されたTタウリスターで、若い噴火星EXorsのプロトタイプを表しています。このホワイトペーパーでは、EXLupの新しい適応光学イメージングと分光観測、および静止期の近赤外線におけるその星間環境を分析します。デュアルビーム偏光測定モードでハイコントラストイメージャーSPHERE/IRDISを使用してEXLupを観察し、近赤外線散乱光の星周囲環境を解決しました。これらのデータを以前のSINFONI分光法で補完しました。散乱光で初めて、EXLupの周りの方位角方向に280度から360度に広がり、ディスクの面内で半径方向に0.3弧から0.55弧に広がるコンパクトなフィーチャーを解決しました。検出されたエミッションの2つの異なるシナリオを探索します。12COのJ=3-2線でのALMA観測によってその存在が示唆された、流出によって掘削された空洞の明るくなった壁からの放出を説明するものの1つ。他は、傾斜したディスクからの放出として説明されています。私たちは初めて、散乱光の中でより広がった星間円盤を検出しました。これは、10から30auの間の領域では、マムサイズの粒子が枯渇していることを示しています。SINFONIで静止状態で取得したJ、H、Kバンドスペクトルをバースト中に取得したスペクトルと比較すると、すべての輝線が一時的な降着イベントによるものであることがわかります。結論。形態分析に基づいて、散乱光がEXLupの周りの流出ではなく、星間円盤から来るシナリオを優先します。観測された特徴の起源を、空洞のある連続した星状円盤から、または照明された外側円盤の壁から、または影付き円盤からのいずれかとして分析します。さらに、我々は、母体サイズの粒子が枯渇した領域の起源が何であるかについて議論し、星下の伴侶がその原因である可能性を探ります。
光蒸発円盤風の禁制線診断
中心の星からの高エネルギー放射によって引き起こされる光蒸発は、原始惑星系円盤の進化において重要な役割を果たします。光蒸発風は、ブルーシフトされた輝線によって明確に検出されていますが、それらの詳細な特性は不明のままです。ここでは、これらの熱風の観測予測を行うための新しい経験的アプローチを提示し、理論と観測のギャップを埋めようとします。等温風の自己相似モデルを使用して、いくつかの特徴的な輝線（12.81$\mu$mの[Ne${\rm{\scriptsizeII}}$]線のラインプロファイル、およびそのような光学禁制線を計算します[O${\rm{\scriptsizeI}}$]6300$\mathring{A}$および[S${\rm{\scriptsizeII}}$]4068/4076$\mathring{A}$）として、ガス温度、ディスクの傾き、密度プロファイルなどのパラメーターによってラインがどのように影響を受けるかを調査します。私たちのモデルは、$v_{\rmpeak}\lesssim10$km/sのブルーシフトラインを正常に再現します。これは、ディスクの傾きが大きくなると減少します。線の幅は、ディスクの傾きが増すにつれて増加し、範囲は$\Deltav\sim15-30$km/sです。予測されるブルーシフトは、ガス音速にほとんど影響されます。観測された[Ne${\rm{\scriptsizeII}}$]ラインプロファイルは熱風と一致しており、EUV光蒸発で予想されるように、比較的高い音速を示しています。ただし、観測された[O${\rm{\scriptsizeI}}$]ラインプロファイルは、X線光蒸発で予想されるように、より低い温度を必要とし、単一の風モデルとの調整が難しいより広い散乱を示します。これらのラインは多相風のさまざまな成分をトレースしているようです。また、現在の観測のスペクトル分解能はこれらの研究における重要な制限要因であり、輝線が原始惑星系円盤風の理解を深めるためには、より高い分解能のスペクトルが必要であることに注意してください。
巨人の肩の上に立つ：MESAを用いた進化的、アスタリスク的、および流体力学的シミュレーションの組み合わせによる$ \ alpha $
Orionisの新しい質量と距離の推定
| Title |
Standing_on_the_shoulders_of_giants:_New_mass_and_distance_estimates_for_$\alpha$_Orionis_through_a_combination_of_evolutionary,_asteroseismic,_and_hydrodynamical_simulations_with_MESA |
| Authors |
Meridith_Joyce,_Shing_Chi_Leung,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Michael_J._Ireland,_Chiaki_Kobayashi,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09837 |
新しい観測データと3つの異なるモデリング手法の統合を利用して、近くの赤い巨大な$\alpha$Orionis（ベテルギウス）を厳密に検査します。私たちの観測結果には、ベテルギウスの最近の前例のない調光イベントの前に、宇宙ベースのSMEI装置で収集された新しい処理済みの測光測定のリリースが含まれています。私たちの理論的予測には、恒星天体物理学（MESA）ソフトウェアスイートの実験用モジュールを使用して実行されたマルチタイムスケールの進化的、振動的、および流体力学的シミュレーションからの一貫した結果が含まれます。私たちのモデリング作業の重要な結果には、星の半径の正確な予測が含まれます：$750^{+62}_{-30}\、R_{\odot}$。追加の制約と連携して、これにより$165^{+16}_{-8}$\、pcの新しい独立した距離推定と$\pi=6.06^{+0.31}_{-の視差を導き出すことができます0.52}$\、mas、\textit{Hipparcos}とよく一致しているが、最近の無線測定ではそうではない。摂動静力学シミュレーションと進化する流体力学シミュレーションの両方からの地震の結果は、周期とベテルギウスの主要な周期性の駆動メカニズムを新しい方法で制約します。私たちの分析は、ベテルギウスの388ドルの1日の期間は、基本モードの脈動の結果であり、$\kappa$メカニズムによって駆動されるという結論に収束します。グリッドベースの流体力学モデリングは、振動するエンベロープの動作が質量に依存することを明らかにし、同様に非線形脈動励起時間が質量制約として役立つ可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、ベテルギウスが過去の合併の結果であるという最近の結論を裏付けています。私たちはそれを赤い超巨大枝の基部近くのコアヘリウム燃焼フェーズに決定的に配置し、今日の質量は$16.5$-$19〜M_{\odot}$---典型的な文献値よりわずかに低いと報告しています。
mm-$\lambda$での太陽のアルマ望遠鏡観測は、太陽彩層の温度構造を調査するユニークな機会を提供します。この記事では、3mm（バンド3）と1.26mm（バンド6）の高解像度ALMA画像から、ネットワークとセル内部の輝度温度の測定を含めることにより、静かな太陽の彩層温度のモデリングに関するこれまでの作業を拡張します。）。また、ALMAフルディスクイメージの絶対キャリブレーションも調べます。バンド6の太陽円盤の中心の輝度温度は、Whiteらの推奨値より$\sim440$K高いことをお勧めします。（2017）そして、光学的な深さのある平均的な静かな太陽の電子温度変化と、ディスクの中心での派生スペクトルの改善された結果を示します。ネットワーク内の電子温度は、FontenlaらのモデルFによって予測されたものよりかなり低いことがわかりました。（1993）とモデルAによって予測されるよりもかなり高いセル内部のそれ。ネットワーク/セル分離スキームに応じて、$\tau=1$（100GHz）でのネットワークとセル間の電子温度差は$\simからモデルによって予測された$\sim$3280Kと比較して、$660〜$\sim$1550K。同様に、モデル予測の$\sim$1.55に対して、$T_e$比は$\sim$1.10から1.24までです。また、ネットワーク/セルの$T_e（\tau）$曲線は$\tau$が減少するにつれて発散することもわかりました。これは、高さとコントラストが増加し、セル内部よりもネットワーク内の温度上昇が急であることを示しています。
Seeds of Life in Space（SOLIS）。 X. NGC 1333 IRAS 4A流出における星間複合有機分子
| Title |
Seeds_of_Life_in_Space_(SOLIS)._X._Interstellar_Complex_Organic_Molecules_in_the_NGC_1333_IRAS_4A_outflows |
| Authors |
M._De_Simone,_C._Codella,_C._Ceccarelli,_A._L\'opez-Sepulcre,_A._Witzel,_R._Neri,_N._Balucani,_P._Caselli,_C._Favre,_F._Fontani,_B._Lefloch,_J._Ospina-Zamudio,_J._E._Pineda,_and_V._Taquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09925 |
目的：星間複合有機分子（iCOM）がどのように形成されるかを研究するためのユニークな環境は、ダストマントルの組成が気相に放出されるときに、低質量の原始星流に沿って衝撃を受けたガスです。これらの環境における化学物質の豊富さは、これまでのところL1157ブルーシフトアウトフローでのみ研究されています。方法：L1157-B1ケースが一意であるかどうかを理解するために、NOEMA（北拡張ミリ波アレイ）干渉計をIRAMSOLIS（SeedsOfLifeinSpace）Largeプログラムの一部として使用して、NGC1333IRAS4A流出を画像化し、観察結果を比較しました。GRAINOBLE+気相天体化学モデルで。結果：IRAS4AアウトフローでいくつかのiCOMが検出されました：メタノール（CH$_3$OH）、アセトアルデヒド（CH$_3$CHO）、ホルムアミド（NH$_2$CHO）、ジメチルエーテル（CH$_3$OCH$_3$））、$\sim$30Kまでのすべての上部励起エネルギーをサンプリングしました。分子の含有量が多いIRAS4A1の流出とIRAS4A2の流出の間に有意な化学的差異があることがわかりました。前者のCH$_3$OH/CH$_3$CHO存在比は、係数$\sim$4低くなります。さらに、両方の流出の比率は、熱いコリノス値に対して$\sim$10倍低くなります。結論：L1157-B1の後、IRAS4A流出は、明らかな化学的複雑さを示す2番目の流出です。CH$_3$OHが粒子表面の種であることを考えると、GRAINOBLE+は、エチルラジカル（CH$_3$CH$_2$）と原子状酸素との反応による気相でのアセトアルデヒド形成を仮定して、私たちの観察を再現しました。さらに、2つの流出の化学的差異は、IRAS4A1の流出がIRAS4A2の流出よりも若い可能性が高いことを示唆しています。流出の年代を抑制するにはさらなる調査が必要であり、さらに若い衝撃の観測が必要であり、CH$_3$CH$_2$の将来の分光学的研究は、この種を観測し、CH$_3に強い制約を与えることができるように必要です$CHOの形成。
Mスターアストロスフィアの多様性とその中での銀河宇宙線の役割について
| Title |
On_the_Diversity_of_M-Star_Astrospheres_and_the_Role_of_Galactic_Cosmic_Rays_Within |
| Authors |
Konstantin_Herbst,_Klaus_Scherer,_Stefan_E._S._Ferreira,_Lennart_R._Baalmann,_N._Eugene_Engelbrecht,_Horst_Fichtner,_Jens_Kleimann,_R._Du_Toit_Strauss,_Daniel_M._Moeketsi,_and_Shazrene_Mohamed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09941 |
JamesWebbSpaceTelescope（JWST）、EuropeanExtremelyLargeTelescope（ELT）、AtmosphericRemote-sensingInfraredExoplanetLarge-survey（ARIEL）などの今後のミッションで、私たちはまもなく地球の検出と特徴付けの危機に瀕します初めてのような太陽系外惑星の大気。これらの惑星は、小さくて冷たいK型およびM型の星の周りに見られる可能性が最も高いです。しかし、最近の観測では、それらの放射線環境は太陽よりもはるかに厳しい可能性があることが示されています。このように、太陽系外惑星は、例えば、エネルギー粒子の危険なフラックスの形で、それらの居住性に影響を与える可能性のある強化された恒星放射環境に曝される可能性が最も高い。恒星の放射線場を知り、惑星の表面での放射線被ばくをモデル化できることは、その居住性を評価するために重要です。この研究では、3D電磁流体力学（MHD）ベースのモデルの取り組みを紹介します。Mスターを調査し、V374ペグ、プロキシマケンタウリ、およびLHS1140に焦点を当てます。V374ペグは太陽よりもはるかに大きな天体圏（ASP）を持っているが、プロキシマケンタウリとLHS1140はそれぞれ太陽圏に匹敵するか、はるかに小さいASPを持っている可能性が高いことを示しています。1D輸送モデルに基づいて、初めて、3つのASP内の銀河宇宙線（GCR）の変調の数値推定を提供します。地球のような太陽系外惑星ProximaCentauribとLHS1140bに対するGCRの影響は、惑星外居住性のコンテキストでは無視できないことを示しています。
B中間子崩壊におけるフレーバー異常の補完的なプローブとして、初期の宇宙相転移で生成された重力波を使用する見通しを分析します。観察されたレプトンの普遍性違反の強さと他の実験との一貫性が対称性の破れのスケール間に広大な階層を課している左右のSU（4）モデルに焦点を当てます。これにより、今後の重力波検出器の到達範囲内で複数ピークの重力波シグネチャが発生します。
低スケールのインフレ後の再加熱によって誘発されたアキシオン暗黒物質
インフレーションハッブルスケールがゼロ温度のアキシオン質量よりも小さい場合でも、アキシオンとインフロンの間の速度論的混合により、アキシオン暗黒物質の生成が可能になります。この最近発見された「炎症」フレームワークでアキシオンのダイナミクスを分析し、再加熱の時期にアキシオンが真空から離れ、観測された暗黒物質の豊富さを生み出す新しい宇宙シナリオを提示します。QCDアキシオンとアキシオンのような粒子の両方の影響について説明します。
回転するGauss-Bonnetブラックホールにおける自発的スカラー化の開始
最近、数値的には、湾曲した時空のガウスボンネット不変量に対するスカラーフィールドの非最小の負のカップリングによって特徴付けられるアインシュタインスカラー理論でブラックホールを回転させると、指数関数的に増大する不安定性が発生する可能性があることが証明されています。興味深いことに、アインシュタイン-ガウス-ボンネット-スカラー理論における自発的スカラー化現象の開始を示すこのタキオン不安定性は、無次元の角運動量パラメーター${\bara}\equiva/M$がいくつかの重要な値${\bara}_{\text{crit}}\simeq0.64$より大きいです。本論文では、{\it解析}手法を使用して、アインシュタインガウスボンネットスカラー理論におけるハゲカーブラックホールと有毛（スカラー化）スピンブラックホールの境界を示す臨界回転パラメーターが次の式で与えられることを証明します。単純な無次元関係${\bara}_{\text{crit}}=\sqrt{{{11-\sqrt{13}}\over{18}}}$。
異なる時代の宇宙論的バルク粘度に関する注釈
この論文の意図は主に2つあります。\textit{最初}、Husdal（2016）によって計算されたレプトン時代のバルク粘度と、関数形式が$\zeta\、\simの場合の現在のバルク粘度の独自の計算との間の驚くべき数値一致を指摘します\sqrt{\rho}$。現象論的な観点から見ると、宇宙の幼年期（$\sim1$s）と現在をつなぐ粘性の仮説があるようです。これはまた、初期の宇宙論と現代の宇宙論の間の一種の対称性と見なすこともできます。初期宇宙における運動論に基づくバルク粘度と現在における実験に基づくバルク粘度宇宙も同じ単純な分析式でカバーできます。\textit{Second}では、カスナー宇宙をビアンキタイプIの典型的な異方性モデルと見なし、この幾何モデルが流体の一定の粘度係数と互換性があるかどうかを調査します。おそらく驚くべきことに、せん断粘度の存在はKasnerモデルと互換性がないことが判明します。対照的に、{\itisotropic}バージョンのモデルでは、バルク粘度に問題はありません。ゼルドビッチ（硬い）流体の特殊なケースでは、カスナーメトリックの3つの等しい指数は、流体のエネルギー密度の値とは無関係に、バルク粘度のみによっても決定されます。また、粘性宇宙論に対する最近の他のいくつかのアプローチとの簡単な比較も行います。
Student Exoplanet Programの最新情報
Nielsen（マーケティング調査会社）、BrighamYoung大学、およびNZの大学と、シンガポール国立大学との間の太陽系外惑星の共同研究について、米国のコミュニティカレッジを含むように拡張されました。半径方向速度と通過フィットからのHD209458とケプラー1の密度推定を含む、昨年の主要な成果が概説されています。WinFitterオプティマイザーと他の手法の比較の概要を示します。WinFitterの推定統計誤差は、マルコフチェーンモンテカルロ法で推定されたものと基本的に一致しています（スケーリングの比率を除く）。
非共鳴的に生成された無菌ニュートリノの熱化に関するノート
この記事の補足で、JCAP1912（2019）no.12、047（arXiv：1909.13328）の非共鳴的に生成された滅菌ニュートリノの宇宙論的依存性について、分析処理を使用して、大きなアクティブ-滅菌ニュートリノ混合のパラメーター領域について説明します。無菌ニュートリノが熱化に近づく角度。これらの追加の考慮事項が影響を与えるのは、さまざまな制限によってすでに拒否されているアクティブな無菌ニュートリノ混合のみです。したがって、許容される無菌ニュートリノパラメータ領域は影響を受けません。
ホログラフィック散逸宇宙論における断熱粒子生成によるエントロピー生成
宇宙論的な断熱粒子の生成により、不可逆的なエントロピーが生成されます。不可逆エントロピーの進化は、べき乗則項（ハッブルパラメーター$H$の累乗に比例）をもつ散逸モデルを使用して、フラットフリードマン-ロバートソン-ウォーカー宇宙で最近調べられています。散逸宇宙では、ハッブルボリュームに含まれる不可逆エントロピーは、宇宙の地平線上のベケンシュタインホーキングエントロピーとは異なり、$H^{-1}$に比例することがわかります。さらに、地平線エントロピーの進化が調べられ、以前の非散逸宇宙の分析[Phys。リビジョンD100、123545（2019）（arXiv：1911.08306）]。現在のモデルでは、エントロピーの最大化は特定の条件下で満たされるのに対し、熱力学の一般化された第2法則は常に満たされます。あたかも宇宙が普通の孤立した巨視的なシステムとして振る舞うかのように、散逸宇宙はエントロピー最大化によって制約されるべきです。
バイナリパルサーを用いたポストニュートン重力における保存則のテスト
| Title |
Tests_of_conservation_laws_in_post-Newtonian_gravity_with_binary_pulsars |
| Authors |
Xueli_Miao,_Junjie_Zhao,_Lijing_Shao,_Norbert_Wex,_Michael_Kramer,_Bo-Qiang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09652 |
一般相対性理論は完全に保守的な理論ですが、重力に関する他の可能な計量理論が存在します。パラメータ化されたポストニュートン（PPN）パラメータ$\zeta_2$を持つ非保守的なものを考慮します。ゼロ以外の$\zeta_2$は、偏心バイナリパルサーシステムの重心の自己加速を引き起こし、パルサースピン周波数の2次時間微分$\ddot{\nu}$に寄与します。私たちの作業では、Will（1992）の方法を使用して、タイミングがよく、慎重に選択されたバイナリパルサーを使用して、改善された分析を提供します。さらに、ウィルの方法を拡張し、スピン周波数の3次導関数$\dddot{\nu}$に対する$\zeta_2$の効果を導き出します。PSRB1913+16の場合、$\dddot{\nu}$からの制約は、$\ddot{\nu}$からの制約よりもさらに厳密です。複数のパルサーをベイジアン推論と組み合わせ、$\log_がフラットであると仮定して、95％の信頼レベルで上限$\left|\zeta_{2}\right|<1.3\times10^{-5}$を取得します。{10}\左|\zeta_{2}\right|$。既存の境界を3倍改善します。さらに、$\zeta_2$の分析タイミング形式を提案します。単純化された仮定でシミュレーションした到着時間は、バイナリパルサーが$\zeta_{2}$を制限する能力を示し、将来の実際のデータ分析に役立つ手掛かりが抽出されます。特に、PSRB1913+16およびJ0737$-$3039Aの場合、$\dddot{\nu}$は$\ddot{\nu}$よりも多くの制約制限を生成できることがわかりました。
| Title |
Improved_method_for_measuring_low_concentration_radium_and_its_application_to_the_Super-Kamiokande_Gadolinium_project |
| Authors |
S._Ito,_K._Ichimura,_Y._Takaku,_K._Abe,_M._Harada,_M._Ikeda,_H._Ito,_Y._Kishimoto,_Y._Nakajima,_T._Okada,_H._Sekiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09664 |
「EmporeRadiumRadDisk」という名前の分子認識樹脂を使用した化学抽出は、低濃度のラジウム（Ra）の感度を向上させるために開発されました。以前の方法と比較して、抽出プロセスの速度は3倍に改善され、$^{226}$Raの回収率も81$\pm$4％から$>$99.9％に改善されました。10$^{-1}$mBqレベルの感度は、高純度ゲルマニウム検出器を使用して達成されました。この改善された方法は、スーパーカミオカンデガドリニウムプロジェクトで使用されるGd$_2$（SO$_4$）$_3{\cdot}$8H$_2$Oの$^{226}$Raを決定するために適用されました。本稿では、その改善と測定結果について報告する。
XENON1Tにおける過剰な電子反跳イベントの観測
| Title |
Observation_of_Excess_Electronic_Recoil_Events_in_XENON1T |
| Authors |
E._Aprile,_J._Aalbers,_F._Agostini,_M._Alfonsi,_L._Althueser,_F._D._Amaro,_V._C._Antochi,_E._Angelino,_J._R._Angevaare,_F._Arneodo,_D._Barge,_L._Baudis,_B._Bauermeister,_L._Bellagamba,_M._L._Benabderrahmane,_T._Berger,_A._Brown,_E._Brown,_S._Bruenner,_G._Bruno,_R._Budnik,_C._Capelli,_J._M._R._Cardoso,_D._Cichon,_B._Cimmino,_M._Clark,_D._Coderre,_A._P._Colijn,_J._Conrad,_J._P._Cussonneau,_M._P._Decowski,_A._Depoian,_P._Di_Gangi,_A._Di_Giovanni,_R._Di_Stefano,_S._Diglio,_A._Elykov,_G._Eurin,_A._D._Ferella,_W._Fulgione,_P._Gaemers,_R._Gaior,_M._Galloway,_F._Gao,_L._Grandi,_C._Hasterok,_C._Hils,_K._Hiraide,_L._Hoetzsch,_J._Howlett,_M._Iacovacci,_Y._Itow,_F._Joerg,_N._Kato,_S._Kazama,_M._Kobayashi,_G._Koltman,_A._Kopec,_H._Landsman,_R._F._Lang,_L._Levinson,_Q._Lin,_S._Lindemann,_M._Lindner,_F._Lombardi,_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09721 |
XENON1T検出器で記録された低エネルギー電子反跳データを使用した新しい物理の検索結果を報告します。0.65トン年の被ばくと1から30keVの間の$76\pm2_{stat}$イベント/（tonne$\times$year$\times$keV）の前例のない低いバックグラウンドレートで、このデータは太陽光の競争力のある検索を可能にしますアキシオン、太陽ニュートリノを使用して強化されたニュートリノ磁気モーメント、およびボソン暗黒物質。既知のバックグラウンドを超える過剰が7keV未満で観察され、より低いエネルギーに向かって上昇し、2〜3keVで顕著になります。太陽のアキシオンモデルには3.5$\sigma$の有意性があり、電子、光子、および核子へのアキシオンカップリングの3次元90％信頼面が報告されます。この表面は、$g_{ae}<3.7\times10^{-12}$、$g_{ae}g_{an}^{eff}<4.6\times10^{-18}$、および$g_{ae}g_{a\gamma}<7.6\times10^{-22}〜{GeV}^{-1}$、$g_{ae}=0$または$g_{ae}g_{のいずれかを除外a\gamma}=g_{ae}g_{an}^{eff}=0$。ニュートリノ磁気モーメント信号は、3.2$\sigma$でバックグラウンドよりも同様に優先され、$\mu_\nu\in（1.4,2.9）\times10^{-11}\mu_B$（90％CL）の信頼区間が報告されます。どちらの結果も恒星の制約で緊張しています。過剰は、トリチウムの$\beta$崩壊によって説明することもできますが、最初は考慮されていませんでしたが、キセノンの対応するトリチウム濃度が$（6.2\pm2.0）\times10^{-25である3.2$\sigma$の有意性があります。}$mol/mol。このような微量は、現在の生産および還元メカニズムの知識では確認も除外もできません。拘束されていないトリチウム成分がフィッティングに含まれている場合、太陽のアキシオンとニュートリノの磁気モーメントの仮説の有意性は、それぞれ2.1$\sigma$と0.9$\sigma$に減少します。この分析は、1から210keV/c$^2$の間のほとんどの質量について、疑似スカラーとベクトルボソン暗黒物質に対するこれまでで最も制限的な直接制約を設定します。
コールドアトムシステムによる宇宙論的過冷却のシミュレーション
1次元の2成分ボーズガスに基づいて、初期の宇宙相転移に類似した過冷却状態の分析を実行します。コンポーネント間の相対位相の熱変動が相対論的熱システムの特徴であることを示します。さらに、準安定状態の崩壊に対する2つの異なるアプローチの等価性を実証します。具体的には、非摂動熱インスタントン計算と確率的グロスピタエフスキーシミュレーションです。
エントロピーに最大値がない場合：散逸の1次理論の不安定性に関する新しい視点
EckartとLandau-Lifshitzによって提案された散逸の1次相対論的流体理論は不安定であることが証明されています。彼らは、平衡の近くで始まり、それから指数関数的に離れる解決策を認めます。この動作は、動的にアクセス可能な状態に制限されているこれらの流体の総エントロピーに上限がないという事実によるものであることを示します。その結果、これらのシステムは熱力学の第2法則に従って常に変化する傾向があり、不安定モードは状態空間におけるエントロピーの成長の方向を表します。次に、イスラエルの安定条件とスチュワートの理論が、エントロピーが絶対最大値を持つための要件であることを確認します。したがって、1次理論の不安定性が、最大を総エントロピーの鞍点に変える1次でのエントロピー電流の打ち切りの直接的な結果である方法を説明します。最後に、より一般的なフレームを使用して構築された最近提案された1次の安定した理論は、エントロピーに最大値を提供することによって不安定性の問題を解決せず、第2法則の小さな違反を許容することによって安定化されることを示します。
直接的な局所観測からの宇宙論的パラメーター$H_0$の最近の測定値と宇宙マイクロ波背景からの推定値は、$\sim4\sigma$の不一致を示しています。非熱成分が少ないkeVグラビティーノ暗黒物質（NLSPビノの後期崩壊など）がこの緊張を和らげる可能性があることを示しています。さらに、暗黙のコライダー署名について説明し、このシナリオは、近い将来LHCでジレプトンとエネルギー損失イベントを検索することでテストできることを指摘します。
スクリーンされた再構成されたHorndeski理論による暗黒エネルギーの有効場理論のためのパラメータ化されたポストニュートン形式
| Title |
Parameterised_post-Newtonian_formalism_for_the_effective_field_theory_of_dark_energy_via_screened_reconstructed_Horndeski_theories |
| Authors |
Cyril_Renevey,_Joe_Kennedy,_Lucas_Lombriser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.09910 |
宇宙物理学および宇宙論のスケールで一般相対性理論からの偏差を一般的にパラメーター化する2つの一般的な形式、つまりパラメーター化されたポストニュートン（PPN）形式と暗黒エネルギーと修正重力の有効場理論（EFT）をまとめます。これらの別個の形式は、非常に異なる長さスケールでのそれぞれの適用範囲における重力のテストを独立して実行するためにうまく適用されています。非線形スクリーニングメカニズムにより、実際に広範囲のスケールで一般相対性理論をプローブすることが不可欠になっています。補完的な測定を包括的に解釈するには、それらを接続して広大な重力モデル空間を効果的に制約することが重要です。重力波の管腔伝搬速度に制限されたHorndeskiスカラーテンソル理論の枠組みの中で、このような接続を確立します。これは、EFT関数のセットからの線形縮退共変Hornhorniアクションのファミリーの再構成と、再構成された理論からのPPNパラメーターのその後の導出を介して可能です。再構築されたHorndeskiモデルが、厳しい天体物理学的境界を尊重しながら、宇宙スケールでの大幅な変更を可能にするスクリーニングメカニズムを備えていることを保証するために必要な条件を概説します。次に、スケーリング方法を採用して、再構築されたモデルの一般的なポストニュートン展開を実行して、それらのPPNパラメーター$\gamma$と$\beta$をスクリーニング体制で導出します。
NASAのメッセンジャーミッションでの中性子スペクトロメータからのデータを使用した中性子寿命の宇宙ベースの測定
| Title |
Space-Based_Measurement_of_the_Neutron_Lifetime_using_Data_from_the_Neutron_Spectrometer_on_NASA's_MESSENGER_Mission |
| Authors |
Jack_T._Wilson,_David_J._Lawrence,_Patrick_N._Peplowski,_Vincent_R._Eke_and_Jacob_A._Kegerreis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10008 |
惑星の表面と大気の銀河宇宙線破砕によって生成された中性子を使用する、代替の宇宙ベースのクラスの方法によって中性子寿命を測定する実現可能性を確立します。自由中性子は、平均相互作用が約880秒の弱い相互作用によって崩壊します。この寿命は、CKMマトリックスのユニタリティーを制約し、ビッグバン元素合成の研究にとって重要なパラメーターです。ただし、2つの独立したアプローチを使用した現在の実験室測定では、4$\sigma$以上の違いがあります。NASAのメッセンジャー宇宙船によって金星と水星の接近飛行中に2007年と2008年に取得されたデータを使用して、この測定を行うように設計されていません、中性子寿命は$780\pm60_\textrm{stat}\pm70_\textrm{syst}$であると推定しますこれにより、この新しいアプローチの実行可能性が実証されます。
異常のないALP暗黒物質からのXENON1T異常
最近、XENON1T実験で収集された電子反跳データに異常な超過が見つかりました。過剰は、2-3keVの質量のアキシオン様粒子（ALP）と$g_{ae}=（5-7）\times10^{-14}$の電子への結合によって説明できます。ALPはすべての局所暗黒物質（DM）を構成します。X線の制約を満たすために、光子へのALPカップリングは、電子へのALPカップリングよりも大幅に抑制される必要があります。これは、ALPがフォトンへの異常な結合を持たない、つまりU（1）$_{\rmPQ}$-U（1）$_{\rmemがないクラスのALPモデルを強く優先します。}$-U（1）$_{\rmem}$異常。このような異常のないALPDMは、XENON1T異常を説明するだけでなく、一定の強度でX線信号を予測することも示しています。ただし、信号の強度は、ALP質量が$\sim4$keV程度より重い場合を除き、ATHENAX線観測所の予測感度範囲を下回ります。ALPDMの豊富さは、ミスアライメントメカニズムによって説明できます。具体的なモデルとして、Ref。\cite{Nakayama：2014cza}。
