マークされたパワースペクトルは何を測定しますか？摂動理論からの洞察
| Title |
What_does_the_Marked_Power_Spectrum_Measure?_Insights_from_Perturbation_Theory |
| Authors |
Oliver_H.E._Philcox,_Elena_Massara,_and_David_N._Spergel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10055 |
マークされたパワースペクトルは、従来のパワースペクトルよりも宇宙パラメータ（特にニュートリノ質量）にはるかに厳しい制約を課すことができます。従来の統計を超えて、どのような新しい情報が含まれていますか？摂動モデルの開発を通じて、マークは小規模の非ガウス性と大規模の間に重要な結合を引き起こし、追加の情報コンテンツにつながることがわかります。モデルは、1ループ摂動論のコンテキストで導出され、さまざまなマークパラメーター全体の$N$-bodyシミュレーションとの比較によって検証されます。大規模なニュートリノ宇宙論を含む中程度の赤方偏移では、理論はシミュレーションとよく一致しています。$z$が低い場合、理論の収束半径が明確に定義されていないため、大規模と小規模の混在はモデリングを複雑にします。より高い摂動次数と偏ったトレーサーへの拡張は、同様のアプローチを介して可能であり、後者の単純なモデルが有望な結果をもたらすことが示されています。この理論は、小さな平滑化スケールの赤方偏移ゼロで非摂動になります。これは、マークされたスペクトルが低$k$でもバリオン効果から重要な寄与をする可能性があることを示唆しています。これらは、このツールの全能力を実現する前に調査する必要があります。
TDCOSMO II：MPIA 2.2m望遠鏡での高ケイデンス監視によるレンズ付きクエーサーの6つの新しい時間遅延
| Title |
TDCOSMO_II:_6_new_time_delays_in_lensed_quasars_from_high-cadence_monitoring_at_the_MPIA_2.2m_telescope |
| Authors |
M._Millon,_F._Courbin,_V._Bonvin,_E._Buckley-Geer,_C._D._Fassnacht,_J._Frieman,_P._J._Marshall,_S._H._Suyu,_T._Treu,_T._Anguita,_V._Motta,_A._Agnello,_J._H._H._Chan,_D._C.-Y_Chao,_M._Chijani,_D._Gilman,_K._Gilmore,_C._Lemon,_J._R._Lucey,_A._Melo,_E._Paic,_K._Rojas,_D._Sluse,_P._R._Williams,_A._Hempel,_S._Kim,_R._Lachaume,_and_M._Rabus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10066 |
2016年10月から2020年2月の間にラシージャ天文台のMPIA2.2m望遠鏡で取得された$R_c$バンドモニタリングデータから得られた6つの新しい時間遅延測定を示します。レンズ付きクエーサーHE0047-1756、WG0214-2105、DES0407-5006、2M1134-2103、PSJ1606-2333およびDES2325-5229がほぼ毎日高い信号対雑音比で観測され、クエーサーの高速で小振幅の変動を記録できる高品質の光曲線が得られました。PSJ1606-2333の画像Dに関連する時間遅延を除いて、1シーズンまたは2シーズンのみの監視で、複数の画像のすべてのペア間の時間遅延を測定します。最も正確な推定値は、DES0407-5006の画像Aと画像Bの間の遅延に対して得られ、系統学を含む$\tau_{AB}=-128.4^{+3.5}_{-3.8}$日（2.8％精度）です。光度曲線の外的変動によるものです。HE0047-1756の場合、ハイケイデンスデータと以前のCOSMOGRAILキャンペーンの10年間にわたる光度曲線の測定値を組み合わせ、最終測定で0.9日の精度に到達します。現在の作業は、高い信号対雑音比データが毎日に近いリズムで得られるという条件で、1つまたは2つのシーズンのみでレンズ付きクエーサーの時間遅延を測定することの実現可能性を示しています。
コンパクトバックグラウンド無線ソースに対するHIによる赤方偏移21 cm線の吸収を使用した宇宙再イオン化中のIGM構造の統計的検出
| Title |
Statistical_Detection_of_IGM_Structures_during_Cosmic_Reionization_using_Absorption_of_the_Redshifted_21_cm_line_by_HI_Against_Compact_Background_Radio_Sources |
| Authors |
Nithyanandan_Thyagarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10070 |
背景放射に対する吸収（21cmの森）を介した宇宙再イオン化中に銀河間媒質（IGM）で中性水素構造を検出することは、独立しており、3次元トモグラフィーとパワースペクトル技術を補完するものと見なされます。この吸収を直接検出するには、非常に明るい（$z\gtrsim8$）非常に明るい（$\gtrsim10$-100mJy）バックグラウンドソースが必要です。これは、まれであり、非常に長い時間積分するか、非常に高感度の機器です。。これは、狭い視線に沿った統計的な1次元（1D）パワースペクトルアプローチを動機付けしますが、背景オブジェクトが暗い（$\sim1$-10mJy）。これは、高い赤方偏移では、より豊富で重要な要因となる可能性があります。1Dパワースペクトルは、宇宙の分散を減らし、特に小さな空間スケールでの感度を向上させます。標準の放射伝達、および機器の基準モデル、バックグラウンドソース、宇宙再イオン化中のIGM構造の進化を使用して、選択した狭い方向に沿った1Dパワースペクトルのポテンシャルを、熱雑音と色合成点広がりからの不確実性に対して調査します。関数（PSF）応答。高赤方偏移のバックグラウンドソースの数、望遠鏡の感度、およびPSF品質の最小要件は、さまざまな機器、バックグラウンドソース、および再イオン化モデルのパラメーターについて推定されます。1Dパワースペクトルは、赤方偏移が高いほど本質的に強くなります。$\sim1000$時間の観測キャンペーンは、$\sim100$の狭い視線をターゲットに、最新の電波望遠鏡、特にSquareKilometerArrayを備えた、かすかな赤方偏移の背景オブジェクトを対象とし、さまざまな空間スケールで1Dパワースペクトルを検出できます。そして赤方偏移、そして宇宙再イオン化のモデルを潜在的に区別する。
| Title |
Mapping_dark_matter_and_finding_filaments:_calibration_of_lensing_analysis_techniques_on_simulated_data |
| Authors |
Sut-Ieng_Tam_(CEA,_Durham),_Richard_Massey_(CEA,_Durham),_Mathilde_Jauzac_(CEA,_Durham),_Andrew_Robertson_(ICC,_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10155 |
銀河団のモックイメージングと重力レンズ効果データの質量マッピング手法のパフォーマンスを定量化します。最適な方法は、科学的目標によって異なります。クラスターの放射状密度プロファイル、真球度からの逸脱、および宇宙ウェブへのフィラメントの付着の測定値を評価します。せん断測定の直接（KS93）反転によって作成された質量マップには偏りがなく、MRLensを使用したフィルター処理によってそれらのノイズを抑制できることがわかります。Lenstoolなどの前方フィッティング手法はノイズをさらに抑制しますが、クラスターコアの偏った楕円と大きな半径での質量の過大評価を犠牲にします。興味深いことに、フィラメントの現在の検索は、見通し内構造の投影ではなく、レンズの弱い銀河の固有の形状によってノイズが制限されています。したがって、レンズ付き銀河の高密度を解決する宇宙ベースまたはバルーンベースの画像調査は、ほとんどのクラスターの周りに1つまたは2つのフィラメントをすぐに検出できます。
合併後の銀河団MS0451-03の周りの6つのメガパーセクにわたる暗黒物質とガスの分布
| Title |
The_distribution_of_dark_matter_and_gas_spanning_six_megaparsecs_around_the_post-merger_galaxy_cluster_MS0451-03 |
| Authors |
Sut-Ieng_Tam,_Mathilde_Jauzac,_Richard_Massey,_David_Harvey,_Dominique_Eckert,_Harald_Ebeling,_Richard_S._Ellis,_Vittorio_Ghirardini,_Baptiste_Klein,_Jean-Paul_Kneib,_David_Lagattuta,_Priyamvada_Natarajan,_Andrew_Robertson,_Graham_P._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10156 |
銀河団の周りのハッブル宇宙望遠鏡画像の最大のモザイクを使用して、クラスターMS0451-03（$z=0.54を中心とする$\sim$$6\times6$Mpc$^2$領域全体の暗黒物質の分布をマッピングします$、$M_{200}=1.65\times10^{15}\rm{M}_\odot$）。私たちの強いレンズと弱いレンズの分析は、6つのグループスケールのサブ構造を含む、クラスターから伸びる3つの可能なフィラメントを示しています。クラスターコアの暗黒物質の分布は細長く、2つの異なるコンポーネントで構成され、$c_{200}=3.79\pm0.36$の濃度パラメーターによって特徴付けられます。対照的に、XMM-Newtonの観測では、ガスの分布がより球形であり、コア近くに過剰なエントロピーがあり、$c_{200}=2.35^{+0.89}_{-0.70}$の低い濃度であることが示されています（静水圧平衡を仮定））。このような構成は、2つの暗黒物質ハローが2回目のターンアラウンドに近づき、ガスが緩和する前の、最初のコア通過後2-7Gyrの主要な合併のシミュレーションで予測されます。この合併後のシナリオは、星団の形成が5Gyr前に急に消光されたことを示す、クラスターのメンバー銀河の光学分光法におけるさらなるサポートを見つけます。MS0451-03は、フィラメントに沿った構造の成長、大規模な合併後の星形成プロセス、およびクラスター衝突の後期段階の進化の将来の研究にとって理想的なターゲットになります。
$ \ mu _ {\ star} $質量：恒星質量を使用したダークエネルギー調査1年目のredMaPPerクラスターの弱いレンズキャリブレーション
| Title |
$\mu_{\star}$_Masses:_Weak_Lensing_Calibration_of_the_Dark_Energy_Survey_Year_1_redMaPPer_Clusters_using_Stellar_Masses |
| Authors |
M._E._S._Pereira,_A._Palmese,_T._N._Varga,_T._McClintock,_M._Soares-Santos,_J._Burgad,_J._Annis,_A._Farahi,_H._Lin,_A._Choi,_J._DeRose,_J._Esteves,_M._Gatti,_D._Gruen,_W._G._Hartley,_B._Hoyle,_T._Jeltema,_N._MacCrann,_A._Roodman,_C._S\'anchez,_T._Shin,_A._von_der_Linden,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_S._L._Bridle,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_P._Doel,_J._Estrada,_S._Everett,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_M._March,_J._L._Marshall,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10162 |
ダークエネルギー調査の1年目に、redMaPPer銀河団の恒星質量ベースの$\mu_{\star}$質量プロキシの弱いレンズ質量校正を紹介します。初めて$\mu_{の校正を実行できますレッドシフトが高い場合の\star}$、$z>0.33$。ブラインド分析では、$\sim6,000$クラスターを$0.1\leqslantz<0.65$から$\mu_{\star}$から$\sim5.5\times10^{13}M_までの12のサブセットに分割して使用します{\odot}$、そしてそれらの積み重ねられた弱いレンズ効果信号のモデリングを通じてこれらのサブセットの平均質量を推測します。私たちのモデルでは、システマティックな不確実性の次の原因を説明します：せん断測定と測光赤方偏移エラー、偏心、ソースサンプルのクラスターメンバー汚染、NFWハロープロファイルからの偏差、ハロー3軸性と投影効果。推定された質量を使用して、$\langleM_{200c}によって与えられる結合質量-$\mu_{\star}$-$z$スケーリング関係を推定します。\mu_{\star}、z\rangle=M_0（\mu_{\star}/5.16\times10^{12}\mathrm{M_{\odot}}）^{F_{\mu_{\star}}}（（1+z）/1.35）^{G_z}$。$M_0=（1.14\pm0.07）\times10^{14}\mathrm{M_{\odot}}$が$F_{\mu_{\star}}=0.76\pm0.06$および$G_z=で見つかりました-1.14\pm0.37$。$\mu_{\star}$の、十分に研究された豊かさ$\lambda$の補完的な質量プロキシとしての使用について説明します。$i）$は、低$z$、$\lambda<20$のレジームを調査し、高い$\lambda$、$z\sim1$;$ii）$クラスター宇宙論のアプリケーションの射影効果などの体系的なテスト。
N-Body数値シミュレーションによるダークマター
数値N体シミュレーションの開発により、異なるスケールで銀河の形成プロセスと進化を研究することができました。このペーパーでは、$\Lambda$-ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）モデルの宇宙論的進化に適用されるN体システムの基本的な概念について説明します。宇宙で構造形成を実行するために、基本的な方程式と、GADGET-2ソフトウェアでのそれらの実装について紹介します。このコードを変更するための簡単なガイドも示します。最初に、宇宙の暗黒物質と、$\Lambda$CDMモデルの理論的および実験的基礎について簡単に説明します。次に、シミュレーションコードに焦点を当て、暗黒物質をモデル化するためのN体シミュレーションのほとんどを支配する方程式を提供します。これらのシミュレーションでガス、スターダイナミクス、構造形成をシミュレートするために使用される平滑化粒子流体力学法について説明します。次に、注意深く、読者にLinuxベースのコンピューターへのGADGET-2のインストールを案内するとともに、コードを操作するためのいくつかの例を実行します。最後に、計算クラスターを使用して、大規模構造シミュレーションのいくつかの結果を表示し、出力を分析して物質のパワースペクトルを表示し、結果を理論的予測と比較します。
アキシオンスターによる光学レンズ：電波占星術による観測の展望
アキシオンとアキシオン様粒子（ALP）は、最もやる気のある暗黒物質（DM）候補の一部です。特定の状況下では、初期宇宙における大きなアキシオン変動が崩壊して、アキシオン凝集塊と呼ばれる密集した構成を形成することがあります。最も密度の高いアクシオンの束は、オシロンと呼ばれる準安定状態です。この論文では、光子へのアクシオンの結合を利用する新しいクラスのオブザーバブルを提案します。この結合の結果として、アキシオンクランプは、不均一な屈折光学媒体（レンズ）のように機能し、入射電磁波の異常分散を引き起こします。アキシオン群集による電磁波の分散は、このレンズ効果と重力レンズ効果を明確に区別します。バックグラウンドラジオソースの前を通過するアクシオンの塊はレンズとして機能し、今後のスクエアキロメーターアレイ（SKA）を使用した高精度電波天文観測ミッションで発見される可能性のある明らかな位置シフトを引き起こします。さまざまなアクシオンハローモデルのレンズ効果に対するSKAの感度について説明します。重力マイクロレンズ調査は、非発光天体物理学オブジェクトの形で存在するDMの量に強い制約を課しましたが、質量範囲$[10^{-14}、10^{-のオブジェクトに対してはそうすることができませんでした。11}]M_\odot$。広範囲のパラメーター空間にわたって、SKAは、現在マイクロレンズ調査によって制約されていない質量範囲のオシロンによる光学レンズ作用に敏感であることがわかります。
| Title |
The_anisotropy_of_the_power_spectrum_in_periodic_cosmological_simulations |
| Authors |
G\'abor_R\'acz,_Istv\'an_Szapudi,_Istv\'an_Csabai,_L\'aszl\'o_Dobos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10399 |
トーラス上の古典的な重力は異方性であり、常にニュートンの$1/r^2$法則よりも低くなります。暗黒物質における周期性の効果は、球形崩壊と標準の$\Lambda$CDM初期条件の$N$-bodyシミュレーションのみを示しています。周期的な境界条件は、宇宙構造形成の宇宙論的シミュレーションにおいて全体的に負の異方性バイアスを引き起こします。高解像度の流体力学的シミュレーションの場合によくあるように、最大の穏やかな非線形スケールがシミュレーションボックスの線形サイズに匹敵する場合、効果は最も重要です。球形の崩壊は、八面体に似た形に変形します。異方性成長は、大規模な$\Lambda$CDM暗黒物質構造を歪めます。シミュレーションボリュームの8面体グループの下で、方向依存のパワースペクトル不変量を導入し、結果が球対称性を壊すことを示します。
| Title |
Axion_helioscopes_as_solar_magnetometers |
| Authors |
Ciaran_A._J._O'Hare,_Andrea_Caputo,_Alexander_J._Millar,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10415 |
アキシオンヘリコスコープは、太陽に向けられた強力な実験室磁石でのプリマコフ逆変換を介して、太陽アキシオンとアキシオン様粒子を検索します。ソーラーアキシオンの検出を予測して、計画されている次世代ヘリコスコープであるインターナショナルアクシオン天文台（IAXO）がソーラー磁場を測定または抑制する可能性を判断します。これを行うために、縦型プラズモンの変換から生じるサブkeVのエネルギーで、以前は無視されていた太陽のアキシオンフラックスの成分を考慮します。このフラックスは、太陽の磁場プロファイルに敏感に依存し、より低いエネルギーは、より大きな太陽半径で光子に変換するアキシオンに対応します。IAXOに最終的にインストールされる検出器技術のエネルギー分解能が200eVを超える場合、太陽軸索は、太陽の中心にある磁場のニュートリノよりもさらに強力なメッセンジャーになる可能性があります。10eVを超えるエネルギー分解能の場合、IAXOは太陽の70％の内側にアクセスして、タコクライン（放射ゾーンと対流ゾーンの境界）でフィールドを制約し始める可能性があります。トロイダル磁場からの縦方向プラズモンフラックスには、磁場の角度依存性を測定するために使用できる2％の幾何学的変調効果もあります。
巨大惑星の散乱と衝突：流体力学、マージ-イジェクション分岐比、および残骸の特性
| Title |
Giant_Planet_Scatterings_and_Collisions:_Hydrodynamics,_Merger-Ejection_Branching_Ratio,_and_Properties_of_the_Remnants |
| Authors |
Jiaru_Li,_Dong_Lai,_Kassandra_R._Anderson,_Bonan_Pu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10067 |
軌道間隔が十分に小さい惑星系は、惑星の合体と放出を経験する可能性があります。合併と排出の分岐比は、惑星の接近遭遇の扱いに敏感に依存します。以前の作品は、その「妥当性が疑わしい」単純な「粘着性のある球」処方を採用しています。平滑化された粒子の流体力学と$N$ボディの統合の両方を適用して、ガスジャイアントと密接に詰め込まれた惑星系の長期的な進化との密接な遭遇における流体効果を調査します。$M_J$と$2M_J$のある木星状の惑星間の放物線状の遭遇に焦点を当てると、衝突パラメータ$r_p$（惑星間の周辺中心の分離）が$2R_J$未満で、マージが保存されている場合、迅速なマージが発生することがわかります初期質量の97％。$r_p$が$2R_J$と$4R_J$の間にある場合、強い潮汐効果が「バイナリ惑星」軌道に影響を与える可能性があります。$N$ボディコードで実装できる一連のフィッティング式を使用して、これらの効果を定量化します。最初は不安定な、ほぼ円形の同一平面軌道にある2つの巨大惑星のシステムの式を使用した場合と使用しない場合の一連の$N$体シミュレーションを実行します。流体（潮汐）効果は、有効衝突半径を2倍にすることにより、噴出に対する惑星の合体の分岐比を大幅に増加させます。流体効果は、準主軸の分布と各タイプの残存惑星（噴出中のマージvs生存惑星）の離心率を変化させませんが、分岐比の変化により、惑星散乱残存物の全体的な軌道特性は強く影響を受けます。また、合併製品にはスピンの大きさと傾斜の分布が広いことがわかります。
サブミリメートルサイズの骨材の粘着特性の再検討
塵の集合体の物理的性質を理解することは、惑星科学において非常に重要です。この研究では、サブミリサイズの骨材の粘着特性を再検討しました。以前の研究で使用された「有効表面エネルギー」モデルは、2つの付着凝集体を分離するために必要な臨界引張力を過小評価していることを明らかにしました。また、2つの接触する球の正準理論に基づいて、臨界引張力の新しい簡単なモデルを導出しました。私たちの調査結果は、サブミリメートル単位の凝集体の緩い凝集体の物理的性質を議論するときに、ダスト凝集体の「有効表面エネルギー」を考慮する必要がないことを示しています。
IoのSO2とNaCl雰囲気の一時的な変化を検出する試み
| Title |
An_attempt_to_detect_transient_changes_in_Io's_SO2_and_NaCl_atmosphere |
| Authors |
L._Roth,_J._Boissier,_A._Moullet,_A._Sanchez-Monge,_K._de_Kleer,_M._Yoneda,_R._Hikida,_H._Kita,_F._Tsuchiya,_A._Blcker,_G._R._Gladstone,_D._Grodent,_N._Ivchenko,_E._Lellouch,_K._Retherford,_J._Saur,_P._Schilke_D._Strobel,_S._Thorwirth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10193 |
Ioの大気は主にSO2で、火山ガスの放出と昇華の組み合わせによって維持されています。大気からの損失は、木星の大きな磁気圏の主要な質量源です。以前の研究では、イオの環境と木星の磁気圏におけるさまざまな過渡現象が、火山活動の変化によって引き起こされたと考えられる大気からの質量損失の突然の変化に起因するとされていました。火山噴煙中のガスは直接逃げることはないので、そのような因果関係は、これまで観測されたことのない一時的な火山誘発の大気存在量の変化を必要とするでしょう。ここでは、IRAMNOEMA干渉計で得られた大気SO2とNaClの4つの観測結果を報告します。これらの観測は、火山のホットスポットやイオの中性およびプラズマ環境の測定値と比較されます。Ioの大気中で安定したNaClカラム密度が見つかりました。2016年12月に算出されたSO2カラム密度は、2017年3月から4月の期間と比較して約30％低くなっています。火山性微量ガスNaClの安定性と、それに伴うNaCl/SO2比の減少は、この解釈をサポートしていません。硫黄イオントーラスとNa中性雲の両方で観測された減光は、SO2の存在量が増加している期間に、質量負荷がかなり減少していることを示唆しています。さらに、Naの明るさが暗く、大気中のNaClが安定しているため、LokiPataraでのナトリウムクラウドとホットスポット活動の正の相関関係に異議が唱えられ、この期間にかなり増加しました。Ioの環境は全体的に休止状態にあるように見え、それ以上の結論を妨げています。木星のオーロラ形態だけがいくつかの短期的な変化を経験しましたが、それは明らかにイオの静止環境や比較的安定した大気とは無関係です。
KELT-1bのTESS位相曲線は、高い昼間アルベドを示唆しています
| Title |
The_TESS_Phase_Curve_of_KELT-1b_Suggests_a_High_Dayside_Albedo |
| Authors |
Thomas_G._Beatty,_Ian_Wong,_Tara_Fetherolf,_Michael_R._Line,_Avi_Shporer,_Keivan_G._Stassun,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Dana_R._Louie,_Joshua_E._Schlieder,_Lizhou_Sha,_Peter_Tenenbaum,_and_Daniel_A._Yahalomi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10292 |
TESS宇宙船からのデータを使用して、通過する褐色矮星KELT-1b（TOI1476、Siverdetal。2012）の光学位相曲線を測定しました。KELT-1bはTESSバンドパスで大きな位相変動を示し、比較的大きな位相振幅$234^{+43}_{-44}$ppmと二次日食深さ$371^{+47}_{-49}$ppm。また、デイサイドホットスポットの東向きのオフセットを、恒星下の点を基準にして$18.3^\circ\pm7.4^\circ$計測しました。ホストスターの楕円形の歪みによる強力な位相曲線信号が検出されました。振幅は$399\pm19$ppmです。私たちの結果はKELT-1bのスピッツァー位相曲線とほぼ一致していますが（Beattyetal。2019）、TESSの日食深度は予想よりも深くなっています。KELT-1bの昼側放射の雲のない1Dモデルは、完全な日食スペクトルに適合できません。代わりに、大きなTESS日食深度は、KELT-1bがTESSバンドパスで$\mathrm{A}_\mathrm{g}\sim0.4$の重要な日中幾何アルベドを持っている可能性があることを示唆しています。ウォンらによって最近提案された平衡温度と幾何学的アルベド。2020.KELT-1bの昼間のアルベドが高い場合、KELT-1bの夜側に形成されるケイ酸塩雲（Gaoetal。2020）が原因である可能性が高い（Beattyetal。2019、Keatingetal。2019）、その後、分裂する前に、KELT-1bの昼側の半球の西側に輸送されます。
OSSOS：安定したネプチューン型トロイの木馬のバイモーダル偏心と傾斜分布
| Title |
OSSOS:_The_Bimodal_Eccentricity_and_Inclination_Distributions_of_the_Stable_Neptunian_Trojans |
| Authors |
Hsing_Wen_Lin,_Ying-Tung_Chen,_Kathryn_Volk,_Brett_Gladman,_Ruth_Murray-Clay,_Mike_Alexandersen,_Michele_T._Bannister,_Samantha_M._Lawler,_Wing-Huen_Ip,_Patryk_Sofia_Lykawka,_J._J._Kavelaars,_Stephen_D._J._Gwyn_and_Jean-Marc_Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10674 |
Gyrタイムスケールでの海王星の1：1共振で動的に安定している軌道上のマイナー惑星は、海王星の外向きの移動によって設置された可能性があります。外部太陽系起源調査（OSSOS）とPan-STARRS1の検出および調査効率を使用して、海王星の安定したトロイの木馬の固有の平衡振幅、偏心、および傾斜分布を調査します。安定したネプチューン型トロイの木馬個体群の解放振幅は、解放振幅幅$\sigma_{A_phi}$が15$^\circ$のレイリー分布として適切にモデル化できることがわかります。全体として考えると、海王星型トロイの木馬の個体数は、幅$\sigma_e$のレイリー離心率分布が0.045で、幅$\sigma_i$が14+/-の典型的なsin（i）xガウス傾斜分布でモデル化できます。2度。ただし、これらの分布はわずかに許容可能です。これは、調査の検出バイアスを考慮した後でも、既知の大きなHr<8と小さなHr>=8の海王星型トロイの木馬は、著しく異なる偏心率と傾向を持っているように見えるためです。古典的なカイパーベルトのように、安定した固有のネプチューン型トロイの木馬の集団は、$\sigma_{e-cold}$〜0.02/$\sigma_{を使用して、その偏心/傾斜分布に対して動的に「ホット」および動的に「コールド」コンポーネントを持つことを提案しますi-cold}$〜6$^\circ$および$\sigma_{e-hot}$〜0.05/$\sigma_{i-hot}$〜18$^\circ$。このシナリオでは、「冷たい」L4ネプチューン型トロイの木馬にはHr>=8のメンバーがなく、13+11/-6の「冷たい」トロイの木馬がHr<8になっています。Hr<10の136+57/-48トロイの木馬-人口は、同じ光度範囲のL4木星トロイの木馬の2.4倍です。
太陽系外惑星WASP-33bからのTiOおよび光学ナイトサイド放出の検索
| Title |
Search_for_TiO_and_Optical_Night-side_Emission_from_the_Exoplanet_WASP-33b |
| Authors |
Miranda_K._Herman,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Ray_Jayawardhana,_Matteo_Brogi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10743 |
M-ドワーフに似た温度を持つWASP-33bは、最もホットな木星の1つであり、高解像度の光学分光法にとって理想的なターゲットです。透過スペクトルと発光スペクトルの両方を分析することにより、大気中のTiOに関する以前の報告と、惑星の大気内の熱の逆転を実証することを目指しています。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡ではESPaDOns、ケック望遠鏡ではHIRESを使用して、2つのトランジットと6つの円弧の位相曲線を観測しました。これらは、高いスペクトル分解能と十分な波長範囲を提供します。ドップラー相互相関法を使用して、Plez（2012）のTiOラインリストに基づくモデルを使用して、これらのスペクトルでTiOおよびH$_2$Oの分子シグネチャを検索します。ラインリストに依存する影響を除外することはできませんが、データは以前の熱の反転の兆候を裏付けていません。代わりに、検討するT-PプロファイルのTiOの体積混合比に$3\sigma$の上限$10^{-9}$を設定します。水の体積混合比を制約することはできませんが、TiOに対する私たちの最も強い制約は、昼側の発光スペクトルに由来します。成層圏のこの明らかな欠如は、WASP-33bの以前の観測や高度に照射された惑星の大気の理論的予測とはまったく対照的です。不一致はラインリスト間の差異が原因である可能性があり、検出限界は採用されたラインリストと同じぐらい良好であり、失効率（$dT/d\logP$）と分子量。
銀河の降着過程における$ z \ sim 0.9 $クラスター内の星形成銀河への環境への影響
| Title |
Environmental_impact_on_star-forming_galaxies_in_a_$z_\sim_0.9$_cluster_during_course_of_galaxy_accretion |
| Authors |
Tetsuro_Asano,_Tadayuki_Kodama,_Kentaro_Motohara,_Lori_Lubin,_Brian_C._Lemaux,_Roy_Gal,_Adam_Tomczak,_Dale_Kocevski,_Masao_Hayashi,_Yusei_Koyama,_Ichi_Tanaka,_Tomoko_L._Suzuki,_Naoaki_Yamamoto,_Daiki_Kimura,_Masahiro_Konishi,_Hidenori_Takahashi,_Yasunori_Terao,_Kosuke_Kushibiki,_Yukihiro_Kono,_Yuzuru_Yoshii,_the_SWIMS_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10053 |
銀河は、クラスターに集合するにつれてその特性を変化させます。その背後にある物理学を理解するために、私たちは時間をさかのぼって、銀河がクラスターに分類されるときに銀河で何が起こっているかを直接観察する必要があります。すばる望遠鏡に設置された新しい赤外線装置SWIMSを使用して、$z=0.923$のクラスターCL1604-Dで狭帯域および$J$バンドの画像調査を実施しました。狭帯域フィルターNB1261は、$z=0.923$のクラスターからのH$\alpha$放出に一致します。さまざまな調査から得られた広範な既存のデータと組み合わせて、このクラスター内およびその周辺の銀河の特性を非常に詳細に調査しました。クラスタに関連付けられた27個のH$\alpha$エミッターを特定しました。それらは、MIPS24$\mu$mソースと大幅に重複しており、レストフレーム$UVJ$ダイアグラムの星形成領域にのみ配置されています。2D空間分布と位相空間図で、クラスターの近くにある銀河の2つのグループを特定しました。これらは、クラスター本体に落下している可能性があります。環境の関数としての特定の星形成率（バースト性）や形態（合併）など、星形成銀河のさまざまな物理的特性を比較しました。クラスターセンター、古いグループ、若いグループ、フィールド。その結果、銀河の特性がどのように変化してより密集した領域になるかについて、地球規模の状況が明らかになりました。これには、合併の発生、星形成活動の強化、ほこりっぽい星形相への遠足、および最終的には受動相への急冷が含まれます。
銀河形成シミュレーションにおける衝撃とフィラメントの解決：銀河系周囲の媒体におけるガス特性と星形成への影響
| Title |
Resolving_shocks_and_filaments_in_galaxy_formation_simulations:_effects_on_gas_properties_and_star_formation_in_the_circumgalactic_medium |
| Authors |
Jake_S._Bennett,_Debora_Sijacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10058 |
大量のガスが巨大銀河の銀河系周囲の媒体（CGM）の熱に衝撃を与えず、代わりにフィラメントを介して宇宙ウェブからハロに深く突き刺さるという新たなコンセンサスがあります。このプロセスを数値的により適切に解決するために、移動メッシュコードAREPO内で、銀河形成シミュレーションにおける衝撃波のオンザフライでの解像度を適応的に向上させる、新しい「衝撃調整」方式を開発しました。成功したFABLEモデルを使用して、これを$z=6$の非常に大規模な$10^{12}$M$_\odot$ハローに適用します。精緻化が進むと、ハローに流入する金属密度が低く動きの速いフィラメントと凝集塊が大幅に増え、より多相のCGMになります。冷たい高密度ガスの質量が最大50％増加し、流入する質量流束が最大25％増加します。より良い解決された降着ショックは、ハロー内で乱流を劇的に増加させ、ハローの非熱的圧力のサポートを倍増させます。より高い解像度での衝撃時のはるかに高いエネルギー散逸にもかかわらず、増加した冷却速度はハローの熱エネルギーを抑制します。対照的に、より速くより密度の高いフィラメントは、冷密ガスのバルク運動エネルギーで50％のジャンプを引き起こし、高温相では乱流エネルギーが50％増加します。さらに、CGM内の比率をカバーするHIは最大60％増加します。その結果、星の形成はより広く広がり、JWSTの深い観測で探査できる可能性のある原始フィラメント内に形成される金属に乏しい星の母集団を予測します。
[CI]-かすかなCO明るい銀河の発見：融合銀河NGC 6052のアルマ観測
| Title |
Discovery_of_a_[CI]-faint,_CO-bright_Galaxy:_ALMA_Observations_of_the_Merging_Galaxy_NGC_6052 |
| Authors |
Tomonari_Michiyama,_Junko_Ueda,_Ken-ichi_Tadaki,_Alberto_Bolatto,_Juan_Molina,_Toshiki_Saito,_Takuji_Yamashita,_Ming-Yang_Zhuang,_Kouichiro_Nakanishi,_Daisuke_Iono,_Ran_Wang,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10059 |
近くの合体銀河NGC6052の敏感な[\ion{C}{1}]〜$^3P_1$-$^3P_0$および$^{12}$CO〜$J$=4--3の観測を使用して報告しますALMAのMorita（AtacamaCompact）アレイ。NGC6052の北部に向かって$^{12}$CO〜$J$=4--3が検出されますが、[\ion{C}{1}]〜$^3P_1$-$^3P_0$は検出されません[\ion{C}{1}]〜$^3P_1$-$^3P_0$〜$^{12}$CO〜$J$=4〜3のライン光度比$〜\lesssim0で検出されました。07$。光解離領域のモデルによると、[\ion{C}{1}]〜$^3P_1$-$^3P_0$の$^{12}$CO〜$J$=4--3に比べて異常な弱さ星間物質の水素密度が$10^5\、{\rmcm}^{-3}$よりも大きい場合は、NGC6052で進行中のマージプロセスで自然に発生する可能性がある条件であると説明できます。その[\ion{C}{1}]〜$^3P_1$-$^3P_0$の放出も、$^{12}$CO〜$J$=1--0と$の以前の測定から推測される分子ガス質量を考えると、予想よりも弱いです^{12}$CO〜$J$=2--1。これは、[\ion{C}{1}]〜$^3P_1$-$^3P_0$がこの銀河の分子ガス質量の信頼できるトレーサーではない可能性があることを示唆しています。NGC6052は、合併プロセスが分子ガス分布にどのように影響するかを調査するユニークな研究室です。
宇宙再イオン化への球状星団の寄与
| Title |
The_contribution_of_globular_clusters_to_cosmic_reionization |
| Authors |
Xiangcheng_Ma_(Berkeley),_Eliot_Quataert_(Berkeley),_Andrew_Wetzel_(UC_Davis),_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere_(Northwestern),_Michael_Boylan-Kolchin_(UT_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10065 |
ハロー質量M_halo〜10^10と10^11M_sun（恒星質量M*〜10^7と10^9）を持つ再イオン化時代の銀河の2つの宇宙論的ズームインシミュレーションで、電離光子（f_esc）の脱出率を調べますM_sun）フィードバックは、RealisticEnvironmentsプロジェクトのフィードバックからz=5で行われます。これらのシミュレーションは、原始球状星団（GC）の形成を矛盾なく明示的に解決します。星の17〜39％は、スターバースト中に結合星団で形成されます。電離放射線の後処理モンテカルロ放射伝達計算を使用して、各銀河の〜100Myrを超えるスターバースト中に形成されたクラスター星と非クラスター星からf_escを計算します。星の粒子の存続期間中の平均f_escは、クラスター星と非クラスター星の同様の分布に従うことがわかります。クラスターは、最初の数個のMyrsでf_escが低くなる傾向があります。これは、おそらく、それらが高い光学的深度を持つより極端な環境で優先的に形成されるためです。f_escは、出生時の雲を混乱させるフィードバックが始まると、後で増加します。一方、クラスター複合体間またはスーパーバブルの前面にある圧縮シェル内に形成された非クラスター星も、f_escが高くなります。クラスター星は平均して非クラスター星に匹敵するf_escを持っていることがわかります。この結果は、シミュレーションのいくつかの星形成モデル全体でロバストです。私たちの結果は、プロトGCから宇宙再イオン化までの電離光子の割合が高赤方偏移銀河のクラスター形成効率に匹敵することを示唆しているため、プロトGCは光子のかなりの割合を占めている可能性がありますが、再イオン化の主要なソースではありません。
| Title |
Supermassive_black_holes_in_cosmological_simulations_I:_M_BH-M_star_relation_and_black_hole_mass_function |
| Authors |
Melanie_Habouzit,_Yuan_Li,_Rachel_S._Somerville,_Shy_Genel,_Annalisa_Pillepich,_Marta_Volonteri,_Romeel_Dav\'e,_Yetli_Rosas-Guevara,_Stuart_McAlpine,_S\'ebastien_Peirani,_Lars_Hernquist,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Amy_Reines,_Richard_Bower,_Yohan_Dubois,_Dylan_Nelson,_Christophe_Pichon,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10094 |
過去10年間、大規模な宇宙論的シミュレーションを使用した銀河の形成と進化の理解に大きな進歩がありました。これらのシミュレーションは観測と全体的によく一致する銀河を生成しますが、それらは銀河と超大質量ブラックホール（BH）に異なるサブグリッドモデルを採用しています。サブグリッドモデルがIllustris、TNG100、TNG300、Horizon-AGN、EAGLE、SIMBAシミュレーションのBH質量特性に与える影響を、M_BH-M_star関係とBH質量関数に焦点を当てて調査します。すべてのシミュレーションは、M_BH-M_starの緊密な関係を予測し、M_star〜10^10.5-10^11.5Msunの銀河で最低（M_BH<10^7.5Msun）を生成するのに苦労しています。すべてのシミュレーションで平均M_BH-M_star関係の時間発展は穏やか（0<z<5の場合、BH質量で<1dex）ですが、その線形性（形状）と正規化はシミュレーションごとに異なります。SNフィードバックの強さは、M_star<10^10.5Msunの線形性と時間発展に大きな影響を与えます。低質量の端がシミュレーションモデルの優れた判別であることがわかり、新しい観測制約の必要性が強調されています。高質量の端では、強いAGNフィードバックは、関係の正規化の時間発展を抑制できます。ローカルユニバースの観測と比較すると、ほとんどのシミュレーションでM_BH>10^9Msunの過剰なBHが見つかります。BH質量関数は、高赤方偏移で効率的にBH（log10f_Edd>-2$）を増加させることによって支配され、高質量から低質量の端へと徐々に移行して、非アクティブなBHによって制御されます。遷移時間とアクティブなBHの寄与はシミュレーション間で異なり、観測に対してモデルを評価するために使用できます。
孤立した銀河の運動学、CIG 993
CIG993のファブリペロー干渉観測のスキャン結果を示します。CGI993は明らかに孤立した明るい赤外線銀河であり、明るい青色のコンパクトとWolf-Rayet銀河の特徴、および高い星形成率を示しています。H$\alpha$輝線の高解像度観測により、半径方向の速度場、速度分散$\sigma$、および銀河の残留速度場を導き出すことができました。この銀河はいくつかの運動学的要素を示しています。一方では、速度場で検出された速度勾配は、以前の結果とは逆に、スペクトル分解能が低い回転ディスクに関連付けることができます。ただし、速度フィールド、$\sigma$、および残留速度フィールドは、銀河の中心部分での円運動からの大きな偏差を示しています。銀河。銀河の中心部でイオン化ガスの狭い速度成分と広い速度成分を見つけます。広範な構成要素は、恒星形成の継続的なバーストに関連する中央流出の証拠です。銀河の形態運動学的分析は、バルジ、中央バー、および円盤の始まりに対応する銀河の最も明るい部分のみを見ていることを示しています。CIG993は、比較的最近の相互作用によって引き起こされた可能性が最も高い重要な星形成プロセスを宿す円盤銀河であると私たちは信じています。これは、小さな出会いが主回転円盤の運動や銀河の形態を乱すことなく、銀河の全体的な特性を変える可能性があることを意味します。
近地球軌道上のミリメトロン宇宙観測所でのM87およびSgr A *イメージングのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_M87_and_Sgr_A*_Imaging_with_the_Millimetron_Space_Observatory_on_near-Earth_orbits |
| Authors |
A._S._Andrianov,_A._M._Baryshev,_H._Falcke,_I._A._Girin,_T._de_Graauw,_V._I._Kostenko,_V._Kudriashov,_V._A._Ladygin,_S._F._Likhachev,_F._Roelofs,_A._G._Rudnitskiy,_A._R._Shaykhutdinov,_Y._A._Shchekinov,_M._A._Shchurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10120 |
超巨大ブラックホールの影の高解像度イメージングは、極端な重力条件での一般相対性理論を検証する直接的な方法です。ミリ/サブミリ波長での非常に長いベースライン干渉（VLBI）観測は、SgrA*とM87にある超大質量ブラックホールにこのような角度分解能を提供できます。EventHorizonTelescope（EHT）を使用したM87の最近のVLBI観測は、このような機能を示しています。EHTの取得可能な最大空間分解能は、地球の直径と大気の位相変動によって制限されます。画像の解像度を向上させるには、より長いベースラインが必要です。Radioastron宇宙ミッションは、ベースラインが地球の直径よりもはるかに大きい宇宙地球VLBIの機能を実証しました。ミリメトロンは、ミリ波で動作するロシア宇宙庁の次の宇宙ミッションです。天文台の公称軌道は、太陽地球系のラグランジアンL2点の周囲に配置されます。VLBIモードを最適化するために、近地球高楕円軌道（HEO）を使用できるミッションの第2ステージを考えます。この寄稿では、ミリメトロンとEHTの共同構成でのSgrA*とM87の合成宇宙地上VLBI観測に、地球の軌道のセットが使用されています。SgrA*およびM87のブラックホール環境の一般相対論的電磁流体力学モデル（GRMHD）は、230GHzでの静的および動的イメージングシミュレーションに使用されます。地上ベースラインと宇宙地上ベースラインを比較します。これは、ミリメトロンとEHT施設との結合された観察が画像解像度を大幅に改善し、SgrA*の動的スナップショット画像を取得できることを示しています。
初期および後期型銀河の（ブラックホール質量）-（色）関係：赤と青のシーケンス
| Title |
The_(black_hole_mass)-(color)_relations_for_early-_and_late-type_galaxies:_red_and_blue_sequences |
| Authors |
Bililign_T._Dullo_(1),_Alexandre_Y._K._Bouquin_(1,2,3),_Armando_Gil_De_Paz_(1),_Johan_H._Knapen_(2,3),_and_Javier_Gorgas_(1) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10128 |
[要約]超大質量ブラックホール（SMBH）質量（$M_{\rmBH}$）とホスト銀河の特性の間の密接な相関関係は、SMBHの成長と銀河の進化を理解する上で有用な意味を持っています。ここでは、$M_{\rmBH}$とホスト銀河の合計UV$-$[3.6]色（$\mathcal{C_{\rmUV、tot}}$、ピアソンのr=$0.6-0.7$）GALEX/S$^{4}$G調査で直接測定された$M_{\rmBH}$を持つ67個の銀河（初期型銀河20個と後期型銀河47個）のサンプル。色は、銀河のFUV、NUVおよび3.6$\micron$等級を使用して均一な方法で注意深く測定され、文献にある多成分の構造分解が行われます。より大規模なSMBHは、より赤色の（早いタイプと遅いタイプの）銀河によってホストされていることがわかりますが、2つの形態の$M_{\rmBH}-\mathcal{C_{\rmUV、tot}}$関係タイプには、$\sim2\sigma$レベルで異なる勾配があります。初期タイプの銀河は$M_{\rmBH}-\mathcal{C_{\rmUV、tot}}$ダイアグラムで赤いシーケンスを定義し、後期タイプの銀河は青いシーケンスをトレースします。銀河の特定の星形成率（sSFR）が$L_{\rmUV}/L_{\rm3.6}$によって十分に追跡されるという仮定の範囲内で、後期型銀河のSMBH質量はより急峻な依存関係を示すことになります。初期型銀河よりもsSFRに。サンプル銀河の$M_{\rmBH}-\mathcal{C_{\rmUV、tot}}$および$M_{\rmBH}-L_{\rm3.6、tot}$の関係は、同等のレベルの対数$M_{\rmBH}$方向の垂直散乱、$M_{\rmBH}-\sigma$関係の垂直散乱より約$5\％-27\％$多い。私たちの$M_{\rmBH}-\mathcal{C_{\rmUV、tot}}$の関係は、初期型銀河と後期型銀河のSMBH成長のさまざまなチャネルを示唆し、それらの明確な形成と進化のシナリオと一致しています。
ハーシェル158 $ \ mu $ m [CII]ペルセウス座巨大分子雲における「COダーク」ガスの観測
| Title |
Herschel_158$_\mu$m_[CII]_Observations_of_"CO-dark"_Gas_in_the_Perseus_Giant_Molecular_Cloud |
| Authors |
K._P._Hall,_Sne\v{z}ana_Stanimirovi\'c,_Min-Young_Lee,_Mark_Wolfire,_Paul_Goldsmith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10154 |
私たちは、遠赤外線のヘテロダイン機器を使用して、ペルセウス巨大分子雲（GMC）の高密度およびより拡散した光解離領域（PDR）の両方からの速度分解[CII]158$\mu$m放出の観測結果を示します。ハーシェル宇宙望遠鏡。全位置の80\％から[CII]エミッションを検出し、密な境界領域からは95\％の検出率で検出します。[CII]放射の積分強度は、1等から10等の消光範囲が観測されているにもかかわらず、各境界にわたって比較的一定です。この平坦なプロファイルは、観察された両方の領域内で一定の加熱および冷却速度を示しています。[CII]放出の積分強度は、中性水素（HI）カラム密度、および総ガスカラム密度とかなりよく相関しています。これは、雲の中心からの[CII]放出の80$'$（7pc）範囲に加えて、HIエンベロープがペルセウスから放出される[CII]放出を説明する上で主要な役割を果たすことを示唆しています。[CII]と$^{12}$COの統合強度を1次元の両面スラブPDRモデルからの予測と比較し、追加の"CO-dark"のない単純なコア$+$エンベロープ、平衡モデルであることを示します"H$_2$コンポーネントは観測をうまく再現できます。[CII]放出のどの程度が「COダーク」H$_2$ガスに関連しているかを解明し、ペルセウス全体のダスト対ガス比の空間変動を抑制するために、追加の観測が必要です。
厚いディスクと薄いディスクを持つ天の川タイプの銀河における[\ alpha / Fe]-[Fe / H]分布の二峰性
| Title |
Bimodality_of_[\alpha/Fe]-[Fe/H]_distributions_in_Milky_Way-type_galaxies_with_thick_and_thin_discs |
| Authors |
Sergey_Khoperskov,_Misha_Haywood,_Owain_Snaith,_Paola_Di_Matteo,_Matthew_Lehnert,_Evgenii_Vasiliev,_Sergey_Naroenkov,_Peter_Berczik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10195 |
恒星集団における$\alpha$要素の二峰性の起源を研究するために、MWタイプの銀河形成の一連の自己矛盾のない化学力学シミュレーションを提示します。二峰性が幾何学的および運動学的に定義された恒星円盤、ガス降着および放射状マイグレーションにどのように関連しているかを探ります。2つの$\alpha$シーケンスがまったく異なる物理環境で形成されていることがわかります。高$\alpha$シーケンスは、厚い円盤を形成する乱流のコンパクトなガス状円盤における星形成（SF）のバーストから早期に形成されます。低$\alpha$の恒星の個体群は、放射状に伸びた薄い円盤に濃縮ガスがゆっくりと付着することによってサポートされる静止SFの結果です。厚い円盤の形成中の恒星のフィードバック駆動の流出は、周囲のガス状ハローの濃縮を引き起こし、その後、長い時間スケールで円盤に供給されます。薄い円盤相の間、化学進化は、星が積み重なる平衡金属性と豊富さに達します。この平衡金属性は外側のディスクに向かって減少し、低$\alpha$シーケンスを形成する隆線を生成します。シミュレーションの1つで低$\alpha$シーケンスを作成できる2番目のメカニズムを特定します。厚いディスクフェーズの最後のフィードバックによって引き起こされるSFの迅速なシャットダウンは、ハローガスの化学的濃縮を抑制します。これにより、星形成ディスクに付着すると、薄いディスク形成の開始時にISMが希釈されます。。両方のメカニズムは銀河で動作できますが、前者はSF効率が厚いディスクの形成によって支配されなくなると発生することが予想され、後者は内部領域で発生する可能性があります。低および高ガス密度環境の存在の結果である二峰性は、特定の合併履歴とは無関係であり、主張されているよりもはるかに広範囲に及ぶ可能性があることを示唆しています。
極端な質量比を持つガス駆動インスパイラルの軌道進化：逆行性偏心軌道
2次元シミュレーションを使用して、軌道が偏心して逆行しているときに気体円盤に埋め込まれた軟化長$R_{\rmsoft}$で、低質量の重力物体のトルクと仕事率（パワー）を計算しますディスクに関して。軌道の離心率$e$を$0$から$0.6$の間で探索します。パワーは$e\simeq0.25（h/0.05）^{2/3}$で最大になることがわかります。ここで、$h$はディスクのアスペクト比です。$R_{\rmsoft}$がゼロになる傾向があるときに、動力とトルクが動的摩擦（DF）のローカル（非共振）近似で予測された値に収束することを示します。質量比$\lesssim5\times10^{-4}$の逆行インスパイラルが$h\geq0.025$のディスクに埋め込まれている場合、シミュレーションでは、（i）インスパイラル率は軌道偏心率にほとんど依存せず、（ii）局所近似は、このインスピレーション率の値を$1.5$の係数内で提供します。極端な質量比インスパイラルの軌道進化の結果の意味を説明します。
Galaxy Zoo Builder：Citizen Scienceがガイドする渦巻銀河の4成分光度分解
| Title |
Galaxy_Zoo_Builder:_Four_Component_Photometric_decomposition_of_Spiral_Galaxies_Guided_by_Citizen_Science |
| Authors |
Timothy_K._Lingard,_Karen_L._Masters,_Coleman_Krawczyk,_Chris_Lintott,_Sandor_Kruk,_Brooke_Simmons,_Robert_Simpson,_Steven_Bamford,_Robert_C._Nichol_and_Elisabeth_Baeten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10450 |
銀河のマルチコンポーネントモデリングは、銀河の進化を定量的に理解するための貴重なツールですが、この手法の使用は、収束、モデルの選択、パラメータの縮退の問題に悩まされています。これらの問題は、大きなサンプルへの適用を最も単純なモデルに制限し、複雑なモデルは非常に小さなサンプルにのみ適用されます。私たちは、ズーニバース市民科学プラットフォーム内に構築された新しいフレームワークを開発することにより、この「量または質」のジレンマを解決し、スローンデジタルスカイサーベイ銀河のモデル作成のクラウドソーシングを可能にします。最終的なアルゴリズム最適化ステップを含む方法を198銀河のテストサンプルに適用し、この新しい方法の堅牢性を検証しました。また、これを自動化されたフィッティングパイプラインと比較して、以前の作業との良好な一致または改善を示す正確なモデルを一貫して回復できることを示しています。市民科学は複雑な銀河の画像をモデリングするための有望な手法であると結論付け、モデルのカタログをリリースします。
恒星の空間密度分析の方法：回顧的レビュー
かつて天文学研究の非常に活発な領域であった恒星空間密度分析は、星の数を空の選択された領域の特定の制限等級に距離の関数としての立方パーセクあたりの星の数のグラフに変換することを含みました。変換を計算するいくつかの方法が公開されており、手動スプレッドシートから、積分方程式を逆畳み込むための非常に高度な数学的手法に基づくコンピュータープログラムまでさまざまです。このホワイトペーパーでは、これらの手法を再検討し、1913年から2003年の間に公開された7つの手法のパフォーマンスを、シミュレーションデータと実際のデータの両方に適用して比較します。
z = 3.8での正のAGNフィードバック候補4C 41.17におけるガス、ダスト、星の形成
| Title |
Gas,_dust,_and_star_formation_in_the_positive_AGN_feedback_candidate_4C_41.17_at_z=3.8 |
| Authors |
N._P._H._Nesvadba,_G._V._Bicknell,_D._Mukherjee,_and_A._Y._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10572 |
新しい空間的に解決された[CI]1-0、[CI]2-1、CO（7-6）、およびIRAMNOEMA干渉計で得られた$z=3.8$での4C41.17のダスト連続体観測を提示します。これはこの時代で最もよく研究されている電波銀河の1つであり、現在文献で知られている高赤方偏移でのジェットトリガー星形成のおそらく最良の候補です。4C41.17は、無線ジェット軸の近くで15kpcを超えて広がるダスト連続体の狭い尾根を示しています。線の放出は、正のフィードバックの形跡を持つ領域の銀河内で見つかります。[CI]1-0ラインを分子ガストレーサーとして使用し、星形成によって加熱された遠赤外線ダストの多周波観測を使用して、総ガス質量が$7.6\times10^{10}$M$_{\であることがわかりますodot}$。これは、CO（4-3）から以前に見つかったものよりやや大きいです。ガス質量表面密度$10^3$M$_{\odot}$yr$^{-1}$pc$^{-2}$および星形成率表面密度10M$_{\odot}$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$は、12kpc$\times$8kpcの領域で導出されたもので、以前に正のフィードバックの署名が見つかっています。これらの密度は、この赤方偏移範囲にある他の大規模な塵の多い星形成銀河の集団の密度に匹敵します。これは、ジェットが現在、ガスから星が形成される効率を高めていないことを示唆しています。これはシミュレーションからの予想と一致しており、特に4C41.17の場合のように、ジェットが星間物質から抜け出した後は、ラジオジェットは銀河での星形成の開始をより長い時間スケールで促進することなく促進する可能性があります。
高赤方偏移銀河における円盤厚の進化
宇宙シミュレーションのスイートを使用して、天の川サイズの銀河の恒星円盤の成長を研究します。恒星質量$M_*=10^7-10^{10}M_{\odot}$の赤方偏移$z$>1.5の孤立した銀河で、半質量軸の長さと恒星集団の軸比を年齢で分割して計算します。シミュレーションでは、星は常に比較的薄い円盤状に形成され、100Myr未満の年齢では、半質量の高さ$z_{1/2}$〜0.1kpcと短軸と長軸の比$z_{1に含まれています。/2}/x_{1/2}$〜0.15。円盤の厚さは恒星の人口の年齢と共に増加し、中央値$z_{1/2}$〜0.8kpcおよび500Myrより古い星では$z_{1/2}/x_{1/2}$〜0.6に達します。シミュレーションのスナップショット上で同じ星のグループをトレースし、それらの固有の形状が時間とともにより回転楕円形になることを明示します。観測された円盤の厚さの増加は、若い星の構成を混合する銀河面の方向が急速に変化することと相まって、元々薄い恒星集団の漸進的な垂直方向の膨張によるものです。頻繁に言及される銀河円盤の「逆さまの」形成シナリオは、若い星が高い赤方偏移ですでに厚い円盤に形成されると仮定しており、かなり薄い内の星の実際の形成を見逃しながら、この急速な円盤インフレーションの最終生成物のみを説明しています飛行機。薄い円盤内の非常に若い星の位置は、星の形成に関与する高密度分子ガスの対応する平坦な構成によるものです。
VLT / MUSEで見られるGalaxyクラスターコア：RX J2129.4 + 0009、MS
0451.6-0305およびMACSJ2129.4-0741の新しい強力レンズ分析
| Title |
Galaxy_cluster_cores_as_seen_with_VLT/MUSE:_new_strong-lensing_analyses_of_RX_J2129.4+0009,_MS_0451.6-0305_&_MACSJ2129.4-0741 |
| Authors |
Mathilde_Jauzac_(CEA,_Durham),_Baptiste_Klein_(IRAP),_Jean-Paul_Kneib_(EPFL),_Johan_Richard_(CRAL),_Markus_Rexroth_(EPFL),_Christoph_Sch\"afer_(EPFL)_and_Aur\'elien_Verdier_(EPFL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10700 |
以下の強力な組み合わせを使用して、RXJ2129.4+0009（z=0.235）、MS0451.6-0305（z=0.55）、およびMACSJ2129.4-0741（z=0.589）の3つの銀河クラスターの強いレンズ分析を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）マルチバンド観測、およびマルチユニット分光エクスプローラ（MUSE）分光。4つの新しい複数の画像システム、およびRXJ2129の36のクラスターメンバーの分光学的識別を確認します。結果の質量モデルは、8つの複数の画像システムによって制約され、1つの暗黒物質クラスタースケールハローと個別に最適化された2つの銀河スケールハローを含む71のハローで構成されます。MS0451の場合、制約の少ない北部地域の複数の画像の2つの新しいシステムと44のクラスターメンバーの分光学的同定を報告します。私たちの質量モデルは、16の複数の画像システムと、2つの大規模なハローを含む146のハローと、独立して最適化された7つの銀河スケールのハローを使用しています。MACSJ2129では、複数の画像の4つの新しいシステムと52のクラスターメンバーの分光学的同定を確認します。また、$z=4.41$での1つの新しい複数画像システムの分光学的識別も報告します。私たちの質量モデルは14の複数の画像システムによって最適化され、独立して最適化された2つの大規模なハローと4つの銀河スケールのハローを含む151のハローで構成されています。私たちの最高のモデルは、RXJ2129、MS0451、およびMACSJ2129のイメージ平面でそれぞれ0.33"、0.6"、0.73"のrmsを持っています。この分析は、優れた一致を示す既存の文献との詳細な比較を提示し、レンズ付き銀河の特定の研究について議論します。MS0451のz=2.9にあるサブミリ波銀河のグループ、およびMACSJ2129の明るいz=2.1472の赤の単一画像銀河。
Orion A分子雲におけるNH $ _ {3} $（1,1）超微細強度異常
| Title |
NH$_{3}$_(1,1)_hyperfine_intensity_anomalies_in_the_Orion_A_molecular_cloud |
| Authors |
Dong-dong_Zhou,_Gang_Wu,_Jarken_Esimbek,_CHristian_Henkel,_Jian-jun_Zhou,_Da-lei_Li,_Wei-guang_Ji,_and_Xing-wu_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10709 |
LTEでは、NH$_{3}$（1,1）遷移の2つの内部衛星線（ISL）と2つの外部衛星線（OSL）は、それぞれ等しい強度を持つと予測されます。ただし、超微細強度異常（HIA）はまだ完全には理解されていない星形成領域に遍在することが観察されています。この問題に取り組む際に、特に低速分散のスペクトルを処理するために使用される場合、ピーク強度の比によるHIAの計算方法に欠陥がある可能性があることがわかりました。したがって、ISL（HIA$_{\rmIS}$）とOSL（HIA$_{\rmOS}$）の統合HIAを、赤方偏移と青方偏移の統合強度の比率で定義し、それらを計算する手順を開発します。。この手順に基づいて、OrionAMCの北部に統合されたHIAの体系的な研究を示します。統合されたHIA$_{\rmIS}$とHIA$_{\rmOS}$は通常OrionAMCに存在し、MCのさまざまな場所で明確な違いは見られません。統合されたHIA$_{\rmIS}$とHIA$_{\rmOS}$の中央値はそれぞれ0.921$\pm$0.003と1.422$\pm$0.009であり、これはHIAコアモデルと一致し、CEモデル。両方の統合されたHIAが1から3$\sigma$以上逸脱している170の位置を選択すると、ほとんど（166）はHIA$_{\rmIS}$<1およびHIA$_{\rmOS}$>によって特徴付けられますこれは、HIAコアモデルがCEモデルよりも重要な役割を果たすことを示唆しています。残りの4つの位置は、CEモデルと一致しています。統合されたHIAをpara-NH$_{3}$カラム密度（$N$（para-NH$_{3}$））、速度論的温度（$T_{\rmK}$）、全速度と比較します分散（$\sigma_{\rmv}$）、非熱速度分散（$\sigma_{\rmNT}$）、およびNH$_{3}$（1,1）ラインの合計不透明度（$\tau_{0}$）。それらの相関関係は、HIAコアもCEモデルも完全には説明できません。
$ z \ geq5.0 $ Lyman-$ \ alpha $およびLyman-$ \ beta $伝送のクエーサー放出再構成手法の比較
| Title |
A_comparison_of_quasar_emission_reconstruction_techniques_for_$z\geq5.0$_Lyman-$\alpha$_and_Lyman-$\beta$_transmission |
| Authors |
S._E._I._Bosman,_D._\v{D}urov\v{c}\'ikov\'a,_F._B._Davies,_A._C._Eilers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10744 |
固有のクエーサー連続体の再構成手法は、Lyman-$\alpha$（Ly-$\alpha$）およびLyman-$\beta$（Ly-$\beta$）の透過率を$z>5.0$で正確に調べるために重要です。クエーサーの$\lambda<1215A$放出はほぼ完全に吸収されます。分光観測の数と質は理論的には$5.0<z<6.0$から$1\％$を超えるLy-$\alpha$透過を定量化するのに十分ですが、吸収されていない連続体の予測から生じるバイアスと不確実性は知られていない同じレベル。このホワイトペーパーでは、eBOSSから引き出された$2.7<z<3.5$クエーサーの統合テストサンプルについて、8つの再構成手法を体系的に評価します。この方法には、べき乗法の外挿、近傍のスタッキング、および直接射影、コンポーネントのフィッティング、またはニューラルネットワークを使用した重みマッピングを実行する主成分分析（PCA）の6つのバリアントが含まれます。べき乗則の再構成と、コンポーネントが最も少なく、トレーニングサンプルが最小のPCAは、Ly-$\alpha$フォレストで最大のバイアスを表示することがわかります（それぞれ$-9.58\％/+8.22\％$）。べき乗則の外挿では、Ly-$\alpha$で$+13.1\％/-13.2\％$、Ly-$\beta$で$+19.9\％/-20.1\％$の以前の想定よりも大きなばらつきがあります。Ly-$\alpha$が$9\％$、Ly-$\beta$が$17\％$の現在の最高精度を達成する2つの新しいPCAを提示します。IRX-Shooter分光法を使用して、波長依存のバイアスと散乱を$z>5.7$のサンプル$19$クエーサーに適用した後、8つの手法を適用し、$4.7<z<6.3$での平均フラックス透過率のよく特徴付けられた測定値を取得します。私たちの結果は、体系的な方法でのテストと、必要に応じてトレーニング、連続体再建技術の重要性を示しています。
磁化された宇宙ウェブにおける衝撃波：傾斜と宇宙線加速の役割
| Title |
Shock_waves_in_the_magnetized_cosmic_web:_the_role_of_obliquity_and_cosmic-ray_acceleration |
| Authors |
Serena_Banfi_(1,_2),_Franco_Vazza_(1,_2,_3),_Denis_Wittor_(1,_2,_3)_((1)_Universit\`a_di_Bologna,_(2)_INAF_Bologna,_(3)_Hamburger_Sternwarte) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10063 |
構造形成の衝撃は、宇宙における宇宙線の最大の加速器であると考えられています。しかしながら、それらの磁化特性、すなわちそれらの磁場強度およびトポロジーの関数としての相対論的電子および陽子の加速におけるそれらの効率についてはまだほとんど知られていない。この作業では、電磁流体力学グリッドコードEnzoを使用して、大規模構造の均一メッシュと適応メッシュの両方の解像度シミュレーションを分析し、宇宙磁気のさまざまな現実的なシナリオによる衝撃傾斜の依存性を調べました。衝撃の傾斜は、ベクトルのランダムな3次元分布から予想されるものよりも垂直であることが多く、この効果は、局所的な剪断運動の作用により、フィラメントの近くで特に顕著であることがわかりました。これらの結果とパーティクルインセルシミュレーションの最近の研究を組み合わせることにより、銀河クラスター内の宇宙線陽子のフラックスを推定し、原理的にはフェルミLATによるハドロンガンマ線放出の検出の謎を解き明かしました。準平行衝撃のみが陽子を加速する場合に説明できます。一方、ほとんどの宇宙ウェブでは、準垂直衝撃が豊富であるため、宇宙線電子の加速は依然として許容されます。宇宙構造の磁化の解析されたモデル間の定量的な違いについて議論します。これは、低宇宙密度が高いほど重要になります。
ケプラー降着円盤におけるノイズを伴う流体力学的不安定性：修正Landau方程式
| Title |
Hydrodynamical_instability_with_noise_in_the_Keplerian_accretion_discs:_Modified_Landau_equation |
| Authors |
Subham_Ghosh_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10075 |
ケプラー降着円盤の流体力学的不安定性と乱流の起源、および同様の実験室せん断流平面クエットフローは、長年のパズルです。これらの流れは線形的に安定しています。ここでは、追加の力の存在下でのそのような流れの摂動の進化を探ります。このような力は、確率論的な性質があり、したがってノイズとして振る舞うと予想されますが、熱の変動（わずかであっても）、ブラウンラチェット、粒子と流体の相互作用、および天体物理ディスクの流出からのフィードバックなどの結果である可能性があります。修正されたランダウ方程式である、コリオリと外力が存在する場合の非線形摂動の計算。線形レジームでも、適切な強制力とレイノルズ数の下で、それ以外の場合は安定性が最も低い摂動が非常に大きな飽和振幅に発展し、非線形性と妥当な乱流につながることを示します。したがって、強制すると、基本的に線形安定モードが不安定になります。さらに、非線形摂動が力の存在下でより短いタイムスケールで発散し、乱流への高速遷移につながることを示します。興味深いことに、元のランダウ方程式ベースのソリューションとは異なり、非線形性の出現は力にのみ依存し、摂動の初期振幅には依存しません。
長波長アレイによる100 MHz未満のパルサー偏波の検出
| Title |
Detecting_Pulsar_Polarization_below_100_MHz_with_the_Long_Wavelength_Array |
| Authors |
V._Dike,_G.B._Taylor,_J._Dowell,_and_K._Stovall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10140 |
長波長アレイ（LWA1）の最初のステーションを使用して、25〜88MHzの偏波パルサー放射を調べます。パルサーからの偏光は、磁化された星間物質を通過するときにファラデー回転を受けます。低周波望遠鏡からの観測は、ファラデー回転の効果が観測波長の2乗に比例するため、正確な回転測定（RM）を取得するのに理想的です。これらのRMを使用して、25〜88MHzの範囲で偏波がどのように変化するかを確認するために、偏波パルスプロファイルを取得しました。RMは、視線に沿った電子密度加重平均銀河磁場の値を導出するためにも使用されました。LWA1からのデータを使用して取得した15のパルサーの回転測定と偏光プロファイルを示します。これらの結果は、低周波偏波特性とパルサー放射の高さに関する新しい洞察を提供し、より高い周波数での測定を補完します。
カーネギー超新星プロジェクトII。 SN 2014abを観察すると、既存のダストがある2010jlのようなSN IInが明らかになりますか？
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project_II._Observations_of_SN_2014ab_reveal_a_2010jl-like_SN_IIn_with_pre-existing_dust? |
| Authors |
T._J._Moriya,_M._D._Stritzinger,_F._Taddia,_N._Morrell,_N._B._Suntzeff,_C._Contreras,_C._Gall,_J._Hjorth,_C._Ashall,_C._R._Burns,_L._Busta,_A._Campillay,_S._Castellon,_C._Corco,_S._Davis,_L._Galbany,_C._Gonzalez,_S._Holmbo,_E._Y._Hsiao,_J._R._Maund,_M._M._Phillips |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10198 |
カーネギー超新星プロジェクトII（CSP-II）によって取得され、その光学的発見の直後に開始されたタイプIIn超新星（SN）2014abの光学および近赤外測光と分光法を紹介します。また、広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）衛星によって取得された、光学的発見の56日前から1600日以上に及ぶ中赤外線測光も示します。SN2014abの光度曲線はゆっくりと変化しますが、スペクトルは、急速に拡大する噴出物と高密度の星状物質の間の相互作用から生成される強力な放出機能を示します。光度曲線とスペクトル特性は、SN2010jlと非常によく似ています。SN2014abの前駆細胞の推定質量損失率は、球対称の星状物質と定常質量損失の仮定の下で、0.1Msun/yrのオーダーです。ダスト蒸発温度（〜2000K）に近い黒体温度を特徴とするダストからの放出により、中赤外光度は増加しますが、前方衝撃の背後にある冷たい高密度シェル内でのその場でのダスト形成の明確な兆候はありません初期段階のSN2014abで観察されます。SN2014abの中赤外線放射は、SN衝撃または衝撃による放射によって加熱される高密度の星状物質内にある既存のダストから発生する可能性があります。最後に、コミュニティの利益のために、付録から、発見後450〜1300日の間に得られたSN2010jlの5つの近赤外スペクトルも示します。
GRB Fermi-LATアフターグロー：フレア、ブレイク、エネルギー光子の説明
| Title |
GRB_Fermi-LAT_afterglows:_explaining_flares,_breaks,_and_energetic_photons |
| Authors |
N._Fraija,_T._Laskar,_S._Dichiara,_P._Beniamini,_R._Barniol_Duran,_M.G._Dainotti_and_R._L._Becerra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10291 |
Fermi-LATコラボレーションは、最初の10年間の運用をカバーする2番目のガンマ線バースト（GRB）カタログを提示しました。このカタログの残光位相光度曲線のかなりの部分は、標準のシンクロトロン前方衝撃モデルの閉鎖関係では説明できません。これは、別のプロセスからの重要な寄与があることを示唆しています。上記を考慮して、シンクロトロンセルフコンプトン（SSC）の光度曲線は、均一密度媒質の厚い殻と薄い殻の領域での逆衝撃から導き出します。この放射が、いくつかのLAT光度曲線に見られるGeVフレアを説明できることを示します。さらに、均一密度環境で膨張するジェットからLATバンドを通過する前方衝撃シンクロトロン冷却ブレイクの通過が、LATGRBアフターグロー光度曲線の遅い（$\約10^2$s）急勾配の原因である可能性があることを示します。特定のケースとして、GeVフレアと長期的な放出の中断を示したGRB160509AのLAT光度曲線をモデル化し、51.9および41.5GeVのエネルギーを持つ2つの非常に高エネルギーの光子を76.5および242秒後に観測しました。それぞれバーストの開始。微物理パラメータと残光観測からのサーカバースト密度を制約して、GeVフレアがSSC逆衝撃モデルと一致していることを示します。Fermi-LATを介したシンクロトロン冷却ブレイクの通過に伴う長期的な放出のブレイク流出が大きな磁場（$R_{\rmB}\simeq30$）を持ち、非常に低い密度（$n=4.554^{+1.128}_{-1.121}\times10^{-4}\、{\rmcm^{-3}}$）。
ガスは活動銀河核を流れます。 I.二相ガス流入
| Title |
Gas_flows_in_an_Active_galactic_nuclei._I._Two-phase_gas_inflow |
| Authors |
De-Fu_Bu_(SHAO),_Xiao-Hong_Yang_(CQU),_Bocheng_Zhu_(SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10298 |
2次元流体力学シミュレーションを実行して、1〜1000パーセクの領域の非回転ガスの流れを調べます。この領域は、銀河スケールと降着円盤スケールを接続します。ガスは、太陽の質量が$10^8$の中央ブラックホール近くの降着円盤システムによって生成された光子によって照射されます。中央降着システムの光度は一定で、0.3ドルのエディントン光度に等しいと仮定します。密度が$10^{-24}{\rmg\cm^{-3}}$を超えるガスは熱的に不安定であることがわかります。熱不安定性により、コールドフローとホットガスの2相のガスフローが形成されます。高温ガスの付着率に対する低温ガスの付着率の比率を計算しました。この比率はガス密度の関数であり、一般にガス密度の増加とともに増加します。この比の最大値は、ガス密度が$10^{-21}{\rmg\cm^{-3}}$の場合、$16$です。密度が$10^{-24}{\rmg\cm^{-3}}$未満のガスは熱的に安定しており、ガスの流れは単相です。結果の適用について簡単に説明します。
Swift J0243.6 + 6124の光学版
| Title |
Optical_counterpart_to_Swift_J0243.6+6124 |
| Authors |
P._Reig_(IA/FORTH),_J._Fabregat_(Univ_of_Valencia),_and_J._Alonso-Garzon_(CSIC-INTA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10303 |
SwiftJ0243.6+6124は、2017年10月の巨大なX線爆発の際に発見されました。X線バンドに関する多くの研究が行われていますが、光学的な対応物についてはほとんど知られていません。この興味深い光源の光学的対応物の分光分析と測光分析を行いました。SwiftJ0243.6+6124に対応する光学部品はV=12.9、O9.5Veスターであり、$\sim5$kpcの距離にあります。光源方向の消光は、$A_V=3.6$等です。O型星の自転速度は210kms$^{-1}$です。長期的な光学的変動性は、巨大なX線バースト後のBe星間円盤の成長とその後の散逸と一致します。光学とX線の光度は爆発中に強く相関しており、共通の原因を示唆しています。Be星の光球からの非放射状の脈動に関連する可能性のある短期的な周期変動は検出されませんでした。
定期的に繰り返されるFRBの最も可能性の高いソースはどのバイナリシステムですか？
FRB180916.J0158+65を繰り返すために新しく発見された16.35日の期間は、繰り返しFRBの発生源と放出メカニズムを理解するための重要な手がかりを提供します。多くのモデルは、定期的に繰り返されるFRBが少なくとも1つの中性子星を含む連星系（NSC-FRBシステム）に関連している可能性があることを提案しています。コンパニオンスターからの強風によってNSが「くっついた」ことが解決策を提供するかもしれないことが示唆されました。「BinaryComb」モデルに従って、母集団合成法を使用して、伴星の特性とNSC-FRBシステムの性質を詳細に研究します。主な調査結果は次のとおりです。1）コンパニオンスターはBタイプスターである可能性が最も高い。2）FRB180916の16日間の期間は、最も可能性の高い期間の範囲にあります。これは、FRB180916がFRBを定期的に繰り返す最初に検出された理由を説明している可能性があります。;3）NSC-FRBシステムの出生率は、FRB180916の観測によって設定されたイベント率要件を満たすのに十分な大きさであり、NSC-FRBが定期的に繰り返されるFRBを生成するための1つの重要なチャネルを提供できるという提案をサポートします。
宇宙線誘発の広範囲の空気シャワーの観測に適用される無線干渉法
| Title |
Radio_interferometry_applied_to_the_observation_of_cosmic-ray_induced_extensive_air_showers |
| Authors |
Harm_Schoorlemmer_and_Washington_R._Carvalho_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10348 |
宇宙粒子によって引き起こされた広範囲の空気シャワーを観測するための電波干渉技術を開発しました。この原理実証研究では、大規模なエアシャワーのプロパティを簡単かつ高精度で導出できることを示しています。調査された全パラメーター範囲にわたって、$<0.2^\circ$の方向再構成解像度と最大シャワー深度の解像度$<10$\、g/cm$^2$が得られ、傾斜した入射方向の精度がさらに高くなります。さらに、開発された方法を無線アンテナの密集したアレイに適用することにより、広範な空気シャワーの無線検出のエネルギーしきい値を大幅に下げることができます。この方法は、いくつかの運用実験に適用でき、計画された宇宙粒子観測所に良い展望を提供します。
PS15ceyおよびPS17cke：KilonovaeのPan-STARRS検索からの候補者
| Title |
PS15cey_and_PS17cke:_prospective_candidates_from_the_Pan-STARRS_Search_for_Kilonovae |
| Authors |
Owen_R._McBrien,_Stephen_J._Smartt,_Mark_E._Huber,_Armin_Rest,_Ken_C._Chambers,_Claudio_Barbieri,_Mattia_Bulla,_Saurabh_Jha,_Mariusz_Gromadzki,_Shubham_Srivastav,_Ken_W._Smith,_David_R._Young,_Shaun_McLaughlin,_Cosimo_Inserra,_Matt_Nicholl,_Morgan_Fraser,_Kate_Maguire,_Ting-Wan_Chen,_Thomas_Wevers,_Joseph_P._Anderson,_Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Felipe_Olivares_E.,_Erkki_Kankare,_Avishay_Gal-Yam,_Christopher_Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10442 |
時間領域天文学は、重力波信号GW170817に関連する2017年8月に最初のキロノバAT2017gfoが発見されたことで革命を起こしました。このイベント以降、多数の広域調査が検索戦略を最適化して、これらの高速でかすかな過渡を検出する効率を最大化しています。パノラマ測量望遠鏡と高速応答システム（Pan-STARRS）を使用して、$D\simeq200$Mpcの距離までの本質的に微弱で速いフェージングイベントのボリューム制限調査を実施しています。このアーカイブ検索から、2つの有望な候補が、スパースデータのPS15ceyとPS17ckeで特定されました。ここでは、それらの性質に関するより詳細な分析と議論を示します。PS15ceyは320Mpcで明るく急速に減少する過渡現象であったことがわかります。非常に硬い状態方程式を使用したBH-NSマージのモデルは、光度と衰退を再現する可能性がありますが、物理パラメータは極端です。より可能性の高いシナリオは、これがSN2018kzrのような合併イベントであったということです。PS17ckeは15Mpcで、かすかな、しかし急速に減少するイベントでした。NS-NSとBH-NSのマージ、大規模な明るい星の爆発などのモデルを含む、このトランジェントのいくつかの爆発シナリオを探索し、他の既知の高速フェージングトランジェントと比較します。爆発のエポックを測定するのが難しいため、爆発シナリオには不確実性がありますが、モデル比較からPS17ckeがもっともらしいキロノバ候補であることがわかります。
X線ミリ秒パルサーの相対論的回転ベクトルモデル
着磁中性子星の表面で生成されるX線放射は、強力に偏光されると予想されます。パルサー位相による偏光角の回転は、光源の傾斜と磁気傾斜の直接的な測定値を提供します。ミリ秒のパルサーが急速に回転する場合、放出領域の相対論的運動により、偏光面がさらに回転します。ここでは、相対論的回転ベクトルモデルを開発します。ここでは、偏光角の分析式をパルサー位相の関数として導出し、シュワルツシルトメトリックの収差と重力光の曲げも考慮します。高速パルサーの場合、および傾斜と磁気傾斜が近い場合、偏光面の回転が数十度に達し、観測された偏光角位相依存性の形状に強く影響することを示します。回転角度は、スピン率とともにほぼ直線的に増加しますが、中性子星の半径に対する感度は低くなります。この角度は大きなスポットでも大きくなります。私たちの結果は、来たるイメージングX線偏光計エクスプローラーと強化されたX線タイミングおよび偏光測定ミッションで観測される、ミリ秒パルサーの降着によるX線偏光のモデリングに影響を与えます。X線偏光は、パルスプロファイルモデリングから得られる中性子星の質量と半径に対する制約を改善する可能性があります。
南半球にある2つの$ \ gamma $ -ray高赤方偏移フラットスペクトル電波クエーサーの覚醒
| Title |
Awakening_of_two_$\gamma$-ray_high_redshift_flat-spectrum_radio_quasars_in_the_southern_hemisphere |
| Authors |
Shang_Li,_Lu-Ming_Sun,_Neng-Hui_Liao_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10470 |
高赤方偏移のブレザーは、初期の宇宙を研究するための貴重なツールです。これまでのところ、3を超える赤方偏移で検出された$\gamma$-rayブレーザーはごくわずかです。$\gamma$-ray信号は、PMNJ2219-2719（$z=3.63$）およびPMNJ2321-0827の方向で検出されます（$z=3.16$）10年間の$Fermi$-LATPass8データを分析します。PMNJ2219-2719は、グローバル分析の背景と区別されません。5か月のエポック期間中、TS値は47.8で、フラックスは10年平均フラックスの10倍以上です。さらに、$\gamma$線の位置とPMNJ2219-2719の無線位置との間の角距離は${0.04}^{\circ}$です。さらに、長い時間スケールの$\gamma$線と赤外光の曲線は非常によく似ており、$\gamma$線源とPMNJ2219-2719の間の関連付けをサポートします。PMNJ2321-0827のグローバル分析は、新しい$\gamma$線源を示唆しています。フレアフェーズ中、TS値は61.4であり、$\gamma$線束が大幅に増加しました。関連確率は、PMNJ2321-0827が新しい$\gamma$線源の対応物である可能性があることを示唆しています。将来的には、$Fermi$-LATと今後の大規模総観調査望遠鏡を組み合わせることにより、赤方偏移が大きい$\gamma$線源の数が増えるでしょう。
二次フェルミ加速のプロセスを通じてエネルギーを得ることができるように、磁化された星間物質の移動する不均一性で散乱する荷電粒子。このエネルギーゲインにより、共鳴波ベクトル$k\sim1/R_L$の周りの磁気波スペクトルが減少します。ここで、$R_L$は荷電粒子のラーモア半径です。このエネルギー移動は、磁気乱流の小さなスケールへのカスケードを妨げ、拡散係数の低下をもたらし、ディスクおよびハロー内の荷電暗黒物質粒子の効率的な交換を可能にします。その結果、直接検出実験からの地球の限界は、帯電した暗黒物質に適用されます。拡散係数の低下が観測されないことと合わせて、これは、荷電した暗黒物質の存在量がごくわずかであっても、$10^2GeV\lesssimm/q\lesssim10^{11}GeV$の荷電した暗黒物質を除外します総遺物量の一部。
FRB180916.J0158 + 65からのバーストのVLA / realfast検出と定期的なアクティビティのテスト
| Title |
VLA/realfast_detection_of_burst_from_FRB180916.J0158+65_and_Tests_for_Periodic_Activity |
| Authors |
Kshitij_Aggarwal,_Casey_J._Law,_Sarah_Burke-Spolaor,_Geoffrey_Bower,_Bryan_J._Butler,_Paul_Demorest,_Justin_Linford,_T._J._W._Lazio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10513 |
VLAでのrealfastシステムによるFRB180916からのバーストの検出について報告します。このFRBは、活動の定期的なエピソードを示すことが報告されています。リアルタイムで検出されたバーストは、16.35日の期間を想定して、アクティビティウィンドウの最初にあります。公開されているすべてのFRB180916バーストを再分析しました。より高い周波数で検出されたバーストは、低い位相値にあるようで、将来の観測でテストできる可能な位相周波数関係を示しています。複数の手法を使用して、FRB180916、FRB121102、FRB180814からのバーストのアクティビティの期間を検索しました。FRB180916およびFRB121102の結果は、報告された周期性と一致しています。FRB180814の場合、重要な定期的なエピソードは検出されませんでした。また、繰り返しFRBの周期性検索と一般分析に使用できるpythonパッケージ$\texttt{frbpa}$も提供しています。
マグネター1E 2259 + 586の放射音が大きく、放射音が静かなアンチグリッチについて
マグネター1E2259+586の輻射騒音と非輻射輻射対策について、一緒に説明します。1E2259+586の2019放射静音アンチグリッチは、その振幅が以前の放射音アンチグリッチよりも2.5小さいため、制約されていないことが示されています。X線の光度が高く、回転エネルギー損失率が低いマグネターは、反グリッチを示す可能性が高いことに注意してください。マグネターのアンチグリッチャーとラジオエミッターは、光度対回転エネルギー損失率の図の反対側の隅を占めています。X線輝度パラメータと放射能パラメータを導入することにより、この傾向を定量的に特徴づけようとしています。マグネターのアンチグリッチの全体像を示します。
地上での重力波観測を通じて検出可能な3つの主要なタイプの連星のうち、ブラックホールと中性子星（BHNS）の合併は、最もとらえどころのないままです。AdvancedLIGO/Virgoコラボレーションの3回目の監視実行中にリリースされたトリガーにはBHNS候補が存在しますが、これまでのところ検出は確認されていません。バイナリ中性子星系については、BHNSバイナリを使用すると、中性子星の状態方程式、元素合成、恒星進化、高エネルギー天体物理学、宇宙の膨張など、幅広い物理プロセスを探索できます。ここでは、BHNSシステムの主な機能のいくつかを確認します。破壊バイナリと非破壊バイナリの違い、BHNS合併が生成できる流出のタイプ、および重力波と電磁信号の観測から抽出できる情報。また、最も可能性の高いバイナリパラメータの場合、BHNSの統合は、バイナリ中性子星システムよりも電磁信号に電力を供給する可能性が低いように思われます。最後に、BHNSバイナリからの電磁信号をモデル化して解釈する能力を依然として制限しているいくつかの問題について説明します。
天体物理学：予期しない繰り返し周期のある高速無線バースト
天の川の向こうからのミリ秒長の無線バーストの観測により、およそ16日間の繰り返しパターンが明らかになりました。これは、これらのバーストの起源の謎に加わる発見です。
ハーシェルSPIREが電波銀河Pictor Aの西ホットスポットからの遠赤外線過剰シンクロトロン放射を発見
| Title |
Herschel_SPIRE_discovery_of_far-infrared_excess_synchrotron_emission_from_the_west_hot_spot_of_the_radio_galaxy_Pictor_A |
| Authors |
Naoki_Isobe,_Yuji_Sunada,_Motoki_Kino,_Shoko_Koyama,_Makoto_Tashiro,_Hiroshi_Nagai_and_Chris_Pearson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10737 |
電波銀河PictorAの西のホットスポットに対抗する遠赤外線が、ハーシェルに搭載されたスペクトルおよびフォトメトリックイメージングレシーバー（SPIRE）で発見されました。光源の色補正された光束密度は、350$\mu$mの波長で$70.0\pm9.9$mJyと測定されます。無線から光へのスペクトルを綿密に調査すると、WISEおよびSpitzerで検出された無線シンクロトロンコンポーネントに対する中赤外の過剰が、遠赤外帯域に大きく寄与していることがわかります。SPIREデータのおかげで、過剰のスペクトルは、高エネルギーカットオフを受けた壊れたべき法則モデルによって記述されていることが明らかになりました。連続的なエネルギー注入（$\Delta\alpha=0.5$）の下で放射冷却ブレークを適用することにより、破壊されたべき乗則モデルは、過剰がホットスポット内の10個のスケールのサブ構造に起因するという考えをサポートします。破壊周波数$\nu_{\rmb}=1.6_{-1.0}^{+3.0}\times10^{12}$Hzから、磁場は$B\simeq1$-$4$mGと推定されました。これは、下部構造の最小エネルギー磁場よりも$3$-$10$高くなります。超過の元が$\sim100$pcより大きい場合でも、最小エネルギー場よりも強い磁場が確認されています。プラズマ乱流を介して局所的にブーストされた磁場を持つ領域が下部構造として観察されることが提案されている。ブレークより下の派生エネルギーインデックス$\alpha\sim0.22$（控えめに言えば$<0.42$）は、強い衝撃加速度（$\alpha=0.5$）に帰することが困難です。確率的加速と磁気再結合は、もっともらしい代替メカニズムと考えられています。
オープン超新星カタログにおけるタイプIa超新星の測光データ駆動型分類
| Title |
Photometric_Data-driven_Classification_of_Type_Ia_Supernovae_in_the_Open_Supernova_Catalog |
| Authors |
Stanislav_Dobryakov,_Konstantin_Malanchev,_Denis_Derkach,_Mikhail_Hushchyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10489 |
測光情報を使用してIa型超新星の機械学習ベースの検出のための新しいアプローチを提案します。他のアプローチとは異なり、トレーニング中には実際の観測データのみが使用されます。比較的小さなサンプルでトレーニングされているにもかかわらず、メソッドはOpenSupernovaeCatalogの実際のデータで良い結果を示しています。また、PLASTiCCシミュレーションサンプルでトレーニングされたモデルの品質は、実際のオブジェクトで評価された値を大幅に低下させることも示しています。
| Title |
The_Low-Mass_Members_of_the_Ursa_Major_Association |
| Authors |
Jonathan_Gagn\'e,_Jacqueline_K._Faherty_and_Mark_Popinchalk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10046 |
以前にKounkel＆Covey（2019）によって特定された空間運動学的空間の5つの過密度のセットを提示します。これは、近くの400Myrの古いUrsaMajor協会に関連する拡張された潮汐の尾を構成する可能性があります。この1599個の星のサンプルには、おおぐま座の年齢と一致する主系列ターンオフポイントがあり、欠けている低質量メンバーが含まれている可能性があります。合計年齢が約400Myrと一致するように見えるプロパティを持つ4つの白色矮星が含まれていますが、古い白色矮星の侵入者から、サンプルの約33％がランダムなフィールドスターによって汚染されている可能性があると推定します。
変光星のASAS-SNカタログIX：銀河変光星の分光特性
| Title |
The_ASAS-SN_Catalog_of_Variable_Stars_IX:_The_Spectroscopic_Properties_of_Galactic_Variable_Stars |
| Authors |
T._Jayasinghe,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_B._J._Shappee,_T._W._-S._Holoien,_Todd_A._Thompson,_J._L._Prieto,_Subo_Dong,_M._Pawlak,_O._Pejcha,_G._Pojmanski,_S._Otero,_N._Hurst,_D._Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10057 |
超新星全天自動調査（ASAS-SN）は、V$\lesssim17$マグマより明るい光源に対して、全天に渡って長いベースライン（${\sim}4$年）$V-$bandの光度曲線を提供します。合計${\sim}61.5$百万の光源のVバンド光度曲線を作成し、これらの光源の変動性を体系的に検索しました。${\sim}219,000$の新しい発見を含む${\sim}426,000$の変数を特定しました。私たちの発見のほとんど（${\sim}74\％$）は南半球にあります。ここでは、LAMOST、GALAH、RAVE、APOGEEの分光情報を使用して、これらの変数の物理的および化学的特性を研究します。金属に乏しい食連星は、一定の温度で金属に富むシステムよりも短い軌道周期を持っていることがわかります。メインシーケンス、赤い巨大な枝、赤い塊の回転変数を特定しました。回転している巨人のかなりの割合（${\gtrsim}80\％$）は、$v_{\rmrot}$が大きいか、NUVが過剰であり、高速回転を示しています。回転変数には、分析の問題を示唆する異常な量が含まれています。半規則変数は、ほとんどの巨大な星よりも金属性が低い傾向があります（$\rm[Fe/H]{\sim}-0.5$）。酸素が豊富な準正則変数のAPOGEEDR16温度は、$\rmT_{eff}\lesssim3800$Kの$W_{RP}-W_{JK}$カラーインデックスと強く相関していることがわかります。APOGEEDR16、私たちは準正規変数にMg、O、N濃縮の証拠を見つけます。セミレギュラー変数のアルミニウム存在量は、脈動周期と強く相関しており、$\rmP\gtrsim60$日の変数は、Alで大幅に減少しています。
銀河系外の古典的な新星M31N 2017-09aの異常な噴火
| Title |
The_Unusual_Eruption_of_the_Extragalactic_Classical_Nova_M31N_2017-09a |
| Authors |
Christopher_Lloyd,_Lewis_M._Cook,_Seiichiro_Kiyota,_Hanjie_Tan,_Di_Hu,_Wei_Shi,_Mi_Zhang,_Shenwei_Zhang,_Xiaowei_Zhang,_Jingyuan_Zhao,_Guoyou_Sun,_Xing_Gao,_David_Boyd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10118 |
M31N2017-09aは古典的な新星であり、最初の噴火から約160日間観測されましたが、その間にいくつかの明るい二次バーストが起こりました。光度曲線は、毎日の時間スケールで少なくとも0.5度の変動を伴う継続的な変動によって特徴付けられます。噴火の下の包絡線は、単一のべき法則が減少率を説明できることを示唆しています。噴火は比較的長く、$t_2=111$、$t_3=153$日です。
Tタウリノースは「クラシック」Tタウリスターですか？
Tタウリ星Tタウノースの原型の高解像度$H$および$K$バンド分光観測を提示します。合成スペクトルモデリングを使用して、この星の$K$バンド温度、表面重力、磁場強度、および回転速度を導き出します。測定された$K$バンドの分光温度は$\rmT_{K\text{-band}}=3976\pm90K$であり、これは$\sim1000\であり、\rmK$は光学式から測定された温度よりも低温です。観察。TTauNの$K$バンド温度測定は、$H$バンドでの同等の幅の線の比率と温度の関係を使用して確認され、そこから$\rmT_{H\text{-band}}=4085\午後155K$が算出されます。この光学対IR温度差は、TタウNの表面のかなりの部分をカバーする、クールスポットまたはホットスポット、あるいはその両方として解釈されます。TタウNの$\log{g}=3.45\pm0.14$から導出される重力は、おうし座にある24の古典的なTタウリ星のサンプルのほぼすべての他の星の重力よりも低い。これらの温度と重力の結果を磁気恒星進化モデルと組み合わせると、TタウNの年齢が1マイア未満であることがわかります。これらの結果は、TタウNがトーラスで最も古典的なTタウリスターよりも進化の初期段階にあることを示唆しており、形成直後に埋め込まれたサザンバイナリーシステムから放出されたプロトスターであると主張しています。
現在のヘリシティと太陽活動領域の傾きとジョイの法則の推定
| Title |
Estimates_of_current_helicity_and_tilt_of_solar_active_regions_and_Joy's_law |
| Authors |
K._Kuzanyan,_N._Kleeorin,_I._Rogachevskii,_D._Sokoloff,_H._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10197 |
太陽活動領域では、傾斜角、現在のヘリシティ、太陽磁場のねじれを観測できます。これらのパラメーターの推定は、2つの方法で実行しました。最初に、太陽の表面に向かってループフローティング構造を持つ乱流の対流セル（超顆粒）のモデルを検討します。それらのらせん特性は、回転する成層対流ゾーンで上昇する過程で達成されます。他の推定値は、磁気ヘリシティ保存を説明する単純な平均場ダイナモモデルから取得されます。両方の値は、観察可能な傾き、ヘリシティ、およびねじれに重要な貢献をすることができることが示されています。
太陽フレアの初期段階の観察とモデリングにおけるHe I 10830 {\ AA}の吸収の強化の比較
| Title |
Comparison_of_Enhanced_Absorption_in_He_I_10830_{\AA}_in_Observations_and_Modeling_During_the_Early_Phase_of_a_Solar_Flare |
| Authors |
Nengyi_Huang,_Viacheslav_M._Sadykov,_Yan_Xu,_Ju_Jing,_Haimin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10218 |
ヘリウムは太陽大気で2番目に豊富な元素であるため、\ion{He}{1}10830〜\AA\トリプレットは、彩層活動の非常に有益な指標です。BigBear太陽観測所（BBSO）の1.6mGoode太陽望遠鏡（GST）の高解像度を利用して、以前の観測では、2つのMクラスフレアについて、通常観測される放出ではなく、吸収の増強の明確な証拠が示されました。この研究では、\ion{He}{1}10830〜\AA\放出の進化を数値モデルで分析し、観測と比較します。モデルは、F-CHROMAデータベースから取得したRADYNシミュレーション結果を表します。2013年8月17日のフレアイベント（$\delta{}=8$、$E_{c}=\{15,20\}\、keV$の観測推定値に近い、注入された電子スペクトルパラメーターを持つモデルを検討します。、$F=\{1\times{}10^{11}、3\times{}10^{11}\}erg\cdot{}cm^{-2}$）、およびその他の利用可能なモデル。モデリングの結果は、最大強度の減少（-13.7\％、観測値-13.7\％と比較）および時間的変動の傾向（初期吸収段階とその後の放出）の両方の意味で、観測結果とよく一致しています。すべてのモデルは、初期段階で\ion{He}{1}10830〜\AA\遷移の上位レベルと下位レベルの人口の数の密度の増加と比率の減少を示し、不透明度を高め、吸収機能を形成します。モデルは、1.3〜1.5\、Mmの高さでの温度と自由電子密度が$\sim{}$10$^4$\、Kおよび6$\times{}$10$^{11}$\よりも大きいことを示唆しています、cm$^{-3}$のしきい値は、ラインが放出を開始するためのものです。
ツインジェットとクローズバイナリフォーメーション
近接バイナリシステムの形成は、3次元抵抗電磁流体シミュレーションを使用して調査されます。星の雲から始まり、雲の進化は原始星の形成から約400年まで計算されます。断片化は、重力によって崩壊する雲の中で起こり、2つの断片が原始星に進化します。プロトスターは互いに周回し、プロトバイナリシステムが表示されます。各プロトスターが突発的に高速ジェットを駆動する一方で、広角の低速流出が2つのプロトスターを囲む周囲の流れから発生します。したがって、2つの高速ジェットは、低速の円周流出によって囲まれます。ジェットの速度が$\gtrsim100kms^{-1}$を超えています。ジェットはコリメートされた構造を持っていますが、それらは小さなスケールで振り戻され、2進軌道運動のために大きなスケールで絡み合います。原始星の周りにも星の円盤が現れます。初期の主降着段階では、バイナリ軌道は複雑ですが、バイナリ分離は$<30$au以内です。初めて、最近大型望遠鏡で観測されたプロトバイナリシステムのすべての特性が数値シミュレーションで再現されました。
太陽周期23および24中の高速コロナ質量放出のクラスタリングとCME-CME相互作用の意味
| Title |
Clustering_of_fast_Coronal_Mass_Ejections_during_the_solar_cycles_23_and_24_and_implications_for_CME-CME_interactions |
| Authors |
Jenny_M._Rodr\'iguez_G\'omez,_Tatiana_Podladchikova,_Astrid_Veronig,_Alexander_Ruzmaikin,_Joan_Feynman,_and_Anatoly_Petrukovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10404 |
太陽周期23および24の間に発生した高速コロナ質量放出（CME）のクラスタリングプロパティを調査します。2つの方法を適用します。最大スペクトル法は主要なクラスタを検出でき、非クラスタリングしきい値時間法は典型的なクラスタリングの詳細を提供しますプロパティと時間スケール。私たちの分析によると、太陽サイクル23と24のさまざまな段階で、速度が$\geq1000\km/s$のCMEが、孤立したイベントとして、平均して2つのメンバーを持つクラスターで優先的に発生します。ただし、特に太陽サイクルの最大フェーズ中に、より多くのメンバーを持つクラスターが現れます。期間全体および太陽サイクル23および24の最大フェーズでは、約50％が孤立したイベントであり、18％（12％）が2つのメンバーで構成されるクラスターで発生し、さらに大きなクラスターで20％が発生します$\geq4$に対して、ソーラーミニマムでは、高速CMEは孤立したイベントとしてより頻繁に発生する傾向があります（62％）。さまざまな太陽サイクルフェーズの間、高速CMEの一般的な非クラスタ化時間スケールは、太陽の最小と最大の間のCMEの非常に異なる発生頻度に関係なく、$\tau_c=28-32\hrs$です。これらの調査結果は、極端なイベントの$\tau_c$が、大きなフレアおよびCME多発のアクティブARの特徴的なエネルギー蓄積時間を反映している可能性があることを示唆しています。高速CMEのクラスタリングプロパティを地球の妨害ストームインデックス\textit{Dst}に統計的に関連付けると、クラスタで発生する高速CMEは、孤立した高速CMEよりも大きな地磁気嵐を生成する傾向があることを示唆しています。これは、地球磁気圏とのより複雑で強力な相互作用を生み出すCME-CME相互作用に関連している可能性があります。
TESSで発見されたコンパクトな3重食トリプルスターTIC 209409435
| Title |
The_Compact_Triply_Eclipsing_Triple_Star_TIC_209409435_Discovered_with_TESS |
| Authors |
T._Borkovits,_S._A._Rappaport,_T._G._Tan,_R._Gagliano,_T._Jacobs,_X._Huang,_T._Mitnyan,_F.-J._Hambsch,_T._Kaye,_P._F._L._Maxted,_A._P\'al,_A._R._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10449 |
$TESS$セクター3および4で発見された、コンパクトな3重食トリプル星システムの発見です。TIC209409435は、周期が5.717日である、これまでに知られていなかった食連星であり、121.872日周期の外側の偏心軌道に3番目の星が存在することが、2組の第三体日食と日食のタイミング変動からわかりました。後者は、強力な第3体の摂動の兆候を示します。発見後、我々はいくつかの二成分食と同様に第三体食の別の地上ベースの測光観測を得た。$TESS$と地上の光度曲線（アーカイブWASPデータと独自の追跡測定値の両方を含む）の同時光力学モデリング、および日食のタイミング変動曲線を含む包括的な分析を行いました。また、複数の星のスペクトルエネルギー分布データと理論上のPARSEC恒星アイソクロネスの同時近似に含まれています。内側の連星は、質量0.90$M_\odot$と半径0.88$R_\odot$のほぼ双子の星で構成されていることがわかります。3番目の星は、半径が9％大きく、半径が18％大きいだけです。外側の軌道は$e=0.40$であるのに対し、内側のバイナリは少し偏心しています。内側のバイナリ軌道と外側の軌道の傾斜角は、それぞれ90$^\circ$の0.1$^\circ$および0.2$^\circ$以内です。相互の傾斜角度は$\lesssim1/4^\circ$です。これらの結果はすべて、動径速度観測なしで得られました。
Nova 1670（CK Vulpeculae）の分子残骸：I.ガスの性質と不可解な起源
| Title |
Molecular_remnant_of_Nova_1670_(CK_Vulpeculae):_I._Properties_and_enigmatic_origin_of_the_gas |
| Authors |
T._Kaminski,_K._M._Menten,_R._Tylenda,_K.T._Wong,_A._Belloche,_A._Mehner,_M._R._Schmidt,_N.A._Patel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10471 |
CKVulは1670年に噴火し、恒星合併候補と見なされています。その残骸には驚くほど豊富な組成の分子成分が含まれています。ALMAとSMAを使用したsubarcsec解像度の干渉ライン調査を提示します。観測は、88から243GHzの周波数での分子線放出の干渉マップを提供し、26種の180以上の遷移のイメージング分光を可能にします。分子によって表示される発光領域のさまざまな形態を提示、分類、および分析します。また、観測されたほとんどの種の放射の非LTE放射伝達分析を実行し、星雲の5つの部分の温度と列密度を導き出します。非LTE効果は、CMBに対するメタノール吸収を含む複雑な種ではっきりと見られます。温度は内部残骸で17K、拡張ローブで14Kです。合計（水素とヘリウム）の密度は$10^4-10^6$cm$^{-3}$の範囲にあります。カラム密度は、現在理解されていない残骸の相対的な存在パターンを提供します。化学平衡の仮定の範囲内で元素存在量を導き出そうとすると、CNO元素に緩やかな制約しか与えられません。観察された分子の多くの形成には、星周囲のショックの主要な関与が必要であることは、依然として好ましい可能性である。分子ガスは350年前またはより最近に形成された可能性があります。分子は星間塵によって星間放射フィールドから十分に保護されています。それらの存在だけで、観測できない中心の星は白い矮星のような熱い物体にはなり得ないことを示しています。これは、CKVulの性質について提案されたシナリオの一部を除外しています。この研究で導き出されたCKVulの分子環境の一般的な特性は、いくつかの前惑星状星雲やAGB星のそれと非常によく似ており、特にOH231.8のものとよく似ています。
太陽フィラメント噴火時のHe I 10830のダイナミックスと磁場の決定\ r {A}
| Title |
Determining_the_dynamics_and_magnetic_fields_in_He_I_10830_\r{A}_during_a_solar_filament_eruption |
| Authors |
C._Kuckein_(1),_S._J._Gonz\'alez_Manrique_(2,_3_and_4),_L._Kleint_(5),_and_A._Asensio_Ramos_(3_and_4)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10473 |
噴出された太陽フィラメントに属する見通し線速度（LOS）、光学的深さ、垂直および水平磁場などのプラズマのダイナミクスと磁気特性を調査します。フィラメントの噴火は、2016年7月3日に1.5メートルのGREGOR望遠鏡でGREGOR赤外線分光器（GRIS）で観察されました。HeI10830\r{A}スペクトル範囲で3つの連続したフルストークススリット分光偏光スキャンが取得されました。StokesIプロファイルは、機械学習k平均アルゴリズムを使用して分類され、次にHAZELコードを使用してさまざまな初期条件で反転されました。噴出するフィラメント材料は、次の物理的状態を示します。（1）最大73L/sのLOS速度のピークを伴うユビキタスな上方運動。（2）磁場の主な大きな水平成分は平均で173〜254Gの範囲であるが、磁場の垂直成分は平均して39〜58Gの間ではるかに低い。（3）0.7〜1.1の範囲の光学的深さ。2つの連続するラスタースキャン（<2.5分）の間の磁力線の平均方位角は一定のままでした。分析されたフィラメントの噴火は、約124km/sの全速度で急上昇相に属していました。磁力線の方向は、1つのラスタースキャンから別のラスタースキャンへと変化しません。これは、ねじれを解く段階がまだ始まっていないことを示しています。解撚は、フィラメントの噴出が始まってから約15分後に始まるようです。
球状星団のリチウムおよび陽子捕獲元素：複数の集団シナリオへの影響
多重集団フレームワークでは、球状星団星における陽子捕獲元素存在量（例えば、Na、O、Al）を含むリチウムの挙動を調査するために、多くの研究が行われてきました。リチウムは、これらの複雑なシステムにおける内部汚染の恒星源におそらく最も厳しい制約の1つを提供します。その脆弱性を考えると、高温のHバーニングで処理され、次の世代の形成で再利用される材料には、Liが含まれないと予想されます。しかし、自然は私たちの期待を破ります。この寄稿では、物議を醸す、驚くべき結果と影響を調査することにより、この分野の現在の状況を確認します。
太陽系の磁気サイクルが惑星外の大気脱出に及ぼす影響
| Title |
Influence_of_the_Sun-like_magnetic_cycle_on_exoplanetary_atmospheric_escape |
| Authors |
Gopal_Hazra,_Aline_A._Vidotto_and_Carolina_Villarreal_D'Angelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10634 |
恒星の高エネルギー放射線（X線と極端紫外線、XUV）は、近接する太陽系外惑星の大気脱出を促進します。恒星の照射が恒星の磁性に依存し、星が磁気周期を持っていることを考えると、周期が惑星外大気の脱出の進化にどのように影響するかを調査します。まず、太陽を周回する架空のHD209458bのような惑星を考えます。そのために、HD209458bの1D流体力学的エスケープモデルで、1.5太陽サイクルにわたって利用可能な観測された太陽XUV放射を実装します。大気中の脱出率は周期的な変動（7.6〜18.5$\times$10$^{10}$gs$^{-1}$）を示し、入射星の放射にほぼ比例していることがわかります。これを観測と比較するために、2つの水素ラインの分光遷移を計算します。Ly$\alpha$トランジットで検出できない周期的な変動が見つかりました。H$\alpha$ラインの温度感度を考えると、その等価幅は、サイクル全体で1.9mA変動の振幅を持ち、これはHD209458bなどの太陽系外惑星で検出可能である可能性があります。XUVフラックスが太陽サイクル中の磁束に線形に比例することを示します。次に、この関係を適用して、ゼーマンドップラーイメージングからの星の利用可能な磁束観測をほぼ10年にわたって使用して、HD189733のXUV磁束の周期的進化を導き出します。次に、XUVフラックスを使用してHD189733bのエスケープをモデル化します。HD189733bでは、エスケープレートが2.8から6.5まで変化し、$\times$10$^{10}$gs$^{-1}$です。HD209458bの場合と同様に、これによりLy$\alpha$およびH$\alpha$トランジットに変動が生じ、H$\alpha$の変動が観察される可能性が高くなります。最後に、強い恒星フレアがLy$\alpha$およびH$\alpha$通過深度を大幅に向上させることを示します。
回転する恒星放射ゾーンにおける水平剪断不安定性：II。完全なコリオリ加速の効果
| Title |
Horizontal_shear_instabilities_in_rotating_stellar_radiation_zones:_II._Effects_of_the_full_Coriolis_acceleration |
| Authors |
Junho_Park,_Vincent_Prat,_St\'ephane_Mathis,_and_Lisa_Bugnet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10660 |
星の内部は、進化とともに角運動量を効率的に輸送する場所です。恒星放射ゾーンの回転差による剪断不安定性によって引き起こされる乱流輸送の依存性を理解することは必須です。確かに、それは恒星の進化のコードに実装され、星の回転と化学の進化を予測する回転輸送と混合理論の基礎の1つを構成します。無次元の水平成分$\tilde{f}$と垂直成分$f$の両方で完全なコリオリ加速度を考慮することにより、恒星放射ゾーンの水平せん断不安定性を調査します。WKBJ近似を使用して、数値的および漸近的に、双曲線正接プロファイルを使用して水平せん断流の線形安定性解析を実行しました。従来の近似と同様に、屈折と慣性の不安定性を特定しました。$\tilde{f}$が増加し、その最大成長率が大幅に増加すると、屈曲不安定性が不安定になりますが、熱拡散率は、従来の場合と同様に屈曲不安定性を安定させます。慣性の不安定性も強く影響を受けます。たとえば、慣性的に不安定な領域は、非拡散限界で$0<f<1+\tilde{f}^{2}/N^{2}$として拡張されます。ここで、$N$は無次元のBrunt-V\です。"ais\"al\"a周波数。より驚くべきことに、熱拡散率の上限では、極を除いて$\theta$で常に慣性的に不安定です（つまり、$0^{\circ}<\theta<180^{\circ}$）漸近および数値結果を使用して、恒星の進化モデルで使用される可能性のある不安定性によって引き起こされる有効乱流粘度の処方を提案します。この乱流の特徴的な時間は、再分布するのに十分なほど短いです効率的に角運動量と放射ゾーンでの化学物質を混合します。
惑星の相対運動とエネルギッシュな太陽フレアの出現との間の重要な関係についての指摘が提示されています。過去40年間の記録に基づいて、分析は顕著な特徴とデータのランダム性の欠如を強調しています。この兆候は、機械学習手法による予測への予備的なアプリケーションの予測力によってさらにサポートされます。
アップダウンクォーク物質の量子核生成と天体物理学的意味
$u$と$d$のクォークのみを含むクォーク物質（$ud$QM）は、大きなバリオン数$A>A_{\rmmin}$でのバリオン物質の基底状態である可能性があります。$A_{\rmmin}\gtrsim300$の場合、これは通常の原子核の安定性と直接競合することはありません。このシナリオの興味深いテストは、中性子星のバリオン密度が大きいために、中性子星の内部で$ud$QMの量子核生成を探すことです。この論文では、関連する理論的な不確実性と観測上の制約を考慮して、冷中性子星から$ud$クォーク星（$ud$QSs）への遷移率と天体物理学的意味を研究します。パラメータ空間の大部分が瞬間的な遷移を予測していることが判明しているため、観測された中性子星は主に$ud$QSsです。クォーク物質の複雑な構造を含むいくつかの観測との互換性については議論がありますが、この可能性は、最近の重力波とパルサーの観測の下でまだ実行可能であることがわかります。2つの家族のシナリオでは、緊張は部分的に緩和される可能性があり、高質量の星（$M\gtrsim2M_{\odot}$）はすべて$ud$QSsであり、低質量の星（$M\sim1.4）です。\、M_{\odot}$）は主にハドロン星です。この場合、低質量ハドロン星のゆっくりとした遷移は、適度に硬いEOSを持つ非常に特定のクラスのハドロンモデルを指しており、$ud$QMプロパティも強く制約されています。
宇宙論的時空と摂動のエネルギー：準局所的アプローチ
| Title |
Energy_of_cosmological_spacetimes_and_perturbations:_a_quasilocal_approach |
| Authors |
Marius_Oltean,_Hossein_Bazrafshan_Moghaddam,_Richard_J._Epp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10068 |
応力-エネルギー-運動量の準局所的な定義、つまり（局所的な体積密度ではなく）境界密度の形式での---一般的な相対性理論における保存則の定式化と適用において、非常に有用であることが証明されています。この論文では、このような定義の宇宙論への最初の詳細な適用を示します。具体的には、物質と重力の組み合わせに対してブラウンヨーク準局所応力エネルギー運動量テンソルを使用します。摂動のないFLRW時空とスカラー宇宙摂動のエネルギーとそれに関連する保存則に焦点を当てて、このテンソルを計算します。宇宙定数と宇宙論的反作用の問題をよりよく研究するために、結果がどのように回復するか、または宇宙論におけるエネルギーのより典型的な効果的な局所処理に関連するかを示します。
核子、電子、および光子との相互作用による超軽量暗黒物質の検出は、深く探究されてきました。この研究では、精密なミューオン実験、特にミューオンg-2と電気双極子モーメント測定を使用して、主にミューオンに結合する超軽量暗黒物質を検出することを提案します。既存のg-2データを使用してDMミューオン相互作用に直接の地上の制限を設定し、進行中および今後の歳差運動実験の時間分解再分析が暗黒物質信号に敏感であることを示します。興味深いことに、現在のミューオンg-2異常は、ミューオンの振動する電気双極子モーメントを誘導する擬スカラー暗黒物質背景からミューオンに適用されるスピントルクによって説明できることもわかります。この説明は、時間分解再分析によって検証できます。
非常にコンパクトな中性子星とスクリーニング機構。 I.平衡と安定
| Title |
Highly_compact_neutron_stars_and_screening_mechanisms._I._Equilibrium_and_stability |
| Authors |
Bernardo_F._de_Aguiar_and_Raissa_F._P._Mendes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10080 |
暗黒エネルギーの実行可能なモデルを提供する修正された重力理論は、高密度環境での影響をスクリーニングするメカニズムに依存することがよくあります。この観点から、いったん太陽系の制約が満たされると、これらの理論は（より密度の高い）中性子星の些細な現象論を予測すると思われます。この研究では、スカラー-テンソル理論では、スカラーの自由度が質量密度のみに結合するのではなく、エネルギー運動量テンソルの痕跡に結合するという事実を探ります。中性子星の中心にある-そして、Natureで見つかった最もコンパクトな星の内部にあるスカラー場の部分的な非スクリーニングがあるかどうかを調査します。この目的のために、スクリーニングメカニズムを備えた理論で現実的な状態方程式を使用して中性子星の解を作成し、動径摂動下での安定性を調べます。特に、カメレオンモデルでは、スクリーニングされていないコアを持つ安定した解が存在する可能性がありますが、環境依存のディラトンモデルでは、新しいスカラー化された平衡解が豊富に見られます。
宇宙プラズマにおける乱流と陽子‐微小不安定性成長の相互作用
| Title |
Interplay_of_Turbulence_and_Proton-Microinstability_Growth_in_Space_Plasmas |
| Authors |
Riddhi_Bandyopadhyay,_Ramiz_A._Qudsi,_William_H._Matthaeus,_Tulasi_N._Parashar,_Bennett_A._Maruca,_S._Peter_Gary,_Vadim_Roytershteyn,_Alexandros_Chasapis,_Barbara_L._Giles,_Daniel_J._Gershman,_Craig_J._Pollock,_Christopher_T._Russell,_Robert_J._Strangeway,_Roy_B._Torbert,_Thomas_E._Moore,_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10316 |
運動不安定性と強い乱流の両方が宇宙プラズマの挙動に影響を与える可能性があります。これらの2つのプロセスの効果を評価するために、無地プラズマ乱流の3次元パーティクルインセル（PIC）シミュレーションの結果を、地上のマグネトシース内のMMS宇宙船および太陽風中の風宇宙船による観測と比較します。シミュレーションは、マイクロ不安定性を駆動できるコヒーレント構造と異方性イオン速度分布を開発します。温度異方性によって駆動される不安定性の成長率は、逆非線形乱流時間スケールと比較されます。大きな成長率はコヒーレント構造の近くで発生します。それにもかかわらず、線形成長率は、平均して、対応する非線形率よりも大幅に低くなっています。この結果は、線形不安定性理論を採用するための通常の基準にいくつかの疑問を投げかけ、なぜ線形理論が異方性とプラズマベータにおけるプラズマ変動を制限する上で機能するように見えるのかという疑問を提起します。
準正常モードとキュービックグラビットのブラックホールのホーキング放射
| Title |
Quasinormal_modes_and_Hawking_radiation_of_black_holes_in_cubic_gravit |
| Authors |
R._A._Konoplya,_A._F._Zinhailo_and_Z._Stuchlik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10462 |
一定の曲率の背景のアインシュタイン理論とその重力子スペクトルを共有する最も一般的な3次までの曲率次元に依存しない重力理論で、4次元の漸近的にフラットなブラックホールの準正規モードとホーキング放射を考慮します。3次項との結合がオンになると、スカラー、電磁気、ディラックの各フィールドの準正規モードの減衰率と実際の振動周波数が抑制されることを示します。ホーキング放射の強度も抑制され、十分に大きな結合定数でおよそ1桁長い寿命をもたらします。
AstroDance：聴覚障害者および難聴者の学生をマルチメディアパフォーマンスを介して天体物理学に従事させる
| Title |
AstroDance:_Engaging_Deaf_and_Hard-of-Hearing_Students_in_Astrophysics_via_Multimedia_Performances |
| Authors |
J._Nordhaus,_M._Campanelli,_J._Bochner,_T._Warfield,_H.-P._Bischof,_J._Noel-Storr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10543 |
ブラックホールや中性子星などの引力を与える天体物理学システムのダイナミクスは非常に複雑で、自然界で最も壮観な現象のいくつかを提供し、少数の対象ができる方法で一般の想像力を捉えます。ここでは、{\itAstroDance}について説明します。これは、聴覚障害者や難聴者（DHH）の学生を天文学や重力物理学に従事させるマルチメディアプロジェクトです。{\itAstroDance}は、科学的概念を表す複数の手段を組み込んでおり、歴史的な最初の重力波が検出される前に、主に米国北東部の$\sim$20会場で二次および二次後の聴衆のために行われました。{\itAstroDance}プロジェクトの一環として、聴覚とDHHの聴衆の間でほぼ均等に分割された$\sim$1000の聴衆を調査しました。両方のグループがパフォーマンスの楽しさの統計的に同等の高率を報告した一方で、DHHグループは聴覚聴衆と比較して統計的に有意な率で科学について学んだ量の増加を報告しました。私たちの調査結果は、多感覚アプローチが聴覚と聴覚の両方の聴衆に利益をもたらし、より幅広いグループがアクセシブルな参加を可能にすることを示唆しています。
高温高密度媒体における電磁波
有限の温度と密度（FTD）の補正により、電子の質量が増加し、電荷が放出され、放出された放射線の特性が変化することが知られています。天体を通過するすべての信号は、その起源の情報を引き継ぎ、情報源の構造と構成に関する細部を伝えます。初期宇宙の温度は物理的に測定可能な質量を電子に追加し、大きな化学ポテンシャルは質量の増加にもつながります。ただし、QEDカップリングは温度とともにゆっくりと増加しますが、超高密度システムでは化学ポテンシャルが増加すると減少します。電磁信号のプロパティと伝播オブジェクトの材料の構成との間に強い関係があるため、天文データとその解釈を分析するために変更された信号プロパティを組み込むことを提案します。量子スケールでの恒星物質の異なる相の存在は、急速に回転する超高密度材料の頻繁な相転移を示しています。この情報は、物理システムの温度と化学ポテンシャルの許容範囲が信号のプロパティによって決定されるという事実と関連しており、材料によるプロパティの変化も同様です。
MAVEN観測からのサブソーラーMPB電流層の微細構造：ローレンツ力への影響
| Title |
The_fine_structure_of_the_subsolar_MPB_current_layer_from_MAVEN_observations:_Implications_for_the_Lorentz_force |
| Authors |
G._Boscoboinik,_C._Bertucci,_D._Gomez,_L._Morales,_C._Mazelle,_J._Halekas,_J._Gruesbeck,_D._Mitchell,_B._Jakosky,_E._Penou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10703 |
火星の大気と揮発性のEvolutioN（MAVEN）宇宙船によって6軌道で測定された磁場の最小分散分析から、火星のサブソーラー磁気パイルアップ境界（MPB）の局所構造について報告します。特に、MPBの微細構造内で明確に定義された電流層を検出し、その電流密度の局所的な推定値を提供します。これにより、太陽に向かってローレンツ力が発生します。この力は、太陽風イオンの偏向と、惑星間磁場をMPBから磁気パイルアップ領域に運ぶ電子の加速を説明します。MPB電流層の厚さは、上流（マグネトシース）太陽風陽子慣性長と対流回転半径の両方のオーダーであることがわかります。この研究は、最近の研究で報告された火星の周りの現在のシステムのコンポーネントの1つの高解像度のビューを提供します。
ダークマターとXENON1T電子反跳過剰
| Title |
Dark_Matter_and_the_XENON1T_electron_recoil_excess |
| Authors |
Kristjan_Kannike,_Martti_Raidal,_Hardi_Veerm\"ae,_Alessandro_Strumia_and_Daniele_Teresi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10735 |
XENONの共同研究で主張されている2keV前後の電子反跳過剰は、速度0.05の高速成分を持つDMまたはDMのような粒子によって適合できることを示しています。これらの粒子は、私たちの銀河の冷たいDMハローの一部になることはできないため、高速移動DMサブハロー、DMの半消滅、近くのアキシオンスターによって生成される相対論的アキシオンなど、それらの可能な性質と起源について推測します。実現可能な新しい物理シナリオは、エキゾチックなDMダイナミクスと異常なDMプロパティに対応する必要があります。
