Mock-Xを使用した銀河クラスターの形態学的メトリックの研究
動的に緩和された銀河団は、銀河団の研究において長い間役割を果たしてきました。なぜなら、それらの特性は、より正確に、より少ない体系で再構築できると考えられているからです。緩和されたクラスターが望ましいので、銀河クラスターを緩和されたものとして分類するための多数の基準が存在します。この作業では、IllustrisTNG、BAHAMAS、およびMACSISシミュレーションスイートから取得された銀河クラスターの$54,000$Mock-X合成X線画像から抽出された、一般的に使用される観察的および理論的な形態学的メトリック$9$を調べます。シミュレーションされた基準分布は、観測された分布と合理的に一致していることがわかります。多くの基準分布は、赤方偏移、クラスター質量、数値分解能、サブグリッドの物理学の関数として進化し、単一の緩和しきい値の有効性を制限します。すべての基準は互いに正の相関がありますが、相関の強さは赤方偏移、質量、数値の選択に敏感です。すべての形態学的測定基準に固有の固有の分散と緩和しきい値の任意の性質によって駆動されるため、さまざまな測定基準によって定義された緩和サブセットの一貫性は比較的劣っています。したがって、リラックスしたクラスターサブセットを使用すると、解決するのが難しい重要な選択効果が生じます。
KiDS + GAMA：中央および衛星銀河の弱いレンズ効果で較正された恒星とハローの質量関係
| Title |
KiDS+GAMA:_The_weak_lensing_calibrated_stellar-to-halo_mass_relation_of_central_and_satellite_galaxies |
| Authors |
Andrej_Dvornik,_Henk_Hoekstra,_Konrad_Kuijken,_Angus_H._Wright,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Thomas_Erben,_Benjamin_Giblin,_Alister_W._Graham,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Andrew_M._Hopkins,_Arun_Kannawadi,_Chieh-An_Lin,_Edward_N._Taylor,_Tilman_Tr\"oster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10777 |
分光学的に分類された銀河の弱いレンズ効果分析を通じて、中心銀河と衛星銀河の恒星とハローの質量関係に対する制約を同時に提示します。Kilo-DegreeSurvey（KiDS）の4番目のデータリリースとGalaxyAndMassAssemblySurvey（GAMA）の重複データを使用すると、衛星銀河は$0.53\pm0.39$dex（68％信頼性、$3\sigma$検出）同じ恒星質量の中心銀河のものよりも小さい（$\log（M_{\star}/M_{\odot}の恒星質量の場合）=10.6$）。これは銀河形成モデルと一致しており、落下する衛星銀河は暗黒物質が優先的に取り除かれます。標準の方位角で平均化された銀河-銀河レンズ効果分析と完全せん断場の2次元尤度分析からの制約を比較すると、同様の不確実性で一貫した結果が得られます。後者のアプローチはレンズの不完全性のためにいくらか偏りがあり、実際のデータに適用しても精度は向上しないため、積み上げ接線方向せん断測定は銀河とハローの接続の研究に最適であると結論付けています。
弱いレンズ効果における密度分割統計のための適応フィルター関数
| Title |
An_adapted_filter_function_for_density_split_statistics_in_weak_lensing |
| Authors |
Pierre_Burger,_Peter_Schneider,_Vasiliy_Demchenko,_Joachim_Harnois-Deraps,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Sandra_Unruh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10778 |
環境。弱い重力レンズ効果分析の密度分割統計では、異なる（前景）銀河数密度の領域と、背景の銀河の形状歪みによって測定された弱いレンズ効果信号との間の相関を調べます。ねらい。この論文では、銀河数密度に加重するフィルターが次のフィルターに一致するように、銀河数密度とシアーパターン間の予想される関係に適応する新しい角度フィルター関数を作成することにより、密度分割統計を再考します。せん断信号の定量化に使用されます。メソッド。特に半解析モデルに基づく銀河分布によって補完されたミレニアムシミュレーションによる数値レイトレーシングシミュレーションの結果を使用して、銀河密度と接線方向のせん断信号に対応する適合フィルター関数のペアを構築します。新しいフィルターのパフォーマンスを以前に使用したトップハットフィルターと比較し、異なる独立した数値シミュレーションセット（SLICS、cosmo-SLICS）の両方に適用します。結果。適応フィルターにより、物質全体と銀河分布の相関が向上することを示します。さらに、適応されたフィルターはより大きな信号対ノイズ比を提供し、物質全体と銀河分布の間のバイアスを抑制します。そして、それは一般的に、宇宙論を除いて、異なる宇宙論の間のより敏感な弁別子であることを示します$\sigma_8$の値が非常に大きい。すべての分析は、私たちの適応されたフィルターが将来の密度分割統計作業で支持されるべきであるという結論につながります。
インフレフローの効果的な場の理論をみましょう：赤/青のテンソルチルトを持つモデルの確率的生成
| Title |
Let_Effective_Field_Theory_of_Inflation_flow:_stochastic_generation_of_models_with_red/blue_tensor_tilt |
| Authors |
Giulia_Capurri,_Nicola_Bartolo,_Davide_Maino_and_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10781 |
非常に広範なクラスのインフレモデルの観測可能な予測を調査するために、フロー方程式の方法をインフレの有効場理論フレームワークに拡張します。重力波セクターに注目して、効果的なモデルの整合性関係の一般式を導出し、生成されたモデルが$（r、nt）$平面にどのように入力されるかを調べることができる数値実装を提供します。ヌルエネルギー条件を尊重するインフレシナリオの$5\times10^{4}$実現（$\epsilon>0$）とそれに違反する$5\times10^{4}$実現（$\epsilon>0$）。どちらの場合も、実行可能なモデルの90％は、PlanckおよびBICEP2/KeckArrayBK15データからのテンソル対スカラー比の最新の上限を下回っています：95％CLで$r_{0.002}<0.056$。$\epsilon>0$の一般的なEFTインフレモデルは、通常、$n_{t}<0$によって特徴付けられますが、NECに違反するモデルの大部分は、青い傾斜スペクトル（$n_{t}>0$）。青いテンソルスペクトルインデックスは小規模ではより多くのパワーを意味するため、この結果は、原始重力波背景の直接検出の可能性を考慮すると、非常に興味深いものです。
空の盲目の観測者
ブラインド分析の概念は、確認バイアスと呼ばれる人間ベースの系統的エラーを除去するための重要な手順であり、多くの研究分野でデータ分析の不可欠な部分となっています。宇宙論では、分野が本格的な高精度科学に進むにつれて、最近、ブラインド分析が登場しています。確認バイアスの影響が適切なブラインド手順を使用して制御されている場合、将来のスカイサーベイの結果の信頼性、信頼性、堅牢性は劇的に向上します。ここでは、将来の分光銀河調査で使用される傾向がある銀河クラスタリングデータのカタログレベルのブラインドスキームを紹介します。1）Alcock-Paczynski効果を模倣した幾何学的シフトと2）redshift-space歪みに似た摂動シフトに基づいて、個々の銀河の位置を視線に沿ってシフトします。この手順にはいくつかの利点があります。上記の2つの手順を組み合わせた後、誤って盲目を解除することはほとんど不可能です。この手順は、銀河の角度位置を変更せずに、したがって角度体系の影響を妨げることなく、宇宙論的パラメーターのシフトを引き起こします。この方法はカタログレベルで適用されるため、さまざまな要約統計量、尤度の選択、または分析のタイプに合わせて調整されたいくつかのブラインドスキームを採用する必要はありません。モックカタログとBOSSDR12カタログでメソッドをテストすることにより、背景の膨張率と構造の成長率に敏感な関連する宇宙論的パラメーターの銀河クラスタリングデータを目隠しする際のパフォーマンスを示します。
修正重力における構造の成長に対する相対論的修正
N体ゲージアプローチに基づくニュートンシミュレーションにHorndeski理論の線形暗黒エネルギー摂動を含む相対論的補正を導入する方法を提示します。標準物質種（冷たい暗黒物質、バリオン、光子、およびニュートリノ）はスカラー場とのみ重力結合していると仮定し、修正された重力効果を全エネルギーの有効な暗黒エネルギー流体として含めることができるという事実を使用します。運動量テンソル。スカラー場の摂動、ならびに宇宙背景と計量の摂動を計算するために、アインシュタイン-ボルツマンコード\hiclassを使用します。例として、私たちは、質量のないニュートリノと重いニュートリノの影響を含む、ホルンデスク理論のサブクラスであるkエッセンスの物質パワースペクトルに対する相対論的補正の影響を調べます。$\summ_{\nu}=0.1$eVの大規模なニュートリノの場合、相対論的種（光子、ニュートリノ、暗黒エネルギー）による補正により、$k\でのパワースペクトルに最大$8\％$の最大偏差が生じる可能性があります。sim10^{-3}\\textrm{Mpc}^{-1}$at$z=0$、物質支配中の音速$c_{s}^{2}\sim0.013$のスカラーフィールドの場合時代。私たちの形式は、非常に大規模な今後の大規模構造調査によって調査される\lcdm\モデルを超えてテストすることを可能にします。
LIGO/Virgoコラボレーションは、重力放射の放出を介して10個のブラックホールバイナリの合併を検出しました。これらのブラックホールが宇宙のQCDエポック中に形成され、すべての宇宙の暗黒物質を構成するという仮説は、他の制約の中で、原始ブラックホール（PBH）暗黒物質が桁違いにつながると推論する多くの著者によって拒否されました観測されたよりも大きな合併率。現在のPBH合併率の計算を再検討します。太陽質量のPBHはかなり高い赤方偏移でクラスターを形成し、それはより低い赤方偏移で蒸発します。2つのPBHバイナリメンバーと3番目のバイパスPBHの間の3体相互作用による、このようなクラスターのバイナリプロパティの進化を、完全な数値積分によって初めて詳細に検討します。モンテカルロ分析は、以前に予測された合併率がそのような相互作用により桁違いに減少することを示しています。QCDエポック中に形成されたPBH暗黒物質の自然な予測は、約$1M_{\odot}$に顕著なピークをもたらし、十分に決定された方程式によって決定された、約$30M_{\odot}$の肩にPBHの小さな質量分率があります。QCDエポック中の状態の。この事実を使用して、$\sim30M_{\odot}$PBHバイナリの合併率の暫定的な予測を行い、LIGO/Virgoによって決定されたものに非常に近いことがわかります。さらに、$\simM_{\odot}$バイナリの存在に関する現在のLIGO/Virgoの制限では、宇宙の暗黒物質すべてを構成するQCDPBHが除外されないことを示しています。マイクロレンズ、確率的重力バックグラウンド、再結合前の降着、または矮小銀河からのQCDPBHに対する制約も問題になりません。ただし、この数値的に困難な問題では、関連する可能性のあるいくつかの影響を処理できず、合併率は依然としてやや不確実であることに注意してください。
大規模構造による初期の暗黒エネルギーの抑制
| Title |
Constraining_Early_Dark_Energy_with_Large-Scale_Structure |
| Authors |
Mikhail_M._Ivanov,_Evan_McDonough,_J._Colin_Hill,_Marko_Simonovi\'c,_Michael_W._Toomey,_Stephon_Alexander,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11235 |
物質と放射線がほぼ等しい宇宙のエネルギー密度の$\sim10\％$を構成する軸性のような場は、ハッブル張力を解決する候補です。これは「アーリーダークエネルギー」（EDE）モデルです。しかし、ヒルらに示されているように。（2020）、モデルはハッブル張力を同時に解決できず、宇宙マイクロ波背景（CMB）と大規模構造（LSS）データの両方に適切に適合しません。ここでは、赤方偏移空間銀河クラスタリングデータを使用して、EDEモデルの制約を明確にします。LSSの有効場理論（EFT）に基づいて、バリオン振動分光法調査（BOSS）からの全形状パワースペクトル尤度を使用して、最初のEDE分析を実行します。EDE分析にこの可能性を含めると、プライマリCMBデータのみと比較して$H_0$に$25\％$より狭いエラーバーが生成され、$H_0=68.54^{+0.52}_{-0.95}$km/s/Mpcが生成されます。（$68\％$CL）。さらに、EDEの最大部分エネルギー密度の寄与を$f_{\rmEDE}<0.072$（$95\％$CL）に制限します。EFTBOSSの可能性は、標準のBOSSの可能性よりもEDEにはるかに強い制約をもたらすことを明示的に示します。測光LSS調査の詳細情報を含めると、制約がさらに$20\％$狭まり、$H_0=68.73^{+0.42}_{-0.69}$km/s/Mpc（$68\％$CL）および$f_が得られます{\rmEDE}<0.053$（$95\％$CL）。これらの境界は、ローカルユニバースの$H_0$データを含めずに取得されます。これは、EDEモデルでもCMBおよびLSSと緊張関係にあります。また、結合されたデータセットからSH0ESを省略したEDEのMCMC分析が誤解を招く事後要因をもたらすという主張にも異議を唱えます。最後に、今後のEuclid/DESIのような分光銀河調査がEDE制約を大幅に改善できることを示します。現在のデータはEDEモデルをハッブル張力の解決として排除し、将来のLSS調査はこのモデルの残りのパラメーター空間を閉じる可能性があると結論付けます。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡による銀河系外惑星の調査IIの予測：自由浮遊惑星の検出率
| Title |
Predictions_of_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_Galactic_Exoplanet_Survey_II:_Free-Floating_Planet_Detection_Rates |
| Authors |
Samson_A._Johnson,_Matthew_T._Penny,_B._Scott_Gaudi,_Eamonn_Kerins,_Nicholas_J._Rattenbury,_Annie_C._Robin,_Sebastiano_Calchi_Novati,_Calen_B._Henderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10760 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）は、銀河系外惑星調査（RGES）を実行し、重力マイクロレンズを使用して、1auを超える準主軸を持つ外惑星を発見します。ローマ人は、ホスト星に重力で束縛されていない惑星の質量オブジェクトにさえ敏感です。このような自由に浮遊する惑星質量オブジェクト（FFP）は、数日より短いタイムスケールの孤立したマイクロレンズ現象として検出されます。FFPの存在量と質量関数の測定は、惑星系の形成と進化の強力な診断であり、直接の崩壊による孤立した物体の形成の物理学です。数時間から数十のタイムスケールを持つ孤立したレンズイベントとして、火星の質量（$0.1M_\oplus$）からガスジャイアント（$M\gtrsim100M_\oplus$）までの質量を持つFFPレンズに対して、Romanが敏感になることを示しますそれぞれ日。特に低質量レンズの有限光源効果が存在する場合に、調査に対する検出基準の影響を調査します。検出数は、質量の関数としてのこのようなFFPの存在量に依存しますが、現時点では、制約が不十分です。FFPが、Cassanetal。から改作された、低温の結合惑星の基準質量関数に従うと仮定します。（2012）、私たちはローマが火星の質量までの質量の$\sim250$FFP（質量$\leM_\oplus$の$\sim60$を含む）を検出すると推定します。また、RomanはFFP人口の上限を、現在存在する制約と比較して少なくとも1桁改善すると予測しています。
マルチカラー同時測光の能力を予測するシミュレーションは、TESS候補外惑星を偽陽性と区別する
| Title |
Simulations_Predicting_the_Ability_of_Multi-Color_Simultaneous_Photometry_to_Distinguish_TESS_Candidate_Exoplanets_from_False_Positives |
| Authors |
Dana_R._Louie,_Norio_Narita,_Akihiko_Fukui,_Enric_Palle,_Motohide_Tamura,_Nobuhiko_Kusakabe,_Hannu_Parviainen,_Drake_Deming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10765 |
通過する太陽系外惑星調査衛星（TESS）は、現在、2年間の主要な科学ミッションを終えており、85％の空を通過する太陽系外惑星を探しています。TESSはすでに1000を超える関心のあるTESSオブジェクト（TOI）を発見していますが、これらの太陽系外惑星候補は、他の機器や手法を使用して天体物理学的な偽陽性と区別する必要があります。通過する惑星の大気を研究するための3バンドマルチカラー同時カメラ（MuSCAT）と4バンドMuSCAT2は、TESSの発見を検証するために使用できます。太陽系外惑星の通過は、複数のバンドパスで観測されると無彩色ですが、偽陽性の通過深さは、しばしば波長によって異なります。私たちは、MuSCAT/MuSCAT2TESSのフォローアップ観測をシミュレートし、これらの2つの機器を使用して混合惑星食（BEB）の誤検知から効率的に区別できる惑星候補を明らかにするためのソフトウェアツールを作成し、他の手法を使用して検証する必要があります。私たちはバークレイらにソフトウェアコードを適用しました。（2018）予測されたTESSの発見、およびExoFOP-TESSWebサイトからダウンロードされたTOI。MuSCAT（括弧内のMuSCAT2値）は、マルチカラー機能を使用して、すべてのTESS発見の$\sim$17％（$\sim$18％）および$\sim$13％（$\sim$15％）/$R_{\rmpl}<4R_\oplus$発見。私たちのTOI分析は、MuSCAT（MuSCAT2）が$\sim$64％（$\sim$61％）のトランジット深度が0.001より大きいTOIの$\sim$55％（$\sim$52％）のBEB誤検知を区別できることを示しています通過深度が0.002を超えるTOI、および通過深度が0.003を超えるTOIの$\sim$70％（$\sim$68％）。私たちの研究は、MuSCATとMuSCAT2が数百の$R_{\rmpl}<4R_\oplus$候補の太陽系外惑星を検証できることを示しており、レベル1の科学要件を達成するTESSミッションをサポートしています。
$ \ beta $ Pictoris惑星系のスピン軌道整列
| Title |
Spin-orbit_alignment_of_the_$\beta$_Pictoris_planetary_system |
| Authors |
Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_LeBouquin,_Alexander_Kreplin,_Claire_L._Davies,_Edward_Hone,_John_D._Monnier,_Tyler_Gardner,_Grant_Kennedy,_Sasha_Hinkley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10784 |
惑星系の形成と動的進化に関与するプロセスについて知ることができる重要な診断は、星の回転軸と惑星の軌道角運動量ベクトル（「スピン軌道」整列または「傾斜」）の間の角度です。ここでは、直接分離された惑星$\beta$Pictorisb上にある、広域分離型惑星外システムの最初のスピン軌道整列測定を示します。星の回転に関連する光中心の変位を測定するために、Br$\gamma$光球吸収線で天文学の精度1$\mu$as（マイクロアーク秒）のVLTI/GRAVITY分光干渉法を使用します。天文学からの傾斜制約を考慮に入れて、我々は恒星のスピン軸の3次元方向を制約し、$\beta$Picbが進行軌道上でホスト星を周回していることを見つけます。恒星の光球、惑星、および外部の残骸円盤の角運動量ベクトルは、相互の傾き$<3\pm5^{\circ}$と十分に整列しています。これは、$\beta$Picbが重要な原始的なミスアライメント。私たちの結果は、Rositer-McLaughlin効果でアクセス可能なパラメーター空間への非常に相補的な体制を探り、遠く離れた惑星系のスピン軌道整列を測定する赤外線干渉法の可能性を示しています。広い分離の惑星のより大きなサンプルでの測定によって低い傾斜が確認された場合、それは、動的散乱とKozai-Lidovメカニズムを備えたホットジュピターシステムの傾斜を説明する理論をサポートします。
質量とエネルギーを節約する垂直陰的補正（VIC）スキームを使用したグローバルな非静力学大気モデル
| Title |
A_Global_Non-Hydrostatic_Atmospheric_Model_with_a_Mass_and_Energy_Conserving_Vertically-Implicit-Correction_(VIC)_Scheme |
| Authors |
Huazhi_Ge,_Cheng_Li,_Xi_Zhang,_and_Dongwook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10832 |
グローバルな非静力学大気モデルは、惑星や太陽系外惑星の気候を研究する上でますます重要になっています。ただし、このようなモデルは、水平方向と垂直方向のアスペクト比が大きいため、計算が困難になります。この問題を克服するために、垂直方向の暗黙的な補正（VIC）スキームを使用してグローバルモデルを開発しました。このモデルでは、積分時間ステップは、垂直方向の音波の伝播によって制限されません。$\rmAthena^{++}$フレームワークとその惑星大気への拡張（SNAP（惑星上の非静力学大気のシミュレーション））に基づくモデルは、有限体積シミュレーションで質量とエネルギーを厳密に保存することを証明しました。VICスキームを使用すると、超粘度や発散ダンピングなどの従来の数値安定剤が不要になることがわかりました。これにより、数値の実装が大幅に簡素化され、安定性が向上します。VICスキームを使用した場合と使用しない場合の1D線形波から3Dグローバル循環までのシミュレーション結果を示します。これらのテストは、私たちの定式化が局所乱流運動を正しく追跡し、ケルビン-ヘルムホルツの不安定性を生み出し、熱い木星に超回転ジェットを生成することを示しています。このVICスキームを採用すると、明示的なモデルと比較して、2桁以上グローバルシミュレーションの計算効率が向上し、地域的およびグローバルの両方で広範囲の惑星大気をシミュレートする機能が容易になります。
メタン蒸発によるタイタン湖の成層力学
| Title |
Stratification_Dynamics_of_Titan's_Lakes_via_Methane_Evaporation |
| Authors |
Jordan_K._Steckloff,_Jason_M._Soderblom,_Kendra_K._Farnsworth,_Vincent_F._Chevrier,_Jennifer_Hanley,_Alejandro_Soto,_Jessica_J._Groven,_William_M._Grundy,_Logan_A._Pearce,_Stephen_C._Tegler,_Anna_Engle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10896 |
土星の月タイタンは、安定した湖と水循環をホストしていることが知られている唯一の地球外の体です。タイタンの湖には、主に液体メタン、エタン、窒素が含まれており、メタンの蒸発によって水循環が促進されています。これら3種間の分子相互作用は、タイタンの湖が地球の湖とは異なる振る舞いを引き起こす非理想的な行動につながります。ここでは、メタンの蒸発と非理想的な相互作用がタイタンの浅い湖の物理的特性、構造、ダイナミクス、進化にどのように影響するかを数値的に調査します。特定の温度領域では、メタンに富む混合物は比較的エタンに富む混合物よりも密度が高いことがわかります。これにより、メタンの蒸発により、タイタンの湖をエタンに富む上層とメタンに富む下層に層化し、強い組成勾配で分離することができます。86Kを超える温度では、湖はよく混合され、層化されません。84〜86Kの間で、湖は一時的に層状に成ります。84K未満では、湖は永久に成層化し、非常にメタンが枯渇した表皮を発達させます。典型的な表面温度からの季節的および日ごとのわずかな偏差（5K未満）にもかかわらず、タイタンの雨に満ちた短命の湖と「幻の湖」は、それでもかなり大きな温度変動を経験し、その結果、多氷またはさらには雲母の成層化を引き起こし、エタン氷の降水を引き起こす可能性があります。
軌道衛星によって閉じ込められた海王星の環弧：太陽放射によるダスト軌道進化
| Title |
Neptune's_ring_arcs_confined_by_coorbital_satellites:_dust_orbital_evolution_through_solar_radiation |
| Authors |
Silvia_Maria_Giuliatti_Winter,_Gustavo_Madeira_and_Rafael_Sfair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10939 |
ボイジャー2号の画像により、海王星の周囲に円弧が存在することが確認されました。これらの構造には、衝突、散逸力、およびケプラーの微分運動による広がりを抑制するための閉じ込めメカニズムが必要です。ここでは、海王星、衛星ガラテア、ダストリング粒子、仮想共軌道衛星によって形成されたシステムの一連の数値シミュレーションの結果を報告します。この動的システムは、ガラテアが半径方向の閉じ込めに応答する一方で、4つの共軌道衛星が弧の方位角方向の閉じ込めを担当することによって形成された最近の閉じ込めメカニズムを示しています。数値シミュレーションの後、粒子は4つのグループに分けられました：弧にとどまる粒子、過渡的な粒子、弧を離れてアダムスリングに向かう粒子、および共軌道衛星と衝突する粒子。我々の結果は、すべてのアークにおいて、より小さな粒子の寿命はせいぜい50年であることを示しました。100年経った後でも、より大きな粒子の総量の約20％がアークに残っています。私たちの数値シミュレーションから、粒子は、アークの発見から現在までの30年後のすべてのアークに存在するはずです。私たちの結果は、弧が異なる粒子サイズで形成されていない限り、主要な弧であるLiberteとCourageの消失を説明できません。惑星間の破片が共軌道衛星の表面に衝突することによるダスト生成の分析は、アークが衛星の近くまたはその中にある小さな衛星がその原因であるという仮説を除外しました。
地球と火星-異なる内部太陽系製品
地球型惑星は、降着の進化、コアマントルと地殻マントルの分化、表面プロセスへの太陽系の洞察を提供します。地球と火星は、火星よりも揮発性が低下し、酸化が少ないにもかかわらず、耐火性要素（1.9$\times$CI）が同等に濃縮されています。それらの化学組成は星雲化学分別によって確立され、中程度の揮発性元素の付加後の損失からの寄与はごくわずかです。星雲の寿命の前後の形成中に、地球は火星やコンドライト小惑星よりも多くのコンドリュールと少ないマトリックスを降着させ、これらの体の中で最も揮発性の乏しいものにしました。揮発性が低下した原始地球は、酸化された火星のような（つまり、組成と質量）の物体によって打たれ、その結果、大部分が原始地球のマントル組成を持つ破片リングができました。このイベントの結果、インパクター（そのコアを含む）が乳化し、その後、インパクト後のシリケートアースの酸化と再平衡が起こりました。その後、硫化物メルト（地球のマントルの質量の$\sim$0.5％）がコアに抽出され、ケイ酸塩地球のカルコフィル元素がさらに枯渇しました。対照的に、火星は星雲の散逸前にほぼ均一な酸化条件下で降着した。この急速な成長と小さなサイズにより、火星は地球に比べて揮発性元素の枯渇した物体が少なくなりました。火星の急速な冷却とダイナモの早期喪失により、プレートのテクトニクスと地表水がなくなり、現在の地表熱流束が低下した可能性があります。地球と火星のこれらの類似点と相違点により、前者は居住可能になり、もう一方は居住不能になりました。
近くのM2矮星TOI-1266を周回するラディウスバレーのミニネプチューンと金星地帯の惑星：ハビタブルゾーンプラネットファインダーによる検証
| Title |
A_Mini-Neptune_and_a_Venus-Zone_Planet_in_the_Radius_Valley_Orbiting_the_Nearby_M2-dwarf_TOI-1266:_Validation_with_the_Habitable-zone_Planet_Finder |
| Authors |
Gudmundur_Stefansson,_Ravi_Kopparapu,_Andrea_Lin,_Suvrath_Mahadevan,_Caleb_Ca\~nas,_Shubham_Kanodia,_Joe_Ninan,_William_Cochran,_Michael_Endl,_Leslie_Hebb,_John_Wisniewski,_Arvind_Gupta,_Mark_Everett,_Chad_Bender,_Scott_Diddams,_Eric_Ford,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Eric_Levi,_Marissa_Maney,_Andrew_Metcalf,_Andrew_Monson,_Lawrence_Ramsey,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_Terrien,_Jason_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11180 |
TESSミッションによって観測された近く（36個）のM2ドワーフTOI-1266を周回する2つの惑星の検証について報告します。内側の惑星は、海王星サイズ以下（$R=2.46\pm0.08R_\oplus$）で、軌道周期は10.9日です。外側の惑星の半径は$1.67_{-0.11}^{+0.09}R_\oplus$で、太陽系外惑星の半径の谷、つまり岩石とガスの惑星の間の遷移領域にあります。軌道周期が18.8日で、外惑星は金星の日射量と同様に、地球の2.4倍の日射量を受け取ります。ハビタブルゾーンプラネットファインダースペクトログラフで高精度の近赤外線放射速度を使用して、質量の上限を$15.9M_\oplus$と$6.4M_\oplus$にそれぞれ内惑星と外惑星に対して95％の信頼度で設定します。ホストスターの明るさ（V=12.9、J=9.7）が与えられた現在のRV機器で達成可能な、惑星cのより正確な質量制約は、太陽系外惑星半径谷を形成する主要なプロセスへのさらなる洞察をもたらします。
アルマ望遠鏡が遠くの赤いプロトクラスターコアのより広い環境を発表
| Title |
ALMA_unveils_wider_environment_of_distant_red_protocluster_core |
| Authors |
R._J._Ivison_(ESO),_A._D._Biggs,_M._Bremer,_V._Arumugam_and_L._Dunne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10753 |
最初に報告された強烈なクラスタースケールの星形成のサイトである$z=4.0$の遠赤コア（DRC）の3分角以内にある6つのサブミリ銀河（SMG）のAtacamaLargeMillimeterArray（ALMA）による観測を報告します。Oteoetal。（2018）。3つのSMGフィールドでDRCの新しいメンバーを見つけます。2つのフィールドで、SMGはDRCへの視線に沿って存在することが示されています。1つのSMGは偽物です。一見すると、この関連付けの割合は以前の予測と一致していますが、明るいSMGとの関連付けは予想よりもまれであり、連続体の過密度を解釈するときの注意が示唆されています。星形成のアクティブなフェーズを同時に通過する14の確認済みDRCコンポーネントすべての影響を考慮します。最も単純な説明では、星形成と将来の星形成に利用できるガスに関して氷山の先端のみが表示されます。これは、新たに確認されたDRC銀河の大部分がそれらのすぐ近くで最も明るい連続体エミッターではないという私たちの驚くべき発見と一致しています。したがって、SMAのALMA連続体フォローアップは、各フィールドで最も明るい連続体エミッターを識別しますが、必ずしもすべてのガスに富む銀河を明らかにするわけではありません。プロトクラスターメンバーを効果的に狩るためには、原子または分子のガスが豊富な比較的連続的なかすかな銀河を明らかにするために、広くて深いスペクトル線イメージングが必要です。短いベースラインアレイまたは単一料理の施設で検索すると、下にあるガス貯留層の実際のスケールが明らかになる場合があります。
乱流散逸、CH $ ^ + $存在量、H $ _2 $ライン光度、および冷中性媒質内の分極
| Title |
Turbulent_dissipation,_CH$^+$_abundance,_H$_2$_line_luminosities,_and_polarization_in_the_cold_neutral_medium |
| Authors |
Eric_R._Moseley,_B._T._Draine,_Kengo_Tomida,_James_M._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10756 |
星間物質の断続的な散逸を理解することは、そこで観測される化学物質の存在量と線の明度を理解するために不可欠です。冷たい中性媒質では、宇宙線とダスト粒子からの光電子放出による連続的な加熱プロセスが、密度とともに変化する固有の平衡温度を決定します。これからの変動は、衝撃、粘性加熱、両極性拡散などの断続的なプロセスによるものです。高温の遠足は、拡散した分子の視線に沿って観測されたCH$^+$の存在量の増加を説明していると考えられています。断続的な高温もH$_2$ラインの光度に影響を与えるはずです。加熱と冷却を含む分子雲のMHD乱流のシミュレーションを実行し、H$_2$ライン放出とホットガス化学、特にCH$^+$の形成を研究するためにそれらを後処理します。複数の磁場強度と状態方程式を探索します。$n_{\rmH}\leq10^5\、{\rmcm}^{-3}$、$T\leq5000\、{\rmK}$に新しいH$_2$冷却関数を使用します、および変数H$_2$の割合。一部の雲では追加の励起メカニズムが必要ですが、私たちのモデルは、多くの観測と一致してH$_2$輝線を生成します。現実的なr.m.s.磁場強度（$\約10$$\mu$G）と速度分散により、観測されたCH$^+$存在量を再現します。予測されたダスト分極と${\itPlanck}$による観測値との比較は、平均場が\\gtrsim5\、\mu$Gであることを示唆しているため、乱流はサブアルフである。イオンと中性粒子を別々の流体として扱い、両極性拡散がCH$^+$存在量に与える影響をより正確に捉えるために、今後の作業をお勧めします。
Powderday：銀河シミュレーションのためのダスト放射伝達
| Title |
Powderday:_Dust_Radiative_Transfer_for_Galaxy_Simulations |
| Authors |
Desika_Narayanan,_Matthew_J._Turk,_Thomas_Robitaille,_Ashley_J._Kelly,_B._Connor_McClellan,_Ray_S._Sharma,_Prerak_Garg,_Matthew_Abruzzo,_Ena_Choi,_Charlie_Conroy,_Benjamin_D._Johnson,_Benjamin_Kimock,_Qi_Li,_Christopher_C._Lovell,_Sidney_Lower,_George_C._Privon,_Jonathan_Roberts,_Snigdaa_Sethuram,_Gregory_F._Snyder,_Robert_Thompson_and_John_H._Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10757 |
銀河形成シミュレーションとインターフェースするように設計された、柔軟で高速なオープンソースのダスト放射伝達パッケージであるパウダーデイを紹介します。Powderdayは、FSPS集団合成モデル、Hyperionのダスト放射伝達に基づいて構築されており、ytを使用して異なるソフトウェアパッケージ間のインターフェイスを提供します。オンザフライで恒星個体群合成モデリングを含めます。これにより、想定される恒星物理学に大幅な実行時の柔軟性が提供されます。計算済みの曇りルックアップテーブル（効率の場合）、またはすべての若い星の直接光イオン化計算（柔軟性の場合）のいずれかを使用できる星雲線放出のモデルが含まれています。ダスト含有量は、観測に基づく動機付けの処方、銀河形成シミュレーションからの直接モデリング、またはSIMBA宇宙論的銀河形成シミュレーションからの学習ベースのアルゴリズムを介したダスト含有量を含む新しいアプローチのいずれかに従います。AGNはさらに、さまざまな処方箋を介して含めることができます。これらのモデルの出力は、ブロードバンドSEDとフィルター畳み込みイメージです。パウダーデイは、さまざまな流体力学的銀河形成モデルを採用し、ギズモ、アレポ、ガソリン、チャンガ、エンツォとシームレスに連携する研究者によるラストマイルの取り組みを排除するように設計されています。次の3つのアプリケーションを介してコードの機能を示します。星形成率（SFR）のモデル-銀河の赤外線光度関係（AGNの影響を含む）。銀河のSEDからの中赤外線放射に対するAGB星の周りの星周辺の塵の影響;塵の減衰則に対する銀河の傾斜角の影響。
SMASHによる大規模なマゼラン雲の星の内容：I.マゼランスパイラルアームの安定性の評価
| Title |
The_Large_Magellanic_Cloud_stellar_content_with_SMASH:_I._Assessing_the_stability_of_the_Magellanic_spiral_arms |
| Authors |
T._Ruiz-Lara,_C._Gallart,_M._Monelli,_D._Nidever,_A._Dorta,_Y._Choi,_K._Olsen,_G._Besla,_E.J._Bernard,_S._Cassisi,_P._Massana,_N.E.D._No\"el,_I._P\'erez,_V._Rusakov,_M.-R._L._Cioni,_S._R._Majewski,_R.P._van_der_Marel,_D._Mart\'inez-Delgado,_A._Monachesi,_L._Monteagudo,_R.R._Mu\~noz,_G.S._Stringfellow,_F._Surot,_A._K._Vivas,_A.R._Walker,_and_D._Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10759 |
大マゼラン雲（LMC）は、不規則銀河の最もよく研究された例です。その主要な定義形態学的特徴の中で、その中心から外れたバーと単一のらせん状の腕が際立ち、マゼラン渦巻き（Sm）として知られる銀河のファミリー全体を定義します。これらの構造は、潮汐相互作用によって引き起こされると考えられており、おそらくガスの降着によって維持されています。しかし、それらが長寿命の安定した構造であるかどうかはまだ不明です。この作業では、色度図（CMD、LMCの中心から$\sim$4.4kpcまでの距離）で最も古いメインシーケンスターンオフに到達する測光とSMASHサーベイおよびCMDフィッティングテクニックを組み合わせます。、LMCスパイラルアームの長期的な安定性を支持する説得力のある証拠が見つかり、この構造の起源は2〜ギル以上前にさかのぼります。証拠は、ガス状のマゼランストリームとそのリーディングアーム（LA）を生成したLMCと小さなマゼランクラウド（SMC）の密接な出会いも、LMCのスパイラルアームの形成をトリガーしたことを示唆しています。雲の間の大きな違いとこの相互作用の顕著な結果を考えると、これは彼らの最も近い出会いの1つであったはずだと推測できます。これらの結果は、LMC-SMC衝突のタイミングだけでなく、潮汐遭遇によって引き起こされる星形成の背後にある物理学にも重要な制約を設定しました。
バラバラに分割：1つの単一ストリームとしてのATLASとAliqa Uma
| Title |
Broken_into_Pieces:_ATLAS_and_Aliqa_Uma_as_One_Single_Stream |
| Authors |
Ting_S._Li,_Sergey_E._Koposov,_Denis_Erkal,_Alexander_P._Ji,_Nora_Shipp,_Andrew_B._Pace,_Tariq_Hilmi,_Kyler_Kuehn,_Geraint_F._Lewis,_Dougal_Mackey,_Jeffrey_D._Simpson,_Zhen_Wan,_Daniel_B._Zucker,_Joss_Bland-Hawthorn,_Lara_R._Cullinane,_Gary_S._Da_Costa,_Alex_Drlica-Wagner,_Kohei_Hattori,_Sarah_L._Martell,_Sanjib_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10763 |
南部恒星河川分光調査（$S^5$）からのATLASとAliqaUmaの最初の分光測定を、暗黒エネルギー調査からの測光データと$Gaia$からの天文学データと組み合わせて示します。半径方向の速度と適切な運動における分光学的メンバーのコヒーレンスから、これら2つのシステムは物理的に1つのストリームであり、形態と空の密度が不連続であることがわかります（「キンク」機能）。このストリーム全体をATLAS-AliqaUmaストリーム、またはAAUストリームと呼びます。私たちはバリオンの下部構造の影響を包括的に調査し、$\sim0.5$Gyr前の射手座矮星との遭遇だけが、観察された「ねじれ」に似た特徴を作成できることを発見しました。さらに、ストリーム幅の拡大（「拡大」機能）に関連するATLASコンポーネントの2つのギャップも特定します。AAUストリームは、ストリームの表面密度と上空のストリームトラックの両方に厳しい変動があることが知られている最も遠いコールドストリームであるため、これらのギャップはダークマターハローなどの小さな質量摂動因子によって作成された可能性があります。ストリームトラック、ストリーム距離、運動学情報を使用して、AAUストリームの軌道を決定し、それが大マゼランクラウドの影響を受けて、適切なモーションとストリームトラックの間に不整合が生じていることがわかります。AAUは、Orphan-Chenabストリームと一緒に、外部摂動によって2つのセグメントに分離された単一のストリームであることが判明した2番目のストリームペアです。
近くの星形成銀河におけるガス乱流を持続させる超新星フィードバックの証拠
| Title |
Evidence_for_supernova_feedback_sustaining_gas_turbulence_in_nearby_star-forming_galaxies |
| Authors |
Cecilia_Bacchini,_Filippo_Fraternali,_Giuliano_Iorio,_Gabriele_Pezzulli,_Antonino_Marasco,_and_Carlo_Nipoti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10764 |
銀河円盤内のガスは非常に乱流であることはよく知られていますが、この乱流をエネルギー的に維持できるメカニズムについては多くの議論があります。可能性のある候補の中で、超新星（SN）爆発がおそらく主要な推進力ですが、中程度の星形成活動の領域、特にディスクの外側の部分で十分であるかどうかについては疑問が残ります。この論文では、SN効率$\eta$、つまり銀河の乱流を維持するために必要な全SNエネルギーの割合を測定し、SNeが実際に唯一の駆動メカニズムになることを確認します。私たちのアプローチの重要な目新しさは、ガス状ディスクの外側領域のフレアに関連する増加した乱流散逸タイムスケールを考慮することです。近くの10個の星形成銀河におけるHIとCOの分布と運動学を分析して、原子ガスと分子ガスの両方について、単位面積あたりの運動エネルギーの動径プロファイルを取得します。理論モデルを使用して、観測された星形成率（SFR）の表面密度とガスの熱エネルギーから推測される、SNeからの乱流エネルギーの合計で観測されたエネルギーを再現します。観測された運動エネルギーは、銀河中心の半径で$\eta$が一定であると仮定すると、銀河円盤の全範囲にわたってモデルによって非常によく再現されていることがわかります。SFR表面密度と原子気相の不確実性を考慮に入れると、銀河のサンプルのSN効率の中央値は$\langle\eta_\mathrm{atom}\rangle=0.015_{-0.008}^になります。原子ガスの場合は{+0.018}$、分子ガスの場合は$\langle\eta_\mathrm{mol}\rangle=0.003_{-0.002}^{+0.006}$。SNeだけでも、近くの銀河でガスの乱流を維持できるのは、そのエネルギーの数パーセントだけであり、それ以上のエネルギー源は本質的に必要ないということです。
ドワーフ銀河における化学的均質性の調査：JKB 18のVLT-MUSE研究
| Title |
Exploring_Chemical_Homogeneity_in_Dwarf_Galaxies:_A_VLT-MUSE_study_of_JKB_18 |
| Authors |
Bethan_L._James,_Nimisha_Kumari,_Andrew_Emerick,_Sergey_E._Koposov,_Kristen_B._W._McQuinn,_Daniel_P._Stark,_Vasily_Belokurov,_Roberto_Maiolino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10768 |
銀河全体の金属の分布を解読することは、銀河の進化を理解する上での基本です。特に近くの低金属性の星形成矮小銀河は、初期宇宙の銀河内で発生した可能性のある金属依存プロセスへの詳細な洞察を提供できます。ここでは、そのようなシステムの1つであるJKB18のVLT/MUSE観測を示します。これは、金属度が12+log（O/H）=7.6$\pm$0.2（〜0.08Zsol）の青い拡散矮小銀河です。システム全体の高空間分解能積分フィールド分光法を使用して、直接法を使用して個々のHII領域の化学物質存在量を計算し、強線金属量診断を使用して酸素存在量マップを導出します。O/H、N/H、N/Oの大規模な分散が約0.5〜0.6dexであり、この1$\sigma$分布の外側に化学物質が豊富にある領域では、JKB18は化学的に不均一であると見なします。他の化学的に不均質な矮小銀河の文脈でこの発見を探索し、金属に乏しいガスの降着、短い混合タイムスケール、またはWolf-Rayet星からの自己濃縮のいずれも説明責任がないと結論付けます。低質量の矮小銀河の銀河スケールの多相流体力学シミュレーションを使用して、このレベルの化学的不均一性は、超新星を介したガスの除去と、星に関する観測の特定のタイミングに起因している可能性があることがわかります形成活動。この研究は、矮小銀河が化学的に不均一である可能性があるという事実に注意を向けるだけでなく、この特性の評価に使用される方法がバイアスを受ける可能性があることにも注意を向けます。
トーラス分子雲からの12COおよび13CO放出の薄い速度スライス内の磁場と表面輝度の勾配の間の相対的な向き
| Title |
The_relative_orientation_between_the_magnetic_field_and_gradients_of_surface_brightness_within_thin_velocity_slices_of_12CO_and_13CO_emission_from_the_Taurus_molecular_cloud |
| Authors |
M._Heyer,_J._D._Soler,_B._Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10775 |
12COおよび13COアンテナ温度の薄い速度スライスの空間勾配を使用して、牡牛座分子雲内の乱流の方向を変調するための星間磁場の役割を調べます。私たちの分析は、スペクトルの熱雑音から生じる勾配のランダムな誤差を考慮に入れています。アンテナ温度勾配ベクトルに垂直なベクトルの方向は、Planck353〜GHz偏波データから計算された磁場の方向と比較されます。これらの相対的な向きは、投影されたレイリー統計と平均合成ベクトルでパラメーター化されます。12COの場合、雲領域の28パーセントと39パーセントは、それぞれ強い平行または強い垂直の相対方向を示します。不透明度の低い13CO放出では、雲域の7％と43％に強い平行方向と強い垂直方向がそれぞれ見られます。どちらのアイソトポログでも、強い平行または垂直な配置は、乱流のレベルが低い局所的な領域に制限されます。相対的な向きがアルフヴェニックマッハ数の観測プロキシとして機能する場合、結果はクラウド全体のアルフヴェニックマッハ数の局所的な変動を意味します。
巨大銀河における自己制御ブラックホールフィードバックの環境依存性
| Title |
Environmental_Dependence_of_Self-Regulating_Black-hole_Feedback_in_Massive_Galaxies |
| Authors |
Deovrat_Prasad,_G._Mark_Voit,_Brian_W._O'shea,_and_Forrest_Glines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10809 |
宇宙で最も巨大な銀河では、中心の超大質量ブラックホールからの運動フィードバックが星の形成を制限しているように見えます。豊富な状況証拠は、中央のブラックホールの近くに冷たいガスが蓄積するとフィードバック出力が大幅に増加し、周囲の媒体が冷たいガスの雲の結露と形成に対してわずかに不安定な状態に保たれることを示唆しています。ただし、そのメカニズムの自己調整機能は、ポテンシャル井戸の深さや周囲の銀河系周囲の媒体（CGM）の圧力など、多くの環境要因に依存する場合があります。ここでは、これらの環境要因に対する冷熱燃料の双極運動フィードバックの依存性を調査する一連の数値シミュレーションを示します。このシミュレーションスイートのハロー質量は、$2\times10^{12}\、M_\odot$から$8\times10^{14}\、M_\odot$の範囲です。閉じ込められたCGM圧力が十分に低い場合、銀河からガスを一掃して中心のブラックホールから遠ざけることができる、巨大な銀河の古い星集団からの空間的に拡張された質量とエネルギー入力を含めます。私たちのシミュレーションは、このフィードバックメカニズムが、深い中心電位と低いCGM圧力を備えた大規模な銀河で緊密に自己制御していることを示しています。質量が類似しているが中心電位が浅く、CGM圧力が大きい大規模な銀河では、同じフィードバックメカニズムが一時的であり、拡張多相ガスを生成し、時々小さなレートの星形成を可能にします（$\sim0.1\、M_\odot\、{\rmyr}^{-1}$）。探査範囲の低質量の端では、おそらく周囲ガスには最初に角運動量がなく、フィードバックを供給することができる凝縮ガスの量が減少したため、メカニズムは信じられないほど爆発的になります。
らせんからレンチキュラーへ：3つの初期型銀河の回転曲線と質量モデルからの証拠
| Title |
From_spirals_to_lenticulars:_evidence_from_the_rotation_curves_and_mass_models_of_three_early-type_galaxies |
| Authors |
Alexandra_V._Shelest_and_Federico_Lelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10813 |
回転曲線は、後期型銀河（LTG）のように冷たいガスの高密度ディスクを欠くことが多いため、初期型銀河（ETG）をトレースすることは伝統的に困難でした。ATLAS3D調査から3つのレンチキュラー銀河の回転曲線を導き出し、内側の部分のCOデータと外側の領域の深いHIデータを組み合わせて、10〜20の有効半径まで拡張します。また、3.6umでスピッツァー測光を使用して、回転曲線をバリオンと暗黒物質（DM）の寄与に分解します。（1）これらのETGの回転曲線の形状は、同様の質量と表面輝度のLTGの回転曲線の形状に似ていることがわかります。（2）動的$-$で推論された恒星の質量対光比は、静止ETGの場合は小さいですが、星形成LTGの場合と同様です。（3）DMハローは、銀河の光度とLTGのそれと同じスケーリング関係に従います。（4）1つの銀河（NGC3626）は、尖ったDMプロファイルにうまく適合していないため、DMコアが高質量銀河にも存在する可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、これらのレンチキュラー銀河は最近、DMハロー構造を変更せずに（たとえば、大規模な合併によって）LTGからETGに移行し、渦巻き状に消えていく可能性があることを示しています。また、ETGはLTGと同じ放射状加速度関係に従うことを確認し、これがすべての銀河タイプの普遍的な法則であるという概念を強化します。
z = 2.91で大規模な銀河群に集束する3つのライマンアルファ放出フィラメント：冷たいガスの落下の場合
| Title |
Three_Lyman-alpha_emitting_filaments_converging_to_a_massive_galaxy_group_at_z=2.91:_a_case_for_cold_gas_infall |
| Authors |
E._Daddi,_F._Valentino,_R._M._Rich,_J.D._Neill,_M._Gronke,_D._O'Sullivan,_D._Elbaz,_F._Bournaud,_A._Finoguenov,_A._Marchal,_I._Delvecchio,_S._Jin,_D._Liu,_A._Calabro,_R._Coogan,_C._D'Eugenio,_R._Gobat,_B.S._Kalita,_P._Laursen,_D.C._Martin,_A._Puglisi,_E._Schinnerer,_V._Strazzullo,_T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11089 |
COSMOSフィールドのz=2.91にある大規模な銀河群RO-1001を中心とした300kpc幅の巨大なリヤ星雲を発見しました。KeckCosmicWebImagerの観測により、3つの冷たいガスフィラメントが、その〜4x10^{13}Msun暗黒物質ハローのポテンシャルウェルの中心に集まり、ALMAおよびNOEMAの観測で調べられたように、1200Msun/年の星形成をホストしていることがわかります。フィラメントの内側への減速と、Lyaスペクトルにおける青方偏移成分の普及は、ガス降着のシナリオをサポートします。AGNアクティビティと全体的なエネルギー論の上限は、Lyaの主要な動力源として重力を優先し、システムへのガスフローの主要なソースとして落下します。解釈上の困難が残っており、流出とおそらくは再結合もまだ役割を果たしていますが、この発見は間違いなく、高赤方偏移での大規模なハロー内の冷たいガスの降着と銀河のモデルを定量的にテストするための理想的な環境を提供します。
一方、コールドダークマター（CDM）シミュレーションは、$\rho$（r）$\sim$1/r観測が有限の中心密度$\rho_0$と平坦な密度を持つ一定密度のコアを示すことが多いので、密度が異なる中心暗黒質尖を予測します特定のコア半径r$_0$内の分布。この論文では、このコアカスプ問題がファジィ暗黒物質（FDM）、m$\約$10$^{-22}$eVの質量の仮想粒子、および天体物理学上の対応するドブロイ波長によって解決できるかどうかを調査します。。CDMハロービリアル質量をもつ銀河M$_{vir}\leq10^{11}$M$_{\odot}$は、2つのコアスケーリング関係に従うことを示します。よく知られている普遍的なコア表面密度に加えて、$\Sigma_0\equiv\rho_0\times$r$_0$=75M$_{\odot}$pc$^{-2}$コア半径はビリアル質量とともにrとして増加します$_0\sim$M$_{vir}^{\gamma}$で、注文の単位は$\gamma$です。宇宙論的シミュレーション（Schiveetal。2014）から予測されたFDMコアは、普遍的なコア表面密度と確かに一致しますが、より大きなビリアル質量をもつハローが低質量ハローよりも高い宇宙赤方偏移で形成された場合に限られます。この暗黒物質ハローの反階層的成長は、宇宙構造形成の標準的なパラダイムと一致していません。観察された一定のコア表面密度を採用すると、FDMコアは、ビリアル質量の増加に伴ってコア半径が減少し、M$_{vir}$でr$_0$が増加するという2番目のスケーリング関係と完全に一致しないことを特徴とします。Schiveetal。の結果を強化および洗練するために、より高解像度の数値シミュレーションが必要になりました。（2014）。これらの結果が当てはまる場合、観測された暗黒物質コアの起源とそれらの形成を説明するために他の物理的プロセスが必要であるため、FDMを除外することができます。
非拡散性粒子表面および氷-マントル化学による冷たい星間環境における複雑な有機分子の形成
複雑な有機分子（COM）の星間生成に関する一般的な理論には、安定した分子の粒子表面の光解離によって生成されるラジカルの拡散と反応による、暖かいダスト粒子表面での形成が含まれます。ただし、一部の気相OベアリングCOM、特にアセトアルデヒド（CH$_3$CHO）、ギ酸メチル（CH$_3$OCHO）、ジメチルエーテル（CH$_3$OCH$_3$）は、低温、暖かいシナリオに挑戦。ここでは、標準の拡散画像の失敗を説明し、星間粒子でのCOM形成のより一般化されたシナリオを提供するために、新しい非拡散メカニズムの選択を天体化学モデルに導入します。（i）ラジカルが別の反応物質の近くで発生する反応によって形成され、直後の後続反応を生成する場合、新しいジェネリックレート式が提供されます。（ii）ラジカルは励起状態で形成され、活性化障壁を克服して、近くの安定した分子と反応します。（iii）ラジカルは、反応相手に近い光解離によって形成され、その後すぐに反応します。各プロセスは、大きなラジカルの拡散なしに発生します。新しいメカニズムは、コールドCOMの存在量を大幅に高め、星間コアL1544の主要な観測結果を正常に再現します。粒子表面のCOMからHを引き抜き、その後再結合させることで、気相への化学的脱着の増幅に重要な役割を果たします。UVによって誘発される化学反応により、バルクの氷にかなりのCOM存在量が生じます。これは、穀物に保持され、後の段階まで持続する可能性があります。O$_2$も光分解によってマントルで強く形成され、彗星のO$_2$が実際に星間である可能性を示唆しています。
赤方偏移が高い方から低い方へのAGN流出の物理的特性と影響
| Title |
The_physical_properties_and_impact_of_AGN_outflows_from_high_to_low_redshift |
| Authors |
Giacomo_Venturi_(1_and_2)_and_Alessandro_Marconi_(3_and_2)_((1)_Instituto_de_Astrof\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Santiago,_Chile,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(3)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_degli_Studi_di_Firenze,_Sesto_Fiorentino_(FI),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11215 |
星形成を抑制できるガス流出という形で、ホスト銀河の活動銀河核（AGN）からのフィードバックは、銀河進化の主要なプレーヤーと考えられています。ただし、そのような大きな影響の明確な観察証拠はまだありません。流出特性の測定における不確実性は、モデルとの比較および流出の銀河への影響の抑制におけるそれらの重要な役割のため、部分的に責任があるかもしれません。ここでは、流出の物理特性を測定する際の課題を簡単に確認し、赤方偏移が高い方から低い方への流出の研究の概要を示します。最後に、VLT/MUSEを使用した近くのAGNのMAGNUM調査のハイライトを示します。ここでは、固有の空間分解能が高く（$\sim$10pcまで）、イオン化ガス流出の物理的および運動学的特性を正確に測定できます。
核クラスター軌道をアクティブな銀河核降着円盤に合わせる
| Title |
Aligning_Nuclear_Cluster_Orbits_with_an_Active_Galactic_Nucleus_Accretion_Disk |
| Authors |
Gaia_Fabj,_Syeda_S._Nasim,_Freddy_Caban,_K._E._Saavik_Ford,_Barry_McKernan,_Jillian_M._Bellovary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11229 |
アクティブ銀河核（AGN）は、ガスのディスクが超大質量ブラックホール（SMBH）に降着することによって駆動されます。核星団（NSC）でSMBHを周回する星や恒星の残骸は、AGNディスクと相互作用します。ディスクを突き抜けるオービターは抗力を受け、繰り返し通過することにより、ディスクに軌道をとらえることができます。AGNディスクに埋め込まれたオブジェクトの集団は、バイナリブラックホールの合体、超新星、潮汐破壊イベント、埋め込まれたガンマ線バーストの重要な原因となる可能性があります。2つの代表的なAGNディスクモデルでは、幾何学的ドラッグとBondi-Hoyle-Littletonドラッグを使用して、星と恒星の残骸をキャプチャする時間を決定します。円形ケプラー前進軌道の初期傾斜角と準主軸の範囲を想定しています。キャプチャ時間は、選択したディスクモデルの密度とアスペクト比、ディスクに対する恒星オブジェクトの相対速度、およびAGNの寿命に強く依存します。AGNディスク密度$\rho\gtrsim10^{-11}\rmg/cm^3$およびディスクの寿命$\geq1$Myrの場合、埋め込まれた恒星オブジェクトのかなりの数が存在し、それによりLIGO-VirgoおよびLISAを使用して重力波で検出可能な合併。
ZTF20aajnksq（AT2020blt）：ガンマ線バーストの対応物が検出されず、$ z \約2.9 $の高速光過渡
| Title |
ZTF20aajnksq_(AT2020blt):_A_Fast_Optical_Transient_at_$z_\approx_2.9$_With_No_Detected_Gamma-Ray_Burst_Counterpart |
| Authors |
Anna_Y._Q._Ho_(1),_Daniel_A._Perley_(2),_Paz_Beniamini_(1),_S._Bradley_Cenko_(3_and_4),_S._R._Kulkarni_(1),_Igor_Andreoni_(1),_Leo_P._Singer_(3),_Mansi_M._Kasliwal_(1),_Christoffer_Fremling_(1),_Eric_C._Bellm_(5),_Richard_Dekany_(6),_Alexandre_Delacroix_(6),_Dmitry_A._Duev_(1),_V._Zach_Golkhou_(5_and_7),_Ariel_Goobar_(8),_David_Hale_(6),_Thomas_Kupfer_(9),_Russ_R._Laher_(10),_Frank_J._Masci_(10),_A._A._Miller_(11_and_12),_James_D._Neill_(1),_Reed_Riddle_(6),_Ben_Rusholme_(10),_David_L._Shupe_(10),_Roger_Smith_(6),_Jesper_Sollerman_(13),_and_Jan_van_Roestel_(1)_((1)_Caltech,_(2)_LJMU,_(3)_NASA_Goddard,_(4)_UMD,_(5)_DIRAC_Institute,_(6)_COO,_(7)_eScience_Institute,_(8)_OKC_Physics,_(9)_Kavli_Institute_UCSB,_(10)_IPAC,_(11)_CIERA,_(12)_Adler,_(13)_OKC_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10761 |
ZTF20aajnksq（AT2020blt）、高速フェーディング（$\Deltar=2.4$magin$\Deltat=1.3$日）、赤（$gr\approx0.6$mag）、明るい（$M_{1626}=-25.9$）ZwickyTransientFacility（ZTF）によって発見された$z=2.9$の光過渡現象。AT2020bltは、残光から長時間ガンマ線バースト（GRB）への共通点として、いくつかの機能を共有しています。（1）$t_\mathrm{j}=1$でのブレーク付きの壊れたべき法則でよく説明されている光の光度曲線日（オブザーバーフレーム）;（2）明るい$（L_X=10^{46}$$\mathrm{erg}$$\mathrm{s}^{-1}）$X線対応物;および（3）明るい（$L_\nu=4\times10^{31}$$\mathrm{erg}$$\mathrm{sec}^{-1}$$\mathrm{Hz}^{-1}10GHzで$）電波放射。ただし、最後のZTF非検出（$r>20.64$）と最初のZTF検出（$r=19.57$）の間の0.74dではGRBは検出されず、等方性等価ガンマ線エネルギーに上限がありました。$E_{\gamma、\mathrm{iso}}<7\times10^{52}$ergのリリース。したがって、AT2020bltは、GRBの対応物が検出されずに発見された3番目の残光のようなトランジェント（PTF11aggおよびZTF19abvizswの後）であり、2番目（ZTF19abvizswの後）は赤方偏移測定です。AT2020bltのプロパティは、高エネルギー衛星では見逃された従来の（初期ローレンツ係数$\Gamma_0\gtrsim100$）軸上GRBと一致していると結論付けます。さらに、ZTFハイケイデンスデータのAT2020bltと同様のライトカーブでトランジェントのレートを推定することにより、従来のGRBよりもはるかに一般的な残光のような現象の証拠がないという以前の結果に同意します。最後に、広視野ハイケイデンス光学調査における高速過渡探索の現状と将来について説明します。
密集した星団における恒星衝突による上部ブラックホール質量ギャップの生成
| Title |
Populating_the_upper_black_hole_mass_gap_through_stellar_collisions_in_dense_star_clusters |
| Authors |
Kyle_Kremer,_Mario_Spera,_Devin_Becker,_Sourav_Chatterjee,_Ugo_N._Di_Carlo,_Giacomo_Fragione,_Carl_L._Rodriguez,_Claire_S._Ye,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10771 |
質量星の理論的モデリングは、（脈動）ペア不安定超新星から生じる、単一星の進化によって形成されたBHの$\sim40-50\、M_{\odot}$を超えるブラックホール（BH）質量関数のギャップを予測します。ただし、密集した星団では、単一の星の進化で許容される質量を超える質量を持つBHの構築を可能にする動的チャネルが存在する可能性があります。このいわゆる「上部質量ギャップ」でのBHの検出は、最終的な合併前のBHの動的処理の強力な証拠を提供します。ここでは、密な星団における崩壊前の恒星衝突を通じてペア不安定性ギャップ内または上に質量を持つBHの形成を詳細に探索します。私たちは68の独立したクラスターシミュレーションのスイートを実行し、原始クラスターの質量分離や衝突時のエンベロープストリッピングの効率など、恒星の衝突による成長に関するさまざまな物理的仮定を調査します。すべてのBH前駆細胞の$\sim20\％$が恒星の崩壊の前に1つ以上の衝突を経験し、すべてのBHの最大$\sim1\％$が以下の影響によりペア不安定性ギャップ内または上に存在することがわかりますこれらの衝突。これらのBHはすぐにクラスター内の他のBHとマージし、他の分析で説明されている「複数世代」のマージチャネルと競合する可能性がある速度で大規模なBHマージの母集団を作成することを示します。最後に、クラスター内の恒星衝突がペア不安定性超新星へのユニークな経路を提供する方法を説明し、これらのイベントとその他の電磁過渡現象の予想される速度について簡単に説明します。
ブラックホールトランジェントSwift J1658.2-4242の極端なフリップフロップ状態遷移の基礎となるクロック
| Title |
An_underlying_clock_in_the_extreme_flip-flop_state_transitions_of_the_black_hole_transient_Swift_J1658.2-4242 |
| Authors |
David_Bogensberger_(1),_Gabriele_Ponti_(2,_1),_Chichuan_Jin_(3),_Tomaso_M._Belloni_(2),_Haiwu_Pan_(3),_Kirpal_Nandra_(1),_Thomas_D._Russell_(4),_James_C._A._Miller-Jones_(5),_Teo_Mu\~noz-Darias_(6,_7),_Pavan_Vynatheya_(8),_Federico_Vincentelli_(9)_((1)_Max_Planck_Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_(3)_National_Astronomical_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(4)_Anton_Pannekoek_Institute_of_Astronomy,_(5)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research_-_Curtin_University,_(6)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(7)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_(8)_IISER_Kolkata,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10934 |
目的：フリップフロップは、一部の過渡降着ブラックホールバイナリシステムで発生するシルクハットのようなX線フラックス変動であり、スペクトル硬度とパワー密度スペクトル（PDS）の同時変化を特徴とします。それらは、これらのシステムの進化の決定的な時期に発生します。そのとき、降着円盤放射はコロナ放射よりも支配し始めます。フリップフロップはほとんど観察されておらず、よく理解されていません。方法：XMM-Newton、NuSTAR、Astrosat、Swift、Insight-HXMT、INTEGRAL、ATCAによる観測で、2018年のSwiftJ1658.2-4242バーストで15のフリップフロップを検出します。私たちはそれらの光度曲線を分析し、周期性を検索し、それらのPDSを計算し、それらのX線スペクトルを当てはめ、フリップフロップ遷移中の線源の動作、およびフリップフロップを特徴付ける間隔が他のバーストとどのように異なるかを調査します。結果：SwiftJ1658.2-4242のフリップフロップは非常に多様であり、最大100％以内で最大77％の磁束差を示し、これまでに見られたよりもはるかに大きいです。PDSの急激な変化と同時に急激な変化を観察します。これは、これまでに観測されたことのない準周期振動タイプCとタイプAの間の遷移を特徴としています。PDSへの変更は遅延しますが、光度曲線の変更よりも速くなります。フリップフロップは、これらの現象が見られなかった2週間離れた2つの間隔で発生します。2つのフリップフロップの状態間の遷移は、基本周期のランダムな整数倍で発生し、最初の間隔では2.761ks、2番目の間隔では2.61ksでした。スペクトル分析により、高フラックスと低フラックスのフリップフロップの状態は類似しているが、フリップフロップがない間隔とは異なっていることがわかります。降着円盤の内部温度の変化は、フリップフロップの磁束の違いのほとんどの原因です。ダスト散乱ハローがX線スペクトルに及ぼす影響を補正することの重要性を強調します。
Swift / BAT AGNのジェット生産効率の多様性について
| Title |
On_the_diversity_of_the_jet_production_efficiency_in_Swift/BAT_AGNs |
| Authors |
Katarzyna_Rusinek,_Marek_Sikora,_Dorota_Kozie{\l}-Wierzbowska,_Maitrayee_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11049 |
この論文では、活動銀河核（AGN）におけるジェット生成効率の非常に大きな多様性の問題に取り組みます。Swift/BATカタログから選択され、$10^{8.5}\、M_{\odot}$より大きいブラックホール（BH）質量を持つ低赤方偏移AGNのデータを使用してそれを研究します。これらのAGNのほとんどは中間の割合で増加し、中赤外放射が支配的なボロメータ光度を持っています。ケラーマン他によるラジオラウドネスの定義を使用。（1989年）、サンプルには$14\％$ラジオラウド（RL）、$6\％$ラジオ中間（RI）、および$80\％$ラジオクワイエット（RQ）AGNが含まれています。すべてのRLオブジェクトは拡張された無線構造を持っていることがわかり、それらのほとんどは古典的なFRII形態を持っています。ラジオのラウドネスをジェット生成効率に変換します。これは、ジェット出力と降着出力の比率$\eta_j=P_j/\dotMc^2$と定義されます。この効率の中央値は次のようになります。$（\epsilon_d/0.1）\％$のうち、$\epsilon_d=L_{\rmbol}/\dotMc^2$は降着円盤の放射効率です。RQAGNの電波放射へのジェットの寄与を知らなければ、上限を使用してそれらの効率を推定することしかできません。それらの中央値は$0.002（\epsilon_d/0.1）\％$です。私たちの結果は、RLAGNで強力な相対論的ジェットの生成を可能にするために、いくつかのしきい値条件を満たす必要があることを示唆しています。いくつかの考えられるシナリオについて議論し、コリメートされた相対論的ジェットの生成には、ブランドフォード-Znajek（BZ）メカニズムが関与する必要があり、いわゆる磁気停止ディスクに入るのに必要な時間よりも寿命が長いAGNでのみアクティブ化できると主張します。（MAD）降着流の中央の状態。相対論的ジェットをコリメートするにはMAD構成が必要であると仮定すると、一部のRQAGNで観察される弱い非相対論的ジェットは、回転BHではなく降着円盤によって生成されると予想されます。
高速無線バーストによるHeII再イオン化検出の不確実性の抑制
| Title |
Constraining_HeII_Reionization_Detection_Uncertainties_via_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Albert_Wai_Kit_Lau,_Ayan_Mitra,_Mehdi_Shafiee_and_George_Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11072 |
環境。高速ラジオバースト（FRB）の検出率が上がると、近い将来、サイズが$\mathcal{O}（10^2）$から$\mathcal{O}（10^3）$のサンプルが取得される可能性があります。銀河系外の起源のため、ヘリウムの再イオン化の時代を理解するのに役立ちます。ねらい。$z=3$から$4$の範囲の初期FRBの観測を通じて、ヘリウムII（HeII）再イオン化の時代を特定しようとします。メソッド。HeII再イオン化モデル、大規模構造の密度変動、ホスト銀河の星間物質、およびFRB寄与の局所環境に従って、FRB分散測定のモデルを構築します。モデルは、理想的な銀河間媒体（IGM）分散測定モデルに適合し、FRB測定統計を介してHeII再イオン化を制約することの良さをチェックします。結論。我々は、赤方偏移測定に不確実性がないと仮定し、FRBの赤方偏移測定に不確実性のさまざまなレベルを想定して、FRBを介したHeII再イオン化の検出の精度という2つのカテゴリでの調査結果を報告します。最初のケースでは、$N\sim\mathcal{O}（10^2）$FRBを検出すると、近似から$\sigma（z_{r、fit}）\sim0.5$の不確実性が得られることを示しますモデル、および$N\sim\mathcal{O}（10^3）$の検出により、$\sigma（z_{r、fit}）\sim0.1$の不確実性が得られます。レベル$5-20\％$の赤方偏移の不確実性を想定しながら、$N\sim100$と$\sigma（z_{rの$\sigma（z_{r、fit}）\sim0.5$を$0.6$に変更します$N\sim1000$の場合、}}\sim0.1$から$0.15$まで。
フェルミLATを備えたパルサー風星雲HESS J1825-137のエネルギー依存形態
| Title |
Energy_dependent_morphology_of_the_pulsar_wind_nebula_HESS_J1825-137_with_Fermi-LAT |
| Authors |
G._Principe,_A.M.W._Mitchell,_S._Caroff,_J._A._Hinton,_R.D._Parsons,_and_S._Funk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11177 |
11年以上にわたるフェルミLATデータを利用して、パルサー風星雲（PWN）HESSJ1825-137の新しく深い分析を実行します。この分析と最近のH.E.S.S.を組み合わせる結果は、ソース内の粒子輸送メカニズムとシステムの進化を調査し、制約します。PWNは、1GeVと1TeVの間の11.6年のフェルミLATデータを使用して調査されます。特に、スペクトル分析の結果と、GeVエネルギーでのPWNHESSJ1825-137の最初のエネルギー分解形態学的研究を提示します。これにより、星雲のガンマ線特性に対する新しい洞察が得られます。線源の最適化された分析は、約150pcの固有サイズに対応する2$^{\circ}$より大きい拡張放出領域を返し、HESSJ1825-137を現在知られている最も拡張されたガンマ線PWNにします。星雲は、GeV範囲内で強いエネルギー依存の形態を示し、10GeV未満の$\sim1.4^\circ$の半径から100GeVを超える$\sim$0.8$^\circ$の半径に移動します。重心位置にあります。大きな拡張と独特のエネルギー依存形態のおかげで、PWNHESSJ1825-137内の粒子輸送メカニズムを拘束することが可能です。ソースの拡張と位置の変化、および粒子輸送メカニズムに対する制約を使用して、システムの可能な進化のスキームを提示します。最後に、電子エネルギー密度の見積もりを提供し、PWNおよびTeVハローのようなシナリオでその性質について説明します。
X線による潮汐破壊イベントOGLE16aaaの急速な増光
| Title |
Rapid_late-time_X-ray_brightening_of_the_tidal_disruption_event_OGLE16aaa |
| Authors |
Jari_J._E._Kajava,_Margherita_Giustini,_Richard_D._Saxton_and_Giovanni_Miniutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11179 |
超大質量ブラックホールの近くを通過する星は、強い潮汐力によって破壊される可能性があります。OGLE16aaaは、このような潮汐破壊イベント（TDE）の1つであり、2016年の初めに急速に明るくなり、光学/UVバンドでピークに達し、その後、年間を通じて減衰しました。OGLE16aaaは、2016年6月9日のXMM-NewtonX線観測で検出され、光束は光学光曲線のピーク時に得られたSwift/XRTの上限をわずかに下回っています。2016年6月16〜21日の間に、Swift/XRTはOGLE16aaaも検出し、積み重ねられたスペクトルに基づいて、X線の光度がわずか1週間で10倍以上跳ね上がったと推測できます。X線の明度が光学/UVを超える原因となる同時光学/UVデータで、明るくなる信号は見られませんでした。2016年11月30日に行われたXMM-Newtonのさらなる観測により、光学/UVピークのほぼ1年後、X線の放出は依然として高いレベルにあり、光学/UVフラックスの減衰はすでにホスト銀河のもの。すべてのX線観測で、スペクトルは固有の吸収のない50〜70eVの熱成分でうまくモデル化され、弱いX線の尾は11月30日のXMM-Newton観測でのみ見られました。OGLE16aaaの遅い時間のX線の振る舞いは、潮汐破壊イベントASASSN-15oiおよびAT2019azhによく似ています。最初の光学TDEの開始とX線の増光の間の時間遅延を$182\pm5$日まで正確に特定することができました。これは、超大質量ブラックホールの周りの破壊された星の初期の円形化とその後の遅延降着。あるいは、遅延したX線の増光は、最初の6か月の間に中央のX線エンジンを覆っている厚いエンベロープの急速な除去に関連している可能性があります。
天文スペクトログラフにおけるファイバーポジショナー操作の焦点比の劣化
| Title |
Focal_ratio_degradation_for_fiber_positioner_operation_in_astronomical_spectrographs |
| Authors |
Brent_Belland,_James_Gunn,_Dan_Reiley,_Judith_Cohen,_Evan_Kirby,_Antonio_Cesar_de_Oliveira,_Ligia_Souza_de_Oliveira,_Mitsuko_Roberts,_Michael_Seiffert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10902 |
光ファイバーへの入力と出力との間の光の焦点比の増加である焦点比劣化（FRD）は、スループットと点像分布関数への影響のため、天文分光器の特性を評価するために重要です。ただし、FRDは応力、マイクロベンディング、表面の欠陥などの多くのファイバー特性の関数ですが、入射光とファイバーの面の間の角度のずれも光プロファイルに影響を与え、この測定を複雑にします。コンパクトな実験設定とFRDを角度のずれから分離するモデルを、さまざまな応力または角度のずれにさらされたファイバーに適用して、これらの影響の大きさを決定しました。次に、FRDは、SubaruPrimeFocusSpectrograph（PFS）で使用されるファイバーポジショナーでファイバーについて決定されました。PFSポジショナーについて実施した分析では、角度のずれの影響が支配的であり、応力によるFRDの大幅な増加は発生しないはずです。
天文学における補償光学によるブラインドデコンボリューション：パラメトリック限界アプローチ
| Title |
Blind_deconvolution_in_astronomy_with_adaptive_optics:_the_parametric_marginal_approach |
| Authors |
Romain_F\'etick,_Laurent_Mugnier,_Thierry_Fusco,_Benoit_Neichel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11160 |
補償光学（AO）補正画像の後処理の主な制限の1つは、システムの点像分布関数（PSF）に関する知識の欠如です。PSFは、星などの孤立した点のような直接的な画像として常に利用できるとは限りません。AOテレメトリを使用した予測にも深刻な制限があり、複雑でありながら完全には機能しないアルゴリズムが必要です。非常に魅力的なソリューションは、ブラインドまたは近視的な後処理アプローチのおかげで、科学的画像自体を使用した直接PSF推定にあります。オブジェクトとPSFパラメーターの共同復元が実行されるとき、そのようなアプローチは厳しい制限に悩まされていることを示します。代替案として、この制限を克服する取り残されたPSF識別をここで提案します。その後、PSFは画像の後処理に使用されます。ここでは、画像とPSFを前提として、オブジェクトを復元する後処理手法であるデコンボリューションに焦点を当てます。周辺化によって推定されたPSFが高品質のデコンボリューションを提供することを示します。周縁化されたPSF推定とデコンボリューションの全プロセスは、成功したブラインドデコンボリューションテクニックを構成します。パフォーマンスを測定するために、シミュレーションデータでテストされます。また、VLT/SPHERE/Zimpolによって小惑星4-ベスタの実験的適応光学画像でテストされ、上空のデータへの応用を実証しています。
HR 6819はブラックホールを含むトリプルシステムですか？ -別の説明
| Title |
Is_HR_6819_a_triple_system_containing_a_black_hole?_--_An_alternative_explanation |
| Authors |
J._Bodensteiner,_T._Shenar,_L._Mahy,_M._Fabry,_P._Marchant,_M._Abdul-Masih,_G._Banyard,_D._M._Bowman,_K._Dsilva,_A._J._Frost,_C._Hawcroft,_M._Reggiani,_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10770 |
HR6819は最近、軌道周期が40dの内部Bタイプジャイアント+ブラックホールバイナリーと外部Beターシャリーで構成されるトリプルシステムであると提案されました。この解釈は、主に2つの推論に基づいています。つまり、外側のBe星に起因する放射は定常的であり、ブラックホールの質量キャリブレーターとして使用される内側の星はB型巨星です。スペクトル解きほぐしと解きほぐされたスペクトルの大気分析によってHR6819の特性を再調査し、HR6819のおそらくより簡単な代替説明を検索します。解きほぐしは、Beコンポーネントが静的な3次ではなく、40次元軌道のバイナリ。推定された動径速度振幅は、M_2/M_1=15+/-3の極端な質量比を意味します。0.4$^{+0.3}_{-0.1}$Msunおよび6$^{+5}_{の分光質量を推定します-3}$Msunは1次および2次で、i=32度の傾斜の動的質量とよく一致します。これは、プライマリーがBタイプの巨人ではなく、剥奪された星である可能性があることを示しています。進化的モデリングは、可能な前駆システムが、保守的な物質移動を経験したタイトな（P_i〜2d）B+Bバイナリシステムであることを示唆しています。観測された一次の窒素濃縮は進化モデルの予測と一致しますが、予測されたHe濃縮の兆候は見つかりません。HR6819は、ストリップされたBタイププライマリと、以前の物質移動イベントから形成された高速回転Beスターで構成されるバイナリシステムであることをお勧めします。この解釈の枠組みでは、HR6819にはブラックホールが含まれていません。干渉法は、可視コンポーネント間の分離の独立した測定を提供することにより、これら2つのシナリオを区別できます。
In SituとFaradayの両方の回転制約があるCMEの磁場構造に関する推論
| Title |
Inferences_About_the_Magnetic_Field_Structure_of_a_CME_with_Both_In_Situ_and_Faraday_Rotation_Constraints |
| Authors |
Brian_E._Wood,_Samuel_Tun-Beltran,_Jason_E._Kooi,_Emil_J._Polisensky,_Teresa_Nieves-Chinchilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10794 |
2012年8月2日、地球から見た太陽の西端から2つのCME（CME-1とCME-2）が噴火し、SOHOとSTEREO宇宙船の白色光コロナグラフの画像で観測されました。これらのイベントは、無線波長で太陽を監視していた非常に大きなアレイ（VLA）でも観測され、時間依存のファラデー回転観測を両方のイベントで行うことができました。磁束ロープジオメトリを想定して、白色光イメージングと無線データを使用して、両方のCMEの3Dフィールドジオメトリをモデル化します。CME-2については、分析で1auinsituフィールド測定も考慮します。このCMEは8月〜6日にSTEREO-Aに到達するため、これを立体コロナイメージング、電波ファラデー回転、およびinsituからの観測制約を持つ最初のCMEにしますプラズマ測定の組み合わせ。CME-2の画像化とその場観察は、無線データに2つの明確な予測を提供します。つまり、VLAは、無線見通し線が最初にCMEに遭遇したときに正の回転測定（RM）を監視し、数時間以内に符号が負に反転する必要があることを示しています。最初の正のRMは実際に観察されます。予想される符号の反転はそうではありませんが、VLAデータは残念ながら、この不一致の重要性を確認するには早すぎます。CMEの予想される掩蔽時間より前のRMの増加は、CME自体の前方にある偏向されたフィールドのシース領域のシグネチャとして解釈されます。
TESSを使用した白色矮星GD 394での1.1日変動の光学的検出
最近の発見により、惑星系は主星の主系列後の進化を日常的に乗り越え、結果として生じる白色矮星に豊かな環星環境を残していることが示されています。そのようなホストの中で最も興味深いのは、高温の白色矮星GD394で、1990年代半ばのExtremeUltravioletExplorer（EUVE）観測で検出されたユニークな$1.150\pm0.003$dフラックス変動を示しています。バリエーションは十分な説明を逃れましたが、仮説には、金属のダークスポットを生成するチャネル化された降着、蒸発する惑星からのガス雲による掩蔽、または軌道を描く鉄芯の惑星によって生成されるフラックスチューブからの加熱が含まれます。GD394の通過系外惑星探査衛星（TESS）で得られた観測結果を示します。宇宙ベースの光学測光では、周期$1.12\pm0.01$でフラックス変動が$1.146\pm0.001$dであり、EUVE期間と一致しています。そして、極端な紫外線の外でのフラックス変動の最初の再検出。TESSの光度曲線の分析と光学的変動の測定について説明し、GD394の変動性について提示されたさまざまな物理的説明に対する結果の影響について説明します。
WIYN Open Cluster Study LXXXI。その行動によって捕まります？独特の赤い巨大NGC 2243-W2135
| Title |
WIYN_Open_Cluster_Study_LXXXI._Caught_in_the_Act?_The_Peculiar_Red_Giant_NGC_2243-W2135 |
| Authors |
B._J._Anthony-Twarog_(1),_C._P._Deliyannis_(2),_B._A._Twarog_(1)_((1)_Univ._of_Kansas,_(2)_Indiana_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10862 |
Li6708オングストローム領域のターンオフスターを通過する巨星の高分散スペクトルが取得され、古い金属欠損オープンクラスターNGC2243で分析されました。他の調査の高分散データと組み合わせると、クラスターには赤い塊の光度レベルで独特に独特の星。巨人は、その光度で最も赤い星であり、日数のタイムスケールで最小0.1等級レベルの変動を示し、単線の放射速度変数であり、35〜40km/秒のV_sin（i）を持っています。赤い巨星の大多数のメンバーとは対照的に、この星は検出可能なLiの存在量を示しています。これは、Liが豊富な巨人に通常採用されている境界またはそのすぐ下で、これまでに観測された他の巨人と同じかそれ以上の可能性があります。観察された異常は、巨人がその異常なLi存在量を達成した根本的なプロセスの指標である可能性があり、最近の物質移動エピソードは、現在制限されている制約内で最も可能性が高いです。
誕生から死までの星の重さ：HRD全体の質量決定方法
| Title |
Weighing_stars_from_birth_to_death:_mass_determination_methods_across_the_HRD |
| Authors |
Aldo_Serenelli,_Achim_Weiss,_Conny_Aerts,_George_C._Angelou,_David_Baroch,_Nate_Bastian,_Maria_Bergemann,_Joachim_M._Bestenlehner,_Ian_Czekala,_Nancy_Elias-Rosa,_Ana_Escorza,_Vincent_Van_Eylen,_Diane_K._Feuillet,_Davide_Gandolfi,_Mark_Gieles,_Leo_Girardi,_Nicolas_Lodieu,_Marie_Martig,_Marcelo_M._Miller_Bertolami,_Joey_S._G._Mombarg,_Juan_Carlos_Morales,_Andres_Moya,_Benard_Nsamba,_Kresimir_Pavlovski,_May_G._Pedersen,_Ignasi_Ribas,_Fabian_R._N._Schneider,_Victor_Silva_Aguirre,_Keivan_Stassun,_Eline_Tolstoy,_Pier-Emmanuel_Tremblay,_Konstanze_Zwintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10868 |
星の質量は、その構造、進化、そして最終的な運命の最も基本的なパラメーターです。これは、あらゆる種類の恒星の考古学と太陽系外惑星の特性評価にとって特に重要です。天文学には、それを推定または決定するためのさまざまな方法があります。このレビューでは、そのような方法のかなりの数を紹介します。まず、独立した食のバイナリを使用する最も直接的なモデルに依存しないアプローチから始めます。次に、非常に一般的に使用されている等時線または恒星軌道フィッティングなど、より間接的でモデルに依存する方法に移ります。定量的星占い学の到来は、恒星の質量を決定し、他の方法の精度を補完および改善するための完全に新しいアプローチを開きました。私たちは、プリメインシーケンスから進化した（スーパー）ジャイアントおよび最終的なレムナントまで、さまざまな進化段階のメソッドを含めます。すべての方法について、不確実性と制限について説明します。$M\in[0.1,16]\、M_\odot$、$75\％$の対象質量範囲に対して、合計質量精度が$[0.3,2]\％$の200を超えるベンチマークスターのリストを提供しますそのうち、中心で水素を燃やしている星と、他のすべての進化した段階をカバーする他の$25\％$です。最後に、さまざまな方法を組み合わせて星の「マスラダー」に到達する方法を紹介します。
進化していない星の赤外線スペクトルにおけるLTEからの逸脱の研究
スペクトルタイプF、G、Kおよび金属性の非進化型星におけるNaI、MgI、AlI、SI、KI、およびSrIIの赤外線ラインの形成における局所熱力学的平衡（LTE）からの逸脱の研究を提示します。太陽の金属性の周り。この調査の目的は、これらの種類の星の赤外線スペクトルでLTE近似で安全に処理できるこれらの種のラインを識別することです。3.5mのTelescopioNazionaleGalileo（TNG）のGIANOスペクトログラフで観測され、以前にCaffauらによって調査された40個の星のセットを使用します。SrIIを除く上記のすべての種について、LTEで治療できる多くの系統を特定することができました。後者の種は、Jバンドの3つのラインを使用してのみ研究できますが、3つすべてがLTEから大幅に逸脱しています。小型で高品質のサンプルを使用すると、存在比の傾向を金属性で確実に決定できます。数桁大きいサンプルから明らかな傾向を確認できますが、分解能とSの点で品質は低くなります。/N比。
磁気摂動に対する太陽のような振動の感度の経験的関係
| Title |
Empirical_Relations_for_the_Sensitivities_of_Solar-like_Oscillations_to_Magnetic_Perturbations |
| Authors |
Ren\'e_Kiefer_and_Anne-Marie_Broomhall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11058 |
星の振動モード周波数は、通常、特定の恒星モデルの静的モードとして扱われます。ただし、実際には、磁場や流れなどの時間変動源によって摂動される可能性があります。メインシーケンスから初期漸近巨大分岐までの0.7〜3.0M$_{\odot}$の質量のモデルセットの放射状pモード振動の感度を計算します。これらのモード感度を、恒星進化の6つの段階の基本的な恒星パラメータの多項式に適合させます。最適な関係は、文献で提案されている関係とは異なり、恒星進化の段階間で変化することがわかります。提示された関係は、摂動の強さ、たとえば、磁気活動のレベルの測定値とともに、星の観測された振動周波数が摂動されていない基底状態に近いかどうか、またはそれらを調整する必要があるかどうかを評価するために使用できます。。
絶対等級$ M_J $、バイナリ分数、およびM7とM9.5の矮星のバイナリ質量比
| Title |
The_absolute_magnitudes_$M_J$,_the_binary_fraction,_and_the_binary_mass_ratios_of_M7_to_M9.5_dwarfs |
| Authors |
R.C._Laithwaite,_S.J._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11092 |
$\textit{Gaia}$DR2に一致するAhmed＆Warren（2019）の後期M矮星M7からM9.5の大規模な均質サンプルを使用して、絶対等級とスペクトルタイプの関係を測定し、母集団の多重度の割合、およびバイナリシステムでの質量比の分布。バイナリは測光的に過剰光源として識別されます。多重度に関して不偏であるサンプルを定義するために、$G-J$色の関数である距離制限を使用して、2706システムのボリューム完全なサンプルを定義します。$G-J$の色は非常に正確で、ランダムエラーはすべて0.02未満です。絶対等級$M_J$を測定し、平均は0.5等です。以前の決定よりも明るい。相違は、異なるサンプルのスペクトルタイプの違いから生じるという証拠を見つけます。測定されたバイナリ分数は$16.5\pm0.8\％$で、そのうち$98\％$は未解決です。どちらの値も以前の調査結果と一致しています。バイナリでの過剰フラックスの分布は、シングルと比較して、質量比分布$f（q）\proptoq^\gamma$を推定するために使用されます。ここで、$q=M_s/M_p$です。$\gamma>10$（確率$99\％$）で、このスペクトル範囲にわたって非常に急な分布を推測します。これは、未解決のウルトラクールMドワーフバイナリがほぼ同じ質量系にのみ存在することを示しており、未解決のバイナリのスペクトルタイプが0.5のスペクトルサブタイプと一致することを意味します。固定された$G-J$色の超クールM矮星の絶対等級$M_J$の固有の散乱は、0.21等と測定されました。
金属に富むAGB星における大きな隕石SiCスターダスト粒子の起源
| Title |
Origin_of_large_meteoritic_SiC_stardust_grains_in_metal-rich_AGB_stars |
| Authors |
Maria_Lugaro,_Borb\'ala_Cseh,_Blanka_Vil\'agos,_Amanda_I._Karakas,_Paolo_Ventura,_Flavia_Dell'Agli,_Reto_Trappitsch,_Melanie_Hampel,_Valentina_D'Orazi,_Claudio_B._Pereira,_Giuseppe_Tagliente,_Gyula_M._Szab\'o,_Marco_Pignatari,_Umberto_Battino,_Ashley_Tattersall,_Mattias_Ek,_Maria_Sch\"onb\"achler,_Josef_Hron,_and_Larry_R._Nittler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11101 |
古代の星や超新星に由来するスターダスト粒子は隕石から回収され、天文学的な起源のサイトの詳細な構成を持っています。大規模な（$\mu$mサイズ）隕石炭化ケイ素（SiC）粒子の大部分が、太陽よりも金属に富むCに富んだ漸近巨大分岐（AGB）星で形成されたという証拠を提示します。AGBスターで発生する遅い中性子捕獲（sプロセス）の枠組みでは、大きなSiC粒子で測定された太陽よりも低い88Sr/86Sr同位体比には、Ce/Y元素比も付随するだけで、太陽よりも、そして金属に富むバリウム星で主に観測されます-AGB星の連星です。このような起源は、これらの大きな粒子が、バルク隕石で観察されるSプロセス元素合成変動を説明するために必要な高金属AGB星からの物質を表していることを示唆しています（Eketal。2020）。金属に富み、Cに富むAGB星の流出では、SiC粒子は小さいと予測されます（$\simeq$0.2$\mu$mサイズ）。ダストシードの数が標準値の$10^{-13}$のH原子の数よりも2桁から3桁少ない場合、大きな（$\simeq$$\mu$mサイズ）SiC粒子が成長する可能性があります。したがって、金属性が増加するとダストシードの数が減少し、より大きなSiC結晶粒が生成される可能性があると予測します。
スピンスターのジェットのような超新星における強い中性子バースト
一部の金属に乏しい星には、遅い（s）と速い（r）の中性子捕獲プロセスの中間にある豊富なパターンがあります。ジェットのような爆発を経験している高速回転する大質量星のヘリウムシェルが2つの効率的な中性子捕獲プロセスを経ることを示します。最終的には、化学組成がsプロセスとrプロセスの中間にある材料を提供します。初期の回転速度が$\sim700$〜km〜s$^{-1}$である低金属性の40〜$M_{\odot}$モデルは、誕生から超新星まで、低速に続く核ネットワークで計算されました中性子捕獲プロセス。2D流体力学の相対論的コードを使用して、$E=10^{52}$〜ergの恒星マントルに衝突するジェットのような爆発がモデル化されました。ジェット誘導元素合成は、1812核のネットワークを使用した後処理で計算されました。星の寿命の間に、回転によってブーストされる効率的なsプロセスのおかげで、$30\lesssimZ\lesssim82$の重い要素が生成されます。進化の終わりに、ヘリウムシェルは、トランス鉄元素と（未燃焼）$^{22}$Neに多く含まれ、その存在量は、非回転モデルよりも$\sim20$倍高くなっています。爆発中、ジェットはヘリウムシェルを$\sim1.5$GKまで加熱します。$^{22}$Ne（$\alpha、n$）などの（$\alpha、n$）反応を効率的にアクティブ化し、中性子密度が$\sim10^{19の強力なnプロセスにつながります}-$0.1$〜秒の間、10^{20}$〜cm$^{-3}$。これには、sプロセスパターンをより重い要素（Euなど）にシフトする効果があります。結果として得られる化学パターンは、ジェットモデルの噴出物が均一に混合されていなければ、炭素強化金属の少ないr/sスターCS29528-028の存在量と一致しています。これは、sとrの過程の中間に存在パターンを示す金属に乏しい星の少なくともいくつかを説明できる新しい天体物理学サイトです。
散開星団における中低質量星と李の進化
| Title |
Intermediate-to-Low_Mass_Stars_in_Open_Clusters_and_the_Evolution_of_Li |
| Authors |
B._A._Twarog_(1),_B._J._Anthony-Twarog_(1),_C._P._Deliyannis_(2)_and_A._Steinhauer_(3),_((1),_Univ._of_Kansas,_(2)_Indiana_Univ.,_(3)_SUNY-Geneseo) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11157 |
1〜3Gyr年齢の散開星団（OC）には、Liの進化を理解するための複数の関連性の進化の段階で、中低質量の星が含まれています。一定の年齢でリチウムディップ（LD）の高温側からメインシーケンス（MS）を離れる星には、一連の質量、さまざまな程度のコア縮退、および静止状態またはフラッシュ条件下でのヘリウムの点火が含まれます。主要な散開星団の巨大な枝からLDの下までの星の重要なサンプルの継続的な調査により、質量と年齢の異なる星間のLi変動の根本的な原因に重要な手掛かりを与えるパターンが明らかになりました。LDはこの時代のOCで十分に確立されていますが、LDの高温側の星は、色の同じ領域を占めているにもかかわらず、見かけの原始クラスター値からLD中心で見られるものと同様の上限までの範囲のLiを示すことができます-マグニチュードダイアグラム（CMD）。最初の上昇の巨大な枝にある星は、測定可能なLiの劇的な減少を示します。これは、年齢の増加およびターンオフ質量の減少と強く相関しています。これらの傾向が、LD自体の存在と個々の星の時間的進化のコンテキストでどのように説明できるかについて説明します。
提案された白色矮星パルサーAR蠍座のスピンダウン率の改善
| Title |
An_Improved_Spin-Down_Rate_for_the_Proposed_White-Dwarf_Pulsar_AR_Scorpii |
| Authors |
Yadira_Gaibor,_Peter_Garnavich,_Colin_Littlefield,_Stephen_B._Potter,_David_A._H._Buckley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11276 |
5つの観測シーズンをカバーする3つの観測所からのARScorpiiのラピッドケイデンス、多波長測光を分析します。システムのビートパルスの到着時間を測定し、それらを使用して更新されたエフェメリスを計算します。白色矮星のスピンダウン率は、わずか4％の不確実性で推定されます。これらの結果は、疑いもなく、白色矮星の回転周期がスティラーらのそれと一致する速度で増加していることを確認しています。（2018）。軌道全体でのビートパルスのカラーインデックスの変化を調べます。一次パルス最大値の色は軌道全体で大幅に変化し、ピークは軌道の前半よりも優れた結合の後で青くなります。具体的には、軌道フェーズ0.5では、プライマリパルスのカラーインデックスは、より青いインデックスに向かって非常に鋭い不連続性を示します。これは、2つの放出極の色が大きく異なるPotter＆Buckley（2018b）シンクロトロン放出モデルをサポートします。しかしながら、二次パルスの色の対応するジャンプは見られない。さらに、私たちの分析は、バイナリ軌道位相に応じて、パルスの到着時間が$u$と$r$の同時測光で6秒も異なる可能性があることを示しています。未修正のままにしておくと、この波長依存のタイミングオフセットにより、特に異種データセットで、スピン周期導関数の誤った測定が発生する可能性があります。
LAr検出器での非常に低い質量のブラックホールの検出について
暗黒物質の性質はまだ未解決の問題です。最も単純な仮定は、重力が暗黒物質に確実に結合される唯一の力であり、したがってマイクロブラックホールは実行可能な候補である可能性があるということです。Planckスケール（10$^{-5}$g）の周囲および上方に質量を持つマイクロブラックホールを直接検出する可能性を調査し、次世代の巨大なLAr検出器でこれらのオブジェクトの古典的な重力処理を保証しました。LArで生成された信号（イオン化およびシンチレーション）がマイクロブラックホールまたは他の粒子間の識別を可能にすることを示します。これらのマイクロブラックホールの軌跡は、アクティブな媒体全体を任意の方向に横切るように見え、すべてのパスで均一なイオン化とシンチレーションが生成されることが予想されます。
天体での暗黒物質捕獲：光メディエーター、自己相互作用、および直接検出との相補性
| Title |
Dark_matter_capture_in_celestial_objects:_light_mediators,_self-interactions,_and_complementarity_with_direct_detection |
| Authors |
Basudeb_Dasgupta_(Tata_Inst.,_Mumbai),_Aritra_Gupta_(ULB,_Brussels),_Anupam_Ray_(Tata_Inst.,_Mumbai) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10773 |
任意のメディエーターの質量を説明するために、天体でのDMキャプチャの形式を一般化し、中性子星の観測からのDM核子散乱断面積に対する既存および予測された天体物理学的制約を更新します。DM核子相互作用の強度に対する天体物理学的制約は、最も厳しいと考えられており、光メディエーターに対して大幅に弱まり、完全に無効にできることを示しています。非対称DMの場合、既存の天体物理学的制約は5MeV未満のメディエーターでは完全に洗い流され、DMの消滅では、0.25MeV未満のメディエーターでは投影された制約が打ち消されます。関連する地上の直接検出境界も弱められますが、補完的な方法で。それらは、非対称または消滅するDMの場合、小さいまたは大きいDM質量の天体物理学的捕獲境界に取って代わります。DMの反発的な自己相互作用は、総捕獲率にわずかな影響を与えますが、ブラックホール形成基準に大きな影響を与えます。これは、非対称自己反発DMのDM-核子相互作用強度に対する制約をさらに弱めますが、自己反発DMを全滅させるための制約は変更されません。以前の研究では黒体として概算されていた、新しく形成されたブラックホールの正しいホーキング蒸発率を使用し、結果として崩壊のより広範な緩和にもかかわらず、中性子星の崩壊の観察が広い範囲をプローブできることを示しています。DM自己相互作用の強さの範囲。
運動論を使用してバリオンと冷たい暗黒物質で構成される自己重力システムを調べる
| Title |
Using_kinetic_theory_to_examine_a_self-gravitating_system_composed_of_baryons_and_cold_dark_matter |
| Authors |
Gilberto_M._Kremer,_Mart\'in_G._Richarte,_and_Elberth_M._Schiefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10889 |
ニュートン理論の領域内で無動論的アプローチを使用して、ハッブル半径内の深いモード（サブホライズン領域）でバリオンに重力結合された非相対論的冷たい暗黒物質の進化を調べます。全密度摂動の一般解を取得し、バリオン摂動が暗黒物質摂動に遅れずに追いついて、結合構造の形成を可能にすることも示します。ターンアラウンドイベント、物質の崩壊、およびそのビリアル化プロセスを考慮することにより、線形摂動分析を拡張します。
天体物理学の$ r $プロセスによる中性子過剰のアクチニドの核分裂特性の調査
| Title |
Probing_the_fission_properties_of_neutron-rich_actinides_with_the_astrophysical_$r$_process |
| Authors |
Nicole_Vassh,_Matthew_R._Mumpower,_Trevor_M._Sprouse,_Rebecca_Surman,_and_Ramona_Vogt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.10905 |
天体物理学的環境で起こり得る急速な中性子捕獲（$r$-プロセス）元素合成における核分裂の影響を調べる最近の研究をレビューします。重アクチニド種の個体数に対する不確実な核分裂障壁と核分裂率の影響について簡単に説明します。中性子過剰核の核分裂片分布の影響を示し、最近の巨視的微視的計算を含む現在利用可能な治療法について議論します。元素合成の結果を$r$プロセス要素が豊富な金属の少ない星の恒星データと直接比較して、核分裂が、星から星。
二相検出器におけるエレクトロルミネセンスと電子なだれ
エレクトロルミネセンスと電子なだれは、暗黒物質の探索とニュートリノの検出に2相のアルゴンとキセノンの検出器で使用される物理的効果であり、極低温希ガス媒体で一次イオン化信号を直接増幅します。このような光と電荷の信号増幅の概念を、気相と液相の両方で、それらの組み合わせを含めて概説します。二相検出器におけるエレクトロルミネセンスと電子なだれの物理学の不可解な側面を説明し、これらの効果に基づく検出技術について説明します。
プロカ星の潮汐愛数
プロカ星（arXiv：1508.05395）はどこでも規則的で、漸近的に平坦な自己重力ソリトンであり、複雑で巨大なベクトルボソンで構成され、巨視的な星サイズのボーズアインシュタイン凝縮を形成します。これらは、エキゾチックなコンパクトオブジェクト、ブラックホールミミッカー、暗黒物質候補の古典的な動的モデルとして提案されています。球対称では、それらは定性的にはこれまでに研究されたすべての点で標準の（スカラー）ボソン星であるスカラーのいとこに似ています。ここでは、球形対称プロカ星の潮汐変形能と四極極潮汐ラブ数（電気タイプと磁気タイプの両方）を調べます。摂動の方程式が導き出され、いくつかの具体的な背景解のラブ数の数値が計算されます。両方のラブ数は、スカラーボソンスターのものと質的に類似していることがわかります。特に、電気型（磁気型）の四重極ラブ数は、Proca星では正（負）です。量的には、同じコンパクトさで、Procaの場合の電気的および磁気的なLove数はスカラーの場合よりも（大きさで）近く、電気的なLove数は磁気的なものよりもわずかに大きいです。
GWTC-1イベントを使用した、パリティ違反の重力のパラメーター化されたテスト
パリティ違反（PV）重力は、最近いくつかの側面で関心を集めています。それらの1つは、アキシオン-暗黒物質モデルをテストするためのアキシオン-重力子結合です。さらに、Chern-Simons（CS）重力を拡張してスカラーフィールドの導関数を2次まで含めることにより、CNCLモデルと呼ばれる、より一般的なPV重力理論のクラスが提案されています〜[M。Crisostomietal。、Phys。リビジョンD、97、044034（2018）]。モデルは、スカラーフィールドのさらに高い導関数および/またはより高い曲率項を含めることにより、さらに拡張できます。この論文では、モデルの独立した変更のパラメータ化を導入することにより、二元合体からの重力波の伝播に対する重力セクターのパリティ違反の影響について説明します。パラメータ化には、CNCLモデルとCS重力が含まれます。重力波形に対するパリティ違反の影響は、見通し線に対するソースのバイナリの向きがエッジオンのときに最大になりますが、修正された波形は、ソースが正面のときにパリティ対称の波形に減少します。LIGO/VirgoO1/O2カタログを使用して、このような変更の署名を検索します。カタログデータが一般相対論と一致していることがわかり、初めてさまざまなポストニュートン次数の変更に対する重力のパリティ違反の制約が取得されました。得られたCS重力の制約は、以前の研究の結果と一致しています。一方、取得するCNCLモデルの制約は、以前の結果よりも約7桁厳密です。
$ ^ {20} $ Neのab initio対称性に適応した記述からのアルファクラスタリングとアルファキャプチャ反応率
| Title |
Alpha_clustering_and_alpha-capture_reaction_rate_from_ab_initio_symmetry-adapted_description_of_$^{20}$Ne |
| Authors |
A._C._Dreyfuss,_K._D._Launey,_J._E._Escher,_G._H._Sargsyan,_R._B._Baker,_T._Dytrych,_J._P._Draayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11208 |
クラスタリングを研究し、abinitio波動関数を使用してアルファ部分幅を計算するための新しいフレームワークを紹介します。$^{16}$O$+\alpha$クラスター構成とabinitio対称性で計算された$^{20}$Neの状態との間のオーバーラップを計算することにより、$^{20}$Neの形式を示します非コアシェルモデルを採用。分光振幅と分光係数を提示し、それらを大規模モデル空間でのコアなしシンプレクティックシェルモデルの結果と比較して、アルファクラスタリングを駆動する基礎となる物理学への洞察を得ます。具体的には、$^{20}$Neの最も低い$1^-$共鳴のアルファ部分幅について報告します。これは、実験とよく一致していることがわかります。また、基底状態の漸近正規化係数、および$^{20}$Neの最初の励起$4^{+}$状態の最初の非コアシェルモデル推定を提示します。$^{16}$O$+\alpha$しきい値。この結果は、クラスター構造の開発とアルファ幅の記述における相関の重要性を強調しています。次に、この幅を使用して、天体物理学に関心のある狭い共鳴のアルファ捕獲反応率を計算できます。天体物理学的に適切な温度でのアルファキャプチャ反応$^{16}$O$（\alpha、\gamma）^{20}$Neの反応率を調べ、シミュレートされたX線バーストの存在量への影響を決定します。
ゲージされた$ U（1）_ {L_ \ mu-L_ \ tau} $におけるミュー粒子異常磁気モーメントの太陽ニュートリノプローブ
| Title |
Solar_neutrino_probes_of_the_muon_anomalous_magnetic_moment_in_the_gauged_$U(1)_{L_\mu-L_\tau}$ |
| Authors |
Dorian_Warren_Praia_do_Amaral,_David_G._Cerdeno,_Patrick_Foldenauer,_and_Elliott_Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11225 |
ゲージ化された$U（1）_{L_\mu-L_\tau}$のモデルは、ミューオン異常磁気モーメントの理論的予測とその測定値の間の長期にわたる不一致に対する解決策を提供できます。追加の寄与は、ハッブルパラメータの決定における既存の緊張を緩和するのにも役立つ新しい光ベクトルメディエータによるものです。この記事では、太陽ニュートリノの電子と原子核による散乱を介してこのソリューションを検証する方法をさまざまな実験で検討し、高金属性シナリオと低金属性シナリオを検討します。特に、ニュートリノ電子散乱に対するBorexinoの制約を再評価し、以前に報告されたものよりも厳格であることを発見し、$2\times10^未満のメディエーター質量を持つ$（g-2）_\mu$の説明の一部をすでに除外しています{-2}$GeV。次に、将来の直接暗黒物質検出器が残りのソリューションのほとんどをプローブできることを示します。LZは露出が大きいため、メディエーターの質量が最大$7\times10^{-2}$GeVの領域をプローブでき、DARWINは検索を$10^{-1}$GeVを超えて拡張できるため、ほとんどの範囲をカバーできます。$（g-2）_\mu$と互換性のある領域の。完全を期すために、最近のXENON1T電子反跳探索とCENNS-10LAr検出器から導出された制約も計算しました。これらのどれもパラメーター空間の新しい領域をプローブしないことを示しています。ミュー粒子異常磁気モーメントの過剰が確認された場合、私たちの作業は、直接検出実験が$U（1）_{L_\mu-L_\tau}$ソリューションをテストするための重要な補足情報を提供し、努力を補足できることを示唆していますニュートリノ実験と加速器。
2020年のニュートリノ振動画像の世界的な再評価
| Title |
2020_Global_reassessment_of_the_neutrino_oscillation_picture |
| Authors |
P._F._de_Salas,_D._V._Forero,_S._Gariazzo,_P._Mart\'inez-Mirav\'e,_O._Mena,_C._A._Ternes,_M._T\'ortola,_J._W._F._Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11237 |
最も単純な3ニュートリノフレームワークでニュートリノ振動データの更新されたグローバルフィットを提示します。本研究では、いくつかの実験からの最新の分析を含めます。つまり、2019年12月現在のすべてのT2K測定、最新のNO$\nu$A反ニュートリノ統計、およびDayaBayとRENOの原子炉実験によって収集されたデータが含まれています。大気セクターと太陽光セクターについても、DeepCoreデータとSNOデータの分析をそれぞれ更新しました。全体として、これらの新しい分析により、$\theta_{13}$、$\theta_{12}$、$\Deltam_{21}^2$および$|\Deltam_{31}^2のより正確な測定結果が得られます|$。大気角$\theta_{23}$の最適値は2番目のオクタントにありますが、最初のオクタントソリューションは$\sim2\sigma$で許可されたままです。CP違反測定に関して、通常の（反転した）ニュートリノの質量順序では、得られる$\delta$の推奨値は1.20$\pi$（1.54$\pi$）です。これらの新しい結果は、ベイジアンアプローチと頻出主義アプローチの間に見出された優れた合意により、非常に堅牢であると見なされます。振動データのみを考慮すると、$2.7\sigma$レベルでの通常のニュートリノの質量配列が優先されます。最新のGerda、CUORE、KamLAND-Zenの結果からニュートリノのないダブルベータ崩壊を追加しても、この図はほとんど変更されませんが、宇宙論的測定により、保守的なアプローチの範囲で$3.1\sigma$の重要性が生じます。宇宙観測のより積極的なデータセットの組み合わせは、$3.3\sigma$レベルで、逆の質量順序に関して、法則に対するより強い好みにつながります。この宇宙論データセットは、通常の（反転した）ニュートリノ質量順序付けシナリオで$\summ_\nu<0.13$（$0.15$）〜eVに対応する総ニュートリノ質量に$2\sigma$の上限を提供します。これらの境界は、現在利用可能なすべてのニュートリノ物理入力を含むため、文献で最も完全な境界の1つです。
XENON1Tおよび恒星冷却の光の中で隠された光子暗黒物質
| Title |
Hidden_Photon_Dark_Matter_in_the_Light_of_XENON1T_and_Stellar_Cooling |
| Authors |
G._Alonso-\'Alvarez,_F._Ertas,_J._Jaeckel,_F._Kahlhoefer_and_L._J._Thormaehlen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11243 |
XENON1Tの低エネルギー電子反跳スペクトルは、潜在的な新しい物理学に興味深いヒントを提供します。同時に、水平分岐星の観測では、標準モデルの粒子含有量から予想されるものと比較して、少量の余分な冷却の存在が好まれます。このノートでは、$\sim2.8$keVの質量と$\sim10^{-15}$の速度論的混合を備えた非表示の光子により、これらの過剰の両方にうまく適合できると主張しています。このシナリオでは、XENON1Tで検出された信号は隠された光子暗黒物質粒子の吸収によるものですが、水平分岐星の異常な冷却は、恒星内部での隠された光子の共鳴生成から生じます。
極端な質量比のインスパイラルの2タイムスケールの進化：シュヴァルツシルト時空における準円軌道の波形生成スキーム
| Title |
Two-timescale_evolution_of_extreme-mass-ratio_inspirals:_waveform_generation_scheme_for_quasicircular_orbits_in_Schwarzschild_spacetime |
| Authors |
Jeremy_Miller_and_Adam_Pound |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11263 |
恒星質量コンパクトオブジェクトが銀河コアの超大質量ブラックホールに渦巻く極限質量比のインスパイラルは、LISAの主要なソースとなることが期待されています。これらのシステムをLISA科学に十分な精度でモデル化するには、重力の自己力理論を2次（または{\em断熱}）次にする必要があります。ここでは、これを実現し、断熱後の波形を生成するための実用的な2タイムスケールフレームワークを示します。フレームワークは、高速の軌道タイムスケールに適用される一連の周波数領域フィールド方程式と、低速のインスパイラルタイムスケールでの進化を決定する一連の常微分方程式で構成されます。私たちの分析は、シュヴァルツシルトブラックホールの周りの準円軌道の特別なケースに限定されていますが、その一般的な構造は、カー時空における一般的な（傾斜した偏心した）軌道の現実的なケースに引き継がれます。私たちの制限されたコンテキストでは、すべての場合に役立つツールも開発します。境界付近のソースの動作を大幅に改善する双曲面スライスを使用した周波数領域の場の方程式の定式化です。中央のブラックホールの遅い進化に特別な注意を払い、2つのタイムスケールの進化と以前の自己矛盾のない進化スキームの両方への影響を調べます。
