複合プローブの圧縮：ジョイントレンズおよびクラスター分析のための赤方偏移の重み
| Title |
Compressing_combined_probes:_redshift_weights_for_joint_lensing_and_clustering_analyses |
| Authors |
Rossana_Ruggeri_and_Chris_Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11297 |
銀河クラスタリングや弱いレンズ効果などのさまざまな観測プローブを組み合わせることは、今後の暗黒エネルギー実験で宇宙の物理学を明らかにするための有望な手法です。この戦略はパラメーターの制約を大幅に改善し、個々の分析の退化を減らし、体系を制御しますが、数千万の銀河からのデータを処理することは簡単な作業ではありません。この作業では、共同クラスタリングとレンズデータ分析のための新しい推定量を導き出し、テストして、科学的利益を最大化し、計算コストを削減します。私たちの推定器は、2つのプローブ間の相互相関からの情報を考慮に入れて、情報を失うことなく、関心のあるパラメーターに最も敏感なコンポーネントをアップウェイトすることによってデータを圧縮します。特定の統計および宇宙論モデルをテストするときに個々の銀河に適用できる最適な赤方偏移の重みを導出します。
生成的敵対ネットワークによる大規模構造密度マップの高速生成
GenerativeAdversarialNetworks（GAN）は、教師なし機械学習における最近の進歩です。これらは、2つのニューラルネットワーク間の猫とネズミゲームです。[1]トレーニングセットと比較してサンプルが本物か偽物かを検証する学習ネットワークと、[2]表示されるデータを生成する学習ネットワークトレーニングセットに属します。両方のネットワークは、トレーニングが完了するまで互いに学習し、ジェネレーターネットワークはトレーニングセットと区別できないサンプルを生成できます。GANは、N体シミュレーションから得られたものと区別がつかない新しい3D密度マップの高速生成に適していることがわかります。ほんの数秒で、完全にトレーニングされたGANは、宇宙の歴史のさまざまな時代に何千もの密度マップを生成できます。GANで生成されたこれらのマップは、時間の経過に伴う大規模構造の進化を研究するために使用できます。
ハッブル定数の測定：異なる宇宙プローブは異なる値を提供しますか？
| Title |
Measurement_of_Hubble_Constant:_Do_Different_Cosmological_Probes_Provide_Different_Values? |
| Authors |
Rahul_Kumar_Thakur,_Shashikant_Gupta,_Rahul_Nigam_and_PK_Thiruvikraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11721 |
ハッブル定数（$H_{0}$）の異なる測定値は一貫しておらず、CMBベースの方法と宇宙距離ラダーベースの方法の間の緊張が観察されています。さまざまな距離ベースの方法からの測定値にも一貫性がありません。問題をさらに悪化させるために、さまざまな方法で較正された同じ宇宙論的プローブ（たとえば、タイプIaSNe）も、$H_{0}$の異なる値を提供します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）から取得した既に利用可能な固有のデータを使用して、さまざまな距離ラダーベースの方法を比較します。私たちの分析は、パラメトリック（T検定）と、マンホイットニーU検定やコルモゴロフスミルノフ検定などのノンパラメトリック統計手法に基づいています。私たちの結果は、方法によって$H_0$の値が異なり、その差は統計的に有意であることを示しています。データは一般的なキャリブレーション方式の単一の望遠鏡から取得されているため、キャリブレーションのバイアスはこれらの違いを考慮しません。未知の物理的影響または異なるプローブからの距離測定の経験的関係に関する問題は、これらの違いを引き起こす可能性があります。
原始ブラックホールへの最近の関心は、主にLIGO/乙女座ブラックホールの発見によって刺激されています。この研究では、量子トンネリングを介したインフレーション中にランダムに核生成する真空バブルによって原始ブラックホールが形成されるメカニズムを調査します。膨張後、これらの気泡は通常、大きなローレンツ係数で周囲の放射流体に流れ込みます。以前の研究では、気泡場が標準モデル粒子に強く結合し、気泡壁が不透過性であると想定しました。ここでは、重力によってのみ流体と相互作用する気泡を検討して、この図を完成させます。シナリオをいくつかの限界で研究することにより、ブラックホールが亜臨界または超臨界体制のいずれかで形成される可能性があることがわかりました。モデルパラメータに応じて、ブラックホールの質量スペクトルは広い場合と狭い場合があり、大きな質量範囲で分離された2つのピークが発生する場合があります。異なるスペクトルでは、これらのブラックホールはLIGO/Virgoブラックホール、超大質量ブラックホールの原因となり、暗黒物質で重要な役割を果たす可能性があります。
バイナリーブラックホール合併の分布における異方性の探索
| Title |
Searching_for_anisotropy_in_the_distribution_of_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Ethan_Payne,_Sharan_Banagiri,_Paul_Lasky,_Eric_Thrane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11957 |
宇宙論の標準モデルは、宇宙の統計的等方性の仮定によって支えられています。宇宙マイクロ波背景、銀河分布、超新星などのメディアの観測は、スケール$\gtrsim100$\、Mpcでの等方性の仮定をサポートします。結合している恒星質量連星ブラックホールからの重力波の最近の検出は、異方性の新しいプローブを提供します。宇宙における物質分布の他のすべてのプローブから独立している。最初のLIGO/Virgoトランジェントカタログで異方性のレベルを決定するために球面調和モデルを使用した分析を提示します。最初の一時的なカタログ内の10のバイナリブラックホールの合併は、等方性分布と一致していることがわかります。異方性の将来のプローブの見通しを評価するために、シミュレーションイベントの調査を実行します。運用の1年以内に、第3世代の重力波観測所は、$\lesssim0.1\％$のレベルで$\sim36^\circ$の角度スケールで異方性を調査します。
宇宙の起源と進化
この論文の目的は、私たちの宇宙の$\Lambda$CDMモデルを構築するための基本的な仮定のいくつかを問うことです。私たちが焦点を当てている仮定は、宇宙の初期条件、大規模な宇宙の基本的な力、および宇宙論的データの分析で行われた近似です。それぞれの仮定について、それらの背後にある理論的理解、それらを研究するために使用される現在の方法、およびそれらをどのように改善できるかについて概説します。最後に、数値分析を実行して、以前の仮定を拡張するために提案する新しいソリューション/方法を定量化します。
チャンドラX線クラスターサンプルからの暗黒物質コア密度と半径のスケーリング関係
多くの研究により、暗黒物質のコア半径（$r_c$）とコア密度（$\rho_c$）の積によって与えられる暗黒物質の表面密度は、広範囲の銀河系でほぼ一定であることがわかっています。ただし、Chan（arXiv：1403.4352）による銀河クラスターに対するこの{\itansatz}の体系的な研究は1つしかありません。Chan（arXiv：1403.4352）は、クラスターの表面密度が一定ではなく、$\rho_c\simr_c^{-1.46}であることを発見しました$。Vikhlininetal（astro-ph/0507092）が調査したChandra観測からの12の緩和クラスターのX線サンプルに対してこの{\itansatz}のテストを実装し、arXiv：1403.4352と同じ手順を実装しますが、ガスと星の質量を説明します。$\rho_c\proptor_c^{-1.08\pm0.055}$が見つかり、固有の分散は約18％です。したがって、以前の推定と比較して、コア密度と半径の関係の勾配がはるかに浅くなり、暗黒物質の表面密度は、約1.4$\sigma$でのみ一定値からの偏差を示します。
大規模構造データのフルシェイプ分析に照らしたハッブルテンション
| Title |
The_Hubble_Tension_in_Light_of_the_Full-Shape_Analysis_of_Large-Scale_Structure_Data |
| Authors |
Guido_D'Amico,_Leonardo_Senatore,_Pierre_Zhang,_Henry_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12420 |
SH0ESコラボレーションからのハッブル定数の直接の遅い時間測定とPlanckコラボレーションからの$\Lambda$CDMモデルに基づく初期宇宙測定の間の不一致は、少なくとも原則として、初期の新しい物理学によって説明されるかもしれません宇宙。最近、SDSS/BOSSデータのパワースペクトルの完全な形状への大規模構造の有効場理論の適用により、ハッブル定数およびその他の宇宙パラメータを測定するための新しい、かなり強力な方法が明らかになりました。スケール構造調査。これを踏まえて、ハッブルの緊張を大幅に改善するように設計された、初期宇宙物理学の2つのモデル、アーリーダークエネルギーとロックンロールを分析します。完全な形状からプランク、BAO、および超新星の測定値への情報を含めると、これらのモデルによって導入された宇宙論的パラメーターの縮退はデータによってうまく破壊されているため、これらの2つのモデルは大幅に改善されません。テンション。
トランジット分光法（HEARTS）で解決された熱い太陽系外惑星の大気IV。 WASP-121 bの高解像度透過スペクトルにおける原子と分子のスペクトル一覧
| Title |
Hot_Exoplanet_Atmospheres_Resolved_with_Transit_Spectroscopy_(HEARTS)_IV._A_spectral_inventory_of_atoms_and_molecules_in_the_high-resolution_transmission_spectrum_of_WASP-121_b |
| Authors |
H._J._Hoeijmakers,_J._V._Seidel,_L._Pino,_D._Kitzmann,_J._P._Sindel,_D._Ehrenreich,_A._V._Oza,_V._Bourrier,_R._Allart,_A._Gebek,_C._Lovis,_S._N._Yurchenko,_N._Astudillo-Defru,_D._Bayliss,_H._Cegla,_B._Lavie,_M._Lendl,_C._Melo,_F._Murgas,_V._Nascimbeni,_F._Pepe,_D._S\'egransan,_S._Udry,_A._Wyttenbach,_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11308 |
目的：WASP-121bの透過スペクトルを金属と分子による高スペクトル分解能で吸収し、HST/STISとWFC3で観測された光透過スペクトルの既存の解釈について詳しく説明します。方法：相互相関法と直接微分分光法を使用して、HARPSスペクトログラフで取得した高解像度トランジットスペクトルで、ナトリウムおよびその他の中性およびイオン化原子、TiO、VO、SHを検索します。温度と組成が変化する化学平衡と静水平衡を想定してモデルを注入し、モデルの比較を可能にし、2つのブートストラップ法を使用して検出の堅牢性をテストします。結果：中性のMg、Na、Ca、Cr、Fe、Ni、およびVを検出します。これらは、かなりの量のVOと平衡状態で存在すると予測され、HST/WFC3による以前の観測をサポートします。文献で提案されているように、TiとTiOの非検出は、Tiがコールドトラップメカニズムを介して枯渇するという仮説をサポートします。原子線の深さは、静水圧モデルによって1.5から8の係数で過小予測されており、大気が拡張されているという最近の発見が確認されています。気相TiO$_2$、VO$_2$、TiSの有意な濃度の存在を予測します。これらは、高温の木星大気の光学波長およびNIR波長で重要な吸収体である可能性がありますが、正確なラインリストデータは現在利用できません。SHによる吸収の証拠はなく、膨張した原子線は、HST/STISを使用したNUVで観測された透過スペクトルの傾きを説明できることがわかります。NaDラインは大幅に広がり、15スケールの高さのそれぞれの深さの違いを示します。これは、等温静水圧理論からは予想されません。
宇宙爆発から陸上火災まで？：回答
DeschampsとMottez（以降DM）は、Gauss-Matuyamaの地磁気の反転により、消失した主双極子モーメントが10,000年のオーダーの時間フィールドに残った可能性があると主張しています。彼らは、これが宇宙線フラックスの強化を可能にし、MelottandThomas（2019）で提案した効果を後押ししたと言っています。近くの超新星からの宇宙線フラックスの大部分は、地上磁場による偏向の限界よりも百万倍も高エネルギーになるはずであると指摘します。実際、非常にエネルギッシュなものだけが直接対流圏に到達しますが、これは雲から地面への落雷に関係しています。宇宙爆発から陸上火災まで？：考察。F.DeschampsおよびF.Mottez。J.Geology128、オンラインで印刷。（2020）宇宙爆発から地上火災へ？：返信A.L.MelottおよびB.C.トーマス。J.Geology128、オンラインで印刷。（2020）宇宙爆発から地上火災まで？（A.L.MelottおよびB.C.Thomas）JournalofGeology、127、475-48110.1086/703418（2019）[arXiv：1903.01501]
TRAPPIST-1 eとfの湿潤大気と乾燥大気の区別
| Title |
Distinguishing_between_wet_and_dry_atmospheres_of_TRAPPIST-1_e_and_f |
| Authors |
Fabian_Wunderlich,_Markus_Scheucher,_Mareike_Godolt,_John_Lee_Grenfell,_Franz_Schreier,_P._Christian_Schneider,_David_J._Wilson,_Alejandro_S\'anchez_L\'opez,_Manuel_L\'opez_Puertas_and_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11349 |
近くのTRAPPIST-1惑星系は、地球型惑星の大気を特徴付けるための刺激的なターゲットです。惑星e、f、gは、恒星周辺の居住可能ゾーンにあり、それらの表面で液体の水を維持することができます。ただし、トラピスト1の拡張プリメインシーケンスフェーズでは、惑星で極端な水分損失が発生し、乾燥したマントルが発生した可能性があります。海の有無は、現在および次世代の望遠鏡で判断するのは困難です。したがって、海洋および/または生物圏の間接的な証拠が惑星大気の観測から推測できるかどうかを調査します。新しく開発された惑星大気の光化学モデルを紹介し、放射対流モデルと組み合わせて、現代の地球、金星、火星に対して検証します。大気中のさまざまな表面状態とさまざまな量のCO$_2$を想定して、結合モデルをTRAPPIST-1惑星eおよびfに適用します。モデルの入力として、X線から光波長までのほぼ同時のデータに基づいて、構築されたTRAPPIST-1のスペクトルを使用します。惑星大気の雲のない透過スペクトルを計算し、超大型望遠鏡（ELT）とジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）を使用して分子の特徴の検出可能性を決定します。特定の条件下では、生物圏や海洋の存在または非存在は、30のトランジット観測とKバンド内のELTおよびJWSTを組み合わせることによって推測できることがわかります。COの非検出は海洋の存在を示唆する可能性がありますが、重要なCH$_4$は生物圏の存在を示唆しています。
天王星と海王星の大気化学については、ほとんど知られていません。これは、これらの寒くて遠い「アイスジャイアンツ」のリモートスペクトル観測は困難であり、各惑星は1980年代の短時間の接近飛行中に1つの宇宙船しか訪れなかったためです。熱化学平衡は、両方の惑星の大気のより深く、より高温の領域の組成を制御することが期待されますが、輸送誘起消光や光化学などの不平衡化学プロセスは、遠隔探査できる上層大気領域の組成を変更します。2つの惑星間の不均衡な化学物質の豊富さの驚くべき格差は、大気輸送に大きな違いがあることを示しています。天王星と海王星の大気組成は、惑星の形成と進化の詳細を解明するための重要な手掛かりを提供することができますが、大気成分が3次元の意味でどのようにそしてなぜ変化するか、そして惑星外から入ってくる物質が観測に影響を与える方法が完全に理解されている場合に限ります豊富。将来の任務計画では、天王星と海王星の大気化学について未回答のままの主要な未解決の質問、特に惑星の形成と進化に関する質問、および私たちの氷河巨人に作用する複雑な結合大気プロセスに取り組む質問を考慮する必要があります太陽系とそれ以降。
直接画像化された光曲線の周波数変調からの地球に似た惑星の傾斜：大循環モデルシミュレーションからの模擬分析
| Title |
Obliquity_of_an_Earth-like_planet_from_frequency_modulation_of_its_direct_imaged_lightcurve:_mock_analysis_from_general_circulation_model_simulation |
| Authors |
Yuta_Nakagawa_(1),_Takanori_Kodama_(2),_Masaki_Ishiwatari_(3),_Hajime_Kawahara_(1),_Yasushi_Suto_(1),_Yoshiyuki_O._Takahashi_(4),_George_L._Hashimoto_(5),_Kiyoshi_Kuramoto_(3),_Kensuke_Nakajima_(6),_Shin-ichi_Takehiro_(7),_and_Yoshi-Yuki_Hayashi_(4),_(_(1)_Univ._of_Tokyo,_(2)_Univ._of_Bordeaux,_(3)_Hokkaido_Univ._(4)_Kobe_Univ._(5)_Okayama_Univ._(6)_Kyushu_Univ._(7)_Kyoto_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11437 |
太陽系外惑星の直接画像化技術は最近大きな進歩を遂げ、将来的には地球のような居住可能な惑星の測光信号と分光信号を監視できるようになります。しかし、雲の存在は、このような惑星の直接画像信号を解読する上で最も不確実な要素の1つとして残ります。地球に関連する一連のパラメータを使用して一連のGCM（一般循環モデル）シミュレーションを実行することにより、惑星の傾斜がどのように異なる雲パターンを生成するかを調べます。次に、シミュレートされたフォトメトリックライトカーブを使用して、軌道周期全体にわたる惑星のスピン軌道結合による周波数変調を計算し、地球双子の傾斜を推定できる範囲を確認しようとします。恒星フラックスが完全にブロックされている場合、システムから10pc離れた4mの専用の宇宙望遠鏡を使用して、地球の双子の傾斜を数度の不確実性の範囲内で推定できることがわかります。私たちの結論はいくつかの理想化された仮定に基づいていますが、直接イメージされた地球のような惑星の周波数変調は、その傾斜を決定するためのユニークな方法論を提供します。
分光位相曲線は、通過する太陽系外惑星の大気の3次元特性へのユニークなアクセスを提供します。ただし、これらの複雑なデータセットの大気特性の正確な推論を提供するために、モデリングフレームワークを開発する必要があります。ここでは、任意の軌道位相での位相曲線スペクトルから温度構造と分子存在量を取得する方法を開発します。昼と夜の大きな温度コントラストを持つ代表的なホットジュピターのコンテキストで、適切な2次元（2D）モデルと比較して、軌道位相/ジオメトリの関数として典型的な1次元（1D）取得のバイアスを調べますディスクに統合された位相ジオメトリをキャプチャします。私たちは、「真実」がわかっているシミュレートされたHST+Spitzer位相曲線データセットに新しいフレームワークを適用し、次に、標準的なホットジュピターWASP-43bの分光位相曲線に適用することで、直観を導きます。また、シミュレーションされたJWST位相曲線観測の検索フレームワークを示します。個々の位相制約と比較した場合、アバンダンスの精度が2倍向上する、縦方向の分子存在量の均一性を想定して、新しい幾何学的フレームワークをすべての分光フェーズのジョイントフィットに適用します。シミュレートされたHST+Spitzerデータの1D検索モデルを使用すると、ほとんどの軌道フェーズでCH$_4$とCO$_2$の分子バイアスが強くバイアスされていることがわかります。2Dでは、WASP-43bから取得した昼と夜のプロファイルは、軌道全体で一貫しています。JWST検索は、2Dモデルがすべての軌道フェーズで強く支持されていることを示しています。新しい2D検索の実装に基づいて、1Dモデルが適切な場合、および潮汐でロックされた惑星の大気の公平なビューを取得するために複数のTPプロファイルを含むより複雑な位相ジオメトリが必要な場合の推奨事項を提供します。
淡いブルーのドットを超えて：地球のような惑星で可能な生体署名を検索する方法
太陽系の外側から見た地球は、カールセーガンによって造られた淡い青い点のように識別されます。ハビタブルゾーンで発見されたいくつかの地球型惑星の中で、第2地球上の生命の存在の可能性のあるシグネチャを検出するには、惑星を単なる淡いブルーのドットを超えたものとして特徴付ける方法を開発して確立する必要があります。特に、惑星の自転に伴うドットの色の周期的な変化に注目します。惑星表面の大規模な不均一な分布のため、ドットの反射光は、惑星の表面を覆う陸、海、氷、雲に対応するさまざまな色成分で構成されます。ドットの色をいくつかの主成分に分解すると、さまざまな表面成分の存在を特定できます。さらに、地球上の植生は顕著な反射の特徴を共有することが知られています。反射は、植生の赤い縁として知られている760nmより長い波長で大幅に強化されます。淡い青色の点で対応する色の特徴を識別できる場合、それは生命の存在のユニークなプローブとして使用できます。将来の宇宙ミッションの方法論の実現可能性を説明し、天体物理学者の視点から宇宙生物学への方向性を検討します。
小惑星（196256）2003 EH1の力学的モデルと力の進化
| Title |
The_dynamical_evolution_and_the_force_model_for_asteroid_(196256)_2003_EH1 |
| Authors |
Tatyana_Yu._Galushina_and_Georgy_E._Sambarov_(Tomsk_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11542 |
この論文は、アモールグループに属する小惑星（196256）2003EH1のダイナミクスに捧げられています。小惑星2003EH1は、四分円群の主要な年間流星群の1つに関連付けられていることが知られています。この作業では、小惑星の運動に対するさまざまな摂動因子の影響を分析します。摂動推定は、公称軌道の進化と初期信頼領域のサイズに基づいて、5つの異なる方法で行われました。2003EH1の力学的進化への最も重要な影響は、太陽、主要な惑星と月からの重力、および太陽の相対論的効果（RE）です。それほど重要ではないのは、地球、太陽、木星の偏角です。パラス、セレス、ベスタ、プルートからの重力摂動。惑星、月、冥王星のRE。小惑星2003EH1のカオスと進化の研究は、その運動方程式と500のクローンを統合することによって検討されました。時間間隔（1000〜4000年）は、積分精度の推定によって決定されています。近傍軌道の平均指数成長係数（MEGNO）を計算し、1700から2300の区間でのみMEGNOが2未満であることを確認しました。2300年後、MEGNOパラメータは増加し、運動の不安定性を示します。これは、軌道が300年後の時間間隔では規則的であり、この間隔外では無秩序であると見なされることを示しています。私たちが推測しているように、その理由は、木星と小惑星の頻繁な接近と無節点の共鳴のオーバーラップです。
惑星条件での高密度水素の理解
高圧と高温の材料は、惑星科学と宇宙物理学、温かい高密度物質物理学、および慣性閉じ込め核融合研究にとって大きな関心事です。惑星構造モデルは、地球上に存在しないエキゾチックな条件での要素（およびそれらの混合物）の動作に関する私たちの理解に依存しています。同時に、惑星は極端な条件で材料を研究するための自然な研究所として機能します。このレビューでは、惑星内部のモデリングと、水素とヘリウムの高圧物理との関係について説明します。最初に、水素とヘリウムの状態方程式と相図を決定するための主要な実験と、最先端の理論的アプローチをまとめます。次に、太陽系、木星、土星の巨大惑星の内部構造に関する現在の知識と、それらの特性に対する高圧物理学の重要性について簡単に説明します。
推定された内部構造に対する太陽系外惑星の測定パラメーターの影響
| Title |
The_impact_of_exoplanets'_measured_parameters_on_the_inferred_internal_structure |
| Authors |
J.F._Otegi,_C._Dorn,_R._Helled,_F._Bouchy,_J._Haldemann_and_Y._Alibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12353 |
太陽系外惑星の特徴付けは、現在の太陽系外惑星科学の主要な焦点の1つです。超地球とサブネプチューンの場合、私たちは主に質量と半径の測定に依存しています。これにより、人体の平均密度を導き出し、惑星のバルク組成の大まかな推定を行うことができます。ただし、惑星内部の決定は非常に困難な作業です。観測された基本パラメータの不確実性に加えて、惑星の組成を決定する際の縮退のために、理論モデルは制限されています。私たちは、スーパーアースとサブネプチューンの内部特性に影響を与えるいくつかの側面を研究することを目指しています：観測の不確実性、M-Rダイアグラム上の位置、大量の存在量または照射としての追加の制約の影響、およびモデルの仮定。観測とモデルの不確実性を説明する完全確率ベイズ推論分析を使用します。ネストされたサンプリングスキームを使用して、関心のあるすべての惑星構造パラメーターの事後確率分布を効率的に生成します。コア、マントル、高圧氷、液体水、およびH-Heエンベロープの自己矛盾のない熱力学に基づく構造モデルを含めます。内部構造の決定に対する質量と半径の不確実性の影響に関して、3つの異なるレジームを見つけます：地球のような構成線の下と純水構成線の上で、小さな観測不確実性がコアと大気の質量のより良い決定につながりますそれぞれ、そしてそれらの間の構造特性は、観測の不確実性にわずかに依存するだけです。温度またはエントロピープロファイルの小さな変動が観測の不確実性に匹敵する半径変動につながることを示し、モデルの仮定にリンクされた不確実性が観測の不確実性よりも内部構造を決定するためにより適切になり得ることを示唆します。
光学診断図におけるAGN領域の上限
| Title |
Upper_boundaries_of_AGN_regions_in_optical_diagnostic_diagrams |
| Authors |
Xihan_Ji,_Renbin_Yan,_Rogerio_Riffel,_Niv_Drory,_and_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11298 |
光学診断図における銀河の分布は、適切な仮定の下でのイオン化モデルと比較したときに、それらの物理的パラメーターに関する情報を提供できます。MaNGA調査からの中央放射領域のサンプルを使用することにより、特に[SIIを含む図で、光学BPT図の活動銀河核（AGN）の細線領域（NLR）の上限の存在の証拠を見つけます]$\lambda\lambda$6716、6731/H$\alpha$。光イオン化モデルは、[SII]$\lambda\lambda$6716、6731/H$\alpha$、および[OIII]$\lambda$5007/H$\beta$の比率が非常に低下した結果として、境界を適切に再現できます。高い金属性。[SII]BPTダイアグラムの上部境界の正確な位置は、イオン化雲の電子密度と二次窒素処方にわずかに依存するだけですが、入力SEDの形状への依存ははるかに強くなります。これにより、1Rydと$\sim100$Rydの間のAGNSEDのべき乗指数を$-1.40\pm0.05$以下に制限できます。[NII]BPTダイアグラムの光イオン化モデルのカバレッジは、電子密度と二次窒素処方に強く依存します。[SII]ダブレット比によって制約された密度と[SII]BPTダイアグラムによって制約された入力SEDにより、[NII]BPTダイアグラム内のデータの範囲は、N/Oが高い処方に有利であることがわかります比率。衝撃イオン化された雲は、光イオン化によるものと同様の線比を生成できますが、存在する場合、結果として生じる上部境界の形状は、光イオン化起源のものとはおそらく異なるでしょう。
z〜1.4の2つの強力にレンズ化された銀河の強い線の比率と物理的条件の空間変動
| Title |
Spatial_Variation_in_Strong_Line_Ratios_and_Physical_Conditions_in_Two_Strongly-Lensed_Galaxies_at_z~1.4 |
| Authors |
Michael_K._Florian,_Jane_R._Rigby,_Ayan_Acharyya,_Keren_Sharon,_Michael_D._Gladders,_Lisa_Kewley,_Gourav_Khullar,_Katya_Gozman,_Gabriel_Brammer,_Ivelina_Momcheva,_David_Nicholls,_Stephanie_LaMassa,_Hakon_Dahle,_Matthew_B._Bayliss,_Eva_Wuyts,_Traci_Johnson,_Katherine_Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11387 |
銀河の形成と進化の研究では、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の主な利点の1つは、NIRSpecおよびMIRI装置のような宇宙ベースのIFUが、個々の星のスケールでの分光を含む、遠方の銀河の空間分解分光法を可能にすることです。重力によってレンズ化された銀河の形成領域。それまでの間、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3赤外線チャンネルグリズムでもこのような作業が可能なレンズ付き光源のごく一部しかありません。これらのソースのうち2つ、SDSSJ1723+3411とSDSSJ2340+2947を調べ、HSTWFC3/IRグリズムデータを使用して、いくつかの地上ベースの機器からの空間未解決分光法をサポートし、観測された強い輝線比の空間変動のサイズを調査します。イオン化パラメータと金属性に敏感なO32、R23、および発赤の指標としてのバルマー減少。電離パラメータと金属性のデクスの数十分の一の広がりに対応する赤化と赤化補正O32とR23の値に有意な空間変動が見られます。また、SDSSJ2340+2947の星形成における負の放射状勾配の明確な証拠と、SDSSJ1723+3411の1つの仮の証拠は、その星形成はかなり非対称ですが見つかりました。最後に、ライン比率の勾配とそれらから推定される物理的条件を特徴付けるために必要な空間分解されたレッドニング補正を行うのに十分なほど空間的に赤みが変化する可能性があり、より大きな、より統計的に将来の作業のために空間ベースのIFUを使用する必要があることがわかります堅牢なサンプル。
銀河中心のSクラスターの運動学的構造
| Title |
Kinematic_Structure_of_the_Galactic_Center_S-cluster |
| Authors |
Basel_Ali,_Daria_Paul,_Andreas_Eckart,_Marzieh_Parsa,_Michal_Zajacek,_Florian_Pei\b{eta}ker,_Matthias_Subroweit,_Monica_Valencia-S.,_Lauritz_Thomkins,_and_Gunther_Witzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11399 |
主に高速Sクラスターを構成し、天の川の中心にある超巨大ブラックホールSgrA*を周回する112個の星の運動学の詳細な分析を示します。それらのうちの39については軌道要素が知られ、残りについては適切な運動を知っています。傾斜の分布、および適切なモーションの飛行方向は、軌道の方向がランダムである場合に予想される均一な分布から大きく外れます。中央のアークセカンドを横切って、Sクラスター星は、銀河面に対して約+-45oの位置角度で配置されたディスクのほぼ2つの端に配置されます。各ディスクの星の角運動量ベクトルは両方向を指します。つまり、特定のディスクの星は反対方向に回転します。この構造のポールは、視線から約25oの位置にあります。この構造は、約6ミリ年前のクラスターでの若いB矮星の形成から始まった共鳴プロセスの結果かもしれません。代わりに、それはコンパクトな恒星連合IRS13の距離に匹敵する中心からの距離に妨害者の存在を示しました。
GASP XXVI。クラゲ銀河のHIガス：JO201とJO206の場合
| Title |
GASP_XXVI._HI_Gas_in_Jellyfish_Galaxies:_The_case_of_JO201_and_JO206 |
| Authors |
M._Ramatsoku,_P._Serra,_B._M._Poggianti,_A._Moretti,_M._Gullieuszik,_D._Bettoni,_T._Deb,_A._Franchetto,_J._H._van_Gorkom,_Y._Jaff\'e,_S._Tonnesen,_M._A._W_Verheijen,_B._Vulcani,_L._A._L._Andati,_E._de_Blok,_G._I._G._J\'ozsa,_P._Kamphuis,_D._Kleiner,_F._M._Maccagni,_S._Makhathini,_D._Cs._Moln\'ar,_A._J._T._Ramaila,_O._Smirnov,_K._Thorat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11543 |
クラゲ銀河JO201のHI観測を示します。この巨大な銀河（M$_{\ast}=3.5\times10^{10}$M$_\odot$）は、豊富なクラスター（M$_{200}\sim1.6\times10^{15}$M$_\odot$、$\sigma_{cl}\sim982$km/s）高速$\geq$3363km/s。そのH$\alpha$放出は、その恒星円盤の近くに閉じ込められた$\sim$40kpc尾と、さらに外側に伸びている$\sim$100kpc尾を示しています。HI放出は、より短いクランピーH$\alpha$テールとのみ一致します。合計で、HI質量M$_{\rmHI}=1.65\times10^{9}$M$_\odot$を測定します。これは、その恒星の質量と恒星の表面に基づいて、予想よりも約60％低くなっています密度。JO201をGASPサンプルの別のクラゲJO206（同じような質量であるが、10$\times$少ない質量のクラスターにある）と比較したところ、それらは同様にHI欠乏であることがわかりました。JO201の全HI質量の約30％は、投影で銀河円盤の外側にあります。ほとんどのHIは恒星の円盤に比べて赤方偏移しており、円盤の外側にある可能性があるため、このHIの割合はおそらく下限です。JO201の全球星形成率（SFR）分析は、現在のHI質量が10$\times$である場合、その観測されたSFRが予想されることを示唆しています。円盤は、両方の銀河の特定のHIガス密度での高い星形成効率の主な原因ですが、それらの尾部は、フィールド銀河の外側の領域と比較して、より高い星形成効率を示します。一般に、JO201とJO206は、HI含有量、恒星の質量、星形成率に基づいて類似していることがわかります。この発見は彼らの異なる環境を考えると予想外です。ICMのラム圧とこれらの銀河の復元力を比較するおもちゃのモデルは、それらに作用するラム圧の強さが、クラスターに対する3Dの軌道速度と半径距離を考慮すれば比較できることを示唆しています。
アレシボ望遠鏡による分子線の高感度観測
| Title |
High-Sensitivity_Observations_of_Molecular_Lines_with_the_Arecibo_Telescope |
| Authors |
W._S._Tan,_E._D._Araya,_L._E._Lee,_P._Hofner,_S._Kurtz,_H._Linz,_and_L._Olmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11817 |
これまでに実施された周波数範囲6.0〜7.4GHzの分子ラインの最高感度調査の1つについて報告します。観測は、305mアレシボ望遠鏡を使用して、12個の中間/大質量星形成領域のサンプルに対して行われました。CH3OHやOHなど、さまざまな分子の遷移を多数検索しました。私たちのデータのRMSノイズが低い（ほとんどのソースと遷移では約5mJy）ため、励起されたOHと6.7GHzのCH3OH吸収の検出など、以前のソースの低感度観測では見られなかったスペクトルの特徴を検出できました。6.7GHzのCH3OH検出のレビューは、高質量星形成領域での吸収と電波連続体ソース間の関連を示していますが、ターゲットプロジェクトの選択バイアスと低感度のブラインド調査は不完全であることを示しています。励起されたOH遷移の吸収も3つの発生源に向かって検出されました。特に、G34.26+0.15の広い6.035GHzOH吸収機能を確認します。これは、このHII領域での大規模な流出である膨張を示す非対称のブルーシフトの翼を特徴としています。
VSTを使用したFornax Deep Survey。 IX。 Fornax Aサブグループにおける明るい銀河とグループ内光の組み立て履歴について
| Title |
The_Fornax_Deep_Survey_with_VST._IX._On_the_assembly_history_of_the_bright_galaxies_and_intra-group_light_in_the_Fornax_A_subgroup |
| Authors |
M._A._Raj,_E._Iodice,_N._R._Napolitano,_M._Hilker,_M._Spavone,_R._F._Peletier,_H-S._Su,_J._Falc\'on-Barroso,_G._van_de_Ven,_M._Cantiello,_D._Kleiner,_A._Venhola,_S._Mieske,_M._Paolillo,_M._Capaccioli,_and_P._Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11828 |
FornaxDeepSurvey（FDS）の一部として観測された、最も明るい銀河（BGG）FornaxAを中心とするFornaxクラスターの南西グループの研究を紹介します。これには、明るいグループメンバー（mB<16等）とグループ内光（IGL）の分析が含まれます。この作業の主な目的は、FornaxAグループのアセンブリ履歴を調査し、その物理量を環境の関数としてFornaxクラスターコアの物理量と比較することです。すべての銀河について、3つの光学バンド（g、r、i）で方位角的に平均化された表面輝度プロファイルを抽出します。それぞれのバンドのカラープロファイルと構造パラメータを導き出します。統合時間が長く、FDSのカバー領域が大きいため、IGLの量を推定することもできます。FornaxAグループの大半の銀河は後期型銀河（LTG）であり、恒星の質量範囲は$8<log（M_*M_{\odot}）<10.5$です。9つのLTGのうち6つは、ライトプロファイルにタイプIII（上に曲がる）ブレークを示します。これは、郊外の絞首形成が星の形成を停止させていること、またはHIの豊富さにより、外側のディスクの星形成が強化されていることを示唆しています。IGLの推定光度は、gバンドで$6\pm2\times10^{10}L_{\odot}$であり、これはグループの総光量の約16％に相当します。FornaxAグループは、クラスターコアに関してアセンブリの初期段階にあるようです。FornaxAグループの環境はクラスターコアの環境ほど密度が高くなく、BGGを除くすべての銀河は、同様の形態、同等の色、恒星の質量、およびタイプIIIのディスクブレイクを示し、グループのこれらのプロパティの明確な傾向はありません。-中心距離。IGLへの主な貢献は、BGGNGC1316の郊外での小さな合併と、おそらく、グループの中心に近い破壊された矮小銀河です。
$ z = 2.89 $の非常に明るいQSO
| Title |
An_Extremely_Bright_QSO_at_$z=2.89$ |
| Authors |
Sarik_Jeram,_Anthony_Gonzalez,_Stephen_Eikenberry,_Daniel_Stern,_Claudia_Lucia_Mendes_de_Oliveira,_Lilianne_Mariko_Izuti_Nakazono,_Kendall_Ackley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11915 |
$z=2.889$で2MASSJ13260399+7023462の明るい準星状物体（QSO）の発見と確認を報告します。このQSOは、GaiaとWISE測光の組み合わせを使用して進行中の検索から分光学的に確認された最初の候補です。$z>2$で明るいQSOを識別します。施設。ガイアの見かけの等級$G=16.07$で、2MASSJ13260399+7023462は$z>2$で知られている最も明るいQSOの1つで、現在知られているより明るいQSOは15のみです。推定される$M_{1450、AB}$の大きさと赤方偏移を考えると、これは宇宙で最も明るい天体の1つです。推定されるブラックホールの質量と対応するエディントン比は、それぞれ（$2.7\pm0.4$）$\times$10$^{10}$M$_{\odot}$と$1.3\pm0.3$です。フォローアップのハッブル観測は、それが重力でレンズ化されていないことを確認します。
アクティブギャラクシーMCG-02-04-026の中赤外線フレア：核過渡事象のダストエコー
| Title |
A_Mid-infrared_Flare_in_the_Active_Galaxy_MCG-02-04-026:_Dust_Echo_of_a_Nuclear_Transient_Event |
| Authors |
Luming_Sun,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Hongyan_Zhou,_Liming_Dou,_Chenwei_Yang,_Xiang_Pan,_Zhenfeng_Sheng,_Zhihao_Zhong,_Lin_Yan,_Ge_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11963 |
近くのセイファート1.9銀河MCG-02-04-026の中心にあるWISEデータを使用して、中赤外線（MIR）フレアの発見を報告します。MIRフレアは、2014年の前半に始まり、2015年の終わり頃にピークに達し、2017年に減少しました。これらの年の間に、赤外線で$7\times10^{50}$エルグを超えるエネルギーが放出され、フレアのMIRカラー全体的に赤くなっていた。入手可能なデータに基づいて、MIRフレアに対応する光学的変化も紫外（UV）変化も検出しませんでした。放射伝達が関係するダストエコーモデルを使用してMIRフレアを説明しました。MIRフレアは、一次核過渡事象のUV光子によって加熱されたダストからの熱再放射として十分に説明できます。粉塵の覆い隠しのために一時的なイベントは直接見られませんでしたが、少なくとも$\sim10^{51}$エルグの総エネルギーを生成する可能性があり、そのほとんどが$\sim$3年以内に放出されました。一時的なイベントの性質は、中央の超大質量ブラックホール（SMBH）による恒星の潮汐破壊イベント、またはSMBHへの既存の降着流の突然の増強、または特に明るい超新星である可能性があります。
第4銀河象限における分子雲までの距離
| Title |
The_distances_to_molecular_clouds_in_the_fourth_Galactic_quadrant |
| Authors |
Chen_Bingqiu,_Wang_Shu,_Hou_Ligang,_Yang_Yihong,_Li_Zhiwen,_Zhao_He,_and_Biwei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11966 |
分子雲までの距離測定は不可欠で重要です。天の川の第4象限にある169個の分子雲までの直接測定距離を示します。TwoMicronAllSkySurveyからの近赤外線測光とViaLacteaSurveyのVista変数に基づいて、個々の分子雲の重なり合う方向にある赤い塊の星を選択し、ビン平均消光値とこれらの星までの距離を推測します。雲に向かう視線の消滅と距離のプロファイルを追跡し、それらをガウスダスト分布モデルに適合させて、雲までの距離を見つけます。Riceらから選択された169個の分子雲までの距離を取得しました。雲の範囲は、太陽から2〜11kpcです。距離の典型的な内部不確実性は5％未満であり、体系的な不確実性は約7％です。この作品で紹介されているカタログは、距離を直接測定した遠方の分子雲の最大の均質カタログの1つです。カタログに基づいて、文献とは異なるスパイラルアームモデルをテストしました。
水素原子とハローの質量関係の物理的ドライバー
| Title |
The_physical_drivers_of_the_atomic_hydrogen-halo_mass_relation |
| Authors |
Garima_Chauhan,_Claudia_del_P._Lagos,_Adam_R._H._Stevens,_Danail_Obreschkow,_Chris_Power,_Martin_Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12102 |
半解析的銀河形成モデルであるSHARKを使用して、$0\leqz\leq2$でのHIハロ質量関係の形状、散乱、および進化の決定に関与する物理プロセスを調査します。$M_{\rmvir}\約10^{12-13}M_でのSHARKとHIのクラスタリングおよびHIハロマス関係のスペクトルスタッキングとの比較を行います。後者の場合は{\odot}$ですが、それ以外の場合はその質量しきい値の上下で非常によく一致します。SHARKでは、HI質量はハロー質量と共に臨界質量$\約10^{11.8}M_{\odot}$まで増加することがわかります。$\sim10^{11.8}-10^{13}M_{\odot}$の間では、関係のばらつきは0.7デックス増加し、HI質量は平均してハロー質量とともに減少します。$M_{\rmvir}\geq10^{13}M_{\odot}$では、HI含有量はハロー質量とともに増加し続けます。$\約10^{12}M_{\odot}$の臨界ハロー質量は、主にアクティブ銀河核（AGN）からのフィードバックによって設定され、その周りのHI-ハロー質量関係の正確な形状と散乱がわかります質量は、AGNフィードバックがどのようにモデル化されるかに非常に敏感で、他の物理的プロセスはそれほど重要ではありません。HIハロの質量関係のばらつきの原因となる主な二次パラメーター、つまり$M_{\rmvir}\leq10^{11.8}M_{\odot}$でのハロスピンパラメーター、および$M_{\rmvir}\geq10^{13}M_{\odot}$の全ハロー質量の部分構造。$10^{11.8}<M_{\rmvir}<10^{13}M_{\odot}$での散乱は、中心銀河のブラックホールと星の質量比で最もよく説明され、AGNフィードバックを反映しています関連性。このようなシミュレーションで測定可能なハローパラメーターのみに基づいて、暗黒物質のみのシミュレーションに$0\leqz\leq2$のHIを設定する数値モデルを提示します。
初期型銀河の基本面の年齢と内部構造への依存
$M_r\le-19.5$および$0.025\lez<0.055$の$16,283$ETGを使用して、初期型銀河（ETG）の基本平面（FP）での散乱と、ETGの年齢と内部構造への依存性を調査しますスローンデジタルスカイ調査データ。ETGの年齢と、ETGの色、絶対等級、中心速度分散などの測光パラメーターの関係を使用して、FPのばらつきが年齢に依存することを確認します。年齢$\gtrsim9$Gyrsの古いETGのFPは$\sim0.06$dex（$\sim14\％$）の分散が小さく、年齢$\lesssim6$Gyrsの若いETGのFPは$の分散が大きい\sim0.075$dex（$\sim17\％$）。若いETGの場合、よりコンパクトなETGは、よりコンパクトなETG（$\sim0.10$dex;$\sim23\よりも、FPのばらつきが小さい（$\sim0.065$dex;$\sim15\％$）です。％$）。一方、古いETGのFPでの散乱は、銀河構造のコンパクトさに依存しません。したがって、ETGのサブポピュレーションの中で、コンパクトな若いETGはFPで最大のばらつきがあります。コンパクトな若いETGでのこの大きなばらつきは、動的質量対光比（$M_\mathrm{dyn}/L$）が低く、中央領域で青色のETGが原因で発生します。ガスに富んだ大規模な合併を経験した銀河の単純なモデルと比較することにより、最近のガスに富んだ大規模な合併のシナリオは、特定の質量（低$M_\mathrm{dyn}/L$）と中央の青。
KK 69の新しいHI観測。KK69は遷移中の矮小銀河ですか？
| Title |
New_HI_observations_of_KK_69._Is_KK_69_a_dwarf_galaxy_in_transition? |
| Authors |
J._Saponara,_B._S._Koribalski,_N._N._Patra,_P._Benaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12243 |
私たちは、以前の観測のほぼ2倍の信号対雑音比を備えた巨大電波電波望遠鏡（GMRT）で得られた矮小銀河KK69の新しいHIデータを提示します。ガウススペクトル分解とスタッキングメソッドを実行して、HIガスの冷中性媒質（CNM）と温中性媒質（WNM）を特定しました。HIガス全体の30％に相当します。これは約質量に相当します。10^7MoはCNMフェーズにあります。KK69のHIの分布は対称的ではありません。ハッブル宇宙望遠鏡の画像上にオーバーレイされたKK69のGMRTHI強度マップは、約。HI高密度領域と恒星本体の間の4kpcは、矮小移行銀河である可能性を示しています。オフセットは、HIボディの潜在的な切り捨てとともに、中央グループの渦巻銀河NGC2683との相互作用の証拠であり、HIガスがKK69から取り除かれていることを示しています。さらに、グループと、NGC2683HI円盤の北東部近くに位置する可能性のある新しい銀河。
| Title |
Recurrent_Neutrino_Emission_from_Supermassive_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
O._de_Bruijn,_I._Bartos,_P.L._Biermann_and_J._Becker_Tjus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11288 |
ブレザーTXS0506+056からのニュートリノ放出の可能性の最近の検出は、この特別なタイプのアクティブな銀河をニュートリノエミッターとして有望にする、天体物理学のソースに関連付けられた最初の高エネルギーニュートリノでした。ニュートリノ放出の2つの異なるエピソードが約3年の間隔で検出されたという事実は、放出が周期的である可能性があることを示唆しています。連星の合併に近いジェット歳差運動のため、超大質量連星ブラックホールシステムからの周期的な放出が予想されます。ここで、TXS0506+056がバイナリソースである場合、2021年の終わりまでに次のニュートリノフレアが発生する可能性があることを示します。このシステムからの重力波の検出につながるLISAによるバイナリプロパティを導出します。初めての結果では、TXS0506+056の例のこれらの相関の時間スケールを定量化し、そのようなソースのニュートリノと重力波の両方のシグネチャの明確な予測を提供します。
あなたはいつもあなたが望むものを手に入れることができます：GW190412の解釈に対する以前の仮定の影響
| Title |
You_Can_Always_Get_What_You_Want:_The_Impact_of_Prior_Assumptions_on_Interpreting_GW190412 |
| Authors |
Michael_Zevin,_Christopher_P._L._Berry,_Scott_Coughlin,_Katerina_Chatziioannou,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11293 |
GW190412は、明らかに不等質量のブラックホールバイナリの最初の観測です。GW190412の質量の非対称性と、測定された正の有効なインスパイラルスピンにより、コンポーネントのブラックホールスピンの推定が可能になりました。システムのプライマリブラックホールは、0.17から0.59の間の無次元スピンの大きさ（90％信頼できる範囲）であることがわかりました。コンポーネントのブラックホールのスピンの大きさと傾斜に対する事前分布の選択がGW190412のパラメーター推定のロバスト性にどのように影響するかを調査し、一連の事前の仮定にわたってベイズ係数を報告します。信号の説明に使用する波形ファミリに応じて、スピンしているプライマリブラックホールがわずかな場合と比較して、限界から中程度（2：1〜7：1）または強い（$\gtrsim$20：1）のサポートを見つけます。セカンダリはスピンを許可されています。これらの選択がパラメーターの推定にどのように影響するかを示し、GW190412の非対称質量と正の有効インスパイラルスピンが、量的ではなく質的に以前の仮定に対してロバストであることを確認します。私たちの結果は、観測を解釈する際に天体物理学的に動機付けられた、または人口ベースの事前を考慮することと、データからの相対的なサポートを考慮することの両方の重要性を強調しています。
超高エネルギー陽子空気相互作用における中性パイ中間子のエネルギースペクトルの測定
| Title |
Measuring_the_energy_spectrum_of_neutral_pions_in_ultra--high--energy_proton--air_interactions |
| Authors |
Lorenzo_Cazon,_Ruben_Concei\c{c}\~ao,_Miguel_Alexandre_Martins,_Felix_Riehn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11303 |
大規模な空気シャワーのミューオン含有量の変動は、大気中の宇宙線の最初の相互作用から現れる中性パイ中間子が取るエネルギーの変動と反相関します。最初の陽子-空気相互作用で生成された中性パイ中間子スペクトルの高エネルギーテールは、現在の宇宙線実験の不確実性の範囲内で、シャワーミュオンの内容に対するシャワーの確率分布の分析を通じて測定できることを示します。
13の中性子星合併のZwicky過渡施設検索に基づくKilonova輝度関数制約
| Title |
Kilonova_Luminosity_Function_Constraints_based_on_Zwicky_Transient_Facility_Searches_for_13_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Mansi_M._Kasliwal,_Shreya_Anand,_Tomas_Ahumada,_Robert_Stein,_Ana_Sagues_Carracedo,_Igor_Andreoni,_Michael_W._Coughlin,_Leo_P._Singer,_Erik_C._Kool,_Kishalay_De,_Harsh_Kumar,_Mouza_AlMualla,_Yuhan_Yao,_Mattia_Bulla,_Dougal_Dobie,_Simeon_Reusch,_Daniel_A._Perley,_S._Bradley_Cenko,_Varun_Bhalerao,_David_L._Kaplan,_Jesper_Sollerman,_Ariel_Goobar,_Christopher_M._Copperwheat,_Eric_C._Bellm,_G.C._Anupama,_Alessandra_Corsi,_Samaya_Nissanke,_Ivan_Agudo,_Ashot_Bagdasaryan,_Sudhanshu_Barway,_Justin_Belicki,_Joshua_S._Bloom,_Bryce_Bolin,_David_A._H._Buckley,_Kevin_B._Burdge,_Rick_Burruss,_Maria_D._Caballero-Garc{\i}a,_Chris_Cannella,_Alberto_J._Castro-Tirado,_David_O._Cook,_Jeff_Cooke,_Virginia_Cunningham,_Aishwarya_Dahiwale,_Kunal_Deshmukh,_Simone_Dichiara,_Dmitry_A._Duev,_Anirban_Dutta,_Michael_Feeney,_et_al._(55_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11306 |
LIGO/乙女座の3番目の観測の実行中に少なくとも1つの中性子星を含む13の重力波（GW）トリガーに対応する光学系の体系的な検索を提示します。連星中性子星（BNS）と中性子星ブラックホール（NSBH）のマージローカリゼーションをZwickyTransientFacility（ZTF）で検索し、トランジェントの発生を観測するグローバルリレー（GROWTH）のグローバルリレーによるフォローアップを実施しました。GWトリガーのローカリゼーションの中央値は4480deg^2、中央距離は267Mpc、誤警報率は1年あたり1.5〜1e-25の範囲でした。ZTFカバレッジは、39％の囲まれた確率の中央値、20.8magの中央値深さ、および1.5時間の中央値応答時間でした。GROWTHチームによるO3のフォローアップは、340のUVOIR測光ポイント、64のOIRスペクトル、および3つのラジオで構成されました。有望なキロノバ（放射能を利用した対応物）は見つかりません。上限を変換して、基礎となるキロノバ光度関数を制約します。すべてのキロノバが発見時に少なくともGW170817（-16.1mag）と明るいと仮定すると、ゼロキロノバを検出する共同確率は4.2％にすぎません。すべてのキロノバが-16.6magよりも明るく（GW170817の外挿されたピーク光度）、1mag/dayでフェードすると（GW170817と同様）、ゼロ検出の同時確率は7％です。NSBHとBNSの母集団を分離した場合、ゼロ検出の同時確率は、すべてのキロノバが-16.6magより明るいと仮定すると、NSBHの場合は9.7％、BNSの統合の場合は7.9％です。さらに、推定の新星の57％未満（89％未満）は、90％の信頼度で、フラットな（フェージング）進化を仮定すると、-16.6magより明るい可能性があります。各GWトリガーのオンラインの地上確率をさらに説明すると、推定される新星の68％未満が-16.6等よりも明るくなる可能性があることがわかります。モデルグリッドと比較すると、いくつかのキロノバは、制限と一致するためにMej<0.03MsunまたはXlan>1e-4またはphi>30degでなければなりません。（要約）
| Title |
A_possible_polar_origin_for_the_FRB_associated_with_a_Galactic_magnetar |
| Authors |
G._Younes_(1,2),_M._G._Baring_(3),_C._Kouveliotou_(1,2),_Z._Arzoumanian_(4),_T._Enoto_(5),_J._Doty_(6),_K._C._Gendreau_(4),_E._G\"o\u{g}\"u\c{s}_(7),_S._Guillot_(8),_T._G\"uver_(9),_A._K._Harding_(4),_W._C._G._Ho_(10),_A._J._van_der_Horst_(1,2),_G._K._Jaisawal_(11),_Y._Kaneko_(7),_B._J._LaMarr_(12),_L._Lin_(13),_W._Majid_(14),_T._Okajima_(4),_J._Pope_(4),_P._S._Ray_(15),_O._J._Roberts_(16),_M._Saylor_(4),_J._F._Steiner_(17),_Z._Wadiasingh_(4)_((1_and_2)_GWU,_(3)_Rice_University,_(4)_NASA/GSFC,_(5)_RIKEN_research,_(6)_Noqsi_Aerospace,_(7)_Sabanci_University,_(8)_IRAP,_(9)_Istanbul_University,_(10)_Haverford_college,_(11)_Technical_University,_(12)_MIT,_(13)_Normal_University_of_Beijing,_(14)_JPL,_(15)_NRL,_(16)_Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11358 |
高速無線バースト（FRB）は、銀河系外起源のミリ秒長の無線パルスであり、ピーク光度は天の川の光源をはるかに超えています。FRB起源の普及した呼び出しには、マグネターが含まれます。宇宙で最も強い磁場を持つ若い磁気的に駆動される中性子星です。マグネターを定義するシグネチャは、1秒未満の期間の明るく硬いX線バーストの放出です。これらは孤立して、またはバーストストーム中に発生し、数百から数時間以内に数百が観測されます。2020年4月27日、銀河マグネターSGRJ1935+2154がアクティブな期間に入り、数時間で数百のX線バーストを放出しました。驚くべきことに、これらの1つだけが一時的にFRBのような無線バーストと一致しました。ここでは、FRBの13時間前に放射され、NASANICERとフェルミ/GBMミッションのエネルギー範囲の組み合わせで同時に見られた24のX線バーストのスペクトルおよび時間分析について報告します。FRBに関連するX線バーストは、24のNICER/GBMバーストとは著しくスペクトルが異なりますが、時間的に非常に似ていることを示しています。FRBに関連するバーストがこのマグネターバーストの母集団から引き出された場合、その発生率は最大で7000分の1になります。この希少性と異常なX線バーストスペクトルの組み合わせは、おそらくFRBの起源の珍しい場所を示しています関連バースト。このユニークなイベントは、おそらくコリメートされたプラズマフローからの電波放射が生成される可能性のある高高度に広がる準極の開いたまたは閉じた磁力線に起因することをお勧めします。
ニュートリノ駆動の風とその元素合成に対する高速フレーバー振動の潜在的な影響
| Title |
Potential_Impact_of_Fast_Flavor_Oscillations_on_Neutrino-driven_Winds_and_Their_Nucleosynthesis |
| Authors |
Zewei_Xiong,_Andre_Sieverding,_Manibrata_Sen,_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11414 |
陽子中性子星（PNS）からの強いニュートリノ放出によって引き起こされる風は、Feグループより重い核を生成するための重要な場所です。ニュートリノの角度分布には特定の機能があるため、いわゆる高速フレーバー振動がPNS表面の非常に近くで発生し、風を動かすニュートリノの光度とエネルギースペクトルを効果的にリセットします。質量の下限と上限で関連する前駆体を表す2つのコア崩壊超新星シミュレーションからの非振動ニュートリノ放出特性を使用して、ニュートリノ駆動の風とその元素合成に対する高速フレーバー振動の潜在的な影響を調べます。そのような振動により、最大1.5〜1.7倍の総質量損失が増加し、著しくプロトンが豊富な状態になる可能性があることがわかりました。後者の効果は、64Znといわゆる軽いp核74Se、78Kr、および84Srの生成を大幅に向上させることができます。金属に乏しい星の存在量、銀河の化学進化一般、および隕石の同位体異常の影響について説明します。
中性子星の最大質量が$ \ sim2.3 M _ {\ odot} $を超えている場合はどうなりますか？
GW170817の合併イベントの直後にブラックホールの形成を想定することにより、柴田らは。$\lesssim$2.3$M_{\odot}$内の安定した中性子星の最大質量（$M_\textrm{max}$）の制約を更新しましたが、$M_\textrm{を除外する確かな証拠はありません最大}>2.3〜M_{\odot}$は、微物理学と天体物理学の両方の観点から見たものです。大規模なパルサーを説明するために、状態方程式（EOS）が特定の密度を超えて硬くなることが当然予想されます。この論文では、$M_\textrm{max}>2.3〜M_{\odot}$のEOSの可能性を考慮し、ポリトロピックモデルの剛性と遷移密度を調査します。2種類の中性子星、すなわち、通常の中性子星（密度は重力結合表面で消失する）と奇妙な星（自己結合表面では鋭い密度不連続性）が考慮されます。ポリトロピックモデルには、どちらの場合でも2つのパラメーター入力のみがあります。重力にバインドされたオブジェクトの場合は（$\rho_{\rmt}$、$\gamma$）、（$\rho_{\rms}$、$\gamma$）自己束縛の場合、$\rho_{\rmt}$は遷移密度、$\rho_{\rms}$は表面密度、$\gamma$はポリトロピック指数です。$M_\textrm{max}>2.3〜M_{\odot}$に関しては、最小の$\rho_{\rmt}$と$\gamma$は$\sim0.50〜\rho_0であることがわかります$と$\sim2.65$はそれぞれ通常の中性子星ですが、奇妙な星の場合、$\rho_{\rms}>1.0〜\rho_0$と$\rho_{\rmsの場合、$\gamma>1.40$になります。}<1.58〜\rho_0$（$\gamma<2.0$の場合（$\rho_0$は核飽和密度））これらのパラメトリック結果は、将来$2.3〜M_{\odot}$を超えるパルサー質量が測定される場合、微物理学の基礎を備えた実際のEOSのさらなる研究を導く可能性があります。一般的な中性子星の半径範囲の大まかな結果も導き出します。これは、通常の中性子星では$9.8〜\rm{km}<R_{1.4}<13.8〜\rm{km}$であり、$10.5〜\rm{km}<R_{1.4}<12.5〜\rm{km}$は変な星です。
GRB光学アフターグローの多波長偏光観測による弱い等価原理とローレンツ不変性のテスト
| Title |
Testing_the_Weak_Equivalence_Principle_and_Lorentz_Invariance_with_Multiwavelength_Polarization_Observations_of_GRB_Optical_Afterglows |
| Authors |
Jun-Jie_Wei,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11528 |
弱い等価原理（WEP）とローレンツ不変性の両方に違反すると、真空複屈折が発生する可能性があります。これにより、所与の天体物理学ソースからの直線偏光放射の偏光ベクトルがエネルギーに依存して回転します。ただし、複屈折効果の検索は、さまざまなエネルギーバンドの固有の偏光角に関する無知によって妨げられています。固有偏光角度とWEPおよびローレンツ不変性の違反によって引き起こされた回転角度の両方から観測された直線偏光角度への寄与を考慮し、固有偏光角度が未知の定数であると仮定して、WEPおよびローレンツの不変性。ガンマ線バースト（GRB）020813およびGRB021004の光学残光の多波長偏光データを直接当てはめることにより、ここでは、$3\sigma$信頼レベルで、パラメーター化されたポストニュートンの違いを示します。WEPからの逸脱を特徴付けるパラメーター$\gamma$値は、$\Delta\gamma=\left（-4.5^{+10.0}_{-16.0}\right）\times10^{-24}$に制限され、ローレンツ不変性の壊れた次数を定量化する複屈折パラメーター$\eta$は、$\eta=\left（6.5^{+15.0}_{-14.0}\right）\times10^{-7}$に制限されています。これらは、光子セクターにおけるWEPとローレンツの不変性の最初の同時検証です。ここに提示された分析は、GRBの迅速なガンマ線放出における将来の多波長偏光観測に適用されるため、より厳しい制限が予想されます。
最も近い発見されたブラックホールは、おそらくトリプル構成ではありません
| Title |
The_nearest_discovered_black_hole_is_likely_not_in_a_triple_configuration |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Silvia_Toonen,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11872 |
HR6819は最近、ブラックホール（BH）とBIIIタイプの星の内部連星系の周りの広い軌道にあるBe星の階層的トリプルシステムであると主張されました。このシステムは、次の3つの理由により、階層的なトリプルになる可能性は低いと主張しています。そのようなシステムのMW予算の見積もりは、寛大な仮定の下で$10^2-10^3$システムの間です。このような大きなギャップは、BHのMW予算からオーバーフローする可能性があるため、調整できません。（ii）このシステムの動的安定性は、外Be星の軌道分離に下限を設定しますが、ガイアによって解決されないため、投影された空の分離に上限が設定されます。これらの2つの制約は、幾何学的な微調整に頼らずに、外側軌道の狭い範囲を意味することを示します。（iii）インナーバイナリーでBHが形成される前に、トリプルシステムは恒星の進化を生き延びていたはずです。このシステムの控えめな初期条件で始まる数値シミュレーションを実行し、BH前駆星の質量損失、BH出生蹴り、および初期軌道分離の小さなパラメーター空間がHR6819を再現できることを示します。したがって、このシステムは、2星を持つBeスターの偶然の重ね合わせであることを提案します。
$ d ^ * $（2380）ヘキサクォークのボーズアインシュタイン凝縮暗黒物質の減衰および散乱特性
最近の研究では、$d^*$（2380）ヘキサクォーク（$d^*$（2380）-BEC）によって形成されたボーズアインシュタイン凝縮が初期宇宙で熱的に生成され、十分に安定していることが示されていますダークマターの競争力のある候補者。$d^*$（2380）-BECの減衰する署名を検索することは、この暗黒物質モデルを検証するための可能な方法です。この記事では、$d^*$（2380）-BECの散乱および減衰特性について説明し、$d^*$（2380）-BECの減衰率がTeV宇宙線と相関していることを示しますフラックス。私たちの銀河の予測平均減衰率は、現在観測されている上限よりも数桁大きいです。したがって、$d^*$（2380）-BECダークマターモデルの減衰するシグネチャを検索することは非常に困難です。それにも関わらず、$d^*$（2380）-BECのサイズは、将来的にそれらを検出できるように、自己相互作用を持つのに十分な大きさになる場合があります。
超新星シミュレーションにおける非弾性ニュートリノ核子散乱のための一般化されたコンパネト形式
| Title |
A_Generalized_Kompaneets_Formalism_for_Inelastic_Neutrino-Nucleon_Scattering_in_Supernova_Simulations |
| Authors |
Tianshu_Wang,_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12240 |
Kompaneets近似に基づいて、コア崩壊超新星シミュレーションのコンテキストで非弾性ニュートリノ-核子散乱を介してスペクトル再分布を計算するための堅牢な方法論を開発します。結果の方程式は、レプトン数を保存して精度を機械化し、エネルギーグループの数を使用して、二次式ではなく線形にスケーリングします。形式はまた、ニュートリノ放射場が熱平衡にあるときに、必然的に自動的にゼロになる物質へのエネルギー移動率を導き出すための洗練された手段を提供します。さらに、ニュートリノKompaneets方程式に対する{\epsilon}/mc2補正の次の高次を導出します。他のKompaneetsスキーマとは異なり、古典的なKompaneets方程式の特徴である保守的な形式を維持しながら、異方性角度分布の場合にも一般化されています。私たちの形式は、ニュートリノ放射フィールドのスペクトル角モーメントに従う超新星コードへの即時の組み込みを可能にします。
スターバースト駆動風の高エネルギープロセス
スターバースト銀河は、銀河円盤にある星形成領域での活動により、大規模な風を発生させます。風の発生によって生成されたディスクの断片化により、雲が形成されます。このような雲の周りには、超音速流出によるバウショックが現れます。この論文では、そのようなシナリオにおける相対論的粒子の加速と非熱放射の生成について議論します。ボウショックで加速された宇宙線は、生成される高エネルギーの光度は重要ですが、最高のエネルギーに到達しません。スターバーストでのガンマ線放出の最大10％が銀河円盤の外のこれらの線源から来る可能性があることを示しています。べき法則コンポーネントを持つ離散X線源も期待されています。
One of Everything：The Breakthrough Listen Exotica Catalog
| Title |
One_of_Everything:_The_Breakthrough_Listen_Exotica_Catalog |
| Authors |
Brian_C._Lacki,_Bryan_Brzycki,_Steve_Croft,_Daniel_Czech,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Vishal_Gajjar,_Howard_Isaacson,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Danny_C._Price,_Sofia_Z._Sheikh,_Andrew_P._V._Siemion,_Jamie_Drew_and_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11304 |
地球外情報の検索（SETI）で調査されたターゲットの多様性を拡大するための取り組みの中心として、BreakthroughListenの「Exotica」カタログを提示します。動機として、調査の幅の概念、プログラム中に観察されたオブジェクトの多様性を紹介します。SETI、共生天体物理学、共生天体物理学での肯定的な結果の可能性の増加、および体系の特徴付けを含む、幅広いプログラムを追求するいくつかの理由が与えられています。ExoticaCatalogueは、天文学に「すべての1つ」を含めることを目的とした737の異なるターゲットの865エントリコレクションです。これには4つのサンプルが含まれています。Prototypeサンプルには、非一時的な天体オブジェクトのすべての既知の主要なタイプの原型があります。最も極端なプロパティを持つオブジェクトの最上級のサンプル。何らかの理由で説明されていない謎めいたターゲットの異常サンプル。そして、陽性の結果を生み出すことが期待されていないソースを持つコントロールサンプル。私たちが知る限り、これは天体物理学の幅を広げることを目的とした最近の最初のオブジェクトリストです。財務調査の案内や一般的な参考資料として利用できることを期待して、コミュニティと共有しています。カタログに付随して、オブジェクトの分類と異常の新しい分類システムに関する広範な議論が行われます。カタログでの観察をどのように進めるつもりなのかを議論し、現在のエキゾチカの取り組みとは対照的に、同様の戦術を他のプログラムに適用することを提案します。
GREGOR：光学の再設計と2018-2020からのアップデート
| Title |
GREGOR:_Optics_Redesign_and_Updates_from_2018-2020 |
| Authors |
Lucia_Kleint,_Thomas_Berkefeld,_Miguel_Esteves,_Thomas_Sonner,_Reiner_Volkmer,_Karin_Gerber,_Felix_Kr\"amer,_Olivier_Grassin,_Svetlana_Berdyugina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11875 |
GREGOR望遠鏡は2012年に発足しました。2018年に、光学、アライメント、計装、振動低減のための機械的アップグレード、更新された制御システム、建物の機能強化、さらには適応された管理とポリシーを含む完全なアップグレードを開始しました。このペーパーでは、この期間中に実行されたすべての主要な更新について説明します。2012年以降、M1を除くすべてのパワードミラーが交換されました。2020年から、GREGORは回折限界のパフォーマンスと新しい光学系と機器のレイアウトで観察します。
NIKAおよびNIKA2偏光計のためのメタマテリアルベースの半波プレートの開発と応用
| Title |
Development_and_application_of_metamaterial-based_Half-Wave_Plates_for_the_NIKA_and_NIKA2_polarimeters |
| Authors |
G._Pisano,_A._Ritacco,_A._Monfardini,_C._Tucker,_P.A.R._Ade,_A._Shitvov,_A._Benoit,_M._Calvo,_A._Catalano,_J._Goupy,_S._Leclercq,_J._Macias-Perez,_A._Andrianasolo,_and_N._Ponthieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12081 |
コンテキストミリメートルとサブミリメートルの波長で動作する大きな視野のイメージング/偏光測定機器は、星状コアへのフィラメント材料のチャネリングにおける磁場（MF）の役割を理解するための基本的なツールであり、銀河の星形成の物理学に独自の洞察を提供します地域。他のトピックの中でも、銀河系外のスケールでは、AGNの偏光観測により、ジェットから放出されるプラズマの考えられる物理的条件を抑制したり、超新星残骸内部の塵の物理学を調査したりできます。IRAM30m望遠鏡に設置されたキロピクセルNIKA2カメラは、天文学者が260GHz（1.15mm）の大きなフィールドで同時強度/偏光測定マップを生成するために利用できる最高のツールの1つです。AIMS：NIKAおよびNIKA2での偏光測定は、入射偏光全体を迅速に変調することで実現されます。これにより、結局、小さな科学信号を、分極されておらず、大きく変動する大きな大気背景から安全に分離することができます。方法：偏光変調は、光ビームに高速回転半波プレート（HWP）を挿入することで実現されます。広い視野の観察を可能にするために、プレートは大きく、直径が250mmを超える必要があります。12Hzでの偏光信号の変調には、波長板が十分に明るいことも必要です。さらに、この重要な光学素子は、伝送と差動位相シフトの点で最適な電磁特性を示す必要があります。この目的のために、メッシュフィルターテクノロジーを使用して3つのメタマテリアルHWPが開発されました。最初の2つのシングルバンドHWPの開発で得られた知識は、最後のデュアルバンドHWPのより困難なパフォーマンス要件を達成するために使用されました。最初と3番目の波長板は、NIKAとNIKA2の両方の機器の要件を満たしていました。結果（要約）
MICADO近赤外イメージング機器の予想される残留分散の定量化
| Title |
Quantification_of_the_expected_residual_dispersion_of_the_MICADO_Near-IR_imaging_instrument |
| Authors |
J._A._van_den_Born_and_W._Jellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12132 |
超大型望遠鏡の近赤外線イメージャーであるMICADOは、回折限界のイメージングと50マイクロ秒（${\mu}$as）の天文精度を提供するように設計されています。MICADOは、大気拡散補正器（ADC）を使用して、点像分布関数（PSF）の色の伸びを制御します。最適なパフォーマンスに到達するには、補正後の分散と残差を理解する必要があります。したがって、MICADOADCで考慮する必要がある色分散のいくつかの原因を特定しました。最初に、大気拡散の一般的なモデルを比較して、これらのモデルがMICADOに引き続き適しているかどうかを調査しました。Hバンドでのほとんどの観測と同様に、一般的な大気モデルと大気全体での統合との間の差分分散は10${\mu}$未満であることを示しました。次に、エラー伝播分析を実行して、大気条件の関数としての大気拡散の不確実性を理解しました。また、測光性能に対する測光色の影響を調査しました。同じ視野内での星間の屈折差は大きくなる可能性がありますが、ADCを含めるとこの影響は無視できます。特にMICADOの場合、現在のオプトメカニカルデザインが、0.4ミリ秒（ms）の残留分散バジェットを支配していることを発見しました。プリズムの位置決め精度による0.31masと、分散間の不一致による最大0.15masの寄与があります。ガラスと大気の特性。MICADOADCの設計には、相対天文学の精度として50${\mu}$を達成するためのショートッパーは見つかりませんでした。
VTXO：X線観測用の仮想望遠鏡
| Title |
VTXO:_the_Virtual_Telescope_for_X-ray_Observations |
| Authors |
John_Krizmanic,_Neerav_Shah,_Alice_Harding,_Phil_Calhoun,_Lloyd_Purves,_Cassandra_Webster,_Steven_Stochaj,_Kyle_Rankin,_Daniel_Smith,_Hyeongjun_Park,_Laura_Boucheron,_Krishna_Kota,_Michael_Corcoran,_Chris_Shrader,_and_Asal_Naseri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12174 |
X線観測用仮想望遠鏡（VTXO）は、焦点距離が1km、角度分解能が約50ミリ秒の仮想X線望遠鏡で軽量のフェーズフレンセルレンズ（PFL）を使用します。PFLの実験室での特性評価では、X線帯域で回折限界に近い角度分解能が実証されていますが、この画質を実現するには長い焦点距離が必要です。VTXOは、2つのSmallSatの精密編隊飛行を使用して形成されます。PFLとナビゲーションビーコンを収容する小型の6UOpticsSatと、大型のESPAクラスのDetectorSatには、X線カメラ、荷電粒子放射線モニター、精密スタートラッカーが含まれます。、そして編隊飛行のための推進力。ベースラインフライトダイナミクスは、高度に楕円形の超同期静止移動軌道を使用して、慣性の形成が32.5時間の軌道の10時間にわたって約90,000kmの遠地点を形成および保持できるようにします。編隊飛行のガイダンス、ナビゲーション、および制御（GN＆C）は、標準のCubeSatアビオニクスパッケージ、精密スタートラッカー、OpticsSatの画像ビーコン、および衛星間通信リンクとしても機能する無線測距システムを使用します。VTXOの細かい角度分解能により、現在の最新技術と比較して、明るくコンパクトなX線源の中央エンジンに近い桁で環境を測定できます。このX線イメージング機能を使用すると、CygX-3やGX5-1などの中心のオブジェクトに近い方のダスト散乱の影響を調査して、X線の新星などのコンパクトなオブジェクトに近いジェット構造を探すことができます。CygX-1およびGRS1915+105として、およびカニのパルサー風星雲内の終了ショックにおける構造の探索用。VTXO開発は、選択された2018NASA天体物理学SmallSat研究（AS3）ミッションの1つとしてサポートされました。
革新的な宇宙アプリケーション向けのMEMSミラーの製造とテスト
| Title |
MEMS_Mirror_Manufacturing_and_Testing_for_Innovative_Space_Applications |
| Authors |
A._Bagolini_(1,4),_M._Boscardin_(1,4),_S._Dell'Agnello_(2),_G._Delle_Monache_(2),_M._Di_Paolo_Emilio_(2),_L._Porcelli_(2,3),_L._Salvatori_(2)_and_M._Tibuzzi_(2)_((1)_MicroNano_Facility_(MNF),_Centre_for_Materials_and_Microsystems_(CMM),_Fondazione_Bruno_Kessler_(FBK),_Via_Sommarive_18,_Trento,_Italy,_(2)_Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare_-_Laboratori_Nazionali_di_Frascati_(INFN-LNF),_Via_E._Fermi_40,_00044,_Frascati,_Italy,_(3)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_della_Calabria_(Unical),_Via_Pietro_Bucci,_87036,_Arcavacata_di_Rende,_Italy,_(4)_Trento_Institute_for_Fundamental_Physics_and_Applications_(TIFPA),_Via_Sommarive_14,_38126,_Povo_(TN),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12256 |
INFNが主導し、2019年から2021年に資金提供された、GLARE-X（geodesyviaLAserRangingviaspacEX）プロジェクトのフレームワークでは、宇宙測地学を大幅に前進させることを目的として、2019年に実施された最初の活動を示していますアダプティブミラーの製造とテスト。この特定の記事では、MRR（変調レトロリフレクター）用の「候補」MEMS（マイクロエレクトロメカニカルシステム）ミラーのパッシブ基板の製造および表面品質測定について扱います。さらなる出版物は、アクティブなコンポーネントを示します。プロジェクトGLARE-Xは、2019年から2021年の間にINFNによって承認されました。これには、INFN-LNFやFBKなど、いくつかの機関が関与しています。GLARE-Xは革新的なR＆Dアクティビティであり、大規模な宇宙測地学の目標は次のトピックに関係します：逆レーザー測距（宇宙のレーザー端末から惑星のターゲットまで）、デブリ除去および反復軌道補正のためのレーザー測距、ハイエンドToF（TimeofFlight）エレクトロニクスの開発、宇宙用MRRの製造とテスト、将来のNEO（NearEarthOrbit）キューブサット用のマイクロリフレクターの提供。この特定の記事では、「候補」のMEMSミラーのパッシブ基板で実行される製造および表面品質測定活動を要約します。これは、順にMRRに配置されます。2021年までに実現される最終的なアクティブコンポーネントは、提示された（そしてさらに）テストキャンペーンのおかげで選択された製造特性を継承し、NEO、Moon、Marsデバイスへの適切なスペースアプリケーションを見つけます。レーザー高度計およびレーザー通信サポート用のアクティブなライダー散乱体。
ゲート反復ユニットのアンサンブルによる光度曲線の天文学的分類
| Title |
Astronomical_Classification_of_Light_Curves_with_an_Ensemble_of_Gated_Recurrent_Units |
| Authors |
Siddharth_Chaini,_Soumya_Sanjay_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12333 |
収集されている天文データの量は増え続けているため、手動による分類は古くなっています。機械学習が唯一の前進です。これを念頭に置いて、LargeSynopticSurveyTelescope（LSST）チームは2018年に測光LSSTAstronomicalTime-SeriesClassificationChallenge（PLAsTiCC）を主催しました。この課題の目的は、天文学のソースをさまざまなクラスに正確に分類するMLモデルを開発することでした。限られたトレーニングセットから大規模なテストセットまで。このテキストでは、PLAsTiCCデータの時系列データを処理するために、双方向ゲーテッドリカレントユニット（GRU）ベースのモデルで実験した結果を報告します。GRUが実際に時系列データを処理するのに適していることを示します。最小限の前処理と拡張なしで、GRUと高密度ネットワークのスタックされたアンサンブルは、76.243％の精度を達成します。LSSTなどの天文調査のデータは、研究者が暗黒物質、暗黒エネルギー、宇宙の起源に関する質問に答えるのに役立ちます。天文源の正確な分類は、これを達成するための最初のステップです。
LEO衛星の明るさの緩和とルービン天文台LSSTに対する歩道の影響
| Title |
Mitigation_of_LEO_Satellite_Brightness_and_Trail_Effects_on_the_Rubin_Observatory_LSST |
| Authors |
J._Anthony_Tyson,_\v{Z}eljko_Ivezi\'c,_Andrew_Bradshaw,_Meredith_L._Rawls,_Bo_Xin,_Peter_Yoachim,_John_Parejko,_Jared_Greene,_Michael_Sholl,_Timothy_M._C._Abbott,_and_Daniel_Polin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12417 |
明るい低地球軌道（LEO）衛星のベラC.ルビン天文台とその時空のレガシー調査（LSST）の光学的影響の軽減に関する研究を報告します。これらには、衛星を回避するために望遠鏡を向けるオプション、RubinObservatoryLSSTカメラセンサーでの明るい軌跡の実験室調査、明るい軌跡によって引き起こされる画像アーチファクトを修正するアルゴリズム、SpaceXStarlink衛星を暗くする実験、地上ベースの追跡観測が含まれます。明るさの緩和がないStarlink衛星は現在g〜5.1等で、最初の実験「DarkSat」はg〜6.1等です。将来のスターリンク暗化計画は、g〜7マグマに達する可能性があります。これは、背景ノイズと同じレベルへの非線形画像アーチファクト補正を可能にする輝度レベルです。ただし、衛星の軌跡はS/N〜100のままであり、データ分析に影響を与え、一部の科学を制限する体系を生成します。衛星の距離は有限であるため、LEO衛星の軌跡は点像関数よりも幅が広くなります。RubinObservatoryの8.4mのミラーと550kmの衛星の場合、この拡大効果は約3アーク秒であり、トレイルのピーク表面の輝度を下げることで飽和を回避するのに役立ちます。
それはクールでなければなりません：共通エンベロープ進化からのバイナリーブラックホール合併の巨大な先祖
| Title |
It_has_to_be_cool:_on_supergiant_progenitors_of_binary_black_hole_mergers_from_common-envelope_evolution |
| Authors |
J._Klencki,_G._Nelemans,_A._G._Istrate,_M._Chruslinska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11286 |
大規模なバイナリシステムにおける共通エンベロープ（CE）の進化は、コンパクトなバイナリマージャーの形成にとって最も有望なチャネルの1つであると考えられています。バイナリブラックホール（BBH）をマージする場合、最初のBHがすでに形成され、コンパニオンスターが超巨大星として膨張する段階で、必須のCEフェーズが発生します。巨大なコンパニオンを持つどのBHバイナリが進化し、CEフェーズを生き残るかを調査します。このため、さまざまな進化段階と金属性の詳細な大規模な恒星モデルから、エンベロープ結合エネルギーを計算します。私たちは、CE排出を容易にすることを優先し、物質移動の安定性基準における最近の進歩を説明する、物理的に極端な複数の選択を行います。最も楽観的な仮定でも、BH（およびNS）バイナリでCE放出を成功させることができるのは、ドナーが巨大な対流エンベロープジャイアント、赤い超巨大（RSG）である場合のみです。言い換えると、BBH合併のCE以前の前駆細胞は、RSGコンパニオンを持つBHバイナリです。巨大な巨人の放射状膨張への影響により、金属性は間接的ではあるが、RSGのエンベロープ構造と結合エネルギーに非常に強い影響を与えることがわかりました。私たちの結果は、人口合成モデルからの合併率は、特に金属性が低い場合、大幅に過大評価される可能性があることを示唆しています。さらに、光度がlog（$L/L_{\odot}$）=5.6-5.8であり、$M>40M_{\odot}$の星に対応する観測されたRSGの欠如は、CEの実行可能性に疑問を投げかけています最も大規模なBBH合併の形成のためのチャネル。このようなRSGは、寿命が非常に短いために検出を回避するか、存在せず、CEチャネルは質量$<50M_{\odot}$のBBHシステムしか生成できません。最後に、代替のCEシナリオについて説明します。このシナリオでは、部分的なエンベロープの排出の後に、おそらく長く安定した物質移動のフェーズが続きます。
CリッチAGB星風の3成分モデリングV.ドリフトを含む周波数依存の放射伝達の影響
| Title |
Three-component_modelling_of_C-rich_AGB_star_winds_V._Effects_of_frequency-dependent_radiative_transfer_including_drift |
| Authors |
Christer_Sandin_and_Lars_Mattsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11296 |
冷たい炭素星の恒星風は、大量の炭素と塵で星間物質を豊かにします。周波数依存の放射伝達の説明を追加して、2流体流が風に及ぼす影響の研究を紹介します。さらに、放射流体力学モデルには、恒星の脈動、粒子の成長とアブレーション、1つの平均粒子サイズを使用したガスからダストへのドリフト、小粒子制限とミー散乱の両方に基づくダストの消滅、正確な数値スキームが含まれます。1024グリッドポイントと319周波数の太陽金属を使用して高空間分解能でモデルを計算し、ドリフトモデルを非ドリフトモデルと比較してドリフトの影響を識別します。私たちの結果は、現存の結果と比較して最大1000％の違いを示しています。ドリフトモデルの質量損失率と風速は、常にではありませんが、通常、非ドリフトモデルよりも低くなります。小粒子制限の代わりにミー散乱を使用すると、差は大きくなります。他の特性の中で、ガスとダストの質量損失率、ダストとガスの密度比、および風速は、ダストとガスの速度比に指数関数的に依存します。ドリフトを使用すると、最小の強風でのダストの発生量は4倍に増加します。ドリフト速度は10〜67km/sの範囲にあり、これは灰色の放射伝達を使用する以前の研究よりも大幅に高速です。ダストの高収量と低風速を再現するには、ドリフト速度の推定値を含める必要があります。
太陽エネルギー粒子における加速と輸送の剛性依存性を区別する
| Title |
Distinguishing_the_Rigidity_Dependences_of_Acceleration_and_Transport_in_Solar_Energetic_Particles |
| Authors |
Donald_V._Reames |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11338 |
太陽エネルギー粒子（SEP）イベントでは、質量電荷比A/Qに対する元素存在量の強化のべき乗則依存性は、加速と輸送の両方からの複合剛性依存性を測定する新しいツールを提供します。これら2つのプロセスを区別することは、より困難な場合があります。ただし、SEPイベントが小さい場合、またはイオンが散乱なしで伝播する場合でも、加速の影響が支配的であり、ストリーミングが制限された強度で大きなイベントの時間発展を支配することができます。ソーラージェットの磁気リコネクションは+2から+7のA/Qの正のパワーを生成し、衝撃加速は輸送効果が最小である中程度の小さなSEPイベントで-2から+1の負のパワーを生成します。衝撃加速度の剛性依存性におけるこの変動は、コロナ衝撃自体の非平面構造、複雑さ、および時間変動を反映している可能性があります。最大のSEPイベントでプロトンをストリーミングすることによる波の増幅は、A/Qが低いイオンの脱出を抑制し、加速ショックの上流から+1から+3までのA/Qの観測パワーを生成し、下流の小さな負のパワーに減少します。
超高速星の熱核超新星放出シナリオにおける速度限界とUS 708の起源
| Title |
Velocity_limits_in_the_thermonuclear_supernova_ejection_scenario_for_hypervelocity_stars_and_the_origin_of_US_708 |
| Authors |
Patrick_Neunteufel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11427 |
超高速星（HVS）は、銀河から重力で解放されるのに十分な速度で移動する星のクラスです。コンポーネントの1つが熱核超新星（SN）を経験する近接バイナリシステムからの放出は、このクラスの最小質量の標本の有望な候補生成メカニズムとして浮上しています。この研究は、HVSの排出につながる関連パラメータースペースでの単一の縮退ヘリウムドナーシナリオにおける熱核SNeの候補前駆システムの完全な理論的分析を示しています。主な目標は、以前は不明確であった、排出されたコンポーネントの速度スペクトルの特性の調査です。提示されているのは、MESAフレームワークで計算された390バイナリモデルシーケンスの結果であり、ヘリウムに富んだ高温亜矮星と降着する白色矮星で構成される超新星前駆体の進化を調査しています。結果は、観測されたオブジェクトUS708の理想化された運動学的解析と相関します。排出速度スペクトルは、$0.19〜M_\odot<M_{HVS}<0.25〜M_\odot$の範囲で最大に達することがわかります。銀河系の可能性に応じて、$0.4〜\text{M}_\odot$未満のすべてのドナーがHVSになると予想されます。このチャネルは、チャンドラセカールマスアクセレータで最大$\sim1150〜\text{kms}^{-1}$までの暴走速度を説明でき、超の場合$1200〜\text{kms}^{-1}$を超えます-チャンドラセカールの大量爆発が考慮されます。US708の以前に想定された質量$0.3〜M_\odot$は、最近取得された適切な動きと組み合わされて、終末WD質量が$1.1〜M_\odot$と$1.2〜M_の間のChandrasekharサブ質量爆発を支持することがわかります\odot$。明確な放出速度の最大値の存在は、超新星前駆体の最終状態に制約を与えます。特定の種類の爆発メカニズムを、推定された噴出速度のみから識別することは可能です。
機械学習を使用した恒星スペクトル内挿
| Title |
Stellar_Spectral_Interpolation_using_Machine_Learning |
| Authors |
Kaushal_Sharma,_Harinder_P._Singh,_Ranjan_Gupta,_Ajit_Kembhavi,_Kaustubh_Vaghmare,_Jianrong_Shi,_Yongheng_Zhao,_Jiannan_Zhang,_Yue_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11463 |
理論的な恒星スペクトルは、恒星内部で作用する物理法則の理解に基づいて計算されたモデル恒星大気に依存しています。これらのモデルは、原子および分子線データベースと組み合わせて、大気パラメーター（温度、表面重力、存在量）の規則的なグリッド上の恒星スペクトルで構成される理論的な恒星スペクトルライブラリ（SSL）を生成するために使用されます。SSLの別のクラスは、経験的スペクトルライブラリと呼ばれます。これらには、限られた解像度で観測されたスペクトルが含まれています。SSLは、星や恒星の個体群の特性を導き出す上で重要な役割を果たします。理論的ライブラリと経験的ライブラリはどちらも、パラメータ空間のカバー範囲が限られています。この制限は、利用可能なパラメータ空間のグリッド内で補間することにより、大気パラメータの特定のセットのスペクトルを生成することによってある程度克服されます。この作業では、汎用的で、モデルパラメータをあまり変更せずにSSLに簡単に適応でき、計算が安価な機械学習アルゴリズムを使用して、光学領域でのスペクトル補間の方法を示します。ランダムフォレスト（RF）と人工ニューラルネットワーク（ANN）の2つの機械学習手法を使用し、MILESライブラリでモデルをトレーニングします。テストのために、訓練されたモデルをCFLIBからのスペクトルに適用し、2つのモデルのパフォーマンスが同等であることを示します。どちらのモデルも、既存の多項式ベースの補間法とガウス動径基底関数（RBF）補間法よりも精度が高いことを示しています。
惑星間コロナ質量放出組成物の特性と応用
| Title |
Characteristics_and_applications_of_interplanetary_coronal_mass_ejection_composition |
| Authors |
Hongqiang_Song_and_Shuo_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11473 |
元素の存在量や重イオンの荷電状態を含む惑星間コロナ質量放出（ICME）組成のその場測定は、リモートセンシング観測に加えて、コロナ質量放出（CME）を研究するための新しい道を開きます。異なる元素存在量間の比率は、最初のイオン化ポテンシャル（FIP）効果によるCMEのプラズマ起源（たとえば、コロナまたはクロモスフィア/フォトスフィア）を診断できます。特定の元素の異なる帯電状態間の比率は、その噴火プロセスを調査するために使用できるフリーズイン効果により、コロナ内のCMEの電子温度を提供できます。このレビューでは、最初にICME構成の概要を示し、次にフィラメントプラズマの起源や磁束ロープの噴火プロセスなど、CMEに関連するいくつかの重要な主題を調査する際のアプリケーションを示します。最後に、CMEを研究するためにICME構成をより適切に利用するためにさらに取り組む必要があるいくつかの重要な質問を指摘します。
大振幅縦振動と排水が先行する突出噴火のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_prominence_eruption_preceded_with_large_amplitude_longitudinal_oscillations_and_draining |
| Authors |
Yuhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11619 |
準平衡から冠状ストリーマ下の隆起形成ねじれた冠状フラックスロープの噴火までの進化の電磁流体力学（MHD）シミュレーションを提示します。プロミネンス凝縮の形成がある場合とない場合、およびプロミネンス凝縮が形成されている場合を比較しましたが、プロミネンスの排出を人為的に開始しました。突出重量は、フラックスロープの安定性に大きな影響を与え、平衡損失の高さを大幅に増加させる可能性があることがわかります。隆起塊の排出を開始することにより、フラックスロープをより早く噴出させることができます。また、準静的フェーズ中に突出部の大振幅縦振動が励起されるシミュレーションも実行しました。「振り子モデル」に従って、磁力線に沿った重力が振動の主要な復元力であることがわかりますが、振動周期は、から推定されたものよりも高い（約10％から40％）振動中に力線のディップが動的に変形するため、モデル。振動周期は、浅い窪みの上部と比較して、深い窪みの突出部の下部の方がわずかに小さいこともわかります。振動は、約2〜3期間後に急速に減衰し、その後、突出部の排出と突出部の最終的な噴出が続きます。しかしながら、我々は、プロミネンス・ドレーンの有意な強化と、噴出の早期の開始が、プロシネンス振動の励起を伴う場合と比較して、見られません。
原始星コア間の化学的変動：星間コア条件への依存
ホットコリノ化学と温かい炭素鎖化学（WCCC）は、星形成コアにおけるガスと粒子の相互作用によって駆動されます：氷のマントルで複雑な有機分子（COM）を形成するラジカル-ラジカル再結合反応、CH$_4$とCOMの昇華、およびその後の気相反応。これらの化学的特徴は、星状段階にある氷のマントルの組成に依存すると予想されます。星形成コアにおける層状の氷-マントル構造を考慮してガス粒子化学反応ネットワークを計算し、重力崩壊が始まる前に、高温のコリノ化学とWCCCが静的相の物理的状態にどのように依存するかを調査しました。温度が低い場合、または静的フェーズで視覚的消光が低い場合、または静的フェーズが長い場合、WCCCがよりアクティブになることがわかりました。熱いコリノ化学の静的相条件への依存はより複雑です。静的フェーズが暖かいモデルではCH$_3$OHの量が少なくなりますが、COMにはさまざまな形成パスがあるため、これらの暖かいモデルでは一部のCOMが効率的に形成されます。視覚的消光が低い場合、光分解により、静止相でのCOMの量が少なくなります。ただし、崩壊が始まり、視覚的な消滅が増加すると、COMを効率的に形成できます。静的フェーズの期間は、COMの量に大きな影響を与えません。COMと炭素鎖の両方が適度に豊富である典型的なホットコリノとハイブリッドソースの間の化学的多様性は、星間条件の変化によって説明できます。ただし、プロトタイプのWCCCソースでのガス状COMの不足は、モデル内で再現するのが困難です。
高速CMEの2つの加速フェーズ全体にわたるソーラーフレアとCMEの結合
| Title |
Solar_Flare-CME_Coupling_Throughout_Two_Acceleration_Phases_of_a_Fast_CME |
| Authors |
Tingyu_Gou,_Astrid_M._Veronig,_Rui_Liu,_Bin_Zhuang,_Mateja_Dumbovic,_Tatiana_Podladchikova,_Hamish_A._S._Reid,_Manuela_Temmer,_Karin_Dissauer,_Bojan_Vrsnak,_and_Yuming_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11707 |
太陽フレアとコロナ質量放出（CME）は、磁気再結合によって密接に結合されます。CMEは通常、低太陽コロナ内で衝撃的に加速され、衝撃的なフレアエネルギー放出と同期します。2013年5月13日に発生する高速CMEとそれに関連するX2.8フレアの動的進化を調査します。CMEは、加速値が2つの異なるフェーズを経験します。$に続いて、最大0.7kms$^{-2}$の加速度を持つ拡張フェーズ。二相CMEダイナミクスは、2エピソードのフレアエネルギー放出に関連付けられています。最初のエピソードは磁束ロープの「標準的な」噴火と一致していますが、フレアエネルギー解放の2番目のエピソードは、噴火の余波における大規模ループの再接続によって開始され、最大$までのより強い非熱放射を生成します\gamma$-rays。さらに、この長期間のフレアは、減衰フェーズ中に進行中の磁気再接続の明確な兆候を明らかにします。これは、最大100〜300keVのエネルギーでの拡張HXRバーストと、再接続されたループの間欠的なダウンフローが4時間以上続くことで証明されます。観測により、2段階のフレア再接続が2相CME加速に実質的に寄与し、衝撃的なCME加速が最も激しいフレアエネルギー放出に先行することが明らかになりました。この非標準のフレア/CME観測の影響について説明します。
コロナホールでの磁束の出現
| Title |
Magnetic_Flux_Emergence_in_a_Coronal_Hole |
| Authors |
J._Palacios,_D._Utz,_S._Hofmeister,_K._Krikova,_P._G\"om\"ory,_C._Kuckein,_C._Denker,_M._Verma,_S._J._Gonz\'alez_Manrique,_J._I._Campos_Rozo,_J._Koza,_M._Temmer,_A._Veronig,_A._Diercke,_I._Kontogiannis,_C._Cid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11779 |
日本のひのでミッション（HOP〜338、20\、-\、30〜9月2017）、GREGOR太陽望遠鏡、\textit{真空タワー望遠鏡を含む、さまざまな宇宙と地上の観測所の共同キャンペーン}（VTT）、毛穴、黒点、コロナホールなどの多数のターゲットを調査しました。この研究では、コロナホール領域ターゲットに焦点を当てます。2017年9月24日〜9月、非常に広がった非極性のコロナホールがフラックスの出現のパッチを発生させ、これがコロナホールの全体的な面積の減少に貢献しました。これらのフラックス出現パッチはコロナホールを侵食し、その領域をより静かな太陽のような領域に変換します。これにより、双極磁気構造が重要な役割を果たします。逆に、磁束の相殺は、反対極性の磁場の減少とコロナホールの面積の増加につながります。関連する磁束の進化や前述のEUVにおけるエリアの進化など、他のグローバルコロナホールの特性は、\textit{HelioseismicandMagneticImager}（HMI）および\textit{AtmosphericImagingAssembly}（AIA）\textit{SolarDynamicsObservatory}（SDO）を搭載。太陽風の惑星間中間パラメータは、コロナホールの存在と互換性のあるパラメータを表示します。さらに、これらのパラメーターには特定のトランジェントが見られます。
恒星トレーサーおよび距離インジケーターとしてのタイプIIセファイド
| Title |
Type_II_Cepheids_as_stellar_tracers_and_distance_indicators |
| Authors |
Anupam_Bhardwaj,_Vittorio_F._Braga,_Dante_Minniti,_Rodrigo_Contreras_Ramos_and_Marina_Rejkuba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11855 |
タイプIIセファイドは、ホスト銀河における有用な距離インジケーターであり、老齢の恒星集団のトレーサーでもあります。大マゼラン雲でのタイプIIセファイドの近赤外観測をまとめ、それらの周期-明度関係の絶対較正について議論します。VISTAVVV調査からの銀河バルジのタイプIIセファイドの近赤外線データと組み合わせて、銀河中心までの堅牢な距離を推定しました。タイプIIセファイドがRRLyraeの星と同様に、楕円形の構造を示す可能性のある球対称の空間分布をトレースすることがわかりました。ガイアとVVVの適切な動きとともに、タイプIIセファイドは、銀河バルジの古い、金属が少なく、運動学的に熱い恒星の個体群を追跡することがわかりました。
恒星プラズマビームの電波検出の見通し
激しい太陽の噴火はしばしば荷電粒子の相対論的ビームを伴います。太陽の文脈では、それらはSPE（SolarParticleEvents）と呼ばれ、特徴的な掃引周波数の無線バーストを生成することが知られています。それらのイオン化ポテンシャルのために、そのようなビームは大気化学と居住性に影響を与えます。電波観測は、粒子ビームを生成するおよび生成しない恒星フレア間の重要な判別を提供します。ここでは、関連する無線バーストを検出する実現可能性を測定するために、太陽の経験的データと半定量的な理論推定値を使用しています。私の主な結論は、既存の低周波数（$\nu\lesssim10^2\、{\rmMHz}$）データセットの2番目のタイムスケールでの掃引周波数無線バーストの専用検索は、技術的に困難ですが、おそらく高い証拠ですエネルギー粒子は太陽のような星をビームします。
Beスターの取り除かれたコンパニオンの起源：推定ブラックホールHR 6819およびLB-1からの手がかり
| Title |
A_stripped-companion_origin_for_Be_stars:_clues_from_the_putative_black_holes_HR_6819_and_LB-1 |
| Authors |
Kareem_El-Badry_and_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11974 |
HR6819は明るい（$V=5.36$）の青い星で、最近、分離したブラックホール（BH）を含むトリプルであると提案されました。システムがバイナリであり、BHが含まれていないことを示します。スペクトル分解を使用して、観測された複合スペクトルを2つのコンポーネントに分解します。高速回転のBeスターと低速回転のBスターで、表面重力は$（\logg\約2.75）$です。両方の星は周期的な動径速度（RV）の変動を示しますが、B星の軌道のRVの半振幅は$K_{\rmB}=（62.7\pm1）\、\rmkm\、s^{-1}です$、Beスターの$K_{\rmBe}=（4.5\pm2）\、\rmkm\、s^{-1}$のみ。これは、Bスターの質量が少なくとも10倍少ないことを意味します。Bスターの表面の豊富さには、CNO燃焼の痕跡が残っています。私たちは、Bスターが、最近収縮して質量が$\約0.5\、M_{\odot}$の、肥大した最近剥奪されたヘリウムスターであり、現在ホットサブドワーフになっていると主張しています。Beスターの軌道運動は、BHがBスターの運動を説明する必要をなくします。剥がれた星のモデルは、システムの観測された光度を再現しますが、B星の温度と重力を持つ通常の星は、明るさが10倍を超えます。HR6819とバイナリLB-1は、おそらく同様のチャネルを介して形成されました。MESAモデルを使用して、それらの進化の歴史を調査し、わずかに低い質量のセカンダリによって取り除かれた中間質量（$3-7\、M_{\odot}$）プライマリから形成された可能性が高く、$\phi$Persei。彼らの現在の進化段階の寿命は平均して$2\times10^5$年であり、Be相の全寿命の半分のオーダーです。これは、多くのBe星が熱い準矮星と白い矮星の伴星を持ち、フィールドBe星のかなりの部分（$20-100\％$）が連星からの物質の付着によって形成されることを意味します。
太陽の彩層プラズマパラメータの推定
強い吸収線で太陽色層をよく観測できます。多層スペクトル反転を使用して、これらの線から彩層プラズマの物理パラメーターを推定します。これは、スペクトル反転の新しい手法です。大気は有限数の層で構成されていると仮定します。各層で吸収プロファイルは一定であり、光源関数は一定の勾配で光学的深さとともに変化します。具体的には、最下層が光球で識別され、2つの上層が彩層で識別される、放射伝達の3層モデルを検討します。光球の吸収プロファイルはVoigt関数で記述され、彩層のプロファイルはガウス関数で記述されます。この3層モデルは、13個のパラメーターで完全に指定されています。4つのパラメータは規定値に固定でき、1つのパラメータは衛星の光球線の分析から決定できます。残りの8つのパラメーターは、制約付き最小二乗フィッティングから決定されます。Goode太陽望遠鏡（GST）のFastImagingSolarSpectrograph（FISS）が静かな領域で撮影したH$\alpha$およびCaII854.21nmラインのスペクトルデータに多層スペクトル反転を適用しました。モデルが観測されたプロファイルのほとんどにうまく適合し、モデルパラメーターの通常のマップを生成することがわかります。2つの線の推論されたドップラー幅の組み合わせにより、彩層内の温度と非熱速度の合理的な推定値が得られます。多層反転は、太陽の彩層プラズマパラメータを推測するのに役立つと結論付けています。
天の川ディスクにおけるリチウムの進化：大きな恒星サンプルを使用した見解
この貢献は、観測の観点から、銀河の薄いディスクと厚いディスクの星におけるLi存在量の進化の概要を示しています。焦点は、最近のプロジェクトと調査によって得られたLiの豊富さです。薄い円盤状の星と厚い円盤状の星を分離するには、化学的存在度、運動学、年齢の両方を使用できます。厚い円盤状の星の場合、Liの進化は不確かです。星がどのように分離されたかによって違いが現れるためです。それにもかかわらず、Liの銀河の濃縮のほとんどが薄い円盤で行われていることは明らかであるようです。太陽より上の金属性を持つ星のLi存在量の減少に関して、文献のコンセンサスも存在するようです。Liの観測結果を理解する際に留意すべき不確実性について、簡単な説明が含まれています。このレビューでは、天の川ディスクスターのLiの存在量に関する2つの興味深い未解決の質問のリストを終了します。
太陽物理学と宇宙天気予報における機械学習：調査結果と推奨事項に関するホワイトペーパー
| Title |
Machine_Learning_in_Heliophysics_and_Space_Weather_Forecasting:_A_White_Paper_of_Findings_and_Recommendations |
| Authors |
Gelu_Nita,_Manolis_Georgoulis,_Irina_Kitiashvili,_Viacheslav_Sadykov,_Enrico_Camporeale,_Alexander_Kosovichev,_Haimin_Wang,_Vincent_Oria,_Jason_Wang,_Rafal_Angryk,_Berkay_Aydin,_Azim_Ahmadzadeh,_Xiaoli_Bai,_Timothy_Bastian,_Soukaina_Filali_Boubrahimi,_Bin_Chen,_Alisdair_Davey,_Sheldon_Fereira,_Gregory_Fleishman,_Dale_Gary,_%Manolis_Georgoulis,_Andrew_Gerrard,_Gregory_Hellbourg,_Katherine_Herbert,_Jack_Ireland,_Egor_Illarionov,_Natsuha_Kuroda,_Qin_Li,_Chang_Liu,_Yuexin_Liu,_Hyomin_Kim,_Dustin_Kempton,_Ruizhe_Ma,_Petrus_Martens,_Ryan_McGranaghan,_Edward_Semones,_John_Stefan,_Andrey_Stejko,_Yaireska_Collado-Vega,_Meiqi_Wang,_Yan_Xu,_Sijie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12224 |
このホワイトペーパーの著者は、2020年1月16-17日、ニュージャージー州ニューアークのニュージャージー工科大学で2日間のワークショップを開催しました。。彼らの目的は、ヘリオフィジックスにおけるデータ分析、モデリング、および予測のための機械および/またはディープラーニング技術のアプリケーションの重要な開発と展望について話し合い、フィールドのさらなる開発のための戦略を形成することでした。ワークショップでは、一連のオープンなディスカッションセッションと、招待された紹介トークを挟んだ一連のプレナリーセッションが組み合わされました。議論の結果は、このホワイトペーパーにカプセル化されています。このホワイトペーパーには、参加者が合意した推奨事項のトップレベルのリストも含まれています。
未解決の点光源からUVスカイサーベイで測定された拡散放射への寄与の推定：一般的な方法とSOHO / SWANケーススタディ
| Title |
Inferring_contributions_from_unresolved_point_sources_to_diffuse_emissions_measured_in_UV_sky_surveys:_general_method_and_SOHO/SWAN_case_study |
| Authors |
Marek_Strumik_and_Maciej_Bzowski_and_Izabela_Kowalska-Leszczynska_and_Marzena_A._Kubiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12262 |
たとえば、Lyman-$\alpha$の太陽圏のグローなどの拡散放射の観測では、点光源（たとえば、星）から観測された信号への寄与は汚染と見なされます。通常は適切に解決され、差し引いたりマスクしたりできる最も明るい点光源は比較的少数です。SOHO/SWAN装置からのUVスカイサーベイマップとIUE衛星からの分光測光データを使用して、点光源の分布を分析した結果を示します。推定分布は、これらのソースの数が強度の減少に伴って増加することを示唆しています。特定のしきい値を下回ると、これらの光源は後方散乱グローからの拡散信号に対して解決できず、その結果、未解決の点光源から特定の物理的背景が生じます。点光源の背景の検出、理解、および減算は、拡散放射の適切な特性評価とモデルとの正確な比較に影響を与えます。星は、衛星のUV観測の飛行中の校正用の標準キャンドルとしても使用されることが多いため、校正プロセスでは、点光源からの信号の寄与を適切に理解することが重要です。UVスカイサーベイマップの未解決の点光源からの背景放射レベルを定量化するための一般的なアプローチを紹介します。提案された方法では、バックグラウンド信号レベルを計算するために、それらの強度の関数としての点光源の分布が適切に統合されます。これらの一般的な考慮事項を適用して、SOHO/SWAN観測の未解決の点光源のバックグラウンドを推定します。これは平均で$28.9$Rです。バックグラウンド放射の異方性と、拡散UVへの点光源の寄与のモデリングに関する一般的な質問についても説明します。-排出の観察。
帰納的バイアスを使用した深層学習からのシンボリックモデルの発見
| Title |
Discovering_Symbolic_Models_from_Deep_Learning_with_Inductive_Biases |
| Authors |
Miles_Cranmer,_Alvaro_Sanchez-Gonzalez,_Peter_Battaglia,_Rui_Xu,_Kyle_Cranmer,_David_Spergel,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11287 |
強力な誘導バイアスを導入することにより、学習したディープモデルのシンボリック表現を抽出する一般的なアプローチを開発します。ここでは、グラフニューラルネットワーク（GNN）に焦点を当てます。この手法は次のように機能します。まず、教師付き設定でGNNをトレーニングするときにスパース潜在表現を奨励します。次に、学習モデルのコンポーネントにシンボリック回帰を適用して、明示的な物理関係を抽出します。力の法則やハミルトニアンを含む正しい既知の方程式がニューラルネットワークから抽出できることがわかります。次に、この方法を重要な宇宙論の例（詳細な暗黒物質シミュレーション）に適用し、近くの宇宙構造の質量分布から暗黒物質の濃度を予測できる新しい分析式を見つけます。私たちの手法を使用してGNNから抽出されたシンボリック式も、GNN自体よりも分布外データに一般化されています。私たちのアプローチは、ニューラルネットワークを解釈し、学習した表現から新しい物理的原理を発見するための代替の方向を提供します。
それらすべてを支配する1つの残留物：電弱対称性の破れ、インフレーション、および場空間幾何学
| Title |
One_residue_to_rule_them_all:_Electroweak_symmetry_breaking,_inflation_and_field-space_geometry |
| Authors |
Georgios_K.Karananas,_Marco_Michel,_Javier_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11290 |
特定のスカラー-テンソル理論における重力インスタントン構成を介した電弱スケールの生成の成功は、単純な要件の余波と見なすことができることを指摘します。ヒッグス場。場合によっては、インフレのダイナミクスもこの残差によって制御される可能性があり、したがって、インスタントン正則化に関連する可能性のある不確実性まで、フェルミ対プランクの質量比に関連します。ここでは、この階層生成メカニズムの統一されたフレームワークを示し、前述の残差が、自発的な拡張の破れを表示するモデルのアインシュタインフレームターゲット多様体の曲率に関連付けられることを示します。私たちの発見は、以前に文献で検討された例を通して説明されます。
MMS乱流キャンペーンデータを使用した太陽風テイラーマイクロスケールの直接測定
| Title |
Direct_Measurement_of_the_Solar-Wind_Taylor_Microscale_using_MMS_Turbulence_Campaign_Data |
| Authors |
Riddhi_Bandyopadhyay,_William_H._Matthaeus,_Alexandros_Chasapis,_Christopher_T._Russell,_Robert_J._Strangeway,_Roy_B._Torbert,_Barbara_L._Giles,_Daniel_J._Gershman,_Craig_J._Pollock,_James_L._Burch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11470 |
2019MMS太陽風乱流キャンペーン中に蓄積された新しい磁気圏マルチスケール（MMS）ミッションデータを使用して、太陽風の乱流磁場のテイラーマイクロスケール$（\lambda_{\mathrm{T}}）$を計算します。テイラーマイクロスケールは、古典的な乱流理論における散逸過程の始まりを表します。しかし、宇宙船のデータからのテイラースケールの正確な推定は、低い時間のリズム、時間の非相関の影響、およびその他の要因により、通常は困難です。以前のレポートは、完全に時間依存性を緩和するテイラーフリーズイン近似、または複数のデータセットを使用して得られたプラズマパラメーターのサンプル間の変動を導入するか、または宇宙船間の距離が現在よりも長い場所に基づいていました調査。キャンペーン中に、4MMS宇宙船の対数間隔の線形構成のユニークな構成により、テイラーの凍結近似とは無関係に、単一のデータセットから$\lambda_{\mathrm{T}}$を直接評価できます。$\lambda_{\mathrm{T}}\約7000\、\mathrm{km}$の値が取得されます。これは、以前の推定値の約3倍です。
| Title |
Multi-scalar_Gauss-Bonnet_gravity_--_hairy_black_holes_and_scalarization |
| Authors |
Daniela_D._Doneva,_Kalin_V._Staykov,_Stoytcho_S._Yazadjiev,_Radostina_Z._Zheleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11515 |
本論文では、アインシュタイン・ガウス・ボンネット重力のマルチスカラー拡張を考える。ターゲット空間が3次元の最大対称空間、つまり$\mathbb{S}^3$、$\mathbb{H}^3$または$\mathbb{のいずれかであるマルチスカラーEinstein-Gauss-Bonnetモデルに焦点を当てますR}^3$、およびマップ$\text{\itspacetime}\to\text{\ittargetspace}$が重要な場合。スカラライゼーションの場合を含む、いくつかのガウスボンネット結合関数のこのクラスのモデルにおけるブラックホールの存在を数値的に証明します。また、地平線の面積、エントロピー、光子球の半径など、さまざまなブラックホールの特性とそれらの周りの時空の体系的な研究も行います。得られた解の最も重要な特性の1つは、スカラー電荷がゼロであり、スカラー双極子放射が抑制されることです。これにより、スカラー自由度を持つ大多数の修正理論と比較して、観測制約がはるかに弱くなります。結合関数の1つについて、自明ではない構造を持つスカラー化されたブラックホールのブランチを見つけることができます-単一のブランチに属するスカラー化された解の一意性がなく、おそらく安定したスカラー化されたブラックが存在するパラメーター空間の領域がありますホールは、安定したシュヴァルツシルトブラックホールと共存します。このような現象は、明確な観測的特徴を持つことができます。
高次の重力波モードにより、単一の連星中性子星合体観測でハッブル定数のパーセントレベルの測定が可能になります
| Title |
Higher-order_gravitational-wave_modes_will_allow_for_percent-level_measurements_of_Hubble's_constant_with_single_binary_neutron_star_merger_observations |
| Authors |
Juan_Calder\'on_Bustillo,_Tim_Dietrich,_Paul_D._Lasky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11525 |
バイナリ中性子星の合併の最初のマルチメッセンジャー重力波観測により、68\％の信頼できるレベルで$\sim15\％$の不確実性はあるものの、ハッブル定数の最初の距離ラダー独立測定が可能になりました。数kHzでのマージ後の残骸に敏感な検出器のネットワークとバイナリ中性子星のマージの単一の将来の観測、および宇宙論的赤方偏移測定の相応の改善により、ハッブル定数の測定におけるパーセントレベルの不確実性が可能になることを示します。このような感度を実現するには、高次モードを考慮して、光度距離と光源の傾斜との間の本質的な縮退を解消する必要があります。高次モードが、インスパイラルフェーズとマージ後のレムナントの両方で、天体物理学パラメータの推定にどのように利用できるかを示します。前者は、距離推定値の大幅な改善を得るために、質量が等しくないバイナリの場合には十分ですが、質量が等しい場合には後者が重要です。世界中の干渉計の分布がこれらの測定にどのように影響するかを示し、これを2.5世代および第3世代の重力波検出器のサイエンスドライバーの観点から説明します。
Ba \ nados-Silk-West効果の特殊な場合
2つの粒子が回転する極値ブラックホールの近くで衝突し、そのうちの1つが微調整されている場合、エネルギー$E_{c.m。}$は無限に大きくなります。これは、いわゆるBa\〜{n}ados-Silk-West（BSW）効果です。最近、別のタイプの高エネルギー衝突が検討され、すべてのプロセスはシュヴァルツシルト背景で自由落下粒子とともに発生します。粒子の1つのキリングエネルギー$％E$が十分に小さい場合、$E_{c.m。}$は無限に大きくなります。ただし、このような粒子は、有限のエネルギー、角運動量、質量との先行衝突では作成できないことを示しています。したがって、標準のBSW効果とは対照的に、初期粒子が無限大から落ちる場合、これは実現できません。ブラックホールが帯電している場合、$E$が非常に小さい粒子が無限大から来るもう1つの粒子と衝突すると、このようなタイプの衝突が実際に起こります。したがって、帯電したブラックホールのバックグラウンドでの中性粒子の衝突により、BSW効果が達成されます。ただし、これには少なくとも2段階のプロセスが必要です。
Xenon1T異常：非弾性宇宙線ブースト暗黒物質
| Title |
Xenon1T_anomaly:_Inelastic_Cosmic_Ray_Boosted_Dark_Matter |
| Authors |
Liangliang_Su,_Wenyu_Wang,_Lei_Wu,_Jin_Min_Yang_and_Bin_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11837 |
この研究では、CRと大気の非弾性散乱によって生成される中間子の崩壊からの明るい暗黒物質を研究しました。ブースト効果により、このような暗黒物質は0.2に近い速度で移動でき、非常に最近のXenon1T電子反跳過剰を説明できる可能性があります。
暗黒エネルギーの幾何学的起源
量子ハミルトン-ヤコビ理論の幾何学的定式化は、量子ポテンシャルが決して消滅しないことを示し、その結果、固有ポテンシャルの役割を果たします。このような重要な特性により、Wheeler-DeWitt（WDW）量子ポテンシャル$Q[g_{jk}]$が暗黒エネルギーの自然な候補として選択されます。これは、消失する運動学の項と、$$\Lambda=-\frac{\kappa^2}{\sqrt{\barg}}Q[g_{jk}]\の同定を伴うWDWハミルトンジャコビ方程式を導きます。。$$これは、宇宙定数がアインシュタインテンソルの量子補正であることを示しており、トーマスフェルミ理論の速度論的項に対するフォンワイツ\"アッカー補正を連想させます。量子ポテンシャルは、マデルング圧力テンソルも定義します。このような幾何学的な厳密に非摂動的な現象である真空エネルギー密度の起源は、それが重力子凝縮体によるものであるという強力な証拠を提供します。WDW波動関数の時間非依存性は、プランク長さとハッブル半径の間の比率が時定数、赤外線/紫外線の双対性を提供しますこれは、宇宙の構造が量子重力の定式化に重要であることを示しています。
非弾性暗黒物質電子散乱とXENON1T過剰
| Title |
Inelastic_Dark_Matter_Electron_Scattering_and_the_XENON1T_Excess |
| Authors |
Keisuke_Harigaya,_Yuichiro_Nakai,_Motoo_Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.11938 |
暗黒物質（DM）による電子反跳の検出により、暗部の構造が明らかになる場合があります。重いDM粒子が非弾性的に電子から散乱し、軽いDM粒子に変換されるシナリオを考えます。2つのDM粒子間の小さな質量差が電子反跳エネルギーに変換されます。大規模な暗い光子によって媒介されるDM電子相互作用を調査し、原子構造を考慮して非弾性DM散乱率を評価します。質量分割が小さいため、散乱速度が大幅に向上し、電子波動関数のサイズと一致する小さな運動量移動が可能になります。XENON1T実験によって最近報告された2keVあたりの電子反跳イベントの過剰を説明する実行可能なパラメーター空間が存在することを示します。
| Title |
Charged-Current_Muonic_Reactions_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Gang_Guo,_Gabriel_Mart\'inez-Pinedo,_Andreas_Lohs,_Tobias_Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12051 |
コア崩壊超新星シミュレーションの着実な進歩には、高温物質と高密度物質におけるニュートリノ過程のより正確な説明が必要です。この研究では、超新星物質における（反）ミューオンによる荷電電流（CC）の弱い過程の割合を調べます。相対論的平均場レベルで、完全な運動学、弱い磁性と擬スカラー項、およびハドロン電流における$q^2$依存の核子形状因子を考慮に入れて、CCニュートリノ-核子反応の速度の結果を導き出します。ミューオンの半レプトン過程に加えて、純粋なレプトン過程も考慮します。特に、ミューオンの逆崩壊が低エネルギー$\nu_\mu$および$\bar\nu_e$の密度を$\gtrsim10^{13}〜\rm{g〜cm^{-3}}$。
| Title |
Tests_of_general_relativity_using_multiband_observations_of_intermediate_mass_binary_black_hole_mergers |
| Authors |
Sayantani_Datta,_Anuradha_Gupta,_Shilpa_Kastha,_K._G._Arun,_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12137 |
2つの異なる周波数帯での重力波（GW）の観測は、{\itマルチバンドGW天文学}と呼ばれます。計画されているレーザー干渉宇宙アンテナ（LISA）は$10^{-4}-0.1$Hzの範囲で動作し、CosmicExplorer（CE）やEinsteinTelescope（ET）などの第3世代（3G）の地上ベースの検出器を備えています。$1$-$10^4$Hzの範囲で動作するマルチバンドGW天文学は、約10年後に実現する可能性があります。この論文では、一般相対論（GR）をテストするために、成分質量${\sim}10^2$-$10^3M_{\odot}$の中間質量バイナリブラックホール（IMBBH）のマルチバンド観測の可能性を示します。IMBBHのマルチバンド観測により、GRのマルチパラメーターテストが可能になることを示します---複数のポストニュートン（PN）係数が同時に測定され、GRへの可能な変更に対してより厳密な制約が生じるテスト。また、マルチバンディングによる改善は、多くの場合、2つの観測所のいずれかからの境界の最良のものよりはるかに大きくなる可能性があることもわかります。この結果の原因は、後で説明するように、LISAと3Gからの情報を組み合わせたときに、さまざまなパラメータ間の縮退が解除されたことが原因です。合計赤方偏移質量が$200M_{\odot}$で、質量比が2のIMBBHに最適なマルチバンド境界を取得します。単一パラメーターテストの場合、1Gpcのこのシステムでは、すべての偏差を制約できます。PN係数を10\％未満にし、最初の7つのPN係数の同時境界を50\％未満に導きます（低スピン）。
軽い核と元素合成の$ \ theta $依存性
| Title |
$\theta$-dependence_of_light_nuclei_and_nucleosynthesis |
| Authors |
Dean_Lee,_Ulf-G._Mei{\ss}ner,_Keith_A._Olive,_Mikhail_Shifman,_Thomas_Vonk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12321 |
軽核、ビッグバン元素合成、恒星元素合成の特性に対するゼロ以外の$\theta$でのQCD真空の影響を調査します。私たちの分析は、中性子と陽子の質量差の$\theta$依存性の計算と、カイラル摂動論を使用した中性子崩壊から始まります。次に、1ボソン交換モデルを使用して核子-核子相互作用の$\theta$依存性について議論し、2核子系の特性を計算します。大きな散乱長での4成分フェルミオンの普遍的な特性を使用して、3核子および4核子系の結合エネルギーを推定します。これらの結果に基づいて、軽い核の原始的な存在量、恒星環境での核の生成、および宇宙の人為的な見方への影響について考察します。
XENON1Tアノマリーと崩壊する暖かい暗黒物質への影響
| Title |
XENON1T_Anomaly_and_its_Implication_for_Decaying_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Gongjun_Choi,_Motoo_Suzuki,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12348 |
XENON1T検出器で電子反跳データの過剰が観察されました。過剰のもっともらしい説明の1つは、質量が$2-3\、{\rmkeV}$のベクトルボソン粒子の吸収です。このために、暗い光子が現在のDMの存在量を説明する場合は、暗い光子と光子の動的混合$\kappa\！\sim\！10^{-15}$が必要です。私たちは最近、今日の主成分DMが、寿命が現在の宇宙の時代に匹敵する減衰する暖かい暗黒物質（WDM）であるモデルを提案しました。WDMは、質量のないフェルミ粒子と巨大な暗い光子に崩壊します。このモデルは元々、$\Lambda$CDMが被る小規模な問題と$H_{0}$の緊張の両方に対処するために設計されました。この手紙では、WDM崩壊によって生成された大規模な暗い光子が、XENON1T実験で異常な過剰を引き起こすベクトルボソンで識別できることを示しています。減衰する親WDMの寿命に応じて、暗い光子は、今日のDM母集団の主要コンポーネントまたはサブコンポーネントのいずれかになる可能性があります。
重力によって束縛された粒子の恒星盆地
新しい物理現象が識別されます：アキシオン、モジュラス、隠された光子、ニュートリノなどの弱く結合した粒子の重力結合軌道への体積恒星放出。星の瞬間的な光度のほんの一部にすぎませんが（放出の大部分は相対論的モードになります）、これらの粒子が位相空間のごく一部に継続的に注入されると、それらは天体物理学的に長い時間スケールで蓄積され、私は地質学の類推から「星の盆地」と呼んでいます。マトリックス要素が低運動量で抑制されない放出プロセスを通じて生成された十分に長寿命の粒子の場合、ソーラーベイスンのエネルギー密度は、わずか100万年後に地球の場所での相対論的ソーラーフラックスのエネルギー密度を上回ります。この観察は、直接検出実験に直接的な印象的な結果をもたらします-暗黒物質の仮定とは無関係に、アキシオンパラメータ空間の新しい制限を含みます-また、コンパクト星の周りの弱く相互作用する粒子の間接検出の見通しを高めるかもしれません。
XENON1Tの超過分をLuminous Dark Matterで説明する
| Title |
Explaining_the_XENON1T_excess_with_Luminous_Dark_Matter |
| Authors |
Nicole_F._Bell,_James_B._Dent,_Bhaskar_Dutta,_Sumit_Ghosh,_Jason_Kumar,_Jayden_L._Newstead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12461 |
XENON1T実験で見られた電子反跳イベントの過剰は、比較的低質量の発光暗黒物質候補によって説明できることを示します。暗黒物質は検出器（または周囲の岩）内で非弾性的に散乱し、質量が約2.75keVの重い暗い状態になります。次に、この重い状態は検出器内で減衰し、観測された過剰によく適合する電子反跳スペクトルにピークを生成します。今後の直接検出データセットがこのモデルを他の標準モデルシナリオを超えて、および日中変調、マルチチャネル信号などの使用を含む可能なトリチウムバックグラウンドと区別する能力について、このシナリオの可能な特徴としてコメントします。。
太陽軸索はXENON1Tの過剰を説明できない
最近のXENON1T超過の太陽軸の観点からの解釈は、恒星の進化の天体物理学的観測に直面した場合、妥当ではないと主張します。異常なデータを説明するのに十分な強さの太陽軸索のフラックスの放出が、最初にカラーマグニチュードダイアグラムの特定のタイプの星の分布を根本的に変え、また他の特定の数と衝突する理由を議論します天体観測情報。量的に、不一致の重要度は、脈打っている白い小人の周期変化率の$3.3\sigma$から、$R$パラメータの$19\sigma$までで、これは、赤い巨大枝星に対する水平枝の比率を測定します。球状星団で。
相対論的ボソンの銀河起源とXENON1T過剰
| Title |
Galactic_Origin_of_Relativistic_Bosons_and_XENON1T_Excess |
| Authors |
Jatan_Buch,_Manuel_A._Buen-Abad,_JiJi_Fan,_John_Shing_Chau_Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12488 |
私たちの銀河で起こっている暗黒物質（DM）の崩壊または消滅が、相対論的に非常に弱く結合したボソン、アキシオン、または暗い光子のフラックスを生成するというエキゾチックな可能性を楽しんでいます。地球のこのフラックスには、宇宙の年齢よりも長い寿命や物質支配中にバックグラウンドの進化に影響を与えない消滅率など、一般的なDMの最小要件を想定して、いくつかの上限が存在することを示します。これらの境界は、ボソンのアイデンティティや結合に依存しません。次に、ボソンの標準モデルへの結合が現在のすべての実験的および観測的制約と一致すると仮定しながら、この新しいフラックスが最近のXENON1Tの超過を説明するのに十分大きくないことを示します。また、これらの範囲への可能な警告と超過を説明するためのルートについても説明します。
