大規模な弱いレンズ調査における非ガウス統計の宇宙論的予測
| Title |
Cosmological_Forecast_for_non-Gaussian_Statistics_in_large-scale_weak_Lensing_Surveys |
| Authors |
Dominik_Z\"urcher,_Janis_Fluri,_Raphael_Sgier,_Tomasz_Kacprzak,_Alexandre_Refregier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12506 |
宇宙剪断データには、弱いレンズの質量マップの非ガウス特性にカプセル化された大量の宇宙情報が含まれています。この情報は、非ガウス統計を使用して抽出できます。3つのマップベースの非ガウス統計の$\Omega_{\mathrm{m}}-\sigma_8$平面の拘束力を、角度パワースペクトルと比較します。ピーク/最小カウントとミンコフスキー汎関数。さらに、トモグラフィーの影響と、銀河固有の配置、乗法シアバイアス、およびフォトメトリック赤方偏移から生じる系統的影響を分析します。私たちはステージ3のような弱いレンズ調査の統計のパフォーマンスを予測し、スケール$\geq$10分に制限します。私たちの設定では、考慮された非ガウス統計が角パワースペクトルよりも厳しい制約を提供していることがわかります。ピークカウントは最大の可能性を示し、$\Omega_{\mathrm{m}}-\sigma_8$平面の性能指数（FoM）を約4倍に増加させます。すべての非ガウス分布を使用した複合分析パワースペクトルに加えて統計により、FoMが5倍に増加し、$S_8$のエラーが$\約$25\％減少します。非ガウス統計と角度パワースペクトルを組み合わせると、トモグラフィーの重要性が低下することがわかります。非ガウス統計は確かにトモグラフィーと最小カウントからの利益が少なく、ミンコフスキー汎関数は非トモグラフィー設定での銀河固有の配置に対していくつかのロバスト性を追加します。さらに、角度パワースペクトルと非ガウス統計の組み合わせにより、分析に保守的なスケールカットを適用できるため、宇宙の拘束力を維持しながら、バリオン効果と相対論的効果の影響を最小限に抑えることができます。この分析を行うために使用されたコードを公開します。
銀河のグループとクラスターからの速度依存の自己相互作用暗黒物質
| Title |
Velocity-dependent_Self-interacting_Dark_Matter_from_Groups_and_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
Laura_Sagunski,_Sophia_Gad-Nasr,_Brian_Colquhoun,_Andrew_Robertson_and_Sean_Tulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12515 |
緩和された銀河グループとクラスターの観測データを使用して、暗黒物質の自己相互作用を調べます。私たちの分析では、ジーンズの形式を使用し、断熱的収縮や恒星の異方性など、以前の研究よりも幅広い系統的効果を考慮して、自己相互作用断面積をしっかりと制約しています。グループとクラスターの両方で、私たちの結果は、冷たい無衝突暗黒物質と比較して、非ゼロ断面の穏やかな好みを示しています。私たちのグループの結果、$\sigma/m=0.5\pm0.2〜\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$は、銀河間の中間スケールで自己相互作用暗黒物質（SIDM）に最初の制約を課しますそして巨大なクラスター。クラスターの結果は$\sigma/m=0.19\pm0.09〜\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$で、上限は$\sigma/m<0.35〜\mathrm{cm}^です2/\mathrm{g}$（95％CL）。したがって、私たちの結果は、銀河の小規模構造の問題に対処するために必要な$1〜\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$以上の速度に依存しない断面積を嫌いますが、速度依存の断面積と一致しています散乱速度の増加に伴って減少するセクション。断熱収縮の影響がある場合とない場合の断面を比較すると、断熱収縮によってデータサンプルの値がわずかに大きくなっていますが、$1\sigma$レベルで一貫しています。最後に、アプローチを検証するために、ジーンズ分析を$\sigma/m=1〜\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$を使用したSIDM-plus-baryonsシミュレーションから生成されたモックデータのサンプルに適用します。これは、シミュレーションから直接測定された恒星とレンズの観測値のレベルでのジーンズモデルの最初のテストです。私たちの分析は、断面積のロバストな決定を提供するだけでなく、真のバリオンと暗黒物質の密度プロファイルを一貫して推測していることがわかります。
インフレ戦争：新たな希望
宇宙のマイクロ波背景で観測された異方性にうまく適合し、$H_0=74$km/s/Mpcのローカル測定と一致するハッブルパラメーターの値を予測できる原始パワースペクトルのクラスを探索します。このクラスの原始パワースペクトルは、ベストフィット法則の原始パワースペクトルと、ベストフィット法則の$C_\ell$sに適用された修正済みRichardson-Lucyデコンボリューションアルゴリズムから導出された原始パワースペクトルの間の連続的な変形で構成されます。原始パワースペクトル。べき乗則と修正済みRichardson-Lucyパワースペクトルの中間の線形補間は、最適な$\Lambda$CDMよりも$\Delta\log\mathcal{L}=2.5$よりPlanckデータによく適合していることがわかります。実際、原始パワースペクトルのこのクラスの変形は、ハッブルパラメータと相関する新しい次元を提供します。この相関により、$H_0$の最適値がシフトし、不確実性が$H_0=70.2\pm1.2$km/s/Mpcに拡大します。Cepheidの$H_0$測定と組み合わせたPlanckデータセットを考慮すると、最適な$H_0$は$H_0=71.8\pm0.9$km/s/Mpcになります。また、変形モデルを支持して、$\logK=5.7$のベイズ係数を計算します。
Halo境界の再定義により、大規模構造のシンプルで正確なHaloモデルが作成されます
| Title |
A_Redefinition_of_the_Halo_Boundary_Leads_to_a_Simple_yet_Accurate_Halo_Model_of_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Rafael_Garcia,_Eduardo_Rozo,_Matthew_R._Becker,_Surhud_More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12751 |
ハロー除外を明示的に組み込んだハローの質量相関関数のモデルを提示します。ハローは、単一のスケールに依存しないバイアスパラメーターを使用して記述できる方法で質量をトレースすると仮定します。ただし、ハロー除外の影響、「ソフト」（つまり、無限に鋭くない）ハロ境界の使用、および$\xi_{\rmへの1つのハロ項の寄与の違いにより、モデルはスケール依存のバイアスを示しますhm}$および$\xi_{\rmmm}$。これらの機能により、自然に、ハロー質量相関関数の1ハロから2ハロ項への「目による」遷移半径にあるハロ境界が再定義されます。提案された定義を採用すると、モデルは、半径範囲$0.1\h^{-1}{\rmMpc}<r<80\hにわたって$\約2\％$の残差を持つハロー質量相関関数の記述に成功します^{-1}{\rmMpc}$、および$10^{13}\h^{-1}{\rmM}_{\odot}<M<10^{15}\の範囲のハロー質量の場合h^{-1}{\rmM}_{\odot}$。私たちが提案するハロー境界は、ほぼ一定の乗法因子によってスプラッシュバック半径に関連しています。参照として87パーセンタイルを使用すると、$r_{\rmt}/R_{\rmsp}\約1.3$が見つかります。驚いたことに、提案された定義の結果、ハロー存在量が得られ、Press-Schechter質量関数によって$\delta_{\rmsc}=1.449\pm0.004$で記述されています。クラスタリングバイアスパラメーターは、標準のバックグラウンドスプリット予測から$\約10\％-15\％$だけオフセットされています。この合意のレベルは、より標準的なハロー定義で達成されるものに匹敵します。
弱いレンズのスキュースペクトル
弱いレンズ収束$\kappa$マップのスキュースペクトル統計を紹介し、最先端の高解像度全天数値シミュレーションに対してテストします。解析は、個々の断層撮影ビンのソース赤方偏移と平滑化角度スケールの関数として実行されます。また、異なるトモグラフィーのビン間の相互相関も分析します。数値結果を、基になる密度フィールドのバイスペクトルを赤方偏移とスケールの関数としてモデル化するために使用されるフィッティング関数と比較します。重力による二次非ガウス性のスキュースペクトルの閉形式の式を導出します。また、宇宙マイクロ波背景（CMB）の研究から推定された予測された$\kappa$のスキュースペクトルを計算します。赤方偏移が少ない場合とは対照的に、このような研究のスキュースペクトルのモデリングでは、生まれた後の修正が重要であることがわかります。マスクとノイズの存在をスキュースペクトルの推定に組み込む方法を示します。
lensingGW：重力波のレンズ効果のためのPythonパッケージ
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoは、今後数年間で最初のレンズ付き重力波を観測できましたが、将来のアインシュタイン望遠鏡は数百ものレンズ付きイベントを観測できました。地上の重力波検出器は、観測された周波数の逆の次数の到着時間差を解決できます。LIGO/Virgo周波数帯域は数$\rmHz$から数$\rmkHz$に及ぶため、現在の干渉計の一般的な時間分解能はミリ秒のオーダーです。マイクロレンズが銀河または銀河クラスターに埋め込まれている場合、レンズ効果がより顕著になり、LIGO/Virgo周波数で観測可能な時間遅延が生じる可能性があります。したがって、重力波はマイクロレンズのエキサイティングな代替プローブを提供する可能性があります。ただし、現在のところ、重力波レンズのコンテキストで解決されたレンズ構成はごくわずかです。このホワイトペーパーでは、コンパクトバイナリと関連する重力波信号の強力なレンズ処理とマイクロレンズ処理の両方を処理するために設計されたPythonパッケージであるlensingGWを紹介します。この相乗効果により、体系的なパラメーター空間の調査と、任意のレンズ構成およびコンパクトな光源の検出が可能になります。私たちは、lensingGWの動作メカニズムと、銀河に埋め込まれたマイクロレンズを研究するためのその使用法を示します。
無菌ニュートリノの自己相互作用：$ H_0 $張力と短いベースライン異常
| Title |
Sterile_neutrino_self-interactions:_$H_0$_tension_and_short-baseline_anomalies |
| Authors |
Maria_Archidiacono,_Stefano_Gariazzo,_Carlo_Giunti,_Steen_Hannestad,_Thomas_Tram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12885 |
eV範囲の質量を持つ無菌ニュートリノは、さまざまなショートベースライン（SBL）ニュートリノ振動異常の考えられる説明として呼び出されています。ただし、アクティブニュートリノと無菌ニュートリノの間のニュートリノ振動を考えると、そのようなニュートリノは初期宇宙で完全に熱化されているため、宇宙論的境界と強く対立することになります。この研究では、最初にeVスケールの滅菌ニュートリノの質量とエネルギー密度の宇宙論的境界を更新します。次に、無菌ニュートリノが新しい軽い擬スカラー自由度に結合する以前に提案されたモデルの更新された研究を実行します。以前の分析と一貫して、モデルはすべての宇宙論的データに適切に適合し、ローカルユニバースで測定された$H_0$の高い値が宇宙マイクロ波背景の測定値と一致することを可能にします。しかし、新しい$\ell$偏極データは、このシナリオでは、無菌ニュートリノの質量が約1eV未満になるように制限しています。最後に、疑似スカラーモデルの宇宙論的境界とSBLデータのベイズ推論分析を組み合わせ、1〜eVの狭い範囲の無菌質量のみが宇宙論とSBLデータの両方と一致していると結論付けます。
CMBスペクトルの歪みと異方性の相乗効果を解き放つ
| Title |
Unlocking_the_synergy_between_CMB_spectral_distortions_and_anisotropies |
| Authors |
Hao_Fu,_Matteo_Lucca,_Silvia_Galli,_Elia_S._Battistelli,_Deanna_C._Hooper,_Julien_Lesgourgues,_Nils_Sch\"oneberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12886 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）スペクトル歪み（SD）の測定は、非常に初期の宇宙に新しいウィンドウを開き、CMB温度と偏光異方性から収集された情報を補足する新しい情報を提供します。この論文では、検討した実験の特性の関数として、それらの相乗効果を研究します。特に、FIRASからPIXIEの1000倍優れたノイズレベルに及ぶ、可能なSD測定の幅広い感度を調査し、PlanckやLiteBIRDに加えてCMB-などの現在または将来のCMB異方性実験と組み合わせたときの制約力を調査します。S4。$\Lambda$CDMなどのさまざまな宇宙論モデル、およびスカラースペクトルインデックスの実行による拡張、暗黒物質（DM）粒子の崩壊または消滅を検討します。今後のCMB異方性実験では、$A_s$や$n_s$などのインフレパラメータの不確実性を$\Lambda$CDMの場合に約2倍に減らすことができますが、SD実験はPIXIEより10倍感度が高いことがわかります（提案されているPRISM衛星に匹敵する）は、これらのパラメーターの制約にさらに貢献する可能性があります。これは、スカラースペクトルインデックスを実行する場合にさらに重要です。さらに、予想どおり、SDによってプローブされた赤方偏移で減衰するDM粒子に対する制約は、CMB異方性またはビッグバン元素合成限界と比較して、PIXIEよりも10倍悪い実験でも桁違いに改善されます。逆に、DM消滅の制約は、CMB異方性測定を大幅に改善しません。検討されたいくつかのケースでは、再イオン化と構造形成からの寄与に対するマージナライズの影響を調査します。最後に、地上または気球から達成可能な感度で取得できる制約を予測します。
ベイジアン学習と宇宙の不透明性からの$ H_ {0} $緊張問題へのアプローチ
| Title |
An_approach_to_the_$H_{0}$_tension_problem_from_Bayesian_Learning_and_cosmic_opacity |
| Authors |
Emilio_Elizalde,_Martiros_Khurshudyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12913 |
$H_{0}$緊張問題に対処する方法として、ベイズ学習と確率的プログラミングの要素を使用して、宇宙の不透明度を調査します。ベイジアン学習は、実際の天文観測によって課された制限をはるかに超えてモデルをテストすることを可能にします。このアプローチでは、モデルはデータを生成するための重要なオブジェクトであり、生成プロセスにはモデルの未知のパラメーターが含まれ、それらを制約することもできます。このようにして、未知のパラメータの以前の信念を組み込むことができ、この方法で事後結果を得て、それらを適切に制約するために使用できます。ベイジアン学習アルゴリズムを使用すると、パラメーターの信念が更新され、それらに対する新しい分布が生じます。私たちの研究では、3つの赤方偏移の範囲$z\in[0、2.5]$、$z\in[0,5]$、および$z\in[0,10]$、いずれの場合も。不透明度の次の形式、$\tau（z）=2\epsilonz$および$\tau（z）=（1+z）^{2\epsilon}-1$、$z=のオブザーバーに対応0$および$z$のソースが考慮されます。私たちの分析の結果は、おそらく宇宙は完全に透明ではないことを示しています。これは、暗黒エネルギー状態方程式パラメーターと$H_{0}$張力問題に大きな影響を与える可能性があります。生成プロセスでは、宇宙の不透明性のために観測者が受け取るフラックスが減少するという事実が考慮され、観測された光度距離は次のようになります：$D_{L、obs}=D_{L、true}e^{\tau/2}$、つまり$\tau$は不透明度パラメーター、$D_{L、true}$は採用された宇宙論モデルに関連付けられた光度距離です。
監視解除方法の比較と将来の実験の監視機能の評価
| Title |
Comparison_of_delensing_methodologies_and_assessment_of_the_delensing_capabilities_of_future_experiments |
| Authors |
P._Diego-Palazuelos,_P._Vielva,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez_and_R.B._Barreiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12935 |
次世代のために提案されたCMB実験のほとんどは、原始重力波背景（PGWB）を検出することを目的としています。この目標の達成は、銀河のフォアグラウンド放出を分離する能力と、弱い重力レンズ効果によって引き起こされる二次Bモードコンポーネントを\emph{消す}能力に依存します。これらの取り組みの後半に焦点を当てて、この作業では、レンズの基本的な側面を簡単に確認し、次の数年のデータ分析の準備として、Born近似内の現在のレンズ解除の方法論と実装のパフォーマンスを徹底的に比較します。私たちの研究から導き出せる主な結論の2つは、次世代の実験では、監視効率は現在の監視方法の制限ではなく、データ自体の品質によって制限され、テンプレート内の監視はアンチレンズ近似は、採用するのに最適な（精度と計算コストのバランスをとる）手法です。次に、その方法論を典型的なCMBの数値シミュレーションに適用し、それらが生成すると予想される再構成をレンズ化することによって、将来の実験（SimonsObservatory、CMBStage-IV、またはLiteBIRDおよびPICO衛星など）の監視機能を評価します。そして、内部および外部の監視が、PGWBを検出する感度を向上させるのにどのように役立つかを定量化します。また、データの共同分析がもたらすメリットについても検討します。
再イオン化の時代近くの銀河間低イオン化金属吸収線システムのモデリング
| Title |
Modelling_intergalactic_low_ionisation_metal_absorption_line_systems_near_the_epoch_of_reionization |
| Authors |
Teresita_Suarez,_Avery_Meiksin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13088 |
赤方偏移z$\gtrsim$5での銀河間低電離金属吸収システムの観測を、圧力閉じ込め雲の観点から解釈します。質量が$11<\logM_h/h^{-1}M_\odot<12$の銀河ハローの予想圧力によって閉じ込められた雲が、低イオン化金属吸収体間のカラム密度比の良い説明になります。ただし、一部の比率では、照射されたスラブの従来の放射伝達モデルを球形（または円柱形）の雲に拡張して、視線が雲の中心の外側を通過できるようにする必要があります。一部のシステムでは、ダスト粒子へのシリコンの適度な消耗も示されています。推定される化学物質の存在量は、スターバースト銀河で発生する可能性のある、太陽と大規模星が支配する恒星集団の間の範囲に及びます。データに一致する一般的なHIカラム密度は、DampedLyman-$\alpha$Absorbers（DLA）またはサブDLAに対応し、サイズは40pcから3kpc、ガス質量は$3.5<\logM_c/M_\odot<8$およびメタリカイト$0.001-0.01Z_\odot$。そのようなシステムは、銀河スケールの数値シミュレーションを再現するための挑戦を続けています。
主要な合併による重金属木星：巨大惑星の金属性対質量
| Title |
Heavy-metal_Jupiters_by_major_mergers:_metallicity_vs._mass_for_giant_planets |
| Authors |
Sivan_Ginzburg_and_Eugene_Chiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12500 |
一部の木星質量系外惑星には$\sim$$100\、M_\oplus$の金属が含まれており、暴走ガスの降着によって巨大な惑星の形成を引き起こすために固体コアで通常必要とされる$\sim$$10\、M_\oplus$をはるかに上回ります。このような「重金属ジュピター」は、$\sim$10au近くの惑星の合併によって生じる可能性があることを示しています。複数のコアが暴走速度でガスを降着させると、平均の合流速度がガスの降着速度と等しくなるように、交差する軌道上で重力により互いに摂動します。同時の合併とガス降着は、惑星の総質量が$M_{\rmcore}\proptoM^{1/5}$であるコア質量スケールを意味します-より重い惑星は、観測された質量と金属の関係と一致して、より重いコアを抱えています。平均的なガスの巨人はコアを2倍にするために約1回マージしますが、マージツリーが無秩序に成長するため、他のガスジャイアントは複数回マージする可能性があります。$3-30\、M_\oplus$事前暴走コアを想定すると、合併に固有の結果の分散が観測された惑星の金属性の大きなばらつきを再現できることを示します。合併は、潜在的に金属性、偏心性、およびスピンを相関させます。
小惑星の影響を殺菌することによるプロキシマbの生命のリスク
プロキシマbとプロキシマcの間にあるデブリベルトが、プロキシマbを生命から消滅させる可能性のある大きな小惑星の衝撃の割合をもたらすであろうという意味合いを考慮します。ALMAまたはJWSTによる将来の観測により、生命にかかわる体制における小惑星帯の存在が制約される可能性があります。小惑星帯と外惑星を備えたシステムにおける、居住可能な惑星に対する滅菌の影響のレート計算を一般化します。
| Title |
Carbon-grain_sublimation:_a_new_top-down_component_of_protostellar_chemistry |
| Authors |
Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Edwin_A._Bergin,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Geoffrey_A._Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12522 |
地球の炭素不足は、私たちの太陽系の形成を理解する上で、未解決の問題でした。考えられる解決策は、惑星形成プロセスの初期に、いわゆるスートライン（約300K）での炭素粒子の昇華です。ここでは、このプロセスの最も可能性の高いシグネチャは、すすライン内の炭化水素とニトリルの過剰であり、水スノーラインの周りで脱離する酸素含有複合有機物と比較して、これらの分子の励起温度が高い（〜100K）と主張します。。このような特性は、オリオンKLなどの文献で報告されていますが、均一ではありませんが、さまざまな研究の観察設定や分析方法の違いや、原始星降着の一時的な性質に関連している可能性があります。このプロセスがアクティブである場合、これは、原始星相中に炭素化学にこれまで未知の成分があり、原子から下から上にではなく、大きい種の破壊から開始して、上から下に作用していることを意味します。このようなトップダウンコンポーネントが存在する場合、有機分子の起源を再調査する必要があります。
候補TOI 717.01および確認されたHAT-P-3bを用いた太陽系外惑星の研究
| Title |
Studies_of_Exoplanets_with_Candidate_TOI_717.01_and_Confirmed_HAT-P-3b |
| Authors |
Sujay_Nair,_Krithi_Koodli,_Elliott_Chalcraft,_and_Kal\'ee_Tock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12658 |
太陽系外惑星TOI717.01、カタール-8b、およびHAT-P-3bの画像は、LasCumbresObservatory0.4メートル望遠鏡からのwフィルターで要求されました。これらのリクエストのうち、TOI717.01とHAT-P-3bの画像が取得され、EXOplanetTransitInterpretationCode（EXOTIC）ソフトウェアとOurSolarSiblingsパイプラインからの6つの測光アルゴリズムを使用して縮小されました。HAT-P-3bの通過中点は2458907.6205であり、その夜の予想中点とは20.2分異なります。TOI717.01の場合、トランジットは識別できませんでした。これは、トランジット深度が0.1％と低いためと考えられます。TOI717.01フィールドの比較スターの1つが可変である可能性があります。
アクティブな雲の微物理モデルを使用した海王星のダークスポットのEPICシミュレーション
| Title |
EPIC_Simulations_of_Neptune's_Dark_Spots_Using_an_Active_Cloud_Microphysical_Model |
| Authors |
Nathan_Hadland,_Ramanakumar_Sankar,_Raymond_Paul_LeBeau,_Jr,_Csaba_Palotai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12744 |
ボイジャー2号によって観測されたグレートダークスポット（GDS-89）は、海王星で観測されたいくつかの大規模な渦の最初のもので、その最新のものは2018年に北半球（NDS-2018）で観測されました。これらの機能の継続的な観察は、雲の形成、ドリフト、形状の振動、およびその他の動的特性を制約しています。これらの特性を効果的にモデル化するには、メタン雲の微物理の明示的な計算が必要です。明示的な惑星等エントロピー座標大循環モデル（EPICGCM）の更新バージョンとそのアクティブな雲微物理モジュールを使用して、メタンの凝縮を説明し、海王星上の大規模な渦の進化を調べます。渦の安定性とダイナミクスに対するメタンの深い存在量と雲の形成の影響をモデル化します。私たちのシミュレーションでは、渦は、渦の外側と比較して、内側のメタン蒸気密度に鋭いコントラストを示しています。メタン蒸気カラム密度は光学的深さに類似しており、渦を追跡するためのより一貫したトレーサーを提供するため、潜在的な渦度に対してその変数を使用します。GDSの子午線方向のドリフト率を一致させ、NDS-2018などの北半球における渦の進化についての最初の洞察を得ます。
| Title |
The_ARCiS_framework_for_Exoplanet_Atmospheres:_Modelling_Philosophy_and_Retrieval |
| Authors |
Michiel_Min,_Chris_W._Ormel,_Katy_Chubb,_Christiane_Helling,_Yui_Kawashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12821 |
目的：ARCiS、太陽系外惑星の透過と放出スペクトルの分析のための新しいコードが提示されます。モデリングフレームワークの目的は、観測を太陽系外惑星の大気の物理モデルにリンクできるツールを提供することです。方法：このホワイトペーパーで選択したモデリングの哲学は、物理的および化学的モデルを使用して特定のパラメーターを制約しながら、物理的な理解がさらに制限されている部分を解放することです。このアプローチは、完全な物理モデリングと完全なパラメーター化の中間にあり、よく理解しているプロセスを使用し、あまり理解していないプロセスをパラメーター化することができます。ベイジアン検索フレームワークが実装され、10個のホットジュピターのセットの通過スペクトルに適用されます。コードには化学と雲の形成が含まれ、自己矛盾のない温度構造計算のオプションがあります。結果：提示されたコードは高速で柔軟性があり、検索やターゲットリストのシミュレーションなどに使用できます。JWSTまたはESAアリエルミッション。物理的な検索フレームワークを使用した元素存在比の検索結果を提示し、これをパラメーター化された検索設定を使用して取得した結果と比較します。結論：現在のデータセットが考慮されているほとんどのターゲットでは、元素存在比を確実に特定するのに十分な制約がないと結論付けます。異なる物理パラメータ間に有意な相関関係はありません。光透過スペクトルに強い勾配があるサンプル内の惑星は、雲の形成が最も活発であることがわかっている惑星であることを確認します。最後に、ARCiSを使用すると、物理的および化学的モデルのコンテキストで太陽系外惑星の観測を分析するための計算効率の高いツールがあると結論付けます。
彗星電離層の運動量と圧力バランス
| Title |
Momentum_and_pressure_balance_of_a_comet_ionosphere |
| Authors |
Hayley_Williamson,_Hans_Nilsson,_Gabriella_Stenberg_Wieser,_A._I._Eriksson,_Ingo_Richter,_Charlotte_Goetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12836 |
67P/Churyumov-Gerasimenko彗星でのRosettaミッションでイオン組成分析（ICA）によって測定されたイオンの運動量フラックスと圧力を計算します。総運動量フラックスはミッション全体でほぼ一定ですが、異なるイオン集団の寄与は、太陽中心距離に応じて変化します。ロゼッタ磁力計の測定から計算された磁気圧力は、彗星イオンの運動量フラックスとほぼ一致します。宇宙船が太陽風イオンキャビティに入ると、太陽風フラックスは急激に低下しますが、彗星の運動量フラックスは、イオンキャビティの外の太陽風フラックスの約10倍になり、ピックアップイオンがこの領域の太陽風イオンと同様に動作することを示しています。ラングミュアプローブからの電子密度を使用して電子圧力を計算します。これは、流れが逆太陽から半径方向外に変化する彗星核の近くで特に重要です。
ケプラーおよびK2システムの動的な手掛かりとしての周期軌道の活用
| Title |
Exploiting_periodic_orbits_as_dynamical_clues_for_Kepler_and_K2_systems |
| Authors |
Kyriaki_I._Antoniadou_and_Anne-Sophie_Libert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12895 |
平均運動共鳴または共鳴連鎖で惑星を所有している多くの太陽系外システムがこれまでに発見されています。トランジットタイミング変動分析と組み合わせたトランジットメソッドは、システムの物理的パラメーターと軌道パラメーターの洞察を提供しますが、観測上の制限があります。（ほぼ）共鳴する惑星系が安定した周期軌道の動的近傍に存在する場合、その長期的な安定性、つまり生存が保証されます。検出された2惑星系の軌道要素を検証またはさらに制約するために、周期的軌道の固有のプロパティ、つまり線形水平および垂直安定性を使用します。いくつかの2惑星ケプラーおよびK2システムの一般的な3体問題の周期軌道のファミリーを計算しました。システムの動的近傍は、動的安定性のマップで明らかにされます。K2-21、K2-24、Kepler-9、および（非共面）Kepler-108近共振システムの軌道要素に対する追加の検証または制約が達成されました。平均運動共鳴ロッキングはシステムK2-21とK2-24の長期的な進化を保護しますが、そのような共鳴進化は、安定性がapsidalアンチアライメントによって維持されるKepler-9システムでは不可能です。Kepler-108システムの場合、相互に傾斜した惑星の安定性は、平均運動の共振のみによって、または傾斜タイプの共振と連携して正当化できることがわかります。今後、周期的軌道に基づく動的解析は、観測データのフィッティングと並行して実行すると、近共鳴太陽系外システムのより良い制約付き軌道要素を生成する可能性があります。
トランジットタイミングバリエーションからのExomoon候補：測光的に見えないexomoonで説明可能なTTVを備えた6つのケプラーシステム
| Title |
Exomoon_Candidates_from_Transit_Timing_Variations:_Six_Kepler_systems_with_TTVs_explainable_by_photometrically_unseen_exomoons |
| Authors |
Chris_Fox,_Paul_Wiegert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12997 |
通過する太陽系外惑星に月がある場合、その月はそれ自体が生成する通過から直接、または親惑星で生成する通過タイミングの変動を介して間接的に検出できます。ケプラー宇宙望遠鏡がエキソムーンが生成する可能性のあるTTVに敏感なパラメータースペースの範囲がありますが、月自体は小さすぎて、独自のトランジットを介して測光的に検出できません。たとえば、地球の月は、惑星を相互の重心の周りに移動させることにより、振幅が2.6分のTTVを生成します。これは、月の通過シグネチャが地球の7％にすぎず、ケプラーの公称しきい値をはるかに下回っているにもかかわらず、1分のケプラーの短いケイデンス間隔を超えるため、名目上検出可能です（通過タイミングが同等の精度である場合）。ここでは、Ketlerデータセットから8つのシステムを探索して、通過タイミングの変動の説明としてexomoon仮説を調べます。これは、システム内の非通過惑星によってTTVが引き起こされるという代替仮説と比較しています。これらのシステムの6つのTTVは、exomoonで説明できる可能性があり、そのサイズは、Keplerで名目上検出できません。また、システム内の非通過惑星の存在によってTTVscが同様によく再現されることもわかりますが、それでも観測は、通過検出のためのケプラーの測光しきい値を下回るほど十分に小さい動的安定月の存在と完全に一致します。そしてこれらのシステムは、さらなる観察と分析を保証します。
| Title |
Discovery_of_Extended_Tidal_Tails_around_the_Globular_Cluster_Palomar_13 |
| Authors |
Nora_Shipp,_Adrian_Price-Whelan,_Kiyan_Tavangar,_Cecilia_Mateu,_Alex_Drlica-Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12501 |
DECamLegacySurveyの測光を使用して、Palomar13球状星団の両側で最大5度まで広がる候補の潮汐の尾を検出します。尾はPalomar13の適切な動きに合わせており、金属の乏しい古い恒星の個体群と一致しています。クラスターで以前に知られている4つに加えて、尾に関連している可能性が高い3つのRRLyrae星を特定します。これらのRRLyrae星から、クラスターと尾部までの平均距離は$23.6\pm0.2$kpcであり、クラスターの合計（初期）光度は$L_V=5.1^{+9.7}_{-3.4であると推定します}\times10^3L_\odot$、初期の明度が現在の明度よりも高いという以前の主張と一致しています。以前に決定されたクラスターの適切な運動と半径方向の速度測定と組み合わせると、Palomar13は、偏心が〜9kpc、アポセンターが〜69kpcの非常に偏心した軌道（$e\sim0.8$）にあることがわかります。〜75年前のクラスターの最近の動原体の通過。候補となる潮汐の特徴と平行に走る星間ダストマップの際立った線形構造に注目しますが、ダストによる赤化は、私たちが観察する構造を説明する可能性は低いと結論付けています。確認された場合、Palomar13の恒星流は、既知の前駆システムを持つ非常に数少ない河川の1つであり、球状星団の破壊、恒星のハローの形成、および私たちの銀河内の物質の分布の研究に非常に強力です。
RR Lyrae個体群合成からの天の川内部恒星回転楕円体の年齢
| Title |
The_age_of_the_Milky_Way_inner_stellar_spheroid_from_RR_Lyrae_population_synthesis |
| Authors |
A._Savino,_A._Koch,_Z._Prudil,_A._Kunder_and_R._Smolec |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12507 |
天の川の中心のキロパーセクは古い回転楕円体の星の個体群をホストすることが知られており、その空間的および運動学的特性により、中心の星の質量の大部分を構成する箱型/ピーナッツ構造とは異なります。この回転楕円体の集団の性質は、小さな古典的なふくらみ、最も内側の恒星ハロー、または大きな初期速度分散を持つ円盤星の集団であるかどうかは不明のままです。この構造はまた、銀河で最も古い星のいくつかをホストする有望な候補です。ここでは、このコンポーネントの構成要素である935のRRLyrae星のサンプルに対して分光学的および測光的金属性を使用して、内部恒星回転楕円体年齢のトピックについて説明します。恒星個体群合成により、RRLyrae個体群の年齢と金属の関係を導き出します。我々は、膨らんだ回転楕円体のRRLyrae星について、$13.41\pm0.54$Gyrの非常に古代の年齢であると推測し、それらが現在の天の川銀河であるものに形成した最初の星の1つであったと結論付けます。中心の回転楕円体の年齢推定値は、天の川恒星ハローについて推定された年齢プロファイルとの顕著な一致を示しており、2つの構造間の関係を示唆しています。ただし、$r_{\rmGC}\sim5$〜kpcでハロープロパティの遷移の穏やかな証拠が見つかりました。また、2価やヘリウムの変動など、金属に富むRRLyrae星の形成シナリオを調査し、サンプルの特性について別の説明を提供できるかどうかを調査します。私たちの枠組みの中で、唯一の実行可能な代替策は、若い、わずかにヘリウムが豊富なRRLyraeスターを持つことであると結論します。これは、内側の恒星回転楕円体の形成に関する興味深い質問を開くという仮説です。
超新星の最小希釈シナリオと非常に金属の少ない星の結果
| Title |
A_Minimum_Dilution_Scenario_for_Supernovae_and_Consequences_for_Extremely_Metal-Poor_Stars |
| Authors |
Mattis_Magg,_Thomas_Nordlander,_Simon_C._O._Glover,_Camilla_J._Hansen,_Miho_Ishigaki,_Alexander_Heger,_Ralf_S._Klessen,_Chiaki_Kobayashi_and_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12517 |
これまでのところ、金属を含まない星は、直接の観測によって識別されていません。それらの特性を制約する最も一般的な方法は、最初の星とその超新星で作成された化学元素について、最も金属の少ない星のスペクトルを検索することです。このアプローチでは、モデル化された超新星の収量が、非常に金属の少ない星で観測された存在パターンと比較されます。この方法では通常、存在比のみを使用します。つまり、収量は観測されたレベルに希釈されます。通常の球対称性の仮定に従って、超新星が混合できる質量の単純な下限を計算し、それが星間媒質における初期の化学物質濃縮のすべての公開されたシミュレーションと一致していることを見つけます。3つの異なるケースについて、この希釈限界が存在量フィッティングからの結論を変える可能性があることを示します。ミニハロでのSN爆発のシミュレーションで見られる希釈と、多くの存在度の当てはめで想定される希釈との間には大きな不一致があります。希釈を制限すると、超新星が観測されたCEMPのない星の前駆体である可能性が大幅に変わります。特に、SMSS0313-6708のアバンダンスパターンのモデルとして提案されているかすかな、非常に低収量のSNeのいくつかは、予測される金属の収量が2桁小さすぎるため、測定された金属のアバンダンスを説明できません。まとめると、ここで紹介する新しい希釈モデルは、非球面SNeの混合と希釈の挙動をよりよく理解する必要性を強調しています。
主系列以上の遠方銀河でのCO排出
| Title |
CO_emission_in_distant_galaxies_on_and_above_the_main_sequence |
| Authors |
Francesco_Valentino_(1),_Emanuele_Daddi_(2),_Annagrazia_Puglisi_(3),_Georgios_E._Magdis_(1),_Daizhong_Liu_(4),_Vasily_Kokorev_(1),_Isabella_Cortzen_(1),_Suzanne_C._Madden_(2),_Manuel_Aravena_(5),_Carlos_Gomez-Guijarro_(2),_Min-Young_Lee_(6),_Emeric_Le_Floc'h_(2),_Yu_Gao_(7_and_8),_Raphael_Gobat_(9),_Frederic_Bournaud_(2),_Helmut_Dannerbauer_(10_and_11),_Shuowen_Jin_(10_and_11),_Mark_E._Dickinson_(12),_Jeyhan_S._Kartaltepe_(13),_David_Sanders_(14)_((1)_Cosmic_Dawn_Center,_University_of_Copenhagen/DTU-Space,_(2)_CEA_Saclay,_(3)_Durham_University,_(4)_MPIA_Heidelberg,_(5)_Universidad_Diego_Portales,_(6)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(7)_Purple_Mountain_Observatory,_(8)_Xiamen_University,_(9)_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Valparaiso,_(10)_IAC,_(11)_Universidad_de_la_Laguna,_(12)_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_(13)_Rochester_Institute_of_Technology,_(14)_IfA_-_University_of_Hawaii) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12521 |
z=1.1-1.7のメインシーケンス上およびその上の数十の赤外線選択銀河におけるALMAを使用した複数のCOライン遷移の検出を示します。CO（5-4）、CO（2-1）、CO（7-6）+[CI]（2-1）の放出をそれぞれ50、33、13の銀河で確実に検出し、補完しましたこの情報は、サンプルの一部の利用可能なCO（4-3）および[CI]（1-0）フラックスと、光学からmmのSEDのモデリングです。これらの遷移がSFRトレーサーとして使用できるという仮説を裏付けて、主系列銀河とスターバーストのLIRとCO（5-4）またはCO（7-6）の間の準線形関係を取得します。CO励起は、星形成効率、ダストを暖める放射フィールドの平均強度、SFRの表面密度、そして主シーケンスからの距離の関数として、着実に増加することがわかります。これは、ダスト不透明度がサンプル内の高JCO遷移の形成に小さな役割を果たす、主系列オブジェクトのそれと比較して、スターバーストのCO+[CI]SLEDのより高い励起の暫定的な証拠を追加します。ただし、上部主系列の平均SLEDとスターバースト銀河の違いは、さまざまな固有の形状に起因してぼやけています。LVG放射伝達モデリングは、高赤方偏移のメインシーケンスのCOSLEDと天の川の円盤で観測された典型的な値を超えるスターバースト銀河を高める高度に励起されたコンポーネントの存在を示しています。この励起された成分は密であり、メインシーケンスオブジェクトの総分子ガス質量の約50％を囲みます。CO励起に関連する観測された傾向は、主に大きなSFRとコンパクトサイズの組み合わせによって引き起こされ、UV放射場、宇宙線速度、およびダストの増加により、高密度の分子ガス画分と高いダストおよびガス温度に自然に関連していると解釈します。/ガスカップリング。【要約】
これは初期の合併ですか？ Arp 240の分子ガスと星形成特性に関する事例研究
| Title |
Is_this_an_Early_Stage_Merger?_A_Case_Study_on_Molecular_Gas_and_Star_Formation_Properties_of_Arp_240 |
| Authors |
Hao_He,_C._D._Wilson,_Kazimierz_Sliwa,_Daisuke_Iono,_Toshiki_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12523 |
初期の合併Arpの新しい高解像度$^{12}$CO$J$=1-0、$J$=2-1、および$^{13}$CO$J$=1-0マップを提示しますAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）で取得した240（NGC5257/8）。文献のシミュレーションは、合併がちょうど最初の通過を完了したことを示唆しています。ただし、このシステムは、一般的な近接銀河のペアと比較して、グローバルガスの割合は低いですが、星形成効率が高いことがわかります。ALMAデータをサブミリアレイからの$^{12}$CO$J$=3-2観測と組み合わせて、いくつかの異なる領域でRADEXモデリングを実行します。RADEXモデリングとローカル熱平衡（LTE）分析の両方で、COからH$_2$への変換係数$\alpha_{\mathrm{CO}}$が近いか、おそらくそれよりも小さい可能性が高いことが示されています（超）明るい赤外線銀河の典型的な値より。非常に大きなアレイの33GHzデータを使用して星形成率を測定すると、ほとんどの星形成領域の分子ガス枯渇時間が100Myr未満であることがわかります。さまざまな地域の自由落下時間あたりの星形成効率（SFE）を計算したところ、100％を超える値を持っている地域があることがわかりました。これらの地域は一般的に若い大規模クラスター（YMC）の証拠を示していることがわかります。さまざまな要因を調査した後、これは主に、これらの地域の無線連続体放射がYMCからの放射に支配されているため、自由落下時間あたりのSFEが過大評価されているためであると主張します。
強力な電波源をホストする初期型銀河の高温環境媒質の特性
| Title |
Properties_of_the_Hot_Ambient_Medium_of_Early-type_Galaxies_Hosting_Powerful_Radio_Sources |
| Authors |
Rachel_L.S._Frisbie,_Megan_Donahue,_G._Mark_Voit,_Thomas_Connor,_Yuan_Li,_Ming_Sun,_Kiran_Lakhchaura,_Norbert_Werner,_and_Romana_Grossova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12568 |
ラジオ出力が$>10^{23}\、\rm{W}〜\rm{Hz}^{-1}$の電波源をホストしている12の初期型銀河のChandraX線観測のアーカイブ分析を提示しますNGC4261の無線ソースの無線電力と同様に、1.4GHzで。以前は、近くの8つのX線と光学的に明るい楕円銀河の同様の分析で、Wernerら。2012年に、NGC4261が完全なサンプルと比較して異常に低い中心ガスエントロピーを示したことを発見しました。NGC4261の中央の0.3kpcでは、冷却時間と自由落下時間の比率（$t_{\rm{cool}}/t_{\rmff}$）は$10$未満であり、冷たい雲が沈殿している可能性があることを示しています高温の周囲媒体と、中央地域に降着するための燃料を提供します。NGC4261は、元のサンプルで最も強力なラジオソースもホストしています。NGC4261は、中央のアクティブな銀河核（AGN）からの強力なフィードバックが中央のkpcでの多相凝縮によって促進される重要なフェーズを表す可能性があるため、ChandraアーカイブでNGC4261の類似体を検索しました。これらの銀河のエントロピープロファイルを$t_{\rm{cool}}/t_{\rmff}$のプロファイルも同様です。それらの1つであるIC4296は、$r\sim2$kpcの外側の単相ガスのみの存在と同様の中心速度分散を含む、NGC4261と同様の特性を示すことがわかります。NGC4261とIC4296の特性を、降水を燃料とするAGNフィードバックの流体力学的シミュレーションと比較します。これらのシミュレーションの過程で、単相銀河には、観測から推定されたエントロピープロファイルと同様のエントロピーグラディエントがあります。
ダイナモは天の川のような銀河の磁場を増幅します
| Title |
A_dynamo_amplifies_the_magnetic_field_of_a_Milky-Way-like_galaxy |
| Authors |
Evangelia_Ntormousi,_Konstantinos_Tassis,_Fabio_Del_Sordo,_Francesca_Fragkoudi_and_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12574 |
渦巻銀河の磁場は非常に強いため、原始的ではありません。それらの典型的な値は、初期の宇宙で予測されたどの値よりも10億倍以上高いです。この巨大な成長を説明し、それを銀河の進化理論に組み込むことは、天体物理学における長年の課題の1つです。これまでのところ、銀河の磁場の持続的な成長のための最も成功した理論は、アルファオメガダイナモです。この理論は、銀河磁場の特徴的な双極または四極の形態を予測します。これは、外部銀河で観測されています。ただし、これまでのところ、渦巻銀河の直接的なマルチフィジックスシミュレーションで動作する平均場ダイナモの直接的な実証はありません。この作業ではそうします。私たちは、磁化された気体の円盤、暗黒物質のハロー、星、恒星のフィードバックを含む、孤立した星形成渦巻銀河の数値モデルを採用しています。当然、結果として生じる磁場は、強いランダム成分を含む複雑な形態を持っています。小規模な磁場の平滑化を使用して、乱流成分から平均を分離し、それらを個別に分析することができます。私たちは、平均場ダイナモが銀河の動的進化の結果として自然に発生し、磁場をGyrの半分以上の桁で増幅することを発見しました。これらのモデルの非常に動的な性質にもかかわらず、フィールドの平均成分の形態は分析予測と同じです。この結果は、銀河の進化における平均場ダイナモの重要性を強調しています。さらに、複雑な銀河環境における磁場の自然な成長を実証することにより、磁場の宇宙起源を理解するための第一歩を踏み出します。
大規模HST調査（WISP）での教師あり機械学習による単一スペクトル線の識別：EuclidおよびWFIRSTのパイロット研究
| Title |
Identification_of_single_spectral_lines_through_supervised_machine_learning_in_a_large_HST_survey_(WISP):_a_pilot_study_for_Euclid_and_WFIRST |
| Authors |
I._Baronchelli,_C._M._Scarlata,_G._Rodighiero,_L._Rodr\'iguez-Mu\~noz,_M._Bonato,_M._Bagley,_A._Henry,_M._Rafelski,_M._Malkan,_J._Colbert,_Y._S._Dai,_H._Dickinson,_C._Mancini,_V._Mehta,_L._Morselli,_and_H._I._Teplitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12613 |
暗黒エネルギー（EuclidやWFIRSTなど）の性質を理解することに焦点を当てた今後の調査では、近赤外スリットレス分光法で銀河系外の空の大部分をカバーする予定です。これらの調査により、カバーされたスペクトル範囲に輝線が1つしかない多数の銀河が検出されます。これらのミッションの科学的リターンを最大化するために、単一の輝線を正しく特定することが不可欠です。教師付き機械学習アプローチを使用して、WFC3IR分光並行調査（WISP）から抽出した単一輝線のサンプルを分類しました。これは、将来のスリットレス調査に最も近い既存の類似物の1つです。当社の自動ソフトウェアは、SEDフィッティング戦略を追加の独立した情報源と統合します。私たちはそれを較正し、複数のラインが検出された、安全に識別されたオブジェクトの「ゴールド」サンプルでテストしました。アルゴリズムは実際の輝線を82.6％の精度で正しく分類しますが、SEDフィッティングテクニックのみの精度は、利用可能な測光データの量が限られているため（<=6バンド）、低く（約50％）です。EuclidおよびWFIRSTサーベイ用に特別に設計されたわけではありませんが、このアルゴリズムは、これらの将来のミッションで使用される同様のアルゴリズムの重要な先駆けです。
非アクティブな双子よりも孤立したアクティブな渦巻銀河の円盤の$ \ lambda_R $が大きい
| Title |
Larger_$\lambda_R$_in_the_disc_of_isolated_active_spiral_galaxies_than_in_their_non-active_twins |
| Authors |
I._del_Moral-Castro,_B._Garc\'ia-Lorenzo,_C._Ramos_Almeida,_T._Ruiz-Lara,_J._Falc\'on-Barroso,_S.F._S\'anchez,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_I._M\'arquez_and_J._Masegosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12654 |
核活動が異なる一見孤立したツイン銀河（0.005$<$z$<$0.03）の20ペア間で、銀河円盤が優勢な領域で測定したスピンパラメーター$\lambda_R$の比較を提示します。アクティブな銀河の80--82％は、対応する非アクティブな双子よりも$\lambda_R$の値が高く、AGNディスクでの回転のサポートが大きいことを示しています。この結果は、AGNの100％が双子よりも大きい$\lambda_R$を示す、11組の非銀河によって駆動されます。これらの結果は、活動銀河の場合、流入ガスから円盤バリオン物質へのより効率的な角運動量移動によって説明できます。これらのガスの流入は、ディスクまたはバーの不安定性によって引き起こされた可能性がありますが、これらがアクティブな銀河で蔓延している場合、小さな合併を除外することはできません。この結果は、中間の恒星の質量（10$^{10}<M_*<10^{11}$M$_{\odotのアクティブおよび非アクティブな孤立した渦巻銀河のダイナミクス間の銀河スケールの違いの最初の証拠を表します}$）ローカルユニバース。
シーイングが支配するIFSデータから$ \ lambda_R $および$ V / \ sigma $を回復する
| Title |
Recovering_$\lambda_R$_and_$V/\sigma$_from_seeing-dominated_IFS_data |
| Authors |
K.E._Harborne,_J._van_de_Sande,_L._Cortese,_C._Power,_A.S.G._Robotham,_C.D.P._Lagos_and_S._Croom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12730 |
観測者は、銀河の運動学を測定するときに、変動する観測条件や開口サイズなどの一連の制限を経験します。これらの影響は経験的な修正を使用して減らすことができますが、これらの方程式は通常、制限された一連の境界条件（たとえば、与えられた範囲内のS\'ericインデックス）内で適用できます。。この作業では、広く使用されている2つの運動学パラメータ$\lambda_R$と$V/\sigma$の新しい修正を提示します。これらは、幅広い範囲の銀河の形状、測定半径、楕円率に適用できます。N体銀河モデルの一連の模擬観察を行い、これらを使用して、観察された運動学的パラメーター、構造特性、および異なる観察条件の間の関係を定量化します。次に、EAGLEシミュレーションの流体力学モデルを含む、銀河の完全なカタログを使用して、派生した補正がテストされます。私たちの補正は、定期的に回転するシステムに最も効果的ですが、すべての銀河の運動学的パラメーター（高速、低速、不規則に回転するシステム）は正常に復元されます。$\lambda_R$は、$V/\sigma$よりも簡単に修正でき、相対偏差はそれぞれ0.02および0.06dexです。$\lambda_R$と$V/\sigma$の関係は、パラメーター$\kappa$で説明されているように、表示条件に多少依存しています。これらの補正は、現在および将来の銀河の積分フィールド分光（IFS）調査における恒星の運動学的測定に特に役立ちます。
| Title |
Gravitational_Brownian_motion_as_inhomogeneous_diffusion:_black_hole_populations_in_globular_clusters |
| Authors |
Zacharias_Roupas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12755 |
観測的証拠に裏付けられた最近の理論的、数値的発展は、多くの球状星団が中心にブラックホール（BH）集団をホストしていることを強く示唆しています。これは、BHサブクラスターがコアの崩壊とクラスターからのデカップリングの後に蒸発するという以前からの長期的な考えとは対照的です。BH集団に安定化圧力を追加するメカニズムの1つは、恒星の重力場の変動によって生成される不均一なブラウン運動であることを提案します。ヴァンカンペンによって最初に発見された、空間的に変化する拡散係数と温度を伴う不均質媒体中のブラウン運動の拡散方程式は、自己重力システムに適用されると主張します。PlummerGlobularClusterに浸漬された単一のBHに定常位相空間確率分布を適用すると、質量$m_{\rmに対して$\sim0.05、\、0.1、\、0.5{\rmpc}$まで移動する可能性があると推測しますb}\sim10^3、\、10^2、\、10{\rmM}_\odot$、それぞれ。さらに、固定された恒星平均重力場の変動は、スピッツァー不安定性しきい値を超えるBH母集団を安定させるのに十分であることもわかりました。それにもかかわらず、不安定性を特定します。その開始はSpitzerパラメータ$S=（M_{\rmb}/M_\star）（m_{\rmb}/m_\star）^{3/2}$に依存し、パラメータ$B=\rho_{\rmb}（0）（4\pir_c^3/M_b）（m_\star/m_{\rmb}）^{3/2}$、ここで$\rho_{\rmb}（0）$は、ブラウンの人口中心密度です。プラマー球の場合、不安定性は$（B、S）=（140,0.25）$で発生します。$B>140$の場合、変動のみのサポートでは不安定な、非常に尖ったBHサブクラスタープロファイルが得られます。$S>0.25$の場合、BH母集団の不均一拡散方程式の定常状態は存在しません。
K-CLASH：0.3
| Title |
K-CLASH:_Strangulation_and_Ram_Pressure_Stripping_in_Galaxy_Cluster_Members_at_0.3_ |
| Authors |
Sam_P._Vaughan,_Alfred_L._Tiley,_Roger_L._Davies,_Laura_J._Prichard,_Scott_M._Croom,_Martin_Bureau,_John_P._Stott,_Andrew_Bunker,_Michele_Cappellari,_Behzad_Ansarinejad_and_Matt_J._Jarvis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12802 |
銀河団はそのメンバーの星形成を消滅させると長い間理論化されてきました。この研究では、$K$バンドマルチオブジェクトスペクトログラフ（KMOS）-ハッブル（CLASH）調査（K-CLASH）によるクラスターレンズ効果と超新星調査からの積分フィールドユニット観測を使用して、レッドシフトは$0.3<z<0.6$です。最初に、星を形成するクラスター銀河とフィールド銀河の質量が一致するサンプルを作成し、次にH$\alpha$放出の空間範囲を調査し、輝線比を使用して星間物質の状態を調べます。H$\alpha$ハーフライト半径と光学ハーフライト半径の平均比率（$r_{\rm{e}、\rm{H}\alpha}/r_{\rm{e}、R_c}$）すべての銀河は$1.14\pm0.06$であり、星の形成がこれらの赤方偏移で恒星円盤全体で行われていることを示しています。ただし、平均して、クラスター銀河は、フィールド銀河よりも$r_{\rm{e}、\rm{H}\alpha}/r_{\rm{e}、R_c}$の比率が小さくなります：$\langler_{\rm{e}、\rm{H}\alpha}/r_{\rm{e}、R_c}\rangle=0.96\pm0.09$と比較して$1.22\pm0.08$（98\％の信頼性レベルでは小さい））。これらの値は、H$\alpha$放射と$R_c$バンドの星光の間の波長差については補正されていませんが、そのような補正を実装すると、結果が補強されるだけです。また、クラスターとフィールドのサンプルが区別できない質量-金属量（MZ）の関係に従う一方で、クラスターメンバーのMZ関係の周りの残差はクラスター中心の距離と相関していることも示しています。クラスターの中心に近い銀河は、金属性が強化されている傾向があります（2.6$\sigma$レベルで重要）。最後に、以前の研究とは対照的に、クラスター銀河とフィールド銀河の間の電子数密度に有意差はありません。単純な化学進化モデルを使用して、ディスク絞殺とラム圧ストリッピングの効果が観察結果を定量的に説明できると結論付けます。
BL Lacオブジェクトの光学分光：TeV候補
| Title |
Optical_spectroscopy_of_BL_Lac_objects:_TeV_candidates |
| Authors |
Simona_Paiano,_Renato_Falomo,_Aldo_Treves,_Riccardo_Scarpa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12865 |
ハードフェルミLAT線源（3FHL）の3番目のカタログで50GeVを超える高い有意性で検出されたガンマ線源の分光光学特性を調査し、TeVエミッターとしての候補として適しています。フェルミチームによってBLLacオブジェクト（BLL）または不確定タイプのBlazar候補（BCU）としてラベル付けされ、北半球にあり、不明または不確実な赤方偏移がある91個のソースに焦点を当てます。ここでは、13BCUおよび42BLLのGTCスペクトル（スペクトル範囲4100〜7750AA）について報告します。観測されたターゲットをBLLとして分類でき、各ソースについて簡単に説明します。スペクトルにより、輝線および/または吸収線に基づいて25個のオブジェクトの赤方偏移を決定でき、0.05<z<0.91でした。検出された輝線のほとんどは、[OIII]と[NII]の禁制遷移によるものです。観測されたライン光度は、同様の連続体でのQSOの光度よりも低く、有意なビーミングファクターが想定されている場合、QSOのライン連続光度の関係と一致する可能性があります。さらに、5つの線源について、赤方偏移の分光学的下限を設定できる干渉線が介在していることがわかりました。スペクトルがラインレスである残りの25個のソースには、ホスト銀河が巨大楕円であると仮定して、zの下限が指定されています。
ISMのダークダストと単一クラウドの見通し線
| Title |
Dark_Dust_and_single-cloud_sightlines_in_the_ISM |
| Authors |
R._Siebenmorgen,_J._Kre{\l}owski,_J._Smoker,_G._Galazutdinov,_and_S._Bagnulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12877 |
雲の正確な特性と拡散ISMのダストの性質は、単一雲の見通し線のまれなケースを調べることによってのみ抽出できます。これは、解像力で観測された星間線の有意なドップラー分割の欠如によって識別される場合があります$\lambda/\Delta\lambda>75,000$。我々は、遠紫外線消光曲線が知られている赤くなったOB星に向けて高解像度分光法を使用してそのような見通し線を検索しました。UVESを使用したこのプロジェクト用に特に取得した100の186スペクトルのサンプルをまとめました。私たちのサンプルから、66の単一クラウドの見通し線を特定しましたが、その約半分は以前は不明でした。ターゲットのCH/CH$^+$ライン比率を使用して、見通し線が暖かい雲または冷たい雲に支配されているかどうかを確認しました。CNはすべての冷たい（CH/CH$^+>1$）雲で検出されますが、暖かい雲では頻繁に見られないことがわかりました。WISE（$3-22\mu$m）で観測された放射形態を視線の周りで検査し、観測されたダストの消滅のために星周囲の性質を除外しました。ほとんどの視線は、熱源から遠く離れた場所にある冷たい雲に支配されていることがわかりました。132個の星について、スペクトルタイプと関連するスペクトルタイプ-光度距離を導出しました。また、星間CaII距離スケールを適用し、これらの距離推定値の両方をGAIA視差と比較したところ、これらの距離推定値は約40％分散していることがわかりました。分光測光距離をGAIAと比較することにより、9視線で数magの消滅に相当する隠されたダスト成分を検出しました。この{\itDarkDust}には$>1\mu$mの大きな粒子が含まれており、主に冷たいISMのフィールドに現れます。
HST / COSによる500-1050オングストロームのレストフレームでのクエーサー流出の観測：VII。
5つのクエーサーにおける11の流出の距離とエネルギー論
| Title |
HST/COS_Observations_of_Quasar_Outflows_in_the_500-1050_Angstrom_Rest_Frame:_VII._Distances_and_Energetics_for_11_Outflows_in_Five_Quasars |
| Authors |
Timothy_R._Miller,_Nahum_Arav,_Xinfeng_Xu,_Gerard_Kriss,_Rachel_Plesha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13027 |
5つのクエーサーのハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源スペクトログラフスペクトルから、16の流出が検出されます。11の流出の場合、中央のソース（R）までの距離とエネルギーを制限できます。同じ流出に対する複数の電子数密度測定（Rの計算で使用）の場合、値はエラー内で一貫しています。11個のアウトフローについて、8個にはRの測定値（10〜1000個）があり、1つには下限があり、もう1つには上限があり、最後にはRの範囲があります。銀河核の活発なフィードバックへの主要な貢献者。流出する質量は、主に非常に高イオン化の段階で見られます。これは、たとえば、NeVIII、NaIX、MgX、およびSiXIIなどのトラフを使用して調査されます。そのようなイオンは、これらの紫外線流出の物理的条件を、近くのセイファート銀河で見られるX線暖かい吸収体流出に接続します。イオンClVIIとNeVからのいくつかの新しい遷移が初めて検出されました。
球状星団の複数の集団の文脈におけるリチウム
複数の母集団は球状星団（GC）の標準を表します。それらの星の一部（10-50％）は、類似した金属性（第1世代または1G）のハロー星の元素存在量は同じですが、他の星（第2世代、2G）は、高温での陽子捕獲反応によって処理されるガスに典型的なものに類似した軽元素存在量のパターンによって特徴付けられます。その結果、リチウムは2Gスターで破壊されると単純に予想する必要がありますが、代わりに、1Gスターに比べて存在量がわずかに減少するだけで一般的に観測されます。複数の集団の形成モデルについて説明した後、原始気体による希釈の役割と、GCスターのリチウムパターンを説明する際の漸近大分岐（AGB）シナリオの役割の可能性を調べます。「ホットボトムバーニング」対流エンベロープでキャメロンファウラーメカニズムによって生成されたスーパーAGBとAGBのリチウム収率は、いくつかの極端な2G星での特異な高リチウムの説明に役立つ場合があります。一方、穏やかな2G星の存在量のモデル化は、1G星を形成するガスと2G星の希釈ガスの初期Liがビッグバン元素合成によって予測されたものか、それとも観測値の3倍小さいかによって異なりますハロー矮星の表面に。
FUGINホットコア調査。 I. $ l = 10 ^ \ circ-20 ^ \ circ $の調査方法と初期結果
| Title |
FUGIN_hot_core_survey._I._Survey_method_and_initial_results_for_$l_=_10^\circ-20^\circ$ |
| Authors |
Kazuki_Sato,_Tetsuo_Hasegawa,_Tomofumi_Umemoto,_Hiro_Saito,_Nario_Kuno,_Masumichi_Seta,_Seiichi_Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13191 |
高質量星形成の重要な段階であるホットコアのスペクトル線に基づいた調査を行う方法を開発し、FUGIN（FORESTUnbiasedGalacticPlanetImagingofNobeyama）のデータにこの方法を適用しました。45メートル望遠鏡）調査。最初に、FUGINデータから弱いホットコアトレーサーライン（HNCOとCH$_3$CN）をスタッキングしてホットコア候補を選択し、C$^{34}でこれらの候補のフォローアップポイント観測を行います。$S、SO、OCS、HC$_3$N、HNCO、CH$_3$CN、およびCH$_3$OH$J=2-1$および$J=8-7$行を確認して特徴付けます。この方法をFUGINデータの$l=10^\circ-20^\circ$部分に適用し、22個の「ホットコア」（ホットコアトレーサーラインが2つ以上有意に検出されたコンパクトソース、つまりSO、OCS、HC$_3$N、HNCO、CH$_3$CN、またはCH$_3$OH$J=8-7$行）および14個の「密集」（C$^が2つ以上検出されたソース）{34}$S、CH$_3$OH$J=2-1$、またはホットコアトレーサーライン）。特定されたホットコアは、ATLASGALクランプ、WISEHII領域、クラスIIメタノールメーザーなどの高質量星形成の標識に関連して見つかります。ATLASGAL塊に関連するものでは、塊の質量比に対するボロメータの光度は、ホットコア相を中心とする星形成段階と一致しています。FUGINホットコアのカタログは、高質量星形成領域のさらなる統計的研究および詳細な観察の有用な出発点を提供します。
新しい光のGCE：ベイジアングラフのたたみ込みニューラルネットワークで$ \ gamma $ -rayスカイのもつれを解く
| Title |
The_GCE_in_a_New_Light:_Disentangling_the_$\gamma$-ray_Sky_with_Bayesian_Graph_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Florian_List,_Nicholas_L._Rodd,_Geraint_F._Lewis,_Ishaan_Bhat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12504 |
銀河中心過剰（GCE）に関する基本的な問題は、基礎となる構造が点状であるか滑らかであるかです。この議論は、ミリセカンドのパルサーまたは放出の暗黒物質（DM）の消滅の観点からフレーム化されることが多く、決定的な解決を待っています。この作業では、ベイジアングラフの畳み込みニューラルネットワークを使用して問題を検討します。シミュレートされたデータでは、ニューラルネットワーク（NN）は、内部銀河の放出成分のフラックスを平均$\sim$0.5％に再構成でき、非ポアソンテンプレート適合（NPTF）に匹敵します。実際の$\textit{Fermi}$-LATデータに適用すると、背景テンプレートからのフラックスフラクションのNN推定値がNPTFと一致することがわかります。ただし、GCEはほぼ完全に円滑な排出に起因します。示唆的ではありますが、NNは1$\sigma$検出しきい値の近くでピークに達した点線源のフラックスを過小評価する傾向があるため、GCEの決定的な解決を主張していません。しかし、この手法は、注入されたDMの再構築、拡散ミスモデリング、およびモデル化されていない南北非対称を含む、多くのシステマティクスに対する堅牢性を示しています。したがって、NNは現在GCEのスムーズな原点をほのめかしていますが、さらなる改良により、ベイジアンディープラーニングはこのDMミステリーを解決するために適切に配置されていると主張します。
マルチメッセンジャー天体物理学の時代におけるLISAとの大規模ブラックホールバイナリの融合のインスピレーションについて
| Title |
On_the_inspiral_of_coalescing_massive_black_hole_binaries_with_LISA_in_the_era_of_Multi-Messenger_Astrophysics |
| Authors |
Alberto_Mangiagli,_Antoine_Klein,_Matteo_Bonetti,_Michael_L._Katz,_Alberto_Sesana,_Marta_Volonteri,_Monica_Colpi,_Sylvain_Marsat_and_Stanislav_Babak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12513 |
$10^5\、\rmM_\odot-3\times10^7\、\rmM_\odot$の大量のブラックホールバイナリ（MBHB）は、低赤方偏移銀河（$z\le4$）で合体するのに十分な大きさですレーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）との合体の数週間前に検出されました。これにより、パラメータ推定$on$$the$$fly$を実行できます。つまり、吸気フェーズ中の合体までの時間の関数として、計画されたLISA保護期間の早期警告と電磁信号の検索に関連しています。この研究では、合併前の時間の関数として、空の位置、光度距離、チャープ質量、質量比の不確実性の変化を調べます。全体として、総固有質量$\rmM_{\rmtot}=3\times10^5\、\rmM_\odot$の軽いシステムは、重いものよりも不確実性が小さいという特徴があります（$\rmM_{\rmtot}=10^7\、\rmM_\odot$）インスピレーション中。輝度の距離、チャープの質量、および質量比は、吸気の最後では十分に制限されています。空の位置については、$z=1$で、$\rmM_{\rmtot}=3\times10^5\、\rmM_\odot$のMBHBは、中央値$\simeq10^でローカライズできます2\、\rmdeg^2（\simeq1\、\rmdeg^2）$、合併から1か月（1時間）、重いMBHBの空の位置は$10\、\rmdeg^2$合併の1時間前。ただし、中央値周辺の不確実性は時間とともに広がり、0.04〜20$\rmdeg^2$（0.3-3$\times10^3\、\rmdeg^2$）の範囲で光（重い）の場合合併の1時間前のシステム。合併すると、すべての質量で上空の定位が$\simeq10^{-1}\、\rmdeg^2$に改善されます。オブザーバーコミュニティの利益のために、シミュレーションからの完全なデータセットと、前述のパラメーターの不確実性の時間発展を説明するための簡単ですぐに使用できる分析フィットを提供します。合計質量が$10^5のシステムに有効です。$-$10^7\、\rmM_\odot$およびredshift$0.3$-$3$。
サブパーセク超大質量ブラックホールバイナリ候補のマージタイムスケールでのパルサータイミングアレイ制約
| Title |
Pulsar_Timing_Array_Constraints_on_the_Merger_Timescale_of_Subparsec_Supermassive_Black_Hole_Binary_Candidates |
| Authors |
Khai_Nguyen_(1),_Tamara_Bogdanovic_(1),_Jessie_C._Runnoe_(2),_Stephen_R._Taylor_(2),_Alberto_Sesana_(3),_Michael_Eracleous_(4),_Steinn_Sigurdsson_(4)_((1)_Georgia_Institute_of_Technology,_(2)_Vanderbilt_University,_(3)_Universit\`a_degli_Studi_di_Milano-Bicocca,_(4)_Pennsylvania_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12518 |
分光学的に選択されたサブパーセク超大質量ブラックホールバイナリ（SMBHB）候補のマージタイムスケールを、重力波背景（GWB）への期待される寄与と現在のパルサータイミングアレイ（PTA）実験の感度、特に、重力波の北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）によって設定された最新の上限。そのようなSMBHBの合体までの平均タイムスケールは$\langlet_{\rmevol}\rangle>6\times10^4\、$yrであることがわかります。PTA周波数帯域での軌道の進化は、重力波。SMBHBの一部が分光学的に検出された活動銀河に存在せず、活動銀河と非活動銀河での発生率が類似している場合、マージタイムスケールは$\sim10$倍、$\langlet_{\rmevol}\rangle>6\times10^5\、$yr。これらの制限は、理論モデルによって予測されるタイムスケールの範囲と一致しており、分光サンプルのすべてのSMBHB候補が、GWBの観測制約に違反せずにバイナリである可能性があることを意味します。この結果は、パルサータイミングアレイによって促進されるマルチメッセンジャーアプローチが、電磁気検索で発見されたSMBHB候補の性質の独立した統計的テストを提供する上で威力を発揮することを示しています。
ケンタウルス座Aのキロパーセックジェットにおける物理的条件と粒子加速
| Title |
Physical_Conditions_and_Particle_Acceleration_in_the_Kiloparsec_Jet_of_Centaurus_A |
| Authors |
Takahiro_Sudoh,_Dmitry_Khangulyan,_Yoshiyuki_Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12519 |
ケンタウルス座Aのキロパーセクスケールジェットからの非熱放射は、2つの注目すべき特徴、明るい拡散放射と多くのコンパクトな結び目を示し、X線と電波観測で集中的に研究されています。H.E.S.S.最近報告されたように、このオブジェクトからの非常に高エネルギーのガンマ線放出は、コアからキロパーセクを超えてジェット方向に沿って拡張されます。ここでは、これらの観察結果を組み合わせて、kpcジェットの物理的条件を制約し、非熱放射の原因を調べます。拡散ジェットは弱く磁化され（$\eta_B\sim10^{-2}$）、熱粒子によってエネルギー的に支配されていることを示しています。また、ノットが増幅された磁場と粒子の（再）加速の両方のサイトであることも示します。熱粒子で十分なエネルギーを維持するために、ノット領域の磁気および非熱粒子のエネルギーは厳しく制限されています。最ももっともらしい条件は、それらの間のエネルギー等分割$\eta_B\sim\eta_e\sim0.1$です。このような弱い磁気エネルギーは、ノット内の粒子がゆっくりとした冷却状態にあることを意味します。ノットで加速され、ノットから脱出する粒子によって、kpcスケールの拡散放射全体を駆動できることをお勧めします。
磁気再結合中の圧縮プラズモイドにおける二次エネルギー
| Title |
Secondary_Energization_in_Compressing_Plasmoids_during_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Hayk_Hakobyan_(1),_Maria_Petropoulou_(1),_Anatoly_Spitkovsky_(1),_Lorenzo_Sironi_(2)_((1)_Princeton_University,_(2)_Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12530 |
プラスモイド-磁化された準円形構造は、現在のシートを再接続する際に首尾一貫して形成されます-は、以前はエネルギー粒子の墓地であると考えられていました。この論文では、相対論的再結合（つまり、上流の磁化$\sigma_{\rmup}\gg1$を伴う）における粒子エネルギースペクトルの形成におけるプラズモイドの重要な役割を示します。$\sigma_{\rmup}=10$および$100$のペアプラズマで2次元パーティクルインセルシミュレーションを使用して、圧縮プラズモイドの内部で発生する2次粒子のエネルギープロセスを調べます。内部が圧縮され、内部磁場が増幅される一方で、プラズモイドが時間とともに成長することを示しています。孤立したプラズモイドに注入された粒子が感じる磁場は、時間とともに直線的に増加します。これにより、磁気モーメントが保存された結果、粒子が励起されます。指数法則分布関数で注入された粒子の場合、この通電プロセスは、追加された非熱的テール$f（E）\proptoE^{-3を生成しながら、注入された指数法則の形状が保存されるように機能します}$より高いエネルギーで指数関数的なカットオフが続きます。$E_{\rmcut}\propto\sqrt{t}$として時間とともに増加するカットオフエネルギーは、$\sigma_{\rmup}m_ec^2$を大幅に超える可能性があります。二次加速タイムスケールと出現する粒子エネルギースペクトルの形状を分析的に予測します。これは、ブレザージェットなどの特定の天体物理学システムで非常に重要な場合があります。
SMCで新しく発見されたBe / X線バイナリSwift J004516.6-734703：星状円盤の出現を目撃
| Title |
The_newly_discovered_Be/X-ray_binary_Swift_J004516.6-734703_in_the_SMC:_witnessing_the_emergence_of_a_circumstellar_disc |
| Authors |
J._A._Kennea,_M._J._Coe,_P._A._Evans,_I._M._Monageng,_L._J._Townsend,_M._H._Siegel,_A._Udalski,_and_D._A._H._Buckley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12537 |
SwiftSMCSurvey、S-CUBEDによるBe/X線バイナリシステムであるSwiftJ004516.6-734703の発見について報告します。SwiftJ004516.6-734703、またはSXP146.6は、2020年6月18日に明るい（〜10^37erg/s）X線バーストを示していることが判明しました。OGLEおよびSwift/UVOTからの歴史的なUVおよびIR光曲線安定した明るさの長い期間の後、それは2019年3月頃にかなりの増光を経験したことを示しました。このIR/UVの上昇は、SALT分光法で強力なH{\alpha}ラインが存在することで確認された、星状円盤の形成の兆候である可能性が高く、以前は存在していませんでした。OGLEデータの周期分析により、もっともらしい426日のバイナリ期間が明らかになり、X線では146.6秒の脈動期間が検出されます。SwiftJ004516.6-734703からのX線放出の開始は、中性子星の伴星が最初に形成された周囲の円盤を通過する最初のペリアストロン通過からのType-Iバーストの兆候である可能性があります。星間円盤の形成は、前のペリアストロン通過の予測された時間に始まり、その形成が中性子星との潮汐相互作用によって拍車をかけられたことを示唆していることに注意してください。
GW190814：2.6 M $ _ \ odot $コンパクトオブジェクトを含む23 M $ _ \ odot $ブラックホールの合体からの重力波
| Title |
GW190814:_Gravitational_Waves_from_the_Coalescence_of_a_23_M$_\odot$_Black_Hole_with_a_2.6_M$_\odot$_Compact_Object |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_A._Aich,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_S._Akcay,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_P._Bacon,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_J._Baird,_F._Baldaccini,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_et_al._(1193_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12611 |
22.2-24.3$M_{\odot}$ブラックホールと質量2.50-2.67$M_{\odot}$のコンパクトオブジェクト（すべての測定値は90$\％$信頼できるレベル）。重力波信号GW190814は、2019年8月14日21:10:39UTCのLIGOおよびVirgoの3回目の観測中に観測され、3つの検出器ネットワークで信号対雑音比は25です。ソースは$241^{+41}_{-45}$Mpcの距離で18.5deg$^2$にローカライズされました。電磁的対応は確認されていません。発生源は重力波で測定された最も不均等な質量比$0.112^{+0.008}_{-0.009}$であり、その二次成分は、二重コンパクトオブジェクトでこれまでに発見された最も軽いブラックホールまたは最も重い中性子星です。システム。プライマリブラックホールの無次元スピンは$\leq0.07$に厳密に制限されています。一般相対性理論のテストは、理論からの測定可能な逸脱を明らかにせず、高次多極放射の予測は高い信頼度で確認されます。GW190814が表す新しいクラスのバイナリ合体ソースの場合、1〜23Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$のマージレート密度を推定します。天体物理学モデルは、このイベントと同様の質量比のバイナリが複数のチャネルを通じて形成される可能性があると予測していますが、球状星団で形成されている可能性は低いです。ただし、このイベントの質量比、コンポーネントの質量、および推定される結合率の組み合わせは、コンパクトオブジェクトバイナリの形成および質量分布に関する現在のすべてのモデルに挑戦します。
宇宙線相互作用におけるアンチヘリウム生成の大規模シミュレーション
| Title |
Large-scale_Simulations_of_Antihelium_Production_in_Cosmic-ray_Interactions |
| Authors |
Anirvan_Shukla,_Amaresh_Datta,_Philip_von_Doetinchem,_Diego-Mauricio_Gomez-Coral_and_Carina_Kanitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12707 |
宇宙線と星間ガスの相互作用におけるアンチヘリウム生成の可能性は、大規模なモンテカルロシミュレーションを使用して研究されています。この目的のために、以前に開発されたエネルギー依存の合体メカニズムが拡張されて、軽い反核（${}^3\overline{\text{He}}$および${}^4\overline{\text{He}}$）。合体パラメータの不確実性と予想される反粒子フラックスに対するその影響も調査されます。シミュレートされたバックグラウンドアンチヘリウムフラックスは、数値スケーリング技術を使用した簡略化モデルによって予測されたフラックスよりも低いことがわかりました。
XTE J1752-223のハード状態にあるディスクは、最も内側の安定した円軌道に達していますか？
| Title |
Does_the_disk_in_the_hard_state_of_XTE_J1752-223_extend_to_the_innermost_stable_circular_orbit? |
| Authors |
Andrzej_Zdziarski,_Barbara_De_Marco,_Michal_Szanecki,_Alex_Markowitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12829 |
降着するブラックホールバイナリXTEJ1752-223は、RXTEによって25日間安定したハード状態で観察され、これまでにない統計的品質と精度の3-140keVのスペクトルが得られました。このスペクトルへの適合が報告されており、最も内側の安定した円軌道の近くに広がる円盤から反射する単一のComptonizationスペクトルが必要です。私たちはそれらのあてはめを再検討し、$\leq$10keVバンドは、内半径$\gtrsim$100重力半径を持つ円盤からの反射によってはるかによくフィットすることを発見しました。私たちのモデルは、$>$10keVのスペクトルを$<$15％だけ過小予測しています。他のブラックホール連星で見られるように、局所的なスペクトルが半径の減少に伴って硬化するため、光源が不均一であることが最も説得力のある説明であると私たちは主張します。したがって、私たちの結果は、単一領域のComptonizationを使用したモデルでは、広帯域X線スペクトルを完全に記述できないことを示しています。また、Swift/XRTからの同時の0.55-6keVスペクトルを調査し、1keVまでの吸収されたフィーチャレスパワーの法則と、より低いエネルギーで最も内側の温度が0.1keVのディスク黒体スペクトルによって適切に適合していることを確認しました。ディスク黒体の正規化は、$\sim$100重力半径の内側の半径に対応し、その温度は、その半径より下の高温の内部流による切頭されたディスクの照射に対応します。
MAXI J1348-630のタイプB QPOのタイムラグ
| Title |
Time_lags_of_the_type-B_QPO_in_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Tomaso_M._Belloni_(1),_Liang_Zhang_(2),_Nikolaos_D._Kylafis_(3,4),_Pablo_Reig_(4,3),_Diego_Altamirano_(2),_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Merate,_Italy,_(2)_University_of_Southampton,_UK,_(3)_University_of_Crete,_Heraklion,_Greece,_(4)_Institute_of_Astrophysics,_Heraklion,_Greece) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12872 |
ブラックホール連星からのX線放出で観測される高速変動は非常に複雑な現象論を持っていますが、内部降着流の特性を直接調査する可能性を提供しています。特に、ソフト中間状態で観測された2-8Hz範囲のタイプB振動は、相対論的ジェットからの放出に関連付けられています。NICER望遠鏡で行われた明るい過渡MAXIJ1348-630の一連の観測のタイミングとスペクトル分析の結果を示します。観測はバーストの最も明るい部分にあり、すべてが約4.5Hzの強力なタイプBQPOを備えています。QPO周波数でのフラクショナルrmsと位相遅れのエネルギー依存性を計算し、2keV未満のエネルギーで初めて高い信号対雑音比データとサンプリングを取得します。フラクショナルrmsは、9keVでの10％以上から1.5keVでの0.6％まで減少し、そのエネルギー以下では一定です。2〜3keVのバンドを基準にすると、すべてのエネルギーの光子はハードラグを示し、基準バンドからの距離に応じて増加します。以前のタイミング計測器のエネルギーバンドパスが高いため、2keV未満の動作はこれまでに観察されていません。エネルギースペクトルは、この状態の標準モデルに適合させることができます。このモデルは、薄いディスクコンポーネントとハードパワーの法則、および6〜7keVの輝線で構成されています。位相遅れに集中して結果を議論し、Comptonizationモデル内で解釈できることを示します。
白色矮星バイナリシステムAR Scorpiiからの広帯域放射のモデリング
| Title |
Modelling_the_broadband_emission_from_the_white_dwarf_binary_system_AR_Scorpii |
| Authors |
K._K._Singh,_P._J._Meintjes,_Q._Kaplan,_F._A._Ramamonjisoa,_S._Sahayanathan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12950 |
この作業では、2008年8月4日から3月31日までの期間の\emph{Fermi}-LargeAreaTelescope（LAT）観測からの100MeVから500GeVのエネルギー範囲の$\gamma$線データを分析しました2019.過去10年間のARScorpiiからの$\gamma$線放出は統計的に有意ではないため、100MeVを超える積分フラックスの2$\sigma$の上限が推定されています。非常に高い磁場中の相対論的電子による2つのシンクロトロン成分を持つ放出モデルを使用して、ARScorpiiの非熱広帯域スペクトルエネルギー分布を再現します。最初のコンポーネント（シンクロトロン-1）は、半径$\sim$1.8$\times$10$^{10}$の球形の領域から発生するシンクロトロン放射と磁気による放射から高エネルギーX線への放射を広く説明します$\sim$10$^3$ガウスの電界強度。より低いエネルギーでX線放出を再現し、$\gamma$線放出を予測する2番目のコンポーネント（シンクロトロン2）は、半径$\sim$1.4$\times$10$^{10}の別の球形領域に由来します$cmと$\sim$10$^6$ガウスの磁場強度。両方の放出領域内の相対論的電子集団は、滑らかな破れたべき法則のエネルギー分布によって表されます。Synchrotron-2モデルによって予測された$\gamma$線の放出は、\emph{Fermi}-LATの広帯域感度を下回り、100を超える積分フラックスの95$\％$信頼レベルの上限とも一致しますMeVは、10年以上の観測から得られました。私たちのモデルによれば、バイナリシステムARScorpiiは$\gamma$線源である可能性がありますが、その放出レベルは\emph{Fermi}-LATの現在の検出限界よりも低くなければなりません。
中性子星クラストにおけるフラクショナル磁気ヘリシティを持つホールカスケード
中性子星の地殻における磁場のオーミック減衰は、一般にホールカスケードとして知られているものにつながるホールドリフトによって支配されていると考えられています。ここでは、らせん状および部分的にらせん状の磁場が、電磁流体力学（MHD）のように強い逆カスケードを経験することを示しますが、磁気エネルギーは$\proptot^{の代わりにはるかにゆっくりと減衰します（$\proptot^{-2/5}$-2/3}ドル（MHD）。非ヘリカル磁場の場合でも、システム内で可能な最大のスケールで磁気エネルギーが増加する逆カスケードがあります。この効果の強さは磁場の強さに依存し、弱い磁場では消えます。慣性範囲のスケーリングは、強制Hallカスケードの以前の結果と互換性があります。つまり、$k^{-7/3}$に比例しますが、減衰する場合、準慣性範囲のスペクトルは、新しい$k^5$勾配に急勾配になります。MHDのように$k^4$の代わりに。エネルギー散逸は、ヘリカル磁場の磁場の5乗に比例することがわかります。rms磁場が$10^{14}\、$Gである中性子星条件の場合、大規模磁場は$10^{11}\、$Gである可能性がありますが、それでも$10^{33}の磁気散逸を生成します\、$erg$\、$s$^{-1}$は何千年もの間、X線の放出によって現れます。
近接バイナリシステムにおける周期性のある高速無線バーストの繰り返しの発生源
| Title |
Origin_of_sources_of_repeating_fast_radio_bursts_with_periodicity_in_close_binary_systems |
| Authors |
S.B._Popov_(SAI_MSU,_HSE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13037 |
周期性が検出された高速無線バーストの繰り返しの発生源は、陽子中性子星段階で非常に短い初期スピン周期を持つマグネターであり、軌道周期を持つ非常に近いシステムでの熱核燃焼の後期段階での前駆核の潮汐同期後に連星に形成されることが提案されています約数日。この形成チャネルは、通常のマグネターの前駆細胞の進化とはいくつかの点で異なります。したがって、FRBの繰り返し発生源と非繰り返し発生源の違いについて説明します。
問題は重要ですか？質量分布を使用して中性子星とブラックホールを区別する
| Title |
Does_Matter_Matter?_Using_the_mass_distribution_to_distinguish_neutron_stars_and_black_holes |
| Authors |
Maya_Fishbach,_Reed_Essick,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13178 |
重力波検出器は、ブラックホール（BH）と中性子星（NS）を観測できる新しいウィンドウを開きました。LIGO/Virgoの最初の重力波カタログGWTC-1からの11の検出を分析して、BH質量スペクトルにべき乗則がバイナリ中性子星イベントGW170817にも対応できるかどうか、またはNS集団とBH集団の間のべき法則。NSとBHの間にある特徴の存在と場所は、核の状態方程式、超新星の物理学、および二成分の形成と進化に影響を与えます。質量範囲全体にわたる単一のべき法則フィットが穏やかな緊張状態にあることがわかります。（a）BNS質量範囲内の1つのソースの検出（$\sim1$-$2.5\、M_\odot$）、（b）「質量ギャップ」範囲（$\sim2.5$-$5\、M_\odot$）での検出の欠如、および（c）BBH質量範囲（$\gtrsim）での10個のイオン源の検出5\、M_\odot$）。代わりに、データは、質量ギャップ（ベイズ係数4.6）を含むNSとBH質量の間の特徴を持つモデルを支持し、BH質量（91\％の信頼性）と比較してNS質量での勾配が急になります。）。グローバルな質量分布への適合に基づいてコンパクトバイナリのマージ率を推定し、$\mathcal{R}_\mathrm{BNS}=871^{+3015}_{-805}\\mathrm{Gpc}^を求めます{-3}\\mathrm{yr}^{-1}$および$\mathcal{R}_\mathrm{BBH}=47.5^{+57.9}_{-28.8}\\mathrm{Gpc}^{-3}\\mathrm{yr}^{-1}$。NSとBHの違いに関する事前の知識がない場合でも、重力波データだけですでにコンパクトオブジェクトの2つの異なる集団が示唆されていると結論付けます。
シンチレーションは、SGR 1935 + 2154からの明るい電波バーストのスペクトル構造を説明できます
| Title |
Scintillation_can_explain_the_spectral_structure_of_the_bright_radio_burst_from_SGR_1935+2154 |
| Authors |
Dana_Simard_and_Vikram_Ravi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13184 |
カナダの水素強度マッピング実験FRBの協力（CHIME/FRB）と天体電波放射2の調査（STARE2）による天の川のマグネターに関連する高速無線バースト（FRB）の発見は、前例のない機会を提供しましたFRB排出モデルを改良します。CHIME/FRBによって発見されたバーストは、異なるスペクトルを持つ2つのコンポーネントを示しています。このスペクトル構造の変化の起源として、星間シンチレーションを探索します。マグネターに関連する超新星残骸の弱い散乱スクリーンをモデル化すると、スペクトル変化を説明するために、$>9.5\、c$の放出領域の超光速見かけ横速度が必要であることがわかります。あるいは、2つの成分は、$>8.3\times10^4\、$kmの間隔を置いて配置された独立した放出領域に由来する可能性があります。これらのシナリオは、放出がマグネターの磁気圏をはるかに超えて発生する「遠く離れた」モデルで発生する可能性があります（たとえば、超相対論的放射衝撃によって設定されたシンクロトロンメーザーメカニズムを介して）。"磁気圏内からの放出のモデル。マグネターのさらなる電波観測により、観測されたスペクトル構造の変動の原因としてシンチレーションが確認された場合、この散乱モデルは、したがって、放出領域の場所を制約します。
弱結合レジームにおける中性子星コアにおける磁場発展の二流体シミュレーション
| Title |
Two-fluid_simulations_of_the_magnetic_field_evolution_in_neutron_star_cores_in_the_weak-coupling_regime |
| Authors |
F._Castillo,_A._Reisenegger,_and_J._A._Valdivia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13186 |
以前の論文では、中性子を静止した均一な背景として、両極性拡散による中性子星コアの磁場の進化のシミュレーションについて報告しました。ただし、実際の中性子星では、中性子は自由に移動でき、強い組成勾配は安定した成層化（対流運動に対する安定性）につながり、どちらも進化の時間スケールに影響を与える可能性があります。ここでは、中性子、陽子、および密度と組成の勾配を持つ電子で構成される中性子星核における軸対称磁場の進化の最初の長期2流体シミュレーションを提供することにより、これらの問題に対処します。再び、磁場は順圧「グラッド-シャフラノフ平衡」に向かって進化することがわかります。ここで、磁力は荷電粒子の縮退圧力勾配と重力によってバランスがとれています。ただし、荷電粒子（磁場に結合されるが、中性子によって加えられる衝突抗力によっても制限される）の動きはあまり制約されないため、静止中性子の場合よりも進化が速いことがわかります。中性子の移動が許可されました。これらの平衡、ならびにベータ崩壊、陽子超伝導、および中性子超流動に対する非軸対称不安定性の考えられる影響は、将来の研究に残されています。
弱いレンズの系統分類学のためのLSST観察戦略の最適化
| Title |
Optimising_LSST_Observing_Strategy_for_Weak_Lensing_Systematics |
| Authors |
Husni_Almoubayyed,_Rachel_Mandelbaum,_Humna_Awan,_Eric_Gawiser,_R._Lynne_Jones,_Joshua_Meyers,_J._Anthony_Tyson,_Peter_Yoachim,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12538 |
LSST調査は、暗黒エネルギーの測定に前例のない統計的検出力を提供します。その結果、体系的な不確実性を制御することはこれまで以上に重要になってきています。LSST観測戦略は、多くの科学ケースの統計的不確実性と体系的制御に影響を与えます。ここでは、弱いレンズ体系に焦点を当てます。LSST観測戦略が同じ空の領域への数百回の訪問を含むという事実は、体系的な緩和のための新しい機会を提供します。$\rho-$statistics形式を使用して、さまざまなディザリング戦略（さまざまな露出でのカメラのオフセットと回転角度を指す）がベースラインの運用シミュレーションで加法的な弱いレンズ剪断体系にどのように影響するかをテストすることで、これらの機会を探ります。いくつかのディザリング戦略は、調査の終わりに他のシステムよりも最大で$\sim3-4$改善された系統制御を改善します。フィルターを変更するたびにランダム回転ディザリングを適用したランダム並進ディザリング戦略が、体系化を平均するこの作業でテストされた戦略の中で最も効果的であることがわかります。このディザリングアルゴリズムを採用して、調査のフットプリントの面積、露出時間、1回の訪問での露出数、および銀河面への露出の変化の影響を調査します。（弱いレンズ効果に関連するフィルターで）露出の平均数を増やす変更は、加法剪断システマティクスを減らすことがわかります。この増加を達成するためのいくつかの方法は、レンズ効果の弱い統計的制約力や他のプローブには適さない場合があります。調査パラメータ全体に制約が与えられている場合、これらのオプション間の相対的なトレードオフを検討します。
天文学紙セミナー参加ガイドと読書ウォークスルー
| Title |
Astronomy_Paper_Seminar_Participation_Guide_&_Reading_Walkthrough |
| Authors |
Kevin_C._Cooke,_J._L._Connelly,_K._M._Jones,_Allison_Kirkpatrick,_E.A.C._Mills,_Ian_J._M._Crossfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12566 |
科学探究の素晴らしい世界へようこそ！この旅では、分野で多くの$\times10^N$の論文を読むことになります。したがって、この情報のダイジェストとリレーの効率が最も重要です。このガイドでは、地元の天文学セミナーに参加する方法を確認します。参加は、最近発見された記事の寄稿から、発表された論文の議論まで、さまざまな形をとります。このガイドでは、初心者の科学者向けにいくつかの推奨される紹介アクティビティを提供することから始めます。次に、論文を検索し、その結果を同化する方法について説明します。最後に、紙のプレゼンテーションとメモの保管についての議論で締めくくります。このガイドは、大学生および大学院生を対象としています。教員がこのガイドを読んで学生に配布することをお勧めします。
| Title |
MANTRA:_A_Machine_Learning_reference_lightcurve_dataset_for_astronomical_transient_event_recognition |
| Authors |
Mauricio_Neira,_Catalina_G\'omez,_John_F._Su\'arez-P\'erez,_Diego_A._G\'omez,_Juan_Pablo_Reyes,_Marcela_Hern\'andez_Hoyos,_Pablo_Arbel\'aez,_Jaime_E._Forero-Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13163 |
カタリナリアルタイムトランジェントサーベイから構築された4869トランジェントと71207の非トランジェントオブジェクトライトカーブの注釈付きデータセットであるマントラを紹介します。このデータセットへのパブリックアクセスをプレーンテキストファイルとして提供し、天文学的な一時的なイベント認識アルゴリズムの標準化された定量的比較を容易にします。データセットに含まれるクラスには、超新星、激変星、活発な銀河核、固有運動星、ブレザー、フレアなどがあります。データセットで実行できるタスクの例として、複数のデータ前処理方法、特徴選択手法、および一般的な機械学習アルゴリズム（サポートベクターマシン、ランダムフォレスト、ニューラルネットワーク）を実験します。2つの分類タスクで定量的なパフォーマンスを評価します。バイナリ（一時的/非一時的）および8クラスの分類です。両方のタスクで最高のパフォーマンスを発揮するアルゴリズムは、ランダムフォレスト分類子です。F1スコアは、バイナリ分類で96.25％、8クラス分類で52.79％を達成しています。8クラスの分類では、非一時的（96.83％）がF1スコアが最も高いクラスであり、最低は高運動星（16.79％）に対応します。超新星の場合、クラス全体の平均に近い54.57％の値を達成します。MANTRAの次のリリースには、ディープラーニングモデルを使用した画像とベンチマークが含まれています。
磁気リコネクションによって引き起こされる太陽の光球の噴流のような現象の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulation_of_solar_photospheric_jet-like_phenomena_caused_by_magnetic_reconnection |
| Authors |
Yuji_Kotani,_Kazunari_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12511 |
アネモネジェットと呼ばれる足元に明るいループがあるジェット現象は、太陽コロナと彩層で観察されています。これらのジェットは、磁気再結合の結果として形成され、電磁流体力学（MHD）のスケールの普遍性から、太陽の光球内にもアネモネジェットが存在することが期待できます。しかし、磁気エネルギーが支配的でない光球での磁気再結合の結果としてジェットが生成される可能性があることは必ずしも明らかではありません。さらに、光球ジェットから生成されたMHD波は、彩層の加熱と棘の形成に寄与する可能性があります。ただし、この仮説はまだ完全に調査されていません。この研究では、太陽の光球パラメーターで重力を含む3DMHDシミュレーションを実行して、太陽の光球内のアネモネジェットを調べます。シミュレーションでは、ジェットのような構造が太陽の光球の磁気再結合によって引き起こされました。これらのジェットのような構造は、リコネクションによって形成された遅い衝撃によって引き起こされ、おおよそ背景磁場の方向に伝播されたと判断しました。また、ジェットのような構造からのMHD波は、局所的な大気の加熱と棘の形成に影響を与える可能性があることも示唆しました。
分子イオンの衝突分極：両極性拡散の道標
| Title |
Collisional_polarization_of_molecular_ions:_a_signpost_of_ambipolar_diffusion |
| Authors |
Boy_Lankhaar_and_Wouter_Vlemmings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12524 |
磁場は、多くの天体物理学プロセスのダイナミクスで役割を果たしますが、それらを検出することは困難です。部分的にイオン化されたプラズマでは、磁場はイオン化媒体に直接作用しますが、中性媒体には作用しません。これにより、それらの間に速度ドリフト、つまり両極性拡散が生じます。この過程は星形成の過程で重要であることが示唆されていますが、直接観察されたことはありません。両極性拡散とそれを生じさせる磁場を検出するために使用できる方法を紹介します。そこでは、荷電媒体と中性媒体の間の速度ドリフトを利用します。衝突ダイナミクスの代表的な古典的なモデルを使用して、分子イオンとその主要な衝突パートナーH2の間に速度ドリフトが存在する場合、分子イオンが部分的に整列することを示します。両極性拡散は、臨界密度よりも密度の高い領域で分子イオンを強力に整列させ、その後、これらの種からの部分的に偏光した放出を引き起こすことを示しています。HCO+のモデルを含め、衝突の分極が、内部の原始星円盤領域の数値シミュレーションによって予測された両極性のドリフトに対して検出可能であることを示します。偏光ベクトルは、空の平面に投影された磁場の方向に垂直に配置されます。
クラスI YSOの小さな有機物の3mm化学探査
| Title |
A_3mm_chemical_exploration_of_small_organics_in_Class_I_YSOs |
| Authors |
Romane_Le_Gal,_Karin_I._\"Oberg,_Jane_Huang,_Charles_J._Law,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Bertrand_Lefloch,_Charlotte_Vastel,_Ana_Lopez-Sepulcre,_C\'ecile_Favre,_Eleonora_Bianchi,_Cecilia_Ceccarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12526 |
惑星系の構成と構造が彼らの誕生環境に密接に関連しているという証拠が増えています。過去10年間に、いくつかのスペクトル調査により、星形成の初期段階と後期惑星形成円盤の化学が調査されました。ただし、惑星の形成がすでに始まっている可能性がある中間的な原始星の段階、つまりクラスIの若い恒星天体（YSO）の化学についてはほとんど知られていません。ここでは、IRAM-30m望遠鏡で行われた3mmスペクトル調査の最初の結果を提示し、トーラス星形成領域にある7つのクラスIYSOのサンプルの化学を調査します。これらのソースは、低質量の原始星エンベロープとディスクシステムで特定された幅広い多様性を採用するために選択されました。13の小さな（$N_{\rmアトム}\leq3$）C、N、O、およびSキャリア、つまりCO、HCO$^+$、HCN、HNC、CN、N$_2$の検出と上限を提示しますH$^+$、C$_2$H、CS、SO、HCS$^+$、C$_2$S、SO$_2$、OCS-一部のD、$^{13}$C、$^{15}$N、$^{18}$O、$^{17}$O、および$^{34}$Sアイソトポログ。一緒に、これらの種は、気相のC/N/O比、D-および$^{15}$N-フラクション、線源温度、UV露出、および全体的なS-ケミストリーに制約を提供します。ソースサンプル間の化学的差異の実質的な証拠が見つかりました。その一部は、ディスク対エンベロープの質量比（クラスIの進化段階のプロキシ）、ソースの光度、UVフィールド強度。全体として、これらの最初の結果により、クラスIオブジェクトの天体化学の調査を開始できますが、エンベロープとディスクの化学を区別するために干渉観測が必要です。
原始惑星系円盤における揮発性化学の進化的研究
| Title |
An_evolutionary_study_of_volatile_chemistry_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
Jennifer_B._Bergner_and_Karin_I._Oberg_and_Edwin_A._Bergin_and_Sean_M._Andrews_and_Geoffrey_A._Blake_and_John_M._Carpenter_and_L._Ilsedore_Cleeves_and_Viviana_V._Guzman_and_Jane_Huang_and_Jes_K._Jorgensen_and_Chunhua_Qi_and_Kamber_R._Schwarz_and_Jonathan_P._Williams_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12584 |
惑星の揮発性成分は、親ディスクのガスと氷の在庫によって決まります。ディスク内の揮発性化学物質は、時間の経過とともに進化することが予想されますが、この進化は観測上はあまり制約されていません。C18O、C2H、およびアイソトポログH13CN、HC15N、DCNの5つのクラス0/Iディスク候補に向けたALMA観測を提示します。Bergneretal。で提示された14個のクラスIIディスクのサンプルと組み合わせる。（2019b）、このデータセットは、ディスクの寿命にわたる揮発性化学物質の進化のビューを提供します。C18O存在量の推定値は、ディスク寿命の最初の約0.5-1MyrでのCOの急速な減少と一致しています。C2HとHCNの形成がCOの枯渇によって強化されているという証拠は見られません。おそらく、ガスのCOがすでに十分に不足しているためです。COの枯渇により、気相の炭素供給が制限され、実際に生産が妨げられる可能性があります。埋め込まれたソースは、クラスIIステージと比較していくつかの化学的な違いを示しています。これは、エンベロープによる放射線の遮蔽（C2H形成とHC15N分別に影響を与える）と、落下する物質からの氷の昇華（HCNとC18O存在量に影響を与える）から生じるようです。クラス0/IとクラスIIの発生源間のこのような化学的な違いは、ディスクの寿命のさまざまな段階での惑星形成材料の揮発性組成に影響を与える可能性があります。
ラプラスの潮汐方程式は、いわゆる伝統的な近似内で均一な回転が扱われる場合、星の振動の角度依存性を支配します。摂動展開アプローチを使用して、これらの方程式に関連付けられた固有値の改善された式を導出します。これは、大きなスピンパラメーター$q$の漸近制限で有効です。これらの式の相対精度は、重力慣性モードでは$q^{-3}$、ロスビーモードとケルビンモードでは$q^{-1}$です。対応する絶対精度は、3つのモードタイプすべてで$q^{-1}$のオーダーです。数値計算に対して式を検証し、ロスビーモードの周期の式を導出するために式を適用する方法を示します。
アクティブな初期Kタイプコンタクトシステムの包括的な測光調査-IL Cnc
| Title |
Comprehensive_Photometric_Investigation_of_an_Active_Early_K-type_Contact_System_--_IL_Cnc |
| Authors |
N.-P._Liu_(1,3),_T._Sarotsakuchai_(2,4),_S._Rattanasoon_(2,5),_B._Zhang_(6,7)_((1)_Yunnan_Observatories,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Kunming,_P.R.China,_(2)_National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_Chiangmai,_Thailand,_(3)_Key_Laboratory_for_the_Structure_and_Evolution_of_Celestial_Objects,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Kunming,_P.R.China,_(4)_University_of_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_P.R.China,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Sheffield,_Sheffield,_UK,_(6)_Guizhou_Normal_University,_Guiyang,_P.R.China,_(7)_Guizhou_Provincial_Key_Laboratory_of_Radio_Astronomy_and_Data_Processing,_Guiyang,_P.R.China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12711 |
初期のKタイプコンタクトバイナリ-ILCncに対して包括的な測光調査が行われました。地上望遠鏡とケプラー宇宙望遠鏡の両方からいくつかの光度曲線が取得（またはダウンロード）され、詳細に分析されました。それらは主に非対称であることがわかり、ケプラーK2データからの光度曲線に継続的に変化するO'Connell効果さえあり、システムが非常にアクティブであることを示唆しています。Wilson-Devinneyコード（バージョン2013）を使用して、測光ソリューションを導き出し、比較しました。質量比の計算は、スポット設定の影響を受けやすいことがわかります。LAMOST中央解像度スペクトルデータから決定された動径速度を組み合わせると、バイナリコンポーネントの質量比は$M_2/M_1=1.76\pm0.05$になります。コンポーネントは浅い接触（$f\sim9\％$）であり、約$T_2-T_1=-280\pm20$Kの温度差があります。システムは一般的なWサブタイプであることが示されていますKタイプの連絡先バイナリの機能。バイナリコンポーネントの質量は、$M_1\sim0.51$M$_{sun}$および$M_2\sim0.90$M$_{sun}$と推定されました。これらの値は、ガイアの視差データから推定される値とよく一致しています。その結果は、主成分がゼロのメインシーケンスと比較して、主成分に光度がないことを示唆しています。主成分のH$\alpha$スペクトル線は独特であることがわかります。新しく決定された最小光時間を文献から収集されたものと組み合わせて、ILCncの軌道周期を調べます。一次極小の（O$-$C）は正弦変動を示すのに対し、二次極小は正弦変動を示さないことがわかります。振動はスタースポット活動によって引き起こされる可能性が高くなります。しかし、この想定では、サポートするデータがさらに必要です。
銀河古典セファイドの更新された理論的な期間と年齢および色の関係：Gaia DR2サンプルへの適用
| Title |
Updated_theoretical_Period-Age_and_Period-Age-Color_relations_for_Galactic_Classical_Cepheids:_an_application_to_the_Gaia_DR2_sample |
| Authors |
Giulia_De_Somma,_Marcella_Marconi,_Santi_Cassisi,_Vincenzo_Ripepi,_Silvio_Leccia,_Roberto_Molinaro_and_Ilaria_Musella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12861 |
GaiaDataRelease2の銀河古典セファイドの特性を解釈するために、更新された進化モデルと脈動モデルの予測が組み合わされています。特に、不安定性ストリップの境界の位置と、脈動周期を固有の恒星パラメーターに接続する分析関係は、信頼性の高い正確な年代を導き出すための進化的トラック、および太陽化学存在量パターン（$Z$=$0.02$、$Y$=$0.28$）のガイアバンドにおける最初の理論的な年代-色の関係。採用された理論的フレームワークは、コアの対流オーバーシュートおよび/または質量損失効率の変化によるコアヘリウム燃焼ステージの質量-光度関係の起こり得る変動、および不安定なストリップ境界への影響を考慮しています。超断熱対流効率のさまざまな仮定。推論された期間-年齢および期間-年齢-色の関係は、基本および最初の倍音ガイアセファイドの両方の選択されたサンプルに適用され、さまざまな採用された理論的シナリオの個々の年齢が導き出されます。取得された年齢分布は、脈動モデル計算での超断熱対流の効率の変動が無視できる影響を与えることを確認します。一方、軽度のオーバーシュート、回転、または質量損失によって生成される明るい質量と輝度の関係は、かなり古い年齢予測を意味します。さらに、古いセファイドはより大きなガラクトセントリック距離で見つかりますが、最初の倍音セファイドは基本的なものより系統的に古いことがわかります。文献における独立した年齢分布分析との比較は、現在の理論的フレームワークの予測能力をサポートします。
機械学習法を使用してSDO / AIAデータからラジオヘリオグラフ画像を生成する
| Title |
Generate_Radioheliograph_Image_from_SDO/AIA_Data_with_Machine_Learning_Method |
| Authors |
PeiJin_Zhang,_Chuanbing_Wang,_Guanshan_Pu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13023 |
太陽ヘリオグラフ画像は太陽の短期活動と長期変動の研究に不可欠ですが、ラジオヘリオグラフデータの連続性と粒度は、太陽の短い可視時間と地面近くの複雑な電子磁気環境のため、あまり理想的ではありませんベースの電波望遠鏡。この作業では、マルチチャネル入力シングルチャネル出力ニューラルネットワークを開発します。これにより、太陽ダイナミックに搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）の極端紫外（EUV）観測からマイクロ波帯でラジオヘリオグラフ画像を生成できます。天文台（SDO）。ニューラルネットワークは、2011年1月から2018年9月までの17GHzでの野辺山ラジオヘリオグラフ（NoRH）およびSDO/AIAの8年近くのデータでトレーニングされています。生成されたラジオヘリオグラフ画像は、十分に較正されたNoRH観測とよく一致しています。SDO/AIAは、宇宙から12秒ごとに複数のEUV波長で太陽大気の画像を提供するため、現在のモデルは、マイクロ波ラジオヘリオグラフの限られた観測時間の空室を埋め、マイクロ波とEUV放出の関係のさらなる研究をサポートできます。
RASSINE：恒星スペクトルを正規化するためのインタラクティブツールI.コードの説明とパフォーマンス
| Title |
RASSINE:_Interactive_tool_for_normalising_stellar_spectra_I._Description_and_performance_of_the_code |
| Authors |
Michael_Cretignier,_J\'er\'emie_Francfort,_Xavier_Dumusque,_Romain_Allart_and_Francesco_Pepe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13098 |
目的：スペクトルの簡単で直感的で堅牢な正規化を可能にするオープンソースコードを提供します。メソッド：凸包の概念を通じてマージされた1Dスペクトルを正規化するためのPythonコードであるRASSINEを開発しました。コードは、簡単に微調整できる6つのパラメーターを使用します。また、このコードは、ユーザーがパラメーターをできるだけ簡単に選択できるようにする、グラフィカルフィードバックを含む完全なユーザーフレンドリーなインタラクティブインターフェイスも提供します。正規化をさらに促進するために、RASSINEは、以前に実行されたキャリブレーションに基づいて、マージされた1Dスペクトルから直接導出されるパラメーターの最初の推測を提供できます。結果：HELIOS太陽望遠鏡で取得された太陽のHARPSスペクトルの場合、RASSINEで正規化した後、線の深さで0.20％の連続精度に到達できます。これは、一般的に使用される多項式フィッティングの方法より3倍優れています。$\alpha$CenBのHARPSスペクトルの場合、2.0％の連続体精度に達します。このかなり精度が低いのは、主に、分子バンドの吸収と、マージされた1Dスペクトルの最も青い部分のスペクトル線の密度が高いためです。4500¥AAより短い波長を除外すると、連続体の精度が最大1.2％向上します。個々のスペクトル正規化の線の深さの精度は0.15％と推定されます。これは、RASSINEの入力としてスペクトルの時系列が与えられると、フォトンノイズリミット（0.10％）に削減できます。結論：多項式フィッティング法よりも高い連続体精度とフォトンノイズと互換性のあるライン深度の精度を備えたRASSINEは、恒星パラメーターの決定、太陽系外の大気の透過分光法、活動など、多くの場合にアプリケーションを見つけることができるツールです。敏感なライン検出。
マグネシウム量の異なる恒星集団を明らかにするための染色体マップ。オメガケンタウリの場合
| Title |
A_chromosome_map_to_unveil_stellar_populations_with_different_magnesium_abundances._The_case_of_Omega_Centauri |
| Authors |
A._P._Milone,_A._F._Marino,_A._Renzini,_C._Li,_S._Jang,_E._P._Lagioia,_M._Tailo,_G._Cordoni,_M._Carlos,_E._Dondoglio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13101 |
歴史的に、測光は主に、球状星団（GC）の星の個体群（MP）を特定するために使用されており、ヘリウム、炭素、窒素、酸素の異なる金属量または存在量の星に主に敏感な色と大きさに基づく図を使用しています。特に、染色体マップ（ChM）と呼ばれる疑似2色図により、Heの恒星含有量に敏感なハッブル宇宙望遠鏡（HST）の適切なフィルターを使用して、約70のGCでMPの識別と特性化が可能になりました。C、N、O、Fe。ここでは、オメガケンタウリのF275W、F280N、F343N、F373N、およびF814W画像からの高精度HST測光を使用して、そのMPを調査します。新しいChMを紹介します。その横座標と縦座標は、それぞれ単金属GCで、マグネシウムと窒素がそれぞれ異なる恒星集団にほとんど敏感です。このChMは、Mgの化学的存在量に基づいてMPのもつれを解くのに効果的であり、GC内の星の大きなサンプルに対するこれらの元素種の生成の間の可能な関係を初めて調査することができます。異なる恒星集団の色を適切な合成スペクトルから得られた色と比較することにより、各集団の化学組成の「測光のような」推定を提供します。私たちの結果は、第1世代（1G）の星に加えて、オメガケンタウリの金属に乏しい個体群が、[N/Fe]が異なる第2世代の星の4つのグループ、つまり2GA--Dをホストしていることを示しています。2GAスターは1Gとほぼ同じ[Mg/Fe]を共有しますが、2GB、2GC、および2GDスターはそれぞれ〜0.15、〜0.25、および〜0.45dex減少したMgです。金属中間母集団が[Mg/Fe]が枯渇した星をホストしているという証拠を提供します。
G107.298 + 5.63およびS255-NIRS3のメタノールメーザーフレアの分析
3Dメーザーモデルは、同時期の赤外線観測に基づいて選択された3つの高振幅メーザーフレアからの光の曲線に逆問題を実行するために使用されています。モデルから派生したプロットは、メーザークラウドのサイズと、飽和に関連する2つのパラメーターを、光度曲線の3つの観測特性から回復します。回収されたサイズは、独立した干渉測定と一致しています。メーザーオブジェクトはフレア中に弱い飽和と中程度の飽和の間で遷移します。
測光の拡大鏡の下の大規模な星団の複数の集団：理論とツール
| Title |
Multiple_populations_in_massive_star_clusters_under_the_magnifying_glass_of_photometry:_Theory_and_tools |
| Authors |
Santi_Cassisi_(INAF_-_Astronomical_Observatory_of_Teramo,_INFN_Sezione_di_Pisa,_Universita'_di_Pisa,_Italy)_and_Maurizio_Salaris_(ARI,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13172 |
大規模な銀河系および銀河系外の星団における星から星への軽元素存在量の変動の存在は、ごく最近、同じ年代の星をホストする個々の星団の伝統的なパラダイムと均一な化学組成に取って代わりました。この複数の恒星の人口現象の起源を説明するためにいくつかのシナリオが提案されましたが、これまでのところすべての重要な観察の範囲全体を再現することに失敗しています。銀河の球状星団における複数の集団の存在を最初に明らかにして特徴付けた高解像度分光法を補完する測光は、星のはるかに大きなサンプルでこの現象を調査するのに役立ちました-重要な観測制約と相関を追加しましたグローバルクラスターのプロパティ、およびマゼラン雲の中間年齢クラスターにおける複数の集団の発見と特性評価。このレビューの目的は、解決された星団の複数の集団を識別および研究するために考案された測光技術の理論的な基盤とアプリケーションを提示することです。これらの方法は、クラスターの多重ポピュレーション現象に関する知識を向上させる上で重要な役割を果たし続けており、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の立ち上げにより、これらの調査の範囲をローカルグループを超えて解決されたクラスターにまで拡大することを約束します。
XENON1T電子反跳過剰の説明におけるミグダル効果の展望
| Title |
Prospects_of_Migdal_Effect_in_the_Explanation_of_XENON1T_Electron_Recoil_Excess |
| Authors |
Ujjal_Kumar_Dey,_Tarak_Nath_Maity,_Tirtha_Sankar_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12529 |
XENON1T実験は最近、標準モデルの予測に対して$3.2\sigma$の信号有意性を持つ$1-7$keVのエネルギー範囲での電子反跳イベントの過剰の観測を発表しました。この論文では、スレッショルド以下の核反跳エネルギーによるミグダル電離イベントからのそのような過剰を説明する見通しをスケッチします。興味深いことに、これらは観測された超過のボールペンエネルギースケールで信号イベントを示すことが期待されています。観測された信号には$\mathcal{O}（1）$GeV暗黒物質が必要であり、CRESST-III制約で緊張状態にある約2$pbのスピン非依存核子-DM散乱断面積が必要であることを示します。ミグダルイオン化がブーストDMによって駆動される、より楽観的なシナリオが検討されます。
共変修正重力（MOG）は、一般相対性理論に2つの新しい自由度、スカラーフィールドの重力結合強度$G=1/\chi$と重力スピン1ベクトルフィールド$\phi_\mu$を追加することによって定式化されます。$G$は$G=G_N（1+\alpha）$として記述されます。ここで、$G_N$はニュートンの定数であり、ベクトル場の重力ソースチャージは$Q_g=\sqrt{\alphaG_N}M$です。ここで、$M$はボディの質量です。理論の宇宙論的解法は、均質で等方性の宇宙論から導き出されます。MOGのブラックホールは、重力崩壊の最終生成物として静止しており、球形トポロジーの軸対称解です。スカラーフィールド$\chi$は、漸近的な平坦な境界条件を持つ孤立したブラックホールではどこでも一定であることが示されています。この結果、スカラーフィールドはその単極子モーメント放射を失います。
キセノン電子直接検出によるサブMeVブースト暗黒物質の探索
直接検出実験は、反跳エネルギーのしきい値のために、サブMeVの明るい暗黒物質候補を検索する感度を失います。しかしながら、そのような明るい暗黒物質粒子は、それらが既存の検出器で検出されることができるように、エネルギー宇宙線によって加速することができます。XENON100/1T実験から、ブーストされた明るい暗黒物質と電子の散乱に対する制約を導き出します。断面のエネルギー依存性が、検出感度と直接検出や他の実験の相補性の両方の向上に重要な役割を果たすことを示しています。
暗黒物質（DM）の直接検出の感度は、背景ニュートリノからDM候補のもつれを解くことが難しい、いわゆるニュートリノフロアに近づきます。この作業では、さまざまなDM直接検出実験でDM信号が報告されないシナリオを検討し、コライダー検索がニュートリノフロアの下でDMをプローブできるかどうかを調査します。高次元の演算子を介して、DM候補が標準モデルの電弱ゲージボソンまたはレプトンにのみ結合するいくつかの簡略化モデルを採用します。RGE実行効果を組み込んだ後、直接検出、間接検出、およびコライダー検索からの制約を調査します。コライダー検索は、ニュートリノの床の下にある軽いDMを探査することができます。特に、$\bar{\chi}\chiB_{\mu\nu}B^{\mu\nu}$の効果的な相互作用のために、13TeVLHCでの単一光子チャネルの現在のデータはすでに全体をカバーしていますニュートリノの床のパラメータ空間。
| Title |
Improving_ambient_solar_wind_model_predictions_with_machine_learning |
| Authors |
R.L._Bailey,_M.A._Reiss,_C.N._Arge,_C._M\"ostl,_M.J._Owens,_U.V._Amerstorfer,_C.J._Henney,_T._Amerstorfer,_A.J._Weiss,_and_J._Hinterreiter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12835 |
太陽から発せられる連続的な圧力駆動プラズマ流である周囲の太陽風の研究は、宇宙天気研究の重要な要素です。惑星間空間の周囲の太陽風の流れは、太陽に到達する前に太陽圏が太陽圏をどのように進展するかを決定します。特に太陽の極小期は、それ自体が地球の磁場における活動の推進力です。したがって、周囲の太陽風の流れを正確に予測することは、宇宙天気の認識に不可欠です。ここでは、太陽コロナの磁気モデルからのソリューションを使用して地球近くの太陽風条件を出力する、新しい機械学習アプローチを紹介します。結果は、包括的な検証分析で観測値と既存のモデルと比較され、新しいモデルはほとんどすべての測定で既存のモデルよりも優れています。ここで説明する最後のモデルは、地球の周囲の太陽風を予測するための、非常に高速で十分に検証されたオープンソースのアプローチを表しています。
1 + 1D暗黙ディスク計算
| Title |
1+1D_implicit_disk_computations |
| Authors |
Florian_Ragossnig,_Ernst_A._Dorfi,_Bernhard_Ratschiner,_Lukas_Gehrig,_Daniel_Steiner,_Alexander_St\"okl,_Colin_P._Johnstone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12939 |
気体ディスクの赤道面（1+1D）に垂直な静水圧平衡を仮定して、軸対称の放射流体力学（RHD）の時間依存方程式を解くための陰的数値法を提示します。方程式はアダプティブグリッド上で保守的な形式で定式化され、対応するフラックスは空間2次移流スキームによって計算されます。ディスクの自己重力は、位置方程式を解くことによって含まれます。簡略化された解析ソリューションとの比較、および粘性物質が中央のホストスターに向かって輸送され、ディスクが枯渇したときの原始惑星系ディスクの長期的な粘性進化を通じて、結果として得られる数値手法をテストします。ディスクの構造的挙動に対する内部境界条件の重要性は、いくつかの例で示されています。
ゆっくり回転するトポロジカル中性子星-普遍的な関係とエピサイクリック周波数
| Title |
Slowly_rotating_topological_neutron_stars_--_universal_relations_and_epicyclic_frequencies |
| Authors |
Victor_I._Danchev,_Daniela_D._Doneva_and_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.12954 |
豊富なX線検出と重力波天文学の増加する勢いの現代の時代に、強磁場領域での一般相対性理論のテストはますます実行可能になり、重力を調べるためのそれらの重要性は控えめに言っても過言ではありません。この目的を達成するために、著者の2人によるこの新しいタイプのコンパクトオブジェクトの静的な研究に続いて、重力のテンソルマルチスカラー理論でゆっくり回転するトポロジカル中性子星の特性を研究します。慣性モーメントを探索し、一般相対性理論から知られている普遍的な関係がこの新しいクラスのコンパクトオブジェクトに当てはまることを確認します。さらに、それらの準周期的X線スペクトル機能などの観測量への後者のヒント付きリンクにより、それらの最内周円軌道（ISCO）と遊星周波数の特性を研究します。
QCD Axion Bubblesからの原始ブラックホール
初期の宇宙で強力なペチェイ・クイン（PQ）対称性の破れが初期のQCDアキシオンフィールド値の大きな不均一性をもたらし、非常に密なアキシオンバブルの形成につながるシナリオを提案します。アキシオンバブルの一部は、その後、原始ブラックホール（PBH）に崩壊します。QCDアキシオンの空間的に均一な部分は宇宙の暗黒物質を説明しますが、アキシオンの泡から生じるPBHはLIGOイベントまたは超大質量ブラックホールの種を説明できます。興味深いことに、PBHの質量は、アキシオン崩壊定数によって決まります。$f_a=10^{17}（10^{16}）$GeVの場合、PBH質量は約$10（10^4）M_\odot$より重い。さらに、アキシオンミニクラスターは、アキシオンバブルからPBHよりも豊富に形成され、それらの質量は、インフレーション後のPQ対称性の自発的な破れに基づく通常のシナリオよりも重いと予想されます。
XENON1T過剰のダークマター解釈に関するコライダー制約
XENON1Tによって報告された低エネルギー電子反跳イベントの過剰に照らして、多くの新しい物理シナリオが過剰の考えられる原因として提案されています。考えられる説明の1つは、速度$v\sim0.05-0.20$で質量が1MeVから10GeVであり、電子から散乱する、高速移動する暗黒物質（DM）の結果です。高速で移動するDM-電子相互作用がベクトル粒子によって媒介されると仮定すると、このDM-電子相互作用に対するコライダー制約が導出されます。次に、DM-電子結合の境界を使用して、高速移動DMの可能な生成メカニズムを制約します。ベクトルメディエーターの優先質量は比較的軽く（$\lesssim$1GeV）、電子とベクトルの結合は高速移動DMとの結合よりもはるかに小さいことがわかります。
