LIGO / Virgoの "Mass-Gap"イベントをレンズ付きNeutronスターブラックホールバイナリとして解釈する
| Title |
Interpreting_LIGO/Virgo_"Mass-Gap"_events_as_lensed_Neutron_Star-Black_Hole_binaries |
| Authors |
Tom_Broadhurst,_Jose_M._Diego,_George_F._Smoot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13219 |
重力レンズを使用すると、報告されたBBH質量とよく一致して、チャープ質量が$1<z<4$の範囲で$1+z$増加しているように見える宇宙距離でバイナリブラックホール（BBH）を検出できます。この効果は、LIGO/Virgoによって新たに報告された不可解な「質量ギャップ」イベント（MG）も$1<z<4$の遠方のレンズ化NSBHイベントとして説明します。中性子星メンバーの適合質量は$（1+z）\times1.4M_\odot$になるため、低質量ブラックホールとして誤って分類されます。このようにして、2つの新しく報告された「質量非対称」イベントGW190412\＆GW190814の$z\simeq3.5$と$z\simeq1.0$の赤方偏移を、恒星の質量ブラックホールを構成するレンズ化NSBHイベントとして解釈することで導出します。そして中性子星。過去1年間で、追加の31のBBHイベントと5のMGイベントが高い確率（$>95\％$）で報告されました。これから、BBHイベントよりも、NSBHイベントの組み込み率が$\simeq5$高いことを反映しています。初期の星形成によって形成された中性子星の割合が高い。観測されたバイナリ質量平面でレンズ化されたNSBHイベントの特徴的な軌跡を予測します。これは、狭い質量比$q\simeq0.2$で$1<z<4$に及び、波形データがロックされていないときに簡単にテストできます。このようなイベントはすべてNS放射の乱れを示す可能性があり、レンズの倍率が高いということは、EMの検出は予測される高い赤方偏移にもかかわらず禁止されないことを意味するため、迅速なフォローアップに値します。そのようなレンズ化されたNSBHイベントは、中性子星のメンバーの特徴的な質量に関連して決定されたそれらの波形の宇宙論的赤方偏移を介して、合体バイナリの履歴を直接グラフ化するエキサイティングな見通しを提供します。
銀河クラスターの深層学習動的質量推定に関する近似ベイズ不確実性
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して、銀河クラスターの動的質量推定値のベイズ不確実性を再構築する方法を研究します。ベイジアンニューラルネットワークの統計的背景について説明し、変分推論手法を使用してさまざまなディープニューラルアーキテクチャの計算上扱いやすい事後推定を実行する方法を示します。クラスターの質量推定のコンテキストで、さまざまなモデル設計と統計的仮定が予測精度と不確実性の再構築にどのように影響するかを探ります。MultiDarkシミュレーションとUniverseMachineカタログから派生したモッククラスター観測カタログを使用して、モデルの後方回復の品質を測定します。ベイジアンCNNが非常に正確な動的クラスター質量事後因子を生成することを示します。これらのモデルの事後分布はクラスター質量で対数正規であり、$68\％$および$90\％$の信頼区間を測定値の$1\％$以内に回復します。クラスターの存在量測定を使用して宇宙論的パラメーターを制約するために、動的質量事後のこの厳密なモデリングがどのように必要であるかに注目します。
銀河数計算へのフラットスカイ近似
このホワイトペーパーでは、銀河数カウントのフラットスカイ近似を導出してテストします。レンズ化の用語ではLimber近似に減少しますが、標準密度と赤方偏移空間の歪みでは、低$\ell$ではすでに異なり非常に正確ですが、対応するLimber近似は完全に失敗します。等しい赤方偏移では、標準項の精度は、低赤方偏移で約0.2％、赤方偏移$z=5$で約0.5％、低$\ell$であってもです。不均等な赤方偏移では、精度はそれほど印象的ではなく、非常に小さな赤方偏移の差である$\Deltaz<\Deltaz_0\simeq3.6\times10^{-4}（1+z）^{2.14}$に対してのみ信頼できますが、$\Deltaz>\Deltaz_1\simeq0.33（r（z）H（z））/（z+1）$のレンズ条件は支配的です。Limber近似は、純粋なレンズ効果の項では$\ell\simeq40$を超え、レンズ化密度の相互相関では$\ell\simeq80$を超える精度を0.5％達成します。非常に正確であることに加えて、平坦な空の近似も非常に高速であるため、MCMCメソッドを使用したデータ分析および予測に役立ちます。
Restframe $ H $のType Ia超新星は、より大規模な銀河で明るいですか？
| Title |
Are_Type_Ia_Supernovae_in_Restframe_$H$_Brighter_in_More_Massive_Galaxies? |
| Authors |
Kara_A._Ponder,_W._Michael_Wood-Vasey,_Anja_Weyant,_Nathan_T._Barton,_Lluis_Galbany,_Peter_Garnavich,_Thomas_Matheson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13803 |
$H$バンド（1.6--1.8$\mu$m）で観測された99タイプIa超新星（SNeIa）を分析し、ホスト銀河の恒星質量の増加に伴い、$H$バンドではSNeIaが本質的に明るいことを発見しました。$10^{10.44}M_{\odot}$よりも重い銀河のSNeIaは、より小さな銀河のSNeIaよりも$H$の方が$0.18\pm0.05$だけ明るいことがわかります。光学波長で観察された同じセットのSNeIaは、幅-色-光度補正後、ハッブル残差で$0.17\pm0.05$マグオフセットを示します。2つの重要な外れ値を削除すると、$H$バンドのステップが$0.10\pm0.04$等に減少しますが、光学質量のステップサイズには影響しません。情報基準に基づく分析は、NIRと光学的残差の外れ値がある場合とない場合の定数モデルに対して、$10^{10.44}〜M_{\odot}$でブレークするステップ関数をサポートします。質量の小さい銀河は、本質的に明るく青い、より伸縮性の高いSNeIaを優先的にホストします。SNeIaがより大規模な銀河でより明るいハッブル光の残差を持つのは、幅と明度および色と明度の関係を補正した後のみです。したがって、SNeIaがより重い銀河の$H$で本質的に明るいという発見は、固有の光学的輝度とは有意で逆の相関です。ほこりと固有のカラーバリエーションの処理がホスト銀河の質量相関の主な推進力である場合、より大規模な銀河の明るい$H$バンドSNeIaの相関は期待できません。したがって、発見された相関関係は、ダストがハッブル残差とホスト銀河の恒星質量との間に観測された相関関係の主な説明ではないことを示唆しています。
22 Myr-old Planet AU Mic bのスピン軌道角と大気脱出の制限
| Title |
Limits_on_the_Spin-Orbit_Angle_and_Atmospheric_Escape_for_the_22_Myr-old_Planet_AU_Mic_b |
| Authors |
Teruyuki_Hirano,_Vigneshwaran_Krishnamurthy,_Eric_Gaidos,_Heather_Flewelling,_Andrew_W._Mann,_Norio_Narita,_Peter_Plavchan,_Takayuki_Kotani,_Motohide_Tamura,_Hiroki_Harakawa,_Klaus_Hodapp,_Masato_Ishizuka,_Shane_Jacobson,_Mihoko_Konishi,_Tomoyuki_Kudo,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_Takuma_Serizawa,_Akitoshi_Ueda,_S\'ebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13243 |
軌道と大気を調査するために、海王星サイズの惑星の通過中にプリメインシーケンススターAUMicroscopiiのスペクトルを取得しました。私たちは、すばる望遠鏡で高分散近赤外分光器IRDを使用して、惑星からのドップラー「影」を検出し、投影された恒星の傾斜を抑制しました。恒星のスピンと軌道が整列している（$\lambda=-4.7_{-6.4}^{+6.8}$度）ことがわかります。これは、惑星が形成され、原始惑星系円盤内を移動した可能性があることを示唆しています。Keck-2のNIRSPECで得られたIRDデータとスペクトルの両方を使用して、惑星の大気による準安定三重項He\、Iの1083\、nmラインでの吸収を検索し、3.7m\の等価幅の上限を設定しますAA{}の信頼度は99\、\％です。この制限から、惑星の大気の質量損失率を$<0.15-0.45$\mearth\、Gyr$^{-1}$に制限します。これは、エネルギー制限されたエスケープ計算によって予測された範囲に相当します。接近した若い「ネプチューン」からのXUV駆動の大気脱出のモデルをテストするために必要です。
メインシーケンス前の星AU Microscopiiの周りのデブリ円盤内の惑星
| Title |
A_planet_within_the_debris_disk_around_the_pre-main-sequence_star_AU_Microscopii |
| Authors |
Peter_Plavchan,_Thomas_Barclay,_Jonathan_Gagn\'e,_Peter_Gao,_Bryson_Cale,_William_Matzko,_Diana_Dragomir,_Sam_Quinn,_Dax_Feliz,_Keivan_Stassun,_Ian_J._M._Crossfield,_David_A._Berardo,_David_W._Latham,_Ben_Tieu,_Guillem_Anglada-Escud\'e,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Stephen_Rinehart,_Akshata_Krishnamurthy,_Scott_Dynes,_John_Doty,_Fred_Adams,_Dennis_A._Afanasev,_Chas_Beichman,_Mike_Bottom,_Brendan_P._Bowler,_Carolyn_Brinkwort,_Carolyn_J._Brown,_Andrew_Cancino,_David_R._Ciardi,_Mark_Clampin,_Jake_T._Clark,_Karen_Collins,_Cassy_Davison,_Daniel_Foreman-Mackey,_Elise_Furlan,_Eric_J._Gaidos,_Claire_Geneser,_Frank_Giddens,_Emily_Gilbert,_Ryan_Hall,_Coel_Hellier,_Todd_Henry,_Jonathan_Horner,_Andrew_W._Howard,_Chelsea_Huang,_Joseph_Huber,_Stephen_R._Kane,_Matthew_Kenworthy,_John_Kielkopf,_David_Kipping,_Chris_Klenke,_Ethan_Kruse,_Natasha_Latouf,_Patrick_Lowrance,_Bertrand_Mennesson,_Matthew_Mengel,_Sean_M._Mills,_Tim_Morton,_Norio_Narita,_Elisabeth_Newton,_America_Nishimoto,_Jack_Okumura,_Enric_Palle,_Joshua_Pepper,_Elisa_V._Quintana,_Aki_Roberge,_Veronica_Roccatagliata,_Joshua_E._Schlieder,_Angelle_Tanner,_Johanna_Teske,_C._G._Tinney,_Andrew_Vanderburg,_Kaspar_von_Braun,_Bernie_Walp,_Jason_Wang,_Sharon_Xuesong_Wang,_Denise_Weigand,_Russel_White,_Robert_A._Wittenmyer,_Duncan_J._Wright,_Allison_Youngblood,_Hui_Zhang,_Perri_Zilberman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13248 |
AUMicroscopii（AUMic）は、9.79パーセクの距離、2,200万歳の2番目に近いプレメインシーケンススターです。AUMicは、星から約35から210天文単位に及ぶ、比較的まれで空間的に分解された3エッジオンの破片ディスクを所有し、塊は非ケプラー運動を示します。そのような星の周りに新しく形成された惑星の検出は、星の上のスポット、プラージュ、フレア、および他の磁気活動の兆候の存在によって挑戦されます。ここでは、AUマイクを通過する惑星の観測を報告します。通過している惑星AUMicbの軌道周期は8.46日、軌道距離は0.07天文単位、半径は木星半径0.4、質量は0.18未満で、3シグマの信頼性があります。デブリディスクと共存する惑星の観測は、惑星の形成と進化の現在のモデルの予測をテストする機会を提供します。
最適化されたEXOplanet Transit Interpretationコードを使用したHAT-P-23 b、Qatar-1
b、WASP-2 b、およびWASP-33 bの分析
| Title |
Analysis_of_HAT-P-23_b,_Qatar-1_b,_WASP-2_b,_and_WASP-33_b_with_an_Optimized_EXOplanet_Transit_Interpretation_Code |
| Authors |
Sujay_Nair,_Jonathan_Varghese,_and_Kal\'ee_Tock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13324 |
市民科学者が画像データを分析し、小型望遠鏡からの画像を使用して太陽系外惑星を検索する能力は、太陽系外惑星の検索を大幅に加速する可能性があります。太陽系外惑星通過解釈コード（EXOTIC）に関する最近の研究により、このような画像データが与えられた場合の太陽系外惑星通過の高品質の光度曲線の生成が可能になります。ただし、大きな画像データセットでは、データの測光分析とライトカーブのフィッティングは、時間のかかるプロセスになる可能性があります。この作業では、最初にEXOTICコードベースの一部を最適化して、画像処理とカーブフィッティングを高速化します。具体的には、さまざまな開口部と環を備えた重心のフィッティングに関する繰り返し計算を制限しました。さらに、この高速化は、FITSファイルの数に基づいて線形的にスケーリングされます。既存のHAT-P-32bデータと新しいHAT-P-23bデータでテストした後、FITSファイルの数が増えるとその係数は増加しましたが、最高のデモンストレーションは約5倍のスピードアップでした。加速コードを利用して、HAT-P-23b、カタール-1b、WASP-2b、およびWASP-33bのトランジットをBoyce-Astroが運用する16インチSRO望遠鏡が取得したデータを使用して分析しました。
惑星大気は惑星の外側のガス層です。宇宙から観測された最初で最もアクセス可能な惑星層の間のその科学的重要性に加えて、それは惑星の形成と進化、表面と内部のプロセス、および惑星の居住性と密接に関連しています。現在の惑星大気の理論は、主に太陽系の8つの大きな惑星、冥王星と3つの大きな月（イオ、タイタン、トリトン）の研究を通じて得られました。太陽系外では、銀河系で4万個を超える太陽系外惑星（太陽系外惑星）と2千個の褐色矮星が確認されており、その数は急速に増加しています。これらのエキゾチックなボディからの豊富な情報は、統計的な意味で、惑星の気候の基本的な理論をテストするためのデータベースを提供します。ここでは、最近の観測と理論から、太陽系外惑星と褐色矮星の大気に関する現在の知識を確認します。このレビューでは、重要な体制と大気のアンサンブルにおける統計的傾向を、基礎となる原理と重大な問題を説明する多様な星間大気を完全に特徴付けるための最初のステップとして強調しています。洞察は、大気特性の基本的な惑星パラメータへの依存性の分析を通じて得られます。大気の安定性、エネルギー輸送、温度、組成、およびフローパターンに影響を与える主要なプロセスについて、簡単なスケーリング則を使用して説明し、詳しく説明します。このレビューは、アダムP.ショーマン博士（1968-2020）が、巨大惑星、太陽系外惑星、および褐色矮星の大気ダイナミクスを理解する上での基本的な貢献を認めたものです。
| Title |
Isotopic_evolution_of_the_inner_Solar_System_inferred_from_molybdenum_isotopes_in_meteorites |
| Authors |
Fridolin_Spitzer,_Christoph_Burkhardt,_Gerrit_Budde,_Thomas_S._Kruijer,_Alessandro_Morbidelli,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13528 |
非炭素質（NC）と炭素質（CC）の隕石の根本的に異なる同位体組成は、おそらく木星によって分離された太陽原始惑星系円盤内の2つの異なる貯水池の存在を明らかにします。ただし、これらのリザーバー間の材料交換の程度、およびこれが内部ディスクの構成にどのように影響したかは不明です。ここでは、NC隕石がMo、Ti、Cr、およびNiの相関のある同位体変動を表示することを示し、内部ディスクへの同位体的に異なる材料の追加を示します。追加された材料は、中性子に富む同位体の濃縮の点でバルクCC隕石およびCa-Alに富む包有物に似ていますが、後者の材料とは異なり、Sプロセス核種にも濃縮されています。NC隕石の同位体組成とその親体の降着年代を比較すると、内部ディスク内の同位体変動は、CCダストの追加による連続的な組成変化を反映しておらず、NCとCC貯留層の効率的な分離を示しているそして、内側と外側のディスク間の限られた材料の交換。代わりに、NC隕石間の同位体変動は、太陽の親の分子雲からの落下中にディスクの急速に変化する組成を記録する可能性が高く、各惑星は、形成時にディスクの現在の組成をロックします。このモデルの結果は、既存のNC惑星間の衝突によって生成された二次ダストから主に付着した、内側ディスクの後期に形成された惑星です。
AU Mic bにおける大気逃避の二分法
| Title |
The_dichotomy_of_atmospheric_escape_in_AU_Mic_b |
| Authors |
S._Carolan,_A._A._Vidotto,_P._Plavchan,_C._Villarreal_D'Angelo,_G._Hazra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13606 |
ここでは、新しく発見された近接太陽系外惑星AUマイクbの逃げる雰囲気の二分法を研究します。一方、高いEUV恒星フラックスは、AUMicbで強い大気脱出を引き起こすと予想されます。一方、この若い星の風は非常に強いと考えられており、惑星の大気からの脱出を減少または阻害さえする可能性があります。AUMicは、太陽風質量損失率（$\dot{M}_\odot$）よりも最大$1000$倍大きい風質量損失率を持っていると考えられています。この二分法を調査するために、我々は恒星風の3D流体力学シミュレーションを実行します-AUMicシステムでの惑星大気相互作用とAUMicbの合成Ly-$\alpha$遷移を予測します。恒星風の質量損失率を体系的に「無風」シナリオから、質量損失率が$1000〜\dot{M}_\odot$の恒星風まで変化させます。恒星風が強くなると、惑星の蒸発速度が$6.5\times10^{10}$g/sからこの値の半分に減少することがわかります。恒星風が強くなると、大気の占有量が小さくなり、通過の兆候に影響を与えます。予想されるLy-$\alpha$吸収は$\sim20\％$から低下します。「無風」の場合、極端な恒星風シナリオでのLy-$\alpha$吸収はほとんどありません。したがって、将来のLy-$\alpha$トランジットは、AUMicbの蒸発率だけでなく、そのホスト星の質量損失率にも制約を課す可能性があります。
AUマイクを周回する若い海王星の透過分光法とRostiter-McLaughlin測定
| Title |
Transmission_spectroscopy_and_Rossiter-McLaughlin_measurements_of_the_young_Neptune_orbiting_AU_Mic |
| Authors |
E._Palle,_M_Oshagh,_N._Casasayas-Barris,_T._Hirano,_M._Stangret,_R._Luque,_J._Strachan,_E._Gaidos,_G._Anglada-Escude,_P._Plavchan,_B._Addison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13609 |
AUMic〜bは、太陽に最も近いプリメインシーケンス（$\sim$20Myr）の星を中心とする8.47日の軌道上の海王星サイズの惑星で、明るい（V=8.81）MドワーフAUMicです。惑星はドップラー半径速度時系列で予備的に検出され、最近TESSミッションからのデータで遷移していることが確認されました。AUMic〜bは冷却と収縮の可能性が高く、外側の軌道に2つ目のより大規模な惑星を伴う可能性があります。ここでは、VLTでESPRESSOを使用したAUMic〜bのトランジットの観測結果を示します。高解像度の時系列のスペクトルを取得して、Rossiter-McLaughlin効果を測定し、星と惑星のスピン軌道整列を制約し、同時に惑星の大気透過スペクトルを取得しようとしました。これらの観察により、若いシステムの動的進化の初期段階を初めて研究することができます。AUMic〜bのスピン軌道角を導出するためにさまざまな方法を適用し、それらのすべてが星の回転面と整列している惑星と一致する値を取得します。保守的なスピン軌道角の$\lambda$値$-2.96^{+10.44}_{-10.30}$を決定します。これは、AUMicシステムの惑星の形成と移動がディスク内で発生したことを示しています。残念ながら、そして私たちの測定の大きなSNRにもかかわらず、恒星の活動の程度は、惑星の大気からの特徴を検出することを妨げました。実際、私たちの結果は、活動中の若い星の周りに最近形成された惑星の透過分光法が、可能であれば、近い将来、非常に挑戦的なままであることを示唆しています。
HD 48682のデブリディスクの多波長空間分解モデリング
| Title |
Multi-wavelength,_spatially_resolved_modelling_of_HD_48682's_debris_disc |
| Authors |
Shane_Hengst,_Jonathan_P._Marshall,_Jonathan_Horner,_Stephen_C._Marsden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13614 |
小惑星と彗星（惑星）は、ガスとダストの豊富な原始惑星系円盤で作成されます。主系列星の周りのこれらの微惑星の存在は、通常、これらの円盤内の破壊プロセスによって生成されたダスト粒子からの赤外線波長での過剰な連続体放射の検出から推測されます。これらのディスクのディスク構造とダスト粒子特性のモデリングは、ディスクの位置と空間範囲に意味のある制約がないためにしばしば妨げられます。したがって、多波長の空間分解イメージングは、これらのシステムの解釈を洗練する上で非常に貴重です。遠赤外線（スピッツァー、ハーシェル）とサブミリ（JCMT、SMA）の波長でのHD48682の観測により、黒体温度が57.9+\-0.7Kの拡大した冷たい破片ディスクの存在が示された。ここで、これらを組み合わせたディスク構造とダスト粒子特性への影響の包括的な研究を行うためのデータ。デコンボリューションされた画像は、3D放射伝達ダスト連続体モデルと画像解析を組み合わせて検証し、単一の軸対称環を使用して構造を複製することで検証された冷たい破片ベルトを明らかにしました。マルコフ連鎖モンテカルロ分析は、HD48682のディスク半径（Rdisc=89+17-20au）、小数幅（DeltaRdisc=0.41+0.27-0.20）、位置角（theta=66.3+4.5-4.9度）の最大尤度を計算しました、および傾き（phi=112.5+4.2-4.2度）。HD48682は、衝突がアクティブで幅広いディスクをホストすることが明らかになっています。そのディスクの放出は、小さなダスト粒子（約smin）によって支配されています。0.6ミクロン、サイズ分布指数3.60+\-0.02。
スピン軌道アラインメント測定を行う最も若い惑星AU Mic b
| Title |
The_Youngest_Planet_to_Have_a_Spin-Orbit_Alignment_Measurement_AU_Mic_b |
| Authors |
Brett_C._Addison,_Jonathan_Horner,_Robert_A._Wittenmyer,_Peter_Plavchan,_Duncan_J._Wright,_Belinda_A._Nicholson,_Jonathan_P._Marshall,_Jake_T._Clark,_Stephen_R._Kane,_Teruyuki_Hirano,_John_Kielkopf,_Avi_Shporer,_C.G._Tinney,_Hui_Zhang,_Sarah_Ballard,_Timothy_Bedding,_Brendan_P._Bowler,_Matthew_W._Mengel,_Jack_Okumura,_Eric_Gaidos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13675 |
非常に若い（$\sim20$\、Myr）近くを周回する海王星サイズの惑星AU\、Mic\、bの空に投影されたスピン軌道角の測定値を報告します。明るくエッジのある破片ディスク。惑星は最近、半径速度観測の予備分析から発見され、NASAの\textit{TESS}ミッションからの測光データからそのホスト星を通過していることが確認されました。{\textsc{Minerva}}-Australisで行われた高解像度の分光観測から、2つの部分的に観測可能なトランジットと1つの完全なトランジットの過程で、AU\、Mic\、bのRossiter--McLaughlin効果の動径速度測定値を取得望遠鏡アレイ。惑星の軌道は、ホストの星のスピン軸と上空に投影されたスピン軌道角$\lambda=5{^{+16}_{-15}}^{\circ}$で整列していることがわかります。この測定は、他の機器でほぼ同時に行われた観察と非常によく一致しています。AU\、Micは、投影されたスピン軌道角が測定された最も新しい系外惑星系であり、系外惑星の形成と移動の研究における重要なデータポイントになります。破片ディスク。このシステム（星、惑星、および円盤）がほぼスピン軌道整列にあることがわかった場合、惑星は氷のラインを越えてさらに遠くに形成され、次に、惑星の軌道の傾きを刺激するメカニズムを介してではなく、ディスク。
惑星形成前の成長における組成とサイズに依存する分類：水星のような惑星の形成に種をまく
| Title |
Composition_and_Size_Dependent_Sorting_in_Preplanetary_Growth:_Seeding_the_Formation_of_Mercury-like_Planets |
| Authors |
Maximilian_Kruss,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13692 |
以前の研究で、ダストの集合体内の大きな金属鉄フラクションと強い磁場が惑星前の成長を後押しすることを発見しました。これは、原始惑星系円盤の内部での水星のような惑星の形成に対する初期バイアスを設定します。純粋な石英骨材を鉄に富む骨材に追加することにより、これらの実験をここで拡張しました。磁気ブーストは、依然として凝集体のより大きなクラスターの形成につながります。これらのクラスターには、ケイ酸塩の集合体が含まれています。これは、鎖間の橋をつなぐこともできます。ただし、磁気ブーストをトリガーするには、鉄に富む骨材の少なくとも一部が必要です。磁場がなければ、凝集体とその成分の付着特性により、所定のサイズのクラスターの組成が決まります。これは、跳ねる障壁でのクラスター形成による新しい分別および分類メカニズムを導入します。
惑星の遭遇中の衛星の捕捉ネプチューンの衛星トリトンとネレイドの事例研究
| Title |
Capture_of_satellites_during_planetary_encounters_A_case_study_of_the_Neptunian_moons_Triton_and_Nereid |
| Authors |
Daohai_Li,_Anders_Johansen,_Alexander_J._Mustill,_Melvyn_B._Davies,_Apostolos_A._Christou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13747 |
単一バイナリ散乱は、単一オブジェクトがバイナリのコンポーネントをキャプチャして新しいバイナリを形成する交換につながる可能性があります。これは、星と惑星のペアと単一の星との出会いでよく研究されています。ここでは、惑星への交換メカニズムの適用について検討します。衛星のペアと、中心星の重力ポテンシャルにある別の惑星です。ケーススタディとして、衛星搭載物体と海王星の遭遇に焦点を当てます。海王星がそのオブジェクトから衛星を捕捉できるかどうか、および捕捉された衛星にネプチューン衛星のトリトンとネレイドに類似した軌道があるかどうかを調査します。$N$-bodyシミュレーションを使用して、さまざまな遭遇距離でのキャプチャ確率を調べます。捕獲後、衝突と潮汐の影響下で捕獲された軌道がどのように進化するかを推定するために、単純な分析的引数を使用します。海王星がドナーの惑星の衛星システムに侵入した場合、平均的な捕獲確率は$\sim$$10\％$に達することがわかります。海王星が捉えたほとんどの衛星は、非常に偏心した軌道をとります。キャプチャ後、特にタイトな軌道でキャプチャされたものの約半分は、潮汐のみまたは衝突+潮汐によって環状化され、トリトンのようなオブジェクトになります。一方、さらに遠くを捕らえると、ネレイドのように広く偏心した軌道にとどまります。両方の月のタイプは同じ出会いで捕獲することができ、それらは軌道傾斜の広い分布を持っています。したがって、Tritonには当然逆行性である可能性が$\sim$50\％あります。同様のプロセスが太陽系外惑星システムに適用される可能性があり、私たちのモデルは、惑星の散乱中に太陽系外惑星が惑星間をジャンプできることを予測しています。具体的には、捕捉された月の2つの異なる母集団が存在する必要があります。1つは接近円軌道、もう1つは遠方偏心軌道です。2つの集団は高度に傾斜した順行性または逆行性軌道を持っている可能性があります。
Kepler-160システムに向けたテクノシグネチャの画期的なリスン検索
| Title |
Breakthrough_Listen_Search_for_Technosignatures_Towards_the_Kepler-160_System |
| Authors |
Karen_Perez_(1),_Bryan_Brzycki_(2),_Vishal_Gajjar_(2),_Howard_Isaacson_(2_and_3),_Andrew_Siemion_(2,4,_and_5),_Steve_Croft_(2_and_4),_David_DeBoer_(2),_Matt_Lebofsky_(2),_David_H._E._MacMahon_(2),_Danny_C._Price_(2_and_6),_Sofia_Sheikh_(7),_Jamie_Drew_(8),_and_S._Pete_Worden_(8)_((1)_Department_of_Astronomy,_Columbia_University,_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_(3)_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Southern_Queensland,_(4)_SETI_Institute,_(5)_University_of_Malta,_Institute_of_Space_Sciences_and_Astronomy,_(6)_Centre_for_Astrophysics_&_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_(7)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Pennsylvania_State_University,_(8)_The_Breakthrough_Initiatives) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13789 |
2020年6月4日に地球に似た惑星候補KOI-456.04が発見されたという報告（arXiv：1905.09038v2）に続いて、Kepler-160システムに関連する人工電波の探索を行いました。私たちの検索は、ターボセットI（arXiv：1709.03491v2）とSPANDAKパイプラインをそれぞれ使用して、狭帯域（2.97Hz）ドリフト（\pm4Hzs^-1）と広帯域パルス（すべての帯域幅で5ms）の人工分散テクノシグネチャーの両方を対象としました。1〜8GHz。狭帯域放射では$5.9\times10^{14}$W、広帯域放射では$7.3\times10^{12}$Wの等価等方性放射電力（EIRP）の上限を超える候補は見つかりませんでした。ここでは、観察とデータ削減手順について簡単に説明します。
TRAPPIST-1：Spitzer Exploration Science Programのグローバルな結果{\ it Red Worlds}
| Title |
TRAPPIST-1:_Global_Results_of_the_Spitzer_Exploration_Science_Program_{\it_Red_Worlds} |
| Authors |
Elsa_Ducrot,_M._Gillon,_L._Delrez,_E._Agol,_P._Rimmer,_M._Turbet,_M._N._G\"unther,_B-O._Demory,_A._H._M._J.Triaud,_E._Bolmont,_A._Burgasser,_S._J._Carey,_J._G._Ingalls,_E._Jehin,_J._Leconte,_S._M._Lederer,_D._Queloz,_S._N._Raymond,_F._Selsis,_V._Van_Grootel,_J._de_Wit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13826 |
2016年2月から2019年10月までの1000時間以上の観測により、スピッツァー探査プログラムレッドワールド（ID：13067、13175、14223）は、7つの通過する地球サイズの軌道を周回する近く（12個）の超クールな矮星であるTRAPPIST-1のみをターゲットにしました惑星はすべて、来たるJWSTでの詳細な大気の特徴付けに適しています。このペーパーでは、プロジェクトのグローバルな結果を示します。88の新しいトランジットを分析し、それらを100の以前に分析されたトランジットと組み合わせて、3.6または4.5$\mu$mで合計188のトランジットを観察しました。また、惑星bの29回の食（二次日食）と、4.5$\mu$mで観測された惑星cの8回の食を分析して、それらの日辺の輝度温度を制限しました。私たちはスピッツァー測光でいくつかの孤立したトランジットのような構造を識別しますが、それらのすべては重要性が低いです。新しい通過惑星は確認していません。TRAPPIST-1トランジットデプス測定の平均ノイズフロアは、Spitzer/IRACのチャネル1と2でそれぞれ$\sim$35と25ppmと推定します。このノイズフロアの大部分は機器に起因し、IRACInSbアレイのピクセル間の不均一性が大きいため、JWST機器のピクセル間均一性が非常に優れているため、ノイズフロアが10ppmと低くなり、通過透過分光法による惑星の大気特性。7つの惑星すべてについて、2つのSpitzerチャネル間の一貫した通過深度を示す、更新された広帯域透過スペクトルを構築します。データセット全体で5つの異なる高エネルギーフレアを特定してモデル化し、居住可能性のコンテキストで結果を議論します。最後に、惑星bおよびcの掩蔽信号を4.5$\mu$mで検出できず、昼側の輝度温度に3$\sigma$の上限しか設定できません（bの場合は611K、cの場合は586K）。
氷の巨人での重要な現場科学に特に焦点を当てた、深い大気の組成、構造、起源、および探査
| Title |
Deep_Atmosphere_Composition,_Structure,_Origin,_and_Exploration,_with_Particular_Focus_on_Critical_in_situ_Science_at_the_Icy_Giants |
| Authors |
Sushil_K._Atreya,_Mark_H._Hofstadter,_Joong_Hyun_In,_Olivier_Mousis,_Kim_Reh,_and_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13869 |
天王星と海王星の包括的な探査は、巨大な惑星、特に太陽系の形成と進化を理解するために不可欠です。コアの降着は、ガスジャイアント、ジュピター、土星の形成のモデルとして、重力不安定性よりも一般的に支持されていますが、現在、氷の巨人のどちらかを説得力のあるケースにするための観測上の制約はありません。ヘリウムの質量を超える質量を持つ重元素の存在量は、形成および移行モデルに最適な制約を提供します。天王星と海王星の場合、C元素の存在量のみがメタン測定から決定されましたが、メタンが氷の巨人の凝縮性ガスであることを考えると、下限として考慮されるべきです。よく混合された水、アンモニア、硫化水素は、それぞれ、O、N、Sの元素存在量を測定するのに深すぎるため、どの観察手法でも測定できません。ただし、希ガスHe、Ne、Ar、Kr、Xeを同位体比とともに正確に測定すれば、上記の元素を特定する必要がなくなります。希ガスを測定できるのは入口プローブだけですが、これらの測定は5〜10バールの比較的浅い圧力レベルで実行できます。オービターからの補足的な観測、特に水とアンモニアの内部（重力と磁場）と深さプロファイルは、形成モデルを制約するためのデータセットを大幅に強化します。次の10年間に天王星または海王星のどちらかへのオービタープローブミッションを実行するために新しいテクノロジーは必要ありません。
プルート-カロン協奏曲：小型衛星の起源としてのカロンへの影響
冥王星とカロンの小さな衛星が、カロンとネプテューヌ横断天体（TNO）の間の衝撃からデブリの円盤内で成長したシナリオを考えます。Charonの軌道運動が破片をディスク状の構造に押し上げた後、メートルサイズ以下のオブジェクトの急速な軌道減衰は、その後のバイナリによる再付着や動的放出を防ぐために不可欠です。ディスクの進化の分析的評価とシミュレーションから、インパクターの半径を30〜100kmと推定します。小さい（大きい）半径は、斜め（直接）の衝撃に適用されます。大きなTNOとCharonの間の衝突は今日ありそうにありませんが、それらは太陽系の最初の0.1-1Gyr内で比較的一般的でした。冥王星-カロン連星を生み出した巨大な衝撃によって残された破片に小さな衛星が集まるモデルと比較して、カロンへのその後の衝撃からの衛星形成は、初期の軌道膨張中に衛星を通過する不安定な共鳴を回避しますバイナリ。
制御された組立履歴を持つシミュレートされた銀河における銀河系外のガス放出による消光と形態学的進化
| Title |
Quenching_and_morphological_evolution_due_to_circumgalactic_gas_expulsion_in_a_simulated_galaxy_with_a_controlled_assembly_history |
| Authors |
Jonathan_J._Davies,_Robert_A._Crain_and_Andrew_Pontzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13221 |
シミュレーションされた$\simL^\star$銀河の進化に対する暗黒物質ハローアセンブリの影響を調べます。EAGLE銀河形成モデルで進化した星形成銀河のズームインシミュレーションから始めて、遺伝子修正技術を使用して、補完的なアセンブリ履歴のペアを作成します。先に組み立てたもの。組み立てが遅れると、銀河は未変更のものよりも現在の星形成率が高くなりますが、加速された場合、銀河は$z\simeq1$で消光し、回転楕円体になります。各アセンブリ履歴を9回シミュレーションし、EAGLEの星形成とフィードバックの確率的サブグリッド実装で使用される乱数ジェネレーターに異なるシードを採用します。アセンブリ履歴の違いによって引き起こされる系統的な変化は、この確率論によって引き起こされるランダムな散乱よりも大幅に強力です。暗黒物質ハローアセンブリに対する$\simL^\star$銀河の進化の感度は、中央のブラックホール（BH）とハローの成長履歴が密接に結合しているため、初期のアセンブリがより大規模な形成を促進します。BH、および銀河系外のガスのより効率的な放出。この排除に応答して、銀河周囲の媒体はより低い密度で再構成し、その冷却時間を延長し、したがって星間媒体の補充を阻害します。私たちの結果は、ハローアセンブリの履歴が$\simL^\star$中心銀河の進化に大きく影響し、銀河系外のガスの放出がそれらを消滅させる重要なステップであることを示しています。
分子雲内の小さなダスト粒子の迅速な排除
| Title |
Rapid_Elimination_of_Small_Dust_Grains_in_Molecular_Clouds |
| Authors |
Kedron_Silsbee,_Alexei_Ivlev,_Paola_Caselli,_Olli_Sipila_and_Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13225 |
分子雲コアのサイズが$\sim0.1$$\mum$未満のダスト粒子間の衝突速度は、両極性拡散から生じるドリフトが支配的であると主張します。この影響は、磁場と中性ガスに結合するダストのサイズ依存性によるものです。衝突で$\約50$m/sまで完全に付着すると仮定すると、この効果が小さな粒子の急速な枯渇を引き起こすことを示します-コア中心（$n\sim10^{6}$cm$^{-3}$）およびエンベロープ（$n\sim10^{4}$cm$^{-3}$）。この影響から生じる速度のみを考慮した場合、サイズ分布の上端は大幅に変化しません。進化したダストサイズ分布がガス温度に与える影響を検討し、モデルから予想されるように小さなダスト粒子の減少が発生する場合、宇宙線イオン化率は$10をかなり下回る必要があると主張します^{-16}$s$^{-1}$（$10^{5}$cm$^{-3}$の数密度）。
局所（超）発光赤外線銀河における多相流出の特性
| Title |
Properties_of_the_Multiphase_Outflows_in_Local_(Ultra)luminous_Infrared_Galaxies |
| Authors |
A._Fluetsch,_R._Maiolino,_S._Carniani,_S._Arribas,_F._Belfiore,_E._Bellocchi,_S._Cazzoli,_C._Cicone,_G._Cresci,_A._C._Fabian,_R._Gallagher,_W._Ishibashi,_F._Mannucci,_A._Marconi,_M._Perna,_E._Sturm,_G._Venturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13232 |
銀河の流出はいくつかの気相からなることが知られていますが、これまでのところ、これらの複数の相の間の接続はほとんど調査されておらず、少数の物体でしか調査されていません。このペーパーでは、26のローカル（U）LIRGのMUSE/VLTデータを分析し、それらのイオン化および中性原子相を研究します。また、文献からのオブジェクトを含めて、空間的に分解された多相流出情報を含む31個の銀河の合計サンプルを取得します。流出のイオン化相は、平均して電子密度がディスクの3倍であることがわかります（$n_{\rme、disc}$$\sim$150cm$^{-3}$vs$n_{\rme、outflow}$$\sim$500cm$^{-3}$）。これは、流出における雲の圧縮が雲の消散よりも重要であることを示唆しています。流出とディスク間の消滅の差は、流出ガスの質量と相関していることがわかります。これは、流出速度の分析と合わせて、流出の少なくとも一部がディスクからのほこりっぽい雲の放出に関連していることを示唆しています。流出物中のダストの存在は、それらの中に分子が形成される可能性があることに関連しています。分子相を調査するために、データをミリメートルデータと組み合わせます。分子相は、ほとんどのオブジェクトで総質量流出率の60$\％$以上を占めており、この割合はAGNが支配的なシステムで高くなっています。中性の原子相は10$\％$のオーダで寄与しますが、イオン化相は無視できます。イオン化から分子への質量流出率は、散乱が大きいものの、AGN明度ではわずかに低下します。
自然対育成：$ z <0.5 $の最も大規模な受動銀河の自然と環境
| Title |
Nature_versus_nurture:_relic_nature_and_environment_of_the_most_massive_passive_galaxies_at_$z_ |
| Authors |
C._Tortora,_N._R._Napolitano,_M._Radovich,_C._Spiniello,_L._Hunt,_N._Roy,_L._Moscardini,_D._Scognamiglio,_M._Spavone,_M._Brescia,_S._Cavuoti,_G._D`Ago,_G._Longo,_F._Bellagamba,_M._Maturi,_M._Roncarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13235 |
遺物銀河は、高赤方偏移の赤いナゲットの前駆体であると考えられており、何らかの理由でサイズの成長のチャネルを逃し、最初の星形成（$z>2$で）以来、受動的に影響を受けずに進化しました。これらのローカルの超コンパクトな古い銀河は、高赤方偏移での星形成プロセス、したがって銀河形成シナリオの初期段階を研究するためのユニークな研究所です。直観に反して、理論的および観察的研究は、遺跡は、併合イベントが優勢である高密度の環境でより一般的であることを示しています。このシナリオを検証するために、KiloDegreeSurveyの3回目のデータリリース内で選択された超小型巨大銀河（UCMG）のサンプルの数を比較しました。つまり、サイズ$R_{\rme}<1.5\、\のシステムrmkpc$と恒星の質量$M_{\rm\star}>8\times10^{10}\、\rmM_{\odot}$、質量は同じだがフィールドのサイズが通常の銀河の数クラスタ環境。それらの光学色と近赤外色に基づいて、これらのUCMGは主に古い可能性が高いため、遺物集団の代表です。UCMGと通常サイズの銀河の両方がクラスターでより豊富であり、それらの相対的な割合は、遺物の生存にペナルティを課すより高密度の環境で、地球環境に穏やかに依存することがわかります。したがって、UCMG（およびおそらく遺物全体）は、それらの養育に対する環境の影響のために特別なものではなく、それらが住んでいる地球環境に関係なく、マージプロセスの確率論の産物にすぎません。
Keck Baryonic Structure Survey：前景/背景銀河のペアを使用して、$ z \ sim 2
$での銀河系周囲の中性水素の構造と運動学を追跡します
| Title |
The_Keck_Baryonic_Structure_Survey:_Using_foreground/background_galaxy_pairs_to_trace_the_structure_and_kinematics_of_circumgalactic_neutral_hydrogen_at_$z_\sim_2$ |
| Authors |
Yuguang_Chen,_Charles_C._Steidel,_Cameron_B._Hummels,_Gwen_C._Rudie,_Bili_Dong,_Ryan_F._Trainor,_Milan_Bogosavljevi\'c,_Dawn_K._Erb,_Max_Pettini,_Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Allison_L._Strom,_Rachel_L._Theios,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Philip_F._Hopkins_and_Du\v{s}an_Kere\v{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13236 |
空間形成とz〜2での星形成銀河を取り巻く銀河周囲および銀河間媒質における中性水素の運動学の新しい測定値を提示します。Keckバリオン構造からの赤方偏移<z>+/-0.4の〜3000銀河のスペクトルを使用します。調査（KBSS）では、3から500アーク秒の投影された角度分離と分光赤方偏移を伴う、200,000を超える前景と背景のペアのサンプルを組み立てます。<$z_{fg}$>=2.23および<$z_{bg}$>=2.57。見通し線と前景銀河の集団を使用して、投影された銀河中心距離の関数として、銀河間平均に対する平均超過Ly$\alpha$光学深度の2Dマップを作成します（20<$D_{tran}$/pkpc<4000）および視線速度。投影距離$D_{tran}$の関数として、HIガスの見通し内運動学に関する情報を提供します。マップを宇宙論的ズームインシミュレーションと比較し、それらの間の定性的な一致を見つけます。単純な2成分（降着、流出）解析モデルは、一般に観測された見通しの運動学とHIの投影された空間分布を再現します。最適なモデルは、初期速度$v_{out}$で銀河スケールの流出が起こることを示唆しています。$D_{tran}$>100kpcでのHIは、特性$v_{in}$<$v_cの落下が支配的であるのに対し、約600km/sは、銀河系HIの運動学を$D_{tran}$から50kpcまで支配します。$、ここで$v_c$はホストハローの円周速度です（$M_h$〜$10^{12}M_\odot$）。影響パラメーターの範囲80<$D_{tran}$/pkpc<200を超えると、HI視線速度範囲は最小に達し、レストフレームのLy$\alpha$に相当する幅で平坦化されます。これらの観察は、流出が支配的な流れと降着が支配的な流れとの間の遷移として自然に説明できます。$D_{tran}$〜300kpcを超えると、視線の運動学はハッブル展開に支配されます。
クラスタ内の初期型銀河の放射状に独立したサイズ成長の証拠
初期型クラスター銀河の成長が、すべての半径で内側から外側、内側から、または同じペースで進行するかどうかはよくわかっていません。この研究では、パラメトリックに、銀河の光の80\％を含む半径で定義される銀河のサイズを測定しました。また、銀河周辺の表面輝度プロファイルの曲率を測定する銀河光濃度のノンパラメトリック推定も決定しました。$\logM/M_{\odot}\ga10.7$が$0.17<z<1.81$の広範囲にわたるクラスター内の形態学的に初期型の銀河によって形成された質量制限サンプルのほぼランダムなサンプリングを使用しました。これらのデータから、サイズ-質量および濃度-質量の関係、ならびにそれらの進化を導き出しました。80\％の軽い半径では、クラスター内の初期型の銀河は、すべての赤方偏移で50\％の半径よりも約2.7倍大きく、最後の10Gyrのドヴォクリュールプロファイルに近い。$z=2$と$z=0$の間では、ハーフライトと80\％のライトサイズはともに$1.7$増加しますが、濃度は$2$\％内で一定に保たれます。クラスター環境のタイプ銀河は、両方の半径で同じペースで進行します。文献で提案されている既存の物理的説明は私たちの結果と一致しておらず、銀河構造に影響を与える物理的メカニズムを特定するための専用の数値シミュレーションの必要性を示しています。
MCSED：柔軟なスペクトルエネルギー分布フィッティングコードとその$ z \ sim 2 $輝線銀河への適用
| Title |
MCSED:_A_flexible_spectral_energy_distribution_fitting_code_and_its_application_to_$z_\sim_2$_emission-line_galaxies |
| Authors |
William_P._Bowman,_Gregory_R._Zeimann,_Gautam_Nagaraj,_Robin_Ciardullo,_Caryl_Gronwall,_Adam_P._McCarron,_Laurel_H._Weiss,_Mallory_Molina,_Alexander_Belles,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13245 |
新しいスペクトルエネルギー分布（SED）に適合するコードであるMCSEDを提示します。これは、柔軟な恒星進化計算とソフトウェアパッケージ司会者のマルコフチェーンモンテカルロアルゴリズムを組み合わせます。MCSEDは、広帯域、中間、狭帯域の測光、輝線フラックス、吸収線スペクトルインデックスを取得し、すべてのモデルパラメーターの確率分布と共分散プロットを返します。MCSEDには、さまざまなダスト減衰曲線が含まれ、UV勾配とバンプ強度を変化させるためのパラメーター、ダストからの連続体とPAH放出の処方、イオン化ガスからの連続体と線放出のモデル、固定および可変恒星金属性のオプション、および選択が含まれます星形成率（SFR）履歴の。このコードは、既知の赤方偏移を持つ銀河のセットのパラメーターの相互依存関係を調査するのに適しています。これには、マルチバンド測光や分光法があります。強力な[OIII]$\lambda5007$エミッションを介して選択された5つのCANDELSフィールドの$\sim2000$$1.90<z<2.35$銀河のサンプルにMCSEDを適用し、SEDの体系的な動作を調査します。銀河は、内部減衰の増加と古い星の数の増加の両方が原因で、恒星の質量とともに赤くなることがわかります。UV消光曲線の傾きも恒星の質量によって変化し、少なくともいくつかの銀河は2175オングストロームで消光過剰を示します。最後に、$M\lesssim10^9\、M_{\odot}$）以下では、恒星を形成する銀河のメインシーケンスの形状は、一定のSFRを仮定する計算として、銀河の仮定されたSFR履歴に大きく依存していることを示しますより現実的なSFR履歴を使用して見つかった質量よりも$\sim1$dex小さい恒星の質量を生成します。
フェルミ泡の流出ガスのマッピング：銀河核風の紫外線吸収調査
| Title |
Mapping_Outflowing_Gas_in_the_Fermi_Bubbles:_a_UV_Absorption_Survey_of_the_Galactic_Nuclear_Wind |
| Authors |
Trisha_Ashley,_Andrew_J._Fox,_Edward_B._Jenkins,_Bart_P._Wakker,_Rongmon_Bordoloi,_Felix_J._Lockman,_Blair_D._Savage,_and_Tanveer_Karim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13254 |
ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源スペクトログラフからの5つのバックグラウンドクエーサーの新しい紫外線（UV）スペクトルを使用して、巨大ガンマ線を放出するフェルミ泡の低緯度（|b|=20-30度）領域を分析します銀河センターのローブ。これらのデータを以前のUVおよび原子水素（HI）データセットと組み合わせて、フェルミ泡に巻き込まれた涼しい流出雲の運動学と金属柱密度の包括的な図を作成します。緯度の増加に応じて、視線あたりのUV吸収コンポーネントの数が減少することがわかります。これは、流出する雲が緯度の増加に伴って一般的でなくなることを示唆しています。フェルミ泡のHI雲は最大7度まで加速されますが、UVフェルミ泡の雲の縮退流速をモデル化すると、それらは平坦であるか、銀河中心からの距離が速ければ加速されます。北半球と南半球の両方に当てはまるこの傾向は、核流出がフェルミ泡全体で雲を加速するか、加速段階とそれに続く惰行段階があることを示しています。最後に、約30度を超える緯度でブルーシフトしたいくつかの高速雲が存在することに注意してください。その速度は、ガンマ線で定義されたフェルミ泡の内部に閉じ込められたガス雲では説明できません。これらの異常な速度の雲は、おそらくフェルミ泡の前にあり、過去の核流出の残骸である可能性があります。全体として、これらの観測は星形成銀河からの核風の中の冷たいガスの特性に関する一連の貴重な経験的データを形成します。
オリオンA北のフィラメント交差と冷密コア
| Title |
Filament_Intersections_and_Cold_Dense_Cores_in_Orion_A_North |
| Authors |
Chao_Zhang,_Zhiyuan_Ren,_Jingwen_Wu,_Di_Li,_Lei_Zhu,_Qizhou_Zhang,_Diego_Mardones,_Chen_Wang,_Hui_Shi,_Nannan_Yue,_Gan_Luo,_Jinjin_Xie,_Sihan_Jiao,_Shu_Liu,_Xuefang_Xu,_Shen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13410 |
AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray（ALMA）で観測された高解像度N2H+（1-0）スペクトルキューブを使用して、OrionANorth分子雲のOMC-2,3領域のフィラメント構造と高密度コアを調べました。全長2pcにわたるフィラメントネットワークには、170個の交差点と128個の高密度コア候補が含まれています。高密度のコアはすべて、赤外線点光源（可能性のある若い星）から離れており、コア（103）の大部分は交差点の周りにあります。交差点に向けて、総列密度Ntotと、列密度確率分布関数（N-PDF）の指数法則指数の増加傾向もあり、交差点は一般により大きなガスを持つことを示唆しています。フィラメントパスの他の部分よりもアセンブリ。ビリアル分析は、密集したコアのほとんどがビリアルの質量比alpha_vir=M_vir/M_gas<1.0であることを示しており、それらが自己重力によって制限されていることを示唆しています。その間、コアの約23％だけがalpha_crit=M_crit/M_gas<1.0の臨界質量比を持ち、コアの崩壊に対して不安定であることを示唆しています。これらの結果を組み合わせると、OMC-2,3の冷たい星のない可能性のある星間コアの主要な部分が交差点の周りで組み立てられており、現在は重力結合状態にあることがわかります。しかし、より広範なコアの崩壊と星の形成には、継続的なコア質量の成長やその他の摂動が必要になる場合があります
P \ = {o} niu \ = {a} 'ena：15億の太陽質量ブラックホールをホストする明るい$ z = 7.5 $クエーサー
| Title |
P\={o}niu\={a}'ena:_A_Luminous_$z=7.5$_Quasar_Hosting_a_1.5_Billion_Solar_Mass_Black_Hole |
| Authors |
Jinyi_Yang,_Feige_Wang,_Xiaohui_Fan,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Minghao_Yue,_Eduardo_Banados,_Xue-Bing_Wu,_Bram_Venemans,_Aaron_J._Barth,_Fuyan_Bian,_Konstantina_Boutsia,_Roberto_Decarli,_Emanuele_Paolo_Farina,_Richard_Green,_Linhua_Jiang,_Jiang-Tao_Li,_Chiara_Mazzucchelli,_and_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13452 |
広域電離時代のクエーサー調査から、明るいクエーサーJ1007+2115が$z=7.515$（"P\={o}niu\={a}'ena"）で発見されたことを報告します。J1007+2115は、再イオン化の時代の奥深く、現在$z>7.5$で知られている2番目のクエーサーです。クエーサーは$（1.5\pm0.2）\times10^9$$M_{\odot}$超大質量ブラックホール（SMBH）を搭載しており、GeminiおよびKeck近赤外分光法による幅広いMgII輝線プロファイルに基づいています。。J1007+2115のSMBHは、現在のクエーサー赤方偏移の記録保持者である$z=7.54$のクエーサーJ1342+0928の2倍です。ビッグバンからわずか7億年後のそのような大規模なSMBHの存在は、初期のSMBH成長のモデルに大きな挑戦をしました。エディントン限定の降着と放射効率0.1のモデル仮定では、$z=30$に$\gtrsim10^{4}$$M_{\odot}$のシードブラックホールが必要です。この要件は、直接の崩壊の結果としての大規模なブラックホールシード、またはハイパーエディントン降着および/または低放射効率による早期のブラックホール成長のいずれかを示唆しています。J1007+2115のLy$\alpha$ラインプロファイルで銀河間媒体（IGM）の中性水素吸収によって刻印された減衰翼のシグネチャを測定し、J1342+0928と他の2つの$z\gtrsim7$のそれよりも弱いことを確認しますクエーサー。IGM体積平均中性画分$\langlex\rm_{HI}\rangle=0.39^{+0.22}_{-0.13}$を推定します。この値の範囲は、さまざまなIGM見通し線に向けた、再イオン化の歴史のパッチを示しています。ALMAを使用してJ1007+2115で158$\mu$m[CII]輝線を検出します。この線の重心は、$z=7.5149\pm0.0004$の系統的な赤方偏移を生成し、ホスト銀河における星形成率$\sim210$$M_{\odot}$yr$^{-1}$を示します。
パズルの解決に向けて：複雑な合併A521を多波長データで分析する
| Title |
Toward_Solving_the_Puzzle:_Dissecting_the_Complex_Merger_A521_with_Multi-wavelength_Data |
| Authors |
Mijin_Yoon,_Wonki_Lee,_M._James_Jee,_Kyle_Finner,_Rory_Smith,_and_Jae-woo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13535 |
A521は、X線からラジオまでの広範なパンクロマティック研究の対象となっています。クラスターには、急峻なスペクトルを持つ明るい電波遺物、フィラメントを形成する3つ以上の異なる銀河グループ、電波遺物の遠い位置と傾斜した方向との奇妙な2つの乱されたX線ピークなど、いくつかの注目すべき特徴があります。これらの数行の証拠は、複雑な合併を示しています。この論文では、スバル光学、ハッブル宇宙望遠鏡赤外線、チャンドラX線、GMRTラジオ、MMT光学分光観測に基づくA521の多波長研究を紹介します。システマティクス制御が改善された弱レンズ（WL）分析では、A521が北西から南東の方向に並んだ3つの下部構造で構成されていることがわかります。これらのWLのマスサブストラクチャーは、新しく強化されたクラスターメンバーカタログから構築されたクラスターの光度分布と非常によく整合しています。これらの個々の下部構造の質量は、3つのNFWプロファイルを同時にフィッティングすることによって決定されます。3つのハローの重ね合わせによってモデル化されたA521の総質量は$13.0_{-1.3}^{+1.0}\times10^{14}M_{\odot}$であり、前の値より2倍高いことがわかりますWL測定。これらのWL質量制約をX線およびラジオ機能と組み合わせて、2つのマージシナリオを検討し、対応する数値シミュレーションを実行して、各ケースの長所と短所について説明します。
渦巻銀河のスピンパリティII：Subaru Hyper Suprime-Cam
Surveyとディープラーニングのビッグデータを使用した80kの渦巻銀河のカタログ
| Title |
Spin_Parity_of_Spiral_Galaxies_II:_A_catalogue_of_80k_spiral_galaxies_using_big_data_from_the_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Survey_and_deep_learning |
| Authors |
Ken-ichi_Tadaki,_Masanori_Iye,_Hideya_Fukumoto,_Masao_Hayashi,_Cristian_E._Rusu,_Rhythm_Shimakawa_and_Tomoka_Tosaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13544 |
スバル/ハイパースーパープライムカム（HSC）調査と畳み込みニューラルネットワーク（CNN）ベースのディープから取得した大きな画像データを使用して、銀河のS方向のスパイラル、Z方向のスパイラル、および非スパイラルへの自動形態分類を報告します。学習テクニック。HSCのiバンド画像は、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の画像よりも約25倍深く、2倍の空間解像度を持っているため、z>0.1の銀河の渦状腕や棒などの部分構造を特定できます。1NNスパイラル、1382Zスパイラル、および51,650非スパイラルのHSC画像を使用して、CNN分類器をトレーニングします。各クラスの画像数は不均衡であるため、3つのクラスの数を類似させるために、画像の水平反転、回転、再スケーリングによって渦巻銀河のデータを増やします。トレーニングされたCNNモデルは、検証データの97.5％を正しく分類します。これは、トレーニングには使用されません。CNNを、320deg^2の領域でiバンドの大きさがi<20の50万銀河のHSC画像に適用します。37,917のSスパイラルと38,718のZスパイラルが特定され、2つのクラスの数に有意差はありません。合計76,635の渦巻銀河のうち、48,576はz>0.2にあり、SDSS画像で渦巻腕を識別できません。私たちの試みは、HSCビッグデータとCNNの組み合わせが、バー、マージ、レンズの強いオブジェクトなど、さまざまなタイプの形態を分類する大きな可能性を秘めていることを示しています。
クラゲ銀河における高分子ガス含有量と中性分子から分子ガスへの効率的な変換
| Title |
The_high_molecular_gas_content,_and_the_efficient_conversion_of_neutral_into_molecular_gas,_in_jellyfish_galaxies |
| Authors |
A._Moretti,_R._Paladino,_B._M._Poggianti,_P._Serra,_M._Ramatsoku,_A._Franchetto,_T._Deb,_M._Gullieuszik,_N._Tomicic,_M._Mingozzi,_B._Vulcani,_M._Radovich,_D._Bettoni,_J._Fritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13612 |
赤方偏移$\sim0.05$のGASPサンプルからの4つのクラゲ銀河の円盤では、フィールド銀河よりも体系的に高い分子ガス質量を検出します。これらの銀河は、クラスター内媒体からのラム圧力によってガスが取り除かれ、一般に、同じような恒星の質量の剥ぎ取られていない銀河に対して高速で星を形成しています。ディスク内の巨大な分子雲がラム圧に拘束されず、CO--to-$\rmH_2$変換係数が非常に高い場合を除き、これらの銀河は通常の銀河の4-5倍の分子ガス含有量を持っていることがわかります同様の質量、分子ガスの減少時間は$\sim$1から9Gyrの範囲で、一般的に非常に低い星形成効率に対応します。同様の量の分子ガスと中性ガスを含む通常のスパイラルのディスクとは対照的に、ディスク内の分子ガスの質量は、中性ガスの質量の4〜$\sim$100倍です。興味深いことに、ガスの分子プラス中性総量は、同様の恒星質量の通常の渦巻銀河のものと同様です。これらの結果は、クラゲの段階での銀河の円盤内のRAM圧力が、HIを$\rmH_2$に非常に効率的に変換することを強く示唆しています。
マルチカラー測光データとGaia DR2天文学データを使用した、十分に研究されていないオープンクラスターNGC 4337の調査
| Title |
An_investigation_of_poorly_studied_open_cluster_NGC_4337_using_multi-color_photometric_and_Gaia_DR2_astrometric_data |
| Authors |
D._Bisht,_W._H._Elsanhoury,_Qingfeng_Zhu,_Devesh_P._Sariya,_R._K._S._Yadav,_Geeta_Rangwal,_Alok_Durgapal,_Ing-Guey_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13618 |
2MASS、WISE、APASS、およびGaia〜DR2データベースを使用して、十分に研究されていないオープンクラスターNGC4337の包括的な分析（測光および運動学）を示します。星のメンバーシップ確率を決定することにより、Gaia〜DR2から取得した適切なモーションと視差データを使用して、メンバーシップ確率が$50\％$を超える624の最も可能性の高いメンバーを特定しました。クラスターの平均固有運動は、$\mu_{x}=-8.83\pm0.01$および$\mu_{y}=1.49\pm0.006$masyr$^{-1}$として取得されます。クラスター領域に向かって、通常の星間絶滅が見られます。メンバーの放射状分布は、7.75アーク分（5.63pc）のクラスター半径を提供します。推定年齢$1600\pm180$Myrは、NGC4337が古い巨大な星団がたくさんある古い散開星団であることを示しています。主系列星の全体的な質量関数の傾きは、質量範囲0.75$-$2.0$M_\odot$内で$1.46\pm0.18$であり、不確実性の範囲内でSalpeterの値（x=1.35）とほぼ一致しています。本研究は、NGC4337が動的にリラックスしたオープンクラスターであることを示しています。銀河ポテンシャルモデルを使用して、NGC4337の銀河軌道が取得されます。このオブジェクトが銀河中心の周りの円形の経路をたどることがわかりました。運動学的分析の下で、2つの方法を使用して頂点座標$（A、D）$を計算します：（i）古典的な収束点法と（ii）ADダイアグラム法。取得される座標は次のとおりです：$（A_{conv}、D_{conv}）$=（96$^{\textrm{o}}$。27$\pm$0$^{\textrm{o}}$。10、13$^{\textrm{o}}$。14$\pm$0$^{\textrm{o}}$。27）$\＆$$（A_\circ、D_\circ）$=（100$^{\textrm{o}}$。282$\pm$0$^{\textrm{o}}$。10、9$^{\textrm{o}}$。577$\pm$0$^{\textrm{o}}$。323）それぞれ。また、速度楕円体パラメータ（VEP）、行列要素（$\mu_{ij}$）、方向余弦（$l_j$、$m_j$、$n_j$）、および頂点の銀河経度（$l_2$）も計算しました。
星間グリコールアミド：Sgr B2（N）における包括的な回転研究と天文学的検索
| Title |
Interstellar_glycolamide:_A_comprehensive_rotational_study_and_an_astronomical_search_in_Sgr_B2(N) |
| Authors |
M._Sanz-Novo,_A._Belloche,_J._L._Alonso,_L._Kolesnikova,_R._T._Garrod,_S._Mata,_H._S._P._M\"uller,_K._M._Menten,_Y._Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13634 |
グリコールアミドはグリシン異性体であり、既知の星間分子であるアセトアミドの最も単純な誘導体の1つでもあります（たとえば、1つの水素原子がヒドロキシル基で置き換えられています）。周波数および時間領域で最先端の回転分光技術を使用して、約1500の遷移が新たに割り当てられました。信頼性の高い周波数予測に基づいて、ALMAイメージングスペクトル線調査ReMoCAを使用して、既知の高質量星形成領域SgrB2（N）のグリコールアミドの放射天文学検索を報告します。また、エフェルスバーグ電波望遠鏡でSgrB2（N）に向けてグリコールアミドを検索しました。このソースに向かってグリコールアミドが検出されないことを、それぞれアセトアミドとグリコールアルデヒドよりも少なくとも6倍と5倍少ない量で報告します。私たちの天体化学モデルは、グリコールアミドが、EMoca調査から得られた上限のすぐ下のレベルでこのソースに存在する可能性があることを示唆しています。また、エフェルスバーグ望遠鏡で探査された、この領域の拡張された分子エンベロープで分子を検出することもできませんでした。GreenBankTelescopeを使用してアセトアミドとグリコールアルデヒドについて以前に取得したカラム密度と同様のカラム密度の上限が見つかりました。
最初の銀河象限における局所分子雲の距離と統計
| Title |
Distances_and_statistics_of_local_molecular_clouds_in_the_first_Galactic_quadrant |
| Authors |
Qing-Zeng_Yan,_Ji_Yang,_Yang_Su,_Yan_Sun,_and_Chen_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13654 |
最初の銀河の象限（25.8{\deg}<l<49.7{\deg}および|b|<5における局所的な分子雲（-6<VLSR<30km/s、つまり<1.5kpc）の分析を提示します{\deg}）、天の川イメージングスクロールペインティング（MWISP）CO調査のパイロット地域。SCIMESアルゴリズムを使用して大きな分子雲を中程度のサイズの雲に分割し、AGとAVによって支援されたGaiaDR2視差測定と距離範囲を使用して、バックグラウンド除去消光視差（BEEP）法で28分子雲までの距離を決定しました250pcから約1.5kpcまで。これらの不完全な距離のサンプルは、0.16kpcの散乱で距離と動径速度（VLSR）の間の線形関係を示し、局所的な分子雲の場合、運動学的距離は体系的に大きくなる場合があります。総サンプル数、線幅、輝度温度、物理的面積、質量などの分子雲の基本的な特性を調査するために、DBSCANアルゴリズムを使用してスペクトルキューブを分解します。選択後の基準がノイズ汚染を除去するためにDBSCANクラスターに課せられ、分子雲の個々の分離がl-b-V空間の独立した連続構造の定義に基づいて信頼できることがわかりました。MWISPCO調査によって収集された局所的な分子雲フラックスの完全性は、約80％です。物理的な領域Aは、指数法則分布dN/dA\proptoA^{-2.20+/-0.18}を示しますが、分子雲の質量も指数法則分布に従いますが、わずかに平坦なdN/dM\proptoになります。M^{-1.96+/-0.11}。
CH $ _2 $ DClの高解像度ミリ波分光法：クロロメタン同位体の将来の天体観測への道を開く
| Title |
High-resolution_millimeter-wave_spectroscopy_of_CH$_2$DCl:_paving_the_way_for_future_astronomical_observations_of_chloromethane_isotopologues |
| Authors |
M._Melosso,_A._Achilli,_F._Tamassia,_E._Can\`e,_A._Pietropolli_Charmet,_P._Stoppa,_and_L._Dore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13676 |
クロロメタンは、これまでに宇宙で検出された唯一の有機塩化物です。ALMAによる低質量プロトスターIRAS16293-2422に対する最近の観測は、CH$_3$Clとそのアイソトポログの新しい実験室研究のプロンプトを提供します。ここでは、90〜300GHzの周波数領域での一重水素化クロロメタンCH$_2$DClの回転スペクトルの調査を報告します。測定は、飽和分光法を実行するように構成された周波数変調ミリ波分光計で行われました。2つの塩素アイソトポログCH$_2$D$^{35}$ClおよびCH$_2$D$^{37}$Clの超微細分解スペクトルの分析から、正確な分光パラメーターの一貫したセットが得られました。この研究は、星間媒質中のCH$_2$DClの電波天文学的探索を導くために使用できる信頼できるスペクトル予測を提供し、一重水素化クロロメタンの高解像度赤外スペクトルの将来の分析のための強固な基盤を表します。
MaStarライブラリの最初のリリースの恒星パラメーター：経験的アプローチ
| Title |
Stellar_parameters_for_the_First_Release_of_the_MaStar_Library:_An_Empirical_Approach |
| Authors |
Yan-Ping_Chen,_Renbin_Yan,_Claudia_Maraston,_Daniel_Thomas,_Guy_S._Stringfellow,_Dmitry_Bizyaev,_Joseph_D_Gelfand,_Timothy_C._Beers,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Daniel_Lazarz,_Lewis_Hill,_Niv_Drory,_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13711 |
SDSSDR15のMaNGA恒星ライブラリ（MaStar）の最初のリリースに含まれる7503スペクトルの恒星大気パラメーターを報告します。MaStarの最初のリリースには3321個の固有の星から測定された8646スペクトルが含まれ、それぞれが3622\AA\から10354\AA\の波長範囲を$R\sim$1800の分解能でカバーしています。この作業では、最初に基本的な恒星を決定しましたパラメータ：有効温度（$\rmT_{eff}$）、表面重力（$\logg$）、および金属性（$\rm[Fe/H]$）。これらは、以下に基づく経験的補間を使用してデータに最適です。リヨン大学分光分析ソフトウェア（Kolevaetal。2008、ULySS）パッケージによって実装された、中解像度のIsaacNewtonTelescopeの経験的スペクトルライブラリ（MILES）。MaStarの最初のリリースからのすべての8646スペクトルを分析しましたが、MaStarはMILESよりも広いパラメーター空間カバレッジを持っているため、これらのフィットのすべてが堅牢であるとは限りません。さらに、MILESによってカバーされるすべてのパラメーター領域が堅牢な結果をもたらすわけではありません。これは、MILESによるパラメーター空間のカバレッジが不均一であるためと考えられます。MILESスペクトル自体を使用してメソッドの堅牢性をテストし、トレーニングセットのローカル密度に基づいてプロキシを特定しました。このプロキシを使用して、ロバストなフィッティング結果で7503MaStarスペクトルを特定しました。それらは、有効温度で3179Kから20,517K（$\rmT_{eff}$）、表面重力で0.40から5.0（$\logg$）、および金属性で$-$2.49から$+$0.73の範囲をカバーします（$\rm[Fe/H]$）。
アミノアセトニトリルの遠赤外実験室分光法とその振動励起遷移の最初の星間検出
| Title |
Far-infrared_laboratory_spectroscopy_of_aminoacetonitrile_and_first_interstellar_detection_of_its_vibrationally_excited_transitions |
| Authors |
M._Melosso,_A._Belloche,_M.-A._Martin-Drumel,_O._Pirali,_F._Tamassia,_L._Bizzocchi,_R.T._Garrod,_H.S.P._M\"uller,_K.M._Menten,_L._Dore,_and_C._Puzzarini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13753 |
これまでのところ星形成領域射手座B2（SgrB2）に向かってのみ星間媒体で検出された分子であるアミノアセトニトリルは、重要なプレバイオティクス種と見なされます。今日まで、観測は基底状態の輝線に限定されていましたが、振動励起状態内からの遷移は検出されませんでした。私たちは、SgrB2（N）のメインホットコアであるSgrB2（N1）に存在すると予想されるアミノアセトニトリルの低振動状態のエネルギーを正確に決定したいと考えました。このステップは、アミノアセトニトリルの振動-回転分配関数と、その振動励起状態の回転遷移の線強度を適切に評価するための基本です。これは、正確なカラム密度を導き出し、天文学のスペクトルでこれらの遷移を確実に特定するために必要です。アミノアセトニトリルの遠赤外線回転振動スペクトルは、連続放射のシンクロトロン源に対する吸収で記録されています。アミノアセトニトリルの最低振動モードに対応する3つのバンドが、500cm$^{-1}$未満の周波数領域で観察されました。回転振動データと純粋な回転データを組み合わせて分析することで、調査中のすべての州の新しいスペクトル線カタログを準備できました。ALMAで実行したイメージングスペクトル線調査ReMoCAを使用して、SgrB2（N1）に向かって振動励起されたアミノアセトニトリルを検索しました。これらの分光学的予測に基づいて、その振動地面での放出に加えて、SgrB2（N1）への$v_{11}=1$および$v_{18}=1$振動状態でのアミノアセトニトリルの星間検出を報告します状態。識別された$v_{11}=1$および$v_{18}=1$ラインの強度は、200Kの温度でLTEの下で検出された$v=0$ラインと一致し、アミノアセトニトリルカラム密度は$1.1です\10^{17}$cm$^{-2}$の倍数。
z> 5でのRadio-loud Quasarsの323 MHz GMRT観測
| Title |
323_MHz_GMRT_Observations_of_Radio-loud_Quasars_at_z>5 |
| Authors |
Yali_Shao,_Jeff_Wagg,_Ran_Wang,_Chris_L._Carilli,_Dominik_A._Riechers,_Huib_T._Intema,_Axel_Weiss,_and_Karl_M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13762 |
これらのオブジェクトからの低周波シンクロトロン放射をサンプリングして、巨大な電波波望遠鏡（GMRT）の323MHz電波連続体観測を13個の電波ラウドクエーサーに向けて$z>5$で提示します。正常に観測された12個のターゲットのうち、10個が有意性$4\sigma$を超えて検出され、2個は検出されませんでした。検出されたすべての光源が点光源として表示されます。文献からの以前の無線連続体検出と組み合わせると、9つのクエーサーは無線範囲全体にべき乗則スペクトルエネルギー分布を持っています。一部の磁束密度は周波数の増加とともに低下しますが、他の磁束密度は増加します。これらのソースのうち2つは、スペクトル回転率を持っているようです。べき乗則のようなソースの場合、べき乗則インデックスは、0.18から0.67の間の正の範囲と、$-0.90$から$-0.27$の間の負の値を持ちます。ターンオーバーソースの場合、無線は残りのフレームで$\sim1$および$\sim10$GHz付近でピークに達し、光学的薄いインデックスは$-0.58$および$-0.90$であり、光学的厚いインデックスは0.50および1.20です。。$z=5.01$でのSDSSJ114657.59+403708.6の磁場とスペクトル年齢分析は、ターンオーバーがシンクロトロンの自己吸収によって引き起こされたのではなく、核領域の高密度媒体による自由自由吸収によって引き起こされたことを示している可能性があります。あるいは、見かけのターンオーバーは、発生源の変動のアーチファクトである可能性があります。最後に、サンプルのラジオラウドネス$R_{2500\rm\、\AA}$を計算します。これは、12$^{+13}_{-13}$から4982$^{+279}の非常に広い範囲にわたるサンプルです。_{-254}ドル。
恒星の年齢によって明らかにされた銀河のバー共鳴と低角運動量移動グループ
| Title |
The_bar_resonances_and_low_angular_momentum_moving_groups_in_the_Galaxy_revealed_by_stellar_ages |
| Authors |
Chervin_F._P._Laporte,_Benoit_Famaey,_Giacomo_Monari,_Vanessa_Hill,_Christopher_Wegg,_Ortwin_Gerhard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13876 |
2番目のGaiaデータリリースをSanders＆Das（2018）のカタログと組み合わせて使用し、位相空間と相対年齢で天の川ディスクを分析します。Arcturusの下で、方位角速度が$\sim〜18-20\、\rm{kms^{-1}}$で規則的に区切られた、低方位角速度と角運動量で複数の速度移動グループの存在を確認して報告します。そのような特徴は、10年以上前に天の川の反応から相混合中のディスクの摂動への存在が予測されていました。これらの構造は、銀河系外の起源に反論し、位相空間の環境よりも少し若く見えます。また、相対速度では、伝統的に共鳴機能に関連付けられていた方位角速度対ガラクトセントリック半径の平面における古典的な隆起の多くを特定します。これらの尾根はまた、天の川のような銀河の最近の最先端の宇宙流体力学シミュレーションからの予測によると、それらの位相空間環境よりも若いです。大きなバーの分析モデルからの共鳴に対する動的な若いおよび古い恒星円盤集団の応答を研究します。これは、データに見られる傾向を著しく質的に再現します。私たちの結果は、現在、銀河円盤が内部と外部の両方の摂動によって形作られているという考えを補強します将来のasterosismicデータは、金属性/存在量の傾向だけよりもはるかに強い制約を提供します。
星形成サイトIC 446およびIC 447：Monoceros R1フィラメントの末端が支配的な崩壊の結果
| Title |
Star-forming_sites_IC_446_and_IC_447:_an_outcome_of_end-dominated_collapse_of_Monoceros_R1_filament |
| Authors |
N._K._Bhadari,_L._K._Dewangan,_L._E._Pirogov,_D._K._Ojha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13894 |
MonocerosR1（MonR1）複合体（d〜760pc）の多波長観測の分析を提示します。細長いフィラメント（長さ〜14pc、質量〜1465Msun）がハーシェルカラム密度マップで最も目立つ構造である複合体で調査されます。FUGIN12CO（1-0）および13CO（1-0）ラインデータの分析により、[-5、+1]km/sの速度範囲でトレースされたフィラメントの存在が確認されます。フィラメントは、2つの以前に知られているサイトIC446およびIC447をその反対側の端でホストしていることがわかります。大規模な若い恒星オブジェクト（YSO）はIC446に埋め込まれていますが、IC447にはいくつかの大規模なB型星が含まれています。ハーシェルの温度マップは、フィラメントの両端に向かって（T_d〜15-21Kで）拡張された暖かいダストの放出を示しています。4.5ミクロン/3.6ミクロンの発光のスピッツァー比マップは、光解離領域の存在とIC446およびIC447への流出活動のシグネチャを示唆しています。フィラメントが終了します。フィラメントは熱的に超臨界であることがわかり、断片化の傾向を示しています。これは、13COの速度プロファイルで周期的な振動パターン（周期が3〜4pc）の検出によってさらに確認されます。私たちの結果は、フィラメントの端に向かって分布した断片が急速に崩壊し、既知の星形成サイトを形成したことを示唆しています。全体的に、MonR1の細長いフィラメントは、Ponetal。によって議論されているように、「終末が支配的な崩壊」シナリオの有望なサンプルです。（2011、2012）。
国際宇宙ステーションのアルファ磁気スペクトロメーターによる時間とエネルギーの関数としての宇宙線電子と陽電子フラックスの精密測定
| Title |
Precision_measurement_of_the_cosmic-ray_electron_and_positron_fluxes_as_a_function_of_time_and_energy_with_the_Alpha_Magnetic_Spectrometer_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
Nikolas_Zimmermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13210 |
この論文では、国際宇宙ステーションのAMS-02検出器を使用して、時間とエネルギーの関数として宇宙線の電子と陽電子のフラックスを分析しています。時間平均フラックスは、6.5年のAMS-02科学データに統合されており、0.5GeVから1TeVのエネルギー範囲をカバーする前例のない精度で電子および陽電子フラックスを提供します。合計で2899万のイベントが電子として識別され、195万のイベントが陽電子として識別されました。バルテルスの88回転周期（27日）のそれぞれについて、6.5年以内に、1から50GeVのエネルギー範囲に渡って個々の電子と陽電子フラックスが導出されます。
$ L_ \ mathrm {x} $-$ L_ \ mathrm {uv} $-$ L_ \ mathrm {radio}
$関係と、光学的に選択された電波ラウドクエーサーのコロナディスクジェット接続
| Title |
The_$L_\mathrm{x}$-$L_\mathrm{uv}$-$L_\mathrm{radio}$_relation_and_corona-disk-jet_connection_in_optically_selected_radio-loud_quasars |
| Authors |
S._F._Zhu,_W._N._Brandt,_B._Luo,_Jianfeng_Wu,_Y._Q._Xue,_and_G._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13226 |
Radio-loudquasars（RLQs）は、X線の光学/UVの関係（つまり、$L_\mathrm{x}\proptoL_\mathrm{uv}^\gamma$）で予測されるよりもX線の輝度が高くなります。静かなクエーサー（RQQ）。過剰なX線放出は、ラジオのラウドネスパラメーター（$R$）とラジオのスペクトル勾配（$\alpha_\mathrm{r}$）に依存します。X線検出と$\alpha_\mathrm{r}$測定の割合が高い729の光学的に選択されたRLQの均一なサンプルを作成します。急峻なスペクトルの電波クエーサー（SSRQ;$\alpha_\mathrm{r}\le-0.5$）は、RQQの場合と同様に量的に類似した$L_\mathrm{x}\proptoL_\mathrm{uv}^\gamma$の関係に従います。これは、SSRQとRQQの両方のX線放出の共通の冠状起点を示唆しています。ただし、SSRQの対応するインターセプトはRQQのインターセプトよりも大きく、$R$とともに増加します。これは、無線ジェットと降着流の構成の間の接続を示唆しています。フラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ;$\alpha_\mathrm{r}>-0.5$）は、通常、与えられた$L_\mathrm{uv}$と$R$でSSRQよりもX線発光が多く、おそらくより多くの物理的プロセスを伴います。緊急事態の画像は、RLQの過剰なX線放出がジェットに起因する場合に一般的に想定されるものとは異なります。したがって、モデル選択を実行して、これらのさまざまな解釈を批判的に比較します。これにより、コロナジェット接続でのコロナシナリオが優先されます。異なるジェットコンポーネントは、FSRQのごく一部にのみ重要である可能性があります。RLQのコロナジェット、ディスクコロナ、およびディスクジェットの接続は、独立した物理プロセスによって駆動される可能性があります。さらに、コロナジェット接続は、おそらくブラックホールスピンではなく磁束/トポロジーに関連するSMBHの近くの小規模プロセスが、クエーサーの無線ラウドネスを制御していることを意味します。
1.4 GHzの那須望遠鏡アレイによる2015年のバースト中のV404 Cygniの観測
| Title |
Observations_of_V404_Cygni_during_the_2015_outburst_by_the_Nasu_telescope_array_at_1.4_GHz |
| Authors |
Kuniyuki_Asuma,_Kotaro_Niinuma,_Kazuhiro_Takefuji,_Takahiro_Aoki,_Sumiko_Kida,_Hirochika_Nakajima,_Kimio_Tsubono_and_Tsuneaki_Daishido |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13465 |
早稲田大学那須望遠鏡アレイは、20mの球状皿を備えた8つの直線状に配置されたアンテナで構成される空間高速フーリエ変換（FFT）干渉計です。このタイプの干渉計は、160mディッシュと同じ高さの角度分解能で20mディッシュと同じくらい広い視野で過渡電波源を調査するために開発されました。ドリフトスキャンモードの観測を行っています。このモードでは、地球が回転するときに、望遠鏡が選択された赤緯の周りの空をスキャンします。ブラックホールX線バイナリV404Cygniは、26年の休止期間の後、2015年6月に新たな爆発を経験しました。ブラックホールバイナリへの関心のため、すべての波長でこのバーストに関するかなりの量のデータが蓄積されました。上記の望遠鏡を使用して、X線バーストの1か月前からV404Cygniを毎日監視しており、1.4GHzの2つの無線フレアが6月21.73と6月26.71に検出されました。各フレアのフラックス密度と時間スケールは、それぞれ313+/-30mJyおよび1.50+/-0.49日、364+/-30mJyおよび1.70+/-0.16日でした。また、いくつかの電波望遠鏡で観測された他の電波データを収集することにより、短期間での電波スペクトルの極端な変動を確認しています。このようなスペクトルの振る舞いは、ラジオやX線でのこれらの極端な活動に関連して放出されたブロブの不透明度の変化を反映していると考えられています。私たちの1.4GHz無線データは、ブラックホール周辺の降着現象と放出現象の物理学を研究するのに役立つと期待されています。
近くの4つのX線のかすかなAGNの$ NuSTAR $観測：明度が低いのか、それとも暗くなるのか？
| Title |
$NuSTAR$_Observations_of_Four_Nearby_X-ray_Faint_AGN:_Low_Luminosity_or_Heavy_Obscuration? |
| Authors |
A._Annuar_(UKM),_D._M._Alexander,_P._Gandhi,_G._B._Lansbury,_D._Asmus,_M._Balokovic,_D._R._Ballantyne,_F._E._Bauer,_P._G._Boorman,_W._N._Brandt,_M._Brightman,_C.-T._J._Chen,_A._Del_Moro,_D._Farrah,_F._A._Harrison,_M._J._Koss,_L._Lanz,_S._Marchesi,_A._Masini,_E._Nardini,_C._Ricci,_D._Stern,_and_L._Zappacosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13583 |
15Mpc以内にある4つの活動銀河核（AGN）の$NuSTAR$観測を示します。これらのAGN、つまりESO121-G6、NGC660、NGC3486およびNGC5195は、$L_{\rm2-10\keV、obs}\lesssim$10$^{39}$ergsのX線光度を観測しました$^{-1}$、それらを低明度AGN（LLAGN）として分類します。$NuSTAR$データを$Chandra$または$XMM-Newton$観測と組み合わせてAGNの広帯域X線スペクトル分析を実行し、列密度（$N_{\rmH}$）を直接測定して固有の電力を推測します。X線データを、NGC5195を除くすべてのオブジェクトのアーカイブおよび新しい高角度分解能中赤外（中赤外）データで補完します。X線スペクトル分析に基づいて、ESO121-G6とNGCの両方が660は非常に不明瞭です（$N_{\rmH}$>10$^{23}$cm$^{-2}$;$L_{\rm2-10\keV、\int}\sim$10$^{41}$ergs$^{-1}$）、およびNGC660はコンプトン厚である可能性があります。また、ESO121-G6のX線フラックスとスペクトル勾配は過去10年間で大幅に変化しており、覆い隠しと潜在的な降着率の大幅な変化を示しています。一方、NGC3486とNGC5195はそれぞれ$L_{\rm2-10\keV、\int}<$10$^{39}$ergs$^{で、あいまいではなく、わずかにあいまいになっているように見えます-1}$;つまり、本物のLLAGNです。非常に覆い隠されたAGNの両方が$L_{\rmbol}>$10$^{41}$ergs$^{-1}$および$\lambda_{\rmEdd}\gtrsim$10$^{-3}$、そして高角度分解能中赤外イメージングで検出され、核スケールで覆い隠されたダストの存在を示します。ただし、NGC3486は高解像度中赤外イメージングでは検出されず、現在のデータはAGN内の核ダストを覆い隠すかどうかの厳密な制約を提供しません。
非常に低い質量降着率でのX線パルサーにおけるスペクトル形成：モンテカルロアプローチ
| Title |
Spectrum_formation_in_X-ray_pulsars_at_very_low_mass_accretion_rate:_Monte-Carlo_approach |
| Authors |
Alexander_A._Mushtukov,_Valery_F._Suleimanov,_Sergey_S._Tsygankov,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13596 |
X線パルサーの低光度状態（$L\lesssim10^{35}\、{\rmerg\、s^{-1}}$）への移行には劇的な変化が伴うことが最近発見されましたスペクトル変化。つまり、高エネルギーカットオフの典型的なべき乗則のようなスペクトルは、サイクロトロン吸収の可能性がある2成分構造に変換されます。これらのスペクトル特性は、上ランダウ準位への電子の衝突励起によって引き起こされる中性子星の大気中のサイクロトロン光子の放出および電子ガスによる光子のさらなるコンプトン化によって定性的に説明できると提案された。後者は、大気の薄い最上層で過熱することが予想されます。この論文では、熱分布した電子による偏極X線光子の共鳴散乱を考慮しながら、降着中性子星の大気中の放射伝達のモンテカルロシミュレーションを実行します。スペクトル形状は、軟X線（$\lesssim10\、{\rmkeV}$）およびサイクロトロン散乱機能の近くで、偏光依存性が強いことが示されています。私たちの数値シミュレーションの結果は、低輝度状態でのX線パルサーA0535+262の観測データに対してテストされます。パルサーのスペクトル形状が提案された理論モデルによって再現できることを示します。中性子星の降着の観測研究への発見の応用が議論される。
パルサーと銀河系外の電波バーストの調査V：最近の発見とフルタイミングソリューション
| Title |
The_SUrvey_for_Pulsars_and_Extragalactic_Radio_Bursts_V:_Recent_Discoveries_and_Full_Timing_Solutions |
| Authors |
R._Spiewak,_C._Flynn,_S._Johnston,_E._F._Keane,_M._Bailes,_E._D._Barr,_S._Bhandari,_M._Burgay,_F._Jankowski,_M._Kramer,_V._Morello,_A._Possenti,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13637 |
パルサーと銀河系外電波バーストの調査は、2014年4月から2019年8月まで実行され、中南部から高銀河の緯度で南半球の大部分をカバーし、20センチのマルチビームレシーバーで9分間のポインティングで構成されていました。パークス電波望遠鏡。2017年9月21日までのデータは、標準のフーリエ手法、単一パルス検索、高速折りたたみアルゴリズム検索を使用して検索されています。19の新しい発見を提示し、プログラムで合計27の発見をもたらし、ミリ秒のパルサーPSRJ1421-4409を含むこれらのパルサーの26について、パークスでのフォローアップタイミング観測の結果を報告します。かすかな、高度に変調された低速パルサーPSRJ1646-1910;ヌルパルサーPSRJ1337-4441。23のパルサーの新しいタイミングソリューションを提示し、磁束密度、変調指数、および偏光特性を報告します。
アクティブな銀河核降着円盤で暖かいコロナを維持する
| Title |
Sustaining_a_Warm_Corona_in_Active_Galactic_Nuclei_Accretion_Discs |
| Authors |
D.R._Ballantyne_and_X._Xiang_(Center_for_Relativistic_Astrophysics,_Georgia_Tech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13835 |
暖かいコロナ、厚い（$\tau_{\mathrm{T}}\約10$-$20$、ここで$\tau_{\mathrm{T}}$はトムソン深度です）温度が$\sim1$の領域を圧縮keVは、活動銀河核（AGN）の降着円盤の表面に存在することが提案されています。反射スペクトルと組み合わせると、暖かいコロナがAGNX線スペクトルに見られる滑らかでソフトな過剰を生成する原因となる場合があります。このペーパーでは、AGNフラックスの大きな変化によってソフトオーバーを維持するために、暖かいコロナがどのように調整する必要があるかを研究します。1次元の一定密度および静水温コロナモデルからのスペクトルは、降着率の変化に応じて照射硬X線のべき法則、ガス密度、トムソン深度およびコロナ加熱強度が変化すると仮定して計算されます。$0.3$〜$1.1$keVの温度で暖かいコロナを生成するモデルを特定し、$0.5$-$2$keVおよび$2$-$10$keVバンドのフォトンインデックスと放出束を測定します。これらの量の間の相関と反相関は、暖かいコロナの進化と構造に依存します。AGNがこれらの相関関係をたどるパスを追跡すると、暖かいコロナが加熱されて降着円盤に接続される方法が制限されます。温かいコロナの密度構造とコロナ加熱強度の変動は、AGNにさまざまな柔らかな過剰強度と形状をもたらします。より大きな降着率は、平均して、暖かいコロナにつながり、局所的なセイファート銀河の観測と一致して、より強いソフト過剰を生成します。
EarthFinderプローブミッションコンセプトスタディ：近くの恒星系外惑星システムを将来の直接イメージングのための地球質量アナログで特徴付ける
| Title |
EarthFinder_Probe_Mission_Concept_Study:_Characterizing_nearby_stellar_exoplanet_systems_with_Earth-mass_analogs_for_future_direct_imaging |
| Authors |
Peter_Plavchan,_Gautam_Vasisht,_Chas_Beichman,_Heather_Cegla,_Xavier_Dumusque,_Sharon_Wang,_Peter_Gao,_Courtney_Dressing,_Fabienne_Bastien,_Sarbani_Basu,_Thomas_Beatty,_Andrew_Bechter,_Eric_Bechter,_Cullen_Blake,_Vincent_Bourrier,_Bryson_Cale,_David_Ciardi,_Jonathan_Crass,_Justin_Crepp,_Katherine_de_Kleer,_Scott_Diddams,_Jason_Eastman,_Debra_Fischer,_Jonathan_Gagn\'e,_Scott_Gaudi,_Catherine_Grier,_Richard_Hall,_Sam_Halverson,_Bahaa_Hamze,_Enrique_Herrero_Casas,_Andrew_Howard,_Eliza_Kempton,_Natasha_Latouf,_Stephanie_Leifer,_Paul_Lightsey,_Casey_Lisse,_Emily_Martin,_William_Matzko,_Dimitri_Mawet,_Andrew_Mayo,_Patrick_Newman,_Scott_Papp,_Benjamin_Pope,_Bill_Purcell,_Sam_Quinn,_Ignasi_Ribas,_Albert_Rosich,_Sophia_Sanchez-Maes,_Angelle_Tanner,_Samantha_Thompson,_Kerry_Vahala,_Ji_Wang,_Peter_Williams,_Alex_Wise,_Jason_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13428 |
EarthFinderは、2020AstrophysicsNationalAcademiesDecadalSurveyへの入力として研究のために選択されたNASA宇宙物理探査ミッションコンセプトです。EarthFinderのコンセプトは、PRV測定を行う方法についての理解が劇的に変化したことに基づいています。ケプラーとTESSによって実証された通過測光の高精度、高ケイデンスドメインをcm/sレベルのPRV測定の課題にもたらす新しいパラダイムを提案します。この新しいパラダイムは、次の利点を活用します。1）恒星活動の影響を最小限に抑えるために宇宙からのみ可能である、UVからNIRまでの広い波長範囲。2）非常にコンパクトで、非常に安定しており、非常に効率的な分光計（R>150,000）。広い波長範囲の宇宙からのみ可能な回折制限イメージングが必要です。3）長年にわたってcm/sの精度を確保するためのレーザーベースの波長標準の革命。4）サンプリングに起因する周期のエイリアスを最小限に抑えるハイケイデンス観測プログラム。5）地上からは不可能である前例のないラインごとの分析のための連続体正規化のために宇宙からの絶対流束安定性を利用する。6）EarthFinderが1.5m程度の望遠鏡を使用できるように、将来のイメージングミッションのターゲットとなる明るい星に焦点を当てます。
マイクロレンズとファイバーを結合した一体型フィールドユニットでのファイバーの位置決め
| Title |
Fiber_positioning_in_microlens-fiber_coupled_integral_field_unit |
| Authors |
Sabyasachi_Chattopadhyay,_Matthew_A._Bershady,_Marsha_J._Wolf,_Michael_P._Smith,_Andrew_Hauser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13601 |
マイクロレンズファイバー結合積分フィールドユニットの一般的なファイバーポジショニング戦略と製造パスが提示されます。マイクロレンズで生成されたマイクロ画像は、ステップインデックスマルチモードファイバーを介してスペクトログラフ入力に送られると想定されていますが、我々の結果はマイクロ瞳孔再イメージングアプリケーションにも適用されます。考慮されるのは、マイクロイメージに対するファイバーコアの充填パーセンテージとスループットの間のパフォーマンストレードと、効率の観察です。メリット関数は、伝送効率とエテンデュー損失の積として定義されます。空間要素の六角形のパッキングの場合、マイクロレンズとファイバーのアライメント（センタリング）許容誤差により、メリット関数は理想的なファイバーIFUメリット値（透過損失がゼロでエテンデュを増加させない）の94％に最大化されることがわかっています。1umRMS。ファイバーとマイクロレンズ面の間の最大許容相対傾斜は光学モデリングにより分析され、f/3.5より遅い入力f比に対して0.3度RMSであることがわかりましたが、より高速のビームに対してははるかに緩和されています。ファイバーホルダーを製造するいくつかのオプションを比較して、目的のファイバーポジショニング精度を実現するコスト効率の高いソリューションを特定しました。フェムト秒レーザー穴あけ法では、位置と直径の精度が1.5umRMSで、アスペクト比が1:10のプレートに配列された穴を提供します。商業ベンダーは、厚さ5mmのプレートを製造していますが、位置決め精度は同じ（1umRMS）です。これらのテクニックはどちらも適度に高価です。WCAM（ウィスコンシン大学マディソン校の施設）で行われる純粋なフォトリソグラフィ技術は、ディープリアクティブイオンエッチングと並行して、100％の歩留まりで再現性のあるレシピを生成するために使用されています。フォトリソグラフィーは、穴の位置と同様の直径精度（1umRMS）の点でより正確（0.5umRMS）です。
天文学の職業における（無）意識の偏り：公平性、包括性、表現を改善するための普遍的な推奨事項
| Title |
(Un)conscious_Bias_in_the_Astronomical_Profession:_Universal_Recommendations_to_improve_Fairness,_Inclusiveness,_and_Representation |
| Authors |
Alessandra_Aloisi_and_Neill_Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13685 |
（無）意識的な偏見は、科学活動（たとえば、共同研究への招待、提案の選択、助成金の割り当て、出版物のレビュープロセス、会議への出席と講演への招待）から、より厳密にキャリアに関連する活動まで、天文学のあらゆる面に影響を与えます昇進（例：推薦状、フェローシップ、採用、昇進、任期）。最も多様な才能は、より特権的な同僚よりも同じマイルストーンに到達するために、より大きな課題と困難に直面するため、多くの場合、（無）意識的な偏見は依然として卓越性を達成するための主なハードルです。過去数年にわたって、宇宙望遠鏡科学研究所（STScI）は（無）意識の偏りの認識を高めるためのツールを構築し、キャリア関連の問題やSTScIを含む科学活動における多様性の表現と結果を高めるためのガイドラインと目標を設計してきましたスポンサー付きのフェローシップ、会議、ワークショップ、コロキア。STScIは、提案を監視するハッブル宇宙望遠鏡（および間もなくジェームズウェッブ宇宙望遠鏡）の提出と評価を匿名化することにより、査読プロセスにおける（無）意識の偏りにも対処しました。このホワイトペーパーでは、これらの方法を標準化する計画を提示します。これらの普遍的な推奨事項は、天文学コミュニティのすべての科学活動全体に一貫して適用されると、天文学の多様性、包括性、公平性が本当に高まると期待しています。
DIMMデータからのドームCコヒーレンス時間統計
南極のドームCのサイトで数年間のDIMMデータの再分析を行い、コヒーレンス時間$\tau_0$の測定値を提供します。$\tau_0$の統計と季節的挙動は、波長$\lambda=500$nmについて、地上2メートルの高さ3mと8mで与えられます。私たちは、8mの高さで$2.9$msの年間中央値を見つけました。20mの高さでもいくつかの測定値が得られ、6月から9月の期間の中央値は6msになります。初めて、夏の間の日中の$\tau_0$の測定値を提供します。これは、現地時間午後5時に最大値が急激に見られるのと同じ時間依存性を示すようです。この特定の瞬間に、10ミリ秒を超える$\tau_0$の例外的な値が満たされます。日中の乱気流状態の連続的なゆっくりとした変化は、太陽光補償光学システムに自然なテストベッドを提供します。
畳み込みオートエンコーダーによる周期的な天文信号の回復
| Title |
Periodic_Astrometric_Signal_Recovery_through_Convolutional_Autoencoders |
| Authors |
Michele_Delli_Veneri,_Louis_Desdoigts,_Morgan_A._Schmitz,_Alberto_Krone-Martins,_Emille_E._O._Ishida,_Peter_Tuthill,_Rafael_S._de_Souza,_Richard_Scalzo,_Massimo_Brescia,_Giuseppe_Longo,_Antonio_Picariello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13905 |
天体の検出は恒星の位置の正確な測定を含み、近くの太陽のような星の周りの温帯軌道にある地球-質量惑星を現在見つける準備ができている主要な概念として広く考えられています。TOLIMAN宇宙望遠鏡[39]は、明るい連星の狭角天体観測に特化した低コストで俊敏なミッションコンセプトです。特に、ミッションはアルファケンタウリABの周りの居住可能ゾーンの惑星を検索するために最適化されます。これらの2つの星間の分離を十分な精度で監視できれば、目に見えない惑星からの引力による小さな摂動が見られ、光学システムの構成を考えると、像面のシフトのスケールは約1です。百万分の1ピクセル。このレベルの精度での画像登録は、科学のどの環境でも（私たちの知る限りでは）実証されていません。この論文では、DeepConvolutionalAuto-EncoderがTOLIMANデータの簡略化されたシミュレーションからこのような信号を取得できることを実証し、シミュレーションから信号分析まで実験を再現するための完全な実験パイプラインを提示します。将来の作業では、現実のシステムに存在するノイズと系統的効果のより現実的なソースがすべてシミュレーションに注入されます。
輪郭法：非断熱恒星脈動のモードを見つけるための新しいアプローチ
| Title |
The_Contour_Method:_a_new_approach_to_finding_modes_of_non-adiabatic_stellar_pulsations |
| Authors |
J._Goldstein,_R._H._D._Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13223 |
コンター法は、星の非断熱脈動周波数を計算するための新しいアプローチです。これらの周波数は、線形非断熱恒星脈動方程式から構築された特性方程式の複素根を解くことによって見つけることができます。複素根ソルバーでは、非断熱根ごとに初期試行頻度が必要です。初期の試行周波数を取得する標準的な方法は、星の断熱脈動周波数を使用することですが、この方法は、特に脈動の成長および/または減衰率が大きくなると、非断熱根に収束できないことがあります。等高線法は、非断熱脈動が非常に大きく、したがって成長/減衰率が大きい恒星モデルの場合でも、非断熱根にロバストに収束する初期試行周波数を取得するための代替方法を提供します。GYRE恒星脈動コードに実装された等高線法について説明し、それを使用して$10\、\rmM_\odot$および$20\、\rmM_\odot$$\beta$Cepheiモデルの非断熱脈動周波数を計算します。そして、$0.9\、\rmM_\odot$の極端なヘリウムモデル。
巨大なビー星への主系列の伴侶の欠如を調査する
すべてのB型星の約20％は、古典的なBe星です。Be現象は急速な回転と強く相関しており、その原因は不明のままです。シングルスターまたはバイナリスターの進化に根ざしている可能性があります。バイナリチャネルのフレームワークでは、最初はより大きな星が質量と角運動量を元のセカンダリに転送し、Beになります。その後、システムはポストメインシーケンスのコンパニオンを持つBeバイナリに進化します。これは、後に超新星イベントで中断される可能性があります。したがって、バイナリチャネルがBe星の形成を支配している場合、メインシーケンス（MS）のコンパニオンとの近接Beバイナリの強い欠如が予想されます。銀河初期型のBe星の大きさが制限されたサンプルに関する文献のスターごとの広範なレビューを通じて、MSの伴星を持つBeバイナリが存在することが知られているかどうかを調査します。私たちのサンプルはBeSSデータベースから構築され、個々の星に関する利用可能なすべての文献と相互に照合されます。505Be星の初期リストから、V<=12等級でB1.5より前の287銀河Be星の最終サンプルをコンパイルします。それらのうち、13個のオブジェクトは既知のポストMSコンパニオンを含むBeバイナリとして報告され、11個のオブジェクトは不明、不確実、または討論されたコンパニオンを含むバイナリとして報告されました。MSコンパニオンを含むBeバイナリの確認済みレポートは見つかりませんでした。残りの263個のターゲットについては、文献に多重度の重要なレポートは存在せず、かすかな仲間とのバイナリであるか、または本当に単一であることを示唆しています。検出された多数のB+BMSバイナリとは対照的に、報告されたMS星とBe星の明らかな欠如は、初期型のBe星が質量と角運動量の移動後にスピンアップするバイナリ相互作用生成物であるという仮説を強く支持します伴星から。私たちの結果は、額面どおりにとると、初期型のBe星の大部分がバイナリの物質移動によって形成されたことを示唆している可能性があります。
回転軸と磁場のずれが星間円盤に及ぼす影響
| Title |
The_Effect_of_Misalignment_between_Rotation_Axis_and_Magnetic_Field_on_Circumstellar_Disk |
| Authors |
Shingo_Hirano,_Yusuke_Tsukamoto,_Shantanu_Basu,_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13233 |
星間円盤の形成は、3次元の抵抗性電磁流体シミュレーションを使用して調査されます。このシミュレーションでは、初期の星間雲が磁場に対して回転軸の位置がずれています。（i）全球磁場と雲の回転軸の間の初期角度差（$\theta_0$）と（ii）熱エネルギーと重力エネルギーの比（$\alpha_0$）の影響を調べます。合計$16$モデルを調査し、$\sim\！までのクラウドの進化を計算します。原始星形成後5000ドル年。シミュレーション結果は、初期のゼロ以外の$\theta_0$（$>0$）はディスク形成を促進しますが、中程度の重力不安定モデル$\alpha_0\lesssim1$の場合、流出駆動を抑制する傾向があることを示しています。これらのモデルでは、整列された場合（$\theta_0=0$）の小さいディスクと強い流出とは対照的に、回転サポートされた大きなディスクフォームと弱い流出が現れます。さらに、初期の雲が$\alpha_0$で非常に不安定である場合、初期の角度差$\theta_0$は、ディスクの形成と流出の駆動に大きな影響を与えないことがわかります。
若い惑星系AU Micにおける磁性とスピン軌道整列
| Title |
Magnetism_and_spin-orbit_alignment_in_the_young_planetary_system_AU_Mic |
| Authors |
E._Martioli,_G._Hebrard,_C._Moutou,_J.-F._Donati,_E._Artigau,_B._Cale,_N.J._Cook,_S._Dalal,_X._Delfosse,_T._Forveille,_E._Gaidos,_P._Plavchan,_J._Berberian,_A._Carmona,_R._Cloutier,_R._Doyon,_P._Fouque,_B._Klein,_A._Lecavelier_des_Etangs,_N._Manset,_J._Morin,_A._Tanner,_J._Teske,_S._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13269 |
最近検出された若い惑星AUMicbのトランジット中に、CFHTでSPIRou装置を使用して、IRTFのiSHELLからの分光データをサポートする高解像度の近赤外分光偏光測定結果を提示します。ストークスVプロファイルでゼーマンシグネチャを検出し、$\overline{B}_\ell=46.3\pm0.7$〜Gの平均縦磁場を測定します。回転変調された磁気スポットは、$d{B_\ell}/dt=-108.7\pm7.7$~G/dの勾配で磁場の長期変動を引き起こします。相互相関手法を適用してラインプロファイルを測定し、CCFテンプレートマッチングを通じて動径速度を取得します。半径方向の速度と$B_\ell$の間の経験的な線形関係がわかります。これにより、恒星の活動がスポットの回転変調によって誘発する半径方向の速度変動を較正できます。モデルパラメーターの事後分布をサンプリングするためにMCMCを使用して、古典的なRossiter-McLaughlin効果の修正された動径速度をモデル化します。この分析は、AUMicbの軌道が順行性であり、$\lambda=0^{\circ}\pm5^{\circ}$の空に投影されたスピン軌道傾斜を持つ恒星回転軸と整列していることを示しています。AUマイクbの整列軌道は、それが原始惑星系円盤で形成され、AUマイク周辺の現在の破片円盤に進化したことを示しています。
混合モードの分離と結合のための半分析式
| Title |
Semi-analytic_Expressions_for_the_Isolation_and_Coupling_of_Mixed_Modes |
| Authors |
J._M._Joel_Ong_(1),_Sarbani_Basu_(1)_((1)_Yale_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13313 |
巨大星の振動スペクトルでは、非ラジアルモードが交差を回避するように見える場合があります。これにより、それぞれのエシェルダイアグラムで他の点では一様な漸近pおよびgモードパターンの特徴的な「モードバンピング」が生成されます。回避された交差は、典型的な観測誤差に比べて非常に速く進化するため、特にサブジャイアントの星の正確な年齢を決定するのに非常に役立ちます。この現象は、互いにほぼ共振しているpモードとgモードの空洞内のモード間の結合によって引き起こされます。これらのモードキャビティ間の結合のほとんどの理論的分析は、JWKBアプローチに依存しています。これは、厳密に言えば、サブジャイアントで観察される低次のgモード、または非常に進化した赤い巨人で見られる低次のpモードには適用できません。2つのモードのキャビティを分離するための非漸近的な処方と、それらの間の結合の摂動（および非漸近的な）記述の両方を示します。これらは、これらの物理的な低次のgモードおよびpモードに適していることを示しています。状況。最後に、これらの結果をサブジャイアントスターのモデリングに適用し、振動周波数からグローバルプロパティを決定する方法について説明します。また、これらすべての計算用のコードを公開しています。
太陽フレアが始まる前のHalpha放出で観測されたPreflare-VLP
プレフレアフェーズ（preflare-VLP）の間の非常に長い周期的な脈動が、フルディスクソーラーソフトX線（SXR）フラックスで検出されました（Tanetal。2016を参照）。それらは太陽フレアの前駆体と見なされる可能性があり、太陽フレアのトリガーメカニズムをよく理解するのに役立ちます。この手紙では、2015年10月16日にM1.1円形リボンフレアが始まる前にpreflare-VLPイベントを報告します。これは、Halpha、SXR、およびExtremeUVNVST、GOES、EVE、およびAIA。プレフレアVLPは、プレフレアフェーズ中の光曲線の繰り返しパルスと準周期パルスとして識別されます。これは、通電プラズマループ内のLRC回路の発振によって変調される可能性があります。準周期性は、約9.3分など、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）ベースのベイジアン（たとえば、Liangetal。2020）を使用したフーリエパワースペクトルから決定できます。まず、ローカルHalphaラインとEUV波長におけるプレフレアVLPイベントを報告します。これは、太陽フレアの前駆体と見なすことができます。したがって、太陽フレアの予測、特に強力なフレアの予測に役立つはずです。
太陽周期の下降相の活動領域における磁場と速度場トポロジー23
| Title |
Magnetic_and_Velocity_Field_Topology_in_Active_Regions_of_Descending_Phase_of_the_Solar_Cycle_23 |
| Authors |
R._A._Maurya_and_A._Ambastha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13602 |
太陽周期のピークから下降フェーズの間に観測されるいくつかのアクティブ領域（AR）の光球磁場とサブ光球流のトポロジーを分析します23。私たちの分析は、磁気、電流および運動ヘリシティ、および「カール発散」。負（正）の磁気ヘリシティを持つ北（南）半球の68\％（67\％）ARが見つかりました。68\％（68\％）ARの現在のヘリシティには、同じ半球の好みの記号が見つかりました。半球の好みは、太陽周期のピークと終了フェーズ中に観測されたいくつかのARを除いて、統計的に常に存在することがわかります。これは、磁場が北（南）半球の個々のARよりも小さいスケールで主に左（右）らせんであることを意味します。磁気および電流ヘリシティパラメータは、太陽黒点サイクルに似た赤道方向の伝播を示すことがわかりました。動的ヘリシティは、磁気および現在のヘリシティパラメータと同様の半球傾向を示しました。北（南）半球には、2.4\、Mmの深さで、負の（正の）速度論的ヘリシティと発散カールを持つ65\％（56\％）のARがあります。動的ヘリシティの半球分布は、深度が大きいほど、たとえば深度12.6で69\％（67\％）になると、より明確になります。運動ヘリシティの現在のヘリシティと同様の半球傾向は、平均場ダイナモモデルをサポートします。また、すべてのパラメータの半球分布がARの電界強度とともに増加することもわかりました。光球磁場と表面付近のサブ光球流動場のトポロジーは良好な関連性を示しませんでしたが、それらの間の相関は、ARのより深い層でより整列した流動を示している可能性のある深さで向上します。
短い時間スケールでの黒点上の遷移領域でのダウンフローの進化
| Title |
Evolution_Of_Downflows_In_The_Transition_Region_Above_A_Sunspot_Over_Short_Time-Scales |
| Authors |
C._J._Nelson,_S._Krishna_Prasad,_M._Mathioudakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13617 |
多くの太陽黒点の上の遷移領域で、高速のダウンフローが発生します。ただし、これらのシグネチャが空間用語とスペクトル用語の両方で短い時間スケールでどのように進化するかはまだ不明です。この記事では、次数分の時間スケールで遷移領域内で検出されたダウンフローの進化を調査し、同時時間イメージングデータの形成メカニズムに関する手がかりを検索します。ここでダウンフローを特定するために使用された高解像度のスペクトルおよび画像データは、2015年5月20日および21日にIRISによってサンプリングされました。ひので衛星およびSDO衛星からの画像データは、より広い太陽大気に関するコンテキストを提供しました。4つのダウンフローが特定され、分析されました。これらのダウンフローの潜在的な超音速コンポーネントの幅は約2インチで、次数分の時間スケールで進化しました。測定された見かけのダウンフロー速度は、時間と空間の両方で構造化され、検出された明るい領域の上で発生する最高の見かけの速度SiIV1400{\AA}画像。50kms^{-1}未満の見かけの速度のダウンフローが、足のポイントから数秒離れて観測され、潜在的な超音速コンポーネントがより大規模なフローにリンクされていることを示唆しています。これらのイベントの電子密度と質量流束は、10^{9.6}-10^{10.2}cm^{-3}と10^{-6.81}-10^{-7.48}gcm^{-の範囲内でした。2}s^{-1}、それぞれ、SiIV1400{\AA}データの約3〜5インチに広がる細い「指」のフットポイントで形成される各ダウンフローは、超音速ダウンフロー。黒点では、ダウンフローが1時間未満の時間スケールで出現、消失、再発する可能性があります。超音速ダウンフローの兆候が検出されたためSiIV1400{\AA}SJIデータとSiIV1394\AA\スペクトルの亜音速ダウンフローの両方の拡張指の足元では、これらのイベントがコロナループなどの構造内のフローにリンクされている可能性があります。
Ca I 4227 \ AA \ラインの散乱偏光ウィングにおける磁気光学効果の観測的兆候
| Title |
Observational_indications_of_magneto-optical_effects_in_the_scattering_polarization_wings_of_the_Ca_I_4227_\AA\_line |
| Authors |
E._Capozzi,_E._Alsina_Ballester,_L._Belluzzi,_M._Bianda,_S._K._Dhara,_R._Ramelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13653 |
HILy-$\alpha$、MgIIk、CaIIK、CaI4227\AA\など、いくつかの強い共鳴線は、太陽強度スペクトルの深くて広い吸収プロファイルによって特徴付けられ、顕著な線形散乱偏光を示します太陽の四肢に近い静かな地域で観測されたときの信号。このような信号は、特徴的なトリプレットピーク構造を示し、ラインコアに鋭いピークがあり、翼ローブが拡張しています。ラインコアのピークは、Hanle効果による磁場の存在に敏感ですが、ラインウィングでは動作しないことがわかっています。最近の理論的研究によれば、以前考えられていたのとは対照的に、翼の直線偏光信号も磁気光学効果（MO）によって磁場に敏感であることが示されています。CaI4227\AA\ラインの散乱偏光ウィングでこの最近発見された物理的メカニズムの観測的兆候を検索します。IRSOL（スイス）のGregory-Coud\'e望遠鏡とTenerife（スペイン）のGREGOR望遠鏡で、チューリッヒIMagingPOLarimeter（ZIMPOL）カメラを使用して、このラインの一連の分光偏光観測を行いました。全直線偏光度と直線偏光角の空間変動は、観測されたラインのウィングではっきりと認識できます。観測結果の詳細な説明を提供します。検出された変動は常に縦磁場が存在する領域で発生することを示し、MO効果によって生成されるという理論的予測をサポートします。
AGBスターにおける磁気浮力誘起混合：プレソーラーSiC粒子
| Title |
Magnetic-buoyancy_Induced_Mixing_in_AGB_Stars:_Presolar_SiC_Grains |
| Authors |
Diego_Vescovi,_Sergio_Cristallo,_Maurizio_Busso,_Nan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13729 |
同位体比は、パーミルレベル（0.1\％）の精度で、古代の漸近巨枝（AGB）星からのプレソーラーSiC粒子で測定できます。このような正確な粒子データにより、AGBモデルでの混合効率に関する従来の分光観測よりも厳しい制約とキャリブレーションの導出が可能になります。このペーパーでは、SiCの重元素の同位体比を、磁場によって引き起こされる混合の影響を含む新しいFRUITYモデルのシリーズと比較します。文献で利用できる2Dおよび3Dシミュレーションに基づいて、磁場によって誘発される混合の一般的な特徴を導き出すことができる新しい定式化を提案します。一方、このような混合の効率は、値の制約が不十分な物理量に依存しています。ここでは、モデルの結果をAGB星からのプレソーラーSiC粒子の重元素同位体データと比較することにより、キャリブレーションを示します。新しいFRUITYモデルで単一の磁場構成を採用することにより、すべての測定元素（Ni、Sr、Zr、Mo、Ba）の同位体組成を同時に適合できることを示します。
Zwicky Transient Facilityによるヘリウムに富んだ超光超新星のサンプルの発見
| Title |
Discovery_of_a_Sample_of_Helium-rich_Superluminous_Supernovae_by_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Lin_Yan_(Caltech),_D._Perley,_S._Schulze,_R._Lunnan,_J._Sollerman,_K._De,_Z._Chen,_C._Fremling,_A._Gal-Yam,_K._Taggart,_T.W._Chen,_I._Andreoni,_E.C._Bellm,_V._Cunningham,_R._Dekany,_D._Duev,_C._Fransson,_R._Laher,_M._Hankins,_A._Ho,_J._Jencson,_S._Kaye,_S._Kulkarni,_M._Kasliwal,_V._Golkhou,_M._Graham,_F._Masci,_A.Miller,_J._Neill,_E._Ofek,_M._Porter,_P._Mr\'oz,_D._Reiley,_R._Riddle,_M_Rigault,_B._Rusholme,_D._Shupe,_M._Soumagnac,_R._Smith,_L._Tartaglia,_Y._Yao,_O._Yaron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13758 |
ヘリウムは、一部の水素に乏しい超光速超新星（SLSN-I）の噴出物に存在すると予想されます。ただし、これまでのところ、PTF10hgiの1つのイベントのみが、その光球スペクトルのHe機能で識別されています（Quimbyetal。2018）。$z=0.0866$で、ZTF19aawfbtg（SN2019hge）は、$-41$から$+103$日までのフェーズで10を超える光学スペクトルを持っています。これらのスペクトルのほとんどは、PTF10hgiのスペクトルとよく一致しており、SN2019hgeがHeリッチSLSN-Iの2番目のケースであることを示唆しています。確認は、$+34$日で取得されたその近赤外スペクトルから来て、He-Iの機能が1.083および2.058$\mu$mのP-Cygniプロファイルで明らかになっています。PTF10hgiとSN2019hgeの光スペクトルをテンプレートとして使用して、最初の2年間の操作でZTFによって発見された70のSLSN-Iを調べ、Heの豊富な部分に下限を与える、別個のHe機能を持つ5つのSLSN-Iを追加で見つけました。$\sim9$\％。HeI原子の励起には非熱放射が必要であることが示唆されています。これらのHeに富むイベントは、青色のスペクトル、高いピーク光度、ゆっくりと上昇する時間スケールのため、従来の$^{56}$Ni混合モデルでは説明できません。マグネターモデルは、パルサー風が非熱励起の源として自然に高エネルギー粒子を生成するため、可能な解決策を提供します。ただし、マグネターエネルギーがどのように外層に輸送されるかは不明です。代替モデルは、観測された光度曲線のうねりによってサポートされている可能性のあるHの乏しいCSMとイジェクタの相互作用です。これらの6つのSLSN-Ibは、$-20$から$-の全範囲と比較して、約$-20.06\pm0.16$マグ（$g$バンド、レストフレーム）の比較的低いピーク輝度を持っているように見えますSLSN-Iで23$等で覆われています。
彩層渦の磁気的性質を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_magnetic_nature_of_chromospheric_vortices |
| Authors |
Mariarita_Murabito,_Juie_Shetye,_Marco_Stangalini,_Erwin_Verwichte,_Tony_Arber,_Ilaria_Ermolli,_Fabrizio_Giorgi,_Tom_Goffrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13776 |
太陽の彩層の渦構造は、太陽大気の異なる層の間でエネルギーを運ぶと考えられています。彩層内の2つの小規模な静かな太陽回転構造の性質とダイナミクスを調査します。CaII8542\AA〜ラインで干渉二次元分光計（IBIS）を使用して行われた分光偏光観測で明確な回転パターンを示す2つの彩層構造を分析します。彩層内の回転構造の磁気的性質を表す分光偏光信号の検出を提示します。私たちの観測は、プラズマが2つの長寿命の構造を示し、それぞれが10秒角$^{2}$〜の静かな太陽領域内で時計回りに回転します。それらの円偏波信号は、ノイズレベルの5〜10倍です。観測からの見通し線ドップラー速度および水平速度マップは、2つの構造体およびその周辺の明確なプラズマフローを明らかにします。MHDシミュレーションは、これら2つの構造がおそらく磁気的に接続されていることを示しています。波動分析は、観測された回転渦パターンが、実際の遅い回転と、磁気音響モードのより速い方位角位相速度パターンの組み合わせによるものである可能性があることを示唆しています。私たちの結果は、太陽の彩層で観測された渦構造が本質的に磁気であり、彩層を通して局所的に接続できることを意味します。
帯電していない電子と陽電子のペア（簡単にはダイエレクトロン）のペアのスペクトルと、帯電した物体の超周辺衝突で生成されたパラポジトロニアの崩壊からの光子が計算されます。コライダーNICAのエネルギーでの形状が示されています。柔らかい二電子と光子が豊富に生成されます。これらのプロセスと電子-陽電子対の冷却の天体物理学的問題および銀河中心からの511keV光子の強烈な放出との関連性について説明します。
インフレ変動からの暗い放射
軽い新しいベクトルボソンは、インフレーション中の量子ゆらぎを介して重力で生成することができます。これらの粒子が弱く結合され、宇宙論的に準安定である場合、観測された暗黒物質の存在量を説明できます。ただし、標準モデルへの異常のない最小限の$U（1）$拡張では、少なくとも1つのニュートリノ質量固有状態が十分に軽い場合、これらのベクトルは一般にニュートリノに崩壊します。ニュートリノデカップリングとCMBフリーズアウトの間にこれらの崩壊が発生した場合、結果として生じる放射エネルギー密度は、ハッブル張力を改善し、将来のCMBおよびレリックニュートリノ検出実験で発見できるレベルで$\DeltaN_{\rmeff}$に寄与する可能性があります。追加のニュートリノは、BBN後のベクトル崩壊から生成されるため、このシナリオでは、再結合時に$\DeltaN_{\rmeff}>0$と予測されますが、BBN中には$\DeltaN_{\rmeff}=0$と予測されます。さらに、偶然のキャンセルにより、$\DeltaN_{\rmeff}$への寄与はほぼ質量に依存しません。
2つのヒッグスダブレットモデルにおけるドメインウォールのシミュレーション
| Title |
Simulations_of_Domain_Walls_in_Two_Higgs_Doublet_Models |
| Authors |
Richard_A._Battye,_Apostolos_Pilaftsis_and_Dominic_G._Viatic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13273 |
TwoHiggsDoubletモデルは、モデルパラメーターの特定の選択に対する電弱スケールで、3つの偶発的なグローバル対称性$Z_2$、CP1およびCP2の破れから生じる3つの異なるドメインウォールソリューションの出現を予測します。（2+1）と（3+1）次元のモデルの動的シミュレーションとともに、3つのケースすべての場の方程式に対するキンクの数値解を示します。キンクソリューションごとに、関連するトポロジー電流を定義します。3つのケースすべてで、シミュレーションにより、ミンコフスキーおよびFRWシミュレーションのべき乗則スケーリングから逸脱したドメインウォールのネットワークが生成されます。この偏差は、シミュレーションでのドメインウォールの周りの電弱グループパラメーターの巻線に起因します。私たちのシミュレーションでは、磁壁上の中性真空条件の局所的な違反を観察しています。この違反は、ランダムな初期条件から出現する一般的な機能である、ドメイン壁全体の相対的な電弱変換に起因します。
XENON1Tはトリチウムを観測
XENON1Tは最近、新しい物理またはトリチウムの放射性崩壊のいずれかに起因する可能性がある、過剰な低エネルギー電子反跳イベントを報告しました。検出器に配置された高温のジルコニウムゲッターでは水素が効果的に除去されない可能性があります。キセノン地下の宇宙線活性化は、観測された過剰を説明するには不十分であることがわかっていますが、表面上の宇宙線活性化から検出器の材料から拡散するガスが寄与している可能性があります。XENON1Tおよび他の液体ノーベルガス検出器用のガス精製システムの動作の変更は、トリチウムの仮説を確認し、それを検出器から取り除くことができます。
ローカルの共形対称性は、その（重力）電気的および磁気的（テンソル）部分に分割される共形曲率（ワイルテンソル）を導入します。ニュートン潮汐力は重力電場から予想されますが、一般相対論的フレームドラッグ効果は重力磁場から現れます。対称、トレースレスの重力電気および重力磁気テンソルフィールドは、固有ベクトルと固有値によって視覚化できます。このエッセイでは、ゆっくりと回転するブラックホールの周りの重力電場と重力磁場を示します。これは、活発な銀河の中心で観測された超高速の流出現象が、超大質量ブラックホールの回転の重力磁場の証拠を与える可能性があることを示唆しています。また、摂動FLRWモデルに大規模な重力磁性を含めることによって、現代の観測における現在の問題を解決できるかどうかについても質問します。
湾曲した時空における光線の総偏向角の新しい概念と定義
| Title |
New_concept_and_definition_of_the_total_deflection_angle_of_a_light_ray_in_curved_spacetime |
| Authors |
Hideyoshi_Arakida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13435 |
静的で球対称の時空を想定して、光線の全偏向角の新しい概念を提案します。この概念は、2つの三角形の内角の合計の差によって定義されます。三角形の1つは、重力のある物体によって歪んだ湾曲した時空にあり、もう1つはその背景にあります。総偏向角を定義するために必要な三角形は、LATOR、ASTROD-GW、LISAなどの計画された宇宙ミッションのように3つのレーザービームのベースラインを設定することで実現できます。したがって、新しい総偏向角は、原則として、三角形の内角を測定することで測定できます。総偏向角の新しい定義は、幾何学的かつ直感的に明確な解釈を提供できます。ガウス・ボンネットの定理に基づいて総偏向角を計算するために2つの式が提案されています。シュヴァルツシルト時空の場合、総偏向角$\alpha_{\rmSch}$の式は、光線のソースと観測者が漸近的に配置されている場合、エプスタイン-シャピロの式に減少することが示されています平坦な領域。さらに、シュワルツシルト・ド・シッター時空の場合、総偏向角$\alpha_{\rmSdS}$の式は、シュヴァルツシルトのような部分と中心質量$m$および宇宙定数の結合項で構成されます${\calO}（\Lambda/m）$ではなく${\calO}（\Lambdam）$の形式の$\Lambda$。さらに、$\alpha_{\rmSdS}$には、宇宙定数$\Lambda$のみで特徴付けられる項は含まれていません。
$ ^ {13} $ N（$ \ alpha $、p）$ ^ {16} $ Oの熱核反応率の評価と超新星粒子の同位体組成への影響
| Title |
Evaluation_of_the_$^{13}$N($\alpha$,p)$^{16}$O_thermonuclear_reaction_rate_and_its_impact_on_the_isotopic_composition_of_supernova_grains |
| Authors |
A._Meyer,_N._de_S\'er\'eville,_A._M._Laird,_F._Hammache,_R._Longland,_T._Lawson,_M._Pignatari,_L._Audouin,_D._Beaumel,_S._Fortier,_J._Kiener,_A._Lefebvre-Schuhl,_M._G._Pellegriti,_M._Stanoiu,_V._Tatischeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13589 |
重い星のヘリウム殻への水素摂取は、コア崩壊超新星の衝撃がそのヘリウム殻を通過するとき、高い$^{13}$Cと$^{15}$N過剰につながる可能性があることが示唆されています。この予測は、通常古典的な新星が原因であると考えられる希少なプレソーラーSiC粒子で観察された非常に高い$^{13}$Cおよび$^{15}$N存在量の起源に疑問を投げかけています。このコンテキストでは、$^{13}$N（$\alpha$、p）$^{16}$Oは$^{13}$N$\beta^+$と競合しているため、反応が重要な役割を果たします-$^{13}$Cまで減衰します。恒星進化計算で使用される$^{13}$N（$\alpha$、p）$^{16}$O反応率は、CF88コンパイルから得られ、この率の起源に関する非常に少ない情報が含まれています。この作業の目標は、利用可能な実験データに基づいて、推奨される$^{13}$N（$\alpha$、p）$^{16}$O反応率を提供することです。$^{13}$C（を使用してアルト施設で測定された$^{17}$O原子核のアナログ状態の分光学的情報を使用して、$^{17}$F複合原子核の非結合核状態を調べました$^7$Li、t）$^{17}$Oアルファ移動反応および分光学的因子は、DWBA分析を使用して導き出されました。この分光学的情報は、モンテカルロアプローチを使用して意味のある不確実性を伴う推奨される$^{13}$N（$\alpha$、p）$^{16}$O反応率を計算するために使用されました。現在の$^{13}$N（$\alpha$、p）$^{16}$O反応率は、以前の評価の2倍以内であり、典型的な不確実性は2〜3倍であることがわかります。この不確実性の原因は、$E_r^{c.m。}=221$、741および959keVでの3つの共鳴にあります。この新しいエラー推定は、50倍の$^{13}$C生成における全体的な不確実性に変換されます。再評価された$^{13}$N（$\alpha$、p）の不確実性の主な原因$^{16}$Oの反応率は現在、関連する$^{17}$F状態の不確実なアルファ幅に由来しています。
ブランディッケ修正重力における原始ブラックホールによる電弱バリオジェネシス
| Title |
Electroweak_baryogenesis_by_primordial_black_holes_in_Brans-Dicke_modified_gravity |
| Authors |
Georgios_Aliferis,_Vasilios_Zarikas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13621 |
成功したバリオジェネシスメカニズムは、ブランズディッケ修正重力の宇宙論的枠組みで提案されています。小さな質量の原始ブラックホールは、ブランズディッケフィールド支配時代の終わりに生成されます。ホーキング放射は、すべてのブラックホールの周りの球状領域を高温に再加熱し、電弱対称性がそこで復元されます。対称的な真空の領域を電弱バリオジェネシスが発生する非対称領域から分離するドメイン壁が形成されます。一次相転移は必要ありません。Brans-Dicke宇宙論では、ブラックホールの降着は、ブラックホールの支配をもたらし、ブラックホールの寿命を延ばし、それによってバリオジェネシスを引き起こすのに十分なほど強くなることがあります。最後に、シナリオ全体の分析により、観測的に受け入れられたTwo-HiggsDoubletモデルによって予測されるCP違反角度で達成できる観測されたバリオン数が得られます。私たちが提案するシナリオの利点は、FRW宇宙背景に適用される同じメカニズムと比較して、CPの違反角度が小さい場合に、ブラックホールの支配とより効率的なバリオジェネシスの両方を自然に提供することです。
連続フィッティング法を使用したGhasemi-Nodehi-Bambi時空のテスト
連続体フィッティング法は、恒星質量のブラックホールの周りの幾何学的に薄く、光学的に厚い降着円盤の熱スペクトルの分析です。天体物理学のブラックホールのカー特性をテストすることを目的としたパラメーター化は、EPJC76：290、2016のGhasemi-NodehiとBambiで提案されました。このメトリックには、質量とスピンのパラメーターに加えて11のパラメーターが含まれています。すべてのパラメーターを1に設定することにより、カーケースを回復できます。この論文では、ガセミ・ノデヒ・バンビの背景における連続体フィッティング法を研究します。各パラメーターのスペクトルへの影響を示します。次に、\c{hi}2の研究を採用し、連続体近似法を使用すると、ガセミノデヒバンビ時空のすべてのパラメーターが縮退していることを示します。ただし、スピン値が高く、リファレンスとしてGhasemi-Nodehi-Bambiブラックホールの場合は、パラメーターb9を制約できます。この縮退は、カーのケースのスペクトルが、ガセミ・ノデ・ブマビ時空で生成されたスペクトルと区別できないことを意味します。これは、天体物理学のブラックホールのスピンを測定し、一般相対性理論のカーの場合からの可能な偏差を制限することに関して問題です。
準周期的振動によるGhasemi-Nodehi-Bambiメトリックパラメーターのテスト
| Title |
Testing_Ghasemi-Nodehi-Bambi_metric_parameters_with_quasi-periodic_oscillations |
| Authors |
M._Ghasemi-Nodehi,_Youjun_Lu,_Ju_Chen_and_Chao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13638 |
QPOは、星の質量のブラックホールと中性子星のX線パワースペクトル密度のピークの特徴として見られ、その周波数は高精度で測定できます。これらのQPO周波数は、主にバックグラウンドメトリックによって決定されるテスト粒子の基本周波数に関連すると考えられています。Ghasemi-NodehiとBambi（EurPhysJC76：290、2016）で導入されたメトリックを考慮します。このメトリックの基本周波数は、一部のメトリックパラメーターに影響されますが、他のパラメーターには影響されません。つまり、このメトリックの基本周波数とカーのものの基本周波数の違いは、周囲のすべてのパラメーターではなく、一部のパラメーターのわずかな変化に大きく影響します。カー値。GROJ1655-40のQPO観測と比較すると、Ghasemi-Nodehi-Bambiメトリックの1つのパラメーターのみを強く制約できますが、他のパラメーターは制約できないことがわかります。また、入れ子アルゴリズムを使用して、シミュレーションによって複数のオブジェクトのQPO観測からGhasemi-Nodehi-Bambiメトリックパラメーターに対するより適切な制約を取得できるかどうかを調査します。4つのパラメータは強く制約できるが、他のパラメータはできないことがわかります。私たちの結果は、QPOがカーメトリックをテストするための重要なツールである可能性があることを示唆しています。
Ghasemi-Nodehi-Bambiバックグラウンドでの鉄のラインの残響マッピング
鉄の線に関連する残響は、コロナからの直接光子とディスクから反射された光子の間のタイムラグです。結果の線スペクトルは、2D伝達関数と呼ばれます。2D伝達関数の形状は、時空の形状とBHの特性によって決まります。論文（Ghasemi-NodehiandBambiinEPJC76：290、2016）で、著者らはパラメーター化を提案しています。このパラメーター化は、天体物理学のブラックホール候補のカーの性質をテストすることを目的としています。このホワイトペーパーでは、時空のパラメータを制約するために、Ghasemi-Nodehi-Bambiメトリックの残響マッピングを提供します。b11を除くすべてのパラメーターを制約できます。パラメータb4も制約が困難です。
宇宙ストリングからの重力波と一次相転移
宇宙ストリングと一次相転移は、確率的重力波背景（SGWB）の2つの主要なソースです。この研究では、一次相転移後に形成される宇宙ストリングからの確率的重力波放射を研究します。一次相転移は電弱スケールをはるかに超える温度で発生するため、将来の重力波干渉計は重力波信号に到達できません。相転移後に形成された宇宙ストリングからの重力波は、広範囲の周波数で将来の重力波検出器によって検出できるため、その痕跡は、相転移温度の高いスケールでの1次オーダーの相転移の検索に役立ちます。$\mathcal{O}（10^8）$GeV$\leqT_n$$\leq\mathcal{O}（10^{11}）$GeV。
スカラー直接検出：中程度の効果
標準モデルの単純な拡張は、暗黒物質（DM）を構成する可能性のあるスカラーフィールドで構成されます。軽い物質$\mathcal{O}（\lesssim10〜\rm{eV}）$のスカラーDMの探査に多大な注意が向けられており、凝縮物質系と新規材料に基づく多数の実験的提案が行われています。ただし、これまで見過ごされてきた光スカラーと縦型プラズモンの効果的な媒体内混合は、直接検出実験の元の感度計算を大幅に変更できます。熱場理論手法を使用して、スカラーDM検出のための媒体効果を実装し、軽いスカラーを検索する大規模なクラスの直接DM検出実験の到達範囲が大幅に減少することを示します。この開発により、Dirac材料と調整可能なプラズマハロスコープに基づくセットアップが、スカラーDM検出に特に有望であると識別されます。さらに、太陽で生成されたものや、他の粒子の崩壊や宇宙線によって生成されたものなど、ハローDMに関して大幅にブーストされたスカラーは、媒体内抑制の影響を受けないことも示しています。したがって、キセノンまたはアルゴンに基づくものなどのマルチトン直接DM検出実験も、好ましいターゲットになります。
