異方性潮汐場の解析的ハローモデル
暗黒物質ハローの非線形宇宙ウェブ環境は、それらの成長と進化を形作る上で主要な役割を果たし、潜在的にそれらに存在する銀河にも影響を与えます。ハローセントリック潮汐テンソル$\langleT_{ij}\rangle（<R）$スケールで球形平均された$によって特徴付けられる、異方性ハロセントリック密度分布の潮汐フィールドを記述する分析（ハローモデル）形式を開発しますビリアル半径$R_{\rmvir}$のハローの場合はR\sim4R_{\rmvir}$。私たちは軸対称異方性に焦点を当てています。これにより、宇宙ウェブで最も興味深い異方性のいくつかを例示する（サブ）ハロー構成のシンプルで直感的なおもちゃモデルを探索できます。ガウス混合として記述した後、球形のNavarro-Frenk-White（NFW）プロファイルの周りにモデルを構築します。これにより、「潮汐異方性」スカラー$\alpha（<4R_{\rmvir}）のほぼ完全な分析式が得られます。$は潮汐テンソルから抽出されました。私たちの軸対称の例には、（i）円筒フィラメントの軸にある球形ハロー、（ii）球形ホストハロー内の中心から外れた衛星、（iii）軸対称ハローが含まれます。これらを使用して、いくつかの興味深い結果を示します。たとえば、純粋な円筒形フィラメントの軸の潮汐テンソルは、$R$に対して$\alpha^{\rm（fil）}（<R）=1/2$を正確に与えます。また、ホスト中心の距離の関数としての半径$R_{\rmvir、sat}$の衛星の$\alpha（<4R_{\rmvir、sat}）$は、動的質量損失の敏感なプローブです。ホスト環境の衛星。最後に、宇宙ウェブのマルチスケール現象学の理解を深めることができる、私たちの形式主義の潜在的に興味深い拡張とアプリケーションの数について説明します。
XMMクラスター調査：クラスターの3.5 keV機能の新しい証拠は暗黒物質の起源と一致していません
| Title |
The_XMM_Cluster_Survey:_new_evidence_for_the_3.5_keV_feature_in_clusters_is_inconsistent_with_a_dark_matter_origin |
| Authors |
S._Bhargava,_P._A._Giles,_A._K._Romer,_T._Jeltema,_J._Mayers,_A._Bermeo,_M._Hilton,_R._Wilkinson,_C._Vergara,_C._A._Collins,_M._Manolopoulou,_P._J._Rooney,_S._Rosborough,_K._Sabirli,_J._P._Stott,_E._Swann,_P._T._P._Viana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13955 |
天体物理学システムで$\simeq$3.5keVの原因不明の過剰なX線放出が検出されたという報告がいくつかあります。この過剰の解釈の1つは、無菌ニュートリノ暗黒物質の崩壊です。これまでで最も影響力のある研究では、XMM-Newton衛星によって観測された73個のクラスターが分析されました。117のredMaPPer銀河クラスター（$0.1<z<0.6$）のXMM-PNスペクトルにおける$\simeq$3.5keV過剰の証拠を探索します。個々のスペクトルの分析では、$\simeq$3.5keVでフラックスが過剰な3つのシステムを特定します。1つのケース（XCSJ0003.3+0204）では、この過剰は離散的な輝線に起因する場合があります。これらのシステムはどれも、サンプルで支配されている最も暗い物質ではありません。残りの114個のクラスターを4つの温度（$T_{\rmX}$）ビンにグループ化して、$T_{\rmX}$による$\simeq$3.5keVフラックス過剰の増加を検索します-ハロー質量の信頼できるトレーサー。ただし、$T_{\rmX}$ビンの$\simeq$3.5keVでフラックスの大幅な超過の証拠は見つかりません。$\simeq$3.5keVで潜在的に弱い暗黒物質崩壊機能に対する感度を最大化するために、114クラスターを共同で適合させました。繰り返しになりますが、$\simeq$3.5keVでは大幅な超過は見られません。$\simeq$3.5keVでの検出されない輝線の上限は$2.41\times10^{-6}$photonscm$^{-2}$s$^{-1}$であると推定され、$\sin^2（2\theta）=4.4\times10^{-11}$の混合角度、クラスター研究からの以前の推定よりも低い。$\simeq$3.5keVでのフラックスの過剰はクラスターのユビキタスな特徴ではなく、したがって、無菌のニュートリノ暗黒物質の崩壊から発生する可能性は低いと結論付けています。
ハッブル張力、つまり$H_0$の初期測定と後期測定の不一致が初期宇宙の超軽量スカラーフィールドによって緩和できるかどうかを調べ、UV物理学におけるその妥当性を評価します。それらのエネルギー密度は急速に赤方偏移する必要があるので、物質と放射線の平等の時代の周りの質量のない場への崩壊を探求します。アーベルの暗いセクターに崩壊する超軽量の疑似スカラー、アクシオンの具体的な実装に注目します。このシナリオは、多くの既存のモデルの極端な微調整の代わりに、最小値の周りで2次の通常のスカラーポテンシャルを使用するという点で、初期宇宙スカラーモデルの他の一般的な実現の主要な問題を回避します。アイデアは、スカラーが$H\simm$までそのポテンシャルで最初に凍結されるということです。それから、スカラーから質量のないフィールドへの効率的なエネルギー伝達は、共振による振動の開始直後に発生する可能性があります。凍結スカラー相から放射ダークセクター相への遷移を捉えた効果的な流体モデルを紹介します。Planck2018、BAO、SH$_0$ESおよびPantheon超新星データセットを組み合わせてフィットを実行し、モデルが$H_0=69.69_{-0.83}^{+0.81}$km/s/Mpcwith$\を与えることを確認しますDelta\chi^2\$Lambda$CDMと比較して約-8$。他のデータセットを含めると、適合が悪くなる可能性があります。重要なことに、フィールド間のカップリングの大きな値が十分に迅速な減衰に必要であることがわかります：アキシオンゲージフィールドモデル$\phiF\tilde{F}/\Lambda$の場合、$\Lambda\lesssimf/80$が必要です。ここで、$2\pif$はフィールド範囲です。スカラー-スカラーモデル$\sim\phi\、\chi^2$と摂動崩壊を利用するモデルの関連する結論を見つけます。我々は、ハッブル張力を緩和することを目的とするこれらの種類の超軽量スカラーモデルは、合理的な効果的な場の理論でありながら、UV物理学に埋め込むことが難しい機能を必要とすると結論付けます。
宇宙の低密度領域からの統合されたサックスウルフ効果の測定
統合されたサックスウルフ（ISW）効果は、宇宙論的重力ポテンシャルの減衰によって引き起こされるため、暗黒エネルギーのユニークなプローブです。ただし、その堅牢な検出には依然として問題があります。異なるデータセット間、異なる大規模構造（LSS）トレーサー間、およびデータと$\Lambda$CDM理論予測の間には、さまざまな緊張が存在します。「低密度位置」（LDP、\citet{2019ApJ...874....7D}）によって追跡されたCMBとLSSを相互相関させることにより、ISW測定の新しい方法を提案します。これは、宇宙の低密度領域によって生成されたISW効果を分離しますが、ボイドに関連する選択効果には影響されません。これをDESIレガシーイメージング調査のDR8銀河カタログに適用し、$z\leq0.6$で$\sim$20000$deg^2$上空のLDPを取得します。次に、Planck温度マップと相互相関させ、$3.2\sigma$でISW効果を検出します。さらに、測定値をコンコーダンス$\Lambda$CDM宇宙論の数値シミュレーションと比較し、LDP定義半径$R_s=3^{'を採用すると、ISW振幅パラメーター$A_{ISW}=1.14\pm0.38$を見つけます}$、標準の$\Lambda$CDM宇宙論（$A_{ISW}=1$）の予測と完全に一致します。$\Lambda$CDM宇宙論とのこの合意は、すべての銀河のサンプルと、私たちが調査した$R_s$に当てはまります。さらに、S/Nは銀河ISW測定のS/Nに匹敵します。これらの結果は、LDP法が既存のISW測定法に対する競争力のある代替法であることを示し、既存の緊張に対する独立したチェックを提供します。
| Title |
Removing_Astrophysics_in_21_cm_maps_with_Neural_Networks |
| Authors |
Pablo_Villanueva-Domingo,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14305 |
EpionofReionizationとCosmicDawnからの21cm信号の温度変動を測定することは、高い赤方偏移で宇宙を研究する最も有望な方法の1つです。残念ながら、21cmの信号は、宇宙論と天体物理学の両方のプロセスの影響を受けます。主な天体物理学パラメーターの異なる値を使用して、1,000の数値シミュレーションのスイートを実行します。これらのシミュレーションから、赤方偏移$10\leqz\leq20$で数万の21cmマップを生成します。畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、21cmマップから天体物理学の影響を除去し、基礎となる物質フィールドのマップを出力します。私たちのモデルは、視覚的に真のフィールドに似ているだけでなく、統計的特性がかなり小さいスケールまで数パーセント以内の真のフィールドと一致する2D物質フィールドを生成できることを示しています。私たちのニューラルネットワークは、天体物理学的パラメーターの値を制約するために使用できる天体物理学的情報を保持していることを示しています。最後に、顕著性マップを使用して、21cmマップのどの特徴がネットワークであり、天体物理学パラメータの値を決定するかを理解しようとします。
銀河の形状と形状の相関関係でニュートリノを比較する
| Title |
Weighing_the_Neutrinos_with_the_Galaxy_Shape-Shape_Correlations |
| Authors |
Jounghun_Lee,_Suho_Ryu_(Seoul_National_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14477 |
銀河は初期のエポックで、最初の細いフィラメントに沿って異方性の融合プロセスを経て形成および進化します。その方向に、それらの形状は細長くなり、本質的に整列します。宇宙ウェブの非線形進化は、複数の二次フィラメントと絡み合うことによって一次フィラメントを広げます。これは、マージプロセスの異方性を減らす効果があり、その結果、後の時代の銀河の形状と形状の相関関係を弱めます。宇宙のウェブの非線形性と複雑さの程度が暗黒物質の性質に依存すると仮定すると、銀河の形状と形状の相関関数$\eta（r）$は、ニュートリノの総質量、$M_{\nu}$。この仮説を高解像度N体シミュレーションに対してテストすると、$z=0$における$\eta（r）$の$M_{\nu}$依存性が$M_{\nu}=0.0$eVおよび$M_{\nu}=0.1$eV。また、質量のないニュートリノと質量の大きいニュートリノを持つモデル間の$r\le5\、h^{-1}$Mpcにおける$\eta（r）$の違いは、小規模な密度の違いによって説明できないことも示しています。力、$\sigma_{8}$。これは、銀河の形状と形状の相関関数が$M_{\nu}$と$\sigma_{8}$の間の悪名高い宇宙縮退を壊す可能性があることを意味します。
結合暗黒エネルギーと沼地に関するモデルに依存しない展望
結合された暗黒エネルギーと文字列スワンプランド基準を研究するための一般的なモデルに依存しないアプローチを提示します。宇宙の膨張との関連で、ダークセクターの相互作用がダークエネルギーの状態方程式によってどのように縮退するかを示します。それらのいずれかの事前分布を使用すると、ダークエネルギーのダイナミクスとダークセクターの相互作用を、Swampland基準の境界とともに再構築できます。宇宙クロノメーター、バリオン音響振動（BAO）、およびタイプIa超新星を組み合わせると、結合されたクインテッセンスの低赤方偏移におけるダークセクター相互作用の穏やかな$1\sigma$の重要性が示唆されました。$z=2.34$のLyman-$\alpha$BAOは、高赤方偏移で非ゼロ相互作用の$2\sigma$信号を導きます。結合されたクインテッセンスの影響について説明します。
スローロールを超えた確率論的インフレーションダイナミクスと原始ブラックホール形成の結果
| Title |
Stochastic_inflationary_dynamics_beyond_slow-roll_and_consequences_for_primordial_black_hole_formation |
| Authors |
Guillermo_Ballesteros,_Juli\'an_Rey,_Marco_Taoso_and_Alfredo_Urbano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14597 |
原始ブラックホールの形成に特に重要である可能性がある超低速ロールフェーズ中のインフレーションダイナミクスに対する量子拡散の影響を検討します。完全な分析的アプローチにより、確率的インフレで計算された移動曲率摂動のパワースペクトルが、超高レベルの存在下でも、ムカノフ-佐々木方程式を解くことによって得られた結果が線形レベルで正確に一致することを示しますスローロールフェーズ。インフロンが多項式ポテンシャルを持ち、Ricciスカラーに二次的に結合されているモデルで、この結果を数値的に確認します。途中で、超低速ロール位相の存在下で量子ノイズが果たす役割を評価し、このシナリオでの量子から古典への遷移の問題を明らかにします。
最初の星の形成における磁場I.理論とシミュレーション
磁場は現代の星形成において重要ですが、原始的な星形成におけるそれらの役割は不明です。10^-16Gのオーダーの磁場は、最初の星の形成場所である暗黒物質ミニハロへのガスの流入に関連する湾曲した衝撃と乱流のために、Biermannバッテリーによって生成されます。これらの場は、ガスの中央領域の乱流と同等またはその近傍で飽和するまで、小規模ダイナモによって急速に増幅されます。崩壊するガスの圧縮効果を含む、発電機の結果の分析結果が示されます。このガスの質量対フラックス比は、臨界値の2〜3倍であり、現代の星形成における比に匹敵します。滑らかな粒子流体力学（SPH）とグリッドベースのアダプティブメッシュリファインメント（AMR）を使用したシミュレーションの結果の予測が与えられます。ジーンズの長さあたり64セルの標準解像度の粘度と抵抗率の数値は物理値よりも数桁大きいため、動的に重要な磁場は、実際よりもシミュレーションで質量のはるかに小さい部分に影響を与えます。付録は、一定密度のバックグラウンドを含む、自由落下崩壊の分析的扱いを示します。別の付録では、数値粘度を推定する新しい方法を紹介しています。結果は、SPHコードとグリッドベースのコードの両方に対して与えられます。
ハビタブルゾーンでの動的パッキング：ベータCVnの場合
| Title |
Dynamical_Packing_in_the_Habitable_Zone:_The_Case_of_Beta_CVn |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Margaret_C._Turnbull,_Benjamin_J._Fulton,_Lee_J._Rosenthal,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Geoffrey_W._Marcy,_Lauren_M._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13962 |
ホスト星のハビタブルゾーン（HZ）内の地球型惑星の出現率を明らかにすることは、近年、太陽系外惑星科学の特別な焦点となっています。これらの発生率の統計は、主に通過する惑星の発見から導き出されており、M個の矮小ホスト星の周りのコンパクトなシステムで多数のHZ惑星を発見しました。ここでは、スペクトルタイプの関数としてのHZの幅と、特定の星のHZ内の安定した軌道の数に対する動的な制約について説明します。与えられた惑星質量の丘の半径は、準主軸が大きくなると増加しますが、初期型の星のHZの幅は、後期型の星よりもHZ内の地球型惑星が多くなることを示しています。一般に、動的な制約により、遠方の巨大惑星の存在に応じて、恒星の質量が$\sim$6HZ地球-質量惑星$\gtrsim0.7M_\odot$になります。例として、近くにある明るい太陽型の星であるベータCVnの場合を考えます。Keck/HIRESおよびAPF機器からの20年間の動径速度（RV）を提示し、データ内の惑星シグネチャの注入回復分析を行います。これらのRVデータの私たちの分析は、星から10〜AU以内の土星よりも重い惑星を除外します。これらのシステムプロパティは、HZ内の地球型惑星の潜在的な動的パッキングを計算するために使用され、そのような近くの恒星ターゲットは、直接イメージング太陽系外惑星ミッションによるHZ惑星検出に特に有利である可能性があることを示します。
瓦礫の山体の潮汐のゆがみと破壊の再考-軟球離散要素解析
惑星や星に近づくと、瓦礫の山の小さな物体の形態学的および力学的特性が変更される可能性があり、破滅的に壊れることがあります。この現象は、小さな体の進化と個体数を理解し、将来の出会いを予測する上で特に興味深いものです。以前の数値調査では、通常、瓦礫の山の性質を適切に表していない方法を使用していました。遭遇の結果と影響因子はまだ十分に制約されていません。瓦礫の山のモデリングにおける最近の進歩に基づいて、私たちは、軟球離散要素モデリング（SSDEM）を通じて潮汐遭遇プロセスのより良い理解を提供し、遭遇の結果と遭遇条件と瓦礫の山の特性への依存性のデータベースを確立することを目指しています。Nボディコードpkdgravに実装されたSSDEMを使用して数千の数値シミュレーションを実行し、地球との接近時の瓦礫の山の動的進化を研究しました。遭遇条件、材料強度、配置、および構成粒子の解像度の影響が調査されます。3つの典型的な潮汐遭遇の結果は分類されます。すなわち、変形、大量の脱落、および破壊であり、穏やかな修正から前駆細胞の重度の損傷にまで及びます。破壊イベントの発生に必要な遭遇速度と距離は、以前の研究で予測されたものよりもはるかに小さく、潮汐で破壊された小さな体の集団の生成率が小さいことを示しています。中程度の遭遇によって、軸比が1：6の非常に細長い断片が形成されます。最大の残骸のスピン形状進化の私たちの分析は、潮汐力に応答して瓦礫の山の再形成メカニズムを明らかにし、連続体理論によって導き出された安定した瓦礫の山の構成と一致しています。SL9のケーススタディは、その前駆体のかさ密度が低い（0.2〜0.3g/cc）ことを示唆しています。
シャワー流星体の禁止質量範囲
バーンズ等。（1979）太陽系の小さな粒子が経験する重力に対する放射圧の比率を説明するためにパラメーターbetaを使用します。これらの粒子が経験する中心電位は、（1-ベータ）の係数で効果的に減少し、脱出速度が低下します。バーンズ等。（1979）また、彗星から放出された粒子が放物線軌道をたどり、太陽系を離れるときのベータ値の簡単な式を提供します。このホワイトペーパーでは、これをさらに拡張して、駆出速度を考慮した重要なベータ値を計算します。まず、すべての粒子サイズで有効な、彗星から放出される粒子の速度の式を導出します。次に、理想的な物質と実際の物質の両方のベータ値を計算して、流星の流れから失われる粒子を特定します。これらの計算は、10個の主要な流星群について、親彗星の核の前、後、後の彗星噴出物に対して実行されます。これらの値は、流星群が太陽系から放出される質量体制を制限するため、流星群には寄与できません。
ARES III：KELT-7 bの2つの面をHST WFC3で発表
| Title |
ARES_III:_Unveiling_the_Two_Faces_of_KELT-7_b_with_HST_WFC3 |
| Authors |
William_Pluriel,_Niall_Whiteford,_Billy_Edwards,_Quentin_Changeat,_Kai_Hou_Yip,_Robin_Baeyens,_Ahmed_Al-Refaie,_Michelle_Fabienne_Bieger,_Dorian_Blain,_Amelie_Gressier,_Gloria_Guilluy,_Adam_Yassin_Jaziri,_Flavien_Kiefer,_Darius_Modirrousta-Galian,_Mario_Morvan,_Lorenzo_V._Mugnai,_Mathilde_Poveda,_Nour_Skaf,_Tiziano_Zingales,_Sam_Wright,_Benjamin_Charnay,_Pierre_Drossart,_Jeremy_Leconte,_Angelos_Tsiaras,_Olivia_Venot,_Ingo_Waldmann_and_Jean-Philippe_Beaulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14199 |
ワイドフィールドカメラ3（WFC3）で撮影されたハッブル宇宙望遠鏡（HST）の透過分光法と放射分光法を使用したホットジュピターKELT-7bの分析を示します。私たちの研究は、雲のない大気と一致する豊かな透過スペクトルを明らかにし、H2OとH-の存在を示唆しています。対照的に、抽出された発光スペクトルには強い吸収特性が含まれておらず、単純な黒体とは一致しませんが、温度-圧力プロファイルの変化、衝突誘起吸収（CIA）およびH-によって説明できます。KELT-7bは他の宇宙ベースの機器でも研究されており、これらの追加のデータセットを導入することの効果を探ります。ハッブル、または次世代の宇宙ベースの望遠鏡でのさらなる観測は、透過中の光学的不透明源が確認され、分子の特徴が放出でもつれを解くことができるようにするために必要です。
TauREx3 PhaseCurve：位相曲線の記述のための1.5Dモデル
近年、太陽系外惑星の大気の検索分析は非常に成功しており、通過および日食の方法を介してこれらの世界の組成および温度構造に関する深い洞察を提供しています。理論上さらに多くの情報を提供するスペクトル位相曲線観測の分析は、まだいくつかの惑星に限定されています。今後10年間で、NASA-JWSTやESA-Arielなどの新しい施設は、太陽系外惑星の大気の分野に革命をもたらし、スペクトル位相曲線の観測にかなりの時間が費やされると予想しています。現在のほとんどのモデルは、惑星全体の大気を考慮していないか、大規模な計算リソースを必要とするため、位相曲線データの分析は依然として制限されています。この論文では、異なる位相角での惑星外放出スペクトルを計算することを可能にする半分析モデルを提示します。私たちのモデルは、平面平行主食の従来のフォワードモデルよりも約4倍遅いだけで、多数の観測をシミュレートする方法を提供します。このモデルは、新しく開発されたTauREx3フレームワーク（Al-Refaie2020）に基づいており、位相曲線大気検索を可能にするためにさらに開発されます。
TNGのGAPSプログラム-XXIV。 BD-11 4672ハビタブルゾーンの内側の端の近くにある風変りな海王星質量惑星
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_--_XXIV._An_eccentric_Neptune-mass_planet_near_the_inner_edge_of_the_BD-11_4672_habitable_zone |
| Authors |
D._Barbato,_M._Pinamonti,_A._Sozzetti,_K._Biazzo,_S._Benatti,_M._Damasso,_S._Desidera,_A.F._Lanza,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Scandariato,_L._Affer,_G._Andreuzzi,_A._Bignamini,_A.S._Bonomo,_F._Borsa,_I._Carleo,_R._Claudi,_R._Cosentino,_E._Covino,_A.F.M._Fiorenzano,_P._Giacobbe,_A._Harutyunyan,_C._Knapic,_G._Leto,_V._Lorenzi,_A._Maggio,_L._Malavolta,_G._Micela,_E._Molinari,_M._Molinaro,_V._Nascimbeni,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_E._Poretti,_and_M._Rainer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14393 |
比較系外惑星学の成長に伴い、内惑星と外惑星の関係の調査が、競合する形成モデルと進化モデルを区別する上で重要な役割を果たすことがますます明らかになっています。そのためには、長周期の巨人をホストしているシステムの内部領域を調査して、検出されていない低質量の惑星コンパニオンを探すことが重要です。この作業では、非効率的な移行の影響を評価することを特に目的としたGAPSプログラムのサブサンプルの最初の出力として、長周期の巨大惑星をホストすることがすでに知られているK矮星BD-11〜4672に関する結果を示します。既知の長周期巨人の海王星の質量と超地球の惑星の仲間を検索することにより、雪の境界を越えて形成された惑星の数。BD-11〜4672の高精度HARPS-N観測は、微分進化マルコフ連鎖モンテカルロを使用してフィッティングされる追加の内部惑星信号を検索するために、文献時系列と組み合わせて使用されます。新しい軌道ソリューションの長期安定性は、N体の動的シミュレーションによってテストされます。軌道周期が$74.20_{-0.08}^{+0.06}\、\rm{d}$、離心率$0.40_{-0.15の新しい海王星質量惑星BD-11〜4672〜cの検出を報告します}^{+0.13}$、半主軸$0.30\pm0.01\、\rm{au}$、最小質量$15.37_{-2.81}^{+2.97}\、M_\oplus$は、楽天的な環境の居住可能ゾーン。居住可能ゾーンの動的安定性への影響を評価するために、システムの角運動量の不足を計算します。これは、惑星cが追加の低質量温帯惑星の安定性に深刻な悪影響を与えることを示しています。BD-11〜4672システムはそのアーキテクチャで注目に値し、長周期の巨大惑星と内部低質量惑星の両方をホストします。後者は同様の時期に知られている最も偏心的な海王星質量惑星の1つでもあります。
地球の馬蹄形共軌道：現在の人口と新しい候補者
太陽系のほとんどの共軌道オブジェクトは、オタマジャクシ型の軌道をたどると考えられており、トロイの木馬として振る舞います。しかし、地球で特定されたほとんどの共軌道は馬蹄型の軌道に沿って動いています。地球の共軌道と見なされている現在のマイナーボディの集計は18です。それらのうち、12個は蹄鉄、5個は準衛星、1個はトロイの木馬です。これらのすべての天体の準主軸の値は、$0.983$au〜$1.017$auの間で変動します。この研究では、地球との1：1の平均運動共鳴の可能性がある、この範囲内の準主軸を持つ軌道に沿ったオブジェクトの動的な振る舞いを研究しました。私たちの結果は、小惑星2016CO$_{246}$、2017SL$_{16}$、2017XQ$_{60}$が非対称の馬蹄型軌道に沿って移動していることを示しています。小惑星2018PN$_{22}$は、ほぼ対称または規則的な馬蹄型の軌道をたどります。小惑星2016CO$_{246}$、2017SL$_{16}$、2017XQ$_{60}$は、約$900$年、$3300$年、および$2700$年の間、馬蹄形共軌道状態を維持できます。、それぞれ。小惑星2018PN$_{22}$は、よりカオス的な動的挙動を示します。それは200年間以上馬蹄型軌道に留まることはできません。2016CO$_{246}$、2017SL$_{16}$、2017XQ$_{60}$、2018PN$_{22}$の馬蹄の解放期間は、280、255、411、125ですそれぞれ年。
巨大惑星によって誘発された地球惑星ペアの平均運動共鳴：ケプラー68システムへの応用
| Title |
Near_Mean_Motion_Resonance_of_Terrestrial_Planet_Pair_Induced_by_Giant_Planet:_Application_to_Kepler-68_System |
| Authors |
Mengrui_Pan,_Su_Wang,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14506 |
この作業では、数千の数値シミュレーションを実行して、ケプラー68システムの遠方ガス巨星の摂動によって引き起こされる平均運動共鳴（MMR）に近い2つの内部地球惑星の構成形成を調査します。結果は、地球型惑星の形成がタイプIの移動速度、惑星の質量、および巨大惑星の存在に関連していることを示しています。巨大惑星の質量と離心率は、システムの最終的な構成を形成する上で重要な役割を果たす可能性があります。巨大惑星が中心星を偏心軌道で回転する場合、内側の惑星のペアは5：3または7：4のMMRにトラップされる可能性があります。これは、観測されたケプラー68の構成と同様です。さらに、巨大惑星が5$M_J$よりも重い場合、中惑星の離心率を約0.2に励起できることがわかります。それ以外の場合、地球型惑星は、ほぼ円軌道を維持する傾向があります。私たちの研究は、MMRの内部と1つのガス巨大な外部の近くにいくつかの地球型惑星を抱える惑星系に、ありそうな形成シナリオを提供するかもしれません。
TOI-1728b：ハビタブルゾーンプラネットファインダーがMドワーフホストを周回する暖かいスーパーネプチューンを確認
| Title |
TOI-1728b:_The_Habitable-zone_Planet_Finder_confirms_a_warm_super_Neptune_orbiting_an_M_dwarf_host |
| Authors |
Shubham_Kanodia,_Caleb_I._Canas,_Gudmundur_Stefansson,_Joe_P._Ninan,_Leslie_Hebb,_Andrea_S.J._Lin,_Helen_Baran,_Marissa_Maney,_Ryan_C._Terrien,7_Suvrath_Mahadevan,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Jiayin_Dong,_Chad_F._Bender,_Scott_A._Diddams,_Eric_B._Ford,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Lawrence_W._Ramsey,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14546 |
地上測光、近赤外線ドップラー速度測定、およびハビタブルゾーンプラネットファインダーによる分光の組み合わせを使用して、TOI-1728bの惑星の性質を確認します。TOI-1728は、\teff{}$=の古い非アクティブなM0スターです3980^{+31}_{-32}$K、$\sim$3.49日の軌道周期で通過するスーパーネプチューンをホストします。動径速度とTESSおよび地上ベースのトランジットのジョイントフィッティングにより、惑星半径$5.05_{-0.17}^{+0.16}$R$_{\oplus}$、質量$26.78_{-5.13}^{+5.43}$M$_{\oplus}$と離心率$0.057_{-0.039}^{+0.054}$。恒星の特性を推定し、この惑星の通過中にHe10830\AA吸収を検索し、上限が1.1$\％$で、90\％の信頼性でnull検出を主張します。He10830\AA〜吸収のより深いレベルが、同等のガス惑星であるGJ3470bの惑星大気で検出されました。TOI-1728bは、M矮星の周囲で発見された最大のスーパーネプチューン（ネプチューンとより巨大なガス巨惑星の間の惑星の中間サブクラス）です。TOI-1728は、質量と半径が比較的大きいため、M矮星の太陽系外惑星の質量半径図で貴重なデータポイントを表し、軽量の海王星サイズの惑星と、M矮星を周回することが知られている重い木星の惑星の間のギャップを埋めます。$1.14_{-0.24}^{+0.26}$g/cm$^3$の低いかさ密度で、明るいホストスター（J$\sim9.6$、V$\sim12.4$）を周回し、TOI-1728bは、地上と宇宙の両方からの透過分光法の有望な候補でもあり、惑星の形成と進化モデルの抑制に使用できます。
VLA-COSMOS 3 GHzの大規模プロジェクト：特定の星形成率が$ z \ sim5 $に進化
| Title |
The_VLA-COSMOS_3_GHz_Large_Project:_Evolution_of_specific_star_formation_rates_out_to_$z\sim5$ |
| Authors |
Sarah_Leslie,_Eva_Schinnerer,_Daizhong_Liu,_Benjamin_Magnelli,_Hiddo_Algera,_Alexander_Karim,_Iary_Davidzon,_Ghassem_Gozaliasl,_Eric_F._Jim\'enez-Andrade,_Philipp_Lang,_Mark_Sargent,_Mladen_Novak,_Brent_Groves,_Vernesa_Smol\v{c}i\'c,_Giovanni_Zamorani,_Mattia_Vaccari,_Andrew_Battisti,_Eleni_Vardoulaki,_Yingjie_Peng_and_Jeyhan_Kartaltepe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13937 |
対数星形成率（SFR）-恒星質量（$M_*$）関係の進化のコヒーレントで均一な測定を提供します。これは、星形成銀河（MS）のメインシーケンスと呼ばれ、$z\までの銀河ですsim5$。3GHzの無線連続体画像の平均スタックを使用してMSを測定し、COSMOSフィールドの$z>0.3$で$\sim$200,000の質量選択銀河の平均SFRを導出します。低恒星質量での線形関係（log（$M_*$/M$_\odot$）$<$10）と低でより顕著になる高恒星質量での平坦化を組み込んだ新しいモデルを採用したMS関係について説明します赤方偏移（$z<1.5$）。SFR密度は$1.5<z<2$でピークに達し、各エポックで特徴的な恒星質量（$M_*=1-4\times10^{10}\mathrm{M}_\odot$）があることがわかります全体的なSFR密度に最も貢献します。この特徴的な質量は、赤方偏移とともに、少なくとも$z\sim2.5$まで増加します。$0.3<z<3$の銀河数密度によって追跡されたさまざまな環境の銀河、および$z\sim0.75$のX線グループの銀河のMS関係の変動に関する有意な証拠は見つかりません。巨大なバルジが支配する銀河は、$z<1.2$の固定恒星質量で、ディスクが支配する銀河よりもSFRが低いことを確認します。結果として、局所的な星形成集団におけるふくらみが支配的な銀河の増加は、高恒星の質量でのMSの平坦化につながります。これは、「質量消光」が恒星恒星の質量での銀河の形態学的組成の変化と関連していることを示しています。
NGC 4104：化石グループを形成するシェル銀河
| Title |
NGC_4104:_a_shell_galaxy_in_a_forming_fossil_group |
| Authors |
G._B._Lima_Neto,_F._Durret,_T._F._Lagan\'a,_R._E._G._Machado,_N._Martinet,_J.-C._Cuillandre,_C._Adami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13941 |
グループは、宇宙で最も一般的な銀河の関連であり、ルーズ、コンパクト、化石グループなど、さまざまな構成状態で見られます。巨大初期型銀河NGC4104が卓越する銀河グループMKW4sをz=0.0282で研究しました。私たちの目的は、このグループの進化段階を理解し、それを標準のLambdaCDM宇宙シナリオのフレームワーク内に配置することでした。CFHT/Megacam（gおよびrバンド）で深い光学データを取得し、galfit2D画像フィッティングプログラムとIRAF/楕円1D放射状手法の両方を適用して、最も明るいグループ銀河（BGG）とその拡張された恒星エンベロープをモデル化しました。また、公開されているXMM-NewtonおよびChandraX線データも分析しました。落下する銀河の質量比が異なる乾式合併のN体シミュレーションから、このシステムの動的段階を制約できます。私たちの結果は、NGC4104の恒星シェルシステムの機能と、約4〜6ギリ前の衛星銀河との衝突の数値シミュレーションによって再現された拡張エンベロープを示しています。最初の銀河のペアの質量比は少なくとも1：3でした。合計のrバンドの大きさとX線の光度に対する恒星エンベロープの寄与を考慮すると、MKW4sは化石グループのカテゴリーに分類されます。私たちの結果は、化石グループを形成するシェル楕円銀河のまれなケースを目撃していることを示しています。
$ L _ {\ star} $銀河のCGMにおける熱的不安定性：FIREシミュレーションによる「降水量」モデルのテスト
| Title |
Thermal_Instability_in_the_CGM_of_$L_{\star}$_Galaxies:_Testing_"Precipitation"_Models_with_the_FIRE_Simulations |
| Authors |
Clarke_J._Esmerian,_Andrey_V._Kravtsov,_Zachary_Hafen,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Eliot_Quataert,_Jonathan_Stern,_Dusan_Keres,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13945 |
銀河系質量銀河の5つのFIRE-2銀河形成シミュレーションで、低$z$銀河系（CGM）の熱力学的状態と冷却を調べます。これらのシミュレーションのCGMは、一般に多相かつ動的であり、IGMからのガスの降着と中央銀河と衛星銀河の両方からの風によって発生する、ほぼ非線形の密度摂動の広いスペクトルを伴います。粒子追跡分析でCGMの多相構造の起源を調査し、これらの摂動によって引き起こされる熱的不安定性の結果として、低エントロピーガスのほとんどがホットハローから冷却されたことを確認します。CGMの高温コンポーネントにおける冷却と自由落下のタイムスケール$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$の比率は、特定の半径で$\sim1-100$の広い範囲に広がりますが、およそすべての半径で一定の中央値$\sim5-20$$0.1R_{\rmvir}<r<R_{\rmvir}$。これらは、ICMの「降水量」モデルで熱不安定性しきい値として通常採用されている$\約10〜20$の値に似ています。その結果、定数$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$と流体静力学平衡の仮定に基づく1次元モデルは、シミュレーション数密度とエントロピープロファイルを近似的に再現しますが、金属性プロファイルを仮定する場合のみです。シミュレーションから直接取得。CGMの高温コンポーネント内のガスパーセルの$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$値は、冷却して中央銀河に降り着く確率を予測しないことを明示します。これは、$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$の値が、大振幅の密度摂動が蔓延しているガス状ハローの熱安定性の予測因子としては不十分であることを示唆しています。
$ 1.4
| Title |
The_kinematics_of_massive_quiescent_galaxies_at_$1.4_ |
| Authors |
J._Trevor_Mendel,_Alessandra_Beifiori,_Roberto_Saglia,_Ralf_Bender,_Gabe_Brammer,_Jeffrey_Chan,_Natascha_Forster_Schreiber,_Matteo_Fossati,_Audrey_Galametz,_Iva_Momcheva,_Erica_Nelson,_Dave_Wilman,_and_Stijn_Wuyts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13949 |
深いハッブル宇宙望遠鏡WFC3/F160Wイメージングと文献恒星速度分散測定とESOVLTのKMOSを使用して取得した新しい近赤外スペクトルの組み合わせを使用して、1.4ドル<z<2.1ドルで巨大な静止銀河の動的特性を研究します。これらのデータを使用して、典型的な力学と星の質量比が$\sim$0.2dex増加し、$z=2$から現在まで増加していることを示し、この進化を恒星の初期質量の可能な変化のコンテキストで調査します。関数（IMF）および/または銀河の有効半径内に含まれる暗黒物質の割合、$f_\mathrm{DM}$。高赤方偏移のサンプルと低赤方偏移の可能性の高い子孫を比較すると、$f_\mathrm{DMから$z\約1.8$以降、$f_\mathrm{DM}$は4倍以上増加していることがわかります。}$=$6.6\pm1.0$％から$\sim$24％。観察された増加は、動的質量を推定したり、前駆細胞と子孫を一致させるために使用される方法の変更に対して堅固に見えます。オフセットパラメーター$\alpha$を介して恒星IMFの可能な変動を定量化します。これは、シャブリエIMFを使用して推定された恒星の質量に対する星の動的質量の比率として定義されます。低赤方偏移での静止銀河間で報告された恒星の速度分散と$\alpha$の間の相関関係が$z=2$ですでに整っていることを示し、（ほとんどマイナーな）マージによるその後の進化がこの関係を維持するように機能することを主張します銀河のサイズと恒星の質量の全体的な成長に大きく貢献しています。
銀河団のDIANOGAシミュレーション：プロトクラスターにおける星形成の特徴
| Title |
The_DIANOGA_simulations_of_galaxy_clusters:_characterizing_star_formation_in_proto-clusters |
| Authors |
L._Bassini,_E._Rasia,_S._Borgani,_G._L._Granato,_C._Ragone-Figueroa,_V._Biffi,_A._Ragagnin,_K._Dolag,_G._Murante,_G._Taffoni,_L._Tornatore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13951 |
我々は、赤方偏移範囲$0<z<4$の銀河（原始）クラスターの宇宙流体力学シミュレーションにおける星形成率（SFR）を研究し、最近の観測研究と比較しました。また、SFR、星形成効率、ガス分率などの銀河特性に対する星形成モデルのパラメーターの変化の影響を調査しました。12クラスターを中心としたズームイン宇宙流体力学シミュレーションのセットを分析します。シミュレーションは、AGNフィードバックを含む未解決のバリオン物理学を処理するためのさまざまなサブグリッドモデルを含むGADGET-3TreePM/SPHコードで実行されます。シミュレーションは、protoclustersコア内で観察されたSFRの高い値を再現しません。SFRの値は、$z\sim2$と$z\sim4$の両方の係数$\gtrsim4$によって過小予測されます。シミュレーションは観測されたスターバースト母集団を再現できず、$z\sim2$で悪化するため、違いが発生します。シミュレーションは、星形成銀河のメインシーケンスの正規化（つまり、恒星の質量とSFRの相関）を係数で予測できないためです。$\sim3$。メインシーケンスの低い正規化は過小評価されたガス分率によって駆動されるように見えるため、数値シミュレーションが予測されるガス分率が低すぎるため、または星形成効率が低すぎるために、数値シミュレーションがスターバースト銀河を見落とすかどうかは不明確なままです。私たちの結果は、星形成サブグリッドモデルのさまざまなパラメーターに対して安定しており、AGNフィードバックの詳細に依存しません。
FIREシミュレーションにおける内部CGMのビリアル化と、銀河円盤、星形成、フィードバックへの影響
| Title |
Virialization_of_the_inner_CGM_in_the_FIRE_simulations_and_implications_for_galaxy_discs,_star_formation_and_feedback |
| Authors |
Jonathan_Stern,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Drummond_Fielding,_Eliot_Quataert,_Zachary_Hafen,_Alexander_B._Gurvich,_Xiangcheng_Ma,_Lindsey_Byrne,_Kareem_El-Badry,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_T.K._Chan,_Robert_Feldmann,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Andrew_Wetzel,_Norman_Murray_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13976 |
FIRE-2宇宙論シミュレーションを使用して、ビリアル温度の形成、赤方偏移0<z<5の銀河系周囲媒質（CGM）における準静的気相、およびこのビリアル化相の形成が銀河の進化にどのように影響するかを調査しますディスク。ハロー質量が〜10^12M_sunを横切るとき、内部CGM（〜0.1R_vir、ここでR_virはビリアル半径）での衝撃を受けたガスの冷却時間がローカルの自由落下時間を超えることを示します。次に、内部CGMは、平均ビビリアル温度（T<<T_vir）、大きな圧力変動、超音速の流入/流出速度からビリアル温度（T〜T_vir）、均一圧力、亜音速への移行を経験します。この遷移は、外側のCGM（〜0.5R_vir）がすでに亜音速で、温度が〜T_virである場合に発生します。これは、大きな半径での冷却時間が長いため、外側のCGMが内側のCGMよりも低いハロー質量でビリアル化することを示しています。このアウトサイドインCGMビリアル化シナリオは、より理想的なシミュレーションに基づいて一般的に想定されるインサイドアウトシナリオとは対照的です。内部CGMのビリアル化が中央銀河の特性の急激な変化とその恒星フィードバックと一致することを示します：銀河は安定した回転円盤に落ち着き、星形成は「バースト」から「定常」へと移行し、恒星駆動銀河規模の流出が抑制されます。したがって、我々の結果は、CGMのビリアル化が、当初想定されていたような星形成の消光ではなく、回転が支配する薄い銀河円盤の形成と最初に関連していることを示唆しています。
SPT-SZ調査からのほこりの多い星形成銀河の完全な赤方偏移分布
| Title |
The_Complete_Redshift_Distribution_of_Dusty_Star-forming_Galaxies_from_the_SPT-SZ_Survey |
| Authors |
C._Reuter,_J._D._Vieira,_J._S._Spilker,_A._Weiss,_M._Aravena,_M._Archipley,_M._Bethermin,_S._C._Chapman,_C._De_Breuck,_C._Dong,_W._B._Everett,_J._Fu,_T._R._Greve,_C._C._Hayward,_R._Hill,_Y._Hezaveh,_S._Jarugula,_K._Litke,_M._Malkan,_D._P._Marrone,_D._Narayanan,_K._A._Phadke,_A._A._Stark,_and_M._L._Strandet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14060 |
南極望遠鏡（SPT）は、2500平方度の宇宙論的ミリ波調査で系統的に81個の高赤方偏移の強い重力レンズの塵の多い星形成銀河（DSFG）を特定しました。このフラックス制限（$S_{870\、\mathrm{\mum}}>25\、\mathrm{mJy}$）サンプルの最終的な分光赤方偏移調査を提示します。赤方偏移調査は、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayを使用して、一酸化炭素のライン放出をターゲットとして、3mmのスペクトルウィンドウ全体で行われました。これで、SPTサンプルは分光学的に完全になり、赤方偏移は$1.9$$<$$z$$<$$6.9$の範囲で、中央値は$z=3.9\pm0.2$です。遠赤外線測光とすべての光源のスペクトルエネルギー密度の適合を推定し、推定された固有の特性とともにmmを表示します。SPTソースのプロパティをレンズなしのDSFG母集団と比較すると、強い重力レンズ効果を考慮した後でも、SPTで選択されたDSFGが最も極端な赤外線発光銀河であることを示しています。SPTソースは、星形成率の中央値が$2.3（2）\times10^3\、\mathrm{M_\odotyr^{-1}}$、中央部のダスト質量が$1.4（1）\times10^9\です。、\mathrm{M_\odot}$。ただし、赤方偏移を考慮すると、SPTソースの推定ガス枯渇タイムスケールは、レンズなしDSFGのそれに匹敵します。このSPTサンプルには、$z$$>$$5$にある既知の分光的に確認されたDSFGの約半分が含まれているため、これが最新の高赤方偏移DSFGの最大のサンプルになり、明るいDSFGの分布。銀河形成モデルは、SPT赤方偏移の説明に苦労していますが、この完全で明確な調査からのより大きなサンプル統計は、将来の理論的取り組みの通知に役立ちます。
初期のガス放出のプローブとしての開いた星団の潮汐尾I：半解析モデル
| Title |
Tidal_tails_of_open_star_clusters_as_probes_to_early_gas_expulsion_I:_A_semi-analytic_model |
| Authors |
Franti\v{s}ek_Dinnbier,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14087 |
星団は、赤外線の暗い雲の最も濃い部分から形成されます。巨大な星の出現は、まだ星を形成していない残留ガスを追い出します。ガスの放出は、埋め込まれたクラスターの重力ポテンシャルを低下させ、クラスター星の多くを解放します。次に、これらの星は銀河の外部重力場を独自の軌道で移動し、潮汐の尾を形成します。ガイアによって検出される可能性のある動的に進化した（年齢>100Myr）銀河星団の周りの潮汐尾の予測を提供するために、ガス放出のさまざまなシナリオの下で始原ガスの放出によって形成される潮汐尾の形成と進化を調査しますミッション。尾の進化の半分析モデルを提供します。ガスの排出中に放出される潮汐の尾は、蒸発により徐々に形成される尾とは異なる運動学的特性を持っていることがわかります。ガス排出の潮汐の尾は、時間とともに非単調な拡張を示します。拡張のより長いエポックが、収縮のより短いエポックに散在しています。尾部の厚さと速度の分散は、厳密には定期的ではなく、時間とともに変化します。尾部の厚さと速度分散の最小値の時間は、銀河のポテンシャルの特性によってのみ与えられ、クラスターの特性によっては与えられません。尾の範囲、尾の厚さの最小値、および速度分散について（半）分析モデルによって提供される推定値は、nbody6シミュレーションと非常によく一致しています。これは、数値シミュレーションを実行する必要なしに、半解析モデルを使用して、特定の年齢と軌道パラメーターのクラスターのガス排出の潮汐尾の特性を推定できることを意味します。初期条件のより拡張されたパラメーター空間を使用した調査は、フォローアップペーパーで実行されます。
衝突リング銀河側転における近赤外線バーと疑似バルジの発見
| Title |
Discovery_of_a_near-infrared_bar_and_a_pseudobulge_in_the_collisional_ring_galaxy_Cartwheel |
| Authors |
Sudhanshu_Barway,_Y._D._Mayya_and_Aitor_Robleto-Or\'us |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14314 |
優れた品質の近赤外（NIR）K$_s$バンド画像の注意深い形態分析を使用して、原型衝突リング銀河側転におけるバー、疑似バルジ、および未解決の点光源の発見を報告します（=0.42\arcsecを参照）。ESOアーカイブ。棒は楕円形で、長軸の長さが3.23\arcsec\（$\sim$2.09〜kpc）で、それに沿ってほぼフラットな光の分布があります。ふくらみはほぼ円形（楕円率=0.21）で、有効半径は1.62\arcsec\（$\sim$1.05〜kpc）、セルシックインデックスは0.99で、後期型銀河の疑似バルジに典型的なパラメーターです。新しく発見されたバーは、ハッブル宇宙望遠鏡の空間解像度が2倍以上高くても、赤色とほこりっぽい特徴が存在するため、光学画像ではそのように認識できません。観測されたバーと疑似バルジは、衝突前の側転の先祖に属している可能性が高いです。原型衝突リング銀河カートホイールでのバーの発見は、バーが中央のバルジ（疑似）のような形態学的構造とともにドロップスルー衝突に耐えることができるという予測を確認する最初の観測証拠です。
放射冷却速度、イオン分率、分子存在量、自己シールドを含む線の放射率、局所およびメタ銀河の放射フィールド
| Title |
Radiative_cooling_rates,_ion_fractions,_molecule_abundances_and_line_emissivities_including_self-shielding_and_both_local_and_metagalactic_radiation_fields |
| Authors |
Sylvia_Ploeckinger,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14322 |
スペクトル合成コード\textsc{cloudy}を使用して、赤方偏移（z=0〜9）、温度（logT[K]=1〜9.5）、金属性（logZ/$）の広範囲にわたるガスの特性を表にします\mathrm{Z}_{\odot}$=-4〜+0.5、Z=0）、および密度（log$n_{\mathrm{H}}$[$\mathrm{cm}^{-3}$]=-8〜+6）。したがって、これには、星間、銀河系および銀河間媒体に特徴的な特性を持つガスが含まれます。ガスは赤方偏移に依存するUV/X線の背景にさらされますが、自己シールドされた低温ガス（つまり、ISMガス）の場合は、星間放射フィールドと宇宙線が追加されます。放射フィールドは、密度と温度に依存するガスとダストの柱によって減衰します。観測された星形成法に動機付けられて、このガス柱密度はまた、星間放射フィールドの強度と宇宙線密度を決定します。イオン化バランス、分子分率、冷却速度、線放射率、および平衡温度は、首尾一貫して計算されます。私たちは、それらの相対的な影響を研究するために、ダスト、宇宙線、および星間放射フィールドを段階的に含めます。これらの公開されているテーブルは、流体力学シミュレーションに最適です。これらは、スタンドアロンで使用することも、要素のサブセットの非平衡ネットワークに結合して使用することもできます。このリリースには、テーブルを読み込んで補間するためのCルーチンと、テーブルを探索するための使いやすいPythonグラフィカルユーザーインターフェイスが含まれています。
SN2020oiの周りの密な星周環境で進行する非等分割衝撃波
| Title |
A_non-equipartition_shockwave_traveling_in_a_dense_circumstellar_environment_around_SN2020oi |
| Authors |
Assaf_Horesh,_Itai_Sfaradi,_Mattias_Ergon,_Cristina_Barbarino,_Jesper_Sollerman,_Javier_Moldon,_Dougal_Dobie,_Steve_Schulze,_Miguel_Perez-Torres,_David_R._A._Williams,_Christoffer_Fremling,_Avishay_Gal-Yam,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Andrew_O'Brien,_Peter_Lundqvist,_Tara_Murphy,_Rob_Fender,_Justin_Belicki,_Eric_C._Bellm,_Michael_W._Coughlin,_Eran_O._Ofek,_V._Zach_Golkhou,_Matthew_J._Graham,_Dave_A._Green,_Thomas_Kupfer,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Adam_A._Miller,_James_D._Neill,_Yvette_Perrott,_Michael_Porter,_Daniel_J._Reiley,_Mickael_Rigault,_Hector_Rodriguez,_Ben_Rusholme,_David_L._Shupe,_and_David_Titterington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13952 |
わずか14ドルのMpcの距離にある壮大な設計の渦巻銀河、M100における若いタイプIc超新星SN2020oiの発見とパンクロマティック追跡観察を報告します。その後、爆発後わずか数日から数か月までのラジオ、X線、および光学波長での観測を行いました。超新星の光学的振る舞いは、他の通常のタイプIc超新星のそれと似ています。X線帯域ではイベントは検出されませんでしたが、電波観測により明るいmJy光源（$L_{\nu}\約1.2\times10^{27}{\rmerg\、s}^{-1}が明らかになりました{\rmHz}^{-1}$）。電波放出が検出可能な比較的少数のストリップされたエンベロープSNeを考慮して、この機会を利用して、取得した包括的な電波データセットの詳細な分析を行いました。電波を放出する電子は、最初に逆コンプトン冷却の段階を経験し、電波放出のスペクトルインデックスの急峻化につながります。冷却周波数の分析は、$\epsilon_e/\epsilon_B\gtrsim200$のレベルで等分割からの大きな偏差を示しています。これは、ストリップエンベロープSNeの他のいくつかのケースと同様です。無線データのモデリングは、SN噴出物によって星状物質（CSM）に駆動される衝撃波が$\sim3\times10^{4}\、{\rmkm\、s}^{-1で移動していることを示唆しています}$。恒星前駆細胞からの一定の質量損失を仮定すると、質量損失率は$\dot{M}\約1.4\times10^{-4}\、{M}_{\odot}\、{\rmyr}^{-1}$、想定される風速が$1000\、{\rmkm\、s}^{-1}$の場合。電波放射の時間的変化は、標準の$r^{-2}$より急な放射状のCSM密度構造を示唆しています。
$ \ gamma $線バーストでのシンクロトロン放射をサポートする初期の発光
$\gamma$-rayバースト（GRB）での即時放出の起源は、非常に議論されているトピックです。観測されたスペクトルは、放出領域の位置、磁場の強さ、加速された粒子の分布を制約する上で重要な役割を果たすと考えられています。プロンプト放射スペクトルとシンクロトロン放射シナリオとの明らかな不一致により、より複雑なモデルが検討されています。軟X線データ（0.5keVまで）をGRBスペクトルに含めることで、スペクトルに低エネルギーの破れが発見されました。さらに重要なことに、ブレークがシンクロトロン冷却周波数に関連している場合、スペクトル勾配の分布はシンクロトロン放射シナリオの予測にシフトしました。調査の範囲を光学ドメインに体系的に拡張する最近の研究について説明します。光からガンマ線へのスペクトルはシンクロトロンモデルと一致していることが示された。さらに、広く使用されている熱コンポーネントと非熱コンポーネントで作られた経験的モデルがテストされています。スペクトルのほとんどはシンクロトロンシナリオと一致しているが、2成分モデルは、汚染された残光放射の有無で光放射を説明することが困難であると結論付けている。シンクロトロンモデルの最適パラメーターから派生したGRB放出領域のパラメーター空間についてコメントします。基本的なワンショット粒子加速モデルでは、磁場強度（$\sim$10G）と放出領域の半径（$R_\gamma\ge10^{16}$のかなり考案された解に対応しています。CM）。完全に一貫した全体像を得るには、基本モデルの可能な修正が必要です。
構造化ジェットによって説明される$ \ gamma $線バーストのX線プラトー
NeilGehrelsSwiftObservatoryに搭載されたX線望遠鏡（XRT、0.3-10keV）による$\gamma$線バースト（GRB）の追跡により、浅い崩壊相（いわゆるプラトー）は、GRBのかなりの割合でのX線放射の。この予期しない一時的な動作は、標準的なGRB残光の期待に適合しません。したがって、ここ数年で、外部衝撃へのエネルギー注入を引き起こす多くのモデルが登場し、GRBの中央エンジンの長期にわたる活動が必要になりました。新しい代替の包括的なモデルについて説明します。プラトーフェーズは、ジェットが示す高緯度放射（つまり、曲面からの迅速な放射がオフになった後、見通し線に対してより大きな角度から観測された放射）に起因します。バルク運動と強度構造。このモデルにより、X線光度曲線の時間的挙動だけでなく、光からX線への同時放射の多様性も再現できます。
ペルセウス団のビリアル半径に巨大な寒冷前線はありますか？
| Title |
Is_there_an_enormous_cold_front_at_the_virial_radius_of_the_Perseus_cluster? |
| Authors |
S._A._Walker,_M._S._Mirakhor,_J._ZuHone,_J._S._Sanders,_A._C._Fabian,_P._Diwanji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14043 |
ペルセウス団のモザイクをビリアル半径から西に拡張する新しいXMM-Newton観測を提示します。ROSATを使用した以前の研究では、おそらく大規模なガススロッシングの結果として、西側の表面の明るさが大幅に過剰であると報告されていますが、この過剰が寒冷前線の背後にあるかどうかを判断するための空間分解能と深度が不足しています。私たちの新しいXMM観測では、平均自由行程に匹敵する幅で、西へのクラスタービリアル半径（1.7Mpc）近くのX線表面輝度に鋭いエッジがあることがわかりました。すざくのデータを使用してこのエッジ全体の温度を測定すると、このエッジの外側で温度が急激に上昇していることがわかります。これらの特性はすべて、このエッジが銀河団で観測された最大のコールドフロントであることと一致しています。また、西から2番目のエッジ、コアから1.2Mpcを見つけます。これもコールドフロントのようです。私たちの結果は、磁場がクラスタービリアル半径に至るまで、冷たいフロントを乱流に対して安定させることができることを示しています。数値シミュレーションと比較すると、これらの大きなコールドフロントには、クラスターコアを破壊せずに高速のガス運動を生成できる、大きな衝撃パラメータ、低質量比の合併が必要であることがわかります。
バイナリブラックホール合併重力波イベントS190521gの電磁対応候補
| Title |
Candidate_Electromagnetic_Counterpart_to_the_Binary_Black_Hole_Merger_Gravitational_Wave_Event_S190521g |
| Authors |
M._J._Graham,_K._E._S._Ford,_B._McKernan,_N._P._Ross,_D._Stern,_K._Burdge,_M._Coughlin,_S._G._Djorgovski,_A._J._Drake,_D._Duev,_M._Kasliwal,_A._A._Mahabal,_S._van_Velzen,_J._Belicki,_E._C._Bellm,_R._Burruss,_S._B._Cenko,_V._Cunningham,_G._Helou,_S._R._Kulkarni,_F._J._Masci,_T._Prince,_D._Reiley,_H._Rodriguez,_B._Rusholme,_R._M._Smith,_M._T._Soumagnac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14122 |
（候補）バイナリブラックホール（BBH）合併への最初のもっともらしい光電磁（EM）対応を報告します。ZwickyTransientFacility（ZTF）によって検出されたEMフレアは、アクティブな銀河核（AGN）の降着円盤でのキックされたBBHマージの期待と一致しており、その可能性は（$<O（0.01\％$））ありません。このソースの固有の変動性に。色の進化の欠如は、それが超新星ではなく、代わりに一定の温度衝撃を強く示唆していることを意味します。マイクロレンズや潮汐破壊イベントなどの他の偽陽性イベントは除外されるか、$<O（0.1\％$）に制限されます。フレアがS190521gに関連付けられている場合、以下のもっともらしい値が見つかります：総質量$M_{\rmBBH}\sim100M_{\odot}$、キック速度$v_k\sim200\、{\rmkm}\、{\rms}^{-1}$、$\theta\sim60^{\circ}$、アスペクト比$H/a\sim0.01$のディスク（つまり、半径$a$でのディスクの高さ$H$））およびガス密度$\rho\sim10^{-10}\、{\rmg}\、{\rmcm}^{-3}$。マージはディスク移行トラップで発生した可能性があります（$a\sim700\、r_{g}$;$r_g\equivGM_{\rmSMBH}/c^2$、where$M_{\rmSMBH}$AGN超大質量ブラックホールの質量です）。パラメータの組み合わせは、S190521gのブラックホールの少なくとも1つが大幅に回転することを意味します。私たちの分光法のタイミングは、中心から外れたフレアによるブロードラインの非対称性に対する有用な制約を防ぎます。$\sim1.6\、{\rmyr}\、（M_{\rmSMBH}/10^{8}M_{\odot}）のディスクとの再遭遇による、このソースでのフレアの繰り返しを予測します\、（a/10^{3}r_{g}）^{3/2}$。
強磁場における核反応スクリーニング、弱い相互作用、およびr-プロセス元素合成
| Title |
Nuclear_Reaction_Screening,_Weak_Interactions,_and_r-Process_Nucleosynthesis_in_High_Magnetic_Fields |
| Authors |
Michael_Famiano,_A._Baha_Balantekin,_Toshitaka_Kajino,_Motohiko_Kusakabe,_Kanji_Mori,_Yudong_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14148 |
クーロンスクリーニングと、高温の磁化プラズマにおける弱い相互作用を調べます。クーロンスクリーニングは、電子と陽電子が平衡状態にある相対論的熱プラズマで評価されます。温度の影響に加えて、強い外部磁場からの弱いスクリーニングに対する影響も評価されます。高磁場では、電子の横運動量成分がランダウレベルに量子化されます。高温および高磁場での特徴的なプラズマ遮蔽長を調べます。スクリーニングの長さの変更に加えて、弱い相互作用率の変化が推定されます。電子と陽電子のスペクトルがランダウ準位によって支配されているため、高磁場は$\beta$崩壊率の増加をもたらす可能性があることがわかりました。最後に、ここで検討した効果は、単純なrプロセスモデルで評価されます。相対論的クーロンスクリーニングが最終的な存在量分布に与える影響は小さいことがわかります。強い磁場での弱い相互作用率の変化は、r-プロセスの進化と存在量の分布に影響を与える可能性がありますが、重要な影響を与えるために必要な場の強さは、現在r-プロセス環境の典型と考えられているものよりも大きい場合があります崩壊ジェットや中性子星の合併で。rプロセスサイトがフィールドに存在する場合、$\gtrsim10^{14}$弱い崩壊に対するフィールドのG効果が重要になる可能性があります。
| Title |
Monte-Carlo_simulations_of_fast_Newtonian_and_mildly_relativistic_shock_breakout_from_a_stellar_wind |
| Authors |
Hirotaka_Ito,_Amir_Levinson,_Ehud_Nakar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14250 |
厚い恒星風に囲まれたコンパクトな星の強力な爆発は、高速（$>0.1c$）の放射線媒介衝撃（RMS）を引き起こし、風に伝わり、最終的には光子が衝撃遷移層から脱出し始めると徐々に爆発します。非常に強い爆発または非球面爆発では、衝撃速度は相対論的でさえあります。ブレイクアウト信号の特性は、ブレイクアウトフェーズ中のショックのダイナミクスと構造に依存します。ここでは、放射損失のある有限のRMSの自己矛盾のないモンテカルロシミュレーションを使用して計算された、高速ニュートンおよび穏やかな相対論的ショックのブレイクアウト放出のスペクトルと光度曲線を初めて提示します。$\nuF_\nu$ピークの衝撃速度への強い依存性が見つかりました。$v_s/c=0.1$の$\sim1$keVから$v_s/c=0.5$の$\sim100$keVの範囲です。、損失が増加するにつれて、より低いエネルギーにシフトします。調査したすべてのケースで、ピークより下のスペクトルは、吸収が重要となる遮断周波数まで下がるほぼ平坦な成分（$F_\nu\sim\nu^0$）を示します。これは、これまで予想されていたよりもはるかに明るい光学/UV放射を意味します。計算された光度曲線は、代表的な条件で数十秒から数百秒にわたって徐々に上昇しています。SN2008D/XRT080109への適用と検出限界についても説明します。eROSITAの検出率は1年に1回程度と予測しています。
複数の内部衝撃があるモデルのGRBからのUHECR起源の系統的パラメーター空間研究
| Title |
Systematic_parameter_space_study_for_the_UHECR_originfrom_GRBs_in_models_with_multiple_internal_shocks |
| Authors |
Jonas_Heinze,_Daniel_Biehl,_Anatoli_Fedynitch,_Denise_Boncioli,_Annika_Rudolph,_Walter_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14301 |
UHECRスペクトルと組成を説明し、予測（ソースとソース）を研究することにより、従来の長時間ガンマ線バースト（GRB）が内部高エネルギー宇宙線（UHECR）の主要な発生源であるというパラダイムを精査します。宇宙線）ニュートリノフラックス。天体物理学GRBニュートリノのスタッキング検索は、単一ゾーンモデルのパラメーター空間を強く制約することが示されているため、異なるメッセンジャーが同じオブジェクトの異なる領域から来ることが予想される複数の衝突のダイナミクスに焦点を当てます。確率論的および決定論的エンジンの両方を記述できるモデルを提案します。これは体系的に研究されています。GRBは確かに、同等の品質を持つさまざまな異なるモデルの仮定のUHECRを記述できることがわかります。注入時に必要な重い質量分率は70％（95％CL）より大きいことがわかります。ソースとUHECR伝播からの（UHECRデータからの）ポストディクティッドニュートリノフラックスが確かに現在の感度を下回っていることを示しますが、次世代の実験によって到達されます。最後に、この研究で見つかった特定の例を使用して、必要なソースエネルギー論を批判的にレビューします。
Nova V906車の多波長測光と前駆体分析
| Title |
Multi-wavelength_Photometry_and_Progenitor_Analysis_of_the_Nova_V906_Car |
| Authors |
Jerrick_Wee,_Nadejda_Blagorodnova,_Bryan_Edward_Penprase,_Jett_Pierce_Facey,_Taiga_Morioka,_Hank_Corbett,_Brad_N._Barlow,_Thomas_Kupfer,_Nicholas_M._Law,_Jeffrey_K._Ratzloff,_Ward_S._Howard,_Ramses_Gonzalez_Chavez,_Amy_Glazier,_Alan_Vasquez_Soto,_and_Takashi_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14336 |
2018年3月16.32UT（MJD58193.0）のASASS-SN調査で発見された、NovaCar2018およびASASSN-18fvとしても知られる古典的なnovaV906Carの光学および赤外線測光を示します。新星はMJD58222.56で$V_{\rm{max}}=5.84\pm0.09$等で最大に達し、下降時間は$t_{2、V}=26.2$dおよび$t_{3、V}=でした。33.0ドルd。Evryscopeからのデータは、新星が発見の5日前にすでに$g=$20.13$\pm$0.03と比較して、$g'\simeq13$\magまで明るくなっていることを示しています。高解像度分光法から導き出された新星への消光は、$A_V=1.11_{-0.39}^{+0.54}$の手前のカリーナ星雲への消滅と一致する推定値を示しています。光度曲線はまれなC（カスプ）クラスの新星に似ており、カスプフレア後の傾斜角が$\alpha=-3.94$の急勾配です。光度の低下率から、白色矮星の質量は$M_{WD}$=$<0.8$M\textsubscript{\（\odot\）}と推定され、$M_{WD}=0.71^{+と一致します。0.23}_{-0.19}$は、システムの降着円盤を静止状態でモデル化することから得られました。ドナー星は、おそらく伴星によって加熱されている0.23-0.43\、\MsunのK-Mドワーフです。
SGR 1935 + 2154からの無線/ X線バースト：放射メカニズムと可能なQPO
最近、高速無線バースト（FRB）のようなイベントが、X線バーストを伴う銀河マグネター、SGR1935+2154に関連付けられていることがわかりました。この無線バーストは、荷電バンチからのコヒーレント曲率放射、高速磁気音波（FMS）波、衝撃からのシンクロトロンメーザー、および低ツイストマグネターのパルサーのようなメカニズムを含む、マグネターを含む典型的な放出メカニズムに挑戦することがわかります。より具体的には、（1）X線は磁気圏の内部で生成される可能性が最も高いことがわかります。（2）Alfv\'en波の崩壊からのコヒーレント曲率放射の場合、磁力線の強いねじれと内部減衰により、観測よりも短い期間（$\lesssim0.1$ms）が予測されますアルフの波。（3）FMS波モデルは、磁気圏内で生成されない限り、非常に低い放出周波数$\nu_{\rmp}\sim0.03$MHz$\ll$GHzを予測します。しかし、磁気圏FMS波モデルの吸収効果はまだ研究されていません。（4）シンクロトロンメーザーモデルは、X線と電波の両方の曲線のピークが同じ時間分離を持っていることが観察により示されているため、挑戦されています$\Deltat_{\rmFRB}=\Deltat_\gamma\approx0.03$s、ただし$\Deltat_{\rmFRB}\ll\Deltat_\gamma$を予測します。（5）マグネターの活動が磁気圏を大きく変形させる可能性があるため、低ねじれパルサーのようなメカニズムをフレア型マグネターに直接適用することは難しいようです。（6）将来の観測のために無線バーストの特性を研究する4つの可能性、特にダブル/マルチピークのFRBにおける高周波（$0.5-2$ms）の準周期的振動の可能性について議論しました。
コンパクトなバイナリ進化における低い質量ギャップと不平等な質量レジームの調査
| Title |
Exploring_the_Lower_Mass_Gap_and_Unequal_Mass_Regime_in_Compact_Binary_Evolution |
| Authors |
Michael_Zevin,_Mario_Spera,_Christopher_P_L_Berry,_Vicky_Kalogera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14573 |
2019年8月14日、LIGOおよびVirgo検出器はGW190814を観測しました。GW190814は、$\simeq23M_\odot$ブラックホールと$\simeq2.6M_\odot$コンパクトオブジェクトの結合から発生した重力波信号です。GW190814のコンパクトバイナリソースは、非常に非対称な質量と、コンパクトオブジェクトバイナリ内の最も重い既知の中性子星と最も軽い既知のブラックホールの間にある低質量成分の両方が非定型です。孤立したバイナリ進化を通じて形成された場合、二次の質量は誕生時のその質量を示します。大規模な星のバイナリ進化における多くの物理的な不確実性をカプセル化する一連の仮定にまたがる、孤立したバイナリ進化によるそのようなシステムの形成を調べます。中性子星とブラックホールの間の遷移における質量スペクトルの人工ギャップをなくすために、プロトコンパクトオブジェクトの崩壊中に中性子化プロセスに質量損失がどのように実装されるかを更新します。ポピュレーションモデリングがGW190814に似たシステムの経験的なレートに一致すると同時に、重力波観測によって推測される他のコンパクトなバイナリポピュレーションのレートと一致することは、困難であることがわかります。それにもかかわらず、測定可能な速度でGW190814に似たシステムを形成するには、超小型エンジンモデルが必要です。超新星エンジンモデルは、プロトコンパクトオブジェクトが爆発の直前にかなり降着し、GW190814が大規模な星の結果であるかどうかを示唆します。バイナリ進化、中性子星とブラックホールの間の質量のギャップが狭いまたは存在しない可能性があります。
LISAは若い大規模でオープンな星団から供給されています
私は、次のLISAミッションによって永続的な重力波（GW）源として検出できる恒星質量のバイナリブラックホール（BBH）の組み立てにおける若い大規模（YMC）とオープンスタークラスター（OC）の潜在的な役割を研究します。スタークラスター内のエネルギー的な動的相互作用により、それらはBBHと、一般相対論的（GR）のインスピレーションと合併を受ける他のタイプの二重コンパクトバイナリーを組み立てる工場になります。そのようなインスパイラルの初期フェーズは、通常、LISAGWバンド全体に広がります。ここでは、そのようなLISAソースは、金属が豊富で金属が少ない環境におけるYMCおよび中年OCを表す、質量が$10^4M_\odot-10^5M_\odot$を超える星団の一連の進化モデルから研究されています。ローカル宇宙。これらのモデルは、最先端の恒星進化モデルと残余形成モデルを組み込んだ、長期的で直接的な相対論的多体計算によって進化しています。このようなモデルクラスターで構築されたローカルユニバースのモデルに基づいて、YMCと中年のOCは、現在の宇宙エポックで数十から数百のLISABBHソースを生成し、GW周波数は$10^{-3}{\rm以内であることが示されています。〜Hz}-10^{-1}{\rm〜Hz}$と信号対雑音比（S/N）$>5$（ミッション寿命が5年または10年であると想定）。このようなLISABBHは、総質量に二峰性の分布を持ち、一般に偏心（$\lesssim0.7$）であり、質量非対称のシステムも可能ですが、通常は同様のコンポーネント質量を持っています。本質的に、YMCとOCからのLISAで検出可能な現在のBBHが数千あります。このようにして、YMCとOCは、LISAで検出可能な恒星質量のBBH集団に重要かつ支配的な貢献をします。これらのBBHのごく一部（$<5$％）は、ミッションタイムスパン内でLIGO-VirgoGW周波数帯域に到達してマージするためにGRインスパイラルを受けます。$<15$％は、タイムスパンの2倍以内にそうします。
GW190814の2次がかつて高速回転中性子星であった場合の最大質量の下限
| Title |
A_lower_bound_on_the_maximum_mass_if_the_secondary_in_GW190814_was_once_a_rapidly_spinning_neutron_star |
| Authors |
Elias_R._Most,_L._Jens_Papenfort,_Lukas_R._Weih,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14601 |
GW190814の最近の検出では、質量が$\sim23\、M_{\odot}$のプライマリとバイナリが質量$\sim2.6\、M_{\odot}$のセカンダリのマージが特徴でした。一次はブラックホールである可能性が最も高いですが、二次は、これまでに観測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のいずれかであると解釈できます。ここで、GW190814のセカンダリはab-initioブラックホールでもエキゾチックなオブジェクトでもない必要があると主張します。むしろ、核物質の状態方程式についての現在の理解に基づくと、合併前のある時点で回転ブラックホールに崩壊した、高速回転中性子星である可能性があります。均一に回転する中性子星の質量とスピンを結ぶ普遍的な関係を使用して、2次のスピン$0.49\lesssim\chi\lesssim0.68$、およびこれまで検出によって制約されていない量-と、新しい厳密な下限を推定します非回転中性子星の最大質量$M_{\rmTOV}>2.08^{+0.04}_{-0.04}\、\、M_{\odot}$にバインドされ、非常に大規模なパルサーの最近の観測と一致。新しい下限は、二次中性子星がブラックホールに崩壊する可能性が低いシナリオでも有効です。
城：パフォーマンスと科学のケース
| Title |
CASTLE:_performances_and_science_cases |
| Authors |
S._Lombardo,_F._Prada,_E._Hugot,_S._Basa,_J._M._Bautista,_S._Boissier,_A._Boselli,_A._Bosma,_J._C._Cuillandre,_P._A._Duc,_M._Ferrari,_N._Grosso,_L._Izzo,_K._Joaquina,_Junais,_J._Koda,_A._Lamberts,_G._R._Lemaitre,_A._Longobardi,_D._Mart\'inez-Delgado,_E._Muslimov,_J.L._Ortiz,_E._Perez,_D._Porquet,_B._Sicardy,_P._Vola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13956 |
ここでは、CalarAlto天文台（スペイン）に設置される、湾曲検出器の技術実証機であるCalarAltoSchmidt-LemaitreTelescope（CASTLE）の概念を紹介します。この望遠鏡は、視野が広く（2.36x1.56deg^2）、非常に低レベルの翼とゴースト機能が低減された点広がり関数を生成するように最適化された設計になっているため、通常影響を与えるいくつかの系統的な影響を受けにくくなっています。同様のシステム。これらの特性は、表面輝度の低い宇宙の研究に特に適しています。CASTLEは、空の背景レベルよりもはるかに暗い表面輝度に到達し、潮汐の特徴、恒星のハロー、クラスター内の光など、銀河の周りの非常に広がってかすかな特徴を観察することができます。CASTLEは、検索やガンマ線バースト（GRB）、重力波光学対応物、ニュートリノ対応物などの天体物理的過渡現象を検出します。これにより、正確に局在するGRBの数が20％から60％に増加します（フェルミ/GMBGRBの場合）。
Spitzer IRACを使用した高精度測光分析に適用されるランダムフォレスト
| Title |
Random_Forests_applied_to_High_Precision_Photometry_Analysis_with_Spitzer_IRAC |
| Authors |
Jessica_Krick,_Jonathan_Fraine,_Jim_Ingalls,_Sinan_Deger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14095 |
ランダムフォレストを使用したIRAC高精度測光の体系を修正することにより、天体物理学的特徴を測定するための機械学習手法を採用した新しい方法を紹介します。IRACの光度曲線データの主な体系は、ピクセル内応答関数と相まって、不可避の望遠鏡の動きによる位置の変化です。私たちは、この種の作業に使用される単一のピクセル（スイートスポットピクセル）に公開されている大量のキャリブレーションデータを使用して、高速で使いやすく正確な科学データの補正を行うことを目指しています。この校正データの修正には、それ自体の科学データを使用する代わりに、独立したデータセットを使用するという利点があります。これには、天体物理学の変動が含まれるという欠点があります。機能エンジニアリングとハイパーパラメーター最適化に焦点を当てた後、ブーストされたランダムフォレストモデルがデータを削減し、XO-3bの10回の日食観測の中央値が1459+-200百万と測定されることを示します。これは、7つの異なる方法で行われた文献の平均と同等の深さですが、測定方法のばらつきは、削減方法によって異なりますが、これらの文献の値よりも30〜100％大きくなります。また、XO-3bの基準データセットを使用して同様の方法で結果を確認しようとする他の人にも警告します。内部テストデータセットで最初に優れたスコアを提供するモデルを見つけることができましたが、その結果は、その惑星の日食深度を大幅に過小評価していました。
将来のセグメント化宇宙望遠鏡のためのコロナグラフィック焦点面波面センシングの実験的検証
| Title |
Experimental_validation_of_coronagraphic_focal-plane_wavefront_sensing_for_future_segmented_space_telescopes |
| Authors |
Lucie_Leboulleux,_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage,_R\'emi_Soummer,_Thierry_Fusco,_Laurent_Pueyo,_Laurent_M._Mugnier,_Christopher_Moriarty,_Peter_Petrone,_Keira_Brooks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14494 |
宇宙から地球に似た惑星を直接イメージングするには、必要な10^10の高コントラストに到達するために、大きなセグメント化された開口とコロナグラフ、波面センサー、波面制御などの機器や技術を組み合わせた専用の観測所が必要です。これらのシステムの複雑さは、主鏡のセグメンテーションによって増加します。これにより、地球のような惑星をイメージングするために必要な大径が可能になりますが、瞳孔の形状とセグメンテーションのために画像に特定のパターンが導入され、高コントラストのイメージングが行われますより挑戦的。これらの欠陥の中で、主鏡の位相誤差は性能に対する強い制限です。この論文では、コロナグラフィック焦点面波面推定による太陽系外惑星検出（COFFEE）技術を使用して、高コントラストシステムのセグメント位相エラーの波面センシングに焦点を当てます。37セグメントミラーに適用されたエラーを再現するために、コロナグラフを使用しない構成と従来のLyotコロナグラフを使用する構成で、複素開口望遠鏡（HiCAT）テストベッドの高コントラストイメージングにコーヒーを実装してテストしました。再建の品質と限界を分析しました。COFFEEが、通常は100nmRMSのピストン、チップ、およびチルトの収差について、セグメント化された望遠鏡の位相誤差を正しく推定できることを示します。また、コロナグラフによって高度にフィルター処理される低次波面モードの再構成のためのコーヒーの制限も確認しました。これは、HiCATで2つのフォーカルプレーンマスクサイズを使用して示されています。これらの問題を軽減するために、ハードウェアシステムとコーヒーオプティマイザーの両方で可能な解決策について説明します。
AnisoCADO：非常に大きな望遠鏡の補償光学点広がり関数を分析的に生成するためのPythonパッケージ
| Title |
AnisoCADO:_a_python_package_for_analytically_generating_adaptive_optics_point_spread_functions_for_the_Extremely_Large_Telescope |
| Authors |
Kieran_Leschinski_(1),_Eric_Gendron_(2)_((1)_University_of_Vienna,_(2)_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14572 |
AnisoCADOは、ヨーロッパの超大型望遠鏡（ELT）の点像分布関数（PSF）の画像を生成するためのPythonパッケージです。このコードにより、ユーザーは、結果のPSFの形状およびストレール比に影響を与える最も重要な大気および観測パラメーターの多くを設定できます。これには、大気乱流プロファイル、単一共役適応光学系のガイド星の位置（SCAO）ソリューション、微分望遠鏡瞳透過率など。ドキュメントはhttps://anisocado.readthedocs.io/en/latest/にあります。
銀河系オオカミ-Rayet星の分光学的多様性調査。 I.北部WCシーケンス
| Title |
A_spectroscopic_multiplicity_survey_of_Galactic_Wolf-Rayet_stars._I._The_northern_WC_sequence |
| Authors |
Karan_Dsilva,_Tomer_Shenar,_Hugues_Sana_and_Pablo_Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13957 |
現在、大規模な星の大多数が複数のシステムに存在していることが確立されています。ただし、多重度の影響は十分に理解されていないため、大質量星の進化の最終段階については不確実性が山積しています。これらの不確実性を調査するために、大質量星が崩壊する直前に研究することは有用です。古典的なWolf-Rayet星は、質量の上限での星の最終段階を表しています。これらの星の多重度の割合は、銀河では${\sim}0.4$であると報告されていますが、観測バイアスの補正は試みられていません。この研究の目的は、バイアスが補正された多重度特性を導出するために、銀河系ウルフ-ラエット星の大きさが制限された（$V$$\leq12$）サンプルの均質な放射速度調査を実施することです。本論文は、ラパルマ島の1.2mメルカトル望遠鏡で観測可能な12の銀河系の炭素に富む（WC）ウルフレイエット星に焦点を当てています。相互相関を使用して、炭素が豊富なWolf-Rayet星の相対放射速度（RV）を均一に測定しました。派生RVのバリエーションを使用して、バイナリ候補にフラグを付けました。可能性のある軌道構成を調査し、モンテカルロシミュレーションを通じて観測バイアスの最初の補正を提供します。私たちのサンプルの12の北銀河WCスターのうち、7つは10kms$^{-1}$より大きいピークツーピークRV変動を示し、これを検出しきい値として採用しています。これにより、観測された分光多重度は0.58になり、二項誤差は0.14になります。私たちのキャンペーンでは、短期間（P〜$<〜\sim$100\、d）の明らかな欠如が見つかりました。これは、多数の銀河WCバイナリが長期間システムに存在する可能性が高いことを示しています。最後に、私たちのシミュレーションは、10％の有意水準で、銀河WC母集団の固有の多重度の割合が少なくとも0.72であることを示しています。
ガイア賞のマイクロレンズ現象の予測に欠陥がある
| Title |
Predictions_of_Gaia's_prize_microlensing_events_are_flawed |
| Authors |
Peter_McGill,_Andrew_Everall,_Douglas_Boubert,_and_Leigh_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.13958 |
ガイアの2回目のデータリリースからの精密天体測定により、天文学者は5,787マイクロレンズ現象を予測でき、そのうち528は拡張されたガイアミッション（J2014.5-J2026.5）内で最大値を示しました。これらのイベントのガイア時系列天文測定の将来の分析は、いくつかのケースでは、レンズの正確な重力質量測定につながります。G=18よりも明るい光源での拡張ガイアミッション中に予測されたイベントの61％は偽である可能性が高く、これらの場合のバックグラウンドソースは通常、重複した検出またはレンズのバイナリコンパニオンです。これらの偽のイベントを識別するための品質カットと、マイクロレンズイベント候補の改訂リストを提示します。私たちの調査結果は、Gaiaミッション中の予測可能な天体マイクロレンズ現象の半分がまだ特定されていないことを意味しています。
恒星コロナX線放射と表面磁束
観測により、太陽や他の星のコロナX線放射は表面磁場に依存することが示されています。異なる物理パラメータ間の指数法則スケーリング関係を使用して、観測されたX線放出を磁束に接続する分析モデルを構築します。私たちのモデルの基礎は、コロナループの温度と圧力をその長さとエネルギー入力に接続するRosner、Tucker\＆Vaiana（RTV）のスケーリング則です。上層大気へのエネルギーフラックスを推定するために、異なる加熱メカニズムのために導出されたスケーリングを使用します。フィールドライン編組またはアルヴェン波加熱用。これを、活性領域のサイズと磁束の間の観測された関係によって補足し、X線の放射率が温度にどのように依存するかのスケーリングを導き出します。私たちの分析モデルに基づいて、X線放射の磁束に対するべき乗則依存性を見つけます。$L_{\rmX}\propto\Phi^m$であり、べき則指数$m$が範囲は約1から2です。この発見は、太陽の個々の特徴など、広範囲にわたる観察結果と一致しています。輝点または活動領域、さまざまな種類の星、活動レベルの変化。べき法則指数$m$は、加熱メカニズムの選択に依存し、我々の結果は、Alfv\en波加熱よりも編組とナノフレアのシナリオをわずかに優先します。さらに、機器の選択は、指数法則指数$m$に影響を与えます。これは、コロナプラズマの温度に対する観測された波長領域の感度のためです。全体的に、RTVスケーリング則に基づく単純な分析モデルは、観測されたX線放出を適切に表現します。これは、基本的なビルディングブロックのコレクション、つまりループを介して恒星のコロナ活動を理解できる可能性があることを強調しています。これは、太陽の空間分解された詳細で研究できます。
TOI 694 bおよびTIC 220568520 b：水素燃焼質量限界付近の2つの低質量コンパニオンが太陽のような星を周回
| Title |
TOI_694_b_and_TIC_220568520_b:_Two_Low-Mass_Companions_Near_the_Hydrogen_Burning_Mass_Limit_Orbiting_Sun-like_Stars |
| Authors |
Ismael_Mireles,_Avi_Shporer,_Nolan_Grieves,_George_Zhou,_Maximilian_N._G\"unther,_Rafael_Brahm,_Carl_Ziegler,_Keivan_G._Stassun,_Chelsea_X._Huang,_Louise_Nielsen,_Leonardo_A._dos_Santos,_St\'ephane_Udry,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Michael_Ireland,_Alexander_Wallace,_Paula_Sarkis,_Thomas_Henning,_Andres_Jordan,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Leonardo_A._Paredes,_Hodari-Sadiki_James,_Wei-Chun_Jao,_Todd_J._Henry,_R._Paul_Butler,_Joseph_E._Rodriguez,_Liang_Yu,_Erin_Flowers,_George_R._Ricker,_David_W._Latham,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Gabor_Furesz,_Katharine_Hesse,_Elisa_V._Quintana,_Mark_E._Rose,_Jeffrey_C._Smith,_Peter_Tenenbaum,_Michael_Vezie,_Daniel_A._Yahalomi,_Zhuchang_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14019 |
TOI694bとTIC220568520bの発見について報告します。これらは、金属に富む太陽のような星の周りの偏心軌道にある2つの低質量恒星の仲間で、最初は通過型外惑星調査衛星（TESS）によって検出されました。TOI694bの軌道周期は48.05131$\pm$0.00019日で、離心率は0.51946$\pm$0.00081であり、質量は89.0$\pm$5.3$M_J$（0.0849$\pm$0.0051$M_\odot$）であり、半径1.111$\pm$0.017$R_J$（0.1142$\pm$0.0017$R_\odot$）。TIC220568520bの軌道周期は18.55769$\pm$0.00039日で、離心率は0.0964$\pm$0.0032で、質量は107.2$\pm$5.2$M_J$（0.1023$\pm$0.0050$M_\odot$）であり、半径1.248$\pm$0.018$R_J$（0.1282$\pm$0.0019$R_\odot$）。両方の連星コンパニオンは、褐色矮星と最低質量の星を分離する水素燃焼質量しきい値の近くにあり、TOI694bは0.075$M_\odot$の正準質量しきい値よりも2$\sigma$上にあります。システムの比較的長い期間は、低質量コンパニオンの磁場が対流を阻害して半径を膨張させることが期待されないことを意味します。これは、1つの主要な理論によれば、周期的に同期するバイナリシステムにある同様のオブジェクトに共通しています。実際、理論上の等時線と比較すると、これら2つのオブジェクトの半径の膨張は見つかりません。これら2つの新しいオブジェクトは、質量と半径が十分に測定された低質量の星のリストに追加されますが、明るい星を周回するこのような珍しいオブジェクトを検出するTESSミッションの可能性を際立たせます。
人工ニューラルネットワークを使用した恒星スペクトルからの大気の基本パラメータの予測
| Title |
Prediction_of_the_Atmospheric_Fundamental_Parameters_from_Stellar_Spectra_Using_Artificial_Neural_Network |
| Authors |
Y._A._Azzam,_M._I._Nouh,_and_A._A._Shaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14031 |
地上および宇宙ベースの機器の革新により、大量の恒星含有量が利用可能になった分光法の新時代に私たちを連れて行きました。したがって、観測された大規模なスペクトルデータベースと理論上のスペクトルが利用可能になったため、近年、恒星スペクトルの自動分類が主観的になりました。本論文では、恒星スペクトルの自動分類のための人工ニューラルネットワーク（ANN）アルゴリズムを開発します。アルゴリズムは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）で観測されたいくつかの高温のヘリウムに富んだ白色矮星の基本パラメーターと、オンダージョーブ観測所で観測されたBタイプスペクトルを抽出するために適用されました。現在の基本パラメータと最小距離法の基本パラメータを比較して、2つのサンプルの予測大気パラメータがサンプルの約50％でよく一致していることがわかった現在のアルゴリズムの精度を明らかにしました。残りのサンプルに見られる不一致の考えられる説明について説明します。
Nova V659 Sctの光学スペクトルの時系列
| Title |
Time_series_of_optical_spectra_of_Nova_V659_Sct |
| Authors |
Dennis_Jack,_Klaus-Peter_Schr\"oder,_Philippe_Eenens,_Uwe_Wolter,_Jos\'e_Nicol\'as_Gonz\'alez-P\'erez,_J\"urgen_H._M._M._Schmitt,_Peter_H._Hauschildt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14052 |
ロボットの1.2mTIGRE望遠鏡を使用すると、爆発のさまざまな段階で、NovaV659Sctの中間解像度（R=20,000）で8つの光学スペクトルを取得できました。Novaスペクトルで見つかった線のリストを示します。最も一般的な機能は、HI、OI、NaI、FeIIおよびCaIIです。強い特徴のスペクトル進化を調べると、吸収特徴が消える前に、より高い膨張速度に移動し、放出特徴が（異なる）非対称性を示すことがわかりました。中間スペクトル分解能のおかげで、スペクトルに存在する星間媒質の吸収特性を特定して分析しました。NaIとCaIIの原子吸収特性を検出しました。ナトリウムD線は、およそ-10、30、85km/sの速度で3つの主要な吸収特性を持つより複雑な下部構造を示しています。NovaV659SctスペクトルでいくつかのDIBを識別し、それらの速度と同等の幅を決定しました。
過去10年間、活動サイクル期間と恒星パラメータの関係は特に注目されてきました。信頼性の高い活動レジストリの構築により、太陽型の星が数年から数十年の周期の活動周期を示し、同じ場合に、長い活動周期と短い活動周期が共存して、2つのダイナモがこれらの星で動作できることが示唆されました。特に、EpsilonEridaniは活動的な若いK2Vスター（0.8Gyr）であり、3年と13年の周期の短期および長期の彩層サイクルを示します。さらに、1985年から1992年の間に、スターは太陽のマウンダー最小状態と同様に、幅広い活動最小値を通過しました。これらの結果に動機付けされて、私たちはEpsilonEridaniでダイナモ理論をテストする絶好の機会を発見しました。Sraibman＆Minotti（2019）で開発されたモデルに基づいて、この作業では、EpsilonEridaniの非線形軸対称ダイナモを構築しました。すべての恒星円盤に統合された表面付近のシミュレートされた磁場成分の時系列は、観測から検出されたものと同様の周期の長い活動と短い活動の両方のサイクルと、幅広い活動に関連する可能性のある低活動の時間間隔を示しますミニムン。磁気の反転に関連する短い活動サイクルは、回転差によって説明できますが、長いサイクルは、ローレンツ力によって誘導される子午線質量流に関連しています。このようにして、正確な恒星パラメータを持つ第一原理から導出された単一の非線形ダイナモモデルが共存する活動サイクルを再現できることを示します。
斑とネットワークが黒点にどのように関連するか、および太陽と恒星の明るさの変動に対する影響
| Title |
How_faculae_and_network_relate_to_sunspots,_and_the_implications_for_solar_and_stellar_brightness_variations |
| Authors |
K._L._Yeo,_S._K._Solanki,_N._A._Krivova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14274 |
地球規模の斑とネットワークカバレッジが太陽黒点のそれとどのように関連するかは、太陽と太陽のような星の明るさの変動に関連しています。私達は以前の調査を拡張して、黒点面積と黒点面積の比率が、黒点の総被覆率とともに減少することを発見しました。彩層指数と、ここで「ファキュラインデックス」と呼ばれるネットワークとファキュラに囲まれた全磁束は、存在するファキュラとネットワークの量によって変調されます。活動的な領域がどのように進化するかを考慮した経験的モデルを通じて、さまざまなファキュラインデックスと黒点インデックスの関係を調査しました。このモデルは、全日射量（TSI）モデルに組み込まれました。ここに提示されたモデルは、眼のインデックスで観察された変動のほとんどを複製し、以前のモデルよりもそうすることで優れています。最近の研究とは対照的に、過去40年間にわたって、白斑指数と黒点指数の関係は安定していることがわかりました。モデルは、太陽黒点面積に対する眼球面積比のように、黒点領域に対する彩層放射と総ネットワークおよび眼球磁束の変動の比率が後者とともに減少することを示しています。TSIモデルは、黒点からの赤字に対する斑とネットワークからのTSI過剰の比率も黒点面積とともに減少し、その結果、2つの量が互いに線形比例する場合よりもTSIが黒点面積とともにゆっくりと上昇することを示しています。TSIモデルのより高い活動レベルへの外挿は、太陽のような星が活動の増加に伴って明るく成長することから代わりに減光に切り替わることが観察される活動範囲で、TSIの活動依存性が黒点の黒化の開始と同様の遷移を示すことを示しますフォーキュラーブライトニングよりも活動によってより速く上昇します。これは、太陽のような星のこの振る舞いの解釈を、斑点支配型からスポット支配型体制への移行として強化します。
Ca II 8542 {\ AA}ラインを使用したソーラープラージュの彩層磁場構成の推定
| Title |
Inference_of_the_chromospheric_magnetic_field_configuration_of_solar_plage_using_the_Ca_II_8542_{\AA}_line |
| Authors |
A.G.M._Pietrow,_D._Kiselman,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_C._J._D\'iaz_Baso,_A._Pastor_Yabar,_and_R._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14486 |
コンテキスト：これまでのところ、準現実的な数値モデルでソーラープラージュの彩層のすべての側面を再現することは不可能であることが証明されています。下層大気の磁場構成は、このようなシミュレーションにおける数少ない自由パラメーターの1つです。この領域では観測上の制約を取得することが難しいため、文献では、電界強度のプロキシベースの推定のみを提供しています。十分に感度の高い分光偏光測定には、高い信号対雑音比、スペクトル分解能、およびケイデンスが必要ですが、これらは現在の能力の限界にあります。目的：スウェーデンの1m太陽望遠鏡のCRISP機器で取得されたCaII$\lambda$8542ラインの臨界サンプリングされた分光偏光測定観測を使用して、プラージュ領域の彩層磁場の強度と傾斜を研究します。これにより、これらの値の物理学ベースの直接推定が提供され、モデル作成者がプラージュモデルに制約を課すのに役立ちます。方法：ディープラーニングやPCAを含むいくつかの方法を適用して、データの信号対雑音比を向上させました。$6\cdot10^{-4}\：I_c$のノイズレベルに達しました。次に、非局所熱力学的平衡（NLTE）反転コードであるSTiCを使用して、大気構造と磁場をピクセルごとに推測します。結果：プラージュ領域と周囲のキャノピーのフィブリルの磁場強度と傾斜を推定できます。プラージュでは、絶対的な磁場強度$|B|=405\pm90$Gを報告し、局所的な垂直線に対して$9^\circ\pm6^\circ$の傾きを報告します。|B|のこの値傾きは以前に報告されたもののおよそ2倍ですが、傾きは、光球で行われた以前の研究と一致しています。フィブリル領域では、$|B|=290\pm50$G、傾きは$49^\circ\pm16^\circ$でした。
プラージュ地域における林冠磁場の成層空間的に結合された弱磁場近似法からの制約
| Title |
Stratification_of_canopy_magnetic_fields_in_a_plage_region._Constraints_from_a_spatially-coupled_weak-field_approximation_method |
| Authors |
R._Morosin,_J._de_la_Cruz_Rodriguez,_G._J._M._Vissers_and_R._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14487 |
彩層加熱の問題における磁場の役割は、大きく制約されていません。数値モデルからのほとんどの理論的予測は、詳細が観察研究で十分に確立されていない磁気構成、磁場強度、および接続性に依存しています。一般に、プラージュの彩層磁場の高解像度の研究は非常に乏しいか、存在しません。私たちの目的は、プラージュ領域における磁場ベクトルの層別化を研究することです。スウェーデンの1m太陽望遠鏡で、MrI$\lambda$5173、NaI$\lambda$5896、およびCaII$\lambda$8542回線でCRISP装置を使用して取得した高空間分解能フルストークス観測を使用します。空間的正規化のアイデアに基づいて、空間的に制約された弱フィールド近似（WFA）法を開発しました。この方法により、広視野の磁場マップの高速計算が可能になります。この新しい手法の忠実度は、現実的な3D電磁流体シミュレーションのスナップショットを使用して評価されています。プラージュ領域の光球から彩層への磁場の見通し成分の深度成層を導出しました。磁場は、光球内の粒子間レーンに集中し、彩層に向かって水平方向に広がり、すべての空間を満たし、天蓋を形成します。私たちの結果は、このキャノピーの下の境界は、光球から約400〜600kmに位置している必要があることを示唆しています。下部の彩層（$z\約760$km）における天蓋の全磁場の平均強度は658Gです。$z=1160$kmでは、$<B_\parallel>\約417$Gと推定します。信号対雑音比が悪いデータへの適用性を向上させるWFA。これらの方法は、他の反転法に固有の多くの困難なしに、多層磁場観測を研究する迅速で信頼できる方法を提供します。
太陽活動領域におけるインパルス加熱のALMA観測
| Title |
ALMA_observations_of_impulsive_heating_in_a_solar_active_region |
| Authors |
J._M._da_Silva_Santos,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_S._M._White,_J._Leenaarts,_G._J._M._Vissers,_V._H._Hansteen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14564 |
Ellerman爆弾（EB）、紫外線バースト（UVB）、フレア活性領域フィブリル（FAF）などの太陽活動領域における温度上昇と形成加熱の高さを、提供されたミリメートル（mm）の連続体での干渉観測を使用して調査します。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）による。活性領域の太陽力学天文台（SDO）観測で特定された加熱イベントの3mmのシグネチャを調べ、その結果を3D放射電磁流体シミュレーションの合成スペクトルと比較しました。微分放射測定分析を使用して、コロナからmm輝度への寄与を推定しました。$\sim1.2$"空間解像度での3mmの連続体におけるEBのヌル検出を報告します。これは、それらが上部彩層の加熱に大きく寄与しないサブキャノピーイベントであることの証拠です。対照的に、複数のコンパクトで明るくちらつきのmmバーストが発生するアクティブ領域-UVBを連想させます。一部のイベントでは最大$\sim14200$Kの高輝度温度が大きな影響を与える可能性があります（最大$\sim$7％）コロナ。3mmの連続体でFAFのようなイベントも検出します。これは、高い平面速度（$37-340\rm\、km\、s^{-1}$）ナノフレアカーネルから。mmFAFは、反対の極性の磁気領域を接続する最も明るいクラスの暖かいキャノピーフィブリルです。シミュレーションは、ALMAがUVBと小さなフレアのmm対応物を検出できるため、相補的な太陽彩層における衝撃加熱の診断。
コロナのグローバル進化モデル：HMIベクトルマグネトグラムとドップラーデータを使用したコロナ磁場の進化の決定
| Title |
The_Coronal_Global_Evolutionary_Model:_Using_HMI_Vector_Magnetogram_and_Doppler_Data_to_Determine_Coronal_Magnetic_Field_Evolution |
| Authors |
J._Todd_Hoeksema,_William_P._Abbett,_David_J._Bercik,_Mark_C._M._Cheung,_Marc_L._DeRosa,_George_H._Fisher,_Keiji_Hayashi,_Maria_D._Kazachenko,_Yang_Liu,_Erkka_Lumme,_Benjamine_J._Lynch,_Xudong_Sun,_and_Brian_T._Welsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14579 |
CoronalGlobalEvolutionaryModel（CGEM）は、太陽コロナの磁場のデータ駆動型シミュレーションを提供し、噴火イベントにつながる磁気エネルギーの蓄積をよりよく理解します。CGEMプロジェクトは6つの機能を開発しました。CGEMモジュールは、（1）フルディスクベクトル磁場観測の時系列を準備し、（2）活動領域スケールでの太陽光球内の変化する電場を導き出します。この局所電場は、（3）一貫した方法で磁束を進化させるグローバル電場を再構築する表面磁束輸送モデルに組み込まれます。これらの電場は、（4）3D球面磁気摩擦（SMF）モデルを駆動し、制限された範囲の立体角にわたる高解像度またはグローバルドメインにわたる低解像度で、磁場と低密度の電流密度を決定します。コロナ。アクティブ領域の上のSMFで生成された初期フィールドと光球での進化する電界を使用して、低コロナのアクティブ領域の（5）詳細な磁気流体力学（MHD）シミュレーションを駆動します。次に、SMFまたはMHDソリューションを使用して、コロナ観測と比較できる放射率プロキシを計算します。最後に、低解像度のSMF磁場を使用して（6）SMF電場時系列によって駆動されるグローバルMHDモデルを初期化し、最終的に太陽と地球を接続する外部コロナと太陽圏をシミュレートします。デモンストレーションとして、このレポートでは、2011年2月のNOAAアクティブ領域11158の進化の観測に適用されたCGEMの結果を取り上げています。
恒星大気のChroma+スイートとスペクトルモデリングコードに、ホスト恒星半径の10％までの任意のサイズの惑星と、任意の惑星および恒星の質量と軌道半径（したがって、軌道速度の決定）および任意の軌道傾斜。光度曲線はその場で計算され、恒星表面から出現する放射フィールドの放射伝達ソリューションと統合され、四肢を暗くするパラメーター化はありません。ライトカーブは、Johnson-Bessel測光システムUBVRIHJKに対して計算されます。トランジットパスを計算する方法と、掩蔽によって引き起こされる流束の減少について説明し、地球による太陽のエッジオントランジットの場合について、ライトカーブを解析解と4パラメータの四肢暗くするパラメータ化を比較します。。この機能は、Pythonポート、ChromaStarPy、完全にラインブランケットされたATLAS9表面強度分布の間を補間するバージョン、ChromaStarAtlasなど、すべてのポートとバリエーションに追加されました。すべてのコードには、www.ap.smu.ca/OpenStarsおよびGitHub（github.com/sevenian3）からアクセスできます。
非弾性暗黒物質散乱の電磁信号
標準モデルと熱接触している明るい暗いセクターは、観察された遺物暗黒物質の量を自然に生成し、広範な実験的検索プログラムのターゲットです。重要な光の暗いセクターモデルは、暗い光子メディエーターを備えた擬似ディラックフェルミオンです。フェルミオン励起状態のダイナミクスはしばしば無視されます。自明でない量の励起状態が生成され、その後の脱励起により直接検出実験で興味深い電磁信号が生成されるシナリオを検討します。励起状態を生成する3つのメカニズムを研究します：原始の励起部分、太陽で上方散乱した成分、および地球で上方散乱した成分。原始励起状態の部分的な存在量は、初期宇宙では一般的に指数関数的に小さい部分に減少していることがわかります。それにもかかわらず、この豊富さは現在の暗黒物質検索で観測可能なシグナルを生成する可能性があります。熱断面積以上のMeVスケールの暗黒物質は、太陽での励起に続くダウンスキャッタリングによってプローブできます。地球内のGeVスケールの暗黒物質の上方散乱は、現在および今後の地上実験およびX線観測で信号を発生させる可能性があります。XENON1Tの最近の超過に対するこれらのシナリオの関連性についてコメントします。
超新星で生成された新しい軽い粒子は、追加のエネルギー損失につながる可能性があり、その結果、超新星1987A（SN1987A）から観測されたニュートリノと矛盾するニュートリノ生成の結果として生じる赤字。以前のSN1987A研究の大部分とは対照的に、SN1987Aで生成されたミューオンと相互作用する$Z'$ボソン、アキシオン、およびアキシオン様粒子（ALP）の影響を調べます。初めて、ミューオンに結合した一般的な$Z'$ボソンに対する制約を見つけ、その結果を、ゲージ化された$L_\mu-L_\tau$数、$U（1）_{L_\mu-を含む粒子モデルに適用します。L_\tau}$、および測定された$BL$数、$U（1）_{BL}$。$Z'$のボソンは、約250-500MeVまでの任意の低い質量から、$Z'$の質量とはほぼ無関係に、$Z'$-ミュオンカップリングで約$10^{-9}$まで抑制されます。また、ループレベルの相互作用の重要性を調査し、幅広い範囲のアキシオン質量にわたって計算を実行することにより、アキシオン-ミューオン結合に関する以前の研究を拡張します。ミューオン結合アキシオンを約400〜750MeVまでの任意の低質量から拘束し、境界は約$10^{-8}$GeV$^{-1}$のアキシオン-ミューオン結合まで拡張します。超新星は広くミューオンと相互作用する新しい光結合粒子の敏感なプローブを提供すると結論付けます。
科学者は、複雑な世界の観察から単純さを引き出すことを目指しています。このプロセスの重要なコンポーネントは、傾向を求めてデータを探索することです。ただし、実際には、これは科学というよりは芸術の傾向があります。自然界に存在するすべてのトレンドの中で、シーケンスと呼ばれることが多い1次元のトレンドは、単純な現象に対する洞察を提供するため、特に興味深いものです。ただし、複雑な方法で表現される可能性があるため、検出が難しいものもあります。データセットの主な傾向を一般的に識別するために設計されたアルゴリズムであるシーケンサーを紹介します。これは、一連のメトリックとスケールで計算された、観測のペア間の類似性を表すグラフを作成することによって行われます。継続的な傾向がより長いグラフにつながるという事実を使用して、アルゴリズムは、データのどの側面がグローバルシーケンスの確立に関連しているかを識別できます。このようなアプローチは、提案されたアルゴリズムを超えて使用でき、任意の次元削減手法のパラメーターを最適化できます。私たちは、天文学、地質学からの実際のデータだけでなく、自然界からの画像を使用して、シーケンサーの能力を実証します。我々は、多くの場合において、それが人気のあるt-SNEとUMAP次元削減技術より優れていることを示しています。パラメータのトレーニングや調整に依存しない探索的データ分析へのこのアプローチは、幅広い科学領域での発見を可能にする可能性があります。ソースコードはgithubから入手でき、\url{http://sequencer.org}でオンラインインターフェイスを提供しています。
Estrellas h \ 'ibridas con n \' ucleos superconductores de color
| Title |
Estrellas_h\'ibridas_con_n\'ucleos_superconductores_de_color |
| Authors |
Daniela_Curin,_Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Milva_G._Orsaria,_Gustavo_A._Contrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14072 |
この研究の目的は、それらを構成する物質を記述する状態方程式からハイブリッド星の内部を研究することです。現代のハドロン状態方程式を使用して、これらの星の外核の問題を記述しました。クォーク位相は、フィールドコリレータ法の拡張バージョンによってモデル化され、クォーク間のベクトル相互作用とカラー超伝導が含まれます。質量と半径の関係と潮汐変形性に対するこれら2つの寄与の影響を分析します。これは、GW170817イベント後の中性子星に関連する量であり、これらのコンパクトなオブジェクトの状態方程式に追加の制約を課すことができます。
電気的だが折衷的ではない：XENON1T過剰の熱遺物暗黒物質
暗黒物質の正体は、ますます高感度で膨大な地下検出器で求められています。最近、XENON1Tコラボレーションは、過剰な電子反跳イベントを報告しました。これらのほとんどは、約1〜30ドルの反跳エネルギーを持っています。初期宇宙の熱凍結による消滅を介して生成された非弾性暗黒物質の単純なモデルがXENON1Tの過剰を説明できることを示します。注目すべきことに、この暗黒物質モデルは、いくつかの単純な要素で構成されています。サブGeVの質量ディラックフェルミオン暗黒物質と、標準モデルの光子と速度論的に混合された、より明るい暗光子が結合しています。暗いU（1）ゲージ対称性の下で帯電したスカラーフィールドは、暗い光子に質量を提供し、ディラックフェルミオン成分の状態質量を数keVで分割します。
粘性暗黒エネルギーの熱力学
この作業では、さまざまなシナリオでのダークエネルギーの熱力学的側面を調査します。定数および可変の状態方程式パラメーターを持つ完全な流体として。そして、エッカート理論と完全なイスラエル・スチュワート理論の枠組みにおいて、バルク粘度を伴う順圧状態方程式によって記述される散逸流体として。平らで、均質で、等方性の宇宙のための宇宙論的解法を探ります。動的状態方程式$p=w（a）\rho$で完全流体としてモデル化すると、ダークエネルギーはエネルギー密度、温度、およびエントロピーが明確に定義されており、興味深い結果として、エントロピー生成はありません。ダイナミックでした。散逸性暗黒エネルギーの場合、エッカート理論では2つのケースが検討されます。$\xi=const。$および$\xi=（\beta/\sqrt{3}）\rho^{1/2}$;最初のケースではエントロピーが指数関数的に増加し、2番目のケースではべき則として増加することがわかります。イスラエル-スチュワート理論では、$\xi=\xi_0\rho^{1/2}$と緩和時間$\tau=\xi/\rho$を考慮します。べき乗則エントロピーを使用して分析的なビッグリップソリューションが得られます。すべての場合において、温度とエネルギー密度の間のべき法則関係が得られます。熱力学の第2法則を維持するために、研究されたさまざまな暗黒エネルギーモデルで状態方程式の理論的制約が見つかります。$w<-1$の順圧暗黒流体は、熱力学的にサポートするのが困難ですが、特定の場合のバルク粘度の全体的な影響により、熱力学異常のないファントム体制が可能になります。
擬共形モデルにおける大規模中性子星のコアの組成
巨大中性子星のコアの組成は、私たちが提案した擬共形モデル（PCM）を使用して分析されます。質量の大きい中性子星では、音速が$v_s/c=1/\sqrt{3}$-共形限界-に近づく物質で作られたコアがあり、ポリトロピックインデックスは$\gamma\leqであることがわかります1.75$、1に近いが、共形対称性は復元されず、カイラル対称性は南部ゴルストンモードです。成分は部分的に（バリオン）に帯電しており、限定されていません。Cheshire-Cat原理の助けを借りて、コアの問題は、クォーク-ハドロン双対性から$n\gtrsim2.5n_0$で生じる準クォークとして解釈できます。
室温オプトメカニカルスクイーザー
現在重力波（GW）検出器を制限しているノイズ源の1つは、光の量子的性質に起因しており、振幅と位相が不確定です。位相の不確実性は、干渉測定の精度を制限します。この測定は、振幅の不確実性（QRPN）によって生成される放射圧力の変動によって引き起こされる量子バックアクションにも影響されます。この量子ノイズを下げるために、GW検出器はスクイーズド光注入の使用を計画しています。この論文では、圧迫された光を生成するために放射圧媒介のオプトメカニカル（OM）相互作用を使用することに焦点を当てています。OM相互作用を使用してスクイーズド状態を作成すると、波長に依存しないスクイーズド光源が可能になり、従来の非線形結晶よりもコンパクトで堅牢になる可能性があります。システムを現実的な欠陥（損失と古典的なノイズ）で分析し、その概念を使用して実験を設計し、室温で幅広い可聴周波数帯域で最も可能なスクイーズを取得します。これには、キャビティの光学特性と発振器の機械特性の最適化が含まれます。次に、その実験的な実装、およびその後のQRPNの観察とOMスクイーズを示します。これらは、真空の変動に圧倒されている室温の発振器の動きを初めて直接観測したものです。これは、GW検出器に関連する低周波数帯域で示されていますが、それ自体に技術的な課題があるため、以前には行われていませんでした。最適化された光学特性とともにバックアクションが支配的な体制であることも、OMの絞り込みを観察することを可能にしました。これは、室温OMシステムにおける量子ノイズ抑制の最初の直接観測です。また、非共振周波数での広帯域の可聴周波数帯域における量子相関の最初の直接的な証拠でもあります。
可変減速パラメーターを備えた磁化宇宙モデル
| Title |
Magnetized_cosmological_model_with_variable_deceleration_parameter |
| Authors |
Sankarsan_Tarai,_Fakhereh_Md._Esmaeili,_B.Mishra,_S.K._Tripathy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14368 |
この論文では、異方性時空バックグラウンドおよび磁場の存在下での重力の拡張理論における場の方程式を導出しました。モデルの物理的および幾何学的パラメーターは、いくつかの代数的アプローチを使用して、ハッブルパラメーターに関して決定されます。モデルの動作を分析するために、時変スケール係数が導入されました。いくつかの診断アプローチから、モデルは宇宙進化の遅い時期に$\Lambda_{CDM}$モデルとして動作することがわかりました。
標準モデルでのCMB変調の新しいメカニズム
| Title |
Novel_mechanism_for_CMB_modulation_in_the_Standard_Model |
| Authors |
Alexandros_Karam,_Tommi_Markkanen,_Luca_Marzola,_Sami_Nurmi,_Martti_Raidal_and_Arttu_Rajantie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14404 |
インスペクトンへの直接結合がない場合でも、光スペクテイターフィールドが変調された再加熱を通じてかなりのCMB異方性を発生できることを示します。この影響は、インフロン崩壊の位相空間が崩壊生成物の質量を生成する見物人によって変調されるときに発生します。メカニズムを\textit{間接変調}と呼び、観測よりも4桁も大きい摂動を発生させることができることを示します。重要なのは、間接的なメカニズムが右手ニュートリノで拡張された標準モデルに存在することです。最小結合のヒッグスボソンの場合、これは4次結合の新しい下限につながり、ニュートリノ湯川を1未満に制約します。
光子-光子前方散乱からのCMB Vモードの再検討
| Title |
CMB_V_modes_from_photon-photon_forward_scattering_revisited |
| Authors |
Nicola_Bartolo,_Ahmad_Hoseinpour,_Sabino_Matarrese,_Giorgio_Orlando,_Moslem_Zarei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14418 |
最近の文献では、オイラーハイゼンベルグ相互作用によって媒介される光子-光子前方散乱が、宇宙マイクロ波背景（CMB）光子でいくらかの量の円偏光（$V$モード）を生成する可能性があることを示しています。ただし、この円偏波の振幅の予測レベルについては、さまざまなリファレンス間で明らかに矛盾があります。この作業では、量子ボルツマン方程式の定式化により、宇宙論的媒質の屈折率に基づく幾何学的アプローチを使用するのと同じ量の円偏光が得られることを示すことで、この矛盾を解決します。$V$モードの予想される振幅は、CMBで実際に観察する$E$偏波モードの振幅よりも$\およそ8桁小さいことが予想されることを示し、これにより、そのような署名を観察することは困難です。論文全体を通して、特定の相互作用に依存することなく、光子-光子および光子-スピン-1の巨大粒子の前方散乱から$V$モードの生成を研究する一般的な方法も開発しています。標準モデル。
パルサータイミングアレイを用いた異方性重力波背景探索のフィッシャー形式
| Title |
Fisher_formalism_for_anisotropic_gravitational-wave_background_searches_with_pulsar_timing_arrays |
| Authors |
Yacine_Ali-Ha\"imoud,_Tristan_L._Smith_and_Chiara_M._F._Mingarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14570 |
パルサータイミングアレイ（PTA）は、現在、10年間にわたる重力波に直接敏感な唯一の実験です。次の5〜10年以内に、PTAは、超大質量ブラックホールバイナリからインスパイアされた集団によって発生した確率的重力波背景（SGWB）を検出することが期待されています。この背景はほとんど等方性であると予想され、現在の検索はSGWBのモノポール部分に焦点を当てています。今後、SGWBの異方性は、既知および未知の天体物理学および宇宙論的情報源に関する追加情報の山を提供する可能性があります。このペーパーでは、PTAを使用した異方性SGWB検索用のシンプルでありながら現実的なフィッシャー形式を構築します。私たちの形式は、PTAの現実的な特性に対応することができ、シンプルで正確な予測を可能にします。同一の等方的に分布したパルサーで構成される理想化されたPTAを使用したアプローチを示します。コンパニオンペーパーでは、現在のPTAに形式を適用し、実際のデータ分析を導き最適化する強力なツールになることを示しています。
最近、XENON1T実験により、電子反跳スペクトルの過剰が検出される可能性があることが報告されています。このような過剰は、新しい物理学の存在を示している可能性があります。この作業では、カップリングパラメーター$\epsilon\sim10^{-10}$との光子$-$mirrorphotonkineticミキシングによるミラー電子と通常の電子の散乱が、XENON1Tの過剰な電子反跳イベントを説明する可能性があることを示唆しています。さらに、XENON1Tの電子反跳スペクトルの過剰を解釈するためのパラメーターは、天体観測の予測や他の直接検出実験とほぼ一致しています。
XENON1T異常：軽い$ Z ^ \ prime $
暗黒物質とニュートリノ検出器が同様の新しい物理現象を探査できる時代の始まりを目の当たりにしました。暗黒物質実験XENON1Tによって観測された低エネルギー電子反跳スペクトルによって動機付けられ、GranSasso研究所で観測された信号を、暗黒物質粒子ではなく、新しい光$Z^\のコンテキストで解釈します。prime$ゲージボソン。このような軽い$Z^\prime$が、ニュートリノ電子の散乱データと一致して、ニュートリノの質量とフレーバーの問題に対処するアーベルゲージ対称性によって拡張された2ヒッグスダブレットモデルでどのように上昇するかについて説明します。
