Sunyaev-Zeldovich効果トモグラフィーによって探査された宇宙の熱履歴
宇宙の平均熱エネルギー密度の進化によって定量化された宇宙の熱履歴は、崩壊していく暗黒物質のハローでバリオンが衝撃加熱されるときの構造の成長によって駆動されます。このプロセスは、熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果の背景の赤方偏移に依存する振幅によって調べることができます。そのために、$\it{Planck}$ミッションと赤外線天文衛星ミッションの8つの空の強度マップを、スローンデジタルスカイサーベイの200万の分光赤方偏移リファレンスと相互相関させます。これは、最大$z\sim3$の赤方偏移の関数として、遠赤外線からマイクロ波の背景光のスナップショットスペクトルを提供します。それらをSZ成分と熱粉塵成分に分解します。私たちのSZ測定は$\langlebP_{\rme}\rangle$、つまりハローバイアス加重平均電子圧力を直接$z\sim1$に制限します。これはこれまでに達成された最高の赤方偏移であり、分光学的参照のおかげで相関のない赤方偏移のビンがあります。密度加重平均電子温度$\bar{T}_{\rm{e}}$が$7\times10^5〜{\rmK}$から$z=1$から$2に3倍に増加したことを検出します\times10^6〜{\rmK}$今日。$z=1$-$0$を超えると、現在の平均熱エネルギー密度$\rho_{\rm{th}}$のほぼ$70\％$と、対応する密度パラメーター$\Omega_の蓄積が見られます{\rmth}$は$1.5\times10^{-8}$に達しています。$\it{Planck}$の$B=1.27$（または$1-b=1/B=0.79$）の普遍的な圧力プロファイルの質量バイアスパラメーターが見つかり、これはガスの非熱圧力の大きさと一致します質量アセンブリからの運動と乱流。赤方偏移積分平均コンプトンパラメータ$y\sim1.2\times10^{-6}$を推定します。これは、将来のスペクトル歪み実験でテストされます。その半分以上は直接検出した$z<1$の大規模構造に由来します。
より高い赤方偏移での宇宙の不透明度のテスト：利用可能なUVおよびX線観測によるクエーサーの意味
| Title |
Testing_the_cosmic_opacity_at_higher_redshifts:_implication_from_quasars_with_available_UV_and_X-ray_observations |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Shuo_Cao,_Marek_Biesiada,_Yuting_Liu,_Shuaibo_Geng,_and_Yujie_Lian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14776 |
このホワイトペーパーでは、高赤方偏移（$z\sim5$）での宇宙の不透明度に関する宇宙論モデルに依存しないテストを示します。これを実現するには、クエーサーのX線とUV放出の間の非線形関係から導き出された不透明度に依存する光度距離と、ハッブルパラメーター測定から得られる2種類の不透明度に依存しない明度距離と、次の条件で達成可能なシミュレーションされた重力波（GW）イベントを組み合わせます。アインシュタイン望遠鏡（ET）。高赤方偏移での宇宙の不透明度を説明するために採用された2つの現象論的パラメーター化のフレームワークで、主な結果は、透明な宇宙が2$\sigma$信頼レベルの現在の観測データによってサポートされることを示しています。ただし、宇宙の不透明度の派生値は$\tau（z）$のパラメーター化にわずかに敏感です。これは、初期宇宙における光学的深さ$\tau（z）$を説明するために信頼できるパラメーター化を選択することの重要性を強調しています。以前の作品と比較して、クェーサーデータと同様の赤方偏移範囲の$H（z）$/GW観測の組み合わせは、透明な宇宙を確認する新しい方法を提供します（より高い赤方偏移で$\epsilon=0$$z\sim5$）、精度は$\Delta\epsilon\sim10^{-2}$です。さらに重要なことに、私たちの調査結果は、宇宙の不透明度パラメーターとクエーサーの$L_{UV}-L_X$関係を特徴付けるパラメーターの間の強い退化が、そのような新しいタイプの高赤方偏移標準キャンドルの適切なキャリブレーションの必要性を強化していることを示しています（宇宙論モデルに依存しない方法で）。
初期の暗黒エネルギー宇宙モデルにおけるクラスタリングとハローの存在量
| Title |
Clustering_and_Halo_Abundances_in_Early_Dark_Energy_Cosmological_Models |
| Authors |
Anatoly_Klypin,_Vivian_Poulin,_Francisco_Prada,_Joel_Primack,_Marc_Kamionkowski,_Vladimir_Avila-Reese,_Aldo_Rodriguez-Puebla,_Peter_Behroozi,_Doug_Hellinger,_Tristan_L._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14910 |
アーリーダークエネルギー（EDE）を備えたLCDM宇宙論モデルは、ローカルで測定されたハッブル定数H0=100hkm/s/Mpc間の張力を解決するために提案されています。宇宙測定プラスLCDM、h〜0.67を与えます。EDEモデルは、赤方偏移z〜3500での放射が支配的な時代の終わりに宇宙エネルギー密度の約10％に等しいダークエネルギーを一時的に追加するスカラーフィールドを追加することによってこれを行います。ここで、Planck-の線形予測と非線形予測を比較します。EDEを含む正規化されたLCDMモデルは、h=0.678の標準Planck正規化LCDMのモデルでh=0.728を与えます。非線形進化により、低赤方偏移での変動のパワースペクトル間の差が減少することがわかります。その結果、z=0の場合、銀河スケールのハロー質量関数はほぼ同じで、違いは1〜2％です。ただし、赤方偏移が大きくなると、差は劇的に大きくなります。EDEモデルは、z=1で50％より大規模なクラスターを予測し、z=4で2倍の銀河質量ハローを予測します。より高い赤方偏移で銀河質量ハローの存在量がさらに増えると、EDEで宇宙を再イオン化しやすくなります。予測される銀河の存在量とクラスタリングは、JWSTの観測によってまもなくテストされます。バリオニック音響振動（BAO）と相関関数の位置は、モデル間で約2％異なります-非線形性によって洗い流されない効果です。ここで研究されている標準LCDMとEDEモデルはどちらも、現在利用可能な音響スケールの観測結果とよく一致していますが、DESIとEuclidの測定は新しい厳密なテストを提供します。
LIGO / Virgo重力波コンパクトオブジェクトマージGW190814とDark Energy
Survey銀河からのハッブル定数の統計的標準サイレン測定
| Title |
A_statistical_standard_siren_measurement_of_the_Hubble_constant_from_the_LIGO/Virgo_gravitational_wave_compact_object_merger_GW190814_and_Dark_Energy_Survey_galaxies |
| Authors |
A._Palmese,_J._deVicente,_M._E._S._Pereira,_J._Annis,_W._Hartley,_K._Herner,_M._Soares-Santos,_M._Crocce,_D._Huterer,_I._Magana_Hernandez,_T._M._Davis,_A._Garcia,_J._Garcia-Bellido,_J._Gschwend,_D._E._Holz,_R._Kessler,_O._Lahav,_R._Morgan,_C._Nicolaou,_C._Conselice,_R._J._Foley,_M._S._S._Gill,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_S._Avila,_K._Bechtol,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_E._Buckley-Geer,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Chang,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_J._Estrada,_S._Everett,_A._E._Evrard,_E._Fernandez,_D._A._Finley,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_J._Frieman,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_S._Kent,_E._Krause,_K._Kuehn,_H._Lin,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14961 |
標準として、23$M_\odot$ブラックホールと2.6$M_\odot$コンパクトオブジェクトとの合体から生じた重力波（GW）イベントGW190814を使用して、ハッブル定数$H_0$の測定値を示します。サイレン。このイベントでは、関連するホスト銀河との説得力のある電磁対応物は特定されていません。したがって、私たちの分析では、統計的フレームワーク内で2,700ドルの潜在的なホスト銀河を説明しています。赤方偏移の情報は、暗黒エネルギー調査の測光的赤方偏移（photo-$z$）カタログから取得されます。光度距離は、LIGO/Virgoコラボレーションによって公開された重力波スカイマップによって提供されます。このGWイベントはGW170817に続いて2番目に小さい空のローカリゼーションエリアを持っているので、GW190814は、対応する電磁を特定せずに、単一の標準サイレンから宇宙論に最適な制約を提供する可能性があります。私たちの分析では、photo-$z$確率分布関数を使用し、photo-$z$バイアスを修正しています。また、この更新されたフレームワーク内のバイナリブラックホールGW170814を再分析します。調査結果は、ユニークなホスト銀河に関連付けられた唯一のGW合併であるGW170817からの$H_0$制約にどのように影響するかを調査します。したがって、これまでで最も強力な標準サイレンです。GW190814、GW170814、およびGW170817の組み合わせから、私たちの分析は$H_0=69.0^{+14}_{-7.5}〜{\rmkm〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$（68％最高密度間隔、HDI）$[20,140]〜{\rmkm〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$の間の$H_0$での事前分布。GW170814にGW190814とGW170814を追加すると、GW170817だけで68％のHDIが$\sim12\％$向上し、完全な銀河カタログが提供されている場合、対応するものなしで適切にローカライズされたマージが標準のサイレン測定にわずかに貢献できることを示しますイベントの場所で入手できます。
$ N $体シミュレーションにおける原始ブラックブールのクラスタリングダイナミクス
| Title |
The_clustering_dynamics_of_primordial_black_boles_in_$_N_$-body_simulations |
| Authors |
Manuel_Trashorras,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15018 |
ダークマター（DM）は、ニュートニアンを使用して5000を超える実現で再結合から現在までの進化をシミュレートすることにより、原始ブラックホール（PBH）のほぼ恒星質量クラスターの不均一な背景によって説明される可能性を探ります$N$-bodyコード。蒸発のクラスター率を計算し、バイナリーとマージされたサブ母集団を、その親とマージツリーの履歴、寿命、および形成率とともに抽出します。動的および軌道パラメータープロファイル、質量分離と動的摩擦の程度、および接近した遭遇のパワースペクトル。全体として、PBHが実行可能なDM候補を構成できること、およびそれらのクラスタリングが宇宙の歴史を通じて豊富な現象論を提示することがわかります。現在、バイナリシステムはすべてのPBHの約9.5％を構成しており、質量比は$\bar{q}_{\mathrm{B}}=0.154$、総質量は$\bar{m}_{\です。mathrm{T}、\mathrm{B}}=303\mathrm{M_\odot}$。マージされたPBHはまれで、現在のすべてのPBHの約0.0023％であり、質量比は$\bar{q}_{\mathrm{M}}=0.965$で、合計質量とチャープ質量は$\bar{m}_{\です。mathrm{T}、\mathrm{M}}=1670\mathrm{M_\odot}$および$\bar{m}_{c、\mathrm{M}}=642\mathrm{M_\odot}$。クラスターがパフアップして蒸発すると、現時点ではオブジェクトと質量の約36％を含む1kpcのオーダーのこれらのPBHの泡になり、100個のpcサイズのコアが含まれます。また、これらのPBHサブハローは、銀河のハローのサイズと一致する、オブジェクトと質量の約63％を含む、数百kpcのオーダーのより広いPBHハローに分布していることもわかります。巨大なブラックホール（$M\sim1000\mathrm{M_\odot}$）の密な遭遇率が$\Gamma^{\mathrm{S}}=（1.2\substack{+5.9
宇宙論的均質性スケールの推定は着飾っている
宇宙における物質分布の均一性への移行の尺度として数カウント統計を調査し、そのような統計が想定される調査選択関数によってどのように「対処」されるかを分析します。推定された調査選択関数-観測された分布の選択バイアスを理想的に説明します-は、銀河の推定された基礎となる分布で縮退しているため、正しい調査選択関数を特定する機能は、クラスタリング統計の信頼できる推定を得るために重要です。既存の銀河カタログの選択関数は、観測された銀河の赤方偏移分布と平均密度に類似するようにデータからモデル化されます。さらに、今後の調査の選択関数の推定値は、観測された銀河の角度分布に似ています。このような選択関数のモデリングは、既存のカタログによって調査されたスケールでの均一性からの逸脱を過小評価する可能性があると主張します。調査モデル選択関数の推定に従来から適用されている方法が、おもちゃのモデル設定で球統計の数カウントに与える影響を調査します。密度分布の例は漸近的に均一ですが、非線形の密度変動が地域的に存在します。調査選択関数の従来の推定値が呼び出されると、調査の特性スケールに匹敵する周期の密度振動が抑制され、均質性に偏った数カウント統計が得られることがわかります。最大密度コントラストが1で、密度振動の周期が調査半径に匹敵するコンクリート玩具モデルの場合、均一性スケールが約40％過小評価されていることがわかりますが、この定量的な結果は、モデルのセットアップに依存しています。考慮される単純化された密度フィールドの形式と測量ジオメトリ。
バイナリ始原ブラックホール合併の割合に対する遠くのフライバイへの影響
バイナリ始原ブラックホール（PBH）システムの進化のモンテカルロシミュレーションを実行することにより、単一PBHとの遠い出会いがバイナリPBHの合体時間と合併率に及ぼす影響を推定します。PBHが暗黒物質の大部分を構成するモデル$\fPBH\sim1$の場合、コアレッセンス時間の予想される部分的な変化はごくわずかであり、ほとんどのバイナリで$10^{-6}$のオーダーです。PBHの存在量が大幅に少ないモデル（$\fPBH\ll1$）の場合、遭遇によるバイナリライフタイムの平均変化は$\mathcal{O}（10^{-2}）$と同じくらい大きく、少数のバイナリが存続期間中に順序の単一性の変化を経験しています。遭遇がない場合、合体時間の分析近似の使用と数値的に進化するバイナリシステムを比較し、分析近似により合体時間に$10\％$のオーダーエラーが発生することを確認します。ただし、これらの影響を考慮に入れると、計算されたマージレートへの変化はごくわずかであり、より安全なフーチングでバイナリブラックホールをマージすることによって観測された重力波信号から生じるPBH存在量に以前の制約を課します。
CMB Eモード信号の統計的等方性
| Title |
Statistical_Isotropy_of_the_CMB_E-mode_signal |
| Authors |
Joby_P._Kochappan,_Aparajita_Sen,_Tuhin_Ghosh,_Pravabati_Chingangbam,_Soumen_Basak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15038 |
2つの統計情報、すなわち、等高線ミンコフスキーテンソル（CMT）と方向統計（$\mathcal{D}$統計）。CMTから取得したパラメーター$\alpha$は、構造の整列に関する情報を提供し、ランダムフィールドのガウス性やSIなどの統計的特性を推測するために使用できます。$\mathcal{D}$統計は、フィールドによって定義されたベクトルによって示される優先方向性の検出に基づいています。これらの2つのテストは、異なる角度スケールでの感度の点で互いに補完的です。CMTはCMBマップに存在する小規模な情報に敏感ですが、$\mathcal{D}$統計は大規模なものに敏感です。観測されたCMB偏波の$E$モードの$\alpha$および$\mathcal{D}$統計を計算し、SMICAマップに焦点を当て、CMBとノイズの両方を含むFFP10SMICAシミュレーションを使用して計算された値と比較します。観測されたデータとシミュレーションの間には良い一致が見られます。さらに、データ内のCMB信号を具体的に分析するために、観測されたPlanckデータから得られた2つの統計の値を、同じパワースペクトルを持つ等方性シミュレーションから、およびSMICAノイズシミュレーションから得られた値と比較します。$\alpha$パラメーターを使用して、SIからの統計的に有意な偏差は見つかりません。$\mathcal{D}$統計から、データは大きな角度スケールでSIからのわずかな偏差を示していることがわかります。
Lyman-$ \ alpha $輝線の加熱と冷却が宇宙の夜明け21cm信号に与える影響
| Title |
The_impact_of_Lyman-$\alpha$_emission_line_heating_and_cooling_on_the_cosmic_dawn_21-cm_signal |
| Authors |
Avery_Meiksin_(University_of_Edinburgh)_and_Piero_Madau_(University_of_California,_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15108 |
最初の形成銀河の人口IIIが支配する恒星系からの強化されたLy$\alpha$フォトンライン放出を考慮に入れて、$10<z<30$で21cmの宇宙の夜明け信号が標準のシナリオと大幅に異なる可能性があることを示します。銀河から出現するLy$\alpha$光子によるエネルギー移動は、銀河内のHII領域が再結合境界にある場合は銀河間ガスを加熱するか、またはハローの内部の風によって赤くなった場合は断熱膨張よりも速くガスを冷却します。場合によっては、EDGES21cmの宇宙の夜明けの実験で検出されたシグネチャと同様に、$-500$mKに近い21cmのアンテナ温度差が$15<z<25$で達成される場合があります。
初期の宇宙をシミュレートする技術-パートI
拡大する宇宙におけるスカラーとゲージ場のダイナミクスのシミュレーションのための格子手法に関する包括的な議論を提示します。ミンコフスキーとFLRWのバックグラウンドでのスカラーとゲージフィールドの相互作用の連続体定式化を確認した後、格子ゲージ不変法を含むフィールド理論の離散化のための基本的なツールを紹介します。次に、$staggered〜leapfrog$や$Verlet$統合などの$O（dt^2）$精度のメソッドから$O（dt^4）までの$Runge-Kutta$メソッドまで、数値アルゴリズムについて説明および分類します。$精度、および$Yoshida$および$Gauss-Legendre$高次積分器、$O（dt^{10}）$までの精度。これらの方法を、$3+1$次元の拡張グリッド内のスカラーおよびゲージフィールドの非線形ダイナミクスの古典的な格子シミュレーションでの使用に適合させます。これには、フィールドのエネルギーと圧力密度。$i）$相互作用するスカラー場、$ii）$アーベル$U（1）$ゲージ理論、および$iii）$非アーベル$SU（2）$ゲージ理論の正準ケースの格子定式化を示します。3つのケースすべてで、シンプレクティックインテグレーターを提供します。精度は$O（dt^2）$から最大$O（dt^{10}）$です。各アルゴリズムについて、エネルギー密度コンポーネント、フィールドスペクトル、ハッブル制約などの関連するオブザーバブルの形式を提供します。ゲージ理論のすべてのアルゴリズムは、「自己矛盾のない」展開の場合でも、マシン精度に対するガウス制約を常に尊重することに注意してください。数値例として、$SU（2）\timesU（1）$で充電される振動するインフレートのインフレ後のダイナミクスを分析します。現在の原稿は、2020年にリリースされる、拡張宇宙における場の理論の非線形進化をシミュレーションするための多目的MPIベースのパッケージであるコード$CosmoLattice$の理論的基礎の一部として意図されていることに注意します。
輸送中のタイタン：紫外線のオカルテーション観測は複雑な大気構造を明らかにする
| Title |
Titan_in_Transit:_Ultraviolet_Occultation_Observations_Reveal_a_Complex_Atmospheric_Structure |
| Authors |
Patrick_D._Tribbett,_Tyler_D._Robinson,_Tommi_T._Koskinen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14670 |
トランジット分光法は、太陽系外惑星の大気特性の主要なツールです。ただし、トランジットスペクトル観測は、ガスの不透明度が弱い場合、エアロゾルの消滅によって制限される可能性があります。紫外波長範囲にはさまざまな強力な分子および原子の特徴が含まれており、大気中のヘイズが存在する場合でもガス種の検出が可能になる可能性があります。エーロゾルの消光と紫外線分子不透明度の間の相互作用を理解するために、NASAのカッシーニオービターに搭載された紫外線イメージング分光計（UVIS）で観測された掩蔽時の土星の月タイタンの大気中の透過を調査します。ヘイズの処理を含めたり除外したりする大気検索モデルを使用して、タイタンの派生紫外線通過スペクトルを分析します。取得した大気特性、つまりガス柱密度は、UVIS掩蔽データを分析する以前の研究と一致しています。ベイジアン情報量基準を使用して、基礎となる掩蔽データ内の複数の分離されたヘイズレイヤーによる明白な不透明性にもかかわらず、ヘイズのパラメーター化がデータに適合させる必要がないことを示します。私たちの仕事は、トランジットスペクトルがより長い波長でヘイズの消滅によって支配されている場合でも、紫外波長領域での太陽系外惑星の継続的な特性評価が、新しい大気制約を提供できることを示しています。
外惑星オービター（ガリレオ、ジュノ、カッシーニ）の時代は、木星と土星の放射帯がどのように構造化され、形成され、フライバイミッションと地上観測の時代に可能であったものをはるかに超えて進化するかについての理解を深めています。地球の放射帯の詳細かつ長期的な観測に関連して、これらのミッションのほぼ20年にわたるデータセットは、粒子を相対論的運動エネルギーに加速し、そのフラックス強度を制限するプロセスのどれがより普遍的であると考えられるかを強調し、したがって、ほとんどの地球外磁気圏の鍵であり、各惑星とその磁気圏システムの独自の側面を反映しています。この章では、地球ベースの観測所による理論、シミュレーション、および関連する測定に関連して、その場での放射線帯観測に焦点を当てます。木星と土星の放射帯の平均状態と時間変動の両方を説明し、それらを特定の物理プロセスに関連付けます。
TRAPPIST-1スーパーフレアの発生と惑星の居住性に対するEvryscopeとK2の制約
| Title |
Evryscope_and_K2_Constraints_on_TRAPPIST-1_Superflare_Occurrence_and_Planetary_Habitability |
| Authors |
Amy_L._Glazier,_Ward_S._Howard,_Hank_Corbett,_Nicholas_M._Law,_Jeffrey_K._Ratzloff,_Octavi_Fors,_and_Daniel_del_Ser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14712 |
近くにある超クールな矮星TRAPPIST-1にはいくつかの地球サイズの地球型惑星があり、そのうちの3つは平衡温度を持ち、液体の表面の水を支え、太陽系外惑星の特徴付けの強力なターゲットになります。TRAPPIST-1は、フレアが頻繁に発生するアクティブな星であり、惑星の居住性に影響を与えます。スーパーフレア（エネルギーが10^33ergを超える恒星フレア）は、クールな星の惑星の大気を完全に破壊し、紫外線と高エネルギー粒子がそれらの表面に衝突することを可能にします。ただし、超冷準矮星は静止時にはほとんど紫外線を放出せず、紫外線を必要とするプレバイオティクス化学に頻繁なフレアが必要になる可能性を高めます。EvryscopeとKeplerの観測を組み合わせて、TRAPIST-1の高エネルギーフレアレートを特徴付けます。Evryscopeは、2分ごとに南の空全体をg'で撮像する22個の小さな望遠鏡の配列です。2年間で170夜にわたるEvryscopeの観測は、TRAPPIST-1の長期的なフレア活動をサンプリングすることにより、80日間の連続する短いケイデンスのK2観測を補完します。TRAPPIST-1のスーパーフレア率を更新し、年間4.2（+1.9-0.2）スーパーフレアの累積率を求めます。ハビタブルゾーンの惑星の大気でオゾンを破壊するために必要なフレア率を計算し、その惑星に存在する場合、TRAPPIST-1のフレア率はオゾンを破壊するには不十分であることがわかります。さらに、プレバイオティクス化学を駆動するのに十分な紫外線フラックスを提供するために必要なフレア率を計算します。TRAPPIST-1のフレアレートは、RNA合成につながると考えられている地球のような化学経路の一部を触媒するには不十分である可能性が高く、生物学的に関連するUV-Bバンドのフレアによるフラックスは、どのTRAPPIST-1惑星よりも桁違いです。地球の歴史の中でいつでも経験されてきました。
流星電波アフターグローの放射パターンのテスト
流星または流星ラジオ残光（MRA）からの電波放射は、長波長アレイ（LWA1）の最初のステーションの全天イメージング機能を使用して最初に検出されました。この作業では、最近委託されたLWAセビレッタ（LWA-SV）ステーションとLWA1を使用して、調整された観測を実行します。LWA1とLWA-SVを組み合わせた全天観測では、流星からの32のMRAと21の送信機反射（流星散乱イベント）が同時に観測されました。各観測所で観測されたイベントのフラックス密度は、全天画像から測定されました。各ステーションからのイベントの角度方向を三角測量することにより、イベントの物理的な位置と各ステーションまでの距離がわかります。各ステーションのイベントの光度は、等方性光源の磁束距離関係を使用して計算されました。各ステーションで観測されたMRAと流星散乱イベントの光度分布は、光度の比が流星散乱イベントよりもMRAの単一性に近いため、これら2つのタイプのイベントの明確な違いを示しています。さらに、MRAは等方性放射パターンに従うことがわかります。これは、完全なインコヒーレント放出メカニズム、または流星トレイル内のコヒーレント放出小領域のインコヒーレント追加のいずれかを示唆しています。
流星位相特性からのレーダー横散乱速度の精密測定
| Title |
Precision_measurements_of_radar_transverse_scattering_speeds_from_meteor_phase_characteristics |
| Authors |
Michael_Mazur,_Petr_Pokorny,_Peter_Brown,_Robert_J._Weryk,_Denis_Vida,_Carsten_Schult,_Gunter_Stober,_Anamika_Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14730 |
鏡面反射点（$t_{0}$）の直前の流星レーダーエコー測定からの後方散乱位相を使用して、流星の速度と不確実性を計算するための改善された手法について説明します。Cerveraetal（1997）の以前の研究に基づいて構築された私たちの方法は、動的なスライディングウィンドウでフレネル距離-時間領域の可能な速度をスキャンし、結果の速度分布から最高速度の推定値を導き出します。中層大気アロマーレーダーシステム（MAARSY）とカナダの隕石軌道レーダー（CMOR）、結果を飛行時間およびフレネル変換速度の推定値と比較します。私たちの新しい手法は、他の手法を使用したモデルと速度の両方の測定と比較したときに、良い結果をもたらすことが示されています。40km/s未満の速度では速度の精度が$\pm$5$\％$であり、すべてのCMORマルチステーションエコーの90$\％$以上にPSSSTソリューションがあることがわかります。CMORデータの場合、PSSSTは、重要な位相値と貧弱な位相アンラッピングの選択に対して堅牢です。約50km/s未満の流星速度で最大$\pm$6パルスのエラーを選択すると、流星体速度の$\pm$5$\％$未満のエラーが発生します。さらに、PSSST速度のカーネル密度推定（KDE）の幅は、ノイズと$t_0$ピック不確実性の両方をキャプチャする不確実性の自然な尺度として使用されます。
ガス巨大大気における極渦の深いモデルシミュレーション
| Title |
Deep_model_simulation_of_polar_vortices_in_gas_giant_atmospheres |
| Authors |
Ferran_Garcia,_Frank_R._N._Chambers,_Anna_L._Watts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14817 |
カッシーニプローブとジュノプローブは、土星と木星の極域に大きなコヒーレントな低気圧性渦を明らかにしました。これは、低緯度で見られる東西の縞模様のジェット構造とは劇的な対照です。議論は、ジェットが浅いのか、それとも惑星のエンベロープのより深いところまで広がるのかを中心にしています。最近の実験と観察により、深い対流モデルとジェット構造の説明の成功との関連性が示され、極域から離れた低気圧性コヒーレント渦が、追加の成層浅層を含めて最近シミュレーションされました。ここでは、長寿命の極渦を生成できる新しい対流モデルを紹介します。巨大惑星の大気に関連するシミュレーションパラメーターを使用して、大規模なエネルギー伝達を完全に3次元で行うことによる大規模なコヒーレント構造の形成のための回転対流における地衡乱流（GT）理論と一致する流れレジームを見つけます。私たちのシミュレーションは、JunoとCassiniで見られるものと質的に類似した極特性を生成します。それらは木星で見られる低気圧性渦の構造と一致します。または、マークされたらせん状の形態と土星に見られる六角形のパターンで、より低い緯度まで下向きに伸びる強い極渦の存在を説明できます。私たちの調査結果は、これらの渦が惑星内部の奥深くに生成される可能性があることを示しています。これら2つの極流レジームを区別する遷移について説明し、さまざまな力のバランスの観点から解釈し、巨大惑星の極渦ダイナミクスを特徴付ける以前の浅い大気モデルと比較しました。さらに、熱輸送特性を調査して、GTの縮小モデルのコンテキストで取得された最近のスケーリング則を確認します。
多惑星系における不安定性への道
| Title |
The_path_to_instability_in_multi-planetary_systems |
| Authors |
Antoine_C._Petit,_Gabriele_Pichierri,_Melvyn_B._Davies_and_Anders_Johansen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14903 |
密に詰め込まれた系外惑星系の動的安定性はよくわかっていないままです。2惑星システムの場合、鋭い安定境界が存在しますが、3つ以上の惑星システムの数値シミュレーションでは、数十億年までのタイムスケールで不安定性が発生する可能性があることを示しています。さらに、丘の半径の単位で測定された惑星軌道分離と生存時間の間の指数関数的な傾向が報告されています。これらの発見は多くの数値シミュレーションで観察されていますが、不安定性につながる実際のメカニズムはほとんど知られていません。一定の拡散プロセスとは対照的に、惑星系は、非常に短い不安定な段階の前に、その寿命のほとんどの間、動的に静止したままのようです。この作業では、3体共鳴のオーバーラップによる遅いカオス拡散が、最初に同一平面および円軌道の不安定性につながるタイムスケールを支配する方法を示します。最後の不安定性フェーズは2惑星平均運動共鳴（MMR）による散乱に関連していますが、円軌道の場合、2惑星MMRは離れすぎており、システムを不安定化するには最初は遠ざけています。等質量かつ等間隔の惑星で得られた経験的傾向を一般的なシステムに一般化する分析モデルを開発します。惑星と星の質量比$\epsilon$で4桁以上、不安定時間で6〜8桁以上のシミュレーションと一致する生存時間の分析的推定値を取得します。また、丘の半径の観点から軌道間隔を測定することは適応されておらず、正しい間隔の単位は$\epsilon^{1/4}$としてスケーリングされることも確認します。特定の間隔を超えても、3つの惑星の共鳴は重なり合わないため、生存時間は長くなると予測されます。最後に、結果がより一般的なシステムに拡張されることについて話し合います。
楕円制限三体問題における三角形ラグランジュ点の周りの運動に対する新しい摂動解
| Title |
A_new_perturbative_solution_to_the_motion_around_triangular_Lagrangian_points_in_the_elliptic_restricted_three-body_problem |
| Authors |
B._Boldizs\'ar,_T._Kov\'acs,_J._Vany\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14940 |
平面楕円制限3体問題の運動方程式は、4つの分離したヒルの方程式に変換されます。時間依存の周期係数をもつ振動子方程式に対するフロック定理解析解を使用することにより、提示されます。新しい分析アプローチがシステムパラメーター$0<e\leq0.05$および$0<\mu\leq0.01$に対して有効であることを示します。ここで、$e$はプライマリの偏心を表し、$\mu$はそれぞれ質量パラメーターです。また、メソッドの適用性を提供する変換の詳細も明らかにします。
| Title |
Non-Local_Thermodynamic_Equilibrium_Transmission_Spectrum_Modelling_of_HD209458b |
| Authors |
Mitchell_E._Young,_Luca_Fossati,_Tommi_T._Koskinen,_Michael_Salz,_Patricio_E._Cubillos,_and_Kevin_France |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15011 |
コンテキスト-外惑星上層大気は、放射プロセスが衝突するものと競合し、非局所熱力学平衡（NLTE）効果を透過スペクトルに導入する可能性がある低密度環境です。目的-私たちは、幅広い惑星の特性にわたる惑星外透過スペクトルをモデル化できるNLTE放射伝達フレームワークを開発します。方法-公開されたT-Pプロファイルと太陽の金属性を仮定して、NLTEスペクトル合成コードCloudyを適応させ、高温の木星HD209458bのNLTEと局所熱力学的平衡（LTE）の両方で大気構造と原子透過スペクトルを生成します。H$\alpha$、NaID、HeI$\lambda$10830、FeI＆II紫外（UV）バンド、およびC、O、SiUVラインを含む選択されたスペクトル機能は、文献の観察およびモデルと比較されます。利用可能です。NLTE効果の強さは、個々のスペクトル線について測定され、どの機能が最も強く影響を受けているかを特定します。結果-NLTE合成スペクトルを計算する開発されたモデリングフレームワークは、HeI$\lambda$10830トリプレット、NaID線、およびFeI線のフォレストの光学結果の文献結果を再現します。NLTEスペクトルの個々のスペクトル線は、LTEスペクトルと比較して最大40％強い吸収を示します。
50個の超新星に続くオゾン層破壊による気候変動？
地球の大気中のオゾンは、気候に放射強制力を及ぼすことが知られています。約260万年前の1つまたは複数の近くの超新星の地球化学的証拠に動機付けられて、約50pcの超新星が大気中のオゾン濃度への影響を通じて地球の気候に変化を引き起こすかどうかを調査しました。「PlanetSimulator」（PlaSim）中間複雑度気候モデルを使用して、既存の大気化学モデリングから取得した、規定のオゾンプロファイルを使用しました。全体的に平均化された表面温度への影響は小さいものの、局所的な変化が大きく、大気循環と降水パターンの違いが地域的に大きくなる可能性があることがわかりました。
ハリケーン発生は後期型M矮星を周回する地球外惑星に有利である
ハリケーンは、強い降雨と強風を特徴とする、地球上で発生する最も極端な嵐システムの1つです。将来の赤外線宇宙望遠鏡で特徴付けられる地球外惑星は、M個の矮星を周回します。その結果、最も観測可能な地上の太陽系外惑星は、地球とは大きく異なる気候を持ち、昼間の夜間の照射コントラストが大きく、回転が比較的遅いです。ハリケーンは水蒸気の垂直輸送を高め、海洋の熱輸送に影響を与える可能性があるため、地球外惑星の将来の観測に影響を与える可能性があります。この作業では、M矮星を周回する地球外惑星の環境がハリケーンの発生（形成）の好感度にどのように影響するかを調査します。そのために、私たちは、地球上のハリケーンの起源を理解するために開発されたメトリックを、M個の矮星を周回する海に覆われた太陽系外惑星の3次元気候モデルに適用します。ハリケーンの発生は、回転周期が$\sim8-10〜\mathrm{days}$である、中程度に回転する、潮汐でロックされた地球外惑星に最も適しています。その結果、ハリケーンの発生は、後期型M矮星の居住可能ゾーン内の地球外惑星に最も適しています。中間回転でのハリケーン生成の好感度のピークは、ハリケーン生成には十分なスピンが必要なために発生しますが、高速回転する地球外惑星の垂直ウィンドシアはハリケーン生成を混乱させます。ハリケーンの発生は、ゆっくりと回転する地球外惑星ではあまり好ましくないことがわかります。これは、以前の研究と一致しています。ハリケーンの発生と進化を解決するシミュレーションを使用する将来の作業は、環境が潮汐ロックされた地球外惑星上のハリケーンの発生の好感度にどのように影響するかについての私たちの期待をテストできます。
高赤方偏移での金属に富んだハローの大規模な星形成
| Title |
Massive_Star_Formation_in_Metal-Enriched_Haloes_at_High_Redshift |
| Authors |
John_A._Regan_(Maynooth_University,_Ireland),_Zolt\'an_Haiman_(Columbia),_John_H._Wise_(Georgia_Tech),_Brian_W._O'Shea_(Michigan_State)_and_Michael_L._Norman_(UCSD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14625 |
超大質量星の形成は一般に、無垢の無金属ガスの急速な降着を前提として研究されてきました。しかし最近では、最大$Z\sim10^{-3}$Z$_{\odot}$まで金属に富むガスも、全質量降下率がプロトスターは十分に高いままです。金属性に関係なく超臨界降下率のすべてのハローが含まれる場合、超大質量星候補のハローの存在量がどのように影響を受けるかを調べることにより、分析をさらに拡張します。このシナリオを調査するために、中央の質量降下率が固定しきい値を超えるルネッサンスシミュレーションですべての原子冷却ハローを特定します。中心質量の降下率が0.1M$_{\odot}$yr$^{-1}$であるこれらのハローの中で、これらのハローの約3分の2が$Z>10^{-3}$Z$_{\odot}$。これらのハロー内での金属の混合がアセンブリの早い段階で非効率であり、金属の少ないガスのポケットが残る場合は、超大質量星をホストするハローの数を少なくとも4倍に増やすことができます。さらに、これらの高落下率のハローの中心は、既存のブラックホールを成長させる理想的な環境を提供します。急速に崩壊するハローの（超大規模な）星形成ダイナミクスのさらなる研究は、不均一な金属分布を伴い、初期の銀河における超大規模な星形成と初期のブラックホール成長の両方についてより多くの洞察を得るために必要です。
星団の風がコルモゴロフ乱流を駆動する
| Title |
Winds_in_Star_Clusters_Drive_Kolmogorov_Turbulence |
| Authors |
Monica_Gallegos-Garcia,_Blakesley_Burkhart,_Anna_Rosen,_Jill_P._Naiman,_Enrico_Ramirez-Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14626 |
中間および大規模な星は、星団および周囲の星間物質（ISM）の近くの星の風と相互作用する高速かつ強力な等方性風を駆動します。風-ISM衝突は、断熱的に膨張する高温の$T\sim10^7$Kガスを含むこれらの星の周りに天体圏を生成します。個々の気泡が膨張して衝突すると、気泡が不安定になり、星団の乱流を引き起こす可能性があります。この論文では、流体力学シミュレーションを使用して、均質な雲内に密集した若い星団をモデル化し、周囲のISMとの恒星風の衝突を研究します。質量が3〜17$M_{\odot}$の範囲にある20のBタイプの若い主系列星の質量分離クラスターをモデル化します。私たちは$\sim$11kyrsの風を進化させ、Bスターの周りの風とISMの衝突と重なり合った風に吹かれた泡が高温ガスとISM物質を混合し、その進化の初期に小規模でコルモゴロフのような乱流を生成することを示しています。恒星風によって引き起こされる乱流が、クラスター内の星形成の後続の生成にどのように影響するかを議論します
象徴的なUDG DF44の周りの球状星団の数は、矮小銀河で予想されるとおりです
| Title |
The_number_of_globular_clusters_around_the_iconic_UDG_DF44_is_as_expected_for_dwarf_galaxies |
| Authors |
Teymoor_Saifollahi_(1),_Ignacio_Trujillo_(2_and_3),_Michael_A._Beasley_(2_and_3),_Reynier_F._Peletier_(1),_Johan_H._Knapen_(2_and_3)_((1)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(3)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14630 |
超拡散銀河（UDG）の大部分は矮小銀河であるというコンセンサスが高まっています。ただし、球状星団（GC）システムの点で特別と思われるUDGがいくつか残っています。特に、一部の著者によると、特定のUDGは、恒星（または総）質量からの期待と比較すると、GCの数が多い。これらの特別なUDGの中で、ComaクラスターのDF44は、よく知られている例の1つです。DF44は$N_{GC}=74^{+18}_{-18}$の比較的多数のGCを持ち、星の質量がわずか$3\times10^8$$M_{\odotであると主張されています}$。このペーパーでは、この数値を再検討し、以前の結果とは逆に、$N_{GC}=19^{+5}_{-5}$を求めます。$M_{\rmGC}-M_{\rmhalo}$関係を利用すると、この数のGCは暗黒物質ハロー質量$M_{halo}=1.0^{+0.3}_{-0.3}\を示唆します×10^{11}M_{\odot}$、速度分散に基づくDF44の予想総質量と一致する値、$\sigma=33^{+3}_{-3}$kms$^{-1}$。DF44の周りのGCの数は、同様の恒星質量の通常の矮小銀河で予想されるとおりであり、DF44はこの点で異常ではないと結論付けます。
潮汐破壊イベントによる核星団の連星ブラックホール集団の較正
| Title |
Calibrating_the_binary_black_hole_population_in_nuclear_star_clusters_through_tidal_disruption_events |
| Authors |
Giacomo_Fragione,_Rosalba_Perna,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14632 |
重力波（GW）計測器の感度が向上し、新しいネットワークが動作し始めると、今後数年間で数百の恒星質量ブラックホール（SBH）と中間質量ブラックホール（IMBH）が合流することが予想されます。さまざまな動的環境におけるSBHおよびIMBHバイナリの起源と分布は、GW天文学における基本的な科学的問題です。この論文では、星の潮汐破壊イベント（TDE）によって、核星団（NSC）のバイナリSBHとIMBHのアセンブリとマージに提供される電磁ウィンドウについて説明します。ホストNSCの質量と密度、およびブラックホール質量関数の勾配が、軌道特性とTDEを受けるバイナリの質量をどのように設定するかについて説明します。典型的なNSCプロパティの場合、銀河ごとに$\sim10^{-6}$-$10^{-7}\{\rmyr}^{-1}$の合併率を予測します。NSC内のTDEの光度曲線は、バイナリの軌道周期上のコンパニオンブラックホールによって中断および変調される可能性があります。TDEに関連付けられた排出された質量は、数日から数か月の時間スケールで、光度の過渡光$\sim10^{42}$-$10^{44}$ergs$^{-1}$を生成する可能性があります。これらは、ZwickyTransientFacilityやLSSTなどの光学過渡調査によって容易に検出できるはずです。
KMOSレンズ増幅分光法調査（KLASS）：宇宙正午における低質量銀河の運動学と群集
| Title |
The_KMOS_Lens-Amplified_Spectroscopic_Survey_(KLASS):_Kinematics_and_clumpiness_of_low-mass_galaxies_at_cosmic_noon |
| Authors |
M._Girard,_C._A._Mason,_A._Fontana,_M._Dessauges-Zavadsky,_T._Morishita,_R._Amor\'in,_D._B._Fisher,_T._Jones,_D._Schaerer,_K._B._Schmidt,_T._Treu,_and_B._Vulcani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14633 |
KMOSレンズ増幅分光法調査（KLASS）、ESO超大型望遠鏡（VLT）の大規模プログラムで、重力レンズ効果を使用して、恒星質量の0.6<z<2.3の44個の星形成銀河の空間分解運動学を研究する結果を提示します。8.1<log（M$_\star$/M$_{\odot}$）<11.0。これらの銀河は、HSTGrismLens-AmplifiedSurveyfromSpace（GLASS）から選択された6つの銀河クラスターの背後にあります。ほとんどの銀河は回転する円盤を示していますが、回転が支配的な銀河のほとんどは$\upsilon_{rot}/\sigma_0$の比率が低いだけです（中央値$\upsilon_{rot}/\sigma_0\sim2.5$）。圧力のサポートを説明するために、円速度$V_{circ}=（\upsilon_{rot}^2+3.4\sigma_0^2）^{1/2}$を採用することにより、タリー-フィッシャー関係を探索します。私たちのサンプルは、局所的な関係と比較して、+0.18dexの正のゼロ点オフセットを持つタリー-フィッシャー関係に従っていることがわかります。これは、ほとんどのガスをまだ星に変換しなければならない、より多くのガスに富む銀河と一致しています。KLASSサンプルでは、速度分散と恒星の質量の間に強い相関関係があります。文献からの他の調査にデータを組み合わせると、すべての赤方偏移で恒星の質量による速度分散の増加もわかります。$\upsilon_{rot}/\sigma_0$の増加が得られ、恒星の質量は0.5<z<1.0です。これは、大質量銀河が低質量銀河の前に通常の回転円盤に落ち着くことを示している可能性があります。赤方偏移が大きい場合（z>1）、弱い増加または横ばい傾向が見られます。銀河のレストフレームUVの固まりとそれらのグローバルな運動学的特性の関係を調査します。固まりと速度分散と$\upsilon_{rot}/\sigma_0$の間に明確な傾向は見られません。これは、銀河のディスクに形成された塊が形成された後に銀河の運動学的特性が進化すること、または塊が異なる物理的条件で形成されることを示唆している可能性があります。
機械学習を使用したCANDELSおよびシミュレートされた銀河における巨大な塊の恒星の塊
| Title |
Stellar_Masses_of_Giant_Clumps_in_CANDELS_and_Simulated_Galaxies_Using_Machine_Learning |
| Authors |
M._Huertas-Company,_Y._Guo,_O._Ginzburg,_C.T._Lee,_N._Mandelker,_M._Metter,_J.R._Primack,_A._Dekel,_D._Ceverino,_S.M._Faber,_D.C._Koo,_A._Koekemoer,_G._Snyder,_M._Giavalisco,_H._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14636 |
高赤方偏移の星形成円盤銀河のかなりの部分が巨大な塊をホストしていることが知られており、銀河の進化におけるその形成、性質、役割はまだ理解されていません。この作業では、まず、ディープニューラルネットワークに基づく新しい自動化された方法を提示して、銀河画像の塊を検出し、以前に提案された方法よりも感度が高く、高速であることを示します。次に、この方法を使用して、CANDELS調査のVELA前方からの画像だけでなく、$1<z<3$の$\sim1500$星形成銀河の完全なサンプルのレストフレームの光学画像とUV画像の塊を体系的に検出しますモデル化されたズームイン宇宙論シミュレーション。観測効果が、得られたクランププロパティに劇的な影響を与え、最大10倍のクランプ質量の過大評価につながることを示します。これは、観測とシミュレーションの公平で直接的な比較の重要性を強調しています。単純な混合密度ネットワークでこれらの影響を補正した後、塊の恒星の質量関数は完全性の限界（$10^{7}$太陽の質量）までのべき乗則に従い、塊の大部分はよりも質量が小さいと推定します$10^9$の太陽の質量。$\sim10^{10}$の$20-40\％$の間の太陽質量星形成銀河には、少なくとも1つの巨大な（$M_c>10^{7}M_\odot$）偏心した塊が含まれていますが、銀河の星の総質量の$\sim2-5\％$は、それらの塊にあります。また、恒星塊への塊の寄与が、拡張銀河および低質量銀河でより重要であることを示しています。この作業で調査したシミュレーションは、観察の信頼区間の下限にある傾向がありますが、同じ条件下で直面したときに観察された塊の恒星の質量関数の形状を全体的に再現します。この合意は、観察された凝集塊のほとんどが、激しいディスク不安定性を介してその場で形成されていることを示唆しています。
Galaxy Morphology Network：$ \ sim 100,000 $ SDSSおよび$ \ sim 20,000 $
CANDELS Galaxiesでの形態学と消光の研究に使用される畳み込みニューラルネットワーク
| Title |
Galaxy_Morphology_Network:_A_Convolutional_Neural_Network_Used_to_Study_Morphology_and_Quenching_in_$\sim_100,000$_SDSS_and_$\sim_20,000$_CANDELS_Galaxies |
| Authors |
Aritra_Ghosh,_C._Megan_Urry,_Zhengdong_Wang,_Kevin_Schawinski,_Dennis_Turp_and_Meredith_C._Powell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14639 |
$\sim100,000$（$z\sim0$）SloanDigitalSkySurvey（SDSS）および$\sim20,000$（$z\sim1$）Cosmicで、星型形成の消光を調査するために、形態で区切られたカラーマスダイアグラムを調べますアセンブリ近赤外線ディープ銀河外遺産調査（CANDELS）銀河。銀河を形態学的に分類するために、私たちは、銀河をバルジ対全光比に従って分類する畳み込みニューラルネットワークであるGalaxyMorphologyNetwork（GaMorNet）を開発しました。GaMorNetは実際のデータの大規模なトレーニングセットを必要とせず、さまざまな信号対雑音比と空間分解能を持つデータセットに適用できます。GaMorNetのソースコードとトレーニング済みモデルは、この作業の一環として公開されます（http://www.astro.yale.edu/aghosh/gamornet.html）。まず、バルジとディスクコンポーネントを含む銀河のシミュレーションについてGaMorNetをトレーニングし、次に各データセットの$\sim25\％$を使用して学習を転送し、$\lesssim5\％$の誤分類率を達成しました。誤って分類された銀河のサンプルは、信号対雑音比が低い小さな銀河が大半を占めています。GaMorNet分類を使用して、バルジおよびディスクが優勢な銀河には、以前の研究と一致して、異なるカラーマスダイアグラムがあることがわかります。SDSS銀河とCANDELS銀河の両方で、ディスクが卓越する銀河は、広範囲の質量にわたって青い雲でピークに達し、急速な消光を伴わない星形成ガスのゆっくりとした消耗と一致しています。赤いディスクの小さな集団が高い質量で見つかります（$z\sim0$にあるディスクの$\sim14\％$および$z\sim1$にあるディスクの$2\％$）。対照的に、ふくらみが優勢な銀河はほとんどが赤で、青い雲に向かってはるかに小さい数があり、緑の谷を横切る急速な消光と速い進化を示唆しています。この消光メカニズムの推定される違いは、$z\sim0$および$z\sim1$ではるかに小さいサンプルに対して他の形態分類手法を使用した以前の研究と一致しています。
OB協会およびGaia DR2の野外での高輝度星の距離スケール。疑似系統的運動
| Title |
Distance_scale_for_high-luminosity_stars_in_OB_associations_and_in_field_with_Gaia_DR2._Spurious_systematic_motions |
| Authors |
A._M._Melnik,_A._K._Dambis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14649 |
既知のガイアDR2視差を持つ少なくとも10個の星を含む47のOBアソシエーションの中央視差を計算しました。OBアソシエーションの三角視差とフォトメトリック視差の比較により、delta_pi=-0.11+\-0.04masのゼロ点オフセットが明らかになり、GaiaDR2視差が平均して過小評価され、それらから導出された距離が過大評価されていることを示します。delta_pi=-0.11masの修正は、Arenouらの推定値と一致しています。（2018）明るい星で得られた。OBアソシエーションと高輝度フィールドスターの視差の分析は、BlahaandHumphreys（1989）によって確立されたOBスターの距離スケールを10〜20％削減する必要があるという以前の結論（Dambisetal。2001）を確認します。太陽から2〜3kpcの距離で10〜20kms-1の疑似体系的な動きは、未補正のGaiaDR2視差の使用から発生することが判明しています。
| Title |
Properties_of_the_KISS_Green_Pea_Galaxies |
| Authors |
Samantha_W._Brunker,_John_J._Salzer,_Steven_Janowiecki,_Rose_A._Finn,_George_Helou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14663 |
グリーンピースは中間的な赤方偏移で極端に星を形成する銀河の一種で、もともとはマルチフィルターの広視野調査画像データを使用した色選択によって発見されました（Cardamoneetal。2009）。それらは一般に、高赤方偏移のLy$\alpha$放出銀河の類似物と考えられています。グリーンピース銀河の特徴的な特徴は、非常に大きな等価幅の線を持つ高励起星雲スペクトルであり、グリーンピースに似た銀河も輝線銀河のサンプルで識別できるという認識につながります。ここでは、[OIII]で選択した星形成銀河（z=0.29-0.41）のサンプルと、KPNO国際分光法調査（KISS）からの色を選択したグリーンピースのプロパティを比較します。KISS[OIII]で選択された銀河は、色で選択されたグリーンピースによって定義されたパラメーター空間と重複していることがわかります。2つのサンプルは、同じオブジェクトの母集団から抽出されたように見えます。KISSグリーンピースをH$\alpha$で選択したKISS星形成銀河のサンプル全体（z$<$0.1）と比較すると、極端なシステムであることがわかります。多くは、観測されたルックバック時間（3〜4Gyr）で若いシステムであるように見え、残りのフレームのBバンド光度の90％以上がスターバーストの母集団からのものです。z=0.29-0.41でKISSRグリーンピースの体積密度を計算し、それらが非常にまれなオブジェクトであることを見つけます。銀河はローカルユニバースのKISSRグリーンピースほど極端ではありませんが、z$<$0.1でいくつかの低輝度システムを認識しています。
高質量の多段星形成領域IRAS〜12272-6240の赤外線研究
| Title |
An_infrared_study_of_the_high-mass,_multi-stage_star-forming_region_IRAS~12272-6240 |
| Authors |
Mauricio_Tapia,_Paolo_Persi,_Miguel_Roth,_Davide_Elia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14692 |
IRAS12272-6240は、太陽から$d=9.3$kpcの十分に決定された距離にある、コンパクトで巨大な密集した塊といくつかの関連するメーザーを備えた複雑な星形成領域です。この研究では、Baade/Magellan望遠鏡とそのカメラPANICを使用して、サブアークの広帯域および狭帯域の近赤外イメージングと低解像度分光法を取得しました。$JHK_s$バンドのサイズ$2\times2$平方弧のモザイクと、2.12$\mu$mH$_2$および2.17$\mu$mBr$\gamma$ラインを中心とする狭帯域フィルターが分析されましたHI-GAL/{\slHerschel}と組み合わせて、IRAC/{\slSpitzer}および{\slWISE}観測をアーカイブします。コンパクトで密な塊が、おそらく21kAU幅のバイナリシステムを形成する2つのClass〜IYSOを収容していることがわかりました。1から1200の$\mu$mSEDの組み合わせは、$10^{-2}M_\odot$ディスクと$1.3\times10^4M_\odot$ダストエンベロープを持つO9V中央星と一致しています。その総光度は$8.5\times10^4L_\odot$です。一連の衝撃を受けたH$_2$放出ノットがそのすぐ近くにあり、流出の存在を確認しています。IRAS12272-6240は組み込みクラスターの中心にあり、平均年齢は1Myr、サイズは2.6pcで、150を超える星が含まれています。その核では、YSOを含むよりコンパクトでかなり若いサブクラスターが見つかりました。また、原始星に隣接する2つの塵の多い電波/IRHII領域のO型中心星を識別して分類しました。私たちの結果は、これらの要素が単一の巨大な若い複合体を形成していることを確認しています。
高銀河緯度での予期しない円形無線オブジェクト
| Title |
Unexpected_Circular_Radio_Objects_at_High_Galactic_Latitude |
| Authors |
Ray_P._Norris,_Huib_T._Intema,_Anna_D._Kapinska,_Baerbel_S._Koribalski,_Emil_Lenc,_L._Rudnick,_Rami_Alsaberi,_Craig_Anderson,_G._E._Anderson,_E._Crawford,_Roland_Crocker,_Stefan_W._Duchesne,_Miroslav_D._Filipovic,_Andrew_M._Hopkins,_Natasha_Hurley-Walker,_Susumu_Inoue,_Kieran_Luken,_Peter_Macgregor,_Pero_Manojlovic,_Josh_Marvil,_Andrew_N._OBrien,_Wasim_Raja,_Devika_Shobhana,_Jordan_D._Collier,_Catherine_Hale,_Aidan_Hotan,_David_McConnell,_Vanessa_Moss,_and_Matthew_Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14805 |
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー望遠鏡を使用した、宇宙パイロットの進化地図で、これまでに報告されていない予期しない天体のクラスを発見しました。これらのオブジェクトは、ラジオ画像では、1分角の直径の円形のエッジが明るくなったディスクとして表示され、既知のタイプのオブジェクトには対応していないようです。私たちは、それらが銀河系外の過渡現象からの球状の衝撃波、あるいは、端から見た電波銀河からの流出、または残骸を表しているのではないかと推測しています。
銀河の融合で形成されたバーとディープラーニングによる分類
恒星の棒は、渦巻銀河の一般的な形態学的特徴です。それらが孤立して形成されるか、または潮汐的に誘発されることが知られている一方で、銀河の合体における恒星バーの生成を調査した研究はほとんどありません。N体シミュレーションを分析するために、ディープラーニングからの方法を使用して、銀河の融合におけるバーの形成を調査することを目指しています。主な目的は、バーの形成を最も促進する結合銀河の質量比と方向に対する制約を決定することです。我々はさらに、それらの形成のメカニズムに基づいてシミュレートされた棒渦巻銀河を分類することが可能であるかどうかを調査することを目指しています。シミュレーションされた銀河を使用して、この新しい分類スキーマの実現可能性をテストします。シミュレーションから取得した29,400枚の画像のセットを使用して、まず、畳み込みニューラルネットワークを訓練して、銀河と非銀河を区別しました。次に、質量比とスピン角が異なるシミュレーションでネットワークをテストしました。追加の目的で使用するために、コアニューラルネットワークアーキテクチャを適合させました。質量比と生成されたバーの数の間に強い逆の関係があることがわかります。また、バー形成プロセスの2つの異なるフェーズを識別します。（1）合併前の初期の潮汐誘導形成、および（2）合併中および合併後の破壊および/または再生。質量比が低く、方向が揃っている合併は、等質量の合併と比較して、鉄筋形成をかなり助長します。形成メカニズムに基づいてバーを分類できることを示すことにより、ディープラーニングアプローチの柔軟性を示します。
エッジオン銀河の傾斜した外部構造と内部構造？
| Title |
Tilted_outer_and_inner_structures_in_edge-on_galaxies? |
| Authors |
Aleksandr_V._Mosenkov,_Anton_A._Smirnov,_Olga_K._Sil'chenko,_R._Michael_Rich,_Vladimir_P._Reshetnikov,_John_Kormendy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14896 |
傾斜した暗黒物質ハロー内の傾斜したディスクと歪んだディスクは、数値的および半分析的研究から予測されます。このペーパーでは、ディープイメージングを使用して、実際の銀河に傾斜した外部構造が存在する可能性を示します。2つのSB0エッジオン銀河、NGC4469とNGC4452を検討します。これらは、内部構造に対して見かけ上傾斜した外部ディスクを示します。NGC4469では、この構造は箱型で、内側のディスクに対して$\Delta$PA$\approx$3$^{\circ}$傾いていますが、NGC4452は$\Delta$PA$\約$6$^{\circ}$。異なる形状にもかかわらず、両方の構造は、指数関数に近い表面輝度プロファイルを持ち、銀河の全光度に大きく貢献します（$\sim30$％）。NGC4452の場合、その傾斜したディスクはおそらく以前の高速の潮汐遭遇（おそらくIC3381による）に起因していると考えられます。NGC4469の場合、もっともらしい説明は銀河の嫌がらせである可能性があり、その結果、傾斜した、または回転する暗黒物質ハローが発生しました。可能性が低いのは、数ギ年前にガスが豊富な衛星が降着することです。新しい詳細な観測により、特にクラスター内で、傾斜した外部構造を持つ銀河がさらに明らかになる可能性があります。文献で言及されている銀河も考慮します。中心成分（バーまたはバルジ）は、星の円盤に対して傾いています。私たちの数値シミュレーションによれば、バルジ/バーのそのような観察された「傾斜」のもっともらしい説明の1つは、3軸バルジ/バーのスキュー角と結合した銀河の正確にエッジオンではない方向による投影効果です。
NGC 1068におけるCSのALMA観測：化学と励起
| Title |
ALMA_observations_of_CS_in_NGC_1068:_chemistry_and_excitation |
| Authors |
M._Scourfield,_S._Viti,_S._Garcia-Burillo,_A._Saintonge,_F._Combes,_A._Fuente,_C._Henkel,_A._Alonso-Herrero,_N._Harada,_S._Takano,_T._Nakajima,_S._Martin,_M._Krips,_P._P._van_der_Werf,_S._Aalto,_A._Usero,_K._Kohno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15041 |
近くの銀河NGC1068（$\sim14$Mpc）からのCSのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測の結果を示します。このセイファート2銀河には、核周囲円盤（CND、$r\sim200$pc）とスターバーストリング（SBリング、$r\sim1.3$kpc）があります。これらの高解像度マップ（$\sim0.5$"、$\sim35$pc）を使用すると、銀河の特定のサブ領域を分析し、特にCNDリングとSBリング間の線強度比と物理的条件の違いを調査できます。ガスの局所熱力学的平衡（LTE）分析を使用して各サブ領域のCS密度を計算し、その後、放射伝達コードRADEXを使用して非LTE分析を実行し、観測値に合わせてガス温度、CSカラム密度、水素密度を抑制します。。最後に、化学コードUCLCHEMを使用してガスを再構築し、その起源と化学履歴を洞察します。CND内の水素の密度は$\geq10^5$cm$^{-2}$であることがわかります。正確な値は異なりますが、AGNで$10^6$cm$^{-2}$に達します。SBリングの2つのアームの状態は互いに似ていますが、密度は（$\sim10^4$cmです）$^{-2}$）はCNDよりも低いです。CNDの温度は東から西に上昇し、またoverallはSBリングで見られるよりも大きい。これらのモデリング方法は、銀河全体で観測された放出に適合するために、多相ガス成分の要件を示しています。SLED全体で多数の高解像度遷移が発生すると、特にSBリングで、条件をさらに制約することができます。
J-PLUS：Ly {\ alpha}の光度関数の最も明るい端を2.0
| Title |
J-PLUS:_Unveiling_the_brightest-end_of_the_Ly{\alpha}_luminosity_function_at_2.0 |
| Authors |
Daniele_Spinoso,_Alvaro_Orsi,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Silvia_Bonoli,_Kerttu_Viironen,_David_Izquierdo-Villalba,_David_Sobral,_Siddhartha_Gurung-L\'opez,_Antonio_Hern\'an-Caballero,_Alessandro_Ederoclite,_Jes\'us_Varela,_Roderik_Overzier,_Jordi_Miralda-Escud\'e,_David_J._Muniesa,_Jailson_Alcaniz,_Raul_E._Angulo,_A._Javier_Cenarro,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Renato_A._Dupke,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Mariano_Moles,_Laerte_Sodr\'e_Jr,_H\'ector_V\'azquez-Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15084 |
2.2<z<3.3の間隔で4つの赤方偏移ウィンドウ内のLya光度関数（LF）の明るい端（L_Lya>10^43.5erg/s）の測光決定を提示します。私たちの作業は、JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）の最初のデータリリースに基づいており、最大1000r^2を超える複数の狭帯域測定を提供します。このような広範囲にわたる高zLya放射源の分析は前例のないものであり、合計で約14,500の超高輝度（L_Lya>10^43.3erg/s）Lya放射候補を選択できます。GTC望遠鏡で2つの分光学的フォローアッププログラムを使用して選択をテストし、ターゲットの〜89％が線放出源として確認され、〜64％が本物のz〜2.2QSOであることが確認されています。2.2<z<3.3LyaLFをL_Lya〜10^44erg/sを超えて初めて、〜10^-8Mpc^-3の密度まで拡張しました。私たちの結果は、LyaLFの最も明るい端のSchechter指数関数減衰を詳細に明らかにし、43.3<Log_10（L_Lya/[erg/s]）<44での以前のLF決定のべき乗則コンポーネントを補完します。調査した赤方偏移の平均として、Phi^*=（3.33+-0.19）x10^-6、Log（L^*）=44.65+-0.65およびalpha=-1.35+-0.84を測定します。これらの値は、高z星形成LAEのLyaLFで測定された典型的なSchechterパラメーターとは大きく異なります。これは、z>2AGN/QSO（サンプルでは支配的である可能性が高い）がz>2星形成LAEとは構造的に異なるLFによって、つまりL^*_QSOs〜100L^*_LAEsおよびPhi^*_QSOs〜で記述されていることを示唆しています。10^-3Phi^*_LAEs。最後に、私たちの方法は、現在星として分類されている以前の分光学的確認なしに、高z線エミッターソースとして非常に効率的に識別します（平均して各赤方偏移ビン内の〜2000オブジェクト）。サンプルでLya放出AGN/QSOが大部分を占めると仮定すると、これは、これらがL_Lya>10^43.3erg/sでz>2Lyaエミッターの最も豊富なクラスであるシナリオをサポートします。
2つのLWAステーションを使用した低周波宇宙無線過渡現象の検出
| Title |
Detection_of_a_Low-frequency_Cosmic_Radio_Transient_Using_Two_LWA_Stations |
| Authors |
S._S._Varghese,_K._S._Obenberger,_J._Dowell,_and_G._B._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14731 |
長波長アレイの2つのステーションを使用して、潜在的な宇宙電波過渡ソースの検出を報告します。トランジェントは2017年10月18日08:47UTCの天の赤道付近で検出され、LWA1およびLWA-SVステーションからの全天画像のアーカイブを10,240時間削減しました。34MHzで検出されたトランジェントの持続時間は15〜20秒で、磁束密度はLWA1で842+/-116Jy、LWA-SVで830+/-92Jyです。一時的な発生源は繰り返されておらず、その性質はよく理解されていません。Pan-STARRS光学望遠鏡は、同じ日にトランジェントの位置誤差円の端で発生した超新星を検出しました。
高度なLIGOおよび高度な乙女座の3回目の観測実行の第2部における光学対応の探索の意味：将来のフォローアップ観測のために得られた教訓
| Title |
Implications_of_the_search_for_optical_counterparts_during_the_second_part_of_the_Advanced_LIGO's_and_Advanced_Virgo's_third_observing_run:_lessons_learned_for_future_follow-up_observations |
| Authors |
Michael_W._Coughlin,_Tim_Dietrich,_Sarah_Antier,_Mouza_Almualla,_Shreya_Anand,_Mattia_Bulla,_Francois_Foucart,_Nidhal_Guessoum,_Kenta_Hotokezaka,_Vishwesh_Kumar,_Geert_Raaijmakers_and_Samaya_Nissanke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14756 |
重力波と電磁データを使用した共同マルチメッセンジャー観測は、コンパクトなオブジェクトの天体物理学研究に新しい洞察を提供します。3番目のAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo観測実行が2019年4月1日に開始されました。11か月の観測期間中に、少なくとも1つの成分が中性子星である可能性がある14のコンパクトなバイナリシステムの候補がありました。地上および宇宙ベースの何十もの観測所を含む集中的なフォローアップキャンペーンで対応するものを検索しましたが、電磁的な対応物は検出されていません。キャンペーンの最初の6か月の以前の調査に続いて、2019年10月から2020年3月までのキャンペーンの次の5か月をこのペーパーで紹介します。2つの中性子星-ブラックホール候補（S191205ah、S200105ae）、2つのバイナリを強調表示します。中性子星候補（S191213gおよびS200213t）、および可能な中性子星と「MassGap」コンポーネント、S200115jとのバイナリマージ。重力波の候補が天体物理学的起源であり、それらの位置が光学望遠鏡でカバーされていると仮定すると、対応するものの非検出に基づいて、イベント中に排出される物質に可能な制約を導き出します。3回目の観測実行の後半のフォローアップ観測は、潜在的な重力波候補のソースプロパティを制約するために必要な感度を満たしていないことがわかります。したがって、利用可能な望遠鏡の時間をより適切に使用するには、さまざまな戦略を使用する必要があることをお勧めします。対応する検出の可能性を理解するために、空の定位カバレッジと観測深度を最適化するために、追跡調査のさまざまな選択肢を調べます。
| Title |
A_search_for_fast_radio_burst-like_emission_from_Fermi_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Mieke_Bouwhuis_(1_and_2),_Keith_W._Bannister_(1),_Jean-Pierre_Macquart_(3),_R._M._Shannon_(4),_David_L._Kaplan_(5),_John_D._Bunton_(1),_B\"arbel_S._Koribalski_(1),_M._T._Whiting_(1)_((1)_CSIRO,_(2)_NIKHEF,_(3)_ICRAR,_(4)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University,_(5)_Centre_for_Gravitation,_Cosmology,_and_Astrophysics,_University_of_Wisconsin-Milwaukee) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14906 |
関連する高速無線バーストを検索するために、フェルミ衛星によって検出されたガンマ線バースト（GRB）の迅速なフォローアップ観測の結果を報告します。観測は、オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダーを使用して、1.2〜1.4GHzの周波数で行われました。20バーストのセット（そのうち4つは短いGRB）に続いて、バースト後の最大11時間の期間、約1分の典型的な待ち時間が続きました。4096分散測定トライアルを使用して最大分散測定3763pccm$^{-3}$まで、およびパルス幅$w$について、持続時間の範囲が1.256〜40.48msでデータを検索しました。20のGRBのいずれについても、関連するパルス電波放射は$26{\rmJyms}（w/1{\rmms}）^{-1/2}$を超えて観測されませんでした。
重力波天文学を用いた核上物質の強い相転移のパラメータ推定
| Title |
Parameter_estimation_for_strong_phase_transitions_in_supranuclear_matter_using_gravitational-wave_astronomy |
| Authors |
Peter_T._H._Pang,_Tim_Dietrich,_Ingo_Tews,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14936 |
中性子星のコアで探査された核上密度では、ハドロン物質からより異質な物質への強い相転移が存在する可能性があります。この仮説を検証するために、中性子星連星の合併は、既存の地上実験では作成できない密度で物質を探査するユニークな可能性を提供します。この研究では、存在する場合、強力な相転移がバイナリ中性子星合体と放出された重力波信号に測定可能なインプリントを持つ可能性があることを示します。核上状態方程式の新しいパラメーター化を構築します。これにより、強い相転移の存在をテストし、その特徴的な特性を純粋に中性子星の重力波信号から抽出できます。3つの異なる状態方程式で600の信号をシミュレートするベイズ推論研究を使用してアプローチをテストし、現在の重力波検出器ネットワークでは、強力な相転移の存在を確認するためにすでに12のイベントで十分であることがわかります。最後に、方法論を使用してGW170817とGW190425を分析しますが、吸気中にプローブされた密度に強い相転移が存在することを示す兆候は見つかりません。
VER J2227 + 608からの$ \ gamma $線放出のハドロン対レプトンモデル
| Title |
Hadronic_vs_leptonic_models_for_$\gamma$-ray_emission_from_VER_J2227+608 |
| Authors |
Siming_Liu,_Houdun_Zeng,_Yuliang_Xin,_and_Hui_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14946 |
VERJ2227+608の最近の観測では、スペクトルインデックスがGeVエネルギー範囲の$\sim1.8$からTeV範囲の$\sim2.3$に増加している壊れたパワー$\gamma$線スペクトルが明らかになっています。このようなスペクトルの破れは、$\gamma$線放射のレプトンシナリオでのエネルギー電子の放射エネルギー損失に起因している可能性があり、これは、近くのパルサーの特性経過時間と組み合わせて、放射の磁場を制限するために使用できます。領域。ラジオとX線の観測もそのようなシナリオで説明できることを示します。ハドロンのシナリオでは、スペクトルの破れは乱流媒質中の高エネルギーイオンの拡散に起因する可能性があり、詳細なスペクトル測定を使用して拡散係数を制約できます。ただし、これら2つのモデルは、100TeVを超える劇的に異なるスペクトルを予測します。これは、LHAASOやCTAなどの将来の高解像度観測で明らかになります。
相対論的ジェットにおけるキンク駆動磁気再結合：BLラックのX線偏光測定の結果
| Title |
Kink-driven_magnetic_reconnection_in_relativistic_jets:_consequences_for_X-ray_polarimetry_of_BL_Lacs |
| Authors |
Gianluigi_Bodo,_Fabrizo_Tavecchio_and_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14976 |
磁気支配プラズマカラムのキンク不安定性によって加速された粒子のシンクロトロン偏光シグネチャを研究することにより、相対論的MHDシミュレーションでBLLacジェットの散逸物理を調査します。キンク不安定性の非線形ステージは現在のシートを生成し、そこで磁気再結合を介して粒子を効率的に加速することができます。現在のシートを、s=Jd/Bが事前定義されたしきい値（Bは電界強度、Jは電流密度、dはグリッドスケール）を超える領域として識別し、粒子注入効率が二乗に比例するようにスケーリングすると仮定します現在の。X線放出粒子は冷却時間が短いため、注入サイトのフィールド形状のみをプローブします。対照的に、冷却中に注入サイトから離れて伝播するときに自己矛盾なく従う光学バンドで放出する粒子は、より大きなボリュームをサンプリングするため、異なる偏光特性を生成することが期待されます。キンクによって生成される乱流が十分にないため、発光粒子でさえ、注入された現在のシートから遠くまで移動しないため、X線と光学バンドの偏光度はほぼ同じであることがわかります。偏光角は、X線と発光粒子によってプローブされる領域が異なるため、2つのバンド間で異なる時間的変化を示します。今後のIXPE衛星を考慮して、私たちの結果は、キンクによって引き起こされる再接続（ショックではなく）がBLラックからの多波長放射の発生源になる可能性があるかどうかを制約するのに役立ちます。
| Title |
Thermal_luminosities_of_cooling_neutron_stars |
| Authors |
A._Y._Potekhin,_D._A._Zyuzin,_D._G._Yakovlev,_M._V._Beznogov,_Yu._A._Shibanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15004 |
観測から推測される中性子星の年齢と熱輝度は、中性子星冷却理論を利用して解釈され、中性子星内部の超高密度物質の特性に関する情報を得ることができます。私たちは、これらの目的に役立つ、比較的弱いまたは中程度に強い磁場を持つ中年の中性子星の推定年齢、表面温度、および熱光度の調査を提示します。カタログには、いくつかの冷却中性子星のスペクトル分析の新しい結果が追加された、文献から選択された結果が含まれています。データは理論と比較されます。観測と理論的な冷却曲線の全体的な一致が、恒星コアの中性子超流動性が弱いモデルで大幅に向上することを示します。
X線源の形状1H 0707-495
| Title |
Geometry_of_the_X-ray_source_1H_0707-495 |
| Authors |
Michal_Szanecki,_Andrzej_Niedzwiecki,_Chris_Done,_Lukasz_Klepczarek,_Piotr_Lubinski,_Misaki_Mizumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15016 |
降着円盤からの相対論的に不鮮明な反射の形状から決定された1H0707-495のX線源のサイズと位置の制約を調査します。拡張X線源をモデル化する新しいコードを開発し、それを1H0707-495のすべてのアーカイブXMM観測に適用します。ウィルキンス他に反して。この情報源での相対論的反射は、拡張された均一なコロナと一致しないことがわかります。代わりに、X線源は非常にコンパクトでなければならず、最大でも重力半径のサイズであり、ブラックホールの地平線から最大でも数個の重力半径に位置している必要があります。均一に拡張されたコロナは、実際に2倍のべき乗則のような放射率を生成しますが、内部放射率は自由パラメーターではなく、ソースジオメトリによって固定されます。1H0707-495では、内部ディスクからの反射は、均一に拡張された光源で予想されるよりもはるかに強力です。風からのイオン化吸収の効果を含めてもこの結論は変わりませんが、風からの散乱放射（およびより複雑な吸収）を含めると、反射パラメーターが劇的に変化する可能性があります。
低光度タイプII SN \、2016aqf：Ni / Fe存在比の十分に監視されたスペクトル進化
| Title |
The_low-luminosity_type_II_SN\,2016aqf:_A_well-monitored_spectral_evolution_of_the_Ni/Fe_abundance_ratio |
| Authors |
Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Claudia_P._Guti\'errez,_Mark_Sullivan,_Anders_Jerkstrand,_Joseph_P._Anderson,_Santiago_Gonz\'alez-Gait\'an,_Jesper_Sollerman,_Iair_Arcavi,_Jamison_Burke,_Llu\'is_Galbany,_Avishay_Gal-Yam,_Mariusz_Gromadzki,_Daichi_Hiramatsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Cosimo_Inserra,_Erki_Kankare,_Alexandra_Kozyreva,_Curtis_McCully,_Matt_Nicholl,_Stephen_Smartt,_Stefano_Valenti_and_Dave_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15028 |
低光度タイプII超新星（LLSNe〜II）は、コア崩壊SNeの低爆発エネルギーの終わりを構成しますが、それらの研究と物理的理解は限られています。SN\、2016aqf、LLSN〜IIを広範囲のスペクトルおよび測光カバレッジで提示します。$V$バンドのピーク振幅$-14.58$\、mag、プラトー期間$\sim$100\、days、推定$^{56}$Ni質量$0.008\pm0.002$\、\msun。ピークボロメトリック光度、L$_{\rmbol}\約10^{41.4}$\、erg\、s$^{-1}$、およびそのスペクトル展開は、クラスの他のSNeの典型です。後期スペクトルを使用して、[\ion{O}{i}]$\lambda\lambda6300、6364$ラインを測定します。これをSNIIスペクトル合成モデルと比較して、祖先のゼロエイジ主シーケンスの質量を制約します。これは12$\pm$3\、\msunであることがわかります。[\ion{Fe}{ii}]$\lambda7155$および[\ion{Ni}{ii}]$\lambda7378$ラインのレイトタイムスペクトルカバレッジは、Ni/Fe存在比の測定を可能にします。内部の前駆構造と爆発メカニズムのダイナミクスに敏感なパラメーター。一定の存在比の進化$0.081^{+0.009}_{-0.010}$を測定し、比率を測定するのに最適なエポックは爆発後$\sim$200-300\であると主張します。この測定をSNeIIの大規模なサンプルのコンテキストに配置し、この比率を制約する間接的な方法を可能にする傾向を求めて、さまざまな物理的パラメーター、光曲線パラメーター、およびスペクトルパラメーターと比較します。理論モデルによって予測された相関関係は見つかりません。ただし、これは、モデル内のパラメーターと爆発メカニズムの正確な選択、それらの単純さ、および/または測定された存在比における原始汚染の結果である可能性があります。
VAMANA：最小限の仮定でバイナリブラックホールの母集団をモデル化する
VAMANAを紹介します。これは、混合モデルを使用してバイナリブラックホール集団をモデル化し、モデルとデータの優れたフィッティングを容易にします。モデラーの柔軟性により、事後分布の不確実性が小さくなり、推定されたマージ率により、現象モデルを使用して母集団をモデル化するパラメトリック法では見えない母集団の特徴を抽出できます。LIGOとVirgoの1回目と2回目の観測の実行中に観測されたバイナリブラックホールマージャーでモデル化された質量とスピン分布を示し、バイナリブラックホールマージャーレートを$26.6^{+18.2}_{-13.8}\と推定します。\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$。
Sgr A Eastの化学的存在量：Iax超新星残骸の証拠
| Title |
Chemical_abundances_in_Sgr_A_East:_evidence_for_a_type_Iax_supernova_remnant |
| Authors |
Ping_Zhou,_Shing-Chi_Leung,_Zhiyuan_Li,_Ken'ichi_Nomoto,_Jacco_Vink,_and_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15049 |
最近の観測では、熱核超新星（SNe）の観測行動と爆発メカニズムの顕著な多様性が示されています。Iax型と呼ばれる特異なIaSNeの新興クラスは、異なる測光および分光学的挙動を示します。彼らの起源は非常に物議を醸すままですが、白色矮星（WD）の純粋な乱流爆燃は、主要な形成理論と見なされています。タイプIaxの大きな集団は、未確認の銀河タイプIax超新星残骸（SNR）の存在を示しています。銀河中心のSNRSgrAEastが、IaxSNe型に使用される爆発メカニズムであるChandrasekhar質量炭素酸素WDの純粋な乱流爆燃に起因したという証拠を報告します。3Msチャンドラデータを使用したSgrAEastのX線分光研究では、中間質量元素とFeの比率が低く、Mn/FeとNi/Feの比率が大きいことが示されています。この豊富なパターンは、コア崩壊または通常のタイプのIaモデルと一致しません。したがって、SgrAEastは、おそらくIaxタイプの起源が提案された最初の銀河SNRであり、この特異なクラスを研究するための最も近いターゲットです。SgrAEastをFeリッチのSNR3C397およびW49Bと比較しました。これらもMnとCrの存在量が高く、チャンドラセカールマスWDの爆燃から爆発までの爆発から生じたと主張されています（論争はあります）。私たちの研究は、それらが異なる存在パターンを持っていることを示しています。熱核SNRのX線分光研究は、Chandrasekhar質量WDsにはさまざまな爆発チャネルとさまざまな金属出力があるという理論の観測的証拠を提供します。
銀河センターにある急速に変化する赤い超巨大X線バイナリ
以前に特定された銀河中心のX線バイナリCXO174528.79-290942.8（XID6592）の多波長観測を分析し、近赤外線対応物がそのスペクトルと光度に基づいて赤い超巨大であることを決定しました。ScutumX-1は、これまでに知られている唯一の赤い超巨大ドナー星を持つX線連星であり、X線輝度（L$_{\mathrm{X}}$）、絶対等級、およびIRの点でXID6592によく似ています変動性（L$_{\mathrm{IR、var}}$）。XID6592に赤い超巨大ドナー星が含まれているという結論を裏付けています。XID6592赤外線対応物は、数時間のタイムスケールで、広視野赤外線調査エクスプローラー-1バンド（3.4$\mu$m）で$\sim$0.5等の変動を示しています。他の赤外線データセットも、以前のエポックでこのソースからの大振幅変動を示していますが、最近のデータでは大きな変動を示していません。赤い超巨星がこれらの短い時間スケールで光度が$\sim50\％$変化することはありません。これは、変動性がコンパクトオブジェクトによって駆動されることを示しています。ただし、このシステムのX線輝度は通常、赤外線の可変輝度よりも$\sim1000\times$低く、Chandraの検出限界を下回っています。X線再処理では大振幅の高速赤外線変動が生じる可能性がありますが、通常、そのためにはL$_{{\mathrm{X}}}>>$L$_{\mathrm{IR、var}}$が必要であり、別のプロセスが機能している必要があります。このシステムは非常に高速なX線トランジェント（SFXT）であり、大きな（$\sim10^{38}$ergss$^{-1}$）、高速（$10^{2-4}$s）X線フレアは、IRの急速な変動と、長期にわたるX線バーストの検出の欠如を説明できます。SFXTは通常、ブルースーパージャイアントコンパニオンに関連付けられているため、確認された場合、XID6592は最初のレッドスーパージャイアントSFXTであり、2番目のX線レッドスーパージャイアントバイナリになります。
もつれた磁場の弾性
非圧縮性の理想的な電磁流体力学と非導電性流体の力学の基本的な違いは、磁場がその曲げに対抗する張力を及ぼすことです。磁場は、流体を通過する弾性ストリングのように動作します。したがって、もつれた弾性ストリングのボールがインパルスに弾性的に応答するのと同じように、小さな長さのスケールでもつれた磁場が弾性的な方法で大規模なせん断に抵抗するはずであると期待するのは当然です。さらに、もつれた磁場は、「磁場弾性波」の伝播をサポートする必要があります。これは、直線磁場上のアルフベン波の等方性アナログです。ここでは、平衡もつれた磁場構成の理想化されたコンテキストで磁気弾性を研究します。以前の治療とは対照的に、マクスウェルストレスの間欠性を明示的に説明し、この間欠性が安定した磁場構成での磁気弾性波の周波数を必ず低下させることを示します。磁気弾性挙動を記述するための平均場形式を開発し、大規模および小規模の運動の結合による一次補正を保持し、大規模せん断を受けた粘性流体の初期値問題を解いて、小規模な運動の発達は、大規模な波の異常な粘性減衰をもたらします。最後に、もつれた線形の力のない磁場平衡で定在波の数値シミュレーションを使用して、これらの分析予測をテストします。
HSTおよびその他の宇宙ベースの観測のためのPSFモデルの検証
| Title |
Validation_of_PSF_Models_for_HST_and_Other_Space-Based_Observations |
| Authors |
Bryan_R._Gillis,_Tim_Schrabback,_Ole_Marggraf,_Rachel_Mandelbaum,_Richard_Massey,_Jason_Rhodes,_Andy_Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14703 |
今後の宇宙ベースの観測では、弱い重力レンズ効果測定のための高品質の点像分布関数（PSF）モデルが必要になります。これらのモデルを生成する1つの方法は、既知の望遠鏡の光学系に基づく波面モデルを使用することです。そのようなモデルを検証して、モデルを孤立した星の観測された光分布と比較することにより、実際のPSFが要件内に一致することを確認するための経験的フレームワークを提示します。このフレームワークをハッブル宇宙望遠鏡（HST）のモデルPSFを生成するための標準ツールであるTinyTimに適用し、ワイドフィールドチャネルでのHSTのAdvancedCameraforSurveysによって撮影された画像に対してモデルをテストします。TinyTimのモデルは、既定の構成では、観測されたPSFとは著しく異なり、特にサイズが異なることがわかります。TinyTimPSFの品質は、光学系を特徴付けるZernike多項式係数の完全なセットを、モデルと観測されたPSFの差の実際的な重要性がほとんどのユースケースで無視できる程度にフィッティングすることで改善できることがわかり、加法的バイアスと乗法的バイアスの両方が約4e-4の次数です。また、私たちが提供するZernike係数の更新されたセットを使用することにより、この改善のほとんどが保持できることも示しています。
教師なし機械学習による電波の空のカタログ化：SKA時代の新しいアプローチ
| Title |
Cataloging_the_radio-sky_with_unsupervised_machine_learning:_a_new_approach_for_the_SKA_era |
| Authors |
T._J._Galvin,_M._Huynh,_R._P._Norris,_X._R._Wang,_E._Hopkins,_K._Polsterer,_N._O._Ralph,_A._N._O'Brien,_G._H._Heald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14866 |
監視なしの機械学習手法に基づいて、関連する無線コンポーネントとそれに対応する赤外線ホスト銀河を特定するための新しい分析手法を開発します。自己組織化マップアルゴリズムであるPINKを利用することで、トレーニングラベルを事前に必要とすることなく、電波源と赤外線源を関連付けることができます。最初のカタログで説明されている位置に向けて、最初とWISEの調査から$894,415$の画像を使用して、この方法の例を示します。私たちは、FIRSTを補完し、無線コンポーネントや対応するAllWISE赤外線ホスト銀河を含む802,646オブジェクトを説明する一連のカタログを作成します。これらのデータ製品を使用して、（i）まれでユニークな電波形態（例：「X」形の銀河、ハイブリッドFR-I/FR-II形態）のオブジェクトを識別する機能を実証し、（ii）解決される可能性のある無線コンポーネントを識別できる単一の赤外線ホストに関連付けられており、（iii）曲がって乱された電波形態を検索するための「縮れ」統計を導入し、（iv）700〜1100kpcの17の巨大電波銀河のセットを抽出します。トレーニングラベルを必要としないため、十分に代表的なSOMをトレーニングできれば、この方法をあらゆるラジオ連続体調査に適用できます。
DバンドCMB観測用の化学エッチングされた波形フィードホーンアレイ
| Title |
A_chemically_etched_corrugated_feedhorn_array_for_D-band_CMB_observations |
| Authors |
Stefano_Mandelli,_Elenia_Manzan,_Aniello_Mennella,_Francesco_Cavaliere,_Daniele_Vigan\`o,_Cristian_Franceschet,_Paolo_de_Bernardis,_Marco_Bersanelli,_Maria_Gabriella_Castellano,_Alessandro_Coppolecchia,_Angelo_Cruciani,_Massimo_Gervasi,_Luca_Lamagna,_Andrea_Limonta,_Silvia_Masi,_Alessandro_Paiella,_Andrea_Passerini,_Giorgio_Pettinari,_Francesco_Piacentini,_Elisabetta_Tommasi,_Angela_Volpe,_Mario_Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14889 |
$140$〜$170$GHzのCosmicMicrowaveBackground（CMB）測定用の37素子アレイの波形フィードホーンの設計、製造、およびテストを紹介します。アレイは、直接（トータルパワー測定の場合）またはオルソモードトランスデューサー（偏光測定の場合）を介して、動的インダクタンス検出器アレイに結合するように設計されています。薄板状のアレイを製造するには、0.3ドルと0.4ドルの厚さのアルミニウムプレートを化学的にエッチングします。このプロセスは高速で、低コストでスケーラブルで、同じ周波数範囲の他の技術と比較して高性能アンテナを実現します。室温の電磁測定では、平均相互偏波レベルが約$-20$dB、反射損失が約$-25$dB、最初のサイドローブが$-25$dB未満、遠いサイドローブが$-35$dB未満の優れた再現性が示されています。私たちの結果は、このプロセスを最先端のCMB実験の有効な候補として認定します。CMBの偏光$B$モードの発見の探求において、高感度と偏光純度を備えた大きな検出器アレイが最も重要です。
| Title |
Optimizing_Cherenkov_photons_generation_and_propagation_in_CORSIKA_for_CTA_Monte-Carlo_simulations |
| Authors |
Luisa_Arrabito,_Konrad_Bernl\"ohr,_Johan_Bregeon,_Matthieu_Carr\`ere,_Adnane_Khattabi,_Philippe_Langlois,_David_Parello,_Guillaume_Revy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14927 |
宇宙線シミュレーション（KAscade用）は、大気中の高エネルギー宇宙線粒子によって開始される広範囲の空気シャワーの詳細なシミュレーションのためのプログラムであり、現在、地上の一次および二次宇宙線の測定を目的とするほとんどすべての主要な機器によって使用されています。現在建設中のチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、超高エネルギーガンマ線天文学の分野における次世代の装置です。詳細なCORSIKAモンテカルロシミュレーションは、CTA操作と並行して定期的に実行され、データ分析中に測定から宇宙線源の物理的特性を抽出するために必要な機器応答関数を推定します。これらのシミュレーションに関連する推定CPU時間は非常に長く、年間2億HS06時間のオーダーです。コードの最適化は、迅速な生産と限られたコストに向けて必要になります。このペーパーでは、コンパイラーによる自動ベクトル化を容易にし、最小限の外部ライブラリー要件と高いハードウェア移植性を確保することを目的とした複数のコード変換を提案します。
小型衛星による紫外線天文学
高性能アビオニクスを備えた小型衛星プラットフォームは、より手頃な価格になりつつあります。これまでのところ、いくつかの例外はありますが、小型衛星は主に地球観測専用です。しかし、天文学は大規模なミッションの歴史と有望な大規模なミッションの候補者の未来を持つ魅力的な分野です。これは多くの質問を引き起こします。小型衛星の最近の手頃な価格は、宇宙天文学の状況を変えることができますか？小型衛星が天文学に役立つ可能性のある潜在的なアプリケーションと興味のある科学的トピックは何ですか？関心のある天文調査にうまく対処するために満たす必要がある要件と目的は何ですか？小さなプラットフォームと科学的なユースケースに最も適した機器の種類はどれですか？このペーパーでは、例として、36cmの比較的小さい望遠鏡の開口部で達成できる可能性のある科学的な使用例について説明します。この調査の結果は、UVスペクトル範囲における特定のニッチ市場-天文学観測を指し示しています。UV天文学は貴重な科学的影響を与えてきた研究分野です。ただし、現在または過去の多くの天文学調査の焦点ではありません。このスペクトル範囲の大気吸収により、UV天文学測定は地球から行うことができません。研究分野は現在ほとんど取り上げられていませんが、大規模なコミュニティにとって科学的に興味深いものです。小型衛星は、UV天文学のためのより多くの研究手段を提供する機会を提供します。したがって、このペーパーでは、適度な望遠鏡の開口部、分光器、およびUVでの観察に適した検出器を備えた機器の設計も示します。展望台の設計は、選択された科学的使用事例のための小さなプラットフォームに対応できます。これらのユースケースの科学的な目的と要件を満たします。
80〜600 GHzの宇宙アプリケーション向けのLEKID感度
| Title |
LEKID_sensitivity_for_space_applications_between_80_and_600_GHz |
| Authors |
A._Catalano,_A._Bideaud,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Fasano,_J._Goupy,_F._Levy-Bertrand,_J.F._Mac\`ias-P\'erez,_N._Ponthieu,_Q.Y._Tang,_A._Monfardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14991 |
80〜600GHzのスペクトル範囲で動作する次世代の宇宙望遠鏡の要件に沿った性能を示す集中定数動的インダクタンス検出器（LEKID）の設計、製造、およびテストについて報告します。この範囲は、宇宙マイクロ波背景（CMB）研究にとって特に重要です。この目的のために、5つの異なるバンドをカバーする100ピクセルアレイを設計および製造しました。これらのウェーハは多重化によって測定されており、1組のラインを使用してアレイ全体が読み取られます。検出器の前に設置され、1K〜20Kの温度で調整されるカスタムの冷黒体を採用しました。本書では、主な設計上の考慮事項、製造プロセス、テスト、およびデータ分析について説明します。
K2：背景調査-Kepler / K2データの未発見の過渡現象の検索
| Title |
K2:_Background_Survey_--_the_search_for_undiscovered_transients_in_Kepler/K2_data |
| Authors |
R._Ridden-Harper,_B._E._Tucker,_M._Gully-Santiago,_G._Barentsen,_A._Rest,_P._Garnavich,_E._Shaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15045 |
ケプラー宇宙望遠鏡のK2ミッションは、高いケイデンスの測光で銀河系と超銀河系の両方の起源の源を調べるユニークな可能性を提供します。標的銀河内で検出された多数の超新星とクエーサーと並んで、ケプラーがK2全体で多くのトランジェントを偶然に観測した可能性があります。このようなイベントは、偶然にも科学ターゲットを取り巻く背景ピクセルで発生した可能性があります。背景のピクセルを分析すると、キャンペーンごとに数平方度の面積でハイケイデンス調査を実施できる可能性があります。KSN2015KやSN2018ohなどの主要なK2トランジェントを個別に回復する能力を示します。この調査では、多数のトランジェントを検出し、寿命が$\leq1$日のトランジェントの最初の包括的なレートを決定することを期待しています。
センサー補正フィルターの粒子群
| Title |
Particle_swarming_of_sensor_correction_filters |
| Authors |
Jonathan_J._Carter,_Sam_J._Cooper,_Edward_Thrift,_Joseph_Briggs,_Jim_Warner,_Michael_P._Ross,_Conor_M._Mow-Lowry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15080 |
吊り下げられた光学系の動きに対する地震活動の影響を低減することは、地上の重力波検出器の操作に不可欠です。地震活動が増加している期間、低周波の地面の並進と傾斜により、高度なLIGO観測所は「ロック」を失い、デューティサイクルが減少します。このペーパーは、最新のグローバル最適化アルゴリズムを適用して、アクティブなプラットフォームの制御に使用される「センサー補正」フィルターの設計を支援します。プラットフォーム間の差分RMS速度を概算するコスト関数を最小化するパーティクルスウォームアルゴリズムは、現在インストールされているものよりも制御帯域幅のほとんどの周波数で優れた制御フィルターを生成できることが示されています。これらのテストは、LIGOハンフォード天文台の地震計器のトレーニングデータとHAM-ISI（水平アクセスモジュール内部免震）プラットフォームのシミュレーションを使用して実施されました。これらの結果は、コントロールフィルターを作成する新しい方法がLIGOですぐに使用できることを示しています。フィルターはLIGOのハンフォード天文台に実装され、結果のデータを使用してコスト関数を調整します。
ATHOSによるフラックス比からのセファイドの大気パラメータ：I.温度スケール
| Title |
Atmospheric_parameters_of_Cepheids_from_flux_ratios_with_ATHOS:_I._The_temperature_scale |
| Authors |
B._Lemasle,_M._Hanke,_J._Storm,_G._Bono,_and_E._K._Grebel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14638 |
コンテキスト：有効温度は、星の特性を管理する重要なパラメータです。星の化学の場合、それは、得られた存在量の精度に最も強い影響を与えます。セファイドは脈動する星なので、それらの有効温度の決定は、非変光星の場合よりも複雑です。目的：体系的手法を高精度で完全に制御して、古典的なセファイドに新しい温度スケールを提供したいと考えています。方法：観測されたスペクトルを使用するデータ駆動型機械学習技術を使用し、シングルエポック観測を正確に位相調整することに細心の注意を払い、フラックス比を赤外線表面輝度法を使用して導出された（ラベル）温度に関連付けました。結果：数Kの精度と150Kを超える精度で有効温度を決定できる143のフラックス比を特定しました。これは、現在利用可能な最も正確な温度測定と一致しています。この方法は、入力スペクトルの正規化を必要とせず、最低の信号対ノイズ比でも、低および高解像度スペクトルに均一な温度を提供します。小さなマゼラン雲セファイドの十分なサンプルサイズのデータセットがないため、温度スケールは[Fe/H]<-0.6dexのセファイドに拡張されませんが、それでも銀河と大マゼラン雲を特徴付ける絶妙で均一な手段を提供しますセファイド。結論：温度スケールは、WEAVEおよび4MOST分光器を使用した天の川考古学の分光学的調査のコンテキストで非常に役立ちます。これは、セファイドの周期光度関係の可能な金属量依存性を評価し、次にハッブル定数H0の測定を改善することができる、非常に正確で正確な金属量推定への道を開きます。
ケプラーフィールドの小人とサブジャイアントの回転：APOGEEからの分光$ v \ sin I $
| Title |
Rotation_of_Kepler_field_dwarfs_and_sub_giants:_Spectroscopic_$v_\sin_I$_from_APOGEE |
| Authors |
Gregory_V._A._Simonian_(1_and_2),_Marc_H._Pinsonneault_(2),_Donald_M._Terndrup_(2),_Jennifer_L._van_Saders_(3_and_4_and_5)_((1)_Concord_University,_(2)_The_Ohio_State_University,_(3)_University_of_Hawaii,_(4)_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(5)_Princeton_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14642 |
星の回転傾向を研究するために、APOGEE調査からのケプラー矮星と亜巨星の5,337分光$v\sini$測定を使用します。10km/sの検出しきい値が見つかりました。これにより、メインシーケンス、マージプロダクト、若い星、および潮汐で同期したバイナリを離れる中間質量の星のスピンダウンを調べることができます。$\alpha$が豊富な星では、青いストラグラーとフィールドターンオフが明確に区別され、クラフトブレークと一致する青いストラグラーの急激な回転カットオフが見られます。また、巨大な枝よりもかなり冷たい赤いストラグラースターのサンプルには、急速な回転とRV変動が見られ、これらが活発で潮汐に同期したバイナリーであるという仮説に信用を与えています。現代の角運動量進化モデルによって予測されたドメイン内のサブジャイアントブランチの高速回転と低速回転の間の遷移の明確な証拠が表示されます。2MASS測光に基づいてHuberetal（2014）によって追加されたKICターゲットの分光特性と測光特性の間に実質的な一致が見られます。展開されていない下位のメインシーケンスでは、回転周期データで観察されたものと同じ濃度で、測光バイナリで急速な回転が見られますが、速度は向上しています。この違いは、APOGEE解像度のオーダーの速度変位を持つ、未解決のほぼ等しい光度分光バイナリに起因すると考えられます。進化していないクールな星の中に、測光連星のパイプラインの問題が原因で4％の過剰な高速回転子が見られます。
ケプラー任務は何千もの赤い巨人を観察しました。ミッション自体と同じくらい長い時系列により、私たちは前例のない詳細で赤い巨人を研究することができました。赤い巨人は本質的に明るいため、非常に遠くからでも観察できるため、赤い巨人の特性、特に年代を知ることは、「銀河」として知られる試みである銀河の形成と進化の研究に計り知れない価値があります。考古学"。この記事では、アスタリスクデータを使用して赤い巨人について学んだことを確認します。まずパワースペクトルの特性から始め、これらの星の内部構造とダイナミクスに進みます。また、赤巨星のアスタリスク学における未解決の問題と、これらの星の理解をさらに前進させる見通しについても触れます。
申し立てられたタイプIa超新星前駆体Henize 2-428の詳細な再分析
| Title |
An_in-depth_reanalysis_of_the_alleged_type_Ia_supernova_progenitor_Henize_2-428 |
| Authors |
N._Reindl,_V._Schaffenroth,_M._M._Miller_Bertolami,_S._Geier,_N._L._Finch,_M._A._Barstow,_S._L._Casewell,_and_S._Taubenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14688 |
惑星状星雲Hen2-428の核は短い軌道周期（4.2h）の二重線の分光バイナリであり、潜在的な超新星型Ia前駆体としての地位は文献でいくつかの論争を呼んでいます。この議論を解決することを目的として、システムの詳細な再分析を実施しました。私たちのアプローチは、洗練された波長キャリブレーション、徹底したライン同定、改善された放射速度測定、非LTEスペクトルモデリング、マルチバンドライトカーブフィッティングを組み合わせたものです。次に、最先端の恒星進化モデルを考慮して、結果を説明します。システムの以前の分析でも使用されたOSIRISスペクトルの波長キャリブレーションにおける系統的なゼロ点シフトに加えて、スペクトルが拡散星間バンドで汚染されていることを発見しました。これらの拡散星間バンドの追加吸収を考慮したVoigtプロファイルの動径速度フィッティング法は、質量（$M_1=0.66\pm0.11M_\odot$および$M_2=0.42\pm0.07M_\odot$）よりも大幅に低い質量を明らかにします以前に報告され、質量比は明らかに1を下回っています。当社のスペクトルおよび光度曲線分析は一貫した結果をもたらしますが、以前に報告されたものよりも高い有効温度と小さい半径を見つけます。さらに、以前に報告された赤の過剰は、適用された古い赤化法の単なる人工物であることが判明したことがわかります。私たちの仕事は、HeII5412Aと拡散星間バンドのブレンドが、以前に報告されたHen2-428の動的質量の過大評価につながったことを示しています。Hen2-428の併合イベントは、超新星タイプIaとして認識されませんが、おそらくH欠乏星の形成につながります。このシステムは、最初の安定した物質移動エピソードとそれに続く一般的なエンベロープの進化によって形成され、現在は初期のAGB星と再加熱されたHeコア白色矮星で構成されていることをお勧めします。
太陽圏のCME：III。 STEREO /
HI-1によって2008年から2014年までの太陽圏で検出されたCMEに適用された立体幾何学的モデリング手法から導出された運動学的特性の統計分析
| Title |
CMEs_in_the_Heliosphere:_III._A_Statistical_Analysis_of_the_Kinematic_Properties_Derived_from_Stereoscopic_Geometrical_Modelling_Techniques_Applied_to_CMEs_Detected_in_the_Heliosphere_from_2008_to_2014_by_STEREO/HI-1 |
| Authors |
D._Barnes,_J._A._Davies,_R._A._Harrison,_J._P._Byrne,_C._H._Perry,_V._Bothmer,_J._P._Eastwood,_P._T._Gallagher,_E._K._J._Kilpua,_C._M\"ostl,_L._Rodriguez,_A._P._Rouillard,_and_D._Odstrcil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14879 |
NASAの太陽地球関係観測所（STEREO）宇宙船に搭載された太陽圏イメージャー（HI）によって観測されたコロナ質量放出（CME）の分析を紹介します。2008年8月から2014年4月の間に、両方の宇宙船のHIによって同時に観察される273のCMEを特定します。各CMEについて、観測されたリーディングエッジを時間の関数として両方の視点から追跡し、ステレオスコピック自己相似展開（SSSE）技術を適用して、内部太陽圏全体の伝播を推測します。観測されたリーディングエッジが宇宙船間を通過するとき、この手法ではCMEを正確に特定できません。ただし、この手法は151に正常に適用できます。そのほとんどは、太陽の最大時に宇宙船の分離角度が180度を超えると発生します。小さい半幅を使用してCMEをフィットすると、観測された加速度が非物理的に高速になる可能性があり、大きい半幅を使用すると、CMEを太陽に近い位置に正確に配置できないことがあります。-この地域での拡張。SSSEから観測された速度は、同じイベントに適用された単一宇宙船（SSEF）分析手法とよく一致していることがわかります。後者には既知の制限があるため、SSSEおよびSSEF分析から導出されたCME伝搬方向はあまり一致しません。この作業は、EUFP7HELCATS（HeliosphericCataloguing、AnalysisandTechniquesService）プロジェクト（http://www.helcats-fp7.eu/）の一環として実施されました。
共生星への星間絶滅
高解像度スペクトルで見える5780A、5797A、6613Aの拡散星間バンド（DIB）を使用し、それらの同等の幅を測定して、7つの共生星への星間絶滅を推定します。AS289では$E_{BV}$=$1.28\pm0.10$、BICruでは$E_{BV}$=$1.55\pm0.10$、HD330036では$E_{BV}$=$0.63\pm0.10$が見つかります。E_{BV}$=V2756Sgrの場合$0.33\pm0.05$、$E_{BV}$=V2905Sgrの場合$0.30\pm0.05$、V417Cenの場合$E_{BV}$=$1.52\pm0.11$、$E_{BV}$=PNSa3-22の場合、$0.81\pm0.10$。導出された値は、Galaxyによる絶滅と一致しています。
下部太陽大気におけるユビキタス磁気再結合の兆候
| Title |
Signatures_of_ubiquitous_magnetic_reconnection_in_the_lower_solar_atmosphere |
| Authors |
Jayant_Joshi,_Luc_H._M._Rouppe_van_der_Voort,_and_Jaime_de_la_Cruz_Rodr\'iguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14975 |
静かな太陽（QSEB）での水素バルマーラインの翼のエラーマン爆弾のような増光は、太陽の下層大気で観測可能な最小スケールでの磁気再結合の基本的なプロセスの特徴です。スウェーデンの1m太陽望遠鏡で得られた高空間分解能の観測（0.1秒）を分析して、H$\beta$行のQSEBの署名を調べます。QSEBはユビキタスであり、主に粒間レーンで発生する静かな太陽全体に均一に分布していることがわかります。FOVには、一時的に最大120のQSEBが見つかります。これは、以前のH$\alpha$観測で見つかったQSEBの数よりも1桁以上多いです。これは、いつでも約50万のQSEBが低い太陽大気に存在する可能性があることを示唆しています。H$\beta$ラインウィングで見られるQSEBの増光は、時間遅延と最も近い太陽のリムへの空間オフセットを伴うラインコアでも持続します。私たちの結果は、QSEBが太陽下部大気中の垂直に伸びた電流シートに沿った磁気再結合を介して発散することを示唆しています。小規模な磁気リコネクションの見かけ上の遍在性は、太陽彩層のエネルギーバランスに重要な役割を果たす可能性があります。
シグナスOB2協会IIの分野における近赤外時系列測光。候補者メンバーの変動性のマッピング
| Title |
Near-infrared_time-series_photometry_in_the_field_of_Cygnus_OB2_association_II._Mapping_the_variability_of_candidate_members |
| Authors |
J._Roquette,_S._H._P._Alencar,_J._Bouvier,_M.G._Guarcello_and_B._Reipurth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14993 |
若いOB協会シグナスOB2の中央の0.78平方度のJ、H、およびK測光変動調査の結果を提示します。2007年に英国赤外線望遠鏡（217日間）で広視野カメラで観測されたデータを使用して、協会の5083人の低質量候補メンバーの光度曲線を調査し、近赤外線変動の発生と主な特性を調査しました。2529の星（サンプルの$\sim$50$\％$）を特定し、日から月までの時間スケールで有意な変動を確認しました。変光星を光度曲線の形態に従って次の3つのグループに分類しました：周期的変動（1697つ星）、掩蔽変動（124つ星）、およびその他のタイプの変動（726つ星）。サンプル内のディスクを含む星は、ディスクレスの星よりも近赤外線の方がはるかに変動しやすく、変動の振幅が大きい星の間でディスクの割合が急激に増加することを確認しました。色空間での変光星によって記述された軌道を調査し、線形軌道を表す335個の星の勾配を測定しました。色空間の軌跡に基づいて、分析されたサンプルは、ホットスポットとコールドスポットによる変動、星周物質による消光、および近赤外線でのディスク放射の変化を示す若い星の混合で構成されていると推測しました。近赤外線変動を使用して円盤星を特定することを検討し、サンプル内の既知の円盤星の53.4$\％$を、それらの変動のみに基づいて特定できることを確認しました。CygOB2低質量メンバー間で18の新たに識別されたディスクベアリング星と14の日食候補を提示します。
ELT時代の初期質量関数
| Title |
The_Initial_Mass_Function_in_the_ELT_era |
| Authors |
Kieran_Leschinski_(1)_and_Jo\~ao_Alves_(1)_((1)_Department_of_Astrophysics,_University_of_Vienna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14997 |
初期質量関数（IMF）は、星形成プロセスの重要でありながら謎めいた側面です。IMFに関する2つの主要な未解決の質問は次のとおりです。IMFは環境に関係なく一定ですか？IMFは星形成の普遍的な特性ですか？次世代の非常に大きな望遠鏡により、現在の施設で可能であるよりもさらに、より暗く、よりコンパクトな星団を観測することができます。これらの議事録では、これらの将来の観測所がIMFについての知識をどれだけ改善するかを調べた研究を紹介します。
| Title |
Microwave_diagnostics_of_magnetic_field_strengths_in_solar_flare_loops |
| Authors |
Rui_Zhu,_Baolin_Tan,_Yingna_Su,_Hui_Tian,_Yu_Xu,_Xingyao_Chen,_Yongliang_Song,_Guangyu_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15014 |
ジャイロシンクロトロン放射の理論に基づいて、太陽フレアループの磁場強度のマイクロ波診断を実行しました。野辺山ラジオヘリオグラフの17GHzと34GHzでの3つのフレアイベントの観測から、円偏光度とマイクロ波磁束密度のスペクトルインデックスを取得し、ポストフレアループの磁場強度をマッピングするために使用しました。私たちの結果は、磁場の強さが通常、ループフットポイント近くの〜800Gから、10〜25Mmの高さで〜100Gに減少することを示しています。フラックスロープ挿入法を使用した磁場モデリングとの結果の比較についても説明します。私たちの研究は、フレア領域のコロナ磁場を診断する際に、わずか2つの周波数でさえ、マイクロ波イメージング観察の可能性を示しています。
ALMA、PdBI、およびハーシェルの相乗効果で明らかになったGVタウNの主要なプレバイオティクス分子のガス運動学
| Title |
Gas_kinematics_of_key_prebiotic_molecules_in_GV_Tau_N_revealed_with_an_ALMA,_PdBI,_and_Herschel_synergy |
| Authors |
A._Fuente,_S._P._Trevi\~no-Morales,_R._Le_Gal,_P._Riviere-Marichalar,_P._Pilleri,_M._Rodriguez-Baras,_D._Navarro-Almaida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15065 |
宇宙と地上ベースの近赤外線施設を使用して、星周円盤の惑星形成ゾーンで暖かいガスを検出するために多大な努力が払われてきました。GVTauシステムの最も不明瞭なコンポーネントであるGVTauNは、HCNで検出された最初のターゲットの1つであり、これまでにCH$_4$で検出された唯一のターゲットである優れたソースです。近赤外の観測はその化学的内容に光を当てていますが、物理的な構造と星状物質の運動学は不明のままでした。HCN3-2および$^{13}$CO3-2ラインの干渉画像と、$^{13}$CO、HCN、CNおよびH$_2$O遷移の遠赤外線観測を使用して、星に近い高密度ガスの形態、運動学、化学。これらの観察は、GVタウNに向けたH$_2$Oの最初の検出を構成します。さらに、1.1mmの連続体のALMA高空間解像度（〜7au）画像とHCN3-2ラインは、GVタウNに向けて異なるガス成分を分解します、R〜25auのガス状ディスク、イオン化ジェット、および1つ（または2つ）の分子流出。ガス状ディスクの非対称の形態は、ジェットによって侵食されたことを示しています。GVTauNがバイナリの場合、すべての観察結果を説明でき、主成分は、周囲の円盤に対して非常に傾斜した個別の円盤を持っています。このシナリオに従って、水の起源とその他の分子の放出について説明します。特に、水の放出は、破壊されたガス状ディスクと分子の流出から来ると提案します。
場の理論における多くのソリトニック構成は、線形摂動のスペクトルに局所的な束縛状態を持っています。これは、それらのダイナミクスに影響を与える可能性のあるこれらのソリトンの長寿命の励起の可能性を開きます。$1+1$次元の$\lambda\phi^4$理論におけるドメインウォールキンク解の最も単純な構成でこれらの効果の研究を開始します。この解が単一の束縛状態をもつことを示し、平坦な空間におけるその遅い減衰率を数値的に研究します。次に、膨張する宇宙でのこれらのねじれの形成につながる宇宙論的な相転移をシミュレートすることにより、この励起の振幅を調べます。最も低いエネルギー構成に対して、キンクが$20\％$のエネルギーで形成されることがわかります。また、サーマルバスと相互作用するキンクソリューションを探索し、局所的な励起の振幅を温度の関数として抽出します。この振幅は温度とともに増加するが、キンクの余分なエネルギーが$20\％$レベルを超えることはありません。最後に、この余分なエネルギーは、数値シミュレーションにおけるその後の欠陥の進展に重要な結果をもたらす可能性があると主張します。
ハイブリッドモノドロミーインフレ（Hic Suntドラコン）について
サブプランクスカラー場の範囲を持つ低スケールインフレの効果的な場の理論として、2フィールドハイブリッドインフレを再検討します。現在のデータに適合する赤のスペクトルチルトが可能であるため、スチュワートのプロトタイプモデルに焦点を当てます。現在のCMB測定によって課せられたこのモデルの制約について説明します。次に、このモデルの量子補正に対する安定性を調査します。関連する、限界の、そして少なくとも有限の関係のない演算子のセットの場合、モデルを量子場理論と量子重力の両方からの修正に対して安定させるために、いくつかの追加のメカニズムが必要であることがわかります。私たちは、スカラーをコンパクトなアキシオンデュアルから巨大な$4$形式の場の強さとして実現することによって可能なメカニズムを概説し、自然理論のハイブリッドインフレーションがデュアル理論の強力なダイナミクスによってどのようにサポートされるかを概説します。
暗いコンパクトオブジェクトはどのようにリングダウンしますか？
ほぼ平衡状態にない散逸系の一般的な特徴は、準正常モードのセットを通じて共振することです。ブラックホール-卓越した吸収オブジェクト-も例外ではありません。合併で形成されると、ブラックホールは「リングダウン」と呼ばれるプロセスで振動し、イベントの地平線の重力波の足跡が残ります。情報損失のパラドックスと一般相対性理論の特異点を解決しようとする量子重力のいくつかのモデルでは、ブラックホールは、小さな有効反射率を持つ通常の水平線のないオブジェクトに置き換えられます。これらのシナリオに動機付けられて、ここではさまざまな色合いの暗さを持つコンパクトオブジェクトのリングダウンを研究するための一般的なフレームワークを開発します。ブラックホール膜パラダイムを拡張することにより、表面にある架空の流体のバルク粘度と剪断粘度の観点からコンパクトオブジェクトの内部をマッピングします。スペース。このフレームワークにおけるリングダウンの注目すべき機能とライトリングのいくつかの普遍的な特性を明らかにします。また、現在および将来の重力波検出器でプローブできるパラメータ空間の領域も特定します。一般的な特徴は、ブラックホールの制限でのみ退化するモードダブレットの出現です。私たちは、合併イベントGW150914が、ブラックホールのコンパクトさの約99％の合併残党のコンパクトさに強い下限をすでに課していると主張します。これにより、モデルに依存しない制約が、拡散「ファズボール」や非局所的星などのブラックホール代替物に配置されます。
磁気的に閉じ込められたスフェロマックの不安定性を傾ける
| Title |
Tilting_Instability_of_Magnetically_Confined_Spheromaks |
| Authors |
Riddhi_Mehta,_Maxim_Barkov,_Lorenzo_Sironi_and_Maxim_Lyutikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14656 |
私たちは、3DMHDと相対論的PIC計算を使用して、磁気物理圏、特に磁気圏で発生しているものに適用して、磁気的に閉じ込められたスフェロマクの傾斜不安定性を検討します。不安定性は、スフェロマックの固有の磁気双極子と外部磁場のカウンターアライメントによって駆動されます。最初にスフェロマックは回転し、傾き、その磁気ポテンシャルエネルギーを下げようとします。その結果、スフェロマックの内部磁場と閉じ込め磁場の間に現在のシートが形成されます。磁気再接続が始まります。これは、スフェロマックの新しく反対に整列された磁束の消滅につながります。これは、いくつかのアルフの時間スケールで発生します。高次（2次）スフェロマクの場合、内部コアが最初にエンベロープから押し出され、2つのほぼ独立した傾斜スフェロマクが形成されます。したがって、磁気的にねじられた外殻は内核を安定させることができない。散逸の間、初期スフェロマックのヘリシティはねじれアルフベン波によって運び去られ、テイラー緩和定理の仮定に違反します。マグネターの巨大なフレアへの応用、傾斜不安定性の急速な発達、および高次スフェロマクの安定化がない場合、閉じ込められたスフェロマクが数百秒間続くテール放出の原因である可能性は低くなります。
サブGeVの巨大崩壊粒子を用いたビッグバン元素合成
| Title |
Big-bang_nucleosynthesis_with_sub-GeV_massive_decaying_particles |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Kazunori_Kohri,_Takeo_Moroi,_Kai_Murai,_Hitoshi_Murayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14803 |
ビッグバン元素合成におけるエネルギーの高い光子と電子（または陽電子）の注入の影響を検討します。注入エネルギーがサブGeVである場合に特に注意を払いながら、初期の宇宙における軽元素の光解離を研究し、その寿命の関数としての質量崩壊粒子の原始的な存在量の上限を導出します。このフレームワークにおける$^7$Li問題の解決策についても説明します。
木星の異常な磁気圏トポロジーがオーロラをどのように構造化するか
| Title |
How_Jupiter's_Unusual_Magnetospheric_Topology_Structures_Its_Aurora |
| Authors |
Binzheng_Zhang,_Peter_A._Delamere,_Zhonghua_Yao,_Bertrand_Bonfond,_D._Lin,_Kareem_A._Sorathia,_Oliver_J._Brambles,_William_Lotko,_Jeff_S._Garretson,_Viacheslav_G._Merkin,_Denis_Grodent,_William_R._Dunn_and_John_G._Lyon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14834 |
木星の明るい永続的な極オーロラと地球の暗い極域は、惑星の磁気圏トポロジーが非常に異なることを示しています。高解像度のグローバルシミュレーションは、惑星間磁場と木星磁場の間の界面での再結合率が遅すぎて、惑星の回転のタイムスケールで磁気的に開いた地球のような極冠を生成できず、小さな三日月形の領域しか生じないことを示しています惑星間磁場と相互に関連する磁束の流れ。木星の極冠のほとんどは、惑星内部に閉じて外側の磁気圏に伸び、高速の差動プラズマ回転が磁力線を太陽方向に引っ張るその夜明けの側面の近くに堆積するらせん状の磁束によって通されます。この異常な磁気トポロジーは、木星の特徴的なオーロラ形態に新しい洞察を提供します。
一般化されたチャプリギンガスとしてのバルク粘度の解釈
宇宙論的観察は、現在加速している宇宙は、未知の性質と起源の強いエネルギー条件に違反するエキゾチックな形の物質で満たされるべきであることを示唆しています。現象論的な形$p=-\frac{A}{\rho^{\alpha}}$の状態方程式によって特徴付けられるチャプリギンガスの形の加速源の粘性暗黒物質を提案します。ここで、$p$と$\rho$は、それぞれ圧力とエネルギー密度です（$A$と$\alpha$は定数です）。Chaplyginガスは、粘性物質の観点から解釈され、宇宙定数はありません。加速効果は、このクラスの宇宙論モデルの粘性によってのみ引き起こされます。標準のFRW宇宙論に導入されたバルク粘度効果が暗黒物質と暗黒エネルギーの両方の自然な統一を引き起こすことを示します。$m<1/2$（$1+\alpha=1/2-m$）の場合、ダストの粘性宇宙モデルが構造的に安定していることを示します。
現在のホール構成における二次元抵抗性キンク不安定性により駆動される磁気再結合とプラズモイド形成
| Title |
Magnetic_reconnection_and_plasmoid_formation_driven_by_the_two-dimensional_resistive_kink_instability_in_a_current_hole_configuration |
| Authors |
Hubert_Baty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15013 |
「電流ホール」セットアップとしても知られる、負の電流密度の中央領域を含む2次元（2D）構成で$m=1$抵抗内部キンクモードの非線形発展を調査します。有限要素コードFINMHDは、電流渦度定式化を使用して、非圧縮性電磁流体力学（MHD）方程式の簡約セットを解くために使用されます。第1に、キンクの不安定性は、抵抗内部キンクモードの一般的な理論と一致して線形に発展し、その後、電流シートの形成につながります。ランドクイスト数$S$が比較的低い場合、磁気再接続プロセスは、Sweet-Parkerレジームによって予測された速度で進行します。逆に、$S$が臨界値である$S_c\simeq10^4$を超えると、現在のシートは少しサブAlfv\enicタイムスケールでのプラズモイドの形成によって中断されます。後者の場合、プラズモイドによって強化されたペシェクタイプの特徴を示す確率的再接続レジームに到達します。オーダー$0.02$の比較的高速な正規化再接続率値も測定されます。最後に、理想的なMHD不安定性を使用してプロセスを開始する同様の2D以前の研究で得られた結果と私たちの結果を比較し、プラズモイド鎖形成と関連する高速再接続レジームの一般理論との関連性について議論します。
重力の正則化された4D Einstein-Gauss-Bonnet理論の観測制約
| Title |
Observational_Constraints_on_the_Regularized_4D_Einstein-Gauss-Bonnet_Theory_of_Gravity |
| Authors |
Timothy_Clifton,_Pedro_Carrilh,_Pedro_G._S._Fernandes,_David_J._Mulryne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15017 |
この論文では、最近提案された4次元Einstein-Gauss-Bonnet重力理論の結合パラメータ$\hat\alpha$に課せられる観測上の制約を研究します。正則化または次元削減から導出できる場の方程式を検討し、それらを使用して、この理論のスローモーションと弱め界の限界を徹底的に調査します。そのような記述を認めるさまざまな物理システムの観測に結果を適用すると、LAGEOS衛星が最も制約が大きく、$|が必要であることがわかります。\hat\alpha|\lesssim10^{10}\、{\rmm}^2$。次に、宇宙論、ブラックホールシステム、および卓上実験から、この理論に課せられる制約を検討します。初期の宇宙のインフレは$\hat\alpha$の最小の負の値を除いてすべてを禁止していることが判明していますalpha\lesssim10^8\、{\rmm}^2$。
CNOニュートリノの最初の直接的な実験的証拠
| Title |
First_Direct_Experimental_Evidence_of_CNO_neutrinos |
| Authors |
M._Agostini,_K._Altenm\"uller,_S._Appel,_V._Atroshchenko,_Z._Bagdasarian,_D._Basilico,_G._Bellini,_J._Benziger,_R._Biondi,_D._Bravo,_B._Caccianiga,_F._Calaprice,_A._Caminata,_P._Cavalcante,_A._Chepurnov,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._Derbin,_A._Di_Giacinto,_V._Di_Marcello,_X.F._Ding,_A._Di_Ludovico,_L._Di_Noto,_I._Drachnev,_A._Formozov,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_M._Giammarchi,_A._Goretti,_A.S._G\"ottel,_M._Gromov,_D._Guffanti,_Aldo_Ianni,_Andrea_Ianni,_A._Jany,_D._Jeschke,_V._Kobychev,_G._Korga,_S._Kumaran,_M._Laubenstein,_E._Litvinovich,_P._Lombardi,_I._Lomskaya,_L._Ludhova,_G._Lukyanchenko,_L._Lukyanchenko,_I._Machulin,_J._Martyn,_E._Meroni,_M._Meyer,_L._Miramonti,_M._Misiaszek,_V._Muratova,_B._Neumair,_M._Nieslony,_R._Nugmanov,_L._Oberauer,_V._Orekhov,_F._Ortica,_M._Pallavicini,_L._Papp,_L._Pellicci,_\"O._Penek,_L._Pietrofaccia,_N._Pilipenko,_A._Pocar,_G._Raikov,_M.T._Ranalli,_G._Ranucci,_A._Razeto,_A._Re,_M._Redchuk,_A._Romani,_N._Rossi,_S._Sch\"onert,_D._Semenov,_G._Settanta,_M._Skorokhvatov,_A._Singhal,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_Y._Suvorov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_J._Thurn,_E._Unzhakov,_F.L._Villante,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_F._von_Feilitzsch,_M._Wojcik,_M._Wurm,_S._Zavatarelli,_K._Zuber,_G._Zuzel._The_BOREXINO_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15115 |
イタリアのラボラトリナツィオナーリデルグランサッソでボレキシノ検出器を使用して、太陽の炭素-窒素-酸素（CNO）核融合サイクルで生成されたニュートリノの直接観察を報告します。これは、星にそのような一連の反応が存在する最初の実験的証拠です。CNO太陽ニュートリノ相互作用率は、68％CLでターゲットの$100$トンあたり1日あたり$7.2^{+3.0}_{-1.7}$カウントです。これは、地球上のニュートリノのフラックスが$7.0^{+3.0}_{に相当します。-2.0}\times10^8$cm$^{-2}$s$^{-1}$。5$\sigma$でCNO信号が存在しないことは好ましくありません。
エキゾチックな放射能への水素ポータル
ダークセクターモデルの特別なクラスでは、水素原子は、太陽と地球の豊富な個体群で発生する崩壊を通じて、新しい物理学へのポータルとして機能できることを示しています。水素崩壊娘状態の大きなフラックスは、それらの崩壊または散乱を介して検出できます。いずれかの検出チャネルの2つのモデルを構築することにより、XENON1Tでの電子反跳で最近報告された過剰が、プロトンおよび水素の減衰限界によって制約されていないパラメーター空間の広い領域でのそのような信号によって説明できることを示します。
