ARTEMISシミュレーションで暗黒物質の直接検出限界を通知
| Title |
Informing_dark_matter_direct_detection_limits_with_the_ARTEMIS_simulations |
| Authors |
Robert_Poole-McKenzie,_Andreea_S._Font,_Billy_Boxer,_Ian_G._McCarthy,_Sergey_Burdin,_Sam_G._Stafford,_Shaun_T._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15159 |
暗黒物質（DM）直接検出実験は、DM--核子散乱断面積とDM粒子質量に制約を課すことを目的としています。これらの制約は、想定されるローカルDM密度と速度分布関数に敏感に依存します。天体物理学的観測は前者に（モデル依存の方法で）通知できますが、後者は観測で直接アクセスできません。ここでは、42天の川ハローの高解像度ARTEMIS宇宙流体力学シミュレーションスイートを使用して、太陽近傍におけるDMの空間的および運動学的分布を調査し、これらの量が部分構造、バリオン、存在の影響を受けるかどうかを調べます暗いディスク、および一般的なハローからハローへの散乱（宇宙分散）。また、速度分布関数をモデル化するための標準的なマクスウェルアプローチの精度についても調べます。密度と速度の関数に重要なハローからハローへのばらつきが見られます。これは、DM検出限界を予測するための標準のハローモデルを介して伝播される場合、通常引用された限界に関する有意なばらつきを意味します。また、一般に、マクスウェル近似はバリオンの重要な重力効果を含むシミュレーションでは比較的うまく機能しますが、衝突のない（DMのみ）シミュレーションでは精度が低下することも示しています。DM直接検出に関連する量の重要なハロー間のハローのばらつきを考慮して、控えめなDM検出限界を導出するために、この不確実性のソースを伝播することを推奨します。
カーネギー超新星プロジェクト-I：タイプIa超新星とそれらのホスト銀河の光学バンドから近赤外バンドへの相関
| Title |
The_Carnegie_Supernova_Project-I:_Correlation_Between_Type_Ia_Supernovae_and_Their_Host_Galaxies_from_Optical_to_Near-Infrared_Bands |
| Authors |
Syed~A.~Uddin,_Christopher~R.~Burns,_M.~M.~Phillips,_Nicholas~B.~Suntzeff,_Carlos~Contreras,_Eric~Y.~Hsiao,_Nidia~Morrell,_Llu\'is_Galbany,_Maximilian~Stritzinger,_Peter~Hoeflich,_Chris~Ashall,_Anthony~L.~Piro,_Wendy~L.~Freedman,_S.~E.~Persson,_Kevin~Krisciunas,_Peter~Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15164 |
\textit{CarnegieSupernovaProject-I}によって観測されたタイプIa超新星（SN〜Ia）のホスト銀河の光学および近赤外（$ugriYJH$）測光を示します。ホスト銀河の恒星の質量を決定し、初めて、光学バンドと近赤外（$uBgVriYJH$）バンド全体のSN〜Ia標準化光度との相関を調べます。個々のバンドでは、SNe〜Iaは、光度曲線の標準化後の光度オフセットが$-0.07\pm0.03$magから$-0.15\pm0.04$magの範囲にあるより大規模なホストでより明るくなっています。SN〜Iaハッブル残留ホスト質量関係の勾配は、すべての$uBgVriYJH$バンド全体で負であり、値は$-0.036\pm0.025$mag/dexから$-0.097\pm0.027$mag/dexの範囲です-これは、より重い銀河のSNe〜Iaは予想よりも明るいです。光学バンドと近赤外バンドにわたってほぼ一定の観測された相関関係は、ダストが観測された光度オフセット（ホスト質量相関）で重要な役割を果たすとは限らないことを示しています。SNe〜Iaとそのホストセンターの間の予測される分離を測定し、予測される10kpcを超えて爆発するSNe〜Iaは、すべてのハッブル残差の分散が$\rm30\％\から\50\％$減少することを見つけますバンド-SNe〜Iaのより均一なサブセットにします。ホスト銀河のほこり、近くのSN〜Iaの特異な速度、または両方の組み合わせにより、SNe〜Iaの色の過剰が10kpcを超えると一般に内部よりも低くなる傾向があるため、この結果が発生する可能性がありますが、減少傾向もあります近くのイベントを除外するため、分散のSN〜Iaの平均光度が、さまざまなホストの形態タイプにグループ化されている場合、大幅に変化することはありません。この作業からのホスト銀河データは、将来の高赤方偏移サンプルと組み合わせて、宇宙論的パラメーターを制約するのに役立ちます。
南の穴での星の光の偏光について知られていること
| Title |
What_is_Known_About_the_Polarization_of_Starlight_in_the_Southern_Hole |
| Authors |
Praneet_Bhoj,_Roman_Gerasimov,_Brian_Keating |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15201 |
宇宙論の最大の謎は、宇宙の曲率の欠如に関する平面性の問題と、因果的に切り離された領域があるにもかかわらず宇宙がほぼ等方性である理由を問う均質性の問題です。これらの問題は、初期宇宙における指数関数的膨張の期間を示唆するインフレ理論の動機として機能し、宇宙のインフレ起源はBモード分極によって追跡できます。潜在的な前景の体系、特に偏光ダスト放出のレベルをよりよく理解するために、Heilesカタログを照会して、いわゆる「南の穴」にある星光偏光データのリストを作成しました。これは約$20\times20$です。RAを中心とする次数領域：$00^h12^m00^s$およびDEC：$-59{\deg}18'00''$これは、複数のCMB偏極実験によって調査されています。磁場はダスト粒子の方向を決定する傾向があるため、スターライトの偏光方法を決定するため、磁場をトレースするためにスターライト偏光を使用できます。したがって、この領域の特性の理解を深めるために、このカタログを、ダストの3次元分布のトレーサーとしてのガイアデータと共に、南穴領域の銀河全体の磁場配向の潜在的な指標として使用しました。次に、磁場データを使用してテンプレートを作成し、偏極ダスト放出によるCMBBモード検索の汚染を差し引くのに役立つことを期待して、これらのデータを分析しました。分析の結果は有望ですが、現在利用可能なデータはテンプレートを作成するためには非常に不十分であることを発見しました。したがって、偏光測定に関しては、サザンホールの改善されたより均一なカバレッジの必要性を示しています。
f（T）テレパラレル宇宙論に対する制約の更新とビッグバン元素合成との整合性
| Title |
Updating_constraints_on_f(T)_teleparallel_cosmology_and_the_consistency_with_Big_Bang_Nucleosynthesis |
| Authors |
Micol_Benetti,_Salvatore_Capozziello,_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15335 |
実行可能なf（T）テレパラレル宇宙論モデル、すなわちべき則、指数および平方根指数に焦点を当て、すべてのスケールでの進化の詳細な研究を実施します。実際、これらのモデルは遅い時間の測定に照らして広範囲に分析されましたが、非常に早い時間の動作を見て、つまり4Heの原始的な存在量に関するビッグバン元素合成（BBN）データを満たす上限のみを見つけることは可能です。これらの兆候から始めて、バックグラウンドと線形摂動の進化と制約の両方を考慮して分析を実行します。標準の6つの宇宙論的パラメーターを超えて、BBN整合性関係が考慮されるかどうかにかかわらず、どちらの場合もf（T）モデルの自由パラメーターです。宇宙マイクロ波背景、バリオン音響振動、超新星Ia、銀河クラスタリング測定の組み合わせを使用し、特定のf（T）宇宙論の自由パラメーターに対する非常に狭い制約が、以前の精度を超えて得られることを発見しました。ヘリウムの割合YPとf（T）の自由パラメーターの間に縮退は見られませんが、これらのモデルは現在のハッブルパラメーターH0を制限していることに注意してください。べき法則f（T）モデルの場合の測定。さらに、自由パラメーターは3シグマ以上で非ゼロ値に制約され、拡張重力モデルの観測の優先を示します。
宇宙弦ループの観測効果は、ループが空間にどのように分布しているかに依存します。Chernoffの\cite{Chernoff}は、ループは銀河で重力によって捕らえられる可能性があり、$G\mu$の値が十分に小さい場合、その分布はループの長さに関係なく暗黒物質の分布に従うと主張しました。この問題は、重力ロケット効果、つまり重力波の非対称放出によるループ加速運動を完全に考慮した銀河形成の球形モデルを使用して、この問題を再分析します。特定のサイズより大きいループのみがキャプチャされ、キャプチャされたループの数は、チャーノフによって推定されたものよりも桁違いに小さいことがわかります。
ブレーン世界での銀河形成I：概要と最初の結果
| Title |
Galaxy_formation_in_the_brane_world_I:_overview_and_first_results |
| Authors |
C\'esar_Hern\'andez-Aguayo,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li_and_Carlton_M._Baugh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15467 |
{\scArepo}コードの新しい修正バージョンとIllustrisTNG銀河形成モデルを使用して、通常分岐のDvali-Gabadadze-Porrati（nDGP）braneworldモデルにおける銀河形成の「完全な物理」流体力学的シミュレーションを実行します。$62\、h^{-1}{\rmMpc}$と$25\、h^{-1のサイズのボックスで、GRからの弱い出発点と中程度の出発点をそれぞれ表す2つのnDGPモデル（N5とN1）をシミュレーションします}{\rmMpc}$は、$2\times512^3$の暗黒物質粒子と初期ガスセルを使用しています。これにより、修正重力のブレーンワールドモデルの銀河スケールに対するバリオン物理学の影響を初めて調査し、これらのモデルの宇宙時間を通じて暗黒物質ハローと銀河の進化の恒星含有量を予測することができます。ガス、星、暗黒物質のパワースペクトルと相関関数のGRとnDGPモデルの間に大きなスケールで最大$\sim25$パーセントの大きな違いがあることがわかります。標準の宇宙論モデル（$\Lambda$CDM）でのそれらの影響と同様に、バリオン効果は、全体の物質分布のクラスタリングに大きな影響を与える可能性があり、スケールに依存する符号を持ちます。これらのモデルにおける修正重力と銀河フィードバック間の縮退を研究すると、物質のクラスタリングに対するこれらの2つの物理的影響を明確に解き、流体力学シミュレーションを実行する必要なく、バリオン効果を含む物質のパワースペクトルを正確に予測する方法が可能になることがわかります。braneworldモデルに応じて、恒星対ハロ質量比、銀河恒星質量関数、ガス分率、星形成率密度などの銀河特性において、GRと比較して最大$\sim15$パーセントの違いを見つけます。5番目の力の振幅は、ハローの非常に内側の部分にバリオンが存在することにより減少しますが、この減少はハロー半径の$\sim0.1$倍を超えるとすぐに無視できます。
Sunyaev-Zel'dovich効果とCMB低多重極の独立推定によるストークスパラメーターのスペクトル歪み
| Title |
Stokes_parameters_spectral_distortions_due_to_the_Sunyaev-Zel'dovich_effect_and_an_independent_estimation_of_the_CMB_low_multipoles |
| Authors |
D._I._Novikov,_S._V._Pilipenko,_M._de_Petris,_G._Luzzi,_A._O._Mihalchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15571 |
銀河のクラスターに向かう異方性宇宙マイクロ波背景（CMB）放射のコンプトン散乱によって生じるストークスパラメーターの周波数スペクトル歪み、Sunyaev-Zel'ドビッチ効果（SZ）を検討します。そのような歪みの非常に特殊なタイプを選び出し、それらの簡単な分析式を見つけます。この種の歪みは非常に特徴的なスペクトル形状を持ち、他の種類の汚染物質から分離できることを示しています。この効果は、双極子、四重極、および八重極などの低多極角CMB異方性の独立した推定の機会を与えることを示しています。また、近くおよび遠いクラスターからの歪んだ信号を使用して、ザックスウルフ効果と統合されたザックスウルフ効果を区別できることも示します。このような歪みの検出は、高角度分解能と高感度の宇宙ミッション（次のミリメトロン宇宙観測所実験など）で実現可能です。
宇宙の複屈折と誤較正された偏光角の同時決定II：交差周波数スペクトルを含む
| Title |
Simultaneous_determination_of_the_cosmic_birefringence_and_miscalibrated_polarization_angles_II:_Including_cross_frequency_spectra |
| Authors |
Yuto_Minami,_Eiichiro_Komatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15982 |
宇宙マイクロ波背景と銀河前景放射の観測された$EB$偏光パワースペクトルを同時に使用して、宇宙複屈折とミスキャリブレーションされた偏光角度を決定する戦略を開発します。私たちは、Y。Minamiらの方法論を拡張します。（Prog。Theor。Exp。Phys。$\mathbf{2019}$、083E02、2019）。これは、交差周波数スペクトルを含めることにより、自動周波数パワースペクトル用に開発されました。異なる周波数帯域で1つのグローバル複屈折角度と独立したミスキャリブレーション角度をフィッティングすることにより、オートスペクトルと比較して、不確実性が大幅に小さい（2倍以上）両方の角度を決定します。
オープンでホットな宇宙で宇宙の緊張を和らげる
標準の宇宙論モデルの観測上の成功にもかかわらず、推論されたパラメータ制約のいくつかの不一致は、いくつかの宇宙論データセット間で明らかになりました。これらには、宇宙マイクロ波背景（CMB）から推定され、ローカル測定から判明した、宇宙の膨張率間の緊張、CMBレンズの振幅の増強の好み、CMB変動のやや低い四重極モーメント、およびCMBから推測されるよりも、大規模構造物調査における物質変動の振幅が小さい方を好む。局所的な測定値から逸脱する可能性のある空間曲率と自由なCMB背景温度を追加して、これらの観測張力を分析します。これらのパラメーターを含めると、宇宙のマイクロ波背景とバリオン音響振動データから、現在の膨張率が大きく、標準のCMBレンズ振幅、物質の変動の振幅が小さく、CMB四重極が小さい、開いたより高温の宇宙に向かうパラメーター制約の傾向が観察されます瞬間、宇宙論データセット間の個々の緊張を一貫して減らします。このデータを組み合わせると、オープンでホットなユニバースが優先されます。最後に、ローカルに測定されたCMB温度のバックグラウンド値からの逸脱の考えられる原因として、およびCMBフォトンの負の空間曲率を模倣して、正しく実装された場合にパラメーターの張力をさらに緩和できるローカルボイドについて簡単に説明します。
最初の3秒：初期宇宙の可能な拡張履歴のレビュー
| Title |
The_First_Three_Seconds:_a_Review_of_Possible_Expansion_Histories_of_the_Early_Universe |
| Authors |
Rouzbeh_Allahverdi,_Mustafa_A._Amin,_Asher_Berlin,_Nicol\'as_Bernal,_Christian_T._Byrnes,_M._Sten_Delos,_Adrienne_L._Erickcek,_Miguel_Escudero,_Daniel_G._Figueroa,_Katherine_Freese,_Tomohiro_Harada,_Dan_Hooper,_David_I._Kaiser,_Tanvi_Karwal,_Kazunori_Kohri,_Gordan_Krnjaic,_Marek_Lewicki,_Kaloian_D._Lozanov,_Vivian_Poulin,_Kuver_Sinha,_Tristan_L._Smith,_Tomo_Takahashi,_Tommi_Tenkanen,_James_Unwin,_Ville_Vaskonen,_Scott_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16182 |
一般に、宇宙のエネルギー密度は、インフレーション後の再加熱と54,000年後の物質支配の開始との間の放射線によって支配されていたと考えられています。軽元素の豊富さは宇宙がビッグバン元素合成（BBN）の間に放射が支配的であったことを示していますが、宇宙がBBNより前に放射が支配的であったという証拠はほとんどありません。したがって、宇宙史はより複雑で、初期の時代の標準的な放射線支配からの逸脱があった可能性があります。実際、暗黒物質の生成、物質と物質の非対称、重力波、原始ブラックホール、または非標準の膨張段階でのマイクロハローなど、さまざまなトピックに関するいくつかの興味深い提案が最近行われました。このホワイトペーパーでは、BBNの前または後に行われる初期宇宙での放射線支配からの逸脱のさまざまな考えられる原因と結果、およびそれらの制約について、近年の文献で説明されているように、確認します。
主ベルト小惑星のヤルコフスキー主導の移動性に関する新しい観測的制約
| Title |
A_new_observational_constraint_on_the_Yarkovsky-driven_mobility_of_main_belt_asteroids |
| Authors |
Stanley_F._Dermott_(1),_Dan_Li_(2),_Apostolos_A._Christou_(3)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Florida,_USA_(2)_NOIRLab,_USA_(3)_Armagh_Observatory_and_Planetarium,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15170 |
小さな小惑星は、回転の乱れ、壊滅的な衝突、カオス的な軌道の進化、およびヤルコフスキー放射力によって引き起こされる進化によって、メインベルトから失われます。ただし、これらの損失メカニズムのタイムスケールは不明です。内側のメインベルトでは、軌道傾斜の増加に伴い、高傾斜の非ファミリー小惑星の平均サイズが増加します。ここでは、この観測が$\nu_{6}$の永年共振と3：1木星平均運動での脱出ハッチを介した小惑星の損失をもたらす内部主ベルトのユニークな共振構造によって説明されることを示します共振。観測された小惑星のサイズと軌道傾斜分布から、Yarkovsky放射力による軌道の進化が、直径$2\lesssimD\lesssim7$$km$の小惑星の主要な損失メカニズムであることを示します。また、ヤルコフスキー主導の軌道進化が、主な小惑星族の観測された非線形サイズ-周波数分布を説明していることも示しています。観測された小惑星のサイズと軌道傾斜の相関から、平均して、太陽系の年齢にわたって、小惑星の準主軸がタイムスケールで変化することを計算します$\lesssim13.4^{+1.4}_{-1.2}（D/1\、km）$$Gyr$。（a）小惑星が衝突進化を経験しているため、現在のサイズはほとんど形成サイズよりも小さいため、このタイムスケールは上限です。（b）小惑星のスピン方向が逆転し、その結果、太陽に向かう、または太陽から離れる軌道進化は一定ではありません。
2012年から2019年までの木星の準4年振動の垂直分解観測
| Title |
Vertically-resolved_observations_of_Jupiter's_quasi-quadrennial_oscillation_from_2012_to_2019 |
| Authors |
Rohini_S_Giles,_Thomas_K_Greathouse,_Richard_G_Cosentino,_Glenn_S_Orton_and_John_H_Lacy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15247 |
過去8年間、IRTFのTEXES装置からの中赤外線CH4観測の豊富なデータセットが、木星の成層圏の熱進化を特徴付けるために使用されてきました。これらのデータを使用して、緯度50{\deg}Sと50{\deg}Nの間の垂直方向に分解された温度マップを作成し、木星の準2次振動（QQO）の約2周期を追跡できるようにしました。最初の5年間の観測の間、QQOは、4.0$\pm$0.2年の周期と13.5mbar（最大感度の領域）で7$\pm$1Kの振幅を持つ滑らかな正弦波パターンを持っています。2017年には、このパターンに突然の変化が見られ、フェーズが1年ほど後方にシフトしています。このQQO遅延の考えられる原因を検索し、TEXESのゾーンで解決された温度の取得を調査し、2017年5月/6月に、緯度28{\deg}N、圧力1.2に異常に暖かい熱異常があったことを発見しましたmbar、速度19$\pm$4m/sで西に移動します。これら2つのイベントの間にリンクが存在する可能性があることをお勧めします。
半径ギャップの2つのビューとライトカーブフィッティングの役割
最近、いくつかのグループが、地球と海王星のサイズ間の惑星を2つの集団に二分するギャップを解決しました。この機能の位置と深さは、惑星を形成および形成する物理プロセスの重要な特徴です。特に、半径ギャップにある惑星は、エンベロープ損失の最終段階にある可能性があるため、これらのプロセスの貴重なプローブです。ここでは、Fulton＆Petigura（2018;F18）とVanEylenらによる半径ギャップの2つのビューについて説明します。（2018;V18）。V18では、ギャップが広くなり、惑星が不足しています。これは、一部には、惑星半径$R_p$のV18のより正確な測定によるものです。Gaiaのおかげで、星の半径Rstarの不確実性は、ケプラーの惑星の大部分の$R_p$を決定する際の制限的な不確実性ではなくなりました。代わりに、$R_p/R_\star$のエラーが支配します。V18の分析には、ショートケイデンスフォトメトリーと平均ステラ密度の制約が組み込まれており、$R_p/R_\star$のより正確な決定が可能になりました。F18分析では、精度の低い$R_p/R_\star$は半径ギャップの境界をぼかします。$R_p/R_\star$の違いは、影響が大きいパラメーター（$b\gtrsim0.8$）で最大で、多くの場合10％を超えます。これは、人口の多い研究から高$b$の惑星を除外する動機付けになりますが、ロングケイデンスの測光のみからそのような惑星を特定することは困難です。通過時間は効果的なプロキシとして機能できることを示し、この情報を利用して超地球と亜海王星の個体群のコントラストを高めます。
信頼性補正は、堅牢なケプラー発生率の鍵です
| Title |
Reliability_Correction_is_Key_for_Robust_Kepler_Occurrence_Rates |
| Authors |
Steve_Bryson,_Jeffrey_L._Coughlin,_Michelle_Kunimoto,_Susan_E._Mullally |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15719 |
ケプラーDR25惑星候補カタログは、さまざまなテストに基づく惑星候補識別の自動化された方法を使用して作成されました。これらのテストは、カタログの完全性と信頼性の間の合理的で恣意的なバランスを得るために調整されました。これらのテストを変更することにより、完全性と信頼性のバランスが異なる新しいカタログを作成し、これらの代替カタログが発生率に及ぼす影響を調査します。信頼性の修正がない場合、異なるカタログは統計的に一貫性のない発生率を示しますが、完全性と信頼性の両方を修正すると、統計的に一貫した発生率が得られます。これは、完全性と信頼性の補正が発生率の正確な計算に重要であることを強く示しています。さらに、ベイジアンポアソン尤度MCMCを使用しても、近似ベイズ計算方法を使用しても、この結果は同じであることがわかります。また、信頼性の修正に代わる方法としてのRobovetterディスポジションスコアカットの使用を検討しました。スコアカットはカタログの信頼性を向上させますが、完全な信頼性修正を実行するほど正確ではありません。スコアカットありとなしの信頼性補正を実行しても、同じ結果が得られます。したがって、低スコアの惑星を削除すると、データは削除されますが、利点はありません。可能な限り回避する必要があります。代替カタログを公開し、これらのカタログを発生率方法のテストとして使用することを提案します。この方法では、これらすべてのカタログに対して統計的に一貫した発生率を提供する必要があります。
地球と太陽における極性反転の2つの変数を備えた結合マクロスピンモデル
| Title |
Coupled_macro_spin_model_with_two_variables_for_polarity_reversals_in_the_Earth_and_the_Sun |
| Authors |
Ariyoshi_Kunitomo,_Akika_Nakamichi,_Tetsuya_Hara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15902 |
地磁気の構造は非常に複雑であり、電磁流体力学（MHD）シミュレーションにはまだいくつかの問題が残っています。最近、マクロスピンモデルが提案されました。これは、地磁気が多くの局所ダイナモ要素（マクロスピン）との相互作用によって記述されるという考えです。このモデルは、1つの変数のみで運動方程式を解くことにより、地磁気のいくつかの機能を再現できます。この論文では、変数を1つ追加することにより、このモデルを研究してより一般的なものにします。この結果では、北（または南）磁極の移動、2方向で表現された磁場分布の観測データとの比較など、以前の研究では扱っていなかったいくつかのことが可能になります。、太陽への適用の結果として、周期的な極性反転やパワースペクトルのパワーインデックスなどを再現できました。さらに、極の移動の統計的特性を調査しました。
低金属性の局所銀河および高赤方偏移銀河におけるガス、金属およびダストの進化
| Title |
The_gas,_metal_and_dust_evolution_in_low-metallicity_local_and_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Ambra_Nanni,_Denis_Burgarella,_Patrice_Theul\'e,_Benoit_C\^ot\'e,_Hiroyuki_Hirashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15146 |
銀河の星間物質（ISM）における化学的富化は、いくつかの物理的プロセス（恒星の進化、粒子の形成と破壊、銀河の流入と流出）によって制御されています。そのようなプロセスを理解することは、宇宙の時代を経て銀河の化学的富化を追跡し、観測を解釈するために不可欠です。このようなトピックの重要性にもかかわらず、銀河におけるバリオンの進化を推進するさまざまなプロセスの効率は、議論の余地があります。局所的な低金属性矮小銀河における金属とダストの進化に関する現在の説明を改訂し、ライマンブレイク銀河の説明を作成します。私たちの主な目標は、i）数百Myrs以内で観測された星の質量（sMdust）上のダストの質量のピークを再現することです。ii）後でのsMdustの減少。銀河のスペクトルエネルギー分布は、「銀河コードの調査」（CIGALE）に適合しており、これを介して、恒星と塵の質量、および星形成率が推定されます。一部の矮小銀河では、金属とガスの含有量も利用できます。銀河での化学進化のさまざまな計算を実行し、観測された特性をモデル予測に適合させます。i）質量の大きい星に有利なトップヘビーの初期質量関数と、タイプII超新星（SNeII）のダスト凝縮率が50％以上であることにより、サイクル;ii）銀河の流出は、年齢とともにsMdustの減少を再現する上で重要な役割を果たし、SNeIIによる粒子破壊よりも効率的です。iii）局所の矮小銀河の金属性を説明するには、数パーセントの星形成効率（ガスから星に変換された質量）が必要です。iv）ISMでのダストの成長は、sMdustを再現するために必要ではなく、存在する場合、その影響は銀河の流出によって消去されます。
$ M _ {\ rm BH}-\ sigma _ {\ ast} $関係の質量の小さい方の端を埋める
| Title |
Populating_the_low-mass_end_of_the_$M_{\rm_BH}-\sigma_{\ast}$_relation |
| Authors |
Vivienne_F._Baldassare,_Claire_Dickey,_Marla_Geha,_Amy_E._Reines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15150 |
KeckEchelleteSpectrographとImagerで撮影した高解像度分光法を提示し、ビリアルブラックホールを伴う8つの活動的な矮小銀河（$M_{\ast}<3\times10^{9}〜M_{\odot}$）の恒星速度分散を測定します大衆。この恒星質量体制のシステム数を2倍にして、ブラックホール質量（$M_{\rmBH}$）と恒星速度分散（$\sigma_{\ast}$）の両方を測定し、$M_に配置します。{\rmBH}-\sigma_{\ast}$関係。質量の大きい銀河の$M_{\rmBH}$と$\sigma_{\ast}$の密接な関係は、BHとそれらのホスト銀河の共進化の強力な証拠ですが、これが関係は、矮小銀河政権で保持されます。私たちのサンプルは、低いBH/銀河の質量に対する$M_{\rmBH}-\sigma_{\ast}$関係の外挿とよく一致しており、$M_{\rmBH}-\sigma_を生成するプロセスが{\ast}$は、矮小銀河でも動作します。これらの結果は、大規模なブラックホールシード形成モデルおよび矮小銀河におけるAGNフィードバックの影響を調査するモデルに重要な制約を提供します。
HI、HeI、およびHeIIのミリメートル再結合線からの星形成領域のEUVスペクトルの再構成
| Title |
Reconstructing_EUV_spectrum_of_star_forming_regions_from_millimeter_recombination_lines_of_HI,_HeI,_and_HeII |
| Authors |
Lena_Murchikova,_Eric_J._Murphy,_Dariusz_C._Lis,_Lee_Armus,_Selma_de_Mink,_Kartik_Sheth,_Nadia_Zakamska,_Frank_Tramper,_Angela_Bongiorno,_Martin_Elvis,_Lisa_Kewley,_Hugues_Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15153 |
遠い星形成（SF）領域の極端紫外（EUV）スペクトルは、EUV光子と星間物質との相互作用の断面積が大きいため、地上または宇宙ベースの望遠鏡を使用して直接プローブすることはできません。地上から観測できるHとHeのmm/submm再結合ラインは、EUVの信頼性の高いプローブとして機能します。これらのラインは毎週、ダスト吸収の影響を受け、そのフラックスは金属性に依存せず、EUV連続光子の数に直線的に依存します。3つの銀河の超コンパクトHII領域とスターバースト領域SgrB2（M）のALMA観測に基づく研究を提示します。HI、HeI、HeIIのmm再結合ラインを使用して、これらの光源のEUVスペクトルの主要なパラメーターを再構築します。。ここで調べたオブジェクトの13.6から54.4eVまでのEUVスペクトルには、同様の周波数依存性があることがわかります：L_nu〜nu^{-4.5\pm0.4}。EUVスペクトル勾配の推定値を、単一の恒星進化モデル（Starburst99）とバイナリ個体数およびスペクトル合成コード（BPASSv2.1）に期待される値と比較します。観測されたスペクトル勾配gamma〜4.5\pm0.4がモデル予測と異なることがわかります。5Myrs未満の瞬間的なスターバーストモデルの場合、観測されたスペクトル勾配は、どちらのモデルの予測よりも一貫して急勾配です。年齢が5Myrsを超える瞬間的なスターバーストの場合、観測されたスペクトル勾配は2つのモデルによって予測された値の中間です。これは、HII領域で相互作用するバイナリの割合が、BPASSv2.1で想定されているものよりも大幅に低いことを意味します。ここで実証された手法は、ラムダ>912Aでの光子生成率に対する重要な洞察を提供するSF領域のEUVスペクトルを推測することを可能にし、スターバースト合成モデルへのキャリブレーションとして役立ち、SFと再イオン化中の電離フラックスの特性の理解を改善します。
| Title |
The_Massive_and_Distant_Clusters_of_WISE_Survey_IX:_High_Radio_Activity_in_a_Merging_Cluster |
| Authors |
Emily_Moravec,_Anthony_Gonzalez,_Simon_Dicker,_Stacey_Alberts,_Mark_Brodwin,_Tracy_Clarke,_Thomas_Connor,_Bandon_Decker,_Mark_Devlin,_Peter_Eisenhardt,_Brian_Mason,_Wenli_Mo,_Tony_Mroczowski,_Alexandra_Pope,_Charles_Romero,_Craig_Sarazin,_Jonathan_Sievers,_Spencer_Stanford,_Daniel_Stern,_Dominika_Wylezalek,_and_Fernando_Zago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15155 |
$z$=1.09$\pm$0.03の銀河クラスターMOOJ1506+5137の電波銀河集団の多波長調査を提示します。これは、以前の研究で複数の複雑な電波源があると特定しました。この作業で使用されるデータセットには、低周波アレイ2メートルスカイサーベイ（LoTSS）、NSFのカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）、ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（GBT）、スピッツァーのデータが含まれます宇宙望遠鏡、およびDarkEnergyCameraLegacySurvey（DECaLS）。クラスター中心から500kpc（$\sim$1$^{\prime}$）内にすべて配置され、電波輝度$P_{\mathrm{1.4GHz}}$>1.6$の5つの電波源があることがわかりました\times$10$^{24}$WHz$^{-1}$。典型的なホスト銀河は、クラスター内で最も高い恒星質量銀河の1つです。巨大な銀河集団の例外的な放射能は、クラスターの動的な状態に関連しているようです。銀河分布は、メインクラスターの北西にサブグループが見つかった、進行中の合併を示唆しています。さらに、5つのソースのうち2つはベントテールソースとして分類され、1つは動的環境を示す潜在的な広角テール（WAT）/ハイブリッド形態ラジオソース（HyMoRS）です。クラスターは、WISE調査の大規模クラスターおよび遠方クラスター（MaDCoWS）で他のマージするクラスターによって占められている質量豊富平面の領域にもあります。データは、合併フェーズ中に放射能が劇的に向上する可能性があることを示唆しています。
宇宙論的流体力学シミュレーションによるサブミリメートル銀河数カウントの再現
| Title |
Reproducing_sub-millimetre_galaxy_number_counts_with_cosmological_hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Christopher_C._Lovell,_James_E._Geach,_Romeel_Dav\'e,_Desika_Narayanan,_Qi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15156 |
高$z$サブミリメートルで選択された銀河（SMG）の数を一致させることは、銀河形成モデルにとって長年の問題でした。このホワイトペーパーでは、3Dダスト放射伝達を使用して、SIMBA宇宙流体力学シミュレーションで銀河からのサブmm放射をモデル化し、予測を850$\mathrm{\mum}の存在量に関する最新の一皿観測制約と比較します。$選択したソース。統合された850$\mathrm{\mum}$光度関数との前例のない一致が見られ、明るいSMGの赤方偏移分布もよく一致しています。優れた合意は主に、高SFRで$z=2-4$の間の星形成率（SFR）関数の赤外線測定に対するSIMBAの良好な一致によって駆動されます。SIMBAの自己矛盾のないオンザフライのダストモデルも重要です。これは、0.3の固定ダスト対金属比を使用する場合と比較して、平均でより高いダスト質量（最大7倍）を予測します。遠視野ブレンディングの効果を調査するためのライトコーンを構築し、形状への最小限の寄与と光度関数の正規化を見つけます。SFRとダストの質量の関数として、850$\mathrm{\mum}$明度への新しい適合を提供します。私たちの結果は、シミュレーションと観測（トップヘビーIMFなど）でのサブmmカウント間の不一致に対するエキゾチックなソリューションは不要であり、サブミリメートルの明るい位相は大規模な銀河進化の自然な結果であることを示しています。
NGC1275の内部500 pcにおけるイオン化された高温の分子流出
| Title |
Ionized_and_hot_molecular_outflows_in_the_inner_500_pc_of_NGC1275 |
| Authors |
Rogemar_A._Riffel,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_Nadia_L._Zakamska,_Rogerio_Riffel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15198 |
銀河の進化におけるアクティブ銀河核（AGN）からのフィードバックの役割はまだ完全には理解されていません。これは主に、10〜100パーセクスケールの多相ガス運動学に観測上の制約がないためです。Gemini近赤外積分フィールドスペクトログラフ（NIFS）を使用して、セイファート銀河NGC1275の内部900$\times$900pc$^2$の分子およびイオン化ガス運動学を$\sim$70pcの空間分解能でマッピングしました。KバンドのCO吸収バンドヘッドのフィッティングから、$265\pm26$kms$^{-1}$の恒星の速度分散を導き出します。これは、ブラックホールの質量が$M_{\rmSMBH}=であることを意味します1.1^{+0.9}_{-0.5}\times10^9$M$_\odot$。最大2,000kms$^{-1}$の速度と$2.7\times10^{-2}の質量流出率を持つ高温の（$T\gtrsim1000$K）分子およびイオン化流出が見つかりました{\rmM_\odotこれらの各気相での}$yr$^{-1}$および$1.6{\rmM_\odot}$yr$^{-1}$です。イオン化された流出の運動力は、NGC1275のAGNの光度のわずか0.05％に相当します。これは、それらが有意なAGNフィードバックを提供するのに十分強力ではないことを示しますが、銀河。AGN駆動の流出は、観測されたH$_2$および[FeII]ライン放出を生成するために必要なショックの原因であると思われます。
銀河平面赤外線偏光調査（GPIPS）：データリリース4
| Title |
The_Galactic_Plane_Infrared_Polarization_Survey_(GPIPS):_Data_Release_4 |
| Authors |
Dan_P._Clemens,_L._R._Cashman,_C._Cerny,_A._M._El-Batal,_K._E._Jameson,_R._Marchwinski,_J._Montgomery,_M._Pavel,_A._Pinnick,_and_B._W._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15203 |
銀河平面赤外線偏光調査（GPIPS）は、近赤外線恒星偏光測定法を使用して、ほこりっぽい銀河円盤内の磁場を特徴付けることを目指しています。すべてのGPIPS観測は、1.83mのPerkins望遠鏡とMimir装置を使用して完了しました。GPIPSの観測では、Hバンド（1.6um）で、銀河の経度18度から56度、緯度-1度から+1度まで、北部銀河面の76平方度を調査しました。調査された星の範囲は7〜16等であり、直線偏光が測定されたほぼ1000万個の星になります。これらの星のうち、m_Hが12.5等未満で、偏光率の不確実性が2％未満の星は、高品質で100万個を超えると判断されました。GPIPSデータは、AV値が約30等までの、多数の星間雲の平面の磁場方向を明らかにしています。m_H<12.5等級の星の平均的な空の間隔は、約30arcsec、またはプランクの偏光解消要素あたり約60です。GaiaDR2とのマッチングにより、最も明るいGPIPS星は距離が0.6〜7.5kpcの赤い巨人であることがわかりました。偏光方位はほとんどが銀河円盤に平行であり、いくつかのゾーンは方位の大きなずれを示しています。方向の変化は、緯度よりも銀河の経度の関数として強くなります。10分角の角度スケールで考えると、最大の偏光部分と最も狭い偏光位置角度分布を示す方向は、星を形成する雲とは相関しない約10の大きなコヒーレント構造に限定されます。GPIPSの偏光および測光データ製品（データリリース4のカタログと画像）は、1300万個以上の星に公開されています。
| Title |
A_Random_Walk_Model_for_Dark_Matter_Halo_Concentrations |
| Authors |
Turner_Johnson_(1),_Andrew_J._Benson_(2),_Daniel_Grin_(1)_((1)_Haverford_College,_(2)_Carnegie_Institution_for_Science) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15231 |
エネルギー空間のランダムウォークを介して暗黒物質ハローの濃度を予測するアルゴリズムについて説明します。ハローの完全なマージツリーが与えられると、そのツリー内の各ハローの合計内部エネルギーは、前駆ハローの内部エネルギーと軌道エネルギーを合計することによって決定されます。単一パラメーターの密度プロファイル（NFWプロファイルなど）で記述されたハローの場合、エネルギーをスケール半径に直接、したがって濃度にマッピングできます。このモデルは、N体シミュレーションで測定された濃度と質量の関係の平均を正確に再現でき、以前のモデルよりもその関係でより多くの散乱を再現できることを示しています。ただし、私たちのモデルはN体濃度の分布の尖度を過小評価します。時間の経過に伴うスケール半径の自己相関と、ハロー濃度とスピンの相関の両方を調べ、宇宙論的N体シミュレーションから測定された結果と比較することにより、このモデルをテストします。どちらの場合も、モデルはN体の結果とほぼ一致しています。私たちのモデルは、オープンソースのGalacticusツールキット内に実装されています。
Population〜IIIの星形成はいつ終了しましたか？
宇宙論的シミュレーションデータと半解析モデルを組み合わせることで、再イオン化後のエポック（$z\lesssim6$）における人口III（PopIII）の星形成を研究するための理論的なフレームワークを構築します。放射フィードバック（つまり、Lyman-Wernerおよび電離放射線）により、巨大なハロー（$M_{\rmhalo}\gtrsim10^{9}\\rmM_{\odot}$）が主要な（$\gtrsim90$\％）は、$z\lesssim6$でPopIII星を形成する可能性があります。ここでは、超新星によって放出された金属の非効率的な混合の下で、金属の少ないガスの高密度ポケットが生き残り、PopIII星を形成する可能性があります。金属の混合は、PopIIIスターの形成がいつ終了するかを決定するだけでなく、重要なパラメーターであるホストハローごとの\textit{active}PopIIIスターの総質量$M_{\rmPopIII}$も決定する重要なプロセスです。PopIIIホストの直接検出および識別用。構造形成中の金属混合の知識が限られているため、どちらの側面もまだ不確かです。現在の予測範囲は、再イオン化の終わりの早期終了（$z\sim5$）から、無視できない速度で$z=0$に拡張された連続的なPopIIIスター形成までです$\sim10^{-7}\\rmM_{\odot}\yr^{-1}\Mpc^{-3}$、$M_{\rmPopIII}\sim10^{3}-10^{6}\\rmM_{\odot}$。これにより、PopIIIホストを直接検出するための広い範囲の赤方偏移、$z_{\rmPopIII}\sim0.5-12.5$、および検出率$\lesssim0.1-20\\rmarcmin^{-2}$が発生します。、現在および将来の宇宙望遠鏡（HST、WFIRST、JWSTなど）。私たちのモデルはまた、宇宙空間の体積の大部分（$\gtrsim90$\％）が金属を含まないガスで占められていることも予測しています。この金属を含まない相の体積充填率を測定すると、金属の混合パラメーターとPopIIIスターの形成が制約される可能性があります。
シミュレートされた銀河とメタルフローのメインシーケンスからの酸素損失：質量と環境への依存性の予測
| Title |
Oxygen_Loss_from_Simulated_Galaxies_and_the_Metal_Flow_Main_Sequence:_Predicting_the_Dependence_on_Mass_and_Environment |
| Authors |
Philip_Taylor,_Chiaki_Kobayashi,_and_Lisa_J._Kewley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15276 |
現在の恒星の質量と環境の関数として、宇宙論シミュレーションで銀河から失われた酸素の質量分率を予測します。恒星質量の分布は二峰性で、星形成銀河とクエンチ銀河を分離しています。ガスと星の金属性は、超新星タイプIIとIa、超新星、および漸近巨大分岐星を含む化学進化モデルを使用して、首尾一貫して計算されます。各銀河から失われた酸素の質量は、銀河内のガスと星に存在する酸素を、現在の星の集団によって生成されるべき酸素と比較することによって計算されます。より大規模な銀河は、低質量銀河（$\sim40-70$パーセント）よりも多くの金属（$\sim100$パーセント）を保持できます。星形成メインシーケンスと同様に、星形成銀河は、失われた酸素質量（メタルフローメインシーケンス、ZFMS）に関しても密接な関係に従いますが、大量のクエンチされた銀河は、より多くの酸素（最大20％）、AGN駆動の風によるものです。衛星銀河によって失われる酸素の量は、それらの相互作用の履歴の詳細に依存し、より豊かなグループのそれらは、それらの酸素のより多くの部分を失った傾向があります。銀河の金属保持の観測的推定は、銀河の進化のモデルに強い制約を提供します。
\ textbf {\ textit {z}} = 4.3でのSPT2349-56プロトクラスターコアの光学的および近赤外線観測
| Title |
Optical_and_near-infrared_observations_of_the_SPT2349-56_proto-cluster_core_at_\textbf{\textit{z}}_=_4.3 |
| Authors |
K._M._Rotermund,_S._C._Chapman,_K._A._Phadke,_R._Hill,_E._Pass,_M._Aravena,_M._L._N._Ashby,_A._Babul,_M._B\'ethermin,_R._Canning,_C._de_Breuck,_C._Dong,_A._H._Gonzalez,_C._C._Hayward,_S._Jarugula,_D._P._Marrone,_D._Narayanan,_C._Reuter,_D._Scott,_J._S._Spilker,_J._D._Vieira,_G._Wang,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15345 |
$z=4.3$のSPT2349-56プロトクラスターのフィールドで、Gemini-Sと{\itSpitzer}-IRACの光学的近赤外線の観測結果を提示します。以前にSPT2349-56のコアでALMAによって識別された14のサブミリ銀河（SMG）のうち、9つだけの光学/IR対応を検出します。さらに、このプロトクラスターコアを取り巻く直径30秒の領域にある4つの$z\sim4$Lyman-break銀河（LBG）を検出します。4つのLBGのうち3つは新しいシステムですが、1つは9つの観測されたSMGの1つに相当するようです。星の質量が$（3.2^{+2.5}_{-1.4}）\times10^{11}\、{\rmM}_{\odot}$の最も明るいクラスター銀河（BCG）の候補を特定します。他の8つのSMGの恒星の塊は、それらを主な星形成シーケンスの上、上、下に$z\約4.5$で配置します。SPT2349-56コアの累積恒星質量は、少なくとも$（11.5\pm2.9）\times10^{11}\、{\rmM}_{\odot}$です。これは、ローカルの恒星質量のかなりの割合ですBCGであり、コアのビリアル質量（$10^{13}\、{\rmM}_{\odot}$）に比べて、一般的なバリオン率（0.16）に近い。これらのSMGの14個すべてが迅速にマージする運命にあるため、プロトクラスターコアはこの初期段階ですでに$z=1$BCGに匹敵する重要な恒星の質量を発達させていると結論付けます。重要なことに、SPT2349-56コア構造は光学調査では明らかにすることが困難であり、深い光学調査では$g、r、$および$i$の色選択によってALMAソースを簡単に識別または制約できないことがわかります。そして、拡張されたコア構造上のLBGの適度な過密度のみ。したがって、SPT2349-56は、形成中の巨大なクラスターコアのほこりに覆われたフェーズを表しています。
高質量星形成領域における複雑な有機分子の進化的研究
| Title |
Evolutionary_study_of_complex_organic_molecules_in_high-mass_star-forming_regions |
| Authors |
A._Coletta_(1),_F._Fontani_(2),_V._M._Rivilla_(2),_C._Mininni_(1_and_2),_L._Colzi_(1_and_2),_\'A._S\'anchez-Monge_(3),_M._T._Beltr\'an_(2)_((1)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_-_Universit\`a_degli_Studi_di_Firenze,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(3)_I._Physikalisches_Institut_-_Universit\"at_zu_K\"oln) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15413 |
私たちは4つの複雑な有機分子（COM）、ギ酸メチル（$CH_3OCHO$）、ジメチルエーテル（$CH_3OCH_3$）、ホルムアミド（$NH_2CHO$）、およびシアン化エチル（$C_2H_5CN$）を、39-初期から進化した段階までのさまざまな進化段階を表す星の形成領域。分子間の潜在的な相関関係を特定し、星形成プロセスを通じてそれらの進化のシーケンスを追跡することを目的としています。3、2、0.9mmで得られたスペクトルをIRAM-30m望遠鏡で分析しました。分子線をフィッティングすることにより、各種の主要な物理パラメーターを導き出しました。それらを比較し、他のいくつかの星間環境を考慮に入れて、それらの進化を評価しました。20のソースでの検出を報告し、カラム密度に対する明確なダスト吸収効果を明らかにします。導出された存在量は、$CH_3OCHO$と$CH_3OCH_3$の場合は〜$10^{-10}-10^{-7}$、$NH_2CHO$の場合は〜$10^{-12}-10^{-10}$、および〜$10です。$C_2H_5CN$の場合、^{-11}-10^{-9}$。$CH_3OCHO$、$CH_3OCH_3$、および$C_2H_5CN$の存在量は、約4桁にわたって非常に強く相関しています（r>0.92）。$CH_3OCHO$と$CH_3OCH_3$は、ほとんどのパラメーターで最も強い相関を示し、さまざまな光源の光度が驚くほど〜9桁にわたってほぼ一定の比率（〜1）を示しています：恒星から進化したコア、低高質量の物体、衝撃、銀河系の雲、彗星に。これは、COMの化学が初期に開発された可能性が高く、その後、進化したフェーズを通じて保持されることを示しています。さらに、分子量は進化とともに明らかに増加します。$CH_3OCHO$と$CH_3OCH_3$は、化学的にリンクされている可能性が最も高いと考えられています。共通の前駆体を共有するか、または互いに形成されます。すべてのCOMの一般的なシナリオを提案します。これには、星形成の寒冷で初期の段階での形成と、進化するコアの漸進的な加熱による脱着の増加が含まれます。
熱いコリノスにおけるグリシン異性体であるカルバミン酸メチルの形成と存在量の制約
| Title |
Constraints_of_the_formation_and_abundances_of_methyl_carbamate,_a_glycine_isomer,_in_hot_corinos |
| Authors |
Dipen_Sahu,_Sheng-Yuan_Liu,_Ankan_Das,_Prasanta_Gorai,_Valentine_Wakelam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15629 |
メチルカルバメートCH$_3$OC（O）NH$_2$はグリシンの異性体です。量子化学分析は、カルバミン酸メチルがグリシンよりも安定な異性体であることを示しています。このため、グリシンと比較してメチルカルバメートが星間媒体に存在する可能性が高くなります。膨大な検索にもかかわらず、これまではISMでグリシンが検出されていないため、その異性体であるカルバミン酸メチルを検索することは価値があります。この論文では、星間条件下でのカルバミン酸メチル形成の制約を提示します。大きな複雑な有機分子は、低質量のプロトスターのホットコリノ環境で有利に生成されます。私たちは初めて、ホットコリノオブジェクトと同様の物理的条件でメチルカルバメートの形成に焦点を当てた天体化学モデリングを実行しました。その結果、ホットコリノNGC1333IRAS4A2およびIRAS16293Bに向けた既存のスペクトル線観測のALMAアーカイブデータを調べました。これらのソースに対する共通のスペクトル範囲内で、3つの機能がカルバミン酸メチルのスペクトル遷移に関連している可能性があることを発見し、結果としてカラム密度の上限を推定しました。化学モデリングの結果は、発生源に対する推定カラム密度/アバンダンスの観測上限と一致しています。これは提案された形成メカニズムの検証を示唆するかもしれません。ngVLAのような望遠鏡を使用した将来の観測により、熱いコリノに向かってMCが存在することが確認される可能性があります。
星形成銀河系列を横切る宇宙線。 I：宇宙線の圧力と熱量測定
| Title |
Cosmic_rays_across_the_star-forming_galaxy_sequence._I:_Cosmic_ray_pressures_and_calorimetry |
| Authors |
Roland_M._Crocker,_Mark_R._Krumholz,_and_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15819 |
天の川では、宇宙線（CR）は星間物質において動的に重要であり、静水圧バランスに寄与し、星の形成を調節するのに役立つ可能性があります。しかし、ガス含有量や星形成率が天の川とは大きく異なる銀河におけるCRの重要性については、あまりわかっていません。ここでは、ハドロンCR輸送、損失、および銀河の特性の関数としての圧力バランスへの寄与に関する自己矛盾のないモデルを構築し、小人から極端なスターバーストまでの幅広いパラメーターをカバーしています。CRエネルギー密度は、銀河系の準矮星から明るい星形までの範囲で$\sim1$eVcm$^{-3}$から$\sim1$keVcm$^{-3}$に増加しますが、強いハドロン的損失により、星形成率の面密度が増加するにつれて、CRは動的にますます重要でなくなります。天の川のようなシステムでは、CR圧力は通常、銀河中立面での乱流ガスと磁気圧力に匹敵しますが、ガス圧力に対するCR圧力の比率は、密集したスターバーストでは$\sim10^{-3}$に低下します。銀河もこの限界でますますCR熱量測定になり、ガンマ線が明るくなります。固定銀河特性での熱量測定の程度は、CR輸送の想定モデル、特にCRが中性ISMとの相互作用に費やす時間に敏感であり、そこで強いストリーミング損失が発生します。また、パラメータ空間のいくつかの領域では静水圧平衡ディスクが存在できないこともわかります。このシリーズのペーパーIIでは、この結果を使用して、CRが大きくなる可能性がある星形成表面密度とガス表面密度の平面にある臨界表面を導き出します。規模の銀河風。
星形成銀河系列を横切る宇宙線。 II：安定性の限界と宇宙線駆動の流出の開始
| Title |
Cosmic_rays_across_the_star-forming_galaxy_sequence._II:_Stability_limits_and_the_onset_of_cosmic_ray-driven_outflows |
| Authors |
Roland_M._Crocker,_Mark_R._Krumholz,_and_Todd_A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15821 |
宇宙線（CR）は、星形成銀河の円盤から冷たい物質の風を放出するためのもっともらしいメカニズムです。しかし、どのタイプの銀河がCR駆動の風をホストしている可能性が高いか、またはこれらの風が銀河の星形成率の調節にどのような役割を果たす可能性があるかについては、合意がありません。このシリーズの以前の論文で開発したハドロンCRの輸送と損失の詳細な処理を使用して、ここでは、CRを使用して銀河円盤から冷たい風を発射する可能性を評価できる半分析モデルを開発します。特に、臨界CRフラックス（および対応する星形成率表面密度）を決定します。これを超えると、CRがガスを風にさらしたり、不安定にしたりするため、特定の銀河内の静水圧平衡が排除されます。ギャラクシーとローカル小人に典型的なガス表面密度が低い星形成銀河の場合、このCR安定曲線の軌跡は、星形成率のケニカットシュミットパラメータ空間で観測された銀河の分布の高い側をパトロールすることを示します対ガス表面密度。ただし、ハドロン損失により、CRは表面密度の高い銀河で風を送ることができなくなります。私たちの結果は、天の川のような静止した低表面密度の銀河が不安定性の頂点に置かれていることを示しており、ISMパラメータへの小さな変更がCR駆動型の流出の開始につながる可能性があるため、結果としてCRフィードバックは、ほとんどの現代の銀河の星形成効率に究極の限界を設定します。
高密度星系コードの進化のための多粒子衝突法の導入：衝突試験N体シミュレーション
| Title |
Introducing_a_multi-particle_collision_method_for_the_evolution_of_dense_stellar_systems_code:_Crash-test_N-body_simulations |
| Authors |
Pierfrancesco_Di_Cintio,_Mario_Pasquato,_Hyunwoo_Kim,_Suk-Jin_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16018 |
恒星系は衝突と非衝突に大別されます。前者を適切にモデル化するには、計算コストの高い直接N体シミュレーションまたは近似スキームのいずれかが必要ですが、後者は緩和タイムスケールが長い大Nシステムであり、2体相互作用を無視してシミュレーションできます。ハッブル時間のオーダーの緩和タイムスケールを持つ大きな球状星団と核星団は、いくつかの衝突動作を表示するには十分に小さく、直接$N$-bodyコードと現在のハードウェアでシミュレーションすることは不可能です。衝突恒星系をシミュレートする新しい方法を紹介し、小Nシミュレーションの直接N体コードと比較して検証します。高密度星系システムのマルチ粒子衝突コード（MPCDSS）は、多粒子衝突法を使用して進化する星系の新しいコードです。このような方法は、衝突を経験している粒子のクラスター全体のエネルギーと運動量を正確に保存できる確率的衝突規則に相当します。コードの複雑さは、パーティクル数の$N\logN$に比例します。モンテカルロコードとは異なり、MPCDSSは非対称、非均質、非緩和、回転システムを簡単にモデル化でき、個々の星の軌道を追跡できます。小さな（$N=3.2\times10^4$）星団をMPCDSSと直接合計コードNBODY6で進化させ、同様の主要なインジケーターの進化を見つけます。次に、$10^4〜10^6$の星の範囲でさまざまな初期条件をシミュレートします。MPCDSSは、直接の$N$-bodyコードでシミュレーションできる小さな衝突システムと大きな非衝突システムの間のギャップを埋めます。原則としてMPCDSSを使用すると、現在の直接N体コードの粒子数の制限を超えて、OmegaCenやM54などの球状星団や核星団さえもシミュレーションできます。
GASP XXI。ラム圧ストリッピングを受けている銀河の尾部の星形成率
| Title |
GASP_XXI._Star_formation_rates_in_the_tails_of_galaxies_undergoing_ram-pressure_stripping |
| Authors |
Marco_Gullieuszik,_Bianca_M._Poggianti,_Sean_L._McGee,_Alessia_Moretti,_Benedetta_Vulcani,_Stephanie_Tonnesen,_Elke_Roediger,_Yara_L._Jaff\'e,_Jacopo_Fritz,_Andrea_Franchetto,_Alessandro_Omizzolo,_Daniela_Bettoni,_Mario_Radovich,_Anna_Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16032 |
GASP調査のMUSE観測を使用して、広範囲の銀河質量とホストクラスター質量にまたがるRAM圧力ストリッピング（RPS）を受けている54の銀河を調べます。この豊富なサンプルを使用して、ストリップされたガスの尾部の星形成率（SFR）が銀河とそのホストクラスターの特性にどのように依存するかを調べます。関係するすべてのパラメータ間の相互作用が複雑であり、SFRの観測量を形作る上で単一の支配的なものはないことを示します。したがって、クラスター速度分散、銀河の恒星の質量、クラスター中心距離とクラスター内媒体の速度の関数として、ストリップされたガスの質量分率と尾部のSFRを記述する簡単な分析アプローチを開発します。私たちのモデルは、観測されたガス打ち切り半径と、はがされた尾で観測された星形成率（SFR）の割合の良い説明を提供します。これは、尾での星形成効率が係数$\であることを考慮に入れるとGASPの進行中のHIおよびCO観測と一致して、銀河円盤よりも5$低いシミュレーション。最後に、クラスター内光（ICL）へのRPSの寄与を推定し、ラム圧除去ガスの尾部の平均SFRが$\sim0.22M_{\odot}\、\mathrm{yr}^{-1であることを確認しますクラスターあたり$。この結果を外挿してさまざまなエポックでのICLへの寄与を評価することにより、$z\からRPS銀河の尾部に形成された星の$\sim4\times10^9M_\odot$のクラスターごとの統合平均値を計算しますsim1$。
天体物理学的ダストと氷の回転破壊：理論と応用
ダストは星間物質（ISM）の必須成分であり、さまざまな天体物理学のプロセスや現象で重要な役割を果たします。伝統的に、ダスト粒子は熱昇華、クーロン爆発、スパッタリング、粉砕によって破壊されることが知られています。最初の2つのメカニズムは、限定された天体物理的環境で機能する、強力な放射フィールドおよび高エネルギー光子（極端なUV）とダストの相互作用から発生します。現在のレビューは、幅広い放射線場で効果的であり、宇宙物理学のユビキタスアプリケーションを持っているダスト-放射線相互作用による新しい破壊メカニズムに焦点を当てています。まず、粒子破壊のこの新しいメカニズム、つまり、放射トルク（RAT）または放射トルク破壊（RATD）によって引き起こされる回転破壊について説明します。次に、メカニカルトルクディラプション（METD）と呼ばれる、周囲ガスに対する粒子の超音速運動による機械的トルクによるナノ粒子の回転ディスラプションについて説明します。これらの2つの新しいメカニズムは、ほこりや氷の特性（サイズ分布や質量など）を変更します。これは、ほこりの消滅、熱放出と非熱放出、分極などの観測特性に影響を与えます。ISM、星形成領域、天体物理学的過渡現象、および表面天体化学のためのRATDおよびMETDメカニズムのさまざまなアプリケーションを紹介します。
パルサー電波放射メカニズム：批評
私たちは、最も広く支持されている3つのパルサー電波放射メカニズムであるコヒーレント曲率放射（CCE）、ビーム駆動の相対論的プラズマ放射（RPE）、および異常なドップラー放射（ADE）を批判的に検討します。パルサープラズマは1次元（1D）であり、バルクローレンツ係数$\gamma_{\rms}\gg\av{\gamma}-1\gtrsim1$で外向きに流れ、$\av{\gamma}$は、プラズマの残りのフレームにおける固有の広がりです。マルチクラウドモデルにおけるビームの形成は、追い越しに時間がかかりすぎるため、もっともらしいパラメータの本質的に相対論的なケースでは効果がないと主張します。レストフレームの粒子分布のデフォルトの選択はJ{\"u}ttner分布であり、相対論的ストリーミングは、広く想定されている相対論的ストリーミングではなく、ローレンツ変換をレストフレーム分布に適用することで含める必要があると主張します。ガウス分布ビーム駆動波の成長は、（a）パルサープラズマの波動特性、（b）ビームとバックグラウンドの間の分離条件、および（c）パルサーフレーム内のプラズマの不均一性によって厳しく制限されることがわかります。J{\"u}ttner分布の場合、相対論的にストリーミングするガウス分布の場合よりも、運動不安定性の成長率ははるかに小さく、波の帯域幅ははるかに大きくなります。J{\"u}ttner分布では、反応性の不安定性はまったく発生しません。パルサープラズマについての「もっともらしい」仮定の一般的なパルサー電波放射メカニズムとして、CCE、RPE、ADEのいずれもテナンブルではないと結論付けます。
磁気支配の相対論的レジームにおける磁気再結合の間の粒子加速と再結合物理学に関する最近の進歩
| Title |
Recent_Progress_on_Particle_Acceleration_and_Reconnection_Physics_during_Magnetic_Reconnectionin_the_Magnetically-dominated_Relativistic_Regime |
| Authors |
Fan_Guo,_Yi-Hsin_Liu,_Xiaocan_Li,_Hui_Li,_William_Daughton,_and_Patrick_Kilian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15288 |
強く磁化された天体プラズマ環境での磁気再結合は、高速エネルギー放出と粒子のエネルギー化のための主要なプロセスであると考えられています。現在、強く磁化された天体物理学システムにおける高エネルギー粒子の加速と放射に関する新しい説明を提供するかもしれないという点で、相対論的磁気リコネクションに強い関心があります。粒子支配の最近の進歩と磁気支配体制での再接続物理学をレビューします。より多くの議論は、粒子加速の物理学、べき法則の形成、および再接続率の問題に焦点を当てています。さらに、次のステップでリコネクション加速メカニズムと運動物理学を研究するための展望を提供します。
高エネルギーバンドにおけるガンマ線バーストのスペクトル多様性：乱流カスケードからのヒント
フェルミGBMとフェルミLATの観測で得られたガンマ線バースト（GRB）光子インデックスを統計的に調べ、LATGRB光子インデックスとGBMGRB光子インデックスを比較します。高エネルギー帯域でのGRBスペクトル多様性を説明するために、ジッター放射を適用します。私たちのモデルでは、ジッター放射スペクトルインデックスは乱流のスペクトルインデックスによって決定されます。GBMとLATの検出を比較するとき、GRBをGRB高エネルギースペクトルの形状に応じて3つのクラスに分類します。凸状（GRBはより硬くなり、H-GRBとラベル付けされている）であり、GRBには強いスペクトル変化はありません（N-GRBとラベル付けされています）。乱流カスケードにおける普遍的なコルモゴロフ指数7/3は、N-GRBの光子指数と一致しています。S-GRBスペクトルは、乱流のスペクトルインデックス範囲が8/3から3.0までの運動磁気再結合による乱流カスケードによって説明できます。H-GRBスペクトルは、乱流のスペクトルインデックス範囲が2.0〜3.5であり、大規模な長さの磁気再結合中に発生した逆乱流カスケードから発生します。したがって、乱流カスケードが乱流エネルギースペクトルを変更するため、GRB放射スペクトルは多様化します。私たちの提案をさらに特定するために、より多くの観測サンプルが将来的に期待されています。
Daya Bayでの重力波イベントGW150914、GW151012、GW151226、GW170104、GW170608、GW170814、およびGW170817に関連する電子抗ニュートリノの検索
| Title |
Search_For_Electron-Antineutrinos_Associated_With_Gravitational-Wave_Events_GW150914,_GW151012,_GW151226,_GW170104,_GW170608,_GW170814,_and_GW170817_at_Daya_Bay |
| Authors |
Daya_Bay_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15386 |
ニュートリノ放出と重力波（GW）バーストの間の可能な接続を提供することは、ブラックホールまたは中性子星が結合するときに発生する物理的プロセスを理解する上で重要です。DayaBay実験では、2011年12月から2017年8月に収集されたデータを使用して、GW150914、GW151012、GW151226、GW170104、GW170608、GW170814、およびGW170817を含む、検出されたGWイベントと一致する電子反ニュートリノ信号の検索が実行されました。GWイベントの発生に対して、$\mathrm{\pm10〜s}$、$\mathrm{\pm500〜s}$、および$\mathrm{\pm1000〜s}$の3つの時間枠を使用しました、およびニュートリノエネルギー範囲が1.8〜100MeVで、相関するニュートリノ候補を検索します。検出された電子反ニュートリノ候補は、3つの時間枠すべてで予想されるバックグラウンド率と一致しています。単色スペクトルを仮定すると、5MeVで電子反ニュートリノフルエンスに$（1.13〜-〜2.44）\times10^{11}〜\rm{cm^{-2}}$の上限（90％信頼レベル）が見つかりました3つのタイムウィンドウで100MeVで$8.0\times10^{7}〜\rm{cm^{-2}}$に。フェルミディラックスペクトルの仮定の下で、3つの時間枠の上限は$（5.4〜-〜7.0）\times10^{9}〜\rm{cm^{-2}}$であることがわかりました。
回転駆動パルサー電波放射メカニズム] {回転駆動パルサー電波放射メカニズム
| Title |
A_rotation-driven_pulsar_radio_emission_mechanism]{A_rotation-driven_pulsar_radio_emission_mechanism |
| Authors |
D._B._Melrose,_M._Z._Rafat_and_A._Mastrano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15487 |
ビーム駆動の不安定性ではなく、回転駆動のプラズマ振動に依存する代替のパルサー電波放射メカニズムを提案および議論し、それがパルサーの一般的な電波放射メカニズムである可能性があることを示唆します。これらの振動をパルサープラズマの超光速縦波として識別し、これらの波がOモードで直接逃れることができることを指摘します。振動の周波数は$\omega_0\approx\omega_{\rmp}（2\langle\gamma\rangle）^{1/2}\gamma_{\rms}$であり、$\gamma_{\rms}$はバルクストリーミングモーションのローレンツ係数で、$\langle\gamma\rangle$はプラズマの残りのフレームの平均ローレンツ係数です。プラズマ周波数$\omega_{\rmp}$の半径距離への依存性は、特定の周波数から半径へのマッピング$\omega_0\proptor^{-3/2}$を意味します。これらの振動におけるエネルギーの脱出は、それらが私たちがファイバーと呼ぶ過度に密集した、フィールドに整列した領域で生成された場合にのみ可能です。波のエネルギーは最初に、ダクトとして機能する繊維間の密度の低い領域に屈折します。パルサーの電波放射を解釈するためのモデルの意味について説明します。
相対論的カレントシートにおける磁気リコネクションの安定化
最近、相対論的に高温のプラズマが強い磁場によって閉じ込められる磁気リコネクションは、天体物理学の対象（たとえば、パルサー磁気圏やマグネター）に関連して大きな注目を集めています。ただし、プラズマシート内の相対論的高速ドリフト電流との再接続はまだ調査されていません。したがって、理論と計算の両方の観点から、相対論的に高温のプラズマシート内の高速ドリフト電流に対する相対論的リコネクションの成長率を調べました。その結果、相対論的リコネクションによる高速エネルギー散逸の従来の理解に反して、磁気リコネクションの成長が抑制されていると我々は主張する。
2001年の爆発時のXTE J1650-500の時間領域変動特性
| Title |
Time-domain_variability_properties_of_XTE_J1650-500_during_its_2001_outburst |
| Authors |
Arka_Chatterjee,_Broja_G._Dutta,_Prantik_Nandi_and_Sandip_K._Chakrabarti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15519 |
銀河の過渡的光源の変動特性の進化は、降着流のさまざまなレジームと中央のブラックホールに近いそのダイナミクスを理解するための診断ツールです。このホワイトペーパーでは、X線過渡XTEJ1650-500の変動特性に集中し、RXTEのバースト中に観測された上昇相全体の粘性遅延、タイムラグ、QPO周波数、およびそれらのエネルギー依存性の進化を調査します。2001.私たちの分析では、（1）RXTE/ASMで観測された1日平均のハード（5-12keV）とソフト（1.5-3keV）の光子の光度曲線間の1日12pmの遅延が明らかになりました。（2）rms値が高いQPOは、より低いエネルギー（4-8keV）範囲で観察されます。（3）QPOの頻度と関連するタイムラグは、上昇期の最初の数日間は反相関関係にあり、後で相関関係が見られました。（4）ハードおよびソフトフォトンに対する鉄線フォトンのタイムラグは、ハードステートの最初の数日間はほぼ一定のままで、ラグの大きさは状態遷移中に増加しました。GX339-4とXTEJ1550-564のバーストとの比較研究を行います。バースト中のQPO特性に関連するタイムラグの進化がわかります。低エネルギーでのより強力なQPO、および幅広いFe線フォトンの一定のラグは、XTEJ1650-500でのバーストプロファイルのユニークな性質を示します。そのような変動の考えられる原因は、中央のブラックホールに近いディスクジェットの形状を考慮することで説明されます。
GW190814の2.6 $ M_ \ odot $オブジェクトは、原始的なブラックホールになる可能性がありますか？
| Title |
Could_the_2.6_$M_\odot$_object_in_GW190814_be_a_primordial_black_hole? |
| Authors |
Kyriakos_Vattis,_Isabelle_S._Goldstein_and_Savvas_M._Koushiappas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15675 |
2020年6月20日、LIGO-Virgoコラボレーションは、質量のブラックホール$M_1=23.2^{+1.1}_{-1.0}M_\odot間のバイナリシステムの合併に起因する重力波イベントGW190814の発見を発表しました$および質量が$M_2の正体不明のオブジェクト=2.59^{+0.08}_{-0.09}M_\odot$。この2番目のオブジェクトは、これまでに観測された最も重い中性子星または最も軽いブラックホールです。ここでは、$\sim2.6M_\odot$オブジェクトが原始ブラックホール（PBH）である可能性を調査します。GW190814への原始ブラックホールの説明は、主な恒星前駆体の形成率と観測された$\mathcal{O}（20）M_\odot$大規模ブラックホールペアの併合率によって制限されるため、ありそうにないことがわかります。
ガンマ線でのマイクロクエーサーV404 Cygniの検出の再検討：静止時のフレアリングイベントは1つだけ
| Title |
Detection_of_the_microquasar_V404_Cygni_at_gamma-rays_revisited:_only_one_flaring_event_in_quiescence |
| Authors |
Yi_Xing_and_Zhongxiang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15790 |
マイクロクエーサーV404Cygni（GS2023+338としても知られている）は、2015年の爆発中に2日間でGeVガンマ線が放出される可能性があると以前に報告されていました。このブラックホールバイナリシステムの高エネルギー範囲でより詳細な情報を提供するために、Fermiガンマ線宇宙望遠鏡（Fermi）に搭載された大面積望遠鏡（LAT）で取得したデータを詳細に分析します。使用されているLATデータベースとソースカタログはどちらも最新のものです。分析から、以前の検出を確認できません。代わりに、2015年8月17〜19日の期間のバーストの終わりに発生源の1つの可能な検出（〜4シグマ）と2016年8月23〜25の1つの説得力のある検出（〜7シグマ）を見つけます。後者は、ソースのガンマ線放出がソフトで、フォトンインデックスが$\Gamma\sim2.9$であり、ほとんどがFermiLATで〜1.3GeV未満で検出されています。マイクロクエーサーからのガンマ線放出はジェット活動に関連している可能性が高いため、CygX-3やCygX-1などのよく研究された事例と比較して結果を説明します。検出は、V404Cygniを検出可能なガンマ線放射を持つ4つのマイクロクエーサーの1つとして確立し、小グループに、またはより一般的なコンテキストでジェット付きのX線バイナリに興味深い機能を追加します。
超新星残骸RX J1713.7 $-$ 3946の北西シェルのX線ホットスポット
超新星残骸（SNR）RXJ1713.7$-$3946は、その強力な非熱X線およびガンマ線放射により、宇宙線の研究が最も進んだ加速器の1つです。RXJ1713.7$-$3946の北西端での合計露出時間が$\sim$266ksの累積された\chandra\観測を分析しました。私たちは、「ホットスポット」と呼ばれるかなりの数の点状のソースを検出します。これは、レムナントに関連付けられている可能性があります。ホットスポットのスペクトルは、吸収べき乗則モデルによって適切に記述されます。スペクトルプロパティ（$10^{21}\\mathrm{cm^{-2}}\lesssimN_H\lesssim10^{23}\\mathrm{cm^{-2}}$および$0.5\lesssim\Gamma\lesssim6$）はRXJ1713.7$-$3946の拡散X線放出とは異なり、ホットスポットが硬いほど$N_H$が大きくなる傾向があります。また、一部のホットスポットのフラックスの年次および月次変動を確認します。RXJ1713.7$-$3946は、風で吹かれた空洞の内部にいくつかの密な分子の塊とコアが存在する複雑な環境に埋め込まれ、ホットスポットは、SNRと密の衝撃波の相互作用によって引き起こされるシンクロトロン放射をトレースすることを提案します$10^{5}-10^{7}〜\mathrm{cm}^{-3}$の数密度の分子コア。ホットスポットのX線放射は、衝撃で加速された一次電子と、加速された陽子とコアとの相互作用によって生成された二次電子の両方から放出される可能性があります。
ブラックホールの反射スペクトルの分析に対する戻り放射の影響
| Title |
Impact_of_the_returning_radiation_on_the_analysis_of_the_reflection_spectra_of_black_holes |
| Authors |
Shafqat_Riaz,_Michal_Szanecki,_Andrzej_Niedzwiecki,_Dimitry_Ayzenberg,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15838 |
ブラックホールの幾何学的に薄くて光学的に厚い降着円盤の表面から放出された電磁放射の一部は、コンパクトな物体の近くで強い光の曲がりのために円盤に戻ります（戻り放射）。このような放射線は、観測された線源のスペクトルに明らかに影響を与えますが、理論モデルではしばしば無視されます。本論文では、相対論的反射スペクトルに戻る放射の影響を研究します。ディスクに中性物質があると仮定して、戻り放射を無視する理論モデルでデータを近似するときに、システムの特性の測定に関する系統的な不確実性を推定します。私たちのシミュレーションでは、ディスクの傾斜角とブラックホールスピンパラメーターは、低い視野角では過大評価される傾向にありますが、高い視野角では明確なバイアスは観察されません。ディスクの鉄の存在量が過大評価されることはありません。最も極端な場合（特に、ブラックホールが最大に回転する場合）、戻る放射は、放射率をいくつかの重力半径を超えて平坦化します。このような場合、戻り放射を無視してモデルのパラメーターを調整することで補償できない残差も生成します。これは、将来のX線ミッションのデータを解釈する上で重要な問題になる可能性があります。
| Title |
Photospheric_Emission_in_Gamma-ray_Bursts:_Variability |
| Authors |
Kai_Wang,_Da-Bin_Lin,_Yun_Wang,_Lu-yao_Jiang,_Shen-Shi_Du,_Xiao-Yan_Li,_Jia_Ren,_Xiang-gao_Wang,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15901 |
一般に、ガンマ線バースト（GRB）における光球放出の変動性は、ジェット出力の変動性をトレースすると考えられています。この研究はさらに、可変ジェットにおける光球放出の変動性を調査します。定数$\eta$（ジェットの無次元エントロピー）を設定することにより、光球放出の光度曲線がジェットパワーの時間プロファイルに「トラッキング」パターンを示すことがわかります。ただし、相対変動は、ジェットパワーの場合と比較して、光球放出の場合はかなり低くなります。$\eta$が遺伝変数である場合、光球放出の変動性はジェットパワーによって制限されるだけでなく、$\eta$によって強く影響されます。それは複雑になり、一般にジェット出力とは異なります。さらに、反対の位相は、異なる光子エネルギーでの光球放出の変動性にある可能性があります。また、特定のエネルギーでの明らかな減少により、相対変動性は光子エネルギーにわたって一定のままではないこともわかります。これは、広いエネルギー範囲でかなりの熱成分が検出されたGRB090902Bの分析と一致しています。熱コンポーネントと結合する他のいくつかのGRBについては、熱放出と非熱放出の変動性をそれぞれ控えめに評価します。私たちの結果は、熱放射の相対変動がこれらのバーストの非熱放射の変動に匹敵する可能性が高いことを示しています。さらに、GRB〜120323Aの分析により、光球放射の変動性は非熱放射の変動とは逆相である可能性があることが明らかになりました。
ブラックホール（BH）と非縮退コンパニオンを含むX線バイナリ（XRB）の体系的な研究を紹介します。コンパニオンの風またはロシュローブオーバーフロー（RLO）をキャプチャすることによって物質移動が行われます。分離されたBHバイナリの形成と進化に焦点を当てた以前の研究で示したように、BHの前駆細胞に関連する想定モデルは、著しく異なるバイナリプロパティ\citep{sl19}を予測しました。このペーパーでは、XRBとして表示されるBHシステムの進化の経路をさらにたどります。バイナリー母集団合成と詳細なバイナリー進化計算の両方を使用して、BHXRBの潜在的な母集団を取得できます。さまざまなバイナリパラメータの現在のエポックでの分布が計算されました。観測された風力供給XRBのサンプルは、すべてのモデルを想定して十分に再現できます。風で送られるXRBは非常にまれであると予想され（$\lesssim100$）、そのようなシステムは2、3しか検出されませんでした。既知のRLOXRBとさまざまなバイナリパラメータの計算された分布を比較すると、BH前駆細胞の質量が比較的小さいと仮定したモデルのみが、おおまかに一致することがわかります。したがって、天の川には数百のRLOXRBがあり、その大部分は低質量XRBであると推定しています。BHが非常に高い速度で降着する場合、RLOシステムは超発光X線源（ULX）になる可能性があります。BH降着装置を備えた約12のULXが天の川$-$のような銀河に存在する可能性があります。
PSR \、J2032 + 4127の周りの硬い拡散X線放出：Cygnus \、OB2関連のパルサー風星雲
| Title |
Hard_diffuse_X-ray_emission_around_the_PSR\,J2032+4127:_A_pulsar_wind_nebula_in_the_Cygnus\,OB2_association |
| Authors |
Albacete_Colombo_J.F.,_Drake_J.J.,_Fil\'ocomo_A._and_Wright_N.J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16022 |
$\sim3.5-5〜\text{Myr}$古いCygnus\、OB2領域には、天の川の巨大な星の最も重要な集団の1つが含まれています。そのような星は、大規模な軟（$<2〜\text{keV}$）拡散X線放射の生成に実質的に寄与します。また、パルサーPSR\、J2032+4127の方向にハード（$>3〜\text{keV}$）拡散X線放出を検出しました。トーラス状の放出は、$\約3'\times2'$のジェットのような構造に広がります。これは、Fermi$\gamma$-raysource4FGL\、J2032.3+4127と空間的に一致しています。硬い拡散X線の放出は、この領域での過去のコア崩壊SN爆発の結果であるパルサーPSR\、J2032+4127を伴うパルサー風星雲であることをお勧めします。
マグネター磁気圏の磁化ペアプラズマで爆発的な再接続イベント中に動作するコヒーレント自由電子レーザー（FEL）について説明します。このモデルは、高速無線バースト/マグネターの無線放射の多くの顕著な特徴を説明します：無線と高エネルギーバーストの時間的一致、プラズマの運動エネルギーからコヒーレント放射への変換の高効率、周波数が変動する可変狭帯域放射機能の存在、高度な直線偏光。モデルは、マグネター固有のドリフトする$e^\pm$プラズマコンポーネント（ファイアホースの不安定性の発生によりウィグラーフィールドを生成する）と$\gamma_b\sim$の穏やかなローレンツ係数で再接続によって生成された粒子ビームの存在に依存しています数百。
高シンクロトロンピークBLラックオブジェクト1ES 1218 + 304のブロードバンド研究
高シンクロトロンピークのBLLac1ES1218+304からの多波長放出の起源は、{\itSwiftUVOT/XRT}、{\itNuSTAR}および{\itFermi-LAT}からのデータを使用して研究されています。$\gamma$線（$>100$MeV）、X線（0.3-70keV）、および光学/UVバンドで2008〜2020年に観測されたデータの詳細な時間的およびスペクトル分析が実行されます。$\gamma$線スペクトルは困難で、光子指数は$100$MeVを超える$1.71\pm0.02$です。{\itSwiftUVOT/XRT}データは、UV/光学バンドとX線バンドのフラックスの増加を示しています。最も高い$0.3-3$keVのX線フラックスは$（1.13\pm0.02）\times10^{-10}{\rmerg\：cm^{-2}\：s^{-1}}$でした。0.3-10keVの範囲では、平均X線フォトンインデックスは$>2.0$で、3-50keVバンドで$2.56\pm0.028$に軟化します。ただし、一部の期間では、X線フォトンインデックスが非常に硬くなり（$<1.8$）、シンクロトロンコンポーネントのピークが$1$keVを超えたことを示しているため、1ES1218+304は極端なシンクロトロンBLラックのように動作しました。1ES1218+304の最も硬いX線フォトンインデックスは、MJD58489で$1.60\pm0.05$でした。時間平均多波長スペクトルエネルギー分布は、破れたべき法則と指数カットオフ電子エネルギー分布を持つべき法則。電子エネルギー分布が$E_{\rme}^{-2.1}$から$\gamma_{\rmbr/cut}\simeq（1.7-4.3）\times10^{5}までの場合、データはよく説明されています$、そして磁場は弱い（$B\sim1.5\times10^{-2}$G）。放出領域における電子進化の運動方程式を解くことにより、得られた電子エネルギー分布は、粒子の注入、冷却、および脱出を考慮して議論されます。
高エネルギーニュートリノの銀河起源の特定
高エネルギーニュートリノは、宇宙線加速器の究極の特徴です。宇宙線スペクトルでの膝までの宇宙線の加速に関与する銀河源は、高エネルギー宇宙ニュートリノ束への、支配的ではあるが保証された貢献を提供します。このレビューでは、天の川の非常に高エネルギーのガンマ線放出源からの高エネルギーニュートリノの同定の見通しについて説明します。これらの発生源からの点状および拡張放出の探索状況を提示し、これらの研究の結果がニュートリノ望遠鏡が高エネルギーニュートリノの銀河発生源の特定に近づいていることをどのように示しているかを説明します。
中性子星合体とハイブリッド星合体におけるクォークの閉じ込めの影響
| Title |
Impact_of_quark_deconfinement_in_neutron_star_mergers_and_hybrid_star_mergers |
| Authors |
Andreas_Bauswein,_Sebastian_Blacker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16183 |
中性子星合体におけるハドロン物質から閉じ込められたクォーク物質への強い相転移の発生を識別するための明確な重力波シグネチャについて説明します。そのような相転移は、状態方程式の強力な軟化をもたらし、純粋なハドロンモデルと比較して、よりコンパクトなマージ残差をもたらします。併合中に相転移が起こる場合、これは、吸気相を特徴づける潮汐変形能と比較して、支配的な併合後重力波周波数の特徴的な増加をもたらします。異なる純粋なハドロンモデルとハイブリッドモデルの結果を比較することで、マージ前とマージ後の重力波の単一の同時測定から強い相転移を特定できることを示しています。さらに、インスパイラル段階ですでにクォーク物質が含まれているハイブリッド星合併の新しい結果を提示します。また、これらのシステムでは、純粋なハドロンモデルと比較して、マージ後のGW周波数が増加していることがわかります。したがって、比較的低密度でのハドロンクォーク相転移の開始を伴うハイブリッドスターマージャーも、マージ中に相転移を起こすシステムと同じように、ポストマージャーGW信号におけるクォークの非閉じ込めの特徴的なシグネチャをもたらす可能性があると結論付けます。
高質量X線連星のX線撮影-カラム密度の変動性による恒星風の微細構造
| Title |
Radiography_in_high_mass_X-ray_binaries_--_Micro-structure_of_the_stellar_wind_through_variability_of_the_column_density |
| Authors |
I._El_Mellah,_V._Grinberg,_J.O._Sundqvist,_F.A._Driessen,_M.A._Leutenegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16216 |
高質量のX線バイナリ（HMXB）では、降着するコンパクトなオブジェクトが高密度で不均一な風によって質量を失う高質量の星を周回します。コンパクトなオブジェクトをX線バックライトとして使用すると、風の微細構造に光を当て、高質量星の偏りのない恒星質量損失率を得るために、風の吸収柱密度の時間変動を利用できます。単純化された風モデルを使用して、カラム密度の変動性に対するクランプの影響を調査します。特に、カラム密度の標準偏差と強化された吸収エピソードの特徴的な持続時間に焦点を当て、それらを多孔度の長さに基づく分析予測と比較します。風の微細構造を決定するために好ましいシステムと軌道フェーズを特定しました。カラム密度のコヒーレンスタイムスケールは、コンパクトオブジェクトの前の塊の自己交差時間であることが示されています。純粋にカラム密度の観測可能な時間変動に基づいて、凝集塊のサイズと質量の正確な測定値を取得するためのレシピを提供します。コヒーレンスタイムスケールは、塊のサイズへの直接アクセスを許可しますが、それらの質量は、変動の振幅とは別に推定できます。それが不正確な通過通過クランプによるものである場合、一部のHMXBでの高いカラム密度の変動には、観測されたピークツーピークの振幅とコヒーレンスの時間スケールを再現するために高い質量のクランプが必要です。これらの凝集特性は、第一原理から導き出されたものとほとんど互換性がありません。あるいは、他のコンポーネントがカラム密度の変動に寄与する可能性があります：まだ同定されていないメカニズムによって生成されたより大きな軌道スケール構造、または降着円盤、流出、または球形シェルなどの降着装置のすぐ近くの密な環境降着中性子星の磁気圏の周り。
マグネター発振による高速無線バーストトレイン
稀なマグネター巨大フレアの尾の間に推定された準周期的振動は、最初は中性子星（NS）地殻のねじれ振動として解釈され、より最近ではグローバルなコア+地殻の摂動として説明されています。同様の周波数は、高いS/Nマグネターの短いバーストにも存在します。マグネターでは、短いバーストのトリガーメカニズムに関係なく、磁場の乱れがNS地殻に強く結合しています。低ツイストモデルなど、マグネターの短いバーストに関連付けられた高速無線バースト（FRB）の低高度磁気圏マグネターモデルの場合、地殻変動は、（SGR1935で最近提案されたように）短いバーストイベントの追加の無線バーストに関連付けられる可能性があります+2154）。広域電波過渡施設によって探査された大きな銀河系外のボリュームを考えると、これは、FRBのサブバースト構造またはクラスター化されたトレインの統計を研究することによって、銀河系の高エネルギーマグネターバーストよりもはるかに多数のサンプルを活用してNS地殻を研究する見通しを提供します。そのようなプログラムで何が学べ、何が問題になるかをスケッチします。（$\sim5-50$msのFRB時間間隔に対応する）$l$数の固有モードは、NSクラストの物理学、磁場、および減衰に関連する系統的影響による混乱に対して、高$l$モードよりも影響を受けにくい可能性があります。それらは実用性においてより有望であるかもしれません、そして、FRBsが成熟したマグネターから生じるモデルを確証するかもしれません。そのような信号の将来の観測的特徴は、それらを宇宙論的な「標準発振器」として使用して赤方偏移を抑制できるか、または信頼できる赤方偏移が利用可能な場合にFRB生成マグネターの質量を抑制するために使用できるかどうかも決定できます。
CMacIonize 2.0：モンテカルロ放射伝達への新しいタスクベースのアプローチ
| Title |
CMacIonize_2.0:_a_novel_task-based_approach_to_Monte_Carlo_radiation_transfer |
| Authors |
Bert_Vandenbroucke,_Peter_Camps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15147 |
（コンテキスト）モンテカルロ放射伝達（MCRT）は、放射と媒質の間の相互作用をモデル化するために広く使用されている手法であり、天体物理学のモデリングおよびそれらのモデルを観測と比較するときに重要な役割を果たします。（目的）この作業では、複雑なメモリアーキテクチャを備えた最新のハードウェアでのMCRTシミュレーションの最適なパフォーマンスを妨げる、従来のMCRTアルゴリズムの困難なメモリアクセスパターンに対処するMCRTへの新しいアプローチを示します。（方法）MCRTフォトンパケットのライフサイクルをタスクベースのアルゴリズムとして再構成します。これにより、計算は同時に実行される小さなタスクに分割されます。フォトンパケットは中間バッファーに保存され、タスクはフォトンパケットを計算ドメインの小さな部分に伝播し、プロセス内でバッファー間を移動します。（結果）光イオン化MCRTコードCMacIonize2.0の新しいアルゴリズムの実装を使用して、MCRTグリッドの小さな部分への分解が、MCRTの大部分を構成するフォトンパケット伝搬フェーズ中に大幅なパフォーマンスの向上につながることを示しますアルゴリズム、メモリキャッシュのより良い使用の結果として。私たちの新しいアルゴリズムは、同等の従来のアルゴリズムよりも2〜4倍高速で、最大30スレッドまでの優れた強力なスケーリングを示します。新しいアルゴリズムを調整または他の天体物理MCRTアプリケーションに拡張する方法について簡単に説明します。（結論）MCRTなどのメモリバインドアルゴリズムのメモリアクセスパターンを最適化すると、パフォーマンスが大幅に向上することを示しています。
海洋世界の探査と生命の探求
| Title |
Ocean_Worlds_Exploration_and_the_Search_for_Life |
| Authors |
Samuel_M._Howell,_William_C._Stone,_Kate_Craft,_Christopher_German,_Alison_Murray,_Alyssa_Rhoden,_Kevin_Arrigo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15803 |
これは、惑星科学および宇宙生物学の10年調査に提出するためのコミュニティドラフトホワイトペーパーであり、NASAの宇宙生物学プログラムの海洋世界の研究調整ネットワーク（NOW）の見解を反映しています。NASA内に専用のOceanWorldsExplorationProgramを設立することをお勧めします。継続的な資金を提供して、数十年に渡るマルチミッションプログラムを実施して、OceanWorldsの生命と居住性の条件を理解する。このプログラム内の2つの新しいクリティカルフラッグシップミッションは、1）2023年から2032年にヨーロッパまたはエンケラドスに上陸し、バイオシグネチャを検索しながら地球物理学的および地球化学的環境を調査し、2）惑星海にアクセスして2033年の生命を直接検索します-2042。上陸任務の技術的解決策はすでに手元にあり、2018年の秋に行われたヨーロッパランダープレフライトプロジェクトのデルタミッションコンセプトレビューが成功したことが証明されています。最初の上陸任務に続いて、海洋アクセス任務にはかなりの研究が必要です。、開発、およびこの10年間のアナログテストにより、次の10年の初めに飛行前プロジェクトを開始できます。
パルサーグリッチは、一般的に中性子星の超流動内部の明らかな兆候であると考えられています。それらのほとんどは発見され、無線波長での継続的な監視によって広範囲に研究されました。フェルミLAT宇宙望遠鏡は、ガンマ線パルサーの大部分を明らかにする革命を起こしました。このペーパーでは、新しいグリッチの検索にこれらの観察を使用することをお勧めします。スパースガンマ線データのグリッチに関連するステップ状の周波数変化を検出できる方法を開発します。これは、重み付きH検定統計の計算と、畳み込みニューラルネットワークによるグリッチ識別に基づいています。この方法は、モンテカルロセットで高い精度を示し、将来の作業で実際のガンマ線データのパルサーグリッチの検索に適用されます。
星形成領域W4における分布恒星集団の起源
| Title |
The_origin_of_a_distributed_stellar_population_in_the_star-forming_region_W4 |
| Authors |
Beomdu_Lim,_Jongsuk_Hong,_Hyeong-Sik_Yun,_Narae_Hwang,_Jinyoung_S._Kim,_Jeong-Eun_Lee,_Byeong-Gon_Park,_and_Sunkyung_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15262 |
恒星の運動学は、恒星系の形成過程と動的進化を理解するための鍵を提供します。ここでは、GaiaDataRelease2と高解像度の光学スペクトルを使用して、カシオペアOB6協会の大規模な星形成領域W4の運動学的研究を示します。この星形成領域は、コアクラスター（IC1805）と、20個以上に分布する恒星の個体群で構成されます。これは、多くのOBアソシエーションで見られる典型的な構造的特徴です。古典的なモデルによれば、この構造的特徴は、星団の動的進化の文脈で理解できます。コア拡張構造は、内部で異なる運動学的特性を示します。コアの星はほぼ等方性の運動をしており、ビリアル状態（〜0.8km/s）に匹敵する速度分散（0.9+/-0.3km/s）を考えると、ビリアル平衡に達しているように見えます。一方、分布した人口は放射状に拡大する明確なパターンを示しています。サブビリアル状態のモデルクラスターの動的進化のN体シミュレーションから、観測された星の構造と運動学を再現します。このモデルクラスターは、最初の2マイアで崩壊を経験します。一部のメンバーは、最初の崩壊後にクラスターから放射状に逃げ始め、最終的に分散した集団を形成します。モデルクラスターの内部構造と運動学は、W4と同様に表示されます。私たちの結果は、W4で20個以上分布する恒星の個体群がIC1805の動的進化に由来するという考えを裏付けています。
重複する磁気活動サイクルと黒点数：黒点サイクル25の振幅の予測
| Title |
Overlapping_Magnetic_Activity_Cycles_and_the_Sunspot_Number:_Forecasting_Sunspot_Cycle_25_Amplitude |
| Authors |
Scott_W._McIntosh,_Sandra_C._Chapman,_Robert_J._Leamon,_Ricky_Egeland,_Nicholas_W._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15263 |
太陽は、約11年間にわたって黒点の数によく観測された変調を示します。現代の天文観測の黎明期から、太陽黒点は理解への挑戦を提示してきました-数のそれらの準周期的変動は、最初に160年前に指摘されて、この日に対するコミュニティ全体の関心を刺激します。多数の手法で、一時的なランドマーク、（幾何学的）形状、および黒点の「周期」の振幅を説明できますが、これらの機能を事前に正確に予測することは困難です。最近の観察に動機付けられた研究は、太陽の22年（ヘイル）磁気周期と太陽黒点周期のランドマークとパターンの生成との関係を示していますが、周期の振幅ではありません。（離散）ヒルベルト変換を（毎月の）黒点数の270年に使用して、いわゆる「終了」イベント、黒点の開始と終了を示すランドマーク、および磁気活動サイクルを確実に特定し、時間間隔の関係を抽出します。ターミネーターと黒点周期の大きさ。この関係と2020年のターミネーターイベントの予測を考えると、太陽黒点周期25は、記録が始まって以来、トップの数機に匹敵する大きさを持つと推定されます。この結果は、太陽黒点周期25マグニチュードのコミュニティコンセンサス推定とはまったく対照的です。
ベテルギウス-1世紀以上のバリエーション
ベテルギウスの平均光度曲線は、BAAVSSおよびAAVSOアーカイブのビジュアルデータから作成されます。期間分析により、2000日と400日前後の期間のクラスターが明らかになりますが、これらは長期的な傾向に満ちています。識別可能な期間はありませんが、400日近くの特徴が最も永続的であり、変動の範囲が小さくても存続します。1836-40年のハーシェルのデータと1900年頃のBAAVSSの初期のデータは、V{\raise.3ex\hbox{\boldmath${\scriptstyle\sim}$}}0-1の範囲を示しているため、星はより明るい最近よりアクティブです。歴史的にそれは幅広い行動を示しています。
$ \ beta $ LyraeタイプのバイナリOGLE-BLG-ECL-157529における長い測光サイクルとディスクの進化
| Title |
Long_photometric_cycle_and_disk_evolution_in_the_$\beta$_Lyrae_type_binary_OGLE-BLG-ECL-157529 |
| Authors |
R.E._Mennickent,_J._Garc\'es,_G._Djura\v{s}evi\'c,_P._Iwanek,_D._Schleicher,_R._Poleski_and_I._Soszy\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15456 |
二重周期変数（DPV）と呼ばれるホットアルゴルセミデタッチバイナリのサブタイプは、物質移動速度を制御するドナーコンポーネントの磁気ダイナモに関連する性質を持つ、軌道周期よりも長い測光サイクルによって特徴付けられます。私たちは、長いサイクルにリンクされているOGLE-BLG-ECL-157529の光度曲線で観察される形態学的変化を理解することを目指しています。特に、第一食と第二食の相対的な深さの変化を説明したいと思います。$I$および$V$バンドのOGLE測光時系列を18.5年に渡って分析し、軌道光度曲線をモデル化します。OGLE-BLG-ECL-157529は軌道周期24\fd8の新しい日食銀河DPVであり、その長い周期の長さは時間ベースライン中に振幅と長さが減少していることがわかります。軌道の光度曲線の変化は、最も厚い恒星のコンポーネントを取り巻く、厚さと半径が変化する降着円盤を考慮して再現できることを示しています。私たちのモデルは、長いサイクル中のホットスポットとブライトスポットの温度の変化と、ブライトスポットの位置の変化を示しています。これは、ディスク半径の変化とともに、このシステムでの可変質量移動を示している可能性があります。
LBVスター$ \ eta $ Carinaeの近い環境で拡大する節のある構造を画像化する
| Title |
Imaging_the_expanding_knotty_structure_in_the_close_environment_of_the_LBV_star_$\eta$_Carinae |
| Authors |
F.Millour,_E._Lagadec,_M._Montarg\`es,_P._Kervella,_A._Soulain,_F._Vakili,_R._Petrov,_G._Weigelt,_J._Groh,_N._Smith,_A._Mehner,_H._M._Schmid,_J._Ramos,_O._Moeller-Nillson,_R._Roelfsema,_F._Rigal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15660 |
$\eta$〜車は銀河で最も巨大な星の1つです。それは19世紀に大規模な噴火を経験しました、それは現在それを取り囲んでいる印象的な双極ホムンクルス星雲を作り出しました。中心の星は、5.54年の周期を持つ偏心連星です。コンパニオンは直接検出されていませんが、時変電離と衝突風X線放出を引き起こします。星に近いエジェクタの複雑な構造と運動学を特徴付けることにより、$\eta$〜Carの過去と現在の質量損失を制限することを目指しています。$\eta$〜Carは、ZIMPOLカメラの光学系で偏光モードを使用して、超大型望遠鏡で極端補償光学機器SPHEREで観察されます。20マスの空間分解能が達成されました。つまり、伴星の13マスのアパストロン分離と推定される距離に非常に近くなっています。星の内側の弧秒内に新しい構造を検出します（2.3\、kpcの距離で2\、300\、au）。これらの構造は、新しい画像と過去の画像から得られた適切な動きを30年の期間にわたって追跡することにより、1890年近くの噴火と関連付けることができます。さらに、H$\alpha$ラインの星から200auの内側に扇形の構造が見つかりました。これは、2つの星の風衝突ゾーンに関連している可能性があります。
OGLE-2018-BLG-1269Lb：明るい木星惑星、$ I = 16 $のホスト
| Title |
OGLE-2018-BLG-1269Lb:_A_Jovian_Planet_With_A_Bright,_$I=16$_Host |
| Authors |
Youn~Kil_Jung,_Andrew_Gould$,_Andrzej_Udalski,_Takahiro_Sumi,_Jennifer_C._Yee,_Cheongho_Han,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Wei_Zhu,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K.~Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzystof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Ian_A._Bond,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Masayuki_Nagakane,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas~J._Rattenbury,_Haruno_Suematsu,_Denis_J._Sullivan,_Daisuke_Suzuki,_Paul_J._Tristram,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15774 |
マイクロレンズイベントOGLE-2018-BLG-1269での惑星の発見を報告します。惑星とホストの質量比は$q\sim6\times10^{-4}$で、ジュピター/太陽よりも$0.6$小さいです質量比。$Gaia$視差と適切な動きを組み合わせることで、マイクロレンズ視差ベクトルに対する強力な1次元の制約により、レンズの物理パラメーターの不確実性を大幅に減らすことができます。ホストからの光に関する情報を無視するベイジアン分析は、惑星が冷たい巨人であることを示します$（M_{2}=0.69_{-0.22}^{+0.44}\、M_{\rmJ}）$$D_{\rmL}=2.56_{-0.62}^の距離にある太陽のような星$（M_{1}=1.13_{-0.35}^{+0.72}\、M_{\odot}）${+0.92}\、{\rmkpc}$。予測された惑星とホストの分離は$a_{\perp}=4.61_{-1.17}^{+1.70}\、{\rmau}$です。{\itGaia}天文学を使用して、ブレンドされた光がホストからの$\lesssim12\、$masであることを示します。したがって、ホストスターまたはホストの恒星の伴星でなければなりません。等時線分析は、$>99.6\％$での前者の可能性を支持します。したがって、ホストは子孫です。$0.0\leq{\rm[Fe/H]}\leq+0.3$の範囲のホスト金属性の場合、ホストと惑星の質量は$1.16\leqM_{1}/M_{\odot}\の範囲になります。leq1.38$および$0.74\leqM_{2}/M_{\rmJ}\leq0.89$です。低いホスト金属性は除外されます。レンズの明るさと近接性により、マイクロレンズソリューションのテストとシステムの特性評価の両方において、イベントは分光学的フォローアップの有力な候補となります。
オリオンプランク銀河冷たい塊（ALMASOP）のALMA調査：I. ACAによる新しいホットコリノの検出
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_I._Detection_of_New_Hot_Corinos_with_ACA |
| Authors |
Shih-Ying_Hsu,_Sheng-Yuan_Liu,_Tie_Liu,_Dipen_Sahu,_Naomi_Hirano,_Chin-Fei_Lee,_Kenichi_Tatematsu,_Gwanjeong_Kim,_Mika_Juvela,_Patricio_Sanhueza,_Jinhua_He,_Doug_Johnstone,_Sheng-Li_Qin,_Leonardo_J._Bronfman,_Huei-Ru_Chen,_Somnath_Dutta,_David_Eden,_Kai-Syun_Jhan,_Kee-Tae_Kim,_Yi-Jehng_Kuan,_Woojin_Kwon,_Chang_Won_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Anthony_Moraghan,_Mark_Rawlings,_Hsien_Shang,_Archana_Soam,_Mark_Thompson,_Alessio_Traficante,_Yuefang_Wu,_Yao-Lun_Yang_and_Qizhou_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15850 |
オリオン分子のプランク銀河冷たい塊の調査研究から、G211.47-19.27S、G208.68-19.20N1、G210.49-19.79W、およびG192.12-11.10の4つの新しいホットコリノソースの検出を報告します。AtacamaCompactArray（ACA）を備えたクラウドコンプレックス。ハーシェルオリオンプロトスター調査（HOPS）で、3つの情報源が低質量クラス0プロトスターとして特定されていました。ラムダOrionis領域の1つのソースは、最初に原始星コアとして報告されています。豊富な複雑な有機分子（COM）、主にメタノールだけでなく、他の酸素含有COM（G211.47-19.27SおよびG208.68-19.20N1）とプレバイオティックスの関心分子NH2CHO（G211.47-19.27）も観察しましたS）、熱いコリノスの存在を示します。私たちの空間解像度はほとんどの分子発光構造を解決するのに十分ではありませんが、COMの大きな線幅と高い回転温度は、プロトスターのすぐ周囲の最も高温で最も内側の領域にあると考えられます。G211.47-19.27Sでは、メタノールのD/H比（[CH2DOH]/[CH3OH]）およびメタノールの12C/13C比（[CH3OH]/[13CH3OH]）は、他の熱いコリノスのそれに匹敵します。炭化水素や、c-C3H2やHCCCNなどの長い炭素鎖分子も4つの発生源で検出され、外側のより低温の分子エンベロープをたどる可能性があります。
アルマ望遠鏡で見られた巨大な原始星Monoceros R2-IRS2のイオン化したワープしたディスクとディスク風
| Title |
The_ionized_warped_disk_and_disk_wind_of_the_massive_protostar_Monoceros_R2-IRS2_seen_with_ALMA |
| Authors |
Izaskun_Jimenez-Serra_(1),_Alejandro_Baez-Rubio_(1),_Jesus_Martin-Pintado_(1),_Qizhou_Zhang_(2),_and_Victor_M._Rivilla_(3)_((1)_Centro_de_Astrobiologia_(CSIC-INTA),_Spain,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_USA,_(3)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15853 |
大規模な星形成の理論は、大規模なプロトスターが星間円盤を通してガスを付加することを予測しています。高角度分解能干渉法のおかげでいくつかのケースがすでに発見されていますが、これらのディスクの内部物理構造、特に低質量原始惑星系ディスクで観察されたようなワープまたは内部穴が存在するかどうかは不明のままです。ここでは、IRS2の大規模な若い恒星に向けて、Atacamaラージミリ波/サブミリ波アレイ（80masx60mas、または70aux50auのビーム）でBand9で実行されたH21alpha電波再結合ラインの非常に高い角度分解能の観測を報告します。MonocerosR2星形成クラスター内のオブジェクト。H21alphaラインはメーザー増幅を示しています。これにより、大規模なプロトスターの周りのイオン化ガスの運動学と物理構造を、1〜2auの空間スケールまで調べることができます。アルマ望遠鏡の画像と3D放射伝達モデリングにより、IRS2の周囲のイオン化ガスがケプラー円盤と膨張する風に分布していることがわかります。-10〜20kms-1の速度でのH21alpha放出の重心は、ディスク平面から外れ、ディスクの反りを示唆しています。これは、システム内の2次オブジェクト（恒星の伴侶または巨大惑星）の存在によって説明できます。電離風は、磁気的に調整された円盤風モデルと一致して、中心星から約11auの距離で円盤表面から放出されるようです。これは、MWC349AやMWC922などの進化した大質量星で最近発見されたものと同様の風の発射メカニズムを示唆しています。
Ap-star HD 108662の基本的なパラメーター
高解像度スペクトルと低解像度分光測光観測に基づいて、Ap-starHD108662の大気の自己矛盾のない分光分析の結果を提示します。スペクトル線プロファイルの分析では、ゼーマン広がりや分極線形成などの磁場効果が考慮されていました。24の化学元素の存在量と、可視波長での線吸収の主な原因となる元素であるFeの成層を導出しました。別の豊富な化学元素であるクロムは、星の大気中に均一に分布していることがわかりました。私たちの分析から、HD〜108662の次の基本パラメーターを決定しました：$T_{eff}$=10212K、log$g$=4.0、$R/R_{\odot}$=2.09およびlog$（L/L_{\odot}）$=1.63。星の推定回転速度は$v\、sini$=20.4km/sで、表面磁場の強さは$B_s$=3300Gです。
MV Lyrの高状態と低状態のちらつき形態の変化
| Title |
Alternation_of_the_flickering_morphology_between_the_high_and_low_state_in_MV_Lyr |
| Authors |
A.Dobrotka,_H.Negoro,_P.Konopka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16010 |
AIMS：ケプラー宇宙望遠鏡が撮影した、高状態から低状態への遷移中の新星のようなシステムMVLyrのユニークなデータを調査しました。私たちは以前にScaringiらによって発見された周波数成分の進化に興味を持っていました。ケプラーによっても取得されたさまざまなデータ。方法：光の曲線を10日間のセグメントに分割し、対応するパワー密度スペクトルを調査しました。ローレンツ関数でフィッティングすることにより、個々の周波数成分を検索しました。さらに、10の等間隔のサブサンプルに分割された光度曲線から計算された平均ショットプロファイルを使用して、変動性を調査しました。結果：パワー密度スペクトルの非常に複雑な変化が見つかりました。私たちは、3つの周波数成分に研究を集中させました。低い周波数で強い活動の増加が見られます。逆に、スペクトルの高周波部分は、個々のコンポーネントの固有周波数の特定の上昇に伴って、パワーが大幅に減少します。この現象のさまざまなシナリオについて、後退降着円盤でのX線の再処理、または外側円盤のよりアクティブな領域からの放射線として議論します。最後に、さまざまな激変変数が、それらのパワー密度スペクトルで同様の特性周波数を示すことを示します。これらは活動段階に依存しているため、X線バイナリと同様の状況になります。
早期警告信号は、ベテルギウスの重大な移行を示しています
| Title |
Early_Warning_Signals_Indicate_a_Critical_Transition_in_Betelgeuse |
| Authors |
Sandip_V._George,_Sneha_Kachhara,_Ranjeev_Misra,_G._Ambika |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16086 |
システムのダイナミクスがレジームシフトを受けると、複雑な動的システムで重要な遷移が発生します。これらは、実際の遷移時間の前に、システム応答の平均振幅がほとんど変化しない場合によく発生します。ベテルギウスでの最近の減光と明るさのイベントは、明るさの突然の変化として発生し、多くの議論の対象となっています。この変動性の変化の理由として、内部の変化または外部のダストクラウドが提案されています。遷移前の光度曲線の特性を調査することにより、2019-20の減光および増光イベントがベテルギウスの脈動ダイナミクスの重要な遷移によるものであるかどうかを調べます。2019-20の調光イベントまでのベテルギウスの光度曲線の臨界遷移の前に上昇すると仮定された数量詞を計算します。これらには、光度曲線の反復特性を定量化する2つの指標とは別に、遅延1での自己相関、分散、トレンド除去変動分析（DFA）から計算されたスペクトル係数が含まれます。Mann-Kendallトレンドテストを使用して、大幅な上昇が確認されています。2019-20年の調光イベントの前に、すべての数量詞が大幅に増加しました（p<0.05）。これは、イベントが星の基になる非線形ダイナミクスに関連する重要な遷移であったことを示唆しています。$T_{eff}$と赤外線フラックスの最小限の変化を示唆する結果と合わせて、脈動ダイナミクスの重要な遷移が、ベテルギウスの前例のない減光の考えられる理由である可能性があります。調光イベントの前に調査された量指定子の増加は、この可能性をサポートしています。
HR 4796AデブリディスクのマルチバンドGPIイメージング
| Title |
Multiband_GPI_Imaging_of_the_HR_4796A_Debris_Disk |
| Authors |
Christine_H._Chen,_Johan_Mazoyer,_Charles_A._Poteet,_Bin_Ren,_Gaspard_Duch\^ene,_Justin_Hom,_Pauline_Arriaga,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Jessica_Arnold,_Vanessa_P._Bailey,_Juan_Sebasti\'an_Bruzzone,_Jeffrey_Chilcote,_\'Elodie_Choquet,_Robert_J._De_Rosa,_Zachary_H._Draper,_Thomas_M._Esposito,_Michael_P._Fitzgerald,_Katherine_B._Follette,_Pascale_Hibon,_Dean_C._Hines,_Paul_Kalas,_Franck_Marchis,_Brenda_Matthews,_Julien_Milli,_Jennifer_Patience,_Marshall_D._Perrin,_Laurent_Pueyo,_Abhijith_Rajan,_Fredrik_T._Rantakyr\"o,_Timothy_J._Rodigas,_Gael_M._Roudier,_Glenn_Schneider,_R\'emi_Soummer,_Christopher_Stark,_Jason_J._Wang,_Kimberly_Ward-Duong,_Alycia_J._Weinberger,_David_J._Wilner_and_Schuyler_Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16131 |
ジェミニプラネットイメージャー（GPI）のJ-、H-、K1-、およびK2-Specの観測により、若い主系列星HR4796Aの周りの象徴的な破片リングが観測されました。いくつかの点像分布関数（PSF）減算手法を観測（マスクと補間、RDI-NMF、RDI-KLIP、およびADI-KLIP）に適用して、ディスクの幾何学的パラメーターと散乱位相関数を測定しました。PSF減算に関連する系統誤差を理解するために、マルコフ連鎖モンテカルロフレームワークとディスクの単純なモデルを使用して観測をフォワードモデル化しました。ディスクの幾何学的パラメータの測定はロバストであり、すべての分析で一貫した結果が得られました。ただし、広範囲のテストにもかかわらず、散乱位相関数の測定はPSF減算画像から再構築するのが困難でした。その結果、ディスクモデリングを使用して散乱位相関数を推定しました。GPIフィルターに関する散乱位相関数の依存性を検索しましたが、見つかりませんでした。Hバンド散乱位相関数を視覚波長でハッブル宇宙望遠鏡STISによって測定されたものと比較し、小さな散乱角度で青色と大きな散乱角度で赤色を発見しました。これは、大きな粒子の予測と実験室測定と一致しています。最後に、ケイ酸塩、炭素、金属鉄で構成される中空球の分布を使用して、SPHEREH2HR4796A散乱位相関数のモデル化に成功しました。
コア崩壊型超新星における$ \ gamma $線放出同位体の生成の反応速度感度
| Title |
Reaction_Rate_Sensitivity_of_the_Production_of_$\gamma$-ray_Emitting_Isotopes_in_Core-Collapse_Supernova |
| Authors |
Kirby_Hermansen,_Sean_M._Couch,_Luke_F._Roberts,_Hendrik_Schatz,_MacKenzie_L._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16181 |
コアコラプス超新星（CCSNe）で生成された放射性同位体は、コラプスメカニズムと元素の豊富さの起源を駆動する基本的なプロセスへの有用な洞察を提供します。彼らの研究は、核反応速度の実験的測定、天体物理学モデリング、および$\gamma$線観測を含む主要な物理学研究の合流点を生成します。ここでは、CCSNe中の爆発的なシリコン燃焼における観測可能な放射性同位元素の元素合成に対する主要な核反応率を特定します。核反応ネットワーク計算機のSkyNetと現在のREACLIB反応速度を使用して、コアの崩壊と爆発からの最も内側の$0.45〜M_\odot$噴出物の温度密度時間プロファイルを$12〜M_\odot$スターに展開します。3403の反応率を100の係数で個別に変化させて、対象の同位体、つまり$^{43}$K、$^{47}$Ca、$^{44,47}$に有意差を引き起こす141の反応を特定しますSc、$^{44}$Ti、$^{48,51}$Cr、$^{48,49}$V、$^{52,53}$Mn、$^{55,59}$Fe、$^{56,57}$Co、および$^{56,57,59}$Ni。これらの各反応について、関連する同位元素の元素合成に関係する温度範囲を抽出する新しい方法を紹介します。結果の温度は$T=0.47$から$6.15〜$GKの範囲内です。変動をSTARLIB反応率の不確実性の$1\sigma$以内に制限すると、識別された反応が48の主要な率にさらに減少します。これは、将来の実験的研究の指針として使用できます。完全な結果は表形式で表示されます。
LkCa 15およびMWC 480原始惑星系円盤の公平なALMAスペクトル調査
| Title |
An_unbiased_ALMA_spectral_survey_of_the_LkCa_15_and_MWC_480_protoplanetary_disks |
| Authors |
Ryan_A._Loomis,_Karin_I._\"Oberg,_Sean_M._Andrews,_Edwin_Bergin,_Jennifer_Bergner,_Geoffrey_A._Blake,_L._Ilsedore_Cleeves,_Ian_Czekala,_Jane_Huang,_Romane_Le_Gal,_Francois_Menard,_Jamila_Pegues,_Chunhua_Qi,_Catherine_Walsh,_Jonathan_P._Williams,_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16187 |
原始惑星系円盤の揮発性の内容は、惑星の化学の可能性を設定し、恒星の質量、ガスの質量、イオン化、温度構造などの円盤システムの特性を定義する貴重なプローブを提供します。現在のディスク分子インベントリは断片化されていますが、不完全な状況を示しています。揮発性成分を評価するには、公平なスペクトル線調査が必要です。ここでは、ALMABand7のHerbigAeスターMWC480とTタウリスターLkCa15の周りの原始惑星系円盤のそのような調査の概要を示します。以前の単一皿調査より感度が向上しました。14の分子種（アイソトポログを含む）が検出され、5種（C$^{34}$S、$^{13}$CS、H$_{2}$CS、DNC、およびC$_2$D）が検出されました原始惑星系ディスクで初めて。MWC〜480とLkCa〜15の分子インベントリには大きな違いが見られます。これら2つのディスクシステムの異なる物理的条件に照らして、これらの結果をどのように解釈できるかについて説明します。
宇宙イベントの地平線と相対放射状運動の光速限界
宇宙事象の地平線は、時空を互いに素な領域に分離します。光信号が到達できる領域と、原理的には観測できない遠方の領域です。宇宙の地平線の1つのタイプは、永遠に拡大し続ける宇宙に関連付けられており、遠い銀河と私たち自身の光速への接近速度との相対速度に関して、宇宙の地平線がどこにあるかを示す簡単で直感的な図があります。光速制限に達した場合、その遠方の銀河からの光信号は私たち自身の銀河に追いつくことができません。その銀河とより遠い銀河は宇宙の地平線の後ろにあります。銀河の通常の景気後退速度に適用すると、その単純な画像は間違っていることがわかります。しかし、銀河の相対論的相対速度から導き出された、速度の別の関連概念があります。これは、4つの速度の平行移動によって定義されます。この記事では、この相対速度の概念を使用して、直感的な画像の重要な要素がどのように有効であり、宇宙の地平線の簡単な説明に使用できるかを示します。相対放射速度に関する記述として表現すると、私たち自身の銀河に追いつくことができない光の概念は計算と一致しており、宇宙事象の地平線は確かに遠方のハッブル流銀河の相対放射速度が光の速度に達する。導出自体には一般相対性理論の高度な概念が必要ですが、学生が一般相対性理論の完全な形式に導入されていない、それほど高度ではない設定で宇宙事象の地平について教えるためのこの結果の結果についても説明します。
減衰のあるSIMPの分割
強く相互作用する大粒子（SIMP）フレームワークの最小限の実現について説明します。モデルには、3つの色と3つの明るいフレーバーを備えたQCDのダークコピーが含まれています。標準モデルのハイパーチャージと速度論的に混合された巨大な暗い光子は、暗いセクターと可視セクターの間の速度論的平衡を維持します。暗い中間子の1つは必然的に不安定ですが長寿命で、CMBの観測値に影響を与える可能性があります。ダウン型クォークに作用するおおよその"アイソスピン"対称性がモデルの不可欠な要素であることを示します。この対称性は暗黒物質を安定させ、他の状態の質量を十分に分割して、それらの残存量を強く抑制することを可能にします。すべての中間子多重項間でかなりの質量分割があるSIMP宇宙論について初めて議論します。不安定な遺物に対するCMBの制約を確実に回避できる一方で、SIMPメカニズムが暗黒物質の遺物密度の設定において効率的であることを示します。また、暗黒物質崩壊を含む、アイソスピン破壊の現象論的影響についても考察します。宇宙論、天体物理学、および地球の探査は、パラメータ空間の全体像に統合されます。さらに、GeVスケールでの閉じ込めが一般的であるニュートラルな自然のコンテキストで紫外線の完了を概説します。ここで説明するSIMPメカニズムのいくつかの新しい機能の一般的な適用性を強調します。
核エネルギー密度汎関数理論内での中性子-陽子混合物におけるエントレインメント効果：有限温度
| Title |
Entrainment_effects_in_neutron-proton_mixtures_within_the_nuclear-energy_density_functional_theory:_Finite_temperatures |
| Authors |
Valentin_Allard_and_Nicolas_Chamel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15317 |
熱中性子-陽子超流動混合物における相互エントレインメント効果は、自己矛盾のない核エネルギー密度汎関数理論の枠組みで研究されています。時間依存のHartree-Fock-Bogoliubov方程式から導出された質量電流は、ゼロ温度でのペアリングがない場合と同じ形式式を持つことが示されています。エントレインメント行列の簡単な分析式が得られ、超流動中性子星コアに適用できます。結果はフェルミ液体予測と比較されます。
トーラス型の磁気ワームホールによるリング銀河の形成
リング銀河が遺物の磁気トーラス状のワームホールによって形成されたという仮説を提示します。原始プラズマでは、ワームホールの再結合磁場が、エネルギーがしきい値エネルギーよりも小さいバリオンをトラップする前に。それらはマックスウェルの悪魔として働き、最も近い（水平サイズ）領域からバリオンを収集することで、ワームホールの喉と同じトーラスのような形状のバリオン物質の塊を形成します。その後、塊はリング銀河の形成のための種として機能します。再結合すると、トーラスのような塊が崩壊して融合し、らせん状と楕円形につながる可能性があります。そのような銀河のバリオンの数に上限と下限の境界値を与える磁場のしきい値があることを示します。境界値は、ワームホールの絶対サイズには依存しません。
中性子星物質のバルク粘度とrモード不安定性に関するGW170817からの制約
| Title |
Constraints_from_GW170817_on_the_bulk_viscosity_of_neutron_star_matter_and_the_r-mode_instability |
| Authors |
T._R._Routray,_S._P._Pattnaik,_C._Gonzalez-Boquera,_X._Vi\~nas,_M._Centelles,_B._Behera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15430 |
通常の流体パルサー中性子星におけるrモード現象学の対称性エネルギー勾配パラメーター$L$への依存性の系統的な研究を行います。この研究の重要な要素はバルク粘度であり、勾配パラメーター$L$の異なる値に対応するいくつかの状態方程式に対して一貫して評価されます。重要な$L$値以降で許可されている直接Urcaプロセスは、バルク粘度を高め、新生中性子星の不安定性境界やスピンダウンプロパティなどの$r$モード機能に大きな影響を与えます。直接のウルカプロセスによって引き起こされる$r$モードプロパティの変化の大きさは、状態方程式の$L$値とパルサーの質量によって決まります。研究は、核物質と有限の核特性に現実的な結果を提供する有限範囲の単純な有効相互作用で得られた$\beta$平衡中性子星物質の状態方程式のファミリを使用して行われました。これらの状態方程式は、対称核物質で同じ特性を予測し、対称エネルギーパラメーター$E_s（\rho_0）$の値は同じですが、勾配パラメーター$L$が異なります。$L$の変動に対して選択された範囲は、GW170817イベントから抽出された潮汐変形可能性データと最大質量制約から決定されます。
レーン・エムデン微分方程式は、恒星構造の形態、等温ガス球、ガス球雲の熱履歴、熱イオン電流など、さまざまな物理的および天体物理学的現象を記述します。このペーパーでは、ニューラルネットワークに基づくフラクショナルレーン・エムデン微分方程式に関連する問題を解決するための計算手法を紹介します。そのような解決策は、物理学、宇宙物理学、工学、およびいくつかの現実の問題で異なるアプリケーションを持つ、フラクショナルポリトロピックガス球問題の解決に役立ちます。フィードフォワードバックプロパゲーション学習スキームでは、人工ニューラルネットワーク（ANN）フレームワークを使用しました。提示されたアルゴリズムの効率と精度は、4つのフラクショナルレーン・エムデン方程式でテストすることによってチェックされ、ポリトピックインデックスn=0,1,5の正確な解とポリトロピックインデックスn=3の級数展開の解と比較されます。。私たちが得た結果は、ANNメソッドの使用が実現可能で正確であり、他のメソッドよりも優れていることを証明しています。
フリーズイン非弾性暗黒物質の直接検出
ダークセクターが非弾性暗黒物質のフレームワークにあり、励起された暗黒物質の状態が宇宙論的に安定している場合、直接検出実験の現在の感度が凍結凍結暗黒物質モデルの興味深いパラメーター空間にすでに達していることを示します。XENON1T実験によって最近提示された結果を使用して、これらのモデルに対する制約を提示します。また、基底状態と励起状態の間の質量ギャップがkeVスケールである場合、これらのモデルが、報告された電子反跳信号の過剰を説明できることも示します。
準円インスパイラルの一般相対論的シミュレーションと荷電ブラックホールの融合：GW150914と基本的な物理的意味
| Title |
General_relativistic_simulations_of_the_quasi-circular_inspiral_and_merger_of_charged_black_holes:_GW150914_and_fundamental_physics_implications |
| Authors |
Gabriele_Bozzola_and_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15764 |
GW150914をターゲットとした荷電ブラックホールの一般相対論的シミュレーションを実行します。初期のインスパイラルが重力波によるブラックホール電荷の検出に最も効率的であり、GW150914が電荷対質量比${Q}/{M}<0.4$に弱い制約のみを課していることを示します。私たちの仕事は、電気と磁気の電荷、およびU（1）（非表示または暗い）電荷が付与されたブラックホールの理論に適用されます。私たちの結果では、動的な強磁場領域における一般相対論からのいわゆるモディファイド重力理論（MOG）の偏差に上限を設定しています。
質量で7桁を超えるアキシオン様粒子結合の実験的制約
| Title |
Experimental_constraint_on_axion-like_particle_coupling_over_seven_orders_of_magnitude_in_mass |
| Authors |
Tanya_S._Roussy,_Daniel_A._Palken,_William_B._Cairncross,_Benjamin_M._Brubaker,_Daniel_N._Gresh,_Matt_Grau,_Kevin_C._Cossel,_Kia_Boon_Ng,_Yuval_Shagam,_Yan_Zhou,_Victor_V._Flambaum,_Konrad_W._Lehnert,_Jun_Ye,_Eric_A._Cornell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.15787 |
最近の電気双極子モーメント（EDM）測定データを使用して、暗黒物質のアキシオン様粒子（ALP）との相互作用により、HfF$^+$EDMが時間内に振動する可能性を抑制します。Look-elsewhere効果とALPフィールドの確率密度変動に関連する不確実性の両方を説明するベイズ分析法を採用しています。27nHzから400mHzの範囲にわたる振動EDMの証拠は見つかりません。この結果を使用して、質量範囲$10^{-22}-10^{-15}$eVにわたるALPグルオン結合を制約します。これは$10^{-17}-10^{-15}$eV範囲のALPグルオンカップリングに対する最初の実験室制約であり、ALPフィールドの確率的性質を適切に説明する最初の実験室制約です。
XENON1T過剰の準消滅$ Z_3 $暗黒物質
最近報告されたXENON1T実験の結果は、電子反跳イベントに$3.5\sigma$の有意性のある超過があることを示しています。新しい物理学として解釈されると、電子散乱を説明するために新しいソースが必要になります。ここでは、$Z_3$の暗黒物質$X$の準消滅によるダークフェルミオン$\psi$とその後の崩壊が過剰の原因である可能性があることを示しています。関連する半消滅プロセスは$X+X\rightarrow\overline{X}+V_\mu（\rightarrow\psi+\overline{\psi}）$で、最後の$\psi$はボックスの形をしていますエネルギースペクトル。高速で移動する$\psi$は、光子と速度論的に混合する追加のゲージボソンを介して電子とともに散乱する可能性があります。このモデルの信号の形状は、観測された超過とよく一致します。
スカラー重力波メモリーによるスクリーニングによるブランスディッケ重力のテスト
重力のBrans-Dicke理論は、スカラー場と重力の間に非最小結合を導入することによって一般相対論を拡張する最も古いアイデアの1つです。太陽系のテストは理論に厳しい制約を課します。これらの制約を回避するために、さまざまなスクリーニングメカニズムが提案されています。これらのスクリーニングメカニズムにより、スカラーフィールドは、低密度環境では重力と同じくらい強く物質に結合し、太陽系ではそれを抑制できます。質量重力、ブレーンワールドモデル、スカラーテンソル理論などのさまざまな修正重力モデルで見られるVainshteinメカニズムは、質量オブジェクトの近くでスカラーフィールドを効率的に抑制します。このため、重力波の観測からこれらの理論をテストすることは困難です。星のバックホールへの崩壊による時空形状の恒久的変化によって引き起こされる最近発見されたスカラー重力波メモリー効果は、ヴァインシュテイン機構を備えた重力のブランス・ディッケ理論で大幅に強化できることを指摘します。これは、3つ以上の重力波検出器のネットワークによってスカラー重力波を検出する可能性を提供します。
コンテキスト宇宙プランクパラメータと量子宇宙論における古典的限界
ハイゼンベルグの不確かさの関係を制御する量（所与の観測量の補完ペア）は、効果的なプランクパラメーターで特定する必要があることを提案します。この定義では、プランクパラメーターが調査中の領域に依存し、時間とともに変化し、さらに注目する観測値のペアに依存する例さえ見つけることは難しくありません。量子宇宙論では、効果的なプランクパラメータは、調査中の移動領域のサイズに依存し、選択した領域と時間にも依存します。この基準では、Planckの長さ$l_{P}$より大きい領域ではなく、$l_{Q}=（l_{P}^{2}H^{-より大きい領域に対して、古典的な制限が予想されます1}）^{1/3}$、$H$はハッブルパラメータです。宇宙定数が動的である理論では、他のすべてが古典的であると見なされる状況でも、後者が量子のままである可能性があります。これらの結果は標準的な量子化方法から導出されたものですが、アドホックプランクパラメーターが観測中の長さスケールとは異なるスケールになる、より推測的なケースも含まれています。さらに投機的に、同様の補完的な概念が温度やブラックホールのエントロピーなどの熱力学変数に影響を与える可能性を調べます。
遅い崩壊と$ H_0 $テンションからの自己相互作用ダークマター
| Title |
Self-interacting_dark_matter_from_late_decays_and_the_$H_0$_tension |
| Authors |
Andrzej_Hryczuk_and_Krzysztof_Jod{\l}owski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16139 |
メッセンジャーWIMPのような状態の崩壊に基づく暗黒物質の生成メカニズムを、光メディエーターの交換を介して自己相互作用する暗黒物質の粒子のペアに研究します。その独特の熱履歴により、メディエーターを安定させることができるため、宇宙マイクロ波背景や間接検出による強い制限を回避できます。このメカニズムの自然な副産物は、後期の可能性です。つまり、再結合後、3体および1ループの減衰を介して、支配的な暗い放射成分に遷移し、光メディエーターを含む状態になります。このようなプロセスが$H_0$の緊張を緩和するのにどの程度役立つかを調べます。さらに、このメカニズムは、超大質量ブラックホール形成率にプラスの影響を与える可能性のある超強力な自己相互作用を持つ暗黒物質モデルを構築する自然な方法を提供できます。ヒッグスポータルの暗黒物質モデルでメカニズムの簡単な実現を提供し、パラメーター空間の重要な領域を見つけます。これにより、ハッブル張力が穏やかに緩和され、同時に$\Lambdaの小規模構造問題に対処する可能性があります。$CDM。
GW190814のような非対称コンパクトバイナリの歳差測定について
| Title |
On_measuring_precession_in_GW190814-like_asymmetric_compact_binaries |
| Authors |
Geraint_Pratten,_Patricia_Schmidt,_Riccardo_Buscicchio,_Lucy_M._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16153 |
コンパクトバイナリのマージの重力波観測は、オブジェクトの質量とスピンを正確に測定するための鍵となります。軌道角運動量とずれたスピンによって引き起こされる一般相対論的歳差運動は、バイナリの形成履歴と環境を決定するための重要なトレーサーと見なされ、質量推定も改善されます。したがって、その測定は特に興味深いものです。歳差運動は、放出された重力波信号に特徴的な特徴を残します。これは、質量が非常に等しくないバイナリでさらに顕著になります。GW190412およびGW190814の最近の観測により、このような高度に非対称なコンパクトバイナリの存在が確認されました。ここでは、体系的な研究を実施して、GW190814のような高質量比のバイナリの歳差運動をロバストに測定する信頼性、および中性子星-ブラックホールタイプのシステムで軽いコンパニオンの質量を測定する能力を評価します。ベイジアンモデルの選択を使用して、適度な質量比と体系的なエラーが存在する場合でも穏やかに歳差運動するスピンを持つ低質量バイナリで歳差運動を確実に特定できることを示します。
状態方程式に対する恒星物理学の感度
| Title |
Sensitivity_of_stellar_physics_to_the_equation_of_state |
| Authors |
D.C._Swift,_T._Lockard,_M._Bethkenhagen,_A._Kritcher,_S._Hamel,_D._Dearborn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16208 |
星の形成と進化は、状態方程式（EOS）や輸送特性など、恒星物質のさまざまな物理的側面に依存します。「理想的なガスのような」ものとして単純に却下されることが多いため、恒星物質で発生する状態は高密度プラズマであり、EOSは正確に確立されていません。暖かい高密度物質の実験室研究に必要であることが判明したマルチフィジックスアプローチを使用して構築されたEOSは、恒星レジームに大きな変動を与え、星の形成と進化のシミュレーションで一般的に使用されるEOSとは異なります。我々は、太陽のような星と低質量の星について、EOSの変動に対するそのようなシミュレーションの感度を調査し、太陽の寿命と赤い矮星の光度下限の強い感度を発見しました。また、赤色矮星の質量下限には有意な感度があることもわかりました。このタイプのシミュレーションは、天体物理学の他の目的にも使用されます。これには、質量としての絶対等級の解釈、予測寿命を使用した推定質量分布の初期質量関数への変換、星雲からの星形成のシミュレーション、銀河進化のシミュレーション、および暗黒物質に対するエキゾチックな寄与を制限するために使用されたバリオン国勢調査。EOSに対する恒星物理学の感度の多くは大きいですが、推定された天体物理量のいくつかは、独立した測定によって制約されていますが、制約は間接的であり、自明ではない場合があります。しかしながら、確立されたプラズマ理論によって現在可能である以上にEOSを制約するためにそのような測定を使用することが可能かもしれない。
中央コンパクトボディの近くの軸対称降着円盤を調べます。非粘性ディスクの場合、中立面の円速度のすべての解が不安定であることが証明されています。したがって、降着円盤の純粋な流体力学的乱流が可能です。非粘性の降着円盤はサブケプラーでなければならないというよく知られた議論に反している。また、天体物理学でよく使用される通常の漸近解が誤った結論につながる可能性があることも示されています。層流粘性ディスクは、渦運動によって非常に正確に近似できることが証明されています。乱流ガスが最小限の損失で流れる傾向があると仮定すると、乱流ディスクはケプラー型になる傾向があることを示しました。
