カスプからの原始ブラックホールは宇宙ストリングで崩壊する
原始ブラックホール（PBH）は宇宙論や天体物理学において基本的な関心事であり、暗黒物質の候補として、また重力波の潜在的な発生源として多くの注目を集めています。1つの可能なPBH形成メカニズムは、宇宙の弦の重力崩壊です。これまでのところ、宇宙ストリングからのPBH生成に関する文献の全体は、宇宙ループの人口のごく一部を構成する（準）円形宇宙ストリングループの崩壊に焦点を当ててきました。ここでは、小説のPBH形成メカニズムを実証します：カスプの近くの宇宙の文字列の小さなセグメントの崩壊。フープ予想を使用して、巨視的に大きなループにカスプが現れ、無次元の弦の張力$G\mu$の係数によってループの質量よりも小さいPBHを形成する場合は、必ず崩壊が避けられないことを示します。カスプは宇宙ストリングループの一般的な機能であり、循環崩壊などの細かく調整されたループ構成に依存しないため、これは宇宙ストリングが以前に認識されていたよりもはるかに多くの数のPBHを生成することを意味します。結果として生じるPBHは非常に回転し、超相対論的速度にブーストされます。それらはBH質量スピンパラメータ空間の一意の領域を占め、したがって宇宙ストリングの「喫煙銃」の観測シグニチャです。$G\mu$の厳密な新しい制約をカスプ崩壊PBHの蒸発から導出し、重力波検索から$G\mu$の既存の制約を更新します。
重力レンズ効果と比較したプラズマレンズ効果-形式主義と退化
| Title |
Plasma_lensing_in_comparison_to_gravitational_lensing_--_Formalism_and_degeneracies |
| Authors |
Jenny_Wagner,_Xinzhong_Er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16263 |
重力レンズ効果とプラズマレンズ効果は、幾何光学の限界において同じ数学的形式を共有します。どちらの現象も、その勾配が単一の薄いレンズ面で瞬間的な光偏向を引き起こす、投影された2次元偏向ポテンシャルによって効果的に説明できます。プラズマレンズ効果は偏向電子数密度に正比例するポテンシャルによって引き起こされ、重力レンズ効果はポアソン方程式による偏向質量密度に関連するポテンシャルによって引き起こされるため、発生する時間遅延とレンズ効果の方程式の違いを強調します。私たちはプラズマと重力レンズを薄型スクリーンの有効な理論として扱うので、それらの退化はどちらも偏向する物体の未知の分布によって引き起こされます。プラズマレンズの形式主義固有の縮退を導出すると、それらが重力レンズで発生するものに類似していることがわかります。縮退を解くには、銀河と銀河団スケールの強い重力レンズは、追加の仮定または補足的な観測に依存する必要があります。自己矛盾のないレンズに到達するための物理的に現実的な仮定と光源の再構成は、シミュレーションと効果的な理論により提供できます。プラズマレンズでは、偏向電子密度分布のより深い理解がまだ開発中であるため、モデルベースの包括的なレンズ再構成はまだ可能ではありません。ただし、一時的なレンズと多波長の観測が発生する退化を破るのに役立つことを示します。ローカルレンズプロパティの観測ベースの推論の開発は、現在プラズマ電子密度の形態をさらに調査するための最良の方法であると思われます。レンズ縮退の証拠に基づく単純な破壊により、重力で偏向する質量よりも、局所的なプラズマ電子密度に対するより厳しい制約が得られると期待しています。
CoMaLit-VI。スタックされた関係における固有の分散。 KiDS-DR3の弱いレンズ効果のAMICO銀河クラスター
| Title |
CoMaLit_--_VI._Intrinsic_scatter_in_stacked_relations._The_weak_lensing_AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3 |
| Authors |
Mauro_Sereno_(INAF-OAS),_Stefano_Ettori,_Giorgio_F._Lesci,_Federico_Marulli,_Matteo_Maturi,_Lauro_Moscardini,_Mario_Radovich,_Fabio_Bellagamba,_Mauro_Roncarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16264 |
銀河団の偏りのない正確な質量較正は、宇宙論的プローブとして銀河団を完全に活用するために重要です。弱いレンズ信号を積み重ねることにより、外挿なしで観測可能な質量の関係をより小さなハローまで測定することができます。スタック分析における質量プロキシの固有の分散を抑制するベイズ推論方法を提案します。スタックされたデータの散布は、ビニングされたクラスターの数に基づいて、個々の散布に関して再スケーリングされます。キロ度調査の3回目のデータリリースで、AMICO（クラスター化オブジェクトの適応一致識別子）アルゴリズムで検出された銀河クラスターにこの方法を適用します。結果は、低散乱質量プロキシとしての光学的豊富さを確認します。光学的豊かさと校正された弱いレンズの質量-豊かさの関係に基づいて、個々のオブジェクトの質量は、太陽質量の〜10^13まで、〜20％の精度で推定できます。
巨視的な暗黒物質のサインとしてのまっすぐな稲妻
巨視的な暗黒物質（マクロ）は、粒子の暗黒物質の代替候補の幅広いクラスです。これらの候補者は、主に弾性散乱によってエネルギーを物質に伝達します。大気を通過する十分に大きなマクロは、イオン化プラズマの直線チャネルを生成します。マクロの断面積が$\sigma_x\gtr約6\times10^{-9}cm^2$の場合、大気条件の下で雷（例えば、雷雨）を助長し、プラズマチャネルは1人のリーダーによる落雷。これは、数百または数千の数メートルの長さのリーダーの長いシーケンスが一緒につながれる通常のボルト稲妻とはまったく異なります。このマクロ誘導雷は非常にまっすぐで、非常に特徴的です。ウィンドシアも電磁流体力学的不安定性も、その真直度を著しく損なうことはありません。まっすぐな稲妻の写真で文書化された唯一のケースは、おそらくマクロ誘導されたほどにはまっすぐではありません。地球上で常に発生している雷雨の数からまっすぐな稲妻を探すことによって探査できるマクロパラメータ空間の領域を推定します。また、Jupiterを注意深く監視することで、プローブできるパラメータ空間も推定します。ハッブル宇宙望遠鏡を使用して。すべてのコードとデータは\url{https://github.com/cwru-pat/macro_lightning}で入手できます。
$ H_0 $ Ex Machina：真空変態と$ H_0 $を超えて
| Title |
$H_0$_Ex_Machina:_Vacuum_Metamorphosis_and_Beyond_$H_0$ |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Eric_V._Linder,_Alessandro_Melchiorri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16291 |
私たちは調和宇宙論で緊張を解決しません。モデルのCMB+BAO+SNデータから$H_0\約74\、$km/s/Mpcを取得しますが、それは重要ではありません。さまざまな天体物理学プローブによって得られたハッブル定数値の不一致は、単独で見るべきではありません。拡張率の初期の遷移または後期の遷移のいずれかを介して、少なくともいくつかの違いを解決できますが、これらは他の変更をもたらします。私たちは、1つの数値$H_0$に焦点を当てるのではなく、さまざまな宇宙データを使用して、全体論的なアプローチを推奨しています。真空変態は、量子重力効果によって物理的に動機付けられ、\lcdmと同じ数のパラメーターを持つ遅い時間遷移であり、宇宙マイクロ波背景データから高い$H_0$値を正常に提供できますが、複数の距離プローブと組み合わせると失敗します。また、空間曲率の影響、および宇宙の膨張と成長の結合分析の影響についても調べます。
宇宙赤外背景の単純なハローモデル形式と熱スニヤエフゼルドビッチ効果との相関
| Title |
A_simple_halo_model_formalism_for_the_cosmic_infrared_background_and_its_correlation_with_the_thermal_Sunyaev_Zel'dovich_effect |
| Authors |
A._Maniyar,_M._B\'ethermin,_G._Lagache |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16329 |
すべてのスケールでCIBの異方性をモデル化することは、銀河の進化の複雑な性質のために困難な作業であり、観測データに適合するために多くのパラメーターを必要とすることがよくあります。この論文では、4つのパラメーターのみを使用してCIBの異方性の新しいハローモデルを提示します。私たちのモデルは、暗黒物質ハローの質量降着を星形成率に結び付けます。このモデルを使用して、付加されたバリオンを星に変換する最大効率のハロー質量は$\log_{10}M_\mathrm{max}={12.94}^{+0.02}_{-0.02}\であることがわかります。M_\odot$、他の研究と一致しています。恒星の進化による質量損失を説明すると、中間年齢の銀河では、$M_\star（z）/M_b（z）$として定義される星形成効率は、赤方偏移0.1および2でそれぞれ0.19および0.21に等しいことがわかります、以前の研究で得られた値とよく一致しています。CIBモデルを使用してPlanckとHerschelのCIBパワースペクトルを同時に近似するのは初めてです。ただし、大規模な角度スケールのPlanckおよびHerschelデータは、小規模なHerschelデータ（$\ell>3000$の場合）と完全に互換性がないことがわかります。CIBは銀河団のtSZ信号と相関していると予想されます。CIBにこのハローモデルを使用し、単一のパラメーターを持つtSZにハローモデルを使用して、追加のパラメーターを必要としない、この相互相関を計算するための一貫したフレームワークも提供します。CIB$\times$tSZ相関は、2つの広く離間した周波数チャネル（例：143x857GHz）の組み合わせで推定すると、より高いことがわかります。CMB、tSZ、およびCIB$\times$tSZは、CMBパワースペクトルからkSZパワースペクトルを測定するときにフォアグラウンドとして機能するため、削除する必要があります。その単純化された性質とパラメータ数が少ないため、ここで紹介するハローモデル形式は、kSZパワースペクトルを正確に測定するためのそのような分析に非常に役立ちます。
PoPE：天文学システムの空間構造をモデル化する人口ベースのアプローチ
| Title |
PoPE:_A_population-based_approach_to_model_spatial_structure_of_astronomical_systems |
| Authors |
Arya_Farahi,_Daisuke_Nagai,_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16408 |
低信号対雑音比測定のアンサンブル分析からのオブザーバブルのセットの空間分布の平均と母分散をモデル化するための、新しい母集団ベースのベイズ推論アプローチを提示します。この方法は、（1）ガウス過程を使用して平均プロファイルを推論すること、および（2）一連の独立変数が与えられた場合にプロファイル観測量の共分散を計算することで構成されます。私たちのモデルは計算効率が高く、データを積み重ねてビニングしたり、平均プロファイルの形状をパラメーター化したりせずに、ノイズの多い測定値から大規模な母集団サイズの平均プロファイルを推測できます。銀河形成の流体力学的宇宙シミュレーションから抽出された暗黒物質、ガス、星のプロファイルを使用して、私たちの方法のパフォーマンスを示します。PopulationProfileEstimator（PoPE）は、GitHubリポジトリで公開されています。私たちの新しい方法は、大規模な天文調査を使用して、さまざまな天体物理学システムの空間分布と内部構造を測定するのに役立つはずです。
後期宇宙からのハッブル定数と音の地平線
低赤方偏移データから、最近の宇宙の膨張率とバリオン音響振動（BAO）のキャリブレーションスケールを測定します。BAOは、キャリブレーションスケール、つまり、ドラッグエポック$r_d$の終わりの音の地平線に依存します。これは、Planck衛星からの宇宙マイクロ波背景（CMB）測定の前にしばしば課します。$H_0$の本当に独立した測定を行うために、$r_d$を完全に空けたままにし、31の観測$H（z）$データ（OHD）とGW170817を組み合わせたBAOデータセットを使用します。$H（z）$の2つのモデルに依存しない再構成では、$H_0=69.66^{+5.88}_{-6.63}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$r_d=148.56^{+3.65}_{-4.08}$Mpc（3次拡張）、および$H_0=71.13\pm2.91$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$r_d=148.48^{+3.73}_{-3.74}$多項式展開のMpcであり、音の水平線$r_d$の値は、平坦な$\Lambda$を想定したPlanckCMBデータから導出された推定値と一致していることがわかりますCDMモデル。
CMBの光学的深さとEモード偏光パワースペクトルからの再電離推論
| Title |
Reionization_inference_from_the_CMB_optical_depth_and_E-mode_polarization_power_spectra |
| Authors |
Yuxiang_Qin_(1),_Vivian_Poulin_(2),_Andrei_Mesinger_(1),_Bradley_Greig_(3,4),_Steven_Murray_(5)_and_Jaehong_Park_(1)_((1)_Scuola_Normale_Superiore,_Pisa_(2)_Laboratoire_Univers_&_Particules_de_Montpellier,_CNRS,_Universit\'e_de_Montpellier,_Place_Eug\`ene_Bataillon,_34095_Montpellier_Cedex_05,_France_(3)_School_of_Physics,_The_University_of_Melbourne_(4)_ARC_Centre_of_Excellence_for_All_Sky_Astrophysics_in_3_Dimensions_(ASTRO_3D)_(5)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16828 |
再イオン化の時代（EoR）は、銀河間媒質における最初の銀河と構造の誕生と進化を支配する複雑な天体物理学に依存しています。EoRモデルは、宇宙マイクロ波背景（CMB）の観測、特に大規模Eモードの偏波パワースペクトル（EEPS）に依存して、非常に不確実なパラメーターを制約します。ただし、EEPSを直接フォワードモデリングするのではなく、ほとんどのEoRモデルは、要約統計量-トンプソン散乱光学深度$\tau_e$を使用して制約されます。CMB観測を$\tau_e$に圧縮するには、EoR履歴の基底セットを採用する必要があります。一般的な選択は、非物理的な赤方偏移対称双曲線正接（Tanh）関数です。これは、階層構造の形成に基づく物理EoRモデルとは形状が異なります。ここでは、公開EoRコードとCMBコード、21cmFASTとCLASSを組み合わせて、$\tau_e$要約統計を使用した推論が、銀河のプロパティとEoR履歴に結果として生じる制約にどのように影響するかを定量化します。最後のPlanck2018データリリースを使用して、EoR履歴のマージナライズされた制約は、CMB尤度統計（$\tau_e$vsPS）よりも基底セットの選択（Tanhvs物理モデル）に敏感であることを示します。たとえば、構造の成長によって暗示されるEoR履歴は、より高い赤方偏移に及ぶ部分的な再イオン化の小さな尾を示しています。$z=10$での体積平均中性水素フラクションの下限は、$\bar{x}_{から変化します\rmHI}\ge0.925（1\sigma）$Tannto$\bar{x}_{\rmHI}\ge0.849（1\sigma）$物理モデルを使用。ただし、$\tau_e$を使用した推論のバイアスは、Planck2018データでは無視できます。
アルマ望遠鏡によって解明された象徴的なベガ惑星系のダスト集団
| Title |
Dust_Populations_in_the_Iconic_Vega_Planetary_System_Resolved_by_ALMA |
| Authors |
Luca_Matr\`a,_William_R._F._Dent,_David_J._Wilner,_Sebasti\'an_Marino,_Mark_C._Wyatt,_Jonathan_P._Marshall,_Kate_Y._L._Su,_Miguel_Chavez,_Antonio_Hales,_A._Meredith_Hughes,_Jane_S._Greaves,_Stuartt_A._Corder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16257 |
ベガの惑星系は、太陽系外のカイパーベルトの原型をホストし、サブau地域から数百のauに至るまでダストが豊富であり、激しい動的活動を示唆しています。星からの外部ダストベルトを初めて検出して解決するALMAmm観測を提示します。干渉の可視性は、ベルトがガウスモデルまたは急勾配の内縁（60〜80au）を持つべき乗則モデルによって適合できることを示しています。ベルトは非常に幅が広く、少なくとも150〜200auまで伸びています。私たちは星を強く検出し、以前に赤外線で検出された温かいダスト放出に厳しい上限を設定します。新しい{ALMA}制約を含む、ベガの惑星系のアーキテクチャを説明できる3つのシナリオについて説明します。外部惑星なし、低質量惑星のチェーン、および単一の巨大惑星。惑星のないシナリオは、観測された鋭い内縁で外側ベルトが生まれた場合にのみ実現可能です。代わりに、内側の端が現在惑星によって切り詰められている場合、惑星が$\gtrsim$6M$_{\oplus}$で$\lesssim71$auで、システム時代のカオスゾーンをクリアしている必要があります。惑星チェーンのシナリオでは、惑星の外向きの移動と微惑星の内向きの散乱により、システムの内部領域で観測される高温と高温のダストが発生する可能性があります。単一の巨大惑星のシナリオでは、小惑星帯が暖かい塵の原因である可能性があり、惑星との平均運動共鳴が小惑星を星の放牧軌道に置き、熱い塵を生成する可能性があります。
K2のスケーリング。 III。キャンペーン5とケプラーのFGKサンプルでの匹敵する惑星の発生
| Title |
Scaling_K2._III._Comparable_Planet_Occurrence_in_the_FGK_Samples_of_Campaign_5_and_Kepler |
| Authors |
Jon_K._Zink,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Jessie_L._Christiansen,_Erik_A._Petigura,_Courtney_D._Dressing,_Joshua_E._Schlieder,_David_R._Ciardi,_Ian_J._M._Crossfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16261 |
K2キャンペーン5の完全に自動化された惑星検出データセット（43惑星）を使用して、対応する完全性と信頼性を測定し、FGK矮星サンプル（9,257星）の基礎となる惑星個体数モデルを推測します。周期分布と半径分布の両方に壊れたべき法則を実装すると、0.5〜38日の範囲内で、星全体で$1.00^{+1.07}_{-0.51}$惑星の惑星全体の発生がわかります。同様のカットを行い、ケプラーサンプル（2,318惑星;94,222星）で比較分析を実行すると、星ごとに$1.10\pm0.05$惑星の全体的な発生が見つかります。キャンペーン5のフィールドはケプラーフィールドから約120度離れているため、この発生の類似性は、ケプラーサンプルが銀河の推論に適切なベースラインを提供する可能性があることを示しています。さらに、ケプラーの恒星のサンプルは、K2キャンペーン5のサンプルと比較して金属が豊富であるため、発生のパリティの発見により、惑星形成における金属性の役割が減少する可能性があります。ただし、K2キャンペーン5のサンプルのケプラーモデルべき乗則を仮定し、惑星発生係数のみを最適化すると、金属駆動の形成と一致して、弱い（$1.5\sigma$）差が見つかります。この弱い傾向は、均一に吟味されたK2惑星候補のより大きなサンプルが利用可能になったら、金属依存性の発生のさらなる調査が必要であることを示しています。
最も明るい赤い矮星GJ887を周回する超地球の複数の惑星システム
| Title |
A_multiple_planet_system_of_super-Earths_orbiting_the_brightest_red_dwarf_star_GJ887 |
| Authors |
S._V._Jeffers_(1),_S._Dreizler_(1),_J._R._Barnes_(2),_C._A._Haswell_(2),_R.P.Nelson_(3),_E._Rodr\'iguez_(4),_M._J._Lopez-Gonzalez_(4),_N._Morales_(4),_R._Luque_(5),_M._Zechmeister_(1),_S._S._Vogt_(6),_J._S._Jenkins_(8),_E._Palle_(5),_Z._M._Berdinas_(8),_G.A.L.Coleman_(3),_M._R._Diaz_(7),_I._Ribas_(8),_H._R._A._Jones_(9),_R._P._Butler_(10),_C._G._Tinney_(11),_J._Bailey_(11),_B._D._Carter_(12),_S.~O'Toole_(13),_R._A._Wittenmyer_(12),_J._D._Crane_(13),_F._Feng_(10),_S._A._Shectman_(13),_J._Teske_(13),_A._Reiners_(1),_P.J.Amado_(4),_G._Anglada-Escude_(8)._((1)_Goettingen_University,_Germany_(2)_Open_University,_UK_(3)_QMUL,_UK_(4)_IAA,_Granada_(5)_IAC_Spain_(6)_Uni_California_/_Lick_Observatory,_USA_(7)_Universidad_de_Chile,_Santiago,_Chile_(8)_IEEC_Barcelona,_Spain_(9)_University_of_Hertfordshire,_UK_(10)_Carnegie_Institution_for_Science,_USA_(11)_UNSW,_Australia_(12)_University_of_Southern_Queensland,_Australia_(13)_Macquarie_University,_Australia_(14)_Carnegie_Institution_for_Science,_Pasadena,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16372 |
太陽に最も近い太陽系外惑星は、詳細な特性評価の最良の可能性です。半径方向速度測定を使用して、近くの赤い矮星GJ887を周回する超地球のコンパクトな多惑星システムの発見を報告します。惑星の軌道周期は9。3日と21。8日です。地球のようなアルベドを仮定すると、21.8日の惑星の平衡温度は約350Kです。これは内部ですが、液体-水居住可能ゾーンの内側の端に近接しています。さらに温帯軌道の3番目の超地球に対応する可能性のある、50日間の未確認の信号も検出されます。GJ887は、非常に磁気的に静かな赤い矮星であり、測光のばらつきが500百万分率未満であるため、その惑星は位相分解測光特性評価に適しています。
\ ce {CO2}惑星の大気とそれらの恒星環境へのリンクの系統的研究
| Title |
A_systematic_study_of_\ce{CO2}_planetary_atmospheres_and_their_link_to_the_stellar_environment |
| Authors |
A._Petralia,_E._Alei,_G._Aresu,_D.Locci,_C.Cecchi-Pestellini,_G.Micela,_R.Claudi_and_A.Ciaravella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16650 |
天の川銀河は文字通り太陽系外惑星で溢れています。数千の惑星が発見され、さらに数千の惑星候補が特定されました。地球に似た惑星は他の星の周りに非常に一般的であり、将来、多数検出されると予想されています。そのような惑星は、太陽系外の居住可能性のある条件を探すための主要なターゲットです。大気圏のプロセスは惑星の建築の多くの側面で重要な役割を果たすので、太陽系外惑星の大気組成を決定することは、その起源と進化を理解するために必須です。この作業では、平面平行ジオメトリの離散座標法に基づく1D放射伝達モデルを構築して利用します。放射結果は、放射対流平衡で大気プロファイルを生成する任意の高度でエネルギーを再分配する対流フラックスにリンクされています。モデルは、非常に乾燥した多数の合成\ce{CO2}雰囲気（6250）に適用されており、結果として生じる圧力および熱プロファイルは、パラメーターの変動性の観点から解釈されています。3D大循環モデルよりも精度が低く、雲や大気や海洋のダイナミクスなどを適切に考慮していませんが、1Dの記述は計算コストが低く、多次元のパラメータースイープを比較的簡単に行えるため、重要な価値を維持できます。
ダイソン球
私は、ダイソン球のアイデアの起源と発展、その目的、エンジニアリング、および検出可能性を確認します。それらをモノリシックオブジェクトとして一般的に想像すると、重力と放射圧の下で動的に不安定になり、座屈に対して機械的に不安定になる方法を説明します。星とそれを周回する大量の物質との間の放射結合のモデルを開発し、星とダイソン球系の観測特性を球自体の全体的な放射特性に関連付けます。中心星の構造と光度への放射フィードバックの影響の未だ未知の問題について議論します。最後に、低エントロピー放出、散逸性仕事、または計算のソースとしての目的に関するさまざまな仮定の下でのダイソン球の最適サイズについて説明します。
流星雲軌跡形成における頭部エコーの周波数シフト
流星体からのレーダーエコーのおおよその周波数シフトが導き出されます。軌跡形成中に観測されたヘッドエコーの起源は、回路図モデルを検討することによって説明されます。エコーは、流星雲の軌跡の熱化した電子または流星雲自体と一緒に移動するプラズマ電子からのレーダー信号の反射です。これらの反対のモデルでは、基礎となる物理学が異なっていても、レーダーエミッター周波数に対するエコーの周波数シフトは同じでなければなりません。時間の関数としてエコー周波数を与える計算が行われ、観測との定性的な比較が可能になりました。いくつかの典型的な観察結果は、前方散乱のヘッドエコーに負の周波数シフトがないことを示しています。これは、前に移動するプラズマがある流星体に対応する可能性があるという議論が与えられています。
データ駆動型恒星モデル
| Title |
Data-Driven_Stellar_Models |
| Authors |
Gregory_M._Green_(1),_Hans-Walter_Rix_(1),_Leon_Tschesche_(1),_Douglas_Finkbeiner_(2),_Catherine_Zucker_(2),_Edward_F._Schlafly_(3),_Jan_Rybizki_(1),_Joshua_Speagle_(2)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_Harvard_Astronomy,_(3)_Lawrence_Livermore_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16258 |
データ駆動型モデルを開発して、恒星パラメータ（有効温度、表面重力、および金属性）を広帯域の恒星測光に正確かつ正確にマッピングします。このモデルは、天の川の通過帯域固有のダスト赤化ベクトルを同時に抑制しなければなりません。モデルはニューラルネットワークを使用して、分光測量からの恒星パラメーターとGaiaからの視差制約を考慮して、1つのバンドの（赤味が軽減された）絶対等級と多くのバンドの色を学習します。このアプローチの有効性を示すために、LAMOST、APOGEE、GALAH、Gaia視差からの分光ラベル、Gaia、Pan-STARRS1、2MASS、WISEからの光学および近赤外線測光を使用したデータセットでモデルをトレーニングします。これらのデータセットでモデルをテストすると、多くのバンドのカラーマグニチュードダイアグラムが非常によく適合し、正確に（そして構成的に正確に）予測されます。この柔軟なアプローチは、分光測光と測光サーベイを厳密にリンクし、温度依存の赤みベクトルを改善します。そのため、恒星進化モデルで測光を予測するためのシンプルで正確な方法を提供します。私たちのモデルは、天体の3Dマッピングに非常に役立つはずの測光データから恒星の特性、距離、塵の消滅を推定するための基礎を形成します。トレーニング済みモデルは、https：//doi.org/10.5281/zenodo.3902382で入手できます。
ブロードライン領域のメタリシティでz = 7.54までのRedshiftの進化なし：ULAS J1342 + 0928のディープNIR分光法
| Title |
No_Redshift_Evolution_in_the_Broad_Line_Region_Metallicity_up_to_z=7.54:_Deep_NIR_Spectroscopy_of_ULAS_J1342+0928 |
| Authors |
Masafusa_Onoue,_Eduardo_Ba\~nados,_Chiara_Mazzucchelli,_Bram_P._Venemans,_Jan-Torge_Schindler,_Fabian_Walter,_Joseph_F._Hennawi,_Irham_Taufik_Andika,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Emanuele_P._Farina,_Knud_Jahnke,_Tohru_Nagao,_Nozomu_Tominaga,_Feige_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16268 |
私たちは、z=7.54の明るいクエーサーであるULASJ1342+0928の深い（9時間）ジェミニN/GNIRS近赤外分光観測を提示します。さまざまな幅広い輝線が検出されただけでなく、レストフレームの波長970-2930Aでその下にある連続体と鉄の森も検出されました。遠赤外線[CII]158um輝線からの系統的な赤方偏移に関して、CIV1549が5510^{+240}_{-110}kms-1青偏移を示す、より高い電離輝線がより大きい青方偏移を示すという明確な傾向があります。これらの高電離線は、FWHMが10000kms-1を超える広いプロファイルを持っています。340^{+110}_{-80}kms-1の適度なブルーシフトも、スペクトルで識別された最も低い電離線であるMgIIで見られます。M_BH=9.1_{-1.3}^{+1.4}x10^8M_sunの更新されたMgIIベースのブラックホール質量とL_bol/L_Edd=1.1_{-0.2}^{+0.2}のエディントン比により、ULASが確認されますJ1342+0928は、大規模で積極的に増加するブラックホールを搭載しています。同様の光度範囲の低赤方偏移のクエーサーと比較した場合、SiIV/CIVやAlIII/CIVなどの輝線比に有意差はありません。これは、広域領域雲の初期金属汚染を示唆しています。この傾向は、FeII/MgIIのライン比率にも当てはまり、初期宇宙の鉄の濃縮を追跡する宇宙時計として知られています。さまざまな鉄のテンプレートと連続体のフィッティング範囲を使用して、スペクトルモデリングの関数としてFeII/MgII測定がどのように変化するかを調査しました。さらに高い赤方偏移または暗い明度範囲（L_bol<10^46ergs-1）でのクエーサーは、初期の金属濃縮のサイトと、対応するFeII/MgII比の変化を調べるために必要です。
フィールドスターと球状星団集団の化学的存在量の放射状変動によるM87の組立履歴
| Title |
The_Assembly_History_of_M87_Through_Radial_Variations_in_Chemical_Abundances_of_its_Field_Star_And_Globular_Cluster_Populations |
| Authors |
Alexa_Villaume,_Daniel_Foreman-Mackey,_Aaron_J._Romanowsky,_Jean_Brodie,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16280 |
M87とその球状クラスター（GC）システムの分光学的に派生した化学的存在量の広範な研究を提示します。マクドナルドのミッチェルスペクトログラフ、ケックのLRIS、MMTのヘクトスペックの観測を使用して、$\sim2$から$140$kpcの新しい金属勾配を導出します。小説の階層的統計フレームワークを使用して、GCシステムをサブポピュレーションに同時に分離しながら、それらのサブポピュレーションの金属勾配を測定します。この統計フレームワークの出力を利用して大量のETGで最初にアバンダンスを適用することにより、GCサブポピュレーションの物理的動機付けのスペクトルスタックを作成し、GCサブポピュレーションの起源、つまりM87のアセンブリ履歴をより適切に制約します。銀河の進化の現在の宇宙論的シミュレーションでは予想されなかった、内側と外側のハローの両方で、金属が少なく、$\alpha$で増強されたGCの集団が見つかりました。ある程度の量の金属欠乏GCが高赤方偏移でM87のハローに直接形成されたという暫定的な証拠として、内部ハローの金属富有と金属欠乏の両方のGCサブポピュレーションで見られる非常に平坦な金属性勾配を使用します。
適切な動きを選択したハローサンプルを使用した脱出速度の決定
| Title |
Determination_of_the_escape_velocity_using_a_proper_motion_selected_halo_sample |
| Authors |
Helmer_H._Koppelman_and_Amina_Helmi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16283 |
ガイアミッションは、接線速度情報を備えた史上最大の音源カタログを提供しています。ただし、このカタログを動的研究に使用することは困難です。これは、ほとんどの星に視線速度の測定値がないためです。最近、測光と適切な動きに基づいて選択された正確な距離を持つ$\sim10^7$ハロースターのセレクションを紹介しました。このサンプルを使用して、恒星ハローの速度分布の裾を局所的に、距離の関数としてモデル化します。私たちの目標は、脱出速度を測定し、これにより銀河の質量を制限することです。速度分布の裾をべき乗則分布に適合させます。これは、Leonard＆Tremaine（1990）によって最初に確立された一般的に使用されるアプローチです。かつてないほどの数のハロースターに対して正確に測定された接線速度を使用して、脱出速度を初めて推定します。太陽近傍の場合、脱出速度の非常に正確な下限を決定します：$497^{+40}_{-24}〜{\rmkm/s}$。私たちの推測では、この値は$\sim10\％$で過小評価されています。天の川ポテンシャルの球形NFWハローの場合、これは$M_{200}=0.67^{+0.30}_{-0.15}\cdot10^{12}〜{\rmM}の質量の下限に変換されます_\odot$および濃度パラメーター$c=15.0^{2.6}_{-2.3}$。内側の銀河に向かう脱出速度の振る舞いは、天の川の力学モデルからの期待に従いますが、奇妙なことに、その値は太陽の半径を超える距離で増加するように見えます。この動作は速度分布の形状の変化によるものであり、速度の塊の存在に関連している可能性があります。$（R、z）$の関数としての脱出速度の暫定的な分析は、銀河円盤を説明する特性パラメーターの標準値を使用して、球状ハローに期待されるものと比較してゆっくりと減少することを示しています。
急速に消滅し若返る銀河の環境依存性
SloanDigitalSkySurvey（SDSS）からのHaフラックス測定とGalaxyEvolutionExplorer（GALEX）からのUVフラックス観測を組み合わせることにより、銀河の急速な消光と若返りの環境依存性（中央/衛星の区別による）を調べます。Ha放出は最も重い星を追跡し、それにより、〜10Myrのタイムスケールでの星形成を示し、UV放出は〜100Myrのタイムスケールでの星形成をトレースします。これらのさまざまなタイムスケールを利用して、銀河の最新の星形成の歴史を探ります。この研究では、星の形成に典型的なUV放射はあるが、Ha放射は無視できる過渡銀河のクラスを定義します。これらのトランジェントの発生は、衛星と中央人口の両方で強い恒星質量依存性を持っていることがわかります。ただし、M*〜10^10Msunを超える恒星の質量では、環境クラスに関係なく同じ頻度で発生しますが、恒星の質量が低い場合は、衛星でのみ一般的であり、すべての低恒星の質量全体で約1％を超えます銀河。これらのサテライトトランジェントには、強いハロー質量とグループ中心の放射状依存性もあり、環境プロセスによって引き起こされていることを示唆しています。最後に、Ha放出を伴うがUV放出を伴わない「若返り」銀河は数が少なく、中心部や衛星での発生率に大きな違いがないことを示します。これらのユニークなプローブは、衛星がかなりの時間グループ環境に置かれた後、短いタイムスケールで発生する環境消光メカニズムを指します。これは、「遅延後迅速」消光と一致します。
SMAUGからの最初の結果：TNG50の空間分解ISMプロパティからの星形成条件への洞察
| Title |
First_results_from_SMAUG:_Insights_into_star_formation_conditions_from_spatially-resolved_ISM_properties_in_TNG50 |
| Authors |
Bhawna_Motwani,_Shy_Genel,_Greg_L._Bryan,_Chang-Goo_Kim,_Viraj_Pandya,_Rachel_S._Somerville,_Matthew_C._Smith,_Eve_C._Ostriker,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_John_C._Forbes,_R\"udiger_Pakmor_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16314 |
銀河系（$\sim$kpc）スケールでの星間物質（ISM）の物理的性質は、ガスが星を形成する能力を制御する上で不可欠な役割を果たします。SMAUG（銀河を理解するためのマルチスケール天体物理学のシミュレーション）プロジェクトの一部として、このペーパーでは、IllustrisTNGプロジェクトのTNG50宇宙論的シミュレーションを使用して、広範囲にわたる星形成領域の8つの解決されたISMプロパティで構成される物理パラメーター空間を探索します。ホスト銀河の質量（M$_\star=10^{7-11}$M$_\odot$）と赤方偏移（$0\leqz\leq3$）。シミュレーションされた銀河を1kpcのサイズの領域に分解し、ガス/恒星の表面密度、ガスの金属性、垂直恒星の速度分散、エピサイクリック周波数、および各領域を表す暗黒物質の体積密度を測定し、以下のコンテキストで調査しますそれらの星形成活動と銀河環境（放射状のガラクトセントリックな位置）。これらの特性の星形成率加重分布を調べることにより、主に銀河の基礎となるバイコンポーネント放射状星形成率プロファイルによってもたらされる2つの異なる体制で星が形成されることを示します。これら2つの体制の相対的な卓越性がホスト銀河の質量と宇宙の時間にどのように依存するかを調べ、MaNGAIFU調査の観察結果と比較します。さらに、主成分分析を使用して、前述のパラメーター空間を特徴付け、キロパーセクスケールでの星形成の分布を促進するISMプロパティ間の関係の高度な多重共線性を明らかにします。これに基づいて、多変量半径の関係によって本質的に支えられている削減された3次元表現は、元の8D空間のほとんどの分散をキャプチャするのに十分であることがわかります。
SMAUGの最初の結果：一連のローカル星形成銀河円盤シミュレーションからの多相銀河流出の特性評価
| Title |
First_results_from_SMAUG:_Characterization_of_Multiphase_Galactic_Outflows_from_a_Suite_of_Local_Star-Forming_Galactic_Disk_Simulations |
| Authors |
Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker,_Rachel_S._Somerville,_Greg_L._Bryan,_Drummond_B._Fielding,_John_C._Forbes,_Christopher_C._Hayward,_Lars_Hernquist,_Viraj_Pandya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16315 |
星形成銀河での大規模な流出はユビキタスであることが観察されており、宇宙論的文脈における銀河進化の理論的モデリングの主要な側面であり、SMAUG（銀河を理解するためのマルチスケール天体物理学のシミュレーション）プロジェクトの焦点です。銀河内のガスと同様に、銀河円盤から吹き出されたガスは、密度、温度、およびその他の特性の大きなコントラストを持つ複数の相で構成されています。緊急現象としての多相流出を調べるために、TIGRESSフレームワークを使用して、一連の〜pc解像度のローカル銀河円盤シミュレーションを実行します。星形成と自己矛盾のない放射加熱に加えて超新星フィードバックを含む星間物質（ISM）の明示的なモデリングは、ISMプロパティを調整し、流出を駆動します。星の形成率（SFR）表面密度（\Sigma_SFR〜10^{-4}-1M_sun/kpc^2/yr）を含む銀河円盤の特性を使用して、流出質量、運動量、エネルギー、および金属負荷係数のスケーリングを調査します、ガス表面密度（〜1-100M_sun/pc^2）、および中立面全体の圧力（または重量）（〜10^3-10^6k_Bcm^{-3}K）。流出ガスの主な構成要素は、大量の低温ガス（T〜10^4K）とエネルギー/金属の高温ガス（T〜10^6K）です。流出開始点（1つまたは2つのスケールの高さ）で測定された冷却質量流出率は、SFRの1〜100倍（\Sigma_SFRで減少）ですが、大規模な銀河では、流出速度が不十分なため、ほとんどの質量がフォールバックします。高温の銀河流出は、SFRの10％に相当する質量と、SNフィードバックによって注入されたエネルギーの10〜20％および金属の質量の30〜60％を運ぶ。両方のフェーズの特徴的な流出速度は、観測と一致して、v_out\propto\Sigma_SFR^{0.1〜0.2}のように、SFRで非常に弱くスケーリングされます。重要なことに、私たちの分析は、物理的に動機付けされた宇宙風モデルでは、少なくとも2つの異なる熱風コンポーネントを含めることが重要であることを示しています。
SMAUGからの最初の結果：理想化されたシミュレーションと宇宙論的シミュレーションの比較分析による多相銀河系の起源の解明
| Title |
First_results_from_SMAUG:_Uncovering_the_Origin_of_the_Multiphase_Circumgalactic_Medium_with_a_Comparative_Analysis_of_Idealized_and_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Drummond_B._Fielding,_Stephanie_Tonnesen,_Daniel_DeFelippis,_Miao_Li,_Kung-Yi_Su,_Greg_L._Bryan,_Chang-Goo_Kim,_John_C._Forbes,_Rachel_S._Somerville,_Nicholas_Battaglia,_Evan_E._Schneider,_Yuan_Li,_Ena_Choi,_Christopher_C._Hayward,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16316 |
シミュレーションされた天の川の質量ハローの範囲で低赤方偏移での銀河系周囲の媒体（CGM）の特性を調べます。サンプルは、7つの理想的なシミュレーション、アダプティブメッシュリファインメント宇宙ズームインシミュレーション、およびIllustrisTNG100シミュレーションから取得した星形成または静止銀河を含む50のハローの2つのグループで構成されています。シミュレーションのセットアップ、解像度、フィードバックモデルは非常に異なりますが、均一に分析されます。放射状プロファイルの中央値とCGMプロパティの質量分布を比較することにより、主要な類似点と相違点を分離します。そうすることで、本質的にマルチスケールの銀河形成プロセスを理解することを目的としたSMAUG（マルチスケール天体物理学のシミュレーション）プロジェクトの取り組みを進めます。宇宙論的シミュレーションでは、CGMはほぼ平坦な温度分布と、幅広い圧力および半径方向速度分布を示します。理想的なシミュレーションでは、強力な銀河フィードバックモデルが採用されている場合、内側のCGM（$\lesssim0.5\、r_{\rm200c}$）に同様の分布が見られますが、外側のCGM（$\gtrsim0.5\、r_{\rm200c}$）のコールドフェーズはそれほど顕著ではなく、強いフィードバックのあるモデルでも圧力と速度の分布が狭くなっています。この比較分析は、内部CGMの形成においてフィードバックが果たす主要な役割と、外部CGMにおける非球形降着や衛星銀河などの宇宙効果の重要性の増大を示しています。さらに、私たちの調査結果は、大規模な半径でCGMの多相構造をキャプチャするために宇宙論的シミュレーションが必要である一方で、理想化されたシミュレーションは、銀河フィードバックが内部CGMと相互作用する方法を研究するための堅牢なフレームワークを提供し、それによってフィードバック処方を制約するための信頼できる道を提供することを強調しています。
SMAUGの最初の結果：銀河形成の半解析モデルにおける予防的な恒星フィードバックと改良されたバリオンサイクリングの必要性
| Title |
First_results_from_SMAUG:_The_need_for_preventative_stellar_feedback_and_improved_baryon_cycling_in_semi-analytic_models_of_galaxy_formation |
| Authors |
Viraj_Pandya,_Rachel_S._Somerville,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Christopher_C._Hayward,_Greg_L._Bryan,_Drummond_B._Fielding,_John_C._Forbes,_Blakesley_Burkhart,_Shy_Genel,_Lars_Hernquist,_Chang-Goo_Kim,_Stephanie_Tonnesen_and_Tjitske_Starkenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16317 |
半解析モデル（SAM）は、銀河形成に関連する物理プロセスを追跡する有望な手段ですが、それらの近似の多くは厳密にテストされていません。SMAUG（マルチスケール天体物理学をシミュレートして銀河を理解する）プロジェクトの一環として、FIRE-2流体力学的「ズームイン」シミュレーションからの予測を、同じハローマージツリーで実行されるSantaCruzSAMからの予測と比較します。グローバルマスフローサイクル。私たちの研究には、低質量小人（M_vir〜10^10M_sunatz=0）、中間質量小人（M_vir〜10^11M_sun）、および天の川銀河（M_vir〜10^12M_sun）に広がる13のハローが含まれます。SAMとFIRE-2の予測は、恒星と星間質量の点では比較的よく一致しますが、銀河系の質量では劇的に異なります（SAMはFIRE-2よりも小人の場合、約3桁低くなります）。驚くべきことに、SAMは、ドワーフのガス降着率をFIRE-2に比べて10〜100倍高く予測し、これはSAMのより高い質量流出率で補正されます。最も深刻なモデルの不一致は、予防的な恒星フィードバックの欠如と、SAMでのハロガスの冷却とリサイクルの仮定が原因であると私たちは主張します。これらのモデルの緊張を解決するための最初のステップとして、超新星駆動の風によって運ばれるエネルギーが、ハローの外側のガスの一部を少なくともビリアル温度まで加熱できるようにする、シンプルでありながら有望な新しい予防的恒星フィードバックモデルを提示します。降着は抑制されます。
低表面輝度銀河における核X線活動：チャンドラ後継者任務で局所ブラックホール占有率を制約するための見通し
| Title |
Nuclear_X-ray_Activity_in_Low-Surface-Brightness_Galaxies:_Prospects_for_Constraining_the_Local_Black_Hole_Occupation_Fraction_with_a_Chandra_Successor_Mission |
| Authors |
Edmund_Hodges-Kluck,_Elena_Gallo,_Anil_Seth,_Jenny_Greene,_and_Vivienne_Baldassare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16342 |
近くの銀河の約半分は、中央の表面の明るさが空の明るさよりも1倍以上小さいです。これらの低表面輝度銀河（LSBG）の全体的な特性は未だ研究されておらず、特にそれらの巨大なブラックホールの数についてはほとんどわかっていません。このギャップは、z=0での大規模なブラックホールの頻度を決定し、銀河の進化の調節におけるそれらの役割を理解するために閉じる必要があります。ここでは、チャンドラX線天文台を使用して、32のLSBGのサンプルにおける核降着型X線放出の発生率と強度を調査します。核X線源は4つの銀河（12.5％）で検出されます。通常の銀河用に開発されたX線バイナリ汚染評価手法に基づいて、検出されたX線核が大量のブラックホールからの低レベルの降着を示していると結論付けます。正常な銀河の不偏X線調査からのスケーリング関係を使用した場合、アクティブな割合は、LSBGの恒星の質量分布から予想されるものと一致しますが、それらの総バリオン質量とは一致しません。これは、ブラックホールが恒星の人口と共進化したことを示唆しています。さらに、見かけ上の一致により、核活動の測定でブラックホールの周波数を恒星の質量の関数として効率的に制約できる100Mpc以内で利用できる銀河の数がほぼ2倍になります。結論として、現在検討中の高解像度広視野X線ミッションを使用して、この占有率を1e10太陽質量以下の数パーセントの精度で測定することの実現可能性について説明します。
ディープラーニングによるHI放射からの冷たい中性媒質の抽出：高緯度の銀河前景に対する意味
| Title |
Extracting_the_cold_neutral_medium_from_HI_emission_with_deep_learning:_Implications_for_Galactic_foregrounds_at_high_latitude |
| Authors |
Claire_E._Murray,_J._E._G._Peek,_Chang-Goo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16490 |
中性水素（HI）の相構造を解明することは、星間物質（ISM）のライフサイクルを理解する上で重要です。ただし、HIの温度と密度の正確な測定は、HI吸収を測定するためのバックグラウンドの連続光源の可用性によって制限されます。ここでは、光学的深度情報のない広い領域でHIプロパティを抽出するための深層学習の使用をテストします。ISMの3D数値シミュレーションの合成観測を使用して1Dたたみ込みニューラルネットワークをトレーニングし、冷たい中性媒質（f_CNM）の割合と、光学的深さ（R_HI）の光学的に薄いHIカラム密度に対する補正を$21\rm\から行います、cm$放出のみ。スペクトル線プロファイルの複雑さが最小限に抑えられる高銀河緯度（$|b|>30度）に分析を制限します。21cm吸収からの直接的な制約と結果を比較することにより、ネットワークがf_CNMとR_HIを正確に予測していることを確認します。ネットワークをGALFA-HI調査に適用することにより、f_CNMおよびR_HIの大面積マップを生成します。冷中性媒質（CNM）が豊富な構造のHIカラム全体に対する全体的な寄与は小さい（〜5％）が、これらの構造はユビキタスであることがわかります。私たちの結果は、磁場と整列した21cmの放射で観察された小規模構造がCNMによって支配されているという図と一致しています。最後に、HIカラム密度とダストの発赤（E（BV））の間の観測された相関関係はR_HIの増加とともに低下することを示し、高緯度でもHIを使用して前景銀河E（BV）を定量化するための今後の取り組みが忠実度を増加させることを示すHIフェーズ構造の説明。
太陽系との接近恒星遭遇の分析
太陽系との接近（1個以内）のための36の候補者を検討します。これらの星は、さまざまな作者による運動の分析結果に基づいて選択されています。このリストのほとんどのスターについて、運動学的特性はGaiaDR2カタログから取得されています。これらの星と太陽系の遭遇のパラメータは、3つの方法を使用して計算されました：（1）線形1、（2）エピサイクリック、および（3）軌道を軸対称ポテンシャルに統合することによって。エピサイクリック法は$\pm$1Myrを超えない時間間隔でのみうまく機能すると結論しました。3番目の方法に基づいて、最初の方法とよく一致し、星GaiaDR23130033734235815424の遭遇パラメーターの次の推定値を初めて取得しました：$t_{min}=-0.62\pm0.12$Myrおよび$d_{min}=0.30\pm0.10$pc。
放射トルクによる不規則な粒子の整列：効率の研究
不規則な粒子の集合体について、放射トルク（RAT）による粒子配列の効率を調べます。粒子は、楕円および長球回転楕円体のアンサンブルとしてモデル化され、ガウスランダム楕円体として変形され、それらの散乱相互作用は、数値的に正確な方法を使用して解決されます。高速で回転する粒子の割合を定義し、磁場に垂直な粒子の長軸との完全な整列を示します。典型的な星間条件では、RATメカニズムから生じる整列の程度は、常磁性緩和に基づくデービス-グリーンスタイン（DG）メカニズムから生じるそれよりも大幅に大きいことを示します。アライメントの有効性に関連する要因を定量化し、それがRAT理論の分析モデル（AMO）の$q_\mathrm{max}$要因に関連していることを示します。私たちの結果は、RATアライメントが潜在的に十分に強力であり、粒子に磁性介在物がなくても観察結果を説明できることを示しています。
HSCイメージング（SuGOHI）における重力レンズオブジェクトの調査-VII。 3つの強くレンズ化されたクエーサーの発見と確認
| Title |
Survey_of_Gravitationally_lensed_Objects_in_HSC_Imaging_(SuGOHI)_--_VII._Discovery_and_Confirmation_of_Three_Strongly_Lensed_Quasars |
| Authors |
Anton_T._Jaelani,_Cristian_E._Rusu,_Issha_Kayo,_Anupreeta_More,_Alessandro_Sonnenfeld,_John_D._Silverman,_Malte_Schramm,_Timo_Anguita,_Naohisa_Inada,_Daichi_Kondo,_Paul_L._Schechter,_Khee-Gan_Lee,_Masamune_Oguri,_James_H._H._Chan,_Kenneth_C._Wong,_Kaiki_T._Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16584 |
既存の強力なレンズとX線カタログから編集された3つの新しい2つの画像の重力レンズクエーサーの分光学的確認を提示します。HSCJ091843.27-022007.5の画像は、2.26秒角で分離された、両側に2つの青い点光源を持つ赤い銀河を示しています。このシステムには、光源とレンズの赤方偏移がそれぞれ$z_s=0.804$と$z_l=0.459$あります。これは、私たちの追跡分光データから得られたものです。CXCOJ100201.50+020330.0は、初期型の銀河の両側に0.85秒角で分離された2つの点光源を示しています。フォローアップの分光データは、$z_s=2.016$でのSDSSファイバースペクトルからの明るいクエーサーと同じ赤方偏移を持つ、より暗いクエーサーを確認します。偏向する前景銀河は、$z_l=0.439$の赤方偏移での典型的な初期型銀河です。SDSSJ135944.21+012809.8には、同じ赤方偏移$z_s=1.096$でクエーサースペクトルを持つ2つの点光源があり、1.05arcsecで分離されており、HSC画像に適合することにより、これらの間に銀河の存在が確認されます。これらの発見は、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）のディープイメージングと広い空のカバレッジの威力を示しています。HSC-SSPは、既存のX線源カタログとフォローアップ分光法と組み合わせることで、前景銀河にレンズされた複数画像のクエーサーを見つけるユニークな機会を提供します。
| Title |
Dark_matter_neutrinos:_A_proposed_mechanism_for_the_stellar_rotational_velocity_curve_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Andrew_Panteli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16635 |
観測された天の川の回転速度曲線と現在の重力力学の理論との不一致は、十分に立証されています。曲線は、観察可能なよりもはるかに多くの質量、または暗黒物質の存在を示唆しています。現在のモデルでは、暗黒物質の量は全物質の85％程度と推定されています。この論文では、暗黒物質の潜在的な発生源としての相対論的ニュートリノを探究し、その生成のための天の川の中心にある粗い連星恒星降着モデルのメカニズムを提案しています。結果は、これが現在の重力理論、天の川の観測された速度曲線、85％程度のバリオン物質に対する暗黒物質の割合の現在の推定値と一致していることを示しています。
恒星の質量の関数としてのUVダスト減衰と赤方偏移を伴うその進化
| Title |
UV_dust_attenuation_as_a_function_of_stellar_mass_and_its_evolution_with_redshift |
| Authors |
Jana_Bogdanoska_and_Denis_Burgarella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16700 |
UVダストの減衰、および恒星の質量などの他の銀河パラメーターとの関係を研究することは、多波長研究で重要な役割を果たします。この作品は、ダスト形成と星形成銀河の恒星の質量、および赤方偏移によるその進化を関連付けています。赤外線の過剰から計算されたダストの減衰の推定値を持つ銀河のサンプルが使用されました。赤方偏移ビンで分離されたダスト減衰対恒星質量データは、低質量銀河のゼロでない一定の見かけのダスト減衰を仮定して、単一パラメーター線形関数によってモデル化されました。しかし、この影響の原因はまだ決定されておらず、いくつかの可能性が探究されています（実際の高ダスト含有量、ダスト対金属比の変動、星ダストの形状の変動）。次に、このモデルの最適なパラメーターを使用して、宇宙塵の減衰の赤方偏移の進展を研究し、文献の結果と一致していることがわかります。この研究はまた、ダストシフトの赤方偏移の進化への証拠を提供します-最高の赤方偏移範囲での最近の研究によって示唆されているように、恒星の質量関係。
銀河の最大恒星表面密度を決定するものは何ですか？
| Title |
What_determines_the_maximum_stellar_surface_density_of_galaxies? |
| Authors |
Chih-Teng_Ling,_Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Ting-Yi_Lu,_Alvina_Y._L._On,_Daryl_Joe_D._Santos,_Tiger_Y.-Y._Hsiao_and_Simon_C._-C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16738 |
観測上、宇宙で最も密度の高い恒星系は最大恒星表面密度$\Sigma^{\max}_{*}$=$3\times10^5$M$_{\odot}を超えないことが報告されています$pc$^{-2}$、星団から銀河までの幅広い物理的スケールにわたって。これは、星の形成と恒星の密度を制御する基本的な物理学が存在することを示唆しています。ただし、この最大制限を決定する要因は明確ではありません。この研究では、$\Sigma^{\max}_{*}$の銀河は以前の研究で報告されているように一定ではなく、実際には恒星の質量に依存していることを示しています。$z=0.01-0.5$のSloanDigitalSkySurveyDataRelease12から銀河サンプルを選択します。理論モデルによって予測された一定の最大値とは対照的に、$\Sigma^{\max}_{*}$は、特に$\sim10^{10}$M$_{\odot}を備えたより大規模な銀河では、恒星の質量に強く依存します$。また、$$Sigma_{*}$の高い銀河の大部分は赤色で星形成率が低いこともわかりました。これらの銀河は恐らく、銀河の進化が青い星の形成から星の形成を止めることによる赤い静止へと進化した結果、$\Sigma^{\max}_{*}$に達します。$\Sigma^{\max}_{*}$の恒星質量依存性の1つの考えられる説明は、恒星フィードバックの質量依存効率です。恒星のフィードバックは比較的浅い重力ポテンシャルで比較的効率的である可能性があり、恒星システムが高恒星密度に到達する前に星の形成を迅速に終了させます。
コマの超拡散銀河の紫外線およびX線特性
多くの超拡散銀河（UDG）がComaクラスターで発見され、一部は、特にDragonfly44は、小人のような恒星の質量にもかかわらず、天の川のような動的質量を持っているという証拠があります。X線、UV、および光学データを使用してComaUDGの星形成と核活動を調査し、低レベルを検索するためにDragonfly44の深紫外線およびX線データ（SwiftおよびXMM-Newton）を取得しました星形成、高温の銀河系ガス、X線連星からの統合放出。昏睡状態のUDGの中で、UV光度は静止と一致していますが、NUV$-r$色は過去のGyrでの星形成を示しています。これは、UDGが最近クエンチされたことを示しています。$r$バンドの光度は、コマのコアからの距離が予測されるにつれて低下します。Dragonfly44のUV明度は、SFR$<6\times10^{-4}M_{\odot}$yr$^{-1}$の静止状態とも一致し、X線は感度まで検出されません$10^{38}$ergs$^{-1}$です。これは、ビリアル半径内の$M>10^8M_{\odot}$の熱いコロナを除外します。これは、通常、動的に巨大な銀河で予想されます。明るく低質量のX線バイナリが存在しないことは、銀河の全恒星質量からの予想と一致していますが、Dragonfly44の個体数が非常に多いため、ほとんどの低質量X線バイナリが球状星団で形成される可能性はほとんどありません。UVとX線分析に基づいて、動的に巨大な集団を除外することはできませんが、ComaUDGは、クエンチされた矮小銀河と一致しています。
TXS 0128 + 554：エピソードジェットアクティビティでAGNを放出する若いガンマ線
| Title |
TXS_0128+554:_A_Young_Gamma-Ray_Emitting_AGN_With_Episodic_Jet_Activity |
| Authors |
M._L._Lister_(Purdue_U.),_D._C._Homan_(Denison_U.),_Y._Y._Kovalev_(ASC_Lebedev,_MIPT,_MPIfR),_S._Mandal_(Purdue_U.),_A._B._Pushkarev_(CrAO,_ASC_Lebedev),_A._Siemiginowska_(CfA_Harvard_and_Smithsonian) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16970 |
フェルミガンマ線源4FGLJ0131.2+5547に関連するAGNTXS0128+554のチャンドラX線および多周波ラジオVLBA調査を実施しました。AGNはターゲット19.3ksのチャンドラ画像では未解決であり、そのスペクトルは、区別可能なスペクトル機能を持たない単純な吸収力の法則モデルによく適合しています。他のCSOと比較してその比較的柔らかいX線スペクトルは、kT=0.08keVの上限温度を取得できた熱放射成分を示している可能性があります。コンパクトな無線形態と測定された前進速度0.32c±0.07cは、運動学的年齢がわずか82y+-17yであることを示しており、TXS0128+554をコンパクト対称オブジェクト（CSO）クラスの最年少メンバーの中に配置します。コンパクトな反転スペクトルホットスポットの欠如と、明るい内部ジェットと外部無線ローブ構造の間の放出ギャップは、ジェットが一時的な活動を経験し、10年前に再起動されたことを示しています。逆コンプトン放出繭モデルに基づいた、葉からの予測ガンマ線放出は、観測されたフェルミLATフラックスより3桁低いです。赤方偏移z<0.1を持つ他のフェルミ検出および非フェルミ検出CSOとの比較は、ガンマ線放出が内部ジェット/コア領域で発生している可能性が高く、近くで最近起動されたAGNジェットが、FermiLATインストゥルメント。
偏心した相対論的ディスクにおけるHFQPOとディスコイズミックモードの励起。 II。電磁流体シミュレーション
| Title |
HFQPOs_and_discoseismic_mode_excitation_in_eccentric,_relativistic_discs._II._Magnetohydrodynamic_simulations |
| Authors |
Janosz_W._Dewberry,_Henrik_N._Latter,_Gordon_I._Ogilvie_and_Sebastien_Fromang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16266 |
トラップされた慣性振動（rモード）は、ブラックホールX線バイナリシステムからの放出で観測された高周波の準周期振動（HFQPO）について有望な説明を提供します。偏心（またはワープ）はrモードを大きな振幅に励起する可能性がありますが、同時に振動は、磁気回転不安定性（MRI）によって駆動される電磁流体力学（MHD）乱流によって減衰される可能性があります。相対論的降着円盤のグローバルな層化されていないゼロネットフラックスMHDシミュレーションで偏心を強制し、十分に強い円盤歪みがこの減衰にもかかわらずトラップされた慣性波を生成することを見つけます。私たちのシミュレーションでは、内側の円盤の約0.03を超える偏心がトラップされた波を励起します。rモードの減衰と運転の間の競争に加えて、より大きな振幅の偏心構造が修正され、場合によってはMRI乱流を抑制することがわかります。rモードを増幅できるさまざまな歪み（ゆがみと偏心）を考えると、シミュレーションでMRI乱流に直面してトラップされた慣性波励起のロバスト性は、HFQPOのディスコスミックな説明をサポートします。
GW190814に照らした変態中性子星
非対称連星からの重力波の観測は、重い中性子星の可能性を開きますが、これらは中性子星の状態方程式のモデルに挑戦をもたらします。スペクトル表現では十分に回復できない、閉じ込められていないQCD物質から発生する音の速度に重要な構造を導入することにより、重い中性子星を構築します。それらの慣性モーメント、ラブ数、および四重極モーメントは非常に小さいため、重力波を使用してこの可能性をテストするには、感度を10倍にする必要があります。これは、第3世代の検出器で実現可能です。
7年間のIceCubeデータを使用した時間依存の宇宙線の日陰の測定-太陽周期および磁場モデルとの比較
| Title |
Measurements_of_the_Time-Dependent_Cosmic-Ray_Sun_Shadow_with_Seven_Years_of_IceCube_Data_--_Comparison_with_the_Solar_Cycle_and_Magnetic_Field_Models |
| Authors |
M._G._Aartsen,_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_J._Auffenberg,_S._Axani,_H._Bagherpour,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_C._Bohm,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_J._Buscher,_R._S._Busse,_T._Carver,_C._Chen,_E._Cheung,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_D._F._Cowen,_R._Cross,_P._Dave,_C._De_Clercq,_et_al._(313_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16298 |
時間依存の宇宙線の太陽の影の観測は、太陽磁場モデルの評価のための貴重な診断法として証明されています。このペーパーでは、7年間のIceCubeデータを太陽活動および太陽磁場モデルと比較しています。太陽磁場モデルとイベントレートレベルのIceCubeデータの定量的な比較が初めて実行されました。さらに、最初のエネルギー依存分析が提示され、最近の予測と比較されます。月と太陽に7年間のIceCubeデータを使用し、それらをデータレートレベルのシミュレーションと比較します。シミュレーションは、月と太陽の幾何学的な影の仮説と、太陽の場合の太陽磁場によって支配される宇宙線伝搬モデルに対して実行されます。日照強度と太陽活動の間の線形的に減少する関係は、6.4シグマレベルでの一定の関係よりも好ましいことがわかりました。コロナ磁場の一般的に使用される2つのモデルをテストします。両方とも、パーカースパイラルと組み合わせて、太陽磁場での宇宙線伝搬をモデル化します。どちらのモデルも、データに示されているように、太陽の活動が高いときに影が弱まることを予測します。統計的な不確実性のみを前提として、両方のモデルで$3\sigma$のオーダーのデータで緊張を見つけます。磁場モデルCSSSは、PFSSモデルよりもわずかにデータに適合します。これは、チベットのAS-ガンマ実験で以前に発見されたものと一般的に一致していますが、2つのモデルからのデータの偏差は、現時点では重要ではありません。太陽の影のエネルギー依存性については、理論的な予測と一致して、太陽の活動が活発なときに、エネルギーとともに影の効果が増加することがわかります。
T Tauriは、Rho Ophiuchi領域の$ \ gamma $ -rayソースとして主演します
| Title |
T_Tauri_stars_as_$\gamma$-ray_source_in_the_Rho_Ophiuchi_region |
| Authors |
A._Fil\'ocomo,_G._J._Escobar,_J._F._Albacete_Colombo,_E._A._P\'assaro,_J._A._Combi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16413 |
Fermi衛星の最後の線源カタログで検出された$\gamma$線源の30％以上は、他の周波数で対応する観測値がありません。これらの情報源のかなりの部分は、Tタウリ星の連合によって支配されている星形成領域と位置的に一致しています。最も近い星形成領域の1つであるRhoOphiuchiは、正体不明のフェルミソース4FGLJ1625.3-2338と一致します。この研究では、Tタウリ星におけるいくつかの支配的な放射過程を考慮して、スペクトルエネルギー分布をモデル化しました。この地域の合計22のクラスIIITタウリ星を説明し、100MeVから100GeVのエネルギー範囲で積分された$\gamma$-ray光度は、4FGLJ1625.3-2338ソースのカタログで観察されたものと一致しています。
SN 2018hti：金属に乏しい銀河で発見された近くの超光速超新星
| Title |
SN_2018hti:_A_Nearby_Superluminous_Supernova_Discovered_in_a_Metal-poor_Galaxy |
| Authors |
W._L._Lin,_X._F._Wang,_W._X._Li,_J._J._Zhang,_J._Mo,_H._N._Sai,_X._H._Zhang,_A._V._Filippenko,_W._K._Zheng,_T._G._Brink,_E._Baron,_J._M._DerKacy,_S._A._Ehgamberdiev,_D._Mirzaqulov,_X._Li,_J._C._Zhang,_S._Y._Yan,_G._B._Xi,_Y._Hsiao,_T._M._Zhang,_L._J._Wang,_L._D._Liu,_D._F._Xiang,_C._Y._Wu,_L._M._Rui,_Z._H._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16443 |
SN2018htiは、最大輝度で$g$バンドの絶対値が$-22.2$のタイプI超光速超新星（SLSN〜I）で、金属欠乏銀河で0.0612の赤方偏移で発見されました。$\sim-35$日から$r$バンドの最大値から+340日以上までの位相をカバーする、この超新星の広範な測光および分光観測を提示します。$BVgri$バンド測光と{\itSwift}UVOT光学/紫外測光を組み合わせて、ピーク光度を$\sim3.5\times10^{44}$ergs$^{-1}$として計算しました。観測された光度曲線をモデル化すると、SN2018htiの光度の進化は、5.8$M_\odot$の噴出物質量と$B=1.8\times10^{13}$〜Gの磁場を持つマグネターによって生成できることがわかります。$P_0=1.8$msの初期スピン期間。そのようなマグネターを使用したシナリオとより大きなサンプルに基づいて、マグネターのスピンとエジェクタの運動エネルギーの間の相関は、ほとんどのSLSNe〜Iで推測でき、自己矛盾のないシナリオを示唆しています。他のSLSNe〜Iと同様に、SN2018htiのホスト銀河は比較的暗く（$M_{g}=-17.75$等）、金属性が低く（$Z=0.3〜Z_\odot$）、星が付いていることがわかります-形成率0.3$M_\odot$yr$^{-1}$。単一星の進化のシミュレーション結果によると、SN2018htiは、ゼロエイジのメインシーケンス（ZAMS）質量が25から40ドルの巨大な金属の乏しい星、またはより回転の少ない回転から発生する可能性があります$M_\mathrm{ZAMS}\約16$-25$M_\odot$でスターを付けます。バイナリシステムの場合、その祖先は$M_\mathrm{ZAMS}\gtrsim25$$M_\odot$のスターになることもあります。
SGR1935 + 2154 SGRバーストでの周期的なウィンドウ動作
2つの繰り返しFRBソース、FRB180916（CHIME/FRBコラボレーション、2020）およびFRB121102（Rajwadeet。al。、2020）は、FRB検出時の動作を定期ウィンドウ（PWB）に表示します。PWBを表示するイベントは、厳密に定期的に発生するのではなく、期間の一部にまたがる定期的なウィンドウ内で発生します。ただし、データセットの多くの期間中にイベントはまったく発生しません。2020年5月の間に、SGR1935+2154（GCN27675）から観測された同時X線バーストと高速無線バースト（FRB）は、いくつかの理論モデルに沿って、少なくともいくつかのFRBとマグネター、SGRバーストの見かけの発生源の間に明確なリンクを確立しました。IPN（惑星間ネットワーク）X線およびガンマ線装置からの2014年から2020年までのSGR1935+2154に関するX線バーストデータの調査は、これらのデータもPWBを表示する可能性があることを示唆しました。最大のデータサンプルに定期的な折りたたみ分析を適用すると、最小ウィンドウ割合56％で、232日の折りたたみ期間でのすべてのバースト時間がカバーされました。データは、ほとんどの尺度で不均一であり、さまざまなバイアスがあり、6つのバーストエピソードしかカバーしていません。提案された時間枠と周期性の外で1つまたはいくつかのイベントのみを検出すると、これらの結論の範囲が無効になるか、大幅に減少する可能性があります。ただし、データのいくつかのサブサンプルについては、同じ期間が最小のウィンドウ部分を提供し、すべてのサブサンプルについて、この期間は、最も多くのバーストを持つ2つのエピソードのいずれかが削除された場合を含め、最低のウィンドウ部分の間で得られました。これらのチェックは、結果が特定のデータに対してロバストであることを示唆しています。したがって、このSGRのX線バーストのある種の周期性は、少なくとも一部のSGRX線バーストの背後にあるメカニズム、および関連してFRBに関する有用なヒントを提供するはずです。
ウインドショックブレイクアウトによって駆動される明るい光過渡現象の立ち上がり時間-ピーク光度関係に関する系統的研究
| Title |
A_systematic_study_on_the_rise_time-peak_luminosity_relation_for_bright_optical_transients_powered_by_wind_shock_breakout |
| Authors |
Akihiro_Suzuki,_Takashi_J._Moriya,_Tomoya_Takiwaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16494 |
恒星の爆発に起因するいくつかの天体物理学的過渡現象は、噴出された物質と星間物質との衝突によって駆動され、衝撃散逸によって熱放射を効率的に生成します。このような相互作用を利用したトランジェントが、ピークボロメトリック光度と立ち上がり時間の位相空間でどのように分布しているかを調査します。球対称の時間のかからない1次元シミュレーションを利用して、異なる星間質量と半径、噴出物の質量とエネルギー、および化学組成を持つ500以上のモデルを計算しました。シミュレートされた各光度曲線について、ピークボロメトリック光度、総放射エネルギー、および相互作用駆動型放射の立ち上がり時間を測定します。これらの特性量がモデルパラメーターの関数としてどのように決定されるかを検討し、タイプIIn超新星や高速青色光過渡などの、（潜在的な）相互作用駆動過渡の観測された母集団に対する考えられる影響について説明します。
ASKAP高速ラジオバーストにおけるパルス広がりの母集団分析
| Title |
A_population_analysis_of_pulse_broadening_in_ASKAP_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Hao_Qiu_(1),_Ryan_M._Shannon_(2),_Wael_Farah_(2),_Jean-Pierre_Macquart_(3),_Adam_T._Deller_(2),_Keith_W._Bannister_(4),_Clancy_W._James_(3),_Chris_Flynn_(2),_Cherie_K._Day_(2),_Shivani_Bhandari_(4)_and_Tara_Murphy_(1)_((1)_University_of_Sydney,_(2)_Swinburne_University_of_Technology,_(3)_Curtin_University,_(4)_CSIRO_Astronomy_and_Space_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16502 |
高速無線バースト（FRB）のパルス形態は、前駆体の物理学とバーストが伝播するプラズマ媒体の両方を理解する上で重要な情報を提供します。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によって検出された33の明るいFRBのプロファイルの研究を紹介します。繰り返しが確認されている2つのFRBを含む、測定可能な固有のパルス幅を持つ7つのFRBを特定します。ささやかなサンプルでは、パルス幅分布に二峰性の証拠は見られません。また、不均一なプラズマでの散乱によって引き起こされるミリ秒のタイムスケールパルス広がりの証拠を持つ5つのFRBを特定します。パルスの広がりと銀河系外の分散測定値との関係に関する証拠は見つかりません。散乱は、ホスト銀河の極端な乱気流、または前景銀河を介した偶然の伝播によって引き起こされる可能性があります。将来の高時間分解能の観測とホスト銀河の特性の詳細な研究により、ギガパーセクスケールで見通し内乱流を探査できる可能性があります。
中国の最初のX線天文学衛星の初期結果に関する洞察の高エネルギー天体物理学の論文の特別なコレクションの紹介：Insight-HXMT
| Title |
Introducing_a_special_collection_of_papers_in_the_Journal_of_High_Energy_Astrophysics_on_the_Early_Results_of_China's_1st_X-ray_Astronomy_Satellite:_Insight-HXMT |
| Authors |
Diego_F._Torres,_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16695 |
Insight-HXMTは、中国のJiuquan衛星打ち上げセンターから2017年6月15日に打ち上げられた、中国初のX線天文学ミッションです。Insight-HXMTは、軟X線での優れたタイミングと適切なエネルギー分解能、および硬X線での最大有効面積を備え、1〜250keVのX線で広いエネルギー範囲をカバーするように設計されています。ここでは、中国の最初のX線天文学衛星インサイトHXMTの初期結果に関する高エネルギー天体物理学ジャーナルの論文集を紹介します。これらの論文は、軌道上での性能、背景モデル、すべてのキャリブレーション結果、および連星の観測に関するいくつかの最初の結果と銀河面調査の詳細をカバーしています。
チェロンコフ望遠鏡アレイのブラノン暗黒物質モデルに対する感度
| Title |
Cherenkov_Telescope_Array_sensitivity_to_branon_dark_matter_models |
| Authors |
Alejandra_Aguirre-Santaella_(1),_Viviana_Gammaldi_(1),_Miguel_A._S\'anchez-Conde_(1),_Daniel_Nieto_(2)_((1)_IFT_UAM-CSIC,_(2)_UCM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16706 |
これまでのところ、GeVの体制に暗黒物質（DM）信号の明確なヒントがない場合、重い$\mathcal{O}$（TeV）DM候補がコミュニティ内で徐々に注目を集めています。特に、余分な次元の\textit{brane-world}モデルは、最大100TeVの質量の熱DM候補を生成する可能性があります。これらの重いDM候補は、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）などの次世代の非常に高エネルギーのガンマ線観測装置で検出できます。この研究では、代表的な天体物理学のDMターゲット、すなわち矮小回転楕円体銀河の観測を介して、CTAのブラノンDMに対する感度を調べます。特に、北半球と南半球からそれぞれ見える2つの有名な小人であるドラコと彫刻家に焦点を当てます。これらのターゲットのそれぞれについて、CTA観測の300\hをシミュレートし、最新の公に利用可能な機器応答関数と最新の分析ツールを使用して、CTA-NorthとCTA-Southの両方のブラノン消滅に対する感度を調査しました。ブラノンの質量の関数として$5\sigma$検出に到達するために必要な消滅断面積の値を計算しました。さらに、予測されたDM信号がない場合、消滅断面積の$2\sigma$上限を取得しました。これらの制限は、考慮されるブラノンの質量に応じて、熱遺物断面積の値を1.5〜2桁超えます。それでも、CTAは、ブレーンの張力-質量パラメーター空間のかなりの部分を$0.1-60$TeVのブロン質量範囲で、最大$\sim10$TeVのテンションまで除外できるようにします。さらに重要なことに、CTAはAMSおよびCMSによってすでに除外されている領域を大幅に拡大し、将来のSKA電波観測に貴重な補足情報を提供します。CTAはブレーンワールドモデル、より一般的にはTeVDM候補を制約する可能性があると結論付けます。
銀河中心の内部パーセルのパルサーはダークマターの存在を探ることができますか？
| Title |
Can_Pulsars_in_the_inner_parsecs_from_Galactic_Centre_probe_the_existence_of_Dark_Matter? |
| Authors |
Antonino_Del_Popolo,_Maksym_Deliyergiyev,_Morgan_Le_Delliou,_Laura_Tolos,_Fiorella_Burgio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16838 |
パルサーの銀河における暗黒物質の分布への質量依存の可能性を考慮して、暗黒物質環境における暗黒コンパクトオブジェクトの形成について説明します。私たちの結果は、暗黒物質の捕捉により、パルサーの質量が天の川の中心に向かって減少し、暗黒物質の存在と性質のプローブになることを示しています。したがって、暗黒物質の豊富な環境でのパルサー質量の進化を使用して、将来の実験と組み合わせたときに、銀河ハロー暗黒物質プロファイルの特性、暗黒物質粒子の質量、および暗黒物質に制約を課すことができると提案します。物質の自己相互作用の強さ。
| Title |
Revisiting_primordial_black_holes_capture_into_neutron_stars |
| Authors |
Yoann_G\'enolini,_Pasquale_Serpico,_Peter_Tinyakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16975 |
初期宇宙のさまざまなプロセスを通じて生成された原始ブラックホール（PBH）は、暗黒物質の一部または全体を占める銀河のハローを埋めることができます。特に、恒星下の質量を持つPBHは、星によって捕獲され、それらの物質を飲み込み始め、最終的にそれらをBHに変えて、特異な新しいタイプの恒星の壊滅的なイベントを引き起こします。ここでは、中性子星によるPBH捕獲の最も好ましいケースで、このプロセスを再検討します。PBHの星と質量の成長内での解決の間に、キャプチャフェーズでいくつかの新しい機能を詳しく説明し、いくつかの現象論的な結果を示します。特に、亜音速領域では、PBHドラッグがボンダイ降着の形をとることを指摘します。結果として、NSから恒星サイズのBHへの最終的な核変換の開始は、PBHシードが中心からわずかにずれた位置で予想されます。また、PBH-恒星相互作用のさまざまな位相に関連する重力波のエネルギー損失と信号を計算します。特に、降着段階に関連する放射は数kHzの周波数で周期的です。近くの銀河系イベントのまれなケースで、軽いPBHの場合は、これから発生する核変換の警告となる可能性があります。
CALLISTOは、周波数45〜870ドルMHzで太陽コロナから発生する一時的な電波放射/バーストを監視するように設計された電波分光計です。現在、世界中に$\gtrsim150$のステーション（全体でe-CALLISTOネットワークを形成）があり、24時間太陽を継続的に監視しています。e-CALLISTOネットワークのすべてのステーションで観測されたCALLISTOデータを処理するためのPythonライブラリ、pyCallistoを開発しました。この記事では、CALLISTOデータを処理するために日常的に使用されているさまざまな便利な関数を、適切な例とともに示します。このライブラリは、データの処理に効率的であるだけでなく、さまざまなタイプの太陽電波バーストの自動分類アルゴリズムの開発に重要な役割を果たします。
PeTar：大規模な衝突星系をモデリングするための高性能N体コード
| Title |
PeTar:_a_high-performance_N-body_code_for_modeling_massive_collisional_stellar_systems |
| Authors |
Long_Wang,_Masaki_Iwasawa,_Keigo_Nitadori_and_Junichiro_Makino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16560 |
球状星団（GC）などの大規模な衝突恒星系の数値シミュレーションは、非常に時間がかかります。これまで、NBODY6++GPUコードを使用して実行されたのは、ごくわずかなバイナリ（5％）のGCの数百万体の現実的なシミュレーションだけです。このようなモデルは、GPUベースのスーパーコンピューターでの計算に半年かかりました。この作業では、Barnes-Hutツリー、Hermiteインテグレーター、スローダウンアルゴリズム正則化（SDAR）の方法を組み合わせて、新しいNボディコードPeTarを開発します。コードは、MPI、OpenMP、SIMD命令およびGPUを使用したハイブリッド並列化手法を使用することにより、高いパフォーマンスを維持しながら、複数のシステム（バイナリ、トリプルなど）の任意の部分を正確に処理できます。いくつかのベンチマークは、PeTarとNBODY6++GPUがグローバル構造、バイナリ軌道、エスケーパーの長期的な進化について非常によく合意していることを示しています。高度に構成されたGPUデスクトップコンピューターでは、PeTarを使用したすべての星がバイナリである100万体のシミュレーションのパフォーマンスは、NBODY6++GPUの11倍です。さらに、CrayXC50スーパーコンピューターでは、コアの数が増えると、PeTarは適切にスケーリングします。超コンパクト矮星と核星団の領域をカバーする1000万体の問題を解決することが可能になります。
ALMA（ODISEA）を使用したへびつかい座のDIsc調査。 II。恒星の多重度が円盤の特性に及ぼす影響
| Title |
The_Ophiuchus_DIsc_Survey_Employing_ALMA_(ODISEA)._II._The_effect_of_stellar_multiplicity_on_disc_properties |
| Authors |
Alice_Zurlo,_Lucas_A._Cieza,_Sebasti\'an_P\'erez,_Valentin_Christiaens,_Jonathan_P._Williams,_Greta_Guidi,_Hector_C\'anovas,_Simon_Casassus,_Antonio_Hales,_David_A._Principe,_Dary_Ru\'iz-Rodr\'iguez,_Antonia_Fernandez-Figueroa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16259 |
ODISEAターゲットのVLT/NACOおよびKeck/NIRC2を使用して、適応光学（AO）近赤外線（NIR）観測を提示します。ODISEAは、へびつかい座の分子雲内の星状円盤の全集団のALMA調査です。ODISEAのサンプル全体から、AOのNIRでまだ観測されておらず、NACOまたはNIRC2で観測可能なすべてのディスクを選択します。NIR-ODISEA調査は、NIRAOイメージングで初めて観測された147個の星で構成され、文献に存在するへびつかい座のほとんどすべてのバイナリシステムを再調査します（21のうち20）。合計で、20の新しいバイナリシステムと1つのトリプルシステムを検出します。それらのそれぞれについて、予想される分離とコンパニオンの位置角度、およびそれらのNIRとミリメートルのフラックス比を計算します。NIRのコントラストから、セカンダリーの質量を導き出し、それらの9つが準恒星レジーム（30-50\MJup）にあることがわかりました。複数のシステムのディスクは最大合計ダスト量が$\sim$50M$_{\oplus}$に達しますが、単一の星のディスクは200M$_{\oplus}$のダスト量に達することがあります。質量が10M$_{\oplus}$を超えるディスクは、分離距離が$\sim$110auを超えるバイナリの周囲でのみ見つかります。最大ディスクサイズも、バイナリよりも1つの星の周りで大きくなっています。しかし、へびつかい座のほとんどの円盤は非常に小さく、質量が小さいため、一般的な円盤集団では、視覚的なバイナリの効果は比較的弱いです。
古典的な脈動星による高精度距離測定
古典的なセファイドとRRライラの変数は、それぞれ若い世代と古い年齢の星の個体群を追跡する放射状に脈動する星です。これらの古典的な脈動星は、精密な恒星天体物理学と銀河系外の距離測定のための最も敏感なプローブです。明確に定義された周期-明度の関係により、標準キャンドルとして広く使用されていますが、これらのオブジェクトに基づく距離測定は、絶対的な一次キャリブレーション、金属効果、およびその他の系統的な不確実性の影響を受けます。ここでは、古典的なセファイド、RRライレイ、およびタイプIIセファイド変数のレビューを、歴史的紹介から始めて、それらの基本的な進化的および脈動特性について説明します。複数の波長でこれらの標準キャンドルの絶対的なスケールを確立するための最近の理論的および観察的努力に焦点を当てます。これらの古典的な脈動星の高精度宇宙距離尺度への応用について、観測系統学とともに説明します。非常に大きな望遠鏡の次の時代におけるこれらの古典的なパルセーターの理解におけるさらなる改善の見通しをまとめます。
HH 137およびHH 138の多周波研究：GeminiとAPEXを使用した新しい結び目と分子流出の発見
| Title |
Multifrequency_study_of_HH_137_and_HH_138:_Discovering_new_knots_and_molecular_outflows_with_Gemini_and_APEX |
| Authors |
Leticia_V._Ferrero,_Cristina_E._Cappa,_Hugo_P._Salda\~no,_Mercedes_G\'omez,_M\'onica_Rubio,_Guillermo_G\"uthardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16287 |
関連付けられている可能性がある2つのHHオブジェクト（137と138）の多波長研究を紹介します。GeminiH$_2$（2.12$\mu$m）およびK（2.2$\mu$m）画像、APEX分子線観測およびSpitzer画像アーカイブを使用します。HH137のノットのオプティカルチェーンにリンクされたいくつかのH$_2$ノットが、GeminiおよびSpitzer4.5の$\mu$m画像で確認されています。HH138の輪郭を描く光ノットに関連する新しい衝撃励起領域も報告されます。さらに、HH137とHH138のほぼ中間にある明るい4.5$\mu$m0.09pcの長さの弧状の構造は、2つのSpitzerClassI/IIオブジェクトに関連付けられていることがわかります。エキサイティングなスターになります。これらのソースは、$^{12}$CO（3-2）、$^{13}$CO（3-2）、C$^{18}$O（3で検出された高密度分子凝集塊とほぼ一致しています。-2）、LCO質量が36M$_{\odot}$のHCO$^{+}$（3-2）およびHCN（3-2）分子線。観測された領域全体の$^{12}$CO（3-2）放出分布は、3つの分子流出の基礎となる分子物質を明らかにします。それらのうちの2つ（アウトフロー1および2）は、HH137およびHH138のすべての光学ノットと、H$_2$および4.5$\mu$m衝撃放出ノットにリンクされています。実際、流出2は、細長い$^{12}$COブルーローブを示しています。これは、HH137のすべてのH$_2$ノットと一致し、終端H$_2$バウショックで終わります。流出を地域で検出されたダストクランプに接続する簡単なシナリオを提案します。3番目に考えられる流出は、北東に位置し、二次的な弱くて冷たい塵の塊に向かって突き出ています。
ガイアとハッブルは、タイプII球状星団{\ omega}ケンタウリとM 22の恒星集団の運動学を明らかにします
| Title |
Gaia_and_Hubble_unveil_the_kinematics_of_stellar_populations_in_the_Type_II_globular_clusters_{\omega}_Centauri_and_M_22 |
| Authors |
G._Cordoni,_A._P._Milone,_A._F._Marino,_G._S._Da_Costa,_E._Dondoglio,_H._Jerjen,_E._P._Lagioia,_A._Mastrobuono-Battisti,_J._E._Norris,_M._Tailo,_and_D._Yong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16355 |
球状星団（GC）における複数の恒星集団の起源は、現代の恒星天体物理学の最大の謎の1つです。N体シミュレーションは、GCスターの現在のダイナミクスが高赤方偏移で発生し、複数の集団の形成につながったイベントを抑制できることを示唆しています。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）と地上の施設からのマルチバンド測光をHSTおよびGaiaDataRelease2の適切なモーションと組み合わせて、タイプの複数の集団の空の平面内の空間分布とモーションを調査しますIIGCNGC5139（$\omega\、$Centauri）およびNGC6656（M22）。最初に、異なる金属性を持つ恒星の個体群を分析しました。M22のFeが少ない星とFeが豊富な星は、同様の空間分布と回転パターンを共有し、同様の等方性運動を示します。同様に、$\omega\、$Centauriで鉄の存在量が異なる2つの主要な集団は、類似の楕円率と回転パターンを共有しています。さまざまな放射状領域を分析すると、回転振幅が中心から外部領域に向かって減少することがわかります。$\omega\、$CentauriのFeが少ない星とFeが豊富な星は、中心領域で放射状に異方性があり、同様の程度の異方性を示します。また、さまざまな軽元素の豊富さを備えた恒星の個体群を調査し、Nに富む星がNに乏しい星よりも高い楕円率を示すことを発見しました。$\omega\、$CentauriCentauriでは、両方の恒星グループが放射状に異方性です。興味深いことに、Nに富むFeに富む星は、類似した金属性を持つNが乏しい星とは異なる回転パターンを示します。M22の異なる窒素を含む恒星の個体群は、同様の回転パターンと等方性運動を示します。複数の人口の形成のコンテキストでこれらの調査結果について説明します。
連続的な冷却と比較的単純なおかげで、白色矮星は恒星の個体群の年齢を測定するために日常的に使用されています。宇宙年代計としての白色矮星の有用性は、正確な冷却モデルが利用可能かどうかに依存します。これらのモデルの重要な要素は、主に冷却速度を左右する導電性不透明性です。この作業では、DAとDBの白色矮星のエンベロープの重要な部分を特徴付ける、中程度の結合と中程度の縮退の体制のための改善された導電性不透明度を示します。私たちの計算とカシシらの一般的に使用される不透明度との間に最大3の違いが見られます。（2007）、これは電子-電子散乱の改善された説明に起因します。冷却モデルは、導電性不透明度のこれらの変化の影響を強く受けます。4000Kの白色矮星の年齢は、2Gyrも削減できます。白色矮星進化コードでこの重要な効果の実装を容易にするために、新しい不透明度に分析的な適合を提供します。
若い恒星天体の円盤、流出、および磁場の初期進化：ダストモデルの影響
| Title |
Early_evolution_of_disk,_outflow,_and_magnetic_field_of_young_stellar_objects:_Impact_of_dust_model |
| Authors |
Y._Tsukamoto,_M._N._Machida,_H._Susa,_H._Nomura,_and_S._Inutsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16458 |
低質量の若い恒星オブジェクト（YSOs）の形成と初期の進化は、3次元の非理想的な磁気流体力学シミュレーションを使用して調査されます。原始星の質量が〜0.1M_\odotに達する原始星形成後、最大10^4年までのYSOの進化を調査します。特に、ダストモデルが進化に与える影響に注目します。ダストモデルに関係なく、すべてのシミュレーションで星状円盤が形成されることがわかりました。ディスクサイズは原始星形成期で約10AUであり、原始星形成後〜10^4年で数十AUに増加します。ディスクの質量は中央の原始星の質量に匹敵し、重力の不安定性が発生します。ダストサイズが小さいシミュレーションでは、疑似ディスクの反りは、原始星形成後〜10^4年で発達します。ワープはディスクの磁気ブレーキを強化し、ディスクのサイズを小さくします。イオン中性ドリフトは、典型的なダストサイズが\gtrsim0.2{\mu}mであり、原始星（およびディスク）質量がM\gtrsim0.1M_\odotである条件下で、落下するエンベロープで発生する可能性があります。流出活動はダストのサイズと反相関関係にあり、強い流出は小さなダスト粒子で現れます。
接触バイナリV344 Lacertae：トリプルシステムですか？
| Title |
The_contact_binary_V344_Lacertae:_is_it_a_triple_system? |
| Authors |
Liang_Liu,_Shengbang_Qian,_Kai_Li,_Jiajia_He,_Linjia_Li,_Ergang_Zhao_and_Xuzhi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16475 |
V344LacのVRI通過帯域の光度曲線は、最新バージョンのW-Dコードを使用して提示および分析されました。観測されたスペクトルから、V344LacはA3タイプではないが、降伏温度によると後のFタイプの星であることがわかります。ソリューションの結果は、V344LacがAサブタイプの接触バイナリーであり、平均測光質量比0.387（0.003）と中間接触係数44.6（3.0）％であることを示しています。Gaiaによって与えられた視差に基づいて、コンポーネントのパラメーターは次のように推定されます：M1=1.16Ms、M2=0.45Ms、R1=1.31Rs、R2=0.88Rs、L1=2.512Ls、L2=1.057Ls。周期調査は、V344LacがP3=12.4（0.5）yr、A3=0.0020（0.0002）d、およびe=0.38（0.16）の偏心軌道振動を持っている可能性があることを示しています。分析によると、そのような振動は、Applegateメカニズムで説明できる磁気活動によって引き起こされることが示されています。一方、l3の値とV344Lacの推定物理パラメーターによれば、3番目のコンパニオンの質量は0.79Msになる可能性があります。この3番目のボディは、幅広い会社である可能性があります。
低金属性原始星円盤における降着バースト
| Title |
Accretion_bursts_in_low-metallicity_protostellar_disks |
| Authors |
E._I._Vorobyov_(1,2,3),_V._G._Elbakyan_(3),_K._Omukai_(4),_T._Hosokawa_(5),_R._Matsukoba_(4),_and_M._Guedel_(1)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_1180,_Austria,_(2)_Ural_Federal_University,_51_Lenin_Str.,_620051_Ekaterinburg,_Russia,_(3)_Research_Institute_of_Physics,_Southern_Federal_University,_Rostov-on-Don,_344090_Russia,_(4)_Astronomical_Institute,_Graduate_School_of_Science,_Tohoku_University,_Aoba,_Sendai,_Miyagi_980-8578,_Japan,_(5)_Department_of_Physics,_Kyoto_University,_Sakyo-ku,_Kyoto_606-8502,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16598 |
$Z=1.0-0.01〜Z_\odot$範囲の金属性を持つ原始星円盤の初期の進化は、重力不安定性の強さと低金属系における原始星降着の性質に特に重点を置いて研究されました。個別のガスとダストの温度、および落下する親のクラウドコアからのディスクの質量ローディングを特徴とする、薄いディスクの限界での数値流体力学シミュレーションが採用されました。初期質量と回転パターンが類似しているが、金属性が異なる雲のコアを持つモデルは、金属性の影響を初期条件の影響と区別するために考慮されました。低金属モデルのディスク進化の初期段階は、激しい重力不安定性とフラグメンテーションによって特徴付けられます。ディスクの不安定性は、崩壊するコアからの継続的な大量の負荷によって維持されます。$Z=0.01〜Z_\odot$モデルでは、この不安定な段階でカバーされる期間は、より高いガス温度によって引き起こされるより高い質量降下率（より低いダストから切り離される）により、より高い金属性の対応物と比較してはるかに短くなります温度）崩壊するコアの内部。原始星降着率は、対応する原始星円盤の非常に動的な性質を反映して、低金属性モデルでは非常に変動します。低金属性システムは、原始星円盤の重力フラグメンテーションを介して形成される内向きに移動するガス状の塊の落下によって引き起こされる、短いがエネルギッシュな大量降着のエピソードを特徴とします。これらのバーストは、$Z=0.01〜Z_\odot$の場合と比較して、$Z=0.1〜Z_\odot$モデルでより多く、長く続くようです。突発的なバーストを伴う可変原始星降着は、太陽の金属性ディスクの特定の機能ではありません。それはまた、太陽より最大100倍低い金属性を持つ重力的に不安定な円盤に固有です。
M個の矮星の周りの太陽系外惑星のカルメネス探索：対数シフトと星状放射の速度からの制約
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs:_Convective_shift_and_starspot_constraints_from_chromatic_radial_velocities |
| Authors |
D._Baroch,_J._C._Morales,_I._Ribas,_E._Herrero,_A._Rosich,_M._Perger,_G._Anglada-Escud\'e,_A._Reiners,_J._A._Caballero,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_S._V._Jeffers,_C._Cifuentes,_V._M._Passegger,_A._Schweitzer,_M._Lafarga,_F._F._Bauer,_V._J._S._B\'ejar,_J._Colom\'e,_M._Cort\'es-Contreras,_S._Dreizler,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_D._Montes,_C._Rodr\'iguez-L\'opez,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16608 |
環境。恒星活動によって引き起こされる変動は、地球外惑星の発見と特性評価への挑戦を表し、大気惑星信号の解釈を複雑にします。ねらい。詳細なモデリングツールを使用して、放射速度測定におけるアクティブ領域の効果を再現することを目的としています。これは、誘発された変動に影響を与える主要なパラメーターの特定に役立ちます。メソッド。スポット、対流運動によって引き起こされるシフト、および回転の特性の影響をシミュレートすることにより、波長の関数としての放射速度に対する恒星活動の影響を分析しました。私たちはモデリングの取り組みをアクティブなスターYZCMi（GJ285）に焦点を合わせました。これは、CARMENESとTelescopiJoanOr\'oで測光的および分光的に監視されました。結果。異なる波長での動径速度曲線が、スポット充填率、温度コントラスト、位置などのアクティブ領域の主要な特性を決定し、それらの間の縮退を解決することを示します。特に、モデルは対流運動にも敏感です。結果は、（理論的な外挿と一致して）太陽型の星と比較した場合、M矮星の対流シフトの減少を示し、青方偏移の代わりに小さなグローバル対流赤方偏移を指します。結論。同時色彩半径速度と光度曲線に基づく新しいアプローチを使用して、正味の対流運動効果などのとらえどころのないパラメーターを含む恒星活動に強い制約を設定できます。
表面の明るさの較正-VEGA / CHARA干渉観測を使用した可視領域における後期型赤巨星の色の関係
| Title |
Calibrating_the_surface_brightness_-_color_relation_for_late-type_red_giants_stars_in_the_visible_domain_using_VEGA/CHARA_interferometric_observations |
| Authors |
N._Nardetto,_A._Salsi,_D._Mourard,_V._Hocde,_K._Perraut,_A._Gallenne,_A._Merand,_D._Graczyk,_G._Pietrzynski,_W._Gieren,_P._Kervella,_R._Ligi,_A._Meilland,_F._Morand,_P._Stee,_I._Tallon-Bosc,_T._ten~Brummelaar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16609 |
表面の明るさ-色の関係（SBCR）は、測光から星の角直径を決定するための強力なツールです。たとえば、大マゼラン雲（LMC）内の日食の距離を導き出すために使用され、1％の精度で距離が決定されました。可視領域で保護された均一なVEGA/CHARA干渉測定データを使用して、2.1<VK<2.5色範囲の赤い巨大星のSBCRを較正し、赤外線干渉測定に基づいた距離との関係を比較しました。LMC。VEGA/CHARA装置で8つのG-Kジャイアントの観測が得られました。SBCRを制約するために、派生した四肢の暗くなった角の直径を、赤外線の等級の均一なセットと組み合わせました。サンプルの8つの星の四肢が暗くなった角の直径で得られる平均精度は2.4％です。VEGA/CHARAとPIONIER/VLTIの両方で観測される共通の4つの星について、角の直径について1シグマの一致が見られます。可視域で取得するSBCRは0.04等級の分散を持ち、赤外線で導出されたもの（0.018等級）と一致しています。赤外線および可視角度の直径とSBCRの一貫性により、Eclipseバイナリテクニックを使用してLMCの距離で最近達成された1％の精度と精度の結果が強化されます。また、SBCRが校正されている場合、異なる波長での干渉観測を組み合わせることが可能であることも示しています。
ガイアデータリリース2で予測された銀河セファイドの質量
| Title |
Predicted_masses_of_Galactic_Cepheids_in_the_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Marcella_Marconi,_Giulia_De_Somma,_Vincenzo_Ripepi,_Roberto_Molinaro,_Ilaria_Musella,_Silvio_Leccia,_Maria_Ida_Moretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16610 |
広範囲の入力恒星パラメーターにまたがる銀河セファイドの最近計算された非線形対流脈動モデルに基づいて、ガイアバンド、すなわち$G$、$G_{BP}$および$の理論的な質量依存の周期と温度の関係を導き出しますG_{RP}$、超断熱対流の想定効率とはほぼ無関係であることがわかります。GaiaDataRelease2GalacticCepheidsデータベースの選択されたサブサンプルへのアプリケーションにより、個々の距離の質量依存推定を導出できます。ガイアから推定された天文学値との一致を課すことにより、各パルセーターの個々の質量を評価できます。推定される質量分布は、FパルサとFOパルセータでそれぞれ5.6$M_{\odot}$と5.4$M_{\odot}$でピークに達します。推定されたガイア視差オフセット$<\Delta\varpi>$=0.046masがガイア視差に適用されてから、それらに理論上のものとの一致を課すと、推定された質量分布はより低い質量、つまり$\sim$5.2$M_にシフトすることがわかりますFおよびFOパルセーターの場合は、それぞれ{\odot}$および5.1$M_{\odot}$。サンプルのバイナリセファイドのサブセットに対する恒星の質量の独立した評価との比較は、現在の理論的シナリオの予測機能をサポートしているようです。質量決定とこれらの文献値の一致を強制することにより、GaiaDR2視差に適用される平均オフセットの独立した推定値$<\Delta\varpi>$=0.053$\pm$0.029masを導出します。エラー内のRiess2018値との合意。
惑星状星雲PB 1およびPC 19の形態およびイオン化特性
| Title |
Morphology_and_ionization_characteristics_of_planetary_nebulae_PB_1_and_PC_19 |
| Authors |
Rahul_Bandyopadhyay,_Ramkrishna_Das,_Soumen_Mondal_and_Samrat_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16746 |
2つの惑星状星雲（PNe）、PB1およびPC19の研究結果を示します。2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡で観測されたこれら2つのPNeの光学スペクトルと、研究のためのアーカイブデータおよび文献データを使用します。形態運動学コードSHAPEを使用してPNeの3D形態を構築し、光イオン化コードCLOUDYを使用して観測されたスペクトルをモデル化します。PB1の3Dモデルは、双極ハローに囲まれた細長いシェルで構成され、PC19の3Dモデルは、オープンローブ双極構造とスパイラルフィラメントペアで構成されています。PNeのイオン化構造は、いくつかのプラズマパラメータを導出し、光イオン化モデリングによって分析します。分析から、元素He、C、N、O、Ne、S、Ar、Clの元素存在量を推定します。PB1の場合、He、C、Nの存在量が大幅に高いことがわかります。中央の星、つまり実効温度、光度、重力、および星雲のさまざまな物理パラメーター、つまり水素密度プロファイル、半径などを推定します。、光イオン化モデリングから。PNeまでの距離は、PB1の場合は$\sim$4.3kpc、PC19の場合は\\sim$5.6kpcと推定されます。前駆質量は理論的な進化の軌跡から推定され、PB1およびPC19の場合、それぞれ$\sim$1.67および$\sim$2.38$M_{\odot}$です。
食のバイナリの物理学。 V.逆問題を解決するための一般的なフレームワーク
| Title |
Physics_of_Eclipsing_Binaries._V._General_Framework_for_Solving_the_Inverse_Problem |
| Authors |
Kyle_E_Conroy,_Angela_Kochoska,_Daniel_Hey,_Herbert_Pablo,_Kelly_M_Hambleton,_David_Jones,_Joseph_Giammarco,_Michael_Abdul-Masih,_Andrej_Prsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16951 |
PHOEBE2は、食星系の観測値をモデル化するためのPythonパッケージですが、これまでは完全にフォワードモデルに焦点を当てていました。つまり、システムと観測を記述する多数のパラメーターの固定値を指定して合成モデルを生成します。観測データから軌道および恒星パラメーターを取得する逆問題は、利用可能な観測データを最もよく表すパラメーターと不確実性のセットを決定するために大規模なフォワードモデルのセットを生成する必要があるため、より複雑で計算コストがかかります。最適なソリューションを決定し、これらのパラメーターの信頼性が高く堅牢な不確実性を取得するプロセスでは、多くの場合、オプティマイザーとサンプラーの両方を含む複数のアルゴリズムを使用する必要があります。さらに、PHOEBEのフォワードモデルは可能な限り物理的に堅牢になるように設計されていますが、他のコードに比べて計算コストが高くなります。したがって、特定のシステムの合理的な仮定のもとで最も効率的なコードを使用することは有用ですが、複数のコードの複雑さを学習することは、実際にこれを行うことへの障壁となります。ここでは、パラメーターの分布を定義および処理し、複数の異なる推定、最適化、およびサンプリングアルゴリズムを利用するための一般的なフレームワークを導入するPHOEBE（http://phoebe-project.orgから公開）の2.3リリースを紹介します。提示されたフレームワークは、PHOEBE自体に組み込まれた堅牢なモデルを含む、複数のフォワードモデルをサポートします。
暗黒物質の消滅により、$ \ bar {\ Lambda} _b $の減衰を通じて検出可能なアンチヘリウムフラックスが生成される
| Title |
Dark_Matter_Annihilation_Can_Produce_a_Detectable_Antihelium_Flux_through_$\bar{\Lambda}_b$_Decays |
| Authors |
Martin_Wolfgang_Winkler,_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16251 |
AlphaMagneticSpectrometer（AMS-02）による最近の観測により、一握りの宇宙線アンチヘリウムイベントが一時的に検出されました。天体物理学的なヘリウム生成は無視できると予想されるので、そのようなイベントは長い間、新しい物理学の喫煙者の証拠と見なされてきました。ただし、特に既存の反陽子の制約に照らして、暗黒物質に起因するアンチヘリウムフラックスも現在の感度を下回ると予想されます。ここでは、以前無視されていた標準モデルプロセス-$\bar{\Lambda}_b$-baryonsの変位した頂点の崩壊によるアンチヘリウムの生成-が、暗黒物質によって引き起こされるアンチヘリウムフラックスを大幅に高めることができることを示しています。このプロセスは、アンチヘリウムの標準的な迅速な生成を3倍にすることができ、さらに重要なことに、AMS-02によって報告された高エネルギーのアンチヘリウム原子核の生成を完全に支配します。
変更された超重力アプローチは、スタロビンスキーインフレーション後の原始ブラックホール（PBH）の形成を説明するために適用されます。私たちのアプローチは自然に2（スカラー）フィールドアトラクタタイプのダブルインフレーションにつながります。その最初のステージはスカラロンによって駆動され、2番目のステージは超重力マルチプレットに属する別のスカラーフィールドによって駆動されます。スカラーポテンシャルと運動学の項が導き出され、真空が研究され、それらの2つのスカラーのインフレーションダイナミクスが調査されます。パワースペクトルを数値計算し、スカラーパワースペクトルの強化（ピーク）につながる超スローロール領域を見つけます。これにより、PBHが効率的に形成されます。PBHの質量を推定し、それらの密度の割合を（ダークマターの一部として）見つけます。私たちは、修正超重力モデルがインフレ観測量と一致していることを示していますが、それらは$10^{16}$gから$10^{23}$gの範囲のPBH質量を予測しています。この意味で、修正された超重力は、インフレの原因とPBHのダークマターを説明し、統一するための自然なトップダウンアプローチを提供します。
正則化された4 $ D $ Einstein-Gauss-Bonnet重力に対する理論的および観測的制約
4次元の重力の正則化されたEinstein-Gauss-Bonnet（EGB）理論は、Gauss-Bonnet項の自明ではない寄与を含める新しい試みです。この論文では、最近の宇宙論的観測からの理論のモデルパラメータの可能な制約と、いくつかの理論的制約についても詳細に分析します。我々の結果は、裸の宇宙定数$\Lambda_0$が消滅する理論は、現在の観測値$w_{de}$と、GW170817およびGRB170817Aの観測値によっても除外されることを示しています。代わりに、消失しない裸の宇宙定数の場合、GW170817およびGRB170817Aによって測定されたGWの速度の現在の観測は、理論の無次元パラメーターである$\tilde{\alpha}$に$-7.78\times10^{-16}\le\tilde{\alpha}\leq3.33\times10^{-15}$。
1629年6月21日の日食、北京での中国暦の改定の状況
この論文では、1629年6月21日の北京での日食の中国人、イスラム教徒、イエズス会の天文学者が行った予測、すなわち、崇法皇帝が西部方式を使用してカレンダーを再構築する決断をした出来事を調べます。これらの予測の正確さを確立するために、当時中国の学者によって報告され、徐光起を改宗させたため、NASAで行われた日食の正確な再構成と比較しました。現在の意見とは対照的に、私たちはイエズス会によって行われた予測が確かに最も正確であったと主張しています。それは実際に、中国の法廷で奉仕しているイエズス会の宣教師に暦の改定の仕事を委託する必要性についての崇真の疑念を散逸させ、ヨーロッパと中国の間の最初の重要な科学的協力に導いた。
内部太陽圏における木星電子の滞留時間について
| Title |
On_the_residence-time_of_Jovian_electrons_in_the_inner_heliosphere |
| Authors |
A._Vogt,_N._E._Engelbrecht,_R._D._Strauss,_B._Heber,_A._Kopp,_and_K._Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16768 |
木星電子は内部太陽圏での重要なテスト粒子分布として機能し、過去に広範囲に使用されて内部太陽圏での宇宙線の（拡散）輸送を研究しました。木星の線源関数（すなわち、木星の磁気圏のすぐ外側の粒子強度）に新しい制限があり、線源と観測者の間の磁気接続が良好な場合と不良な場合の両方で、1AUの新しいin-situ観測があり、これらの以前のシミュレーションの。私たちは、内側太陽圏での6MeV木星電子の伝播をシミュレートするために使用できる最適な数値設定を見つけることを目指しています。このような設定を使用して、さらに、木星と地球の観測者（1AU）の間のさまざまなレベルの磁気接続について、これらの粒子の滞留（伝播）時間を調査することを目指します。確率微分方程式（SDE）アプローチに基づく高度な木星電子伝搬モデルを使用して、さまざまなモデルパラメーターの木星電子強度を計算します。観測値との比較により、最適な数値設定が得られます。これは、これらの粒子のいわゆる滞留（伝播）時間を計算するために使用されます。その場観察と比較すると、内部太陽圏での6MeV木星電子の伝播を研究するのに適切な輸送パラメータを導き出すことができます。さらに、これらの値を使用して、以前の文献で適用された滞留時間を計算する方法は、物理粒子の伝播時間として解釈するのに適していないことを示します。これは、確率分布の不適切な重み付けによるものです。新しい方法を提案し、適用します。各擬似粒子からの結果は、その結果の位相空間密度（つまり、それが表す物理粒子の数）によって重み付けされます。これにより、伝播時間のより信頼できる推定値が得られます。
EEE実験のMRPCアレイにおける環境への影響を削減するための戦略
| Title |
Strategies_to_reduce_the_environmental_impact_in_the_MRPC_array_of_the_EEE_experiment |
| Authors |
M.P._Panetta,_M._Abbrescia,_C._Avanzini,_L._Baldini,_R._Baldini_Ferroli,_G._Batignani,_M._Battaglieri,_S._Boi,_E._Bossini,_F._Carnesecchi,_C._Cical\`o,_L._Cifarelli,_F._Coccetti,_E._Coccia,_A._Corvaglia,_D._De_Gruttola,_S._De_Pasquale,_F._Fabbri,_D._Falchieri,_L._Galante,_M._Garbini,_G._Gemme,_I._Gnesi,_S._Grazzi,_D._Hatzifotiadou,_P._La_Rocca,_Z._Liu,_L._Lombardo,_G._Mandaglio,_G._Maron,_M._N._Mazziotta,_A._Mulliri,_R._Nania,_F._Noferini,_F._Nozzoli,_F._Palmonari,_M._Panareo,_R._Paoletti,_M._Parvis,_C._Pellegrino,_L._Perasso,_O._Pinazza,_C._Pinto,_S._Pisano,_F._Riggi,_G._Righini,_C._Ripoli,_M._Rizzi,_G._Sartorelli,_E._Scapparone,_M._Schioppa,_A._Scribano,_M._Selvi,_G._Serri,_S._Squarcia,_M._Taiuti,_G._Terreni,_A._Trifir\`o,_M._Trimarchi,_C._Vistoli,_L._Votano,_M._C._S._Williams,_A._Zichichi,_R._Zuyeuski_(on_behalf_of_EEE_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16773 |
エクストリームエネルギーイベント（EEE）プロジェクトでは、マルチギャップレジスタンスプレートチャンバー（MRPC）を使用して、広範な空気シャワーの二次宇宙線ミューオンを研究します。アレイは約60の追跡検出器で構成され、イタリアの領土とCERNにまばらです。MRPCには、$C_2H_2F_4$と$SF_6$に基づく混合ガスが流されます。これらはどちらも、大気への環境への影響が大きいフッ素化温室効果ガスです。欧州連合によって課された制限のために、これらのガスは生産から段階的に廃止されており、それらのコストは大幅に増加しています。EEEコラボレーションは、コストを抑え、実験による地球温暖化の影響を減らすことを目的として、アレイからのガス排出を削減するキャンペーンを開始しました。1つの方法は、各EEE検出器のガスレートを下げることです。もう1つは、ガス再循環システムを開発することです。このシステムの最初のプロトタイプは、CERNにあるEEEステーションの1つに設置されています。共同戦略は、MRPCの性能に影響を与えずに標準混合物を置き換えることができる環境にやさしいガス混合物を探すことに焦点を合わせています。ここでは、概要と最初の結果を示します。
XENON1T超過への対応提案：見落とされている暗黒物質のサイン？
| Title |
Response-suggestion_to_The_XENON1T_excess:_an_overlooked_dark_matter_signature? |
| Authors |
K._Zioutas,_G._Cantatore,_M._Karuza,_A._Kryemadhi,_M._Maroudas,_Y.K._Semertzidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16907 |
最近のXENON1T観測の主な代替手段は、太陽のアキシオン、ニュートリノ磁気モーメント、およびトリチウムです。この短いメモでは、観測された過剰の惑星依存性を検索することにより、観測がダークマター（DM）ストリームに関連しているかどうかをクロスチェックすることをお勧めします。そのような相関関係が導き出された場合、このヒント（<3.5sigma）は見落とされた直接DM発見になる可能性があります。これを行うには、すべてのXENON1Tデータの時間分布を分析する必要があります。特に、電子イベントとそのタイムスタンプとエネルギーを分析する必要があります。特に、暗いセクターの速度は、単一の天体によって、または太陽系全体によって組み合わされて、地球への惑星の集束効果を可能にします。驚くべきことに、DMの速度が惑星の重力レンズ効果にうまく適合しているにもかかわらず、この可能性は直接暗黒物質探索の分野ではまだ適用されていません。直接使用される暗黒物質探索の広く使用されているシグネチャは再定義する必要がありますが、運が良ければ、そのような分析によって観測された過剰の太陽起源が確認または除外される可能性があります。したがって、XENON1TとDAMAがデータをリリースすることをお勧めします。
$ \ Lambda $ CDMバックグラウンド宇宙論における異形結合
| Title |
Disformal_couplings_in_a_$\Lambda$CDM_background_cosmology |
| Authors |
Avishek_Dusoye,_Alvaro_de_la_Cruz-Dombriz,_Peter_Dunsby,_and_Nelson_J._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16962 |
加速された宇宙膨張は暗黒エネルギー成分の存在を示唆していますが、他の流体成分との相互作用の可能性は完全に排除されていません。変形フレームワークで、結合されたクインテッセンス（クインテッセンスが結合し、一般的な流体と相互作用する場合）の宇宙力学を調査します。この作品の目新しさは、次のとおりです。（i）変形結合を含めることにより、結合されていない流体と宇宙定数を模倣する結合された真髄のアイデアを拡張し、（ii）LCDM背景とこれらの共形および変形結合を動的に拡張します。システム分析。このアプローチを使用すると、真髄の可能性を指定する必要はありません。3つのシナリオが検討されます。シナリオIは、クインテッセンスと結びついた圧力のない流体（暗黒物質など）で構成され、両方の流体がLCDMの背景を正確に模倣しています。シナリオIIは相対論的な流体で構成されます。相対論的な流体は、本質と結びついており、両方の流体もLCDMの背景を正確に模倣しています。シナリオIIIは、相対論的流体（ニュートリノなど）で構成されています。相対論的流体は、典型的な性質と結びついており、両方の流体が宇宙定数と非結合放射線でバックグラウンドを模倣しています。結合されたクインテッセンスの展開履歴をシナリオIで調査し、クインテッセンスの質量スケールが動的システムの変形特性に影響を与えることを確認します。これは、効果的な共形カップリングの進化によって表されます。
