Counts-in-Cells確率の分散と共分散
セル内カウント（CIC）測定には、豊富な宇宙情報が含まれていますが、理論を制約するために使用されることはほとんどありません。特定の宇宙論の分布の形状を予測することはできますが、観測されたCIC確率にモデルを適合させるには、共分散行列（1つの確率ビン内のカウントの分散と異なるビン内のカウント間の共分散の両方）が必要です。今日まで、これらの差異の一般的な表現はありませんでした。ここでは、密度フィールドの特定のレベルまたは「スライス」の相関が、CIC確率の分散と共分散を決定することを示します。シミュレートされた銀河カタログのサブボリューム間の分散と共分散を正確に予測する明示的な式を導き出し、宇宙論的パラメーター推定のためのCIC測定の使用への扉を開きます。
クラスター内媒体における抑制された熱伝導率：磁気熱不安定性への影響
| Title |
Suppressed_heat_conductivity_in_the_intracluster_medium:_implications_for_the_magneto-thermal_instability |
| Authors |
Thomas_Berlok,_Eliot_Quataert,_Martin_E._Pessah,_Christoph_Pfrommer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00018 |
銀河団のクラスター内媒体（ICM）の周辺では、半径とともに温度が低下します。プラズマの弱い衝突の性質により、これらの領域は、磁気熱不安定性（MTI）の影響を受けやすく、乱流を維持し、ICMで乱流圧力のサポートを提供できます。この不安定性は、磁場に沿った熱伝導が原因で発生し、熱伝導率は通常、スピッツァー値によって与えられると想定されています。パーティクルインセルコードを使用したイオンミラーと電子ホイスラーの不安定性に関する最近の数値研究では、マイクロスケールの不安定性により、ICMの熱伝導率の値が低下する可能性があることが示されています。これは、MTIが乱気流を駆動する効率に影響を与える可能性があります。この論文では、ミラーの不安定性が熱伝導率に及ぼす影響を模倣するサブグリッドモデルを採用することにより、MTIの非線形進化に対する熱輸送の影響を調査します。このサブグリッドモデルを使用して、ICMの大規模ダイナミクスに対するマイクロスケールの影響を評価します。MTIの非線形飽和は驚くほどロバストであることがわかります。$\sim10^3$の係数を超えると、熱と磁気の圧力比と衝突性により、熱輸送が抑制されない参照シミュレーションと比較して、MTIの飽和に対する最大の変化が見られます。
原始ブラックホールは初期宇宙の状態をエンコードし、宇宙論的な暗黒物質のかなりの部分を構成することさえあります。彼らの存在はまだ確立されていません。ただし、質量が$\sim1〜\mathrm{M}_\odot$未満のブラックホールは恒星の進化の終点として形成できないため、そのようなオブジェクトが1つでも検出されると、新しい物理学用の喫煙銃となり、証拠となります。暗黒物質の少なくとも一部が原始ブラックホールで構成されていること。重力波検出器は、軽いブラックホールの合体を検出することにより、この種の決定的な発見を行うことができます。しかし、合併率はブラックホールの質量関数の形状に強く依存するため、ブラックホールの全体的な存在量の関数として、発見または制約の可能性を決定することは困難です。ここでは、マージ率を直接最大化および最小化して、観測結果を観測可能なオブジェクトの実際の存在量に関連付けます。そのようなブラックホールが暗黒物質のごく一部しか構成していない場合でも、LIGOが次の10年以内に軽い原始ブラックホールの合併を発見できることを示しています。そのようなオブジェクトを含む単一の合併イベントは、（i）新しい物理の決定的な証拠を提供し、（ii）暗黒物質の一部の性質を確立し、（iii）今日観測可能なスケールをはるかに超えるスケールで宇宙の歴史を探ります。
| Title |
Deep_Learning_for_Strong_Lensing_Search:_Tests_of_the_Convolutional_Neural_Networks_and_New_Candidates_from_KiDS_DR3 |
| Authors |
Zizhao_He,_Xinzhong_Er,_Qian_Long,_Dezi_Liu,_Xiangkun_Liu,_Ziwei_Li,_Yun_Liu,_Wenqaing_Deng,_Zuhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00188 |
畳み込みニュートラルネットワークは、強力なレンズシステムの検索にうまく適用されており、大規模な調査からの新しい候補者の発見につながっています。一方、それらの堅牢性に関する体系的な調査はまだ欠けています。このホワイトペーパーでは、まずニュートラルネットワークを構築し、それをKiloDegreeSurvey（KiDS）DataRelease3のLuminousRedGalaxies（LRGs）の$r$バンド画像に適用して、強力なレンズシステムを検索します。2セットのトレーニングサンプルを作成します。1つは完全にシミュレーションから、もう1つは前景のレンズ画像としてKiDS観測からのLRGスタンプを使用します。前者のトレーニングサンプルでは、人間の検査後に48の高確率候補が見つかり、そのうち27が新たに特定されました。後者のトレーニングセットを使用すると、前述の48候補の約67％も見つかり、新たに11の強力なレンズ候補が識別されます。次に、PSFの変動に関するネットワークパフォーマンスの堅牢性に関するテストを実行します。PSFを使用してトレーニングサンプルの中央値PSFの0.4から2倍の範囲で構築されたテストサンプルでは、ネットワークのパフォーマンスはかなり安定しており、劣化は小さいことがわかります。また、トレーニングセットのボリュームがネットワークパフォーマンスにどのように影響するかを調査します。出力結果はかなり安定しており、検討した範囲内では、ネットワークパフォーマンスはボリュームサイズにあまり影響されません。
短波長モードによる大規模構造の再構築：ハローバイアスとライトコーン形式
| Title |
Large_Scale_Structure_Reconstruction_with_Short-Wavelength_Modes:_Halo_Bias_and_Light_Cone_Formalism |
| Authors |
Peikai_Li_and_Rupert_A._C._Croft_and_Scott_Dodelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00226 |
これは、小規模の摂動からの情報を使用して大規模構造を間接的に測定する方法を提案するシリーズの2番目の論文です。アイデアは、大規模な構造のマップを提供する小規模モードから2次推定量を構築することです。最初の論文では、2次推定量が$z=0$のスナップショットで暗黒物質のみのN体シミュレーションでうまく機能することを示しました。ここでは、ハローバイアスと赤方偏移空間の歪みを考慮したライトコーンの場合に理論を一般化します。二次推定量の一般化バージョンを、サイズ$\sim5.6\、（h^{-1}\、\rmGpc）^3$のN体シミュレーションのライトコーンハローカタログに正常に適用しました。ライトコーンの最も遠い点は赤方偏移が$1.4$です。これは、この方法を次世代の銀河調査に適用できる可能性があることを示しています。
弱いレンズ効果で高赤方偏移クラスターの質量を制限する：強い剪断力と混合の増加の影響に対する形状キャリブレーションテストの改訂
| Title |
Constraining_the_masses_of_high-redshift_clusters_with_weak_lensing:_Revised_shape_calibration_testing_for_the_impact_of_stronger_shears_and_increased_blending |
| Authors |
B._Hernandez-Martin,_T._Schrabback,_H._Hoekstra,_N._Martinet,_J._Hlavacek-Larrondo,_L._E._Bleem,_M._D._Gladders,_B._Stalder,_A._A._Stark,_M._Bayliss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00386 |
WL測定には、よく知られているシア推定バイアスがあり、画像シミュレーションを使用して部分的に補正できます。非弱剪断や混合の増加などのクラスター固有の問題を含む、高赤方偏移銀河クラスターのHST/ACS観測を模倣するシミュレーション画像の分析を提示します。私たちの合成銀河は、実際の画像でバックグラウンドで選択されたサンプルの観測された特性と一致するように生成されています。最初に、グリッド上の銀河のシミュレーションを使用して、乗法せん断測定バイアスの修正された信号対雑音依存補正を決定し、実際のデータとの銀河またはPSFプロパティの不一致に対するバイアスキャリブレーションの感度を定量化しました。シミュレーション。クラスターと前景銀河からの混合の増加と軽い汚染の影響を調査しましたが、$z>0.7$のクラスターでは無視できることがわかりました。最後に、CANDELSデータの銀河の位置と大きさを模倣した、より暗い隣人と選択バイアスの影響を調査しました。最初のSExtractorオブジェクトの検出により、$-0.028\pm0.002$の選択バイアスが発生し、さらにカットすることで$-0.016\pm0.002$に減少します。CANDELSベースの推定値をグリッドベースの分析と比較し、クラスター銀河を追加するとさらに暗い等級に達し、$\sim-0.013$の洗練された推定値が得られました。私たちのパイプラインは、$\sim0.015$の精度に調整されています。これは、高赤方偏移クラスターの現在および近未来の弱いレンズ効果の研究に完全に十分です。アプリケーションとして、SPT-SZ調査の3つの非常に緩和されたクラスターの洗練された分析に使用しました。これには、$r>200$kpcまでの測定が含まれます。以前に使用されたスケールと比較して、これは平均で1.38倍だけクラスター質量の制約を強化します。
クラスター銀河の弱いレンズ効果
背景の銀河の弱い重力レンズ効果は、銀河クラスター内およびその周りに投影された物質分布の直接的なプローブを提供します。ここでは、その宇宙論的および天体物理学的アプリケーションに関連するトピックの範囲をカバーする、銀河系の弱いレンズ効果の自己完結型の教育的レビューを提示します。重力レンズの理論的基礎を最初の原則から概説することから始めます。特に、弱い重力レンズの基本と高度な技術に注意を払います。クラスターの質量プロファイル、濃度、質量関係、スプラッシュバック半径、および大規模な質量キャリブレーションの取り組みによる影響に焦点を当てて、最近のクラスターからの主要な調査結果（観測および理論的根拠に関する銀河系の弱レンズ研究）を要約して説明します。クラスター宇宙論。
暗黒物質を放棄することの代価はいくらですか？代替重力理論に対する宇宙論的制約
暗黒物質の必要性を取り除く任意の成功した代替重力理論は、私たちの宇宙論的観測に適合しなければなりません。マイクロ波背景偏光の測定は、再結合時の大規模バリオン速度場を追跡し、非常に強い$O（1）$のバリオン音響振動を示します。低赤方偏移での銀河の大規模構造の測定は、スペクトルのはるかに弱い特徴を示しています。構造の成長率に関する代替重力理論の動的方程式が線形である場合、密度場の成長はグリーン関数で記述できます。$\delta（\vecx、t）=\delta（\vecx、t'）G（x、t、t'）$。Green関数$G（x、t、t'）$が、初期のバリオン振動を消去する劇的な機能を備えている必要があることを示します。これは、$\sim150$Mpcスケールの符号を変更する加速則を意味します。一方、代替重力理論がモードを異なるスケールで結合する大きな非線形項を持っている場合、理論は大規模構造の大規模非ガウス特性を予測します。これらは銀河の分布やクエーサーの分布には見られません。暗黒物質について提案された代替重力理論は、これらの制約を満たしていないようです。
共変スケール不変ダイナミクス（SID）理論は、銀河で観測された動的不一致の可能な説明として最近提案されました（Maeder＆Gueorguiev2020）。SIDは、暗黒物質$-$に通常起因するこれらの不一致$-$が、2つの物体に近いケプラー軌道を拡大させる非標準的な速度依存の力から生じることを意味します。Earth-Moon軌道の予測された拡大が、$>200\sigma$の月面レーザー距離データと互換性がないことを示します。さらに、SIDは、オブジェクトの重力質量は以前ははるかに小さかったと予測しています。真の場合、低質量の赤い巨星は標準理論よりもかなり古くなければなりません。これにより、従来の宇宙時代よりもはるかに古くなりますが、SIDでは同様に古いと予想されます。さらに、SIDに一般相対性理論を超える新しい物理学が本当に含まれているかどうかは完全には明らかではありません。これまでのいくつかの研究では、追加の自由度は純粋に数学的であると主張しています。理論的に十分に定式化されている場合でも、SIDモデルは、さまざまなスケールでの観測によって高い有意性で改ざんされていると結論付けます。
金星の生命方程式
| Title |
The_Venus_Life_Equation |
| Authors |
Noam_R._Izenberg,_Diana_M._Gentry,_David_J._Smith,_Martha_S._Gilmore,_David_Grinspoon,_Mark_A._Bullock,_Penelope_J._Boston,_Grzegorz_P._Slowik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00105 |
古代の金星と地球は、液体の水の海、陸と海の境界面、好ましい化学成分、エネルギー経路など、生命の発達にとって重要な点で類似していた可能性があります。金星の初期に他の場所から生命が発達したか、そこに運ばれた場合、それは今日の金星に無愛想な表面をもたらした変化を生き延び、拡大し、生き残ったかもしれません。今日、金星の雲の層は、現存する生活に避難所を提供するかもしれません。金星生命方程式を導入します。生命の3つの主要な要素である発生、堅牢性、連続性を使用して、金星Lで現存する生命の確率を計算するための理論と証拠に基づくアプローチです。私たちは、始生代から現在までの地球と金星の環境条件に関する現在の理解を使用して、これらの各要素を評価します。金星での生命の起源の確率は地球のそれと似ていることがわかり、他の要因はゼロではなく、0.1以下の金星の現存の確率をもたらすと主張します。金星の生命方程式は、将来の探査任務での直接観測によって対処できる不十分に理解された要因を特定します。
JWSTトランジットスペクトルII：曇った太陽系外惑星のエアロゾル種、粒子サイズ分布、温度、および金属性の制約
| Title |
JWST_Transit_Spectra_II:_Constraining_Aerosol_Species,_Particle-size_Distributions,_Temperature,_and_Metallicity_for_Cloudy_Exoplanets |
| Authors |
Brianna_Lacy_and_Adam_Burrows |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00109 |
JWSTは、中程度の解像度のトランジットスペクトルを、光学から中赤外まで連続的な波長範囲で初めて提供します。このペーパーでは、さまざまなエアロゾル種、サイズ分布、および空間分布がJWSTトランジットスペクトルの情報をどのようにエンコードするかを示します。トランジットスペクトルモデリングコードMETISをMie理論およびエアロゾルサイズと空間分布のいくつかの柔軟な処理と共に使用して、パラメーター感度研究を実行し、トランジット寄与関数を計算し、ヤコビアンを計算し、マルコフ連鎖モンテカルロでパラメーターを取得します。JWSTのより広い波長範囲は、粒子の種とサイズ分布に関する情報を回復するのに十分な非灰色のエアロゾルの動作を含む可能性が高く、特にエアロゾルから生じる明確な共鳴特性が存在する場合はそうです。JWST波長範囲内では、光学および中赤外線は通常、0.1-1$\mu$mサイズのエアロゾルについての情報を提供しますが、近赤外線から中赤外波長は、エアロゾルが存在していても、通常、気体吸収についての情報を提供します。雲やヘイズが現在観測可能なスペクトルの光学部分とNIR部分を平坦化している場合でも、赤外線の強いガス吸収機能はしばしば可視のままです。エアロゾルの特性、温度、および表面重力のいくつかの組み合わせでは、エアロゾルの存在にもかかわらず金属性の正確な測定を行うことができますが、曇りまたはかすんでいる大気の取得された金属性は、他の場合の澄んだ大気よりもかなり低い精度を持っています同様のプロパティ。物理的に動機付けられた方法でエアロゾルの特性を大気の金属性と温度に安全にリンクする将来の取り組みは、最終的に曇りのあるかすんでいる太陽系外の大気でのプロセスの堅牢な物理的理解を可能にします。
マルチバンド測光モニタリングによる輸送中の色恒星活動効果の補正：WASP-52への適用
| Title |
Correcting_for_chromatic_stellar_activity_effects_in_transits_with_multiband_photometric_monitoring:_Application_to_WASP-52 |
| Authors |
A.Rosich,_E.Herrero,_M.Mallonn,_I.Ribas,_J.C.Morales,_M.Perger,_G.Anglada-Escud\'e_and_T.Granzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00573 |
活動中の星の表面の不均一性（つまり、暗い斑点と明るい斑点）の特性は、太陽系外惑星のパラメーターの決定に大きく影響します。それらが透過分光法に及ぼす色彩効果は、JWSTやアリエルなどの将来の宇宙ミッションからのデータの分析に影響を与える可能性があります。これらの表面現象の影響を定量化して軽減するために、同時多波長時系列オブザーバブルをモデリングすることにより、表面分布とアクティブ領域のプロパティを導き出すモデリングアプローチを開発しました。逆問題を解決する機能を備えたStarSimコードを使用して、TJOおよびSTELLA望遠鏡の太陽系外惑星ホストスターWASP-52からの600日間のBVRIマルチバンド測光を分析しました。その結果から、遷移の観測量に対する表面現象の色の寄与をシミュレーションしました。WASP-52の関連する活動パラメーターを決定し、アクティブ領域の時間発展縦マップを再構築できます。星は、平均点のコントラストが$575\pm150$Kのダークスポットで構成される不均一な表面を示し、充填率は3〜14％の範囲です。我々は、異なる恒星スポット分布を持つ異なる時代で得られたトランジットの深さに対する色彩効果を研究しました。WASP-52の場合、ピークツーピークの測光変動が可視で$\sim$7％であり、計算された補正を適用した後の、測定された通過深度に対するダークスポットの残留効果は約$10^{-4}$です。550nmで6$\mu$mで$3\times10^{-5}$。アクティブスターの同時地上ベースマルチバンドフォトメトリーを使用することにより、時間とともにアクティブ領域のパラメーターと分布を再構築することが可能であることを実証し、トランジット分光法で測定された惑星半径への色彩効果を定量化して、約1桁。
マグマ分離と火山活動によって引き起こされたイオにおける組成層化
| Title |
Compositional_layering_in_Io_driven_by_magmatic_segregation_and_volcanism |
| Authors |
Dan_C._Spencer,_Richard_F._Katz,_Ian_J._Hewitt,_David_A._May,_Laszlo_Keszthelyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00610 |
マグマ分離と火山噴火がイオの内部からその表面に潮汐熱を運びます。観察されたいくつかの噴火は、非常に高温（$\geq$1600K）であるように見え、非常に高い程度の溶融、耐火物ソース領域、または上昇時の大量の粘性加熱のいずれかを示唆しています。このあいまいさに対処するために、地殻とマントルのダイナミクスを単純な構成システムに結合するモデルを開発します。モデルを分析して、化学構造と進化を調査します。マグマの分離と火山の噴火がマントルの分化につながることを実証します。その程度は、耐熱性の低い下部マントルから高温が簡単に上方向に移動できるかどうかに依存します。Ioの最高温度の噴火はこの下部マントル領域に起因し、そのような噴火は組成の分化の程度を制限するように作用することを提案します。
天の川銀河のような巨大分子雲の物理的性質の形成における銀河ダイナミクスの役割
| Title |
The_role_of_galactic_dynamics_in_shaping_the_physical_properties_of_giant_molecular_clouds_in_Milky_Way-like_galaxies |
| Authors |
Sarah_M._R._Jeffreson,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Benjamin_W._Keller,_M\'elanie_Chevance_and_Simon_C._O._Glover |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00006 |
天の川銀河のような巨大分子雲の性質を設定する際の大規模な銀河力学環境の役割を調べます。移動メッシュの流体力学コードArepoで天の川のようなディスクの3つの高解像度シミュレーションを実行し、$\sim80,000$巨大分子雲と$\sim55,000$HI雲の統計サンプルを生成します。ガスの自己重力、超新星とHII領域からの運動量と熱エネルギーの注入、恒星風からの質量注入、水素、炭素と酸素の非平衡化学について説明します。外部の重力ポテンシャルを変化させることにより、軌道角速度、重力安定性、中央平面圧力、および銀河回転曲線の勾配の1桁にわたる銀河力学環境を探査します。シミュレートされた分子雲は、周囲の星間物質に比べて非常に密度が高く（$\sim100\times$）、圧力が過剰（$\sim25\times$）です。それらの重力乱流と星形成特性は銀河中平面のダイナミクスから切り離されているため、kpcスケールの星形成速度表面密度は銀河中平面の単位面積あたりの分子雲の数にのみ関連しています。それにもかかわらず、雲は、それらの回転特性と銀河の剪断および重力自由落下の速度との統計的に有意な相関関係を明確に示します。銀河の回転と重力の不安定性は、それらの伸長、角運動量、接線速度の分散に影響を与える可能性があることを発見しました。HI雲の圧力と密度が低いため、分子雲の回転特性を反映して、有意な動的相関の範囲が広がり、重力と乱流の特性と銀河力学的環境の結合も表示されます。
IllustrisTNGにおける超大質量ブラックホールの燃料供給：環境の影響
| Title |
Supermassive_black_hole_fueling_in_IllustrisTNG:_Impact_of_environment |
| Authors |
Aklant_K._Bhowmick,_Laura_Blecha_and_July_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00014 |
IllustrisTNG（TNG100）シミュレートされた宇宙で$0.01-1\h^{-1}$Mpcのスケールで活動銀河核（AGN）と環境の間の関連を研究します。0.01、0.1、および1$h^{-1}$Mpcのスケール内で超大質量ブラックホール（BH）のペアと倍数を識別し、ランダムに選択されたペアと倍数との関係でAGNアクティビティを調べます。TNG100のBHの数密度は$n=0.06\、h^3$Mpc$^{-3}$at$z\lesssim1.5$（$n=0.02\、h^3$Mpc$^{-$z=3$で3}$）。それらの約$\sim10$％と$\sim1$％は、それぞれ0.1$h^{-1}$Mpcスケール内でペアと倍数で住んでいます。BHシステムは、ランダムペアや倍数と比較して、高いエディントン比（$\eta\gtrsim0.7$）AGNを含む可能性が高くなります（最大3〜6倍）。逆に、AGNが0.1$h^{-1}$Mpcスケールシステムに存在する可能性も、ランダムペアや倍数と比較して（$\eta\gtrsim0.7$の場合は$\sim4$倍）高くなります。TNG100で選択された超硬X線AGNの$\sim10$％は、観測と一致して、$0.1\h^{-1}$Mpcスケールで2-10keVのAGNコンパニオンを検出できると推定します。ただし、より大きな空間スケール（$\sim1$$h^{-1}$Mpc）では、高いエディントン比であっても、BHペアと倍数に関連する大幅な拡張はありません。したがって、リッチで小規模な（$\lesssim0.1$$h^{-1}$Mpc）環境でのAGNアクティビティの強化は、銀河の相互作用と合併によって促進される可能性があります。それにもかかわらず、$\lesssim0.1$$h^{-1}$Mpcスケールの倍数に存在するAGNの全体的なパーセンテージは依然として優勢です（最高のエディントン比AGNの場合は最大で\\sim40$％）。さらに、BHシステムのEddington比の強化（およびBHのマージ）は、最大$\sim2-3$の係数までです。したがって、私たちの結果は、合併とAGNの関係の存在をサポートしていますが、合併と相互作用が、全体としてのAGN人口の増加に比較的小さな役割を果たすことも示唆しています。
星形成の特徴的なスケール。局所スケールでの塊形成効率
| Title |
Characteristic_scale_of_star_formation._I._Clump_formation_efficiency_on_local_scales |
| Authors |
D.J._Eden,_T.J.T._Moore,_R._Plume,_A.J._Rigby,_J.S._Urquhart,_K.A._Marsh,_C.H._Pe\~naloza,_P.C._Clark,_M.W.L._Smith,_K._Tahani,_S.E._Ragan,_M.A._Thompson,_D._Johnstone,_H._Parsons,_R._Rani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00032 |
850um連続JCMT平面調査（JPS）および$^{13}$CO/C$^{18}$OJ=3-2ヘテロダイン内部天の川平面調査から独立して導出された列密度の比率を使用しました（CHIMPS）l=30とl=40を中心とする銀河平面の2つのスライスに高密度ガス質量分率（DGMF）のマップを作成します。観測されたDGMFは、分子ガスにおける瞬間的な凝集形成効率（CFE）の測定基準であり、DGMFの2次元パワースペクトル分析は、分子雲のおおよそのサイズスケールでの勾配の破れを明らかにします。これを、CFEの変動の振幅の特徴的なスケール、およびCFEを制御する支配的なメカニズムに対する制約、つまり、CO追跡雲の星形成効率として解釈します。2つのフィールドを、それらを横切るらせん状の腕に対応する速度成分に分割することにより、個々の分子雲が、Centaurus、Sagittarius、およびPerseusのらせん状の腕のSCUの平均CFE値が40、41、および46パーセントであることがわかります。それぞれ
初期のガス放出の探査としての開放星団の潮汐尾II：ガイアの予測
| Title |
Tidal_tails_of_open_star_clusters_as_probes_to_early_gas_expulsion_II:_Predictions_for_Gaia |
| Authors |
Franti\v{s}ek_Dinnbier,_Pavel_Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00036 |
銀河の現実的な重力場における原始ガスの放出による、若いプレアデスのような星団から放出された潮汐の尾の形成と進化を研究します。潮汐の尾（およびクラスター）は、300Myrの埋め込みフェーズから統合されます。星形成効率（SFE）を33％から100％まで変化させ、ガス排出のタイムスケールを自由パラメーターとして変化させ、モデルごとに進化した尾の形態と運動学の予測を提供します。結果として得られる尾部の特性は、気相およびガス放出中の十分に理解されていない初期条件を制約するために、予想されるガイア観測との比較を目的としています。シミュレーションは、銀河の現実的な外部重力ポテンシャルを含むコードNbody6と、出生ガスポテンシャルの分析的近似を使用して実行されます。プレアデスが急速なガス放出と約\$約30$％のSFEで形成されたと仮定すると、現在のプレアデスは、クラスターから$\約150$から$\約350$pcまで伸び、0.7から現在のクラスターの星の数の2.7倍。プレアデス星団が100％に近いSFEで形成された場合、テールは短くなり（$\lesssim90$pc）、現在の星団の数の$\約2$％のみを含み、かなり貧弱になります。プレアデス星団が約\$約30$％のSFEで形成されたが、ガスの排出が断熱的であった場合、テールシグネチャは、SFEが100％のモデルの場合と区別がつきません。モデルは、野外の星とHyades-Pleiadesストリームによる推定汚染を考慮に入れています。これは、Gaia測定の精度よりも制限的な要素です。
宇宙シミュレーションにおける微細銀河恒星形態と星形成活動の関係：深層学習の見解
| Title |
The_relationship_between_fine_galaxy_stellar_morphology_and_star_formation_activity_in_cosmological_simulations:_a_deep_learning_view |
| Authors |
Lorenzo_Zanisi,_Marc_Huertas-Company,_Francois_Lanusse,_Connor_Bottrell,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Francesco_Shankar,_Lars_Hernquist,_Avishai_Dekel,_Berta_Margalef-Bentabol,_Mark_Vogelsberger,_Joel_Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00039 |
銀河の形成と進化の流体力学シミュレーションは、銀河を形作る物理学を完全にモデル化しようとします。シミュレートされた銀河と実際の銀河の形態の一致、および形態の種類が銀河のスケーリング関係全体に分布する方法は、銀河形成の物理学に関する私たちの知識の重要なプローブです。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイのサブサンプルからの観測に対するIllustrisおよびIllustrisTNG（TNG100およびTNG50）シミュレーションからの銀河の微細形態構造の厳格なテストを実行するための教師なしの深層学習アプローチを提案します。私たちのフレームワークは、明示的な可能性を備えた画像生成のための自己回帰モデルであるPixelCNNに基づいています。空の背景から銀河の微細な形態の詳細を分離するメトリックに2つのPixelCNNネットワークの出力を組み合わせる戦略を採用します。特に高解像度のTNG50の実行において、IllustrisTNGが元のIllustrisよりも改善されていることを\emph{定量的に}確認できます。しかし、観測された銀河とシミュレートされた銀河では、銀河構造の細部が依然として異なることがわかります。この違いは、解像度に関係なく全体的に精度が低く、探索された3つのシミュレーション間でほとんど改善されていない、小さくて回転楕円体の急冷された銀河によって引き起こされます。この不一致は、クエンチされた円盤銀河ではそれほど深刻ではないが、クエンチされた回転楕円体銀河の内側の密集した領域を適切に捕捉するのに苦労している、まだ粗すぎる数値分解能に起因していると推測します。
クエーサーで最も強力なジェットを発射するエネルギー論：3C82の研究
| Title |
The_Energetics_of_Launching_the_Most_Powerful_Jets_in_Quasars:_A_Study_of_3C82 |
| Authors |
Brian_Punsly,_Gary_J._Hill,_Paola_Marziani,_Preeti_Kharb,_Marco_Berton,_Luca_Crepaldi,_Briana_L._Indahl_and_Greg_Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00170 |
赤方偏移が2.87の3C82は、最も遠い3C（第3ケンブリッジカタログ）クエーサーです。したがって、それは宇宙で最も明るい電波ローブを持っていることの強力な候補です。3C82は、コンパクトで急なスペクトルの電波源のクラスに属しています。これらの強力な電波ローブのプラズマ状態をモデル化するために、単一ディッシュと干渉電波観測を使用します。これらのローブをレプトンプラズマで満たすのに必要な長期の時間平均ジェットパワーは$\overline{Q}\約2.66\pm1.33\times10^{47}\rm{ergs/sec}$と推定されます。クエーサーからの最大時間平均ジェット力の中で。陽子ローブを配置することは、形成中に中央のブラックホールに付着するよりも2桁多いローブへの質量輸送を必要とするため、適切ではありません。このオブジェクトから得られた最初の高いS/N比の光学分光観測は、運動力$\sim10^{45}\rm{ergs/sec}$と速度$\simの強力な高イオン化ブロードライン風があることを示しています0.01$c。また、2018年の幅広いラインと、30年間に広がる3つのエポックのUV連続体から、降着流ボロメータ光度は$L_{\rm{bol}}\約3.2-5.8\times10^{46}\であると推定しています。rm{ergs/sec}$。$\overline{Q}/L_{\rm{bol}}\約6.91\pm3.41$の比率は、おそらく既知のクエーサーの中で最大のものです。非常に強力なジェットは、イオン化されたバリオン物質の強力な風を強く抑制する傾向があります。その結果、3C82は、クエーサーの流出開始の中央エンジンの動的限界を研究するためのユニークな実験室を提供します。
近くの銀河における分解された分子ガスの新しい推定量
| Title |
A_new_estimator_of_resolved_molecular_gas_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Ryan_Chown,_Cheng_Li,_Laura_C._Parker,_Christine_D._Wilson,_Niu_Li,_Yang_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00174 |
最近の星形成からのダスト再処理光と銀河内の星形成ガスの量との関係は、WISE12$\mu$m放出とCOライン放出の間に相関関係を生み出します。ここでは、解像度がWISE12$\mu$m画像に一致するEDGE-CALIFAからのCO（1-0）マップを使用したキロパーセクスケールでのこの相関関係を調べます。各銀河内で強いCO-12$\mu$m相関が見つかり（ピアソンの中央値$r=0.85$）、グローバルなCO-12$\mu$m相関の散乱は主に銀河から銀河。同じピクセルのセット（中央値$r=0.71$）での星形成率とH$_2$表面密度の間の相関よりも強い相関があります。グローバル変数と解決された銀河のプロパティを組み合わせたWISE12$\mu$mデータを使用して$\Sigma（\mathrm{H_2}）$面密度を予測する多変数回帰を探索し、最良の推定量の近似パラメーターを提供します。$\Sigma（\mathrm{12\mum}）$を含む$\Sigma（\mathrm{H_2}）$推定量は$>10で$\Sigma（\mathrm{H_2}）$を予測できることがわかりました解決された光学特性（$\Sigma（\mathrm{SFR}）、\Sigma（\mathrm{M_*}）、A_V$および$12+\log\mathrm{O/H}$）を含む推定量よりも$％高い精度$\Sigma（\mathrm{12\mum}）$の代わりに。最適な単一プロパティ推定量は$\log\frac{\Sigma（\mathrm{H_2}）}{\mathrm{M_\odot\>pc^{-2}}}=（0.49\pm0.01）+（0.71\pm0.01）\log\frac{\Sigma（\mathrm{12\mum}）}{\mathrm{L_\odot\>pc^{-2}}}$、平均予測精度は0.19dex/ピクセル、0.17dexの固有散乱。この相関関係を使用して、近くの銀河内の小さな空間スケールでH$_2$表面密度を少なくとも$1\>M_\odot\>\mathrm{pc^{-2}}$まで効率的に推定できます。この相関関係は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡から期待される中赤外域の感度が高く、ガス密度がさらに低い場合に有用です。
JCMT BISTRO調査：NGC 1333のフィラメントのネットワークに関連する磁場
| Title |
The_JCMT_BISTRO_Survey:_Magnetic_fields_associated_with_a_network_of_filaments_in_NGC_1333 |
| Authors |
Yasuo_Doi,_Tetsuo_Hasegawa,_Ray_S._Furuya,_Simon_Coud'e,_Charles_L._Hull,_Doris_Arzoumanian,_Pierre_Bastien,_Mr._Michael_C._Chen,_James_Francesco,_Rachel_K._Friesen,_Martin_Houde,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Steve_Mairs,_Masafumi_Matsumura,_Takashi_Onaka,_Sarah_I._Sadavoy,_Yoshito_Shimajiri,_Mehrnoosh_Tahani,_Kohji_Tomisaka,_Chakali_Eswaraiah,_Patrick_M._Koch,_Kate_Pattle,_Chang_Lee,_Motohide_Tamura,_David_Berry,_Tao-Chung_Ching,_Ms._Jihye_Hwang,_Woojin_Kwon,_Archana_Soam,_Mr._Jia-Wei_Wang,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_Derek_Ward-Thompson,_Do-Young_Byun,_Huei-Ru_V._Chen,_Wen_Chen,_Zhiwei_Chen,_Jungyeon_Cho,_Minho_Choi,_Yunhee_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Eun_Chung,_Pham_Diep,_Hao-Yuan_Duan,_Lapo_Fanciullo,_Jason_Fiege,_Ms._Erica_Franzmann,_Per_Friberg,_Gary_A._Fuller,_Tim_Gledhill,_Sarah_F._Graves,_et_al._(87_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00176 |
POL-2装置を使用したジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のB界の星形成領域観測（BISTRO）調査から、ペルセウス分子雲複合体のアクティブな星形成領域NGC1333の新しい観測結果を示します。BISTROデータは、0.02pcの解像度でNGC1333複合体全体（〜1.5pcx2pc）をカバーし、個々のフィラメント構造からの偏光放射を初めて空間的に解決します。推定される磁場構造は全体として複雑であり、個々のフィラメントはそれぞれ、局所的な磁場の向きに対して異なる位置角度で整列しています。BISTROデータとPlanckおよび干渉計から得られた低解像度および高解像度のデータを組み合わせて、この領域のマルチスケール磁場構造を調べます。磁場の形態は、スケールが〜1pc未満で大幅に変化し、フィラメントのスケール（〜0.1pc）から原星エンベロープのスケール（〜0.005pcまたは〜1000au）まで連続します。最後に、磁場が常にフィラメントの長軸に垂直であると仮定する単純なモデルを構築します。空の平面に対する磁場とフィラメントの投影効果を考慮に入れると、フィラメント軸と磁場角度の間の相対的な向きの観測された変化がこのモデルによってよく再現されることを示しています。これらの投影効果は、フィラメントネットワークへのBISTROデータの解像度で観測された磁場構造の見かけの複雑さを説明します。
z $ \ sim $ 2にある最も明るい静止銀河における多元素恒星化学存在量の解決
| Title |
Resolved_Multi-element_Stellar_Chemical_Abundances_in_the_Brightest_Quiescent_Galaxy_at_z_$\sim$_2 |
| Authors |
Marziye_Jafariyazani_(1_and_2),_Andrew_B._Newman_(1),_Bahram_Mobasher_(2),_Sirio_Belli_(3),_Richard_S._Ellis_(4),_Shannon_G._Patel_(1)_((1)_Carnegie_Observatories,_(2)_University_of_California,_Riverside,_(3)_CfA_Harvard_and_Smithsonian,_(4)_University_College_London) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00205 |
銀河の化学組成を測定することは、銀河の形成と進化のモデルを理解する上で重要です。ただし、このような測定は、微妙な恒星の連続体とコンパクトなサイズをもつ高赤方偏移での静止銀河にとって非常に困難であり、吸収線を検出することが困難であり、それらを空間的に解決することはほとんど不可能です。重力レンズは、空間的に解像できる詳細な分光法でこれらの銀河を研究する機会を提供します。この作業では、Hバンドのマグニチュードが17.1であり、z=1.98でレンズ付き静止銀河であるMRG-M0138の深いスペクトルを分析します。完全なスペクトルフィッティングを利用して、$[{\rmMg/Fe}]=0.51\pm0.05$、$[\rm{Fe/H}]=0.26\pm0.04$、および最初の時間、この銀河の6つの他の要素の恒星の豊富さ。さらに、$z\sim2$銀河で初めて、星の年齢、[Fe/H]、および[Mg/Fe]の放射状勾配をさらに制約しました。年齢または[Mg/Fe]の勾配は検出されず、[Fe/H]のわずかに負の勾配も検出されます。これは、ローカルの初期型銀河に見られる勾配に匹敵する勾配を持っています。私たちの測定結果は、MRG-M0138がローカルの大規模な初期型銀河の中心に比べて非常にMgが強化されているだけでなく、鉄も豊富であることを示しています。これらの類似していない存在量は、純粋に裏返しの成長モデルとは対照的に、大規模な銀河の内側の領域でさえ、合併の際に星のかなりの混合を経験したことを示唆しています。MRG-M0138で観察された存在パターンは、星形成のタイムスケールのみを変化させる単純な銀河の化学進化モデルに挑戦し、より精巧なモデルの必要性を示しています。
大マゼラン雲の郊外にある星団の探索：年齢ギャップにおける星団の表示
| Title |
A_search_for_star_clusters_in_the_outskirts_of_the_Large_Magellanic_Cloud:_indication_of_clusters_in_the_age_gap |
| Authors |
M._Gatto,_V._Ripepi,_M._Bellazzini,_M._Cignoni,_M.-R._L._Cioni,_M._Dall'Ora,_G._Longo,_M._Marconi,_P._Schipani,_M._Tosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00341 |
YMCA（{\itはい、マゼラン雲が再び}）およびSTEP（{\itSMCinTime：EvolutionofaPrototypeinteractinglate-typedwarfgalaxy}）プロジェクトは、深い$g$、$i$測光調査ですVLTサーベイ望遠鏡（VST）で、マゼラン星系の周辺を研究することに専念しました。YMCAとSTEPの主な目的は、星団候補を特定し、マゼラン雲の最も外側の領域まで国勢調査を完了することです。最適な候補を選択し、その年齢を推定するために、カラーマグニチュードダイアグラム（CMD）の目視検査と組み合わせて、特定の高密度検索手法を採用しました。これまでに、23平方度の領域を分析しました。大マゼラン雲の郊外で85の善意のクラスター候補を検出しました。これらのオブジェクトを文献データと一緒に使用して、マゼラン雲の形成と相互作用の履歴に関する洞察を得ます。
結合された恒星河川データの行動空間におけるクラスタリングからの銀河ポテンシャル制約
| Title |
Galactic_potential_constraints_from_clustering_in_action_space_of_combined_stellar_stream_data |
| Authors |
Stella_Reino,_Elena_M._Rossi,_Robyn_E._Sanderson,_Elena_Sellentin,_Amina_Helmi,_Helmer_H._Koppelman,_Sanjib_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00356 |
元の衛星銀河または球状星団からの潮汐によって取り除かれた流星は、隣接する軌道上でテスト粒子のグループとして機能し、天の川の重力場を探査します。個々のストリームからの制約はバイアスの影響を受けやすいことが示されていますが、軌道からのいくつかのストリームをさまざまな距離で組み合わせると、これらのバイアスが減少します。アクション空間でのストリームスターのクラスタリングを最大化することにより、複数の恒星ストリームに共通の重力ポテンシャルを同時に適合させます。この手法をGD-1、Pal5、OrphanおよびHelmiストリームのメンバーに適用し、個々のデータセットと結合されたデータセットの両方を利用します。St\"ackelモデルで銀河のポテンシャルを記述し、最大5つのパラメーターを同時に変化させます。囲まれた質量のみを制約でき、最も強い制約は、データを組み合わせたGD-1ストリームとPal5ストリームから生じます。セットは$M（<20\\mathrm{kpc}）=3.47^{+0.95}_{-1.44}\times10^{11}\M_{\odot}$を生成します。OrphanおよびHelmiストリームをデータセットでは、質量の不確実性は$M（<20\\mathrm{kpc}）=3.12^{+5.69}_{-1.07}\times10^{11}\M_{\odot}$に増加し、個々のストリームへの適合における隠れた系統的エラー。これらの系統は、可能性のSt\"ackelモデルの不十分さ、および4つのストリームのデータセットによって調査される限られた位相空間が原因である可能性が高いため、結合適合の不確実性が大きくなります。天の川のポテンシャルにおける実際の不確実性のより強固な尺度。
銀河系の星間比18O / 17Oに関する系統的観測研究：I. C18OおよびC17O J = 1-0データ分析
| Title |
A_systematic_observational_study_on_Galactic_interstellar_ratio_18O/17O:_I._C18O_and_C17O_J=1-0_data_analysis |
| Authors |
J.S._Zhang,_W._Liu,_Y.T._Yan,_H.Z._Yu,_J.T._Liu,_Y.H._Zheng,_D._Romano,_Z.-Y._Zhang,_J.Z._Wang,_J.L._Chen,_Y.X._Wang,_W.J._Zhang,_H.H._Lu,_L.S._Chen,_Y.P._Zou,_H.Q._Yang,_T._Wen,_and_F.S._Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00361 |
18O/17Oの星間酸素同位体比は、高質量対中質量の星からの噴出物による経年濃縮の相対量を反映できます。以前の観測では、18O/17Oの銀河勾配、つまり銀河中心の比率が低く、銀河円盤の値が大きいことがわかりました。これは、私たちの銀河の裏返し形成シナリオをサポートしています。しかしながら、観測されたオブジェクトは多くはなく、特に大きなガラクトセントリック距離ではそれほど多くありません。したがって、私たちは銀河の星間18O/17Oの系統的な研究を開始し、C18OおよびC17Oの多遷移線を286個の光源（以前のものよりも少なくとも1桁大きい）の大きなサンプルに向かって観測し、銀河中心領域からはるか外側の銀河（〜22kpc）。ここでは、C18OおよびC17OのJ=1-0ラインの観測結果を、ARO12mおよびIRAM30m望遠鏡で示します。50ターゲットのIRAM30mサンプルの34ソースと260ターゲットのARO12mサンプルの166ソースのC18OおよびC17O1-0ラインの両方を正常に検出しました。C17Oスペクトルの結果を超微細成分とフィッティングし、最強の光源に対するRADEX非LTEモデル計算で評価した比率結果に対するC18O光学深度効果は、重要ではないことがわかりました。ビーム希釈も問題ではないようです。これは、同位体比と太陽中心距離との間に系統的な変動がないこと、および検出されたほとんどの光源の2つの望遠鏡からの一貫した測定比によってサポートされていました。私たちの結果は、外側の銀河のソースに対して行われた検出はまだほとんどありませんが、ピアソンの順位相関係数を使用して、18O/17O=（0.10+-0.03）R_GC+（2.95+-0.30）の見かけの18O/17O勾配を確認しますR=0.69。これは、大規模な恒星回転子や新星の影響を含む最新の銀河の化学進化モデルによってサポートされています。
活動銀河核時系列における周期性の二次元相関分析
| Title |
Two-dimensional_correlation_analysis_of_periodicity_in_active_galactic_nuclei_time_series |
| Authors |
Andjelka_B_Kovacevic,_Luka_C._Popovic,_Dragana_Ilic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00557 |
アクティブ銀河核（AGN）は、固有の、はっきりとした、ランダムな明るさの変化を持つ最も強力な光源の1つです。それらの時系列のランダム性は非常に微妙なので、非周期的な変動とノイズの多い振動の間の境界がぼやけます。目視検査や既存の方法では振動信号を識別できないため、これはそのような時系列の分析に課題をもたらします。したがって、周期性検出のための客観的な方法が必要である。ここでは、時系列の2次元相関（2D）とガウス過程の強力な方法を組み合わせる新しいデータ分析方法を確認します。この手法の有用性を示すために、十分に活用されなかった2つの例の問題に適用します。AGN時系列を模倣した減衰されたレッドノイズ人工時系列と、変化する外観のAGN（CLAGN）NGC3516の新しく公開された観測時系列です。両方のタイプの時系列で検出された周期性。NGC3516で周期が$\sim4$であることが確認されているため、検出された周期に類似した時間スケールで降着円盤（AD）に熱不安定性が形成された場合、AD半径は$\sim0.0024$pcになると推測できます。
赤外線望遠鏡施設（IRTF）スペクトルライブラリII：Y、J、H、L大気ウィンドウの新しいインデックス
| Title |
Infrared_Telescope_Facility_(IRTF)_spectral_library_II:_New_indices_in_Y,_J,_H,_and_L_atmospheric_windows |
| Authors |
L._Morelli,_V._D._Ivanov,_A._Pizzella,_D._Gasparri,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_E._Dalla_Bont\`a,_P._Fran\c{c}ois,_M._Cesetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00569 |
赤外線（IR）波長範囲での恒星個体群研究には、光学体制に関して2つの主な利点があります。IRのほとんどの光はより赤く、概して古い星から来ているため、異なる個体群をプローブし、ほこり。IRライトは消光の影響を受けにくいためです。残念ながら、十分な恒星ライブラリがないためにIRモデリング作業は中止されましたが、これは近年変化しています。私たちのプロジェクトは、星の物理的性質（$T_{eff}$、[Fe/H]、logg）に対する1〜5\、$\mu$mの波長範囲のさまざまなスペクトル機能の感度を調査し、客観的に未解決の恒星個体群の年齢と金属性を特徴付けることができるスペクトルインデックスを定義します。利用可能な全波長範囲にわたって$T_{eff}$、[Fe/H]またはloggの関数としてインデックスの導関数を使用する方法を実装しましたこれらのパラメーターに対する最も敏感なインデックスとこれらのインデックスが機能する範囲を明らかにします。ここでは、IおよびKバンドでの以前の作業を補足し、Y、J、Jの14、12、22、および12インデックスの新しいシステムを報告します。HおよびL大気ウィンドウそれぞれ、およびそれらの動作について説明します。私たちの分析は、有効温度に敏感な機能が存在し、信号のIRTFライブラリーのスペクトル範囲および金属範囲ですべての調査済み大気ウィンドウに測定可能であることを示しています-ノイズ比は素晴らしい20-30よりも。表面の重力はさらに難しく、HおよびJウィンドウのインデックスのみがこれに最適です。利用可能なスペクトルを持つ星の金属性の範囲は、適切な診断を検索するには狭すぎます。未解決の銀河のスペクトルの場合、定義されたインデックスは、IRが支配的な恒星集団の星の特性を追跡するための貴重なツールです。
| Title |
The_2MASS_redshift_survey_galaxy_group_catalogue_derived_from_a_graph-theory_based_friends-of-friends_algorithm |
| Authors |
T._S._Lambert,_R._C._Kraan-Korteweg,_T._H._Jarrett_and_L._M._Macri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00581 |
最近完了した2MASSRedshiftサーベイ（2MRS、Macri2019）の銀河グループカタログを示します。これは、回避ゾーン内にある銀河の1041個の新しい測定値を含む、44572個の赤方偏移で構成されています。銀河グループのカタログは、Friends-of-Friendsアルゴリズムの新しいグラフ理論ベースの修正バージョンを使用して生成されます。いくつかのグラフ理論の例は、グループ内の部分構造を識別するための新しい方法を含めて、このホワイトペーパー全体に示されています。結果とグラフ理論の手法は、没入型施設、デジタルプラネタリウム、仮想現実を含む最先端の可視化技術を利用することにより、以前の2MRSグループカタログと理論天体物理観測所（TAO）モックに対して徹底的に調査されています。これにより、安定した堅固なカタログが作成され、上空の位置と見通し距離がそれぞれ0.5Mpcと2Mpc以内になり、すべての主要なグループとクラスターが回復しました。最終的なカタログは3022のグループで構成され、これまでで最も完全な「全天」銀河グループカタログが作成されました。これらのグループの3D位置、およびそれらの明度と移動距離、観測および修正されたメンバー数、リッチネスメトリック、速度分散、および$R_{200}$と$M_{200}$の推定値を決定します。3つの追加のデータ製品、つまり、グループで見つかった2MRS銀河、サブグループのカタログ、および以前の2MRSベースの分析で対応するもののない687個の新しいグループ候補のカタログを提示します。
反応スキームを変更したメタノール生成化学
提示された研究の目的は、実験で評価された水素引き抜きの反応が星間粒子の表面に及ぼす影響を分析することです。半透明の雲から暗い雲へ。シミュレーション結果の分析は、これらの反応が粒子表面のHCOおよびH2COの非常に効率的な破壊チャネルであり、CH3OHの形成に関与するほとんどすべての分子の存在量に大きな影響を与えることを示しています。次に、これらの反応を伴うモデルでは、ガス中および粒子表面上のメタノールの最大存在量は、水素の表面抽出反応がないモデルと比較して2〜3桁以上減少します。最後に、CH2OHとCH3Oラジカルの結合エネルギーがメタノール化学に及ぼす影響を調べます。
ASASSN-18am / SN 2018gk：大規模な前駆体からの過剰なタイプIIb超新星
| Title |
ASASSN-18am/SN_2018gk_:_An_overluminous_Type_IIb_supernova_from_a_massive_progenitor |
| Authors |
Subhash_Bose,_Subo_Dong,_C._S._Kochanek,_M._D._Stritzinger,_Chris_Ashall,_Stefano_Benetti,_E._Falco,_Alexei_V._Filippenko,_Andrea_Pastorello,_Jose_L._Prieto,_Auni_Somero,_Tuguldur_Sukhbold,_Junbo_Zhang,_Katie_Auchettl,_Thomas_G._Brink,_J._S._Brown,_Ping_Chen,_A._Fiore,_Dirk_Grupe,_T._W._-S._Holoien,_Peter_Lundqvist,_Seppo_Mattila,_Robert_Mutel,_David_Pooley,_R._S._Post,_N._Reddy,_Thomas_M._Reynolds,_Benjamin_J._Shappee,_K._Z._Stanek,_Todd_A._Thompson,_S._Villanueva_Jr.,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00008 |
ASASSN-18am/SN2018gkは、水素が豊富な超新星（SNe）の希少なグループの新たに発見されたメンバーであり、通常のコア崩壊SNeと超光速の間にある絶対絶対値$M_Vが約-20$です。SNe。これらのSNeは、星周物質（CSM）と相互作用するイジェクタの顕著な分光学的兆候を示さず、その力のメカニズムについては議論されています。ASASSN-18amは、タイプIISNで非常に急速に減少し、光球相の減少率は$\sim6.0$等級（100d）$^{-1}$です。HIの弱体化とその後の段階でのHeIの出現により、ASASSN-18amは分光学的にタイプIIbSNであり、部分的にエンベロープが取り除かれています。ただし、その測光および分光学的進化は、典型的なSNeIIbとの大きな違いを示しています。放射拡散モデルを使用すると、光の曲線には$M_{\rmNi}\sim0.4\rmM_\odot$の高い合成$^{56}$Ni質量と高い運動エネルギー$E_の噴出物が必要であることがわかります{\rmkin}=（5-9）\times10^{51}$erg。マグネター中央エンジンを導入するには、$M_{\rmNi}\sim0.3\、M_\odot$および$E_{\rmkin}=3\times10^{51}$ergが必要です。高い$^{56}$Ni質量は、そのスペクトルの強い鉄族星雲線と一致します。これは、高い$^{56}$Ni収率を持ついくつかのSNeIc-BLにも類似しています。最初のスペクトルは「フラッシュイオン化」機能を示しており、質量損失率は$\dot{M}\約2\times10^{-4}\、\rmM_\odot〜yr^{-1}と推定されます$。この風密度は低すぎて、ejecta-CSMの相互作用によって発光曲線に電力を供給することができません。H$\alpha$の膨張速度を$17,000\rm〜km〜s^{-1}$と測定しました。これは他のSNeIIに比べて非常に高速です。星雲相スペクトルから測定された[OI]光度を使用して1.7-3.1$\rmM_\odot$の酸素コア質量を推定します。これは、年齢0のメインシーケンス質量19-24$\rmM_の前駆細胞を意味します。\odot$。
銀河系ISMにおけるシリコンX線吸収：ガス状成分
| Title |
Silicon_X-ray_absorption_in_the_Galactic_ISM:_the_gaseous_component |
| Authors |
E._Gatuzz,_T._W._Gorczyca,_M._F._Hasoglu,_N._S._Schulz,_L._Corrales_and_C._Mendoza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00013 |
低質量X線連星の高解像度チャンドラスペクトルを使用して、SiKエッジのガス成分の詳細な分析を提示します。すべてのSiイオン種について計算された新しい光吸収断面積を含む、ISMabsモデルの修正バージョンを使用してスペクトルを適合させます。Sii、Siii、Siiii、Sixii、Sixiiiのカラム密度を推定します。これらは、銀河系星間物質の暖かい、中間の温度、熱いフェーズを追跡します。最初の2つの相のイオン分率は類似していることがわかります。これは、温度によって決定されるプラズマの物理的状態、またはソースのすぐ近くに吸収材が存在するためと考えられます。私たちの調査結果は、固体成分に取り組む前に、気体成分の正確なモデリングの必要性を強調しています。
短いガンマ線バーストの迅速な放出：視野角と合併後の残骸の手掛かり
| Title |
Prompt_emission_of_short_gamma_ray_bursts:_a_clue_to_the_viewing_angle_and_the_post-merger_remnant |
| Authors |
Shabnam_Iyyani_and_Vidushi_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00020 |
既知の赤方偏移を持つ短いガンマ線バースト（sGRB）の迅速な放出は、ジェットの構造と表示ジオメトリを考慮して非散逸性光球からの放出と解釈される多色黒体のモデルを使用して分析されます。サンプルのほぼ$69\％$と$26\％$は、それぞれマルチカラー黒体モデルと純黒体モデルと一致しています。サンプルのsGRBのほぼ$57\％\、（18\％）$がジェットコーン内（またはエッジに沿って）に観察されたことがわかります。sGRBジェットは非常に狭く、ジェットの開口角度の最も可能性の高い値は$\theta_j=2^{\circ}\pm1^{\circ}$です。これにより、ジェットコーン内で表示されるsGRBの割合は$0.2-4.4\、\rmGpc^{-3}\、yr^{-1}$になります。固有の光度は、$10^{48}-10^{53}\、\rmerg/s$の範囲であることがわかります。sGRBジェットのローレンツ係数とノズル半径の平均値は、$210\、（85）$および$10^{7.7}\、（10^{9.6}）\、\rmcm$である場合、光球は、それぞれ惰性（加速）段階で形成されます。ピーク多色黒体温度と等方性バーストエネルギーの間に有意な相関関係はありません。ジェット構造のローレンツ因子プロファイルの減少のべき乗則指数は、1.3〜2.2ドルであることがわかります。幾何学的効果を説明する非散逸性光球からのスペクトルフィットの整合性とシンクロトロンのような非熱放射の制限は、流出がポインティングフラックスが支配的ではなく、それにより連星中性子星の合併の残骸であることを強く示唆していますマグネターというよりはブラックホールである可能性が高いです。
望遠鏡アレイ実験で観測された超高エネルギー宇宙線の到来方向に関する大規模異方性の探索
| Title |
Search_for_a_large-scale_anisotropy_on_arrival_directions_of_ultrahigh-energy_cosmic_rays_observed_with_the_Telescope_Array_Experiment |
| Authors |
Telescope_Array_Collaboration:_R.U._Abbasi,_M._Abe,_T._Abu-Zayyad,_M._Allen,_R._Azuma,_E._Barcikowski,_J.W._Belz,_D.R._Bergman,_S.A._Blake,_R._Cady,_B.G._Cheon,_J._Chiba,_M._Chikawa,_A._di_Matteo,_T._Fujii,_K._Fujisue,_K._Fujita,_R._Fujiwara,_M._Fukushima,_G._Furlich,_W._Hanlon,_M._Hayashi,_N._Hayashida,_K._Hibino,_R._Higuchi,_K._Honda,_D._Ikeda,_T._Inadomi,_N._Inoue,_T._Ishii,_R._Ishimori,_H._Ito,_D._Ivanov,_H._Iwakura,_H.M._Jeong,_S._Jeong,_C.C.H._Jui,_K._Kadota,_F._Kakimoto,_O._Kalashev,_K._Kasahara,_S._Kasami,_H._Kawai,_S._Kawakami,_S._Kawana,_K._Kawata,_E._Kido,_H.B._Kim,_J.H._Kim,_J.H._Kim,_M.H._Kim,_S.W._Kim,_S._Kishigami,_V._Kuzmin,_M._Kuznetsov,_Y.J._Kwon,_K.H._Lee,_B._Lubsandorzhiev,_J.P._Lundquist,_K._Machida,_H._Matsumiya,_T._Matsuyama,_J.N._Matthews,_R._Mayta,_M._Minamino,_K._Mukai,_I._Myers,_S._Nagataki,_K._Nakai,_R._Nakamura,_T._Nakamura,_Y._Nakamura,_Y._Nakamura,_T._Nonaka,_H._Oda,_S._Ogio,_M._Ohnishi,_H._Ohoka,_Y._Oku,_T._Okuda,_Y._Omura,_M._Ono,_R._Onogi,_A._Oshima,_S._Ozawa,_I.H._Park,_M.S._Pshirkov,_J._Remington,_D.C._Rodriguez,_G._Rubtsov,_D._Ryu,_H._Sagawa,_R._Sahara,_Y._Saito,_N._Sakaki,_T._Sako,_N._Sakurai,_K._Sano,_T._Seki,_K._Sekino,_P.D._Shah,_F._Shibata,_T._Shibata,_H._Shimodaira,_B.K._Shin,_H.S._Shin,_J.D._Smith,_P._Sokolsky,_N._Sone,_B.T._Stokes,_T.A._Stroman,_T._Suzawa,_Y._Takagi,_Y._Takahashi,_M._Takamura,_M._Takeda,_R._Takeishi,_A._Taketa,_M._Takita,_Y._Tameda,_H._Tanaka,_K._Tanaka,_M._Tanaka,_Y._Tanoue,_S.B._Thomas,_G.B._Thomson,_P._Tinyakov,_I._Tkachev,_H._Tokuno,_T._Tomida,_S._Troitsky,_Y._Tsunesada,_Y._Uchihori,_S._Udo,_T._Uehama,_F._Urban,_T._Wong,_K._Yada,_M._Yamamoto,_K._Yamazaki,_J._Yang,_K._Yashiro,_M._Yosei,_Y._Zhezher,_Z._Zundel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00023 |
PierreAugerObservatory（Auger）によって報告された8EeVを超える超高エネルギー宇宙線の到来方向の重要な双極子構造の検出に動機付けられて、私たちは、望遠鏡アレイ実験（TA）。11年のTAデータで、赤経の投影における双極子構造は、3.3+-1.9％の振幅と131+-33度の位相に適合しています。振幅の対応する99％信頼レベルの上限は7.3％です。現在の統計レベルでは、近似結果は、等方性分布とAugerによって報告された双極子構造の両方と互換性があります。
LIGO / Virgo重力波連星中性子星合併候補S190510gに対応する電磁対応物のDESGW検索
| Title |
A_DESGW_Search_for_the_Electromagnetic_Counterpart_to_the_LIGO/Virgo_Gravitational_Wave_Binary_Neutron_Star_Merger_Candidate_S190510g |
| Authors |
DES_Collaboration:_A._Garcia_(1),_R._Morgan_(2),_K._Herner_(3),_A._Palmese_(3,_4),_M._Soares-Santos_(1),_J._Annis_(3)D._Brout_(5),_A._K._Vivas_(6),_A._Drlica-Wagner_(7,_3,_4),_L._Santana-Silva_(8),_D._L._Tucker_(3),_S._Allam_(3),_M._Wiesner_(9),_J._Garc\'ia-Bellido_(10),_M._S._S._Gill_(11),_M._Sako_(5),_R._Kessler_(7,_4),_T._M._Davis_(12),_D._Scolnic_(13),_F._Olivares_E._(14),_F._Paz-Chinch\'on_(15,_16),_N._Sherman_(1),_C._Conselice_(17),_H._Chen_(4),_R._J._Foley_(18),_Z._Doctor_(4),_J._Horvath_(19),_D._A._Howell_(20),_C._D._Kilpatrick_(21),_J._Casares_(22),_J._Cooke_(23),_A._Rest_(24),_T._M._C._Abbott_(6),_M._Aguena_(25,_26),_S._Avila_(10),_E._Bertin_(27,_28),_S._Bhargava_(29),_D._Brooks_(30),_D._L._Burke_(31,_11),_A._Carnero_Rosell_(32),_M._Carrasco_Kind_(33,_16),_J._Carretero_(34),_M._Costanzi_(35,_36),_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00050 |
DarkEnergyCamera（DECam）を使用して、LIGO/VirgoイベントS190510gの対応する電磁を検索した結果を示します。S190510gは、227$\pm$92Mpcの距離で検出され、50\％（90\％）の信頼度で31（1166）平方度の領域内に局在する中程度の有意性のバイナリ中性子星（BNS）合併候補です。このイベントは、イベントの30時間以内に天文学ではない可能性があるものとして後で分類されましたが、私たちの短いレイテンシの検索と発見パイプラインは11の対応候補を特定しました。後で画像を再処理することで、さらに6つの候補を回復できました。さらに、検索効率を定量化し、将来の同様のイベントの観測戦略に関する情報に基づいた意思決定を行う目的で、DECam観測条件下（例：表示、露出時間）でシミュレーションされたキロノバと超新星に候補選択手順を実装します。これは、包括的なシミュレーションベースの効率研究を採用した最初のBNSカウンターパート検索です。現在のフォローアップ戦略を使用すると、GW170817のようなキロノバを想定して、光学的な対応物を検出する確率が99\％になるには、S190510gと同様の19のイベントが必要になることがわかります。さらに、複数のカラー情報よりも深い画像を優先することを含む観察計画の最適化により、発見に必要なフォローアップの総数が最大1.5分の1に減少する可能性があると結論付けています。
IAR天文台を使用したPSR J0437-4715の高精度タイミングと低周波重力波源の感度への影響
| Title |
Precision_Timing_of_PSR_J0437-4715_with_the_IAR_Observatory_and_Implications_for_Low-Frequency_Gravitational_Wave_Source_Sensitivity |
| Authors |
M._T._Lam_and_J._S._Hazboun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00260 |
低周波数の重力波（GW）の確率的背景の検出と特性評価には、空を横切る$\lesssim$1$\mu$sの多くの高精度電波パルサーの観測が必要ですが、GWには、さらに高いタイミング精度が必要です。アルゼンチン電波天文研究所（IAR;InstitutoArgentinodeRadioastronom\'ia）は、最も明るいことが知られているミリ秒パルサーJ0437-4715の観測を開始しました。2つのアンテナは、以前にパルサータイミングアレイ（PTA）の科学に使用されていた他のシングルディッシュ望遠鏡よりも小さいにもかかわらず、パルサーの明るさと組み合わせてこのパルサーを毎日監視するIARの機能により、高精度のパルス到着時間測定が可能になります。施設のアップグレードは現在進行中ですが、現在の計画を超えたわずかな改善により、IARがこのパルサーに対して比類のない感度を提供することを示しています。単一のGWソースの最も厳しい上限は、重力波のための北米ナノヘルツ天文台（NANOGrav）から来ています。PSRJ0437-4715の観測により、現在観測されているパルサーの数が少ない空のNANOGravの「ブラインドスポット」の感度が大幅に向上します。最先端の計装がインストールされている場合、静的バージョンと比較して、このパルサーを含めると、アレイの感度が20％の空で10年間で$\約$2-7向上すると推定されます。NANOGravの最新の制限で使用されているPTA。より控えめなインストルメンテーションでは、約$1.4〜4の係数になります。他の4つの候補パルサーをPTAの取り組みに含めるのに適していると特定します。国際的なPTAの取り組みも、達成可能な感度の可能性を考慮して、これらのデータを含めることで利益を得ます。
パルサージャイアントパルスは、サイクロトロン共鳴吸収の再放出によって誘発されますか？
| Title |
Are_Pulsar_Giant_Pulses_Induced_by_Re-emission_of_Cyclotron_Resonance_Absorption? |
| Authors |
Jiguang_Lu,_Weiyang_Wang,_Bo_Peng_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00282 |
サイクロトロン共鳴吸収のコヒーレントな再放出がパルサー巨大パルスをもたらす可能性があると推測されている。この推測は、$P$-$\dot{P}$ダイアグラム上の巨大なパルスを伴うパルサーの分布を自然に説明できるため、妥当であると思われます。
恒星系の重力四重極変形と潮汐変形性：（数）大学生への愛
| Title |
Gravitational_quadrupole_deformation_and_the_tidal_deformability_for_stellar_systems:_(The_number_of)_Love_for_undergraduates |
| Authors |
Andreas_Zacchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00423 |
この記事は、恒星の潮汐変形の物理学を教育学的に紹介することを目的とした大学生を対象としています。星の球対称の形状は、任意の軸を中心とした回転によって、または外部の潮汐場の存在によって変形します。そのような恒星天体の楕円率を計算し、四重極モーメントを誘発する外場によって引き起こされる潮汐効果と同様に回転を処理できることを示します。2017年の連星中性子星合体からの重力波の検出により、潮汐変形可能性パラメーターとコンパクト星の状態方程式に制約が設定されました。対応する形式を古典的に導出し、一般相対性理論を介して採用されたニュートンの制限が正当化されることを示します。物質の圧縮性とコンパクトさは古典的に議論され、相対論的アプローチと比較されます。相対論的には、潮汐変形能に対する主な影響は、星のコンパクトさに関係していることがわかります。
候補$ \ gamma $ -rayミリ秒パルサーでのブラックウィドーとレッドバックの多波長検索
| Title |
A_Multi-wavelength_search_for_Black_Widows_and_Redbacks_in_candidate_$\gamma$-ray_millisecond_pulsars |
| Authors |
C._Braglia_(University_of_Milan),_R._P._Mignani_(INAF/IASF_Milano,_Janusz_Gil_Institute_of_Astronomy),_A._Belfiore_(INAF/IASF_Milano),_M._Marelli_(INAF/IASF_Milano),_G._L._Israel_(INAF/OAR),_G._Novara_(INAF/IASF_Milano,_IUSS_Pavia),_A._De_Luca_(INAF/IASF_Milano,_INFN_Pavia),_A._Tiengo_(INAF/IASF_Milano,_INFN_Pavia,_IUSS_Pavia),_P._M._Saz_Parkinson_(University_of_California,_University_of_Hong_Kong) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00442 |
{\emFermi}による$\gamma$-raysのミリ秒パルサー（MSP）の豊富な検出により、いくつかの未確認の$\gamma$-rayソース間でのこれらのオブジェクトの検索に拍車がかかっています。興味深いターゲットは、「ブラックウィドウ」（BW）および「レッドバック」（RB）と呼ばれるバイナリMSPのサブクラスであり、MSP風からの照射によって完全にまたは部分的にアブレーションされた低質量非縮退コンパニオンと軌道にあります。これらのシステムは、除去されたコンパニオンスターの光球からの連星内プラズマによる無線信号の日食のため、無線パルサー調査では簡単に見落とされる可能性があり、多波長観測のより良いターゲットになります。公共データベースからの光学データとX線データを使用して、事前に選択されているフェルミ大面積望遠鏡（LAT）サードソースカタログ（3FGL）からのすべての未確認の$\gamma$線源の体系的な調査を実施しました機械学習技術分析によると、MSP候補の可能性が高い\citep{SazParkinson2016}。既知のバイナリBW/RB識別を回復することにより手順をテストし、新しい候補を検索して、可能な候補を見つけました。同時に、以前に提案されたBW/RB識別を調査し、更新された$\gamma$線源座標に基づいてそれらの1つを除外しました。
合併後の低質量連星中性子星の大量放出
| Title |
Post-merger_Mass_Ejection_of_Low-mass_Binary_Neutron_Stars |
| Authors |
Sho_Fujibayashi,_Shinya_Wanajo,_Kenta_Kiuchi,_Koutaro_Kyutoku,_Yuichiro_Sekiguchi,_and_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00474 |
システム質量が$2.5\、M_\odot$の低質量連星中性子星（NSs）の合併後の質量放出を研究し、軸対称で一般相対論的ニュートリノ放射の粘性流体力学シミュレーションを実行する。採用された核状態方程式（EOS）に関係なく、合併の残党は数秒以上生き残る長命の大規模なNSであることがわかります。基準モデルの排出量は$\sim0.06$-$0.1\、M_\odot$（EOSによって異なります）であり、初期ディスク質量の$\sim30\％$（$\sim0.15$-$0.3\）です、M_\odot$）。後処理の元素合成計算では、噴出物は主に少量のランタニド（質量分率$\sim0.002$-$0.004$）と軽い平均電子分率（$\粘性係数の妥当な値については、sim0.32$-$0.34$）。このような存在量分布は、測定されたすべての$r$プロセスで強化された金属に乏しい星で見られる太陽の$r$プロセスのような存在量パターンと互換性がありません。したがって、低質量のバイナリNS合併はまれです。このような低質量のNS合併が発生した場合、それらの電磁対応物であるキロノバは、大きな噴出物質量と小さなランタニド分率のために、初期の明るい青色発光によって特徴付けられます。ただし、有効乱流粘度が非常に高い場合、または合併後の初期段階で有効な大量排出が行われている場合、排出物の電子分率が低くなり、太陽の$r$プロセスのような豊富なパターンが再現され、ランタニドの割合が非常に高くなるため、キロノバは初期の明るい青色と遅い明るい赤色の放出によって特徴付けられます。
軌道に沿ってパルサー星が衝突する風の動的および放射半解析モデル：LS 5039への応用
ガンマ線バイナリは、1MeVを超えるエネルギーでピークになる非熱放射を放出するシステムです。それらの放出を説明するために提案されたシナリオの1つは、恒星とパルサー風の相互作用によって生成される衝撃で粒子加速が発生する、巨大な星を周回するパルサーで構成されます。軌道運動の力学的効果を含む衝突風構造の非熱放射の半解析モデルを開発します。モデルを一般的なケースとLS5039に適用します。モデルは、軌道運動によってコリオリの力の影響を受けるジオメトリを持つ1次元エミッターで構成されます。2つの粒子加速器が考慮されます。1つは2風のスタンドオフ位置にあり、もう1つはコリオリ力によって生成されるターンオーバーにあります。シンクロトロンと逆コンプトン放出が研究され、大質量星に関連するドップラーブーストと吸収プロセスを説明します。両方の加速器に同じエネルギーバジェットが提供されている場合、ほとんどの放射線は、コリオリのターンオーバーの領域から発生し、バイナリシステムから数軌道離れます。このモデルにより、LS5039エミッション機能の一部を再現できますが、すべてを再現できるわけではありません。特に、MeV放射はおそらく多すぎて私たちのモデルだけでは説明できません。GeVフラックスは回復されますが、その変調は行われず、コリオリのターンオーバーを超える電波放射は低すぎます。予測されたシステムの傾きは、バイナリのパルサーの存在と一致しています。モデルは、LS5039の全体的な非熱的挙動の再現に非常に成功しています。コリオリのターンオーバーを超える粒子の再加速、衝撃を受けていないパルサー風放出、および3つのエミッタの次元拡張。
中性子星の合併から最初に観測された電波フレアとしての最初のJ1419 + 3940
| Title |
FIRST_J1419+3940_as_the_First_Observed_Radio_Flare_from_a_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
K.H._Lee,_I._Bartos,_G.C._Privon,_J.C._Rose,_P._Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00563 |
暴力的な合併の際、2つの中性子星が質量の数パーセントを放出する可能性があります。この噴出物が膨張すると、周囲の星間ガスと衝突し、徐々に消えていく{\it無線フレア}が何年も続きます。過去10年間の多くのイベントが依然として検出可能である可能性があるため、ラジオフレアは中性子星の合体集団を独自に調査します。それにもかかわらず、これまでにラジオフレア観測は報告されていません。ここでは、1993年に初めて観測され、まだ検出可能で、中性子星の合併に起因する可能性のある無線過渡FIRSTJ1419+3940を示します。中性子星合体イジェクタの数値シミュレーションを実行して、観測された電波曲線が、天体物理学的に期待されるパラメータを備えた合体モデルによってよく再現されることを示します。中性子星の合併モデルは、アプリオリである可能性が高く、別の説明よりもデータへの適合性が高いことがわかります。軸外の長いガンマ線バーストの残光です。近未来の観測は、最初のJ1419+3940無線過渡現象の起源を明確に確立する可能性があります。既存の電波調査では、すでに複数の電波フレアが記録されている可能性が高いことを示し、中性子タール結合の起源と特性、および宇宙で最も重い元素の元素合成におけるそれらの役割を知らせています。
XMM-Newtonデータを使用したIRAS 13224-3809のタイミング/スペクトルの組み合わせ研究
| Title |
A_combined_timing/spectral_study_of_IRAS_13224-3809_using_XMM-Newton_data |
| Authors |
M._D._Caballero-Garcia_(1),_I._E._Papadakis_(2,_3),_M._Dovciak_(1),_M._Bursa_(1),_J._Svoboda_(1),_V._Karas_(1)_((1)_ASU-CAS,_Prague,_(2)_U._of_Crete,_(3)_FORTH) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00597 |
IRAS13224-3809のX線変動研究の結果を示します。これは、X線が明るく、非常に変化しやすく、XMM-Newtonで広く観測されているため、おそらくX線残響研究の最適なソースです。3つのEPICカメラからのすべてのアーカイブXMM-Newtonデータを使用し（信号対雑音比を向上させるため）、ソースの多くの観測値を考慮して、3つの異なるフラックスレベルでタイムラグスペクトルを計算できました/期間。黒の軸上にある点光源からのX線フラッシュへの応答として、ディスクの時間依存反射スペクトルを計算する新しいX線反響コードを使用して、タイムラグとエネルギースペクトルを同時にフィッティングしました-hole（BH）降着ディスク（ランプポストジオメトリ）。私たちの知る限りでは、これはAGNにとって初めてであり、タイムラグとエネルギースペクトルの両方が、異なる磁束周期で同時にモデルによって適合されます。BHが高速で回転している場合のモデルの適合は、シュワルツシルトBHの場合のモデルの適合よりも大幅に優れています。この結果は、この情報源における回転中心BHの仮説を強く支持しています。X線コロナの高さの大きな変動も検出します。X線の高さは、X線の明度がエディントン限界の1.5〜3パーセントのオーダーである場合、3〜5の重力半径から増加し、明度が2倍になると最大10の重力半径になります。
平方キロメートルアレイ用の周波数オフセットスキームを備えたファイバーレシーバーモジュール上のマイクロ波周波数
| Title |
Microwave_frequency_over_fiber_receiver_module_with_frequency_offset_scheme_for_the_Square_Kilometre_Array |
| Authors |
Skevos_F._E._Karpathakis,_Charles_T._Gravestock,_David_R._Gozzard,_Thea_R._Pulbrook,_Sascha_W._Schediwy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00157 |
SquareKilometerArray（SKA）やNextGenerationVeryLargeArray（ngVLA）などの次世代電波望遠鏡では、正確なマイクロ波周波数基準信号をファイバーリンクを介して各皿に送信し、天文学信号をコヒーレントにサンプリングする必要があります。そのような望遠鏡は、位相安定化システムを使用して、リンク上の環境摂動によって参照信号に与えられる位相ノイズを抑制します。ただし、安定化システムの帯域幅は、ファイバーリンク上を移動する光の往復時間によって制限されます。位相固定受信機モジュール（RM）が各アンテナに採用されており、往復帯域幅外の残留位相ノイズを抑制します。SKARMは、3.96GHzの出力信号を4MHzのチューニング範囲と74fs未満のタイミングジッタで提供する必要があります。両方の要件を満たすRMアーキテクチャを提示します。RMの分析モデリングは、基準信号が1Hzと2.8GHzの間に統合されている場合、50fsの出力ジッターを予測します。提案されたRMは、電磁適合性のベストプラクティスを念頭に、SKAディッシュインデクサーのサイズ、重量、および電力要件を満たすために考案されました。ngVLA位相安定化システムは現在SKAシステムに基づいているため、このRMアーキテクチャはngVLAに適用できます。
プルコヴォ天文台での20世紀の70年代の高角度分解能での太陽光球の成層圏および地上観測の短編
| Title |
Short_story_of_stratospheric_and_ground-based_observations_of_solar_photosphere_with_high_angular_resolution_in_the_70s_of_the_XX_century_at_the_Pulkovo_Observatory |
| Authors |
L.D.Parfinenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00348 |
前世紀の70年代、プルコヴォ天文台に100cm望遠鏡を備えた成層圏太陽観測所「土星」が打ち上げられました。45年以上にわたってその上で得られた写真とスペクトルは、角度分解能において記録を破るままでした。次に、高度4.5kmでパミールの太陽の微細構造を地上で観測するために、50cmの開放型プルコボ移動望遠鏡を設置しました。可視範囲の土星望遠鏡で得られた写真とスペクトルは、太陽物理学の高空間分解能技術の開発における重要なステップでした。しかし、今日まで、これらの研究の詳細は、世界の科学界には不明のままです。このペーパーでは、このギャップを部分的に埋める試みが行われています。
目に見える星の数の地図帳に向けて
大気中の光害の伝播のモデリング技術は、衛星データからの多数の詳細を含む、空の任意の方向における人工夜空の明るさのマップの計算を可能にします。Cinzanoetal。（2001a）は、衛星放射輝度測定と光害の伝播のGarstangモデルに基づいて、広い領域から天頂での裸眼の星の可視性をマッピングする方法を紹介しました。これは、デジタル標高データからの各陸域の高度、Gargtangアプローチに基づいて選択された空の方向の自然な空の明るさ、GarstangとSchaeferの後の目の能力、および視覚的な測光バンドの大気絶滅を考慮に入れます。ここでは、これらの方法を使用して、夜空の半球を見たときに目に見える星の平均数のマップを取得する方法について説明し、最終的にはサイトごとに、空に見える星の数の質問に答えます。目に見える星の数は空の各方向の制限等級に依存し、これはその方向の空の明るさ、その天頂距離での大気の消滅、および観測者の視力と経験に依存するため、これは簡単なことではありません。例として、約1kmの解像度で晴れた夜に平均的な観測者にイタリアの目に見える星の数のマップを提示します。
大型望遠鏡上のメガコンステレーションの衛星の軌跡の表面の明るさ
大型望遠鏡では、MegaConstellationの衛星の軌跡は、距離が比較的短いため、かなり焦点がぼけて見えます。そのような影響のため、それらの見かけの表面輝度は、さまざまな条件下で、そのような大きな施設の焦点面での見かけの掃引中、ほぼ一定になります。いくつかの単純な関係が計算され、議論されて、このような歩道の見かけの明るさを示し、大規模な地上の光学施設の運用への影響を評価します。このような考慮事項は、そのような影響を十分に小さくするために規制の制限を提案するためにも使用できます。
恒星下の仲間による一般的なエンベロープ放出によるsdBスターの形成
| Title |
Formation_of_sdB-stars_via_common_envelope_ejection_by_substellar_companions |
| Authors |
M._Kramer,_F._R._N._Schneider,_S._T._Ohlmann,_S._Geier,_V._Schaffenroth,_R._Pakmor,_F._K._Roepke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00019 |
主星が赤い巨大な枝の先端に到達するバイナリシステムの共通エンベロープ（CE）相は、熱いサブルミナスBタイプ（sdB）星の形成シナリオとして説明されています。これらのオブジェクトのいくつかについては、観測は非常に低質量の仲間を指し示します。移動メッシュコードAREPOを使用した流体力学的CEシミュレーションでは、低質量オブジェクトがエンベロープを正常にバインド解除できるかどうかをテストします。シミュレーションでのエンベロープ除去の成功は、膨張する材料での再結合プロセスによって放出されるイオン化エネルギーが考慮されるかどうかに大きく依存します。このエネルギーが局所的に熱化されると、最終的にsdBスターの形成につながるエンベロープの放出が、伴星の質量が褐色矮星の範囲まで下がる可能性があります。しかし、巨大惑星の体制に近づくより低い伴星の質量については、エンベロープの除去を達成することがますます困難または不可能になります。我々の結果は、sdB星の伴星の質量に対する現在の観測上の制約と一致しています。半解析モデルに基づいて、主星の動的応答をトリガーすることができる最低の伴質量の新しい基準を提案します。これにより、一般的なエンベロープの放出が促進されます。これにより、流体力学シミュレーションの結果と一致する推定値が得られます。
ダイナモ遷移に関連する後期型星の回転活動スケーリングにおけるニーポイント
| Title |
A_Knee-Point_in_the_Rotation-Activity_Scaling_of_Late-type_Stars_with_a_Connection_to_Dynamo_Transitions |
| Authors |
Jyri_J._Lehtinen,_Maarit_J._K\"apyl\"a,_Nigul_Olspert,_Federico_Spada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00040 |
後期型星の磁気活動はそれらの回転速度と相関しています。一定の限界まで、回転数を対流のターンオーバー時間で割った値として定義される、ロスビー数が小さい星ほど、活動度が高くなります。この回転と活動の関係をさらに詳しく見てみると、活動のスケーリングは、単純なべき乗則の関係ではなく、高ロスビーの星よりも低ロスビーの星の方が傾斜が浅いことがわかります。彩層CaIIH＆Kアクティビティの場合、このスケーリング関係は、壊れた2ピースべき則によって十分にモデル化されていることがわかります。さらに、関係のニーポイントは、アクティブな星のスポット活動と表面磁場構成の両方で見られる軸対称から非軸対称への遷移と一致します。この膝点を、回転への異なる依存性を持つ軸対称および非軸対称のダイナモ領域を支配する間のダイナモ遷移として解釈し、現在の数値ダイナモモデルに照らしてこの仮説を説明します。
Goldreich-Kylafis効果による後期型進化星の星周磁場のマッピング：R CrtおよびR Leoの$ \ lambda 1.3
$ mmでのCARMA観測
| Title |
Mapping_circumstellar_magnetic_fields_of_late-type_evolved_stars_with_the_Goldreich-Kylafis_effect:_CARMA_observations_at_$\lambda_1.3$_mm_of_R_Crt_and_R_Leo |
| Authors |
K.-Y._Huang,_A._J._Kemball,_W._H._T._Vlemmings,_S.-P._Lai,_L._Yang,_I._Agudo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00215 |
磁場をマッピングすることは、後期型進化星の星周磁場の不明確な物理的描像が残っているものを解決するための鍵です。Goldreich-Kylafis（G-K）効果による熱分子線遷移からの直線偏光放射の観察は、他の主要な研究を補足するこれらのソースの磁場の幾何学に貴重な洞察を提供します。この論文では、熱$J=2-1$COラインと$v=1、J=5-4$SiOメーザーラインの両方からの2つの熱脈動（TP-）AGBスター、RCrtおよびRLeo。CO放出で観測されたフラクショナル線形分極は、RCrtおよびRLeoに対してそれぞれ$m_l\sim3.1\％$および$m_l\sim9.7\％$として測定されます。星周囲エンベロープ（CSE）モデルプロファイルと関連パラメーターが推定され、G-K効果から予測される予測直線偏光のより詳細なモデリングへの入力として使用されます。観測された熱線分極レベルは、RCrtのG-Kモデルからの予測結果と一致しています。RLeoには追加の影響を考慮する必要があります。
56個の銀河バルジレッドジャイアントにおけるコバルトと銅の存在量
天の川のふくらみは、銀河の初期形成と化学的富化の重要なトレーサーです。野外のふくらみ星におけるさまざまな鉄ピーク要素の豊富さは、初期の超新星で起こった元素合成プロセスに関する情報を与えることができます。コバルト（Z=27）と銅（Z=29）は特に興味深いものです。鉄ピーク要素CoとCuの形成に関与する元素合成プロセスを特定することを目的としています。メソッド。私たちは、56個のバルジジャイアントで鉄ピーク元素のコバルトと銅の存在量を導き出しました。そのうち13個は赤い塊の星でした。高解像度スペクトルは、2000年から2002年にかけて、ESO超大型望遠鏡でのFLAMES-UVESを使用して私たちのグループによって取得されました。長年にわたり、C、N、O、Na、Al、Mgの豊富さを導き出しました。鉄族元素MnおよびZn。そして中性子捕獲要素。現在の研究では、鉄ピーク要素のコバルトと銅の豊富さを導き出します。また、これらの元素の観測された挙動を鉄の関数として解釈するための化学力学的進化モデルを計算します。サンプルの星は、すべての金属で[Co/Fe]〜0.0の平均値を示し、[Fe/H]>-0.8で[Cu/Fe]〜0.0の値を示し、二次元素の振る舞いにより低い金属性に向かって減少します。[Co/Fe]は[Fe/H]とロックステップで変化すると結論付けます。これは、それが大質量星のアルファに富む凍結メカニズムで生成されることを示しています。代わりに、[Cu/Fe]は二次元素の振る舞いを追跡して金属性を低下させ、He燃焼以降の弱いsプロセス元素合成での生成を示します。ここで提示される化学力学モデルは、これらの2つの要素の動作を確認します（つまり、[Co/Fe]対[Fe/H]〜定数および[Cu/Fe]は、金属性の減少とともに減少します）。
衝突プラズマにおける酸素イオン化平衡に対する密度の影響
衝突プラズマの診断に最も頻繁に採用されているイオン集団は、密度に依存しないコロナル近似から導き出されます。密度が高く、温度条件が低い場合、準安定レベルが設定されるとイオン化率が向上し、イオンがリュードベリレベルに再結合すると再結合率が抑制されます。その結果、イオンの形成温度が変化し、プラズマの診断が変化します。準安定レベルからのイオン化の影響を正確にモデル化するために、直接電子化と励起の両方について、新しい電子衝撃、イオン化断面積が酸素について計算されました-地面と準安定レベルの自動イオン化。結果は衝突放射モデリングに組み込まれ、準安定レベルが入力されると酸素のイオン化平衡がどのように変化するかを示します。ダイエレクトロニック再結合の抑制が推定され、モデリングにも含まれており、コロナ近似と比較した密度の変化を示しています。イオン化平衡の最終結果は、太陽遷移領域でOII-VIによって放出される多くのラインのライン強度を予測するために、微分放出測定モデリングで使用されます。予測では、コロナル近似モデリングの結果と比較すると、OII、OVI、およびOIII-Vの組み合わせ線について15〜40％改善された一致が示されています。これらの線の観測値には依然として不一致がありますが、これは、大部分は、観測値の変動性によって説明できます。
TNGのGAPSプログラム-XXV。 GIARPSの光学スペクトルと近赤外スペクトルによる恒星大気パラメータと化学組成
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_--_XXV._Stellar_atmospheric_parameters_and_chemical_composition_through_GIARPS_optical_and_near-infrared_spectra |
| Authors |
M._Baratella,_V._D'Orazi,_K._Biazzo,_S._Desidera,_R._Gratton,_S._Benatti,_A._Bignamini,_I._Carleo,_M._Cecconi,_R._Claudi,_R._Cosentino,_A._Ghedina,_A._Harutyunyan,_A.F._Lanza,_L._Malavolta,_J._Maldonado,_M._Mallonn,_S._Messina,_G._Micela,_E._Molinari,_E._Poretti,_G._Scandariato,_A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00475 |
星の詳細な化学組成は、多くの天体物理学の分野で重要であり、そのなかで、惑星外システムの特徴付けが行われます。以前の研究は、サブソーラー金属含有量を持つ太陽近傍の最も若い恒星集団の異常な化学パターンを示しているようです。これは、太陽系外惑星の特性をホスト星の特性に関連付けるさまざまな観測関係、たとえば巨大な惑星と金属の関係に影響を与える可能性があります。このフレームワークでは、中年の星の化学組成に関する知識を拡大し、これらの特性が実際のものか、分光分析技術に関連するものかを理解することを目指しています。私たちは中年の星（<700Myr）の高解像度の光学および近赤外GIARPSスペクトルを分析しました。若い星の年齢に関連する問題を克服するために、チタン線を使用して大気パラメーター、特に表面重力と微小乱流速度パラメーターを導出する新しい分光法を適用しました。また、14の異なる原子種の存在量を導き出しました。元素の存在量と有効温度の間の系統的な傾向の欠如は、私たちの方法を検証します。ただし、サンプルで最もクールな（<5400K）の星は、CrIIと高励起ポテンシャルCI線の存在量が多いことを観察しました。CIとCrIIの測定された存在量と活動度指数logR$_{HK}$の間に正の相関があることがわかりました。代わりに、4300\AAのCH分子バンドから得られたC存在量と、有効温度と放射能の間に相関関係はありませんでした。したがって、これらは若くてかっこいい星のC存在量のより良い推定値であることをお勧めします。最後に、HD167389の凝縮温度とともに増加する存在比[X/H]の兆候を発見しました。これは、惑星の飲み込みの可能性のあるエピソードを示しています。
既知の惑星のホストスター$ \ lambda ^ 2 $ FornacisのTess asterosismology
| Title |
Tess_asteroseismology_of_the_known_planet_host_star_$\lambda^2$_Fornacis |
| Authors |
M.B._Nielsen,_W.H._Ball,_M.R._Standing,_A.H.M.J._Triaud,_D._Buzasi,_L._Carboneau,_K.G._Stassun,_S.R._Kane,_W.J._Chaplin,_E.P._Bellinger,_B._Mosser,_I.W._Roxburgh,_Z._\c{C}elik_Orhan,_M._Y{\i}ld{\i}z,_S._\"Ortel,_M._Vrard,_A._Mazumdar,_P._Ranadive,_M._Deal,_G.R._Davies,_T.L._Campante,_R.A._Garc\'ia,_S._Mathur,_L._Gonz\'alez-Cuesta,_A._Serenelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00497 |
通過する太陽系外惑星調査衛星（TESS）は、ほぼ全天にわたって明るい既知の惑星ホスト星を観測しています。これらの星は、広範囲の地上観測の対象となっており、多数の半径方向速度（RV）測定を提供しています。この作業では、新しいTESS測光観測を使用して、星$\lambda^2$Fornacisを特徴付け、これに続いて、軌道惑星$\lambda^2$のパラメーターを更新しますbについて。$\lambda^2$のpモード振動周波数を測定し、非地震パラメーターと組み合わせて、恒星モデルを使用して恒星の基本特性を推定します。改訂された恒星特性と、ほぼ20年にわたるUCLES、HIRES、およびHARPS装置からのアーカイブRVデータの時系列を使用して、$\lambda^2$の軌道を再フィッティングし、残りの変動性についてRV残差を検索します。$\lambda^2$Forの質量は$1.16\pm0.03$M$_\odot$で、半径は$1.63\pm0.04$R$_\odot$で、年齢は$6.3\pm0です。0.9ドル。これと更新されたRV測定値は、bが$16.8^{+1.2}_{-1.3}$M$_\oplus$の$\lambda^2$の質量を示唆しています。これは$\sim5$M$_\oplus$です。文献推定より少ない。また、RV測定で33日の周期性を検出しました。これは、ホスト星の回転が原因である可能性があります。$\lambda^2$の特性に関する以前の文献の推定値は不明確ですが、アステロシアムの測定では、星はそのサブジャイアント進化フェーズの初期段階にしっかりと配置されています。通常、TESSから取得できるのは短時間の一連の測光データだけですが、アステロシアスモロジーを使用することで、今まで地上からしか観測されなかった明るい星の特性に厳しい制約を課すことが可能です。これは、過去数十年のアーカイブRVデータの再検討を促し、TESSによって観測された惑星ホスティングシステムの特性を更新します。
AGB星のOが豊富な星間エンベロープにおけるSおよびSi含有分子の豊富さ
| Title |
The_abundance_of_S-_and_Si-bearing_molecules_in_O-rich_circumstellar_envelopes_of_AGB_stars |
| Authors |
S._Massalkhi,_M._Ag\'undez,_J._Cernicharo,_and_L._Velilla-Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00572 |
目的：これらの分子が果たす可能性のある役割を調査するために、広範囲の質量損失率をカバーする酸素に富むAGBエンベロープの大規模なサンプルで、SiO、CS、SiS、SO、およびSO$_2$の存在量を決定することを目的としていますこれらの環境での粉塵の形成。方法：私たちは、IRAM30m望遠鏡を使用して、$\lambda$2mmバンドの30個の酸素に富むAGB星のサンプルを調査しました。分子の観測された線をモデル化し、観測されたエンベロープ内のそれらの部分的な存在量を導き出すために、LVG法に基づいて励起および放射伝達計算を実行しました。結果：30のターゲットエンベロープすべてでSiOを検出し、18、13、26、19のソースでそれぞれCS、SiS、SO、SO$_2$を検出しました。驚くべきことに、SiSは質量損失率が$10^{-6}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$未満のエンベロープでは検出されませんが、質量損失率のすべてのエンベロープで検出されますそのしきい値を超えています。Cに富むソースに関する以前の同様の研究との比較から、CSおよびSiSのフラクショナルアバンダンスは、Cに富むソースとOに富むソースの間に2桁と1桁の大きさの顕著な差異を示すことが明らかになりますそれぞれ、Cが豊富なソースの方が豊富ですが、SiOの部分的な豊富さは、C/O比の影響を受けません。Oが豊富なエンベロープにおけるSiOの存在量は、Cが豊富なソースと同様に動作します。つまり、エンベロープが密になるほど、存在量は少なくなります。同様の傾向は、SiOよりも明確ではありませんが、Oに富むソースのSOでも観察されます。結論：CおよびOの比率に対するCSおよびSiSの存在量の顕著な依存性は、これらの2つの分子がOリッチなエンベロープよりもCリッチなエンベロープでより効率的に形成されることを示しています。エンベロープ密度の増加に伴うSiOの存在量の減少とSOの暫定的な減少は、SiOとおそらくSOが、Oに富むAGB星の周りの星周エンベロープにおけるダストの気相前駆体として機能することを示しています。
バックグラウンド磁場の存在下での宇宙ストリング上のブラックホールペア生成
| Title |
Black_hole_pair_production_on_cosmic_strings_in_the_presence_of_a_background_magnetic_field |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon_and_Mohammad_Bagher_Jahani_Poshteh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16983 |
背景磁場の存在下で、宇宙の弦にブラックホールがペアで生成されることを調べます。ストリングは壊れるか、ほつれるかのいずれかで、Ernstメトリックによって記述される加速ブラックホールのペアを生成します。インスタントンアクションを使用することにより、そのような生成の速度を取得します。バックグラウンド磁場の値が大きい場合、大きなブラックホールが生成される可能性があります。私たちの結果を、ストリングなしの磁場でブラックホールペアを作成する場合と比較すると、宇宙のストリングの存在が生産速度を大幅に高めることができることを示しています。また、deSitterバックグラウンドで磁場が存在する場合の宇宙のストリングでのブラックホールペアの作成に関する発見的研究も提供します。宇宙のひものように、正の宇宙定数の存在は生産率を増加させます。この研究は、プランク質量よりも大きな質量のブラックホールのペア生成がインフレ時代に最も可能性が高いことを示しています。
最近、すべての結合が無限のエネルギー制限でゼロに流れる、完全に漸近的に自由なQCDアキシオンモデルが策定されました。この基本理論の非常に興味深い特徴は、余分なフェルミオンやスカラーの質量など、いくつかの低エネルギー観測量を予測できることです。ここでは、Peccei-Quinn（PQ）対称性がColeman-Weinbergメカニズムによって機械的に量子的に破壊されているパラメーター空間の領域を見つけて調査します。これにより、さらに予測的なフレームワークが得られます。アキシオンセクターは、2つの独立したパラメーター（PQ対称性の破れのスケールとQCDゲージ結合）のみを備えています。特に、PQ相転移は強く1次であり、将来の検出器の範囲内で重力波を生成できることを示します。モデルの予測性は、相転移の特定の特性（その期間や核生成温度など）と重力波スペクトルにつながります。
暗黒物質として原始的な熱2-2-ホール残骸があることの天体物理学的および宇宙論的意味合いについて議論します。相対論的熱気体の超コンパクト分布に対する水平線のない古典的解として、2次重力で熱2-2穴が発生します。ブラックホールの熱力学的振る舞いを模倣する大きな2-2-ホールとは対照的に、蒸発の後期段階の小さな2-2-ホールは、質量が最小値に近づくと、安定した残骸として振る舞います。すべての暗黒物質としてのこれらの残骸は、形成と残骸の両方の質量が比較的小さい場合、対応する観測制約を満たすことができます。残余質量のパラメータ空間は、高エネルギーの天体物理学粒子の強い流束を生成する可能性のある残余の合体を通じて探査されます。高エネルギーの光子とニュートリノのデータは、2次重力の量子論の強結合シナリオを示す、Planck-massremnantに向いているようです。一方、フォーメーションマスは、ビッグバン元素合成の前に残余状態に進化するために2ホールが必要であることが判明した、初期宇宙宇宙論によって制約されています。
銀河で観測された普遍的な加速と関連する現象論を説明するパラダイムである、修正ニュートン力学につながる相対論的重力理論を提案します。その構築につながる現象学的要件について説明し、観測された宇宙マイクロ波背景と線形宇宙スケールの物質パワースペクトルとの一致を示します。2次まで拡張されたそのアクションにはゴーストの不安定性がないことを示し、より基本的な理論への可能な埋め込みについて説明します。
ブラックホールが外部の重力場によって潮汐変形することができるかどうかという未解決の問題は、基本的な物理学、天体物理学、および重力波天文学に大きな影響を与えます。ラブナンバーは、天体物理学（カー）ブラックホールなどのコンパクトオブジェクトの潮汐変形性を特徴付けます。すべてのラブ数は、非回転限界のカーブラックホールまたは軸対称の潮汐摂動に対して同じように消失することを証明します。この結果とは対照的に、回転するブラックホールの場合、ラブナンバーは一般的にゼロ以外であることを示しています。具体的には、ブラックホールスピンと弱い摂動の潮汐場の線形順序に合わせて、質量タイプと電流タイプの四重極モーメントを電気タイプと磁気タイプの四重極潮汐フィールドに結合するラブ数を閉じた形で計算します。この潮汐変形性は、渦巻く星の質量のコンパクトな物体の巨大なブラックホールへの蓄積された重力波位相への寄与を通じて、観察上重要である可能性があります。無次元のブラックホールスピン〜0.1の場合、消滅しない四重極ラブ数は〜0.002です。これは、ブラックホールが特に「硬い」コンパクトオブジェクトであるにもかかわらず、それらの消滅しない潮汐変形能が将来の重力波干渉計LISAによって検出される可能性があることを示しています。
2モードスクイーズド状態の二部時間的ベル不等式
二部時間的ベル不等式は、通常のベル不等式と同様ですが、各測定で偏光子の方向を変更する代わりに、測定が実行される時間を変更する点が異なります。そうすることで、写実性と局所性をテストできますが、位置測定のみに依存します。これは、運動量の方向を探ることができない実験装置（たとえば、宇宙論など）で特に役立ちます。2モードのスクイーズ状態に配置された連続システムのこれらの2つの部分的な時間ベル不等式を調べ、実際に違反されているパラメーター空間内のいくつかの領域を見つけます。2モードのスクイーズ状態を特徴付ける3つのパラメーターの1つである回転角度が果たす役割を強調します（他の2つは、スクイーズ振幅とスクイーズ角度です）。シングルタイム測定では、波動関数の全体的な位相のみを決定するため破棄できますが、マルチタイム測定では、その時間ダイナミクスが関連性を持ち、二者間時間ベル不等式に違反する可能性がある場合に決定的に決定します。私たちの研究は、ベルの不等式違反を観察するための新しい実験計画の可能性を切り開きます。
イオリオによる「可能な将来の測定の観点からの2PNペリセンター歳差運動の再検討」およびS.M.コペイキン
| Title |
Commenting_on_"Revisiting_the_2PN_Pericenter_Precession_in_View_of_Possible_Future_Measurements",_by_L._Iorio,_and_on_"The_orbital_pericenter_precession_in_the_2PN_approximation",_by_S.M._Kopeikin |
| Authors |
Lorenzo_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00600 |
最近、経年的周辺中心歳差は、潜在的な興味のある天文学のシナリオでの観測とのより密接な接触を得るために、接触するケプラー軌道要素に関するガウス方程式を用いて、著者によって2次ニュートン（2PN）オーダーに分析的に計算されました。他の著者による以前の結果との不一致が見つかりました。さらに、同じ著者によるそのような発見のいくつかは、相互に矛盾していると見なされました。この論文では、実際には、2つの計算エラーが最新の計算を苦しめていることが示されています。それらは明示的に開示および修正されます。その結果、採用されたパラメーター化から適切な変換が行われると、調査されたすべてのアプローチは、2PNペリセントレ歳差に対して同じ分析式を生成することで相互に同意します。
斜めテアリングモードの不安定性：ガイドフィールドとホール効果
| Title |
Oblique_tearing_mode_instability:_guide_field_and_Hall_effect |
| Authors |
Chen_Shi,_Marco_Velli,_Fulvia_Pucci,_Anna_Tenerani_and_Maria_Elena_Innocenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00607 |
テアリングモードの不安定性は、太陽コロナなどの天体物理プラズマにおける高速磁気再結合のトリガーを説明できる重要なメカニズムの1つです。この論文では、テアリングモードの線形安定性解析が、ガイドフィールドの存在下で、ホール効果を含む現在のシートに対して実行されます。強いガイドフィールドの存在が、現在の勾配方向に直交する2次元の波数ベクトル空間で最も不安定なモードを変更しないことを示します。ホール効果では、ガイドフィールドを含めると、ガイドフィールド方向に沿った非分散伝搬が分散伝搬に変わります。斜めモードは、現在のシートの法線方向に沿って波状の構造を持ち、強いガイドフィールドが固有構造を非対称にしながらこの構造を抑制します。
量子制限に近いノイズ性能を備えた3波混合運動インダクタンス進行波増幅器
| Title |
A_three-wave_mixing_kinetic_inductance_traveling-wave_amplifier_with_near-quantum-limited_noise_performance |
| Authors |
M._Malnou,_M._R._Vissers,_J._D._Wheeler,_J._Aumentado,_J._Hubmayr,_J._N._Ullom,_J._Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.00638 |
ショットノイズ温度計で測定したノイズパフォーマンスが量子限界に近づくマイクロ波運動インダクタンス進行波増幅器（KIT）の理論モデルと実験的特性を示します。DC電流でバイアスされたKITは3波ミキシング方式で動作するため、従来の4波ミキシングKITデバイスと比較して、マイクロ波ポンプトーンの電力が数桁減少します。これは、50Ωに本質的に一致する人工伝送ラインに組み込まれており、その分散によって制御された増幅帯域幅が可能になります。2GHz帯域幅全体で$17.6^{+1.1}_{-1.4}$dBのゲインを実験的に測定し、その帯域幅内の入力1dB圧縮電力は-63dBmであり、理論と定性的に一致しています。増幅チェーンの最初の増幅器としてKITを使用して、3.5〜5.5GHzで$0.61\pm0.08$Kのシステム追加ノイズを測定します。これは、代表的な古典的な増幅器のみを使用した場合に得られるノイズの約8分の1です。この追加ノイズに対するKITの寄与は、増幅器追加ノイズの量子制限と一致して、$0.2\pm0.1$Kと推定されます。したがって、このデバイスは、マイクロ波の動的インダクタンス検出器または何千もの超伝導キュビットの大きなアレイを読み取るのに適しています。
Axionにありません：XENON1Tの大きなブラックホールはどこにありますか？
新しい粒子を拘束する強力な新しいツールとして、ブラックホールの質量ギャップを開拓しました。アクシオンなどの標準モデルに結合する新しい粒子は、ポピュレーションIIIの星のコアにおける追加の損失源として機能し、風による質量の損失を抑制し、ペアの不安定性を解消します。これは、より重い天体物理学のブラックホールをもたらします。例として、恒星シミュレーションを使用して、最近のXENON1T超過の太陽軸星の説明が、標準モデルによって予測されたブラックホールの質量ギャップ内で正に56MSの天体物理学のブラックホールを暗示することを示します。
