銀河形成に対する共同銀河-銀河レンズ効果とクラスタリング制約
| Title |
Joint_galaxy-galaxy_lensing_and_clustering_constraints_on_galaxy_formation |
| Authors |
Malin_Renneby_and_Bruno_M._B._Henriques_and_Stefan_Hilbert_and_Dylan_Nelson_and_Mark_Vogelsberger_and_Ra\'ul_E._Angulo_and_Volker_Springel_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01889 |
ギャラクシーギャラクシーレンズ効果プロファイルとHenriquesらのクラスタリングの予測を比較します。（2015）ミュンヘン銀河形成の半解析モデル（SAM）とIllustrisTNGスイート（主にTNG300）の公開バージョンで、レンズの4つの異なる選択関数（星の質量、恒星の質量）を使用したKiDS+GAMAおよびSDSS-DR7からの観測グループメンバーシップ、恒星の質量と分離の基準、恒星の質量と色）。このバージョンのSAMは、$M_\ast>10^{11}\、M_\odot$の恒星の質量のみのレンズの現在のデータとよく一致しないことがわかりました。衛星銀河の合体時間を短縮し、SAMの無線モードAGN降着効率を低下させることにより、レンズとクラスタリングの両方について、高質量端でより良い一致が得られます。新しいモデルは、Velliscigetal。で提示された中心銀河の信号と一致していることを示します。（2017）。流体力学シミュレーションに目を向けると、TNG300は、恒星の質量のみ（SAMの$\chi^2=7.79$と比較して$\chi^2=1.81$）と局所的に明るい銀河のサンプル（$\$\chi^2=5.01$と比較して、chi^2=3.80$）。色にほこり補正を追加すると、赤い低質量銀河のSDSSクラスタリング信号によく一致します。SAMとTNG300の両方が、$10.2<\log_{10}M_\ast[M_\odot]<11.2$で中間質量の赤い銀河に対して$\sim50\、\％$の過剰なレンズ信号を予測していることがわかります0.6\、h^{-1}\、\mathrm{Mpc}$。これには、さらに理論的な開発が必要です。
miniJPAS調査：56色の宇宙のプレビュー
| Title |
The_miniJPAS_survey:_a_preview_of_the_Universe_in_56_colours |
| Authors |
S._Bonoli,_A._Mar\'in-Franch,_J._Varela,_H._V\'azquez~Rami\'o,_L.R._Abramo,_A.J._Cenarro,_R.A._Dupke,_J.M._V\'ilchez,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R.M._Gonz\'alez_Delgado,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_C._L\'opez-Sanjuan,_D.J._Muniesa,_T._Civera,_A._Ederoclite,_A._Hern\'an-Caballero,_V._Marra,_P.O._Baqui,_A._Cortesi,_E.S._Cypriano,_S._Daflon,_A.L._de_Amorim,_L.A._D\'iaz-Garc\'ia,_J.M._Diego,_G._Mart\'inez-Solaeche,_E._P\'erez,_V.M._Placco,_F._Prada,_C.Queiroz_(148_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01910 |
Javalambre-PhysicsoftheAcceleratingUniverseAstrophysicalSurvey（J-PAS）は、北部の銀河系外空の数千平方度のスキャンを開始します。Javalambre天体物理天文台。最終的な機器（1.2Gピクセル、4.2deg$^2$の視野カメラ）が到着する前に、JSTには、0.3deg$^の1つのCCDで構成される暫定カメラ（JPAS-Pathfinder）が装備されていました2$の視野と0.23秒角ピクセルの解像度$^{-1}$。J-PASの科学的可能性を実証するために、JPAS-Pathfinderカメラを使用して、（拡張グロースストリップに沿って）AEGISフィールド（miniJPASと呼ばれる）の調査を行いました。合計$\sim1$deg$^2$、$54$狭帯域（NB、$\rm{FWHM}\sim145$Angstrom）および2つのより広いフィルターを含む$56$J-PASフィルターを観察しましたUVと近赤外線に拡張され、$u、g、r、i$SDSS広帯域（BB）フィルターによって補完されます。このペーパーでは、miniJPASデータセット、カタログとデータアクセスの詳細を示し、マルチバンドデータの科学的な可能性を示します。データは当初J-PASで計画されていたターゲット深度を超え、NBフィルターでは$\sim22$から$23.5$、BBでは最大$24$の$\rm{mag}_{\rm{AB}}$に達しますフィルター（$3$〜arcsecアパーチャ内の$5\sigma$）。miniJPASプライマリカタログには、$r$検出バンドで抽出された$64,000$を超えるソースが含まれており、他のすべてのバンドでは強制測光が使用されています。カタログは、点状のソースの場合は$r=23.6$まで、拡張されたソースの場合は最大$r=22.7$になると推定しています。フォトメトリック赤方偏移は、すべての光源で最大$r=22.5$の精度で、サンプルの約半分で$\sim0.3$％の精度に達します。（要約）
グループへの銀河の落下
宇宙の構造の成長は、銀河がグループやクラスターに降り注ぐ流れとして現れます。したがって、グループとそのメンバー銀河の現在の特性は、この連続的な降下パターンの特性に影響されます。理論的、数値シミュレーション、および観測の両方でいくつかの研究がこのプロセスを研究し、銀河系とその進化をよりよく理解するための有用なステップを提供しています。観測固有の速度データを使用して、銀河のグループへのストリーミングフローを調査することを目的としています。距離の不確実性の影響だけでなく、落下パターンとグループおよび環境のプロパティとの関係も分析されます。この作業では、固有の速度データの分析と、グループの中心への方向に関するそれらの投影を扱い、平均銀河の落下フローを決定します。この分析を、Cosmicflows-3カタログから抽出された銀河とグループに適用しました。また、数値シミュレーションから導出された模擬カタログを使用して、グループへの銀河速度の流れの導出に対する距離の不確実性の影響を調査します。特異な速度データを使用して、cz<0.033の銀河グループに落下する速度場を決定します。異なる質量範囲のグループサンプルへの平均降下速度を測定し、グループが存在する環境の影響も調査します。グループのビリアル半径をはるかに超えると、周囲の大規模な銀河の高密度により、200から400kms$^{-1}$の範囲で追加の流入ストリーミング振幅が課される場合があります。また、適切に制御された銀河密度環境を持つサンプル内のグループは、線形モデルの予測と一致して、グループ質量とともに増加する落下速度振幅を示すことがわかります。観測データからのこれらの結果は、模擬カタログから得られた結果と非常によく一致しています。
重力レンズ効果による重力波の振幅と位相の変動を小規模物質のパワースペクトルのプローブとして使用する可能性を探ります。重力波の伝搬の波動光学的性質に起因するそのような重力レンズ効果分散の周波数依存性を利用することにより、小規模物質のパワースペクトルの直接測定が可能になります。最初に、バリオンとサブハローの影響を含む、いわゆるハローモデルアプローチを使用して、物質のパワースペクトルの小規模な動作を詳細に調べます。波数$k\sim10^6h{\rmMpc}^{-1}$での物質パワースペクトルは、主に、質量$1h^{-1}M_\の暗い低質量ハローの存在量によって決定されることがわかりますodot\lesssimM\lesssim10^4h^{-1}M_\odot$であり、バリオン効果に比較的鈍感です。この波数での物質のパワースペクトルは、$\mathcal{O}（10^{-3}）$の予測信号で$f\sim0.1-1$〜Hzの周波数の重力波の重力レンズ分散によって調べられます。また、$M_{\rmPBH}\gtrsim0.1〜M_\odot$を持つ原始ブラックホール（PBH）は、$k\gtrsim10^5h{\rmMpc}^{-1で問題のパワースペクトルを大幅に強化できることもわかりました。}$は、強化されたハロー形成とPBHからのショットノイズの両方によるものです。$f\sim10-100$〜Hzでの重力レンズ分散はPBHに特に敏感であり、PBHの質量と存在量に応じて1桁以上増強できることがわかります。
| Title |
Constraining_Primordial_Black_Holes_with_Dwarf_Galaxy_Heating |
| Authors |
Philip_Lu,_Volodymyr_Takhistov,_Graciela_B._Gelmini,_Kohei_Hayashi,_Yoshiyuki_Inoue,_Alexander_Kusenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02213 |
星が形成される前の初期宇宙で形成されたブラックホールは、暗黒物質として存在する可能性があり、重力波で観測されるブラックホールの融合イベントにも関与しています。ガスの加熱をもたらす星間物質とのPBHの相互作用を考慮することにより、始原ブラックホール（PBH）の存在量に新しい制限を設定しました。降着円盤からの放出、動的摩擦、および円盤流出を含む一般的な加熱メカニズムを調べます。LeoT矮小銀河からのデータを使用して、質量範囲$\mathcal{O}（1）M_{\odot}-10^7M_{\odot}のPBHの存在量に宇宙論に依存しない新しい制限を設定しました$。
ミニハロからの21cm変動を伴うアキシオン暗黒物質の探索
アキシオンを誘発する対称性の破れが膨張後に発生する場合、因果的に切断された各パッチで異なるアキシオン振幅が原因で、大きなアキシオン等曲率摂動が発生する可能性があります。これにより、構造形成の進化に大きな影響を与える可能性のある小規模な密度変動が増大します。小さなハロー形成の時期が早くなり、中性水素原子をホストして21cmの揺らぎ信号をもたらすことができるそれらのミニハロの存在量を推定します。SKAなどの将来の電波望遠鏡は、単純な温度に依存しないアキシオン質量モデルに対して、次数$m_a\gtrsim10^{-13}$eVのアキシオン質量の境界を設定できることを発見しました。オーダー$m_a\gtrsim10^{-8}$eVで、温度依存のアキシオン質量。
等方性バックグラウンド周波数スペクトルに対するオブザーバー特有の動きの影響：モノポールからより高いマルチポールまで
| Title |
Effects_of_observer_peculiar_motion_on_the_isotropic_background_frequency_spectrum:_from_monopole_to_higher_multipoles |
| Authors |
Tiziana_Trombetti,_Carlo_Burigana,_Francesco_Chierici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02292 |
オブザーバー固有の動きは、そのスペクトルに関連する周波数スペクトルの振る舞いで、背景の異方性パターンにブースティング効果を生み出します。バックグラウンドの等方性単極発光のスペクトル動作が、より高い多重極lで周波数スペクトルにどのように転送されるかを調べます。ラジオから遠赤外までのさまざまなバックグラウンドモデルについて、特定のlmaxまでの球面調和関数展開の観点から分析を実行します。球面調和係数を取得する線形方程式のシステムを導出し、N=lmax+1の緯度での信号の線形結合として最大lmax=6までの明示的な解を提供します。{\pi}/2に関する関連するルジャンドル多項式の対称性を使用して、システムを2つのサブシステムに分離できます。1つはl=0で偶数lで、もう1つは奇数lです。これにより、任意のcolatitudes選択に関してソリューションの精度が向上します。分析関数または半分析関数で表されるさまざまなタイプのモノポールスペクトル、つまり、4種類のCMB歪スペクトル、CMBプランクスペクトルに重ね合わされた4種類の銀河外背景、およびそれらのいくつかの組み合わせに、この方法を適用します。結果は、球面調和係数、観測されたモノポールスペクトルと固有のモノポールスペクトルの関係、マップ、および角度パワースペクトルの観点から提示されます。メソッドの結果を、より計算負荷の高い数値積分またはマップの生成/反転を使用して得られた結果と比較します。この方法は単純で効率的であるため、正確な予測や将来のプロジェクトのデータ分析に必要な計算作業を大幅に軽減できます。CMBスペクトル歪みの存在下で運動学的双極子に埋め込まれた固有双極子を制約する可能性を探求しながら、CMBの固有異方性と観察者の運動によって引き起こされる効果の重ね合わせについて説明します。
尤度（後方）関数のモンテカルロサンプリングをブーストするために、モンテカルロ後方適合と呼ばれる新しい方法を提案します。アイデアは、分析的な多次元非ガウスフィットによって事後関数を近似することです。この適合の多くの自由パラメーターは、事後の数値全体を導出するために必要なものよりも少ないサンプリングで取得できます。超新星と宇宙マイクロ波背景データに基づいて検討する例では、同等の精度を実現するには、標準アルゴリズムよりも1桁小さいサンプリングが必要であることがわかります。この方法はさまざまな状況に適用でき、サンプリングに非常に時間がかかるすべてのケースで、MonteCarloルーチンのパフォーマンスを大幅に向上させることが期待されています。最後に、それはフィッシャー行列予測にも適用でき、標準的なアプローチのさまざまな制限を解決するのに役立ちます。
物質支配時代の暗黒エネルギーを求めて
動的なダークエネルギーのシグネチャを検出するためのほとんどの取り組みは、ダークエネルギーコンポーネントが宇宙エネルギー密度を支配し始める、遅い時間$z\lesssim2$に焦点を当てています。動的暗黒エネルギーを含む多くの理論モデルは、「凍結」状態方程式を示しますが、$w\to-1$は遅くなり、「追跡」動作に移行します（$w\gg-1$の場合）。十分に高い赤方偏移で）。この論文では、暗黒エネルギー成分が検出可能なままであるべきであることに基づいて、再イオン化後の物質支配体制、$2\lesssimz\lesssim6$での大規模構造調査がこの挙動に敏感であるかどうかを調査します（にもかかわらず）十分に正確な観測値が与えられた場合、この赤方偏移の範囲では強く支配的です。Horndeski（一般化されたスカラー-テンソル）理論のパラメーター空間研究に触発された現象論的モデルを使用して、既存のCMBと大規模構造測定が物質支配時代の暗黒エネルギー状態方程式をどのように制約するかを示し、今後の銀河調査と21cm強度マッピング機器は、この体制の制約を改善できます。また、既存のCMBおよびLSS制約とDESIの組み合わせは、BAO/銀河パワースペクトル測定を使用して$H_0$に可能な限り最高の制約を提供し、LSST銀河サンプルの分光学的フォローアップ（たとえば、MegaMapperまたはSpecTelの線に沿って）またはステージ2/PUMAのような強度マッピング調査（どちらも$z\gtrsim2$で）は、ここで考慮される暗黒エネルギーモデルのクラスに、同等の宇宙分散制限よりも優れた制約を提供します。$z\lesssim1.5$での銀河調査。
ハッブルレマ\ ^ itre緊張を解決する暗いサイレン
| Title |
Dark_Sirens_to_Resolve_the_Hubble-Lema\^itre_Tension |
| Authors |
Ssohrab_Borhanian,_Arnab_Dhani,_Anuradha_Gupta,_K.G._Arun,_B.S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02883 |
LIGOおよびVirgo施設への計画された感度アップグレードは、z=0.1の赤方偏移内で、暗黒のサイレンのホスト銀河を一意に識別できます。これは、重力波信号に存在する高次の球面調和モードによって支援され、距離の推定も改善されます。感度のアップグレードと高次のモードを組み合わせることで、重力波観測からの光度距離に加えて、ホスト銀河の赤方偏移の正確で独立した測定が容易になり、ハッブルレマの定数H0が5分の数パーセントを超えると推定されます年。Voyagerのアップグレードまたは第3世代の設備の可能性があれば、将来の精密宇宙論におけるダークサイレンの役割がさらに固まるでしょう。
銀河の彫刻家フィラメントにおける局所的な暗黒エネルギー
ローカルグループから10Mpc未満の距離で観測された数十の異なる質量銀河が、SculptorFilamentとして知られる細長い構造に編成されています。ローカル銀河に関する最近のハッブル宇宙望遠鏡のデータを使用して、フィラメントの動的構造と進化の傾向を研究します。観測された運動学を再現するN体コンピューターモデルは、フィラメントが普遍的な暗黒エネルギー背景に埋め込まれているという仮定の下で構築されています。モデルでは、フィラメント部材の動きは、それらの相互重力引力と局所的な暗黒エネルギーによって生成される反重力反発力によって制御されます。暗黒エネルギーの反発がフィラメントの外側部分の力場を支配していることがわかります。このため、フィラメントは膨張し、その膨張は加速とともに進みます。暗黒エネルギーの支配は宇宙時間とともに増加し、線形速度、つまり暗黒エネルギー密度のみに漸近的に依存する普遍的な時間率（「ハッブル定数」）との距離関係を導入します。
現象論的に出現した暗黒エネルギーの完全なモデル
現在の宇宙論的緊張を回避できる最小限のモデルの実用的な例として、現象論的に出現したダークエネルギーモデル、フラット$\Lambda$CDMと同じ数の自由パラメーターを持つダークエネルギーモデルが提案されています。単純明快な質問は、大量のニュートリノと相対論的な種が含まれていると、このような魅力的な現象論的代替物が台無しになるかどうかです。$M_{\nu}$と$N_{\rmeff}$の境界を提示し、豊富な宇宙論的観測を伴うこの宇宙論的フレームワーク内の長年の$H_0$と$\sigma_8$の緊張についてコメントします。興味深いことに、$95\％$の信頼レベルで、最も完全な宇宙論的観測のセットで、$M_{\nu}\sim0.21^{+0.15}_{-0.14}$eVおよび$N_{\rmeff}=3.03\pm0.32$、つまり$2\sigma$を超える有意性を持つ非ゼロニュートリノ質量の指標。よく知られているハッブルの一定の緊張はかなり緩和され、重要性は常に$2\sigma$レベルを下回ります。
$ ^ {26} $ Al-$ ^ {26}アランヒルズ77307（CO3.03）のヒボナイト輝石小球体の$
Mg同位体、鉱物学、岩石学：これらのオブジェクトの起源と進化への影響
| Title |
$^{26}$Al-$^{26}$Mg_isotopic,_mineralogy,_petrography_of_a_Hibonite-Pyroxene_Spherule_in_Allan_Hills_77307_(CO3.03):_Implications_for_the_origin_and_evolution_of_these_objects |
| Authors |
Ritesh_Kumar_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01856 |
これまでに発見された10個のヒボナイト輝石/ガラス球体は、エキゾチックな同位体特性の最大範囲を示す耐火性包有物の希少なスイートです（中性子過剰同位体の異常（例：$^{48}$Ca、$^{50}$Ti）、豊富な$^{26}$Al）ガラスまたは結晶化したカルシウム、アルミニウムに富む輝石の内部または内部にある少数のヒボナイトから主に構成される単純な球形の形態と鉱物学にもかかわらず、$^{26}$Al-$^{26}$Mgの年代学調査と、アランヒルズ77307（CO3.03）で発見された比較的大きな（直径〜120ミクロン）の岩石学および鉱物学が行われました。独特に、ヒボナイトと輝石の両方は、短命で現在消滅している放射性核種$^{26}$Alの不調和な量を示し、これはヒボナイトと輝石の起源の異なる明確な領域を示唆しています。この包有物の原始的な岩石学と鉱物学は、それらの起源とヒボナイト輝石/ガラス球体の変化の傾向の識別を可能にします。
冷たい木星と$ \ pi $の男性を周回する遷移する超地球との間の高い相互傾斜の証拠
| Title |
Evidence_for_a_high_mutual_inclination_between_the_cold_Jupiter_and_transiting_super_Earth_orbiting_$\pi$_Men |
| Authors |
Jerry_W._Xuan,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01871 |
$\pi$男性は通過するスーパーアースをホストします（$P\約6.27$d、$m\約4.82$$M_{\oplus}$、$R\約2.04$$R_{\oplus}$）TESSによって発見され、半径速度から発見された冷たい木星（$P\約2093$d、$m\sinI\約10.02$$M_{\rm{Jup}}$、$e\約0.64$）。GaiaDR2とHipparcos天体測定を使用して、軌道を回る惑星によって引き起こされる星の速度を導き出し、木星の空に投影された冷たい傾斜（$I_b=41-65^{\circ}$）を抑制します。これから、2つの惑星間の相互の傾き（$\DeltaI$）を導き出し、$49^{\circ}<\DeltaI<131^{\circ}$（1$\sigma$）、および$28^{\circ}<\DeltaI<152^{\circ}$（2$\sigma$）。$N$体シミュレーションを使用してシステムのダイナミクスを調べ、超地球の離心率と傾斜の大きな振動が一般相対論的歳差運動によって抑制されていることを発見しました。ただし、不変面の周りの内部軌道の節の歳差運動により、超地球は時間の7〜22％の間しか通過せず、通常、恒星のスピン軸とずれていると観測されます。HAT-P-11の分析を繰り返し、近接する海王星と冷たい木星、および同様のダイナミクスの間に大きな$\DeltaI$を見つけます。$\pi$MenとHAT-P-11は、動的に高温の外惑星が内惑星を励起するシステムの主な例であり、惑星の離心率の増加、惑星と星の不整合、および潜在的な通過多重度の減少の影響があります。このようなシステムの形成には、複数の巨大惑星間または整列不良の原始惑星系円盤間の散乱が含まれる可能性があります。$\pi$男性のかすかな破片ディスクの将来のイメージングと恒星のスピンの向きに対する正確な制約は、これらの形成シナリオの強力なテストを提供します。
ExoMolラインリスト-XXXIX。 CO $ _2 $の回転振動分子線リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XXXIX._Ro-vibrational_molecular_line_list_for_CO$_2$ |
| Authors |
S._N._Yurchenko,_Thomas_M._Mellor,_Richard_S._Freedman_and_J._Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02122 |
CO$_2$の主要な同位体の新しいホットラインリストが表示されます。ラインリストは、基底電子状態におけるCO$_2$の350万の回転振動状態間のほぼ25億の遷移で構成され、波数範囲0-20000cm$^{-1}$（$\lambda>0.5$$\mu$m）エネルギーの上限と下限がそれぞれ36000cm$^{-1}$と16000cm$^{-1}$です。回転振動エネルギーと波動関数は、Ames-2の正確な経験的ポテンシャルエネルギーサーフェスを使用して変分的に計算されます。アインシュタイン係数の形の回転振動遷移確率は、変分プログラムTROVEを使用して正確なabinitio双極子モーメント曲面を使用して計算されます。正確な核運動運動エネルギー演算子を使用するTROVEの新しい実装が採用されています。既存のホットラインリストとの比較が表示されます。ラインリストは、太陽系外惑星やクールな星の大気の検索に役立つはずです。UCL-4000ラインリストは、CDSおよびExoMolデータベースから入手できます。
地上重力場における衛星軌道の正確かつ効率的な伝搬
| Title |
Accurate_and_Efficient_Propagation_of_Satellite_Orbits_in_the_Terrestrial_Gravity_Field |
| Authors |
Elena_Fantinoa_and_Roberto_Flores_and_Amna_Adheem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02321 |
運用とペイロードデータ分析をサポートするミッション設計、軌道決定には、衛星軌道の高速で正確な伝播が必要です。この要求は、ますます多様化する科学およびサービスミッションによって設定されたさまざまな精度要件にも準拠する必要があります。この貢献は、特定のアプリケーションで設定された精度要件を満たす効率的な数値積分により、軌道伝搬関数の計算パフォーマンスを改善する方法を提案します。これは、数値プロパゲーターのパラメーター（相対許容誤差と最大時間ステップ）を適切に調整し、摂動加速度（地球の重力ポテンシャル、大気抗力、太陽放射圧力、三体摂動、重力に対する相対論的補正）のしきい値を設定することによって実現されます。その下では、結果の品質を変更せずに、地理ポテンシャルとその1次勾配の調和合成のための効率的で正確なアルゴリズムを実装することなく、それらを無視できます。特に、調和合成を実行する場合、保持する球面調和の数（つまり、拡張度）は、精度要件によって決まります。高次高調波は高度とともに急速に減衰するため、ターゲットの精度を満たすために必要な拡張度は高さとともに減少します。計算効率を向上させるために、保持する次数は、軌道の計算中に動的に決定されます。各高度の最適な拡張度は、調和合成の打ち切り誤差が加速度のしきい値を下回ることを確認することによって決定されます。この研究は、静止傾斜軌道の通信衛星に焦点を当てた以前の研究の任意軌道への一般化です。メソッドが提示され、テストケースのセットが分析および議論されます。
太陽のような星の周りの広範囲の居住可能なゾーンの惑星の高解像度スペクトル
| Title |
High-resolution_Spectra_for_a_Wide_Range_of_Habitable_Zone_Planets_around_Sun-like_Stars |
| Authors |
Jack_Madden,_Lisa_Kaltenegger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02420 |
宇宙での生命の探索は現在、地球アナログ惑星に焦点を合わせています。しかし、ホストスターだけでなく表面環境の観点からも、地球外の惑星の多様性を見つける準備ができている必要があります。広いパラメーター空間をカバーする居住可能な惑星のシミュレートされた高解像度スペクトルは、検索ツールのトレーニング、観測戦略の最適化、今後の観測の解釈に不可欠です。ELT、GMT、TMTなどの地上ベースの非常に大きな望遠鏡。Origins、HabEx、LUVOIRのような将来の宇宙ベースのミッションのコンセプトは、住む可能性のあるさまざまな世界を特徴づける機能を持つように設計されています。これらの望遠鏡のいくつかは、高精度の放射速度技術を使用して、潜在的に居住可能な太陽系外惑星を特徴付けるために必要な必要な高解像度スペクトル（$R\約100,000$）を取得します。ここでは、F0からK7までの12の異なるホスト星の周りに地球と同様の照射を受ける、広範囲の表面を持つシミュレートされた太陽系外惑星の高解像度（0.01cm$^{-1}$）反射および放出スペクトルのデータベースを提示します。表面のタイプとホストスターに応じて、スペクトルフィーチャの強度、およびホストスターのハビタブルゾーンにある地球型惑星の全体的な反射率、放射、および星と惑星のコントラスト比の違いを示します。恒星フラックスと表面の波長依存の相互作用を考慮に入れると、可視光と赤外線での今後のスペクトル観測に最適なターゲットを特定するのに役立ちます。スペクトルとモデルプロファイルはすべてオンラインで入手できます。
太陽系外惑星にハリケーンはありますか？M個の小人の周りの潮汐でロックされた地球の惑星は、居住可能な太陽系外惑星を見つけるための宇宙ミッションの主なターゲットです。ハリケーンがこの種の惑星で発生するかどうかは、気候と居住性にとって重要です。高解像度の全球大気循環モデルを使用して、固定された海面温度（SST）の下で、潮汐でロックされた地球の惑星にハリケーンがあるかどうかを調査します。惑星の回転速度、表面温度、およびバルク大気組成の影響を調べます。ハリケーンは惑星上で発生する可能性がありますが、すべてではありません。後期Mドワーフの居住可能ゾーンの内側の端に近い惑星の場合、昼と夜の両方にハリケーンがさらに強くなります。Binetal。（2017）の研究で示唆されているように、ハビケーンゾーンの中間および外側の範囲にある惑星の場合、ハリケーン形成の可能性は低いか、またはゼロに近くさえあります。地球上のハリケーン理論は、大気組成が地球に似ている場合、潮汐でロックされた惑星に適用できます。ただし、バックグラウンドの雰囲気がH2Oより明るい場合、土星と同様に平均分子量の影響により対流が常に抑制されるため、ハリケーンはほとんど生成されません。これらの結果は、潮汐で閉じ込められた惑星の降水量、海洋混合、気候、および大気特性に幅広い影響を与えます。最後に、結合されたスラブ海と地球に似た大気を10地球日の潮汐軌道でテストすると、実験にもハリケーンが存在することがわかります。
将来の氷の巨大探査に関する太陽系外惑星の展望
太陽系外惑星の数は数千にのぼり、その数は新しい調査の出現と計装の改善に伴って増え続けています。これらの発見から私たちが学んだ最も驚くべきことの1つは、星の居住可能ゾーンにある小さな岩の惑星が一般的である可能性が高いことではありませんが、太陽系外惑星の最も一般的なサイズは、太陽系には見られないサイズです-海王星の半径地球はミニネプチューンとスーパーアースと呼ばれました。実際、通過する太陽系外惑星は、このサイズの体制にある可能性が、太陽系の巨大惑星の4倍です。巨大な水素/ヘリウムが支配する太陽系外惑星の大気への調査は、海からの分子吸収、雲からの散乱と不透明度、および大気の豊富さの測定を明らかにする海王星とミニ海王星サイズの世界に押し下げました。ただし、木星、または土星サイズの世界の測定とは異なり、小さな巨人は測定から何を期待または解釈するかについての根本的な真実に欠けています。これらのサイズの世界はどのようにして形成および進化しましたか、それはそれらのより大きな対応物とは異なりましたか？彼らの内部構成は何ですか？それは彼らの雰囲気にどのように影響しますか？これらの遠い世界のエネルギー収支に何が影響していますか？ここでは、太陽系外惑星について測定できる特性と、太陽系の氷の巨人へのミッションが太陽系外惑星を理解するための論理的な次のステップである理由について説明します。
WASP-189bの超高温の昼間大気における原子状鉄による温度反転
| Title |
A_temperature_inversion_with_atomic_iron_in_the_ultra-hot_dayside_atmosphere_of_WASP-189b |
| Authors |
F._Yan,_E._Pall\'e,_A._Reiners,_K._Molaverdikhani,_N._Casasayas-Barris,_L._Nortmann,_G._Chen,_P._Molli\`ere,_and_M._Stangret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02716 |
温度逆転層は、超高温の巨大惑星大気に存在すると予測されています。このような反転層はいくつかの超高温木星で最近観察されていますが、反転の原因となった化学種は不明のままです。ここでは、HARPS-Nスペクトログラフを使用して、高スペクトル分解能での超高温木星WASP-189bの熱放射スペクトルの観測結果を示します。相互相関手法を使用して、強いFeI信号を検出します。検出されたFeIスペクトル線は放出に見られます。これは、惑星大気の温度反転の直接の証拠です。さらに、MCMCアプローチを使用したフォワードモデルを使用して、観測されたスペクトルの検索を実行しました。太陽の金属性を仮定すると、最適な結果は反転の頂点に$4320_{-100}^{+120}$Kの温度を返します。これは、惑星の平衡温度（2641K）よりもかなり高温です。反転の下部の温度は$2200_{-800}^{+1000}$Kとして決定されます。このような強い温度の反転は、おそらくFeIのような原子種の吸収によって作成されます。
GTC系外惑星通過分光法調査XI。土星の質量惑星WASP-69bの大気におけるレイリー散乱の可能な検出
| Title |
The_GTC_exoplanet_transit_spectroscopy_survey_XI._Possible_detection_of_Rayleigh_scattering_in_the_atmosphere_of_the_Saturn-mass_planet_WASP-69b |
| Authors |
F._Murgas,_G._Chen,_L._Nortmann,_E._Pall\'e,_G._Nowak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02741 |
地上および宇宙ベースの施設の両方から検出可能な、太陽系外の大気における主要な大気の特徴の1つは、レイリー散乱です。水素が支配的な惑星大気では、レイリー散乱により、測定された惑星半径が光学範囲の青色波長に向かって増加します。GranTelescopioCanariasでOSIRIS装置を使用して、土星-質量惑星WASP-69bの1つのトランジットの分光光度計時系列を取得しました。データから、515nm〜905nmの20nm幅の波長ビンを表す19の分光通過光曲線を作成します。分析モデルとガウスプロセスを組み合わせてライトカーブの系統的ノイズを考慮することにより、各カーブの通過深度を個別に導き出します。通過深さが青の波長に向かって増加することがわかります。これは、惑星の有効半径が大きいことを示しています。私たちの結果は、ハッブル宇宙望遠鏡を使用して近赤外線で得られた宇宙ベースの測定と一致しています。これは、透過スペクトルの互換性のある傾きを示しています。検出された勾配の起源について議論し、2つの考えられるシナリオの間で議論します。惑星の大気に起因するレイリー散乱検出、またはホスト星からの恒星活動によって引き起こされた信号です。
HR 8799と惑星cの化学的存在量について
| Title |
On_the_Chemical_Abundance_of_HR_8799_and_the_Planet_c |
| Authors |
Ji_Wang_(OSU),_Jason_Wang_(Caltech),_Bo_Ma,_Jeffrey_Chilcote,_Olivier_Guyon,_Nemanja_Jovanovic,_Paul_Kalas,_Julien_Lozi,_Bruce_Macintosh,_Klaus_G._Strassmeier,_and_Ilya_Ilyin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02810 |
惑星とホスト星の化学的存在量を比較すると、起源と形成経路が明らかになります。恒星存在量は、高解像度分光法で測定されます。一方、惑星の存在量は通常、低解像度のデータから推測されます。直接イメージングされた太陽系外惑星の場合、データは多数の高コントラストのイメージング/分光器から入手できます。ここでは、HR8799とその惑星cの化学的存在量を調べます。LBT/PEPSI（R=120,000）とアーカイブHARPSデータを使用して恒星の存在量を測定します。恒星[C/H]、[O/H]、およびC/Oは0.11$\pm$0.12、0.12$\pm$0.14、および0.54です。$^{+0.12}_{-0.09}$、すべて太陽の値と一致します。新たに取得したスバル/カリスのデータとアーカイブのジェミニ/GPI、ケック/オシリスのデータを用いて大気検索を行っています。petitRADTRANSを使用して惑星スペクトルをモデル化し、PyMultiNestを使用して検索を実行します。取り出された惑星の存在量は、恒星から恒星のCおよびOの存在量まで、$\sim$0.5dex変動する可能性があります。変動は、適切な惑星質量を確保するために強い事前分布が選択されているかどうかによって異なります。さらに、これまでの研究と比較すると、存在量測定の不一致も明らかになります。矛盾を引き起こす可能性のある潜在的な問題について説明します。問題が完全に解決されない限り、堅牢な検索を行うことはできません。
ウラン衛星アリエルのアンモニア含有種の証拠は最近の地質学的活動を支持している
| Title |
Evidence_for_ammonia-bearing_species_on_the_Uranian_satellite_Ariel_supports_recent_geologic_activity |
| Authors |
Richard_J._Cartwright,_Chloe_B._Beddingfield,_Tom_A._Nordheim,_Joe_Roser,_William_M._Grundy,_Kevin_P._Hand,_Joshua_P._Emery,_Dale_P._Cruikshank,_Francesca_Scipioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02826 |
サブオブザーバーの経度と緯度の広範囲にわたって収集された32の近赤外反射スペクトルを分析することにより、ウランの月アリエルの表面にアンモニアに富む成分が存在するかどうかを調査しました。これらのスペクトルの2.2-{\micron}フィーチャのバンド領域と深さを測定しました。これは、他の氷体上のアンモニア含有種に起因するとされています。10個のスペクトルは、バンド面積と深度が2{\sigma}の顕著な2.2-{\micron}特徴を表示します。2.2-{\micron}バンドの縦方向の分布を決定しましたが、統計的に意味のあるアリエルの半球と後続の半球の間に違いはなく、このバンドがアリエルの表面全体に分布していることを示しています。最強の2.2-{\micron}バンドを表示する5つのアリエルスペクトルのバンドセンターと形状を、さまざまなアンモニアを含む種およびアンモニウムを含む種の実験室スペクトルと比較し、アリエルスペクトルのスペクトルシグネチャがアンモニアによって最もよく一致することを発見しました-水和物および瞬間凍結アンモニア水溶液。私たちの分析では、4つのアリエルスペクトルが2.24-{\micron}バンド（>2{\sigma}バンドの面積と深さ）を示し、アンモニアの氷と最もよく一致するバンドの中心と形状を示しています。アンモニアは紫外線光子、宇宙線、天王星の磁気圏に閉じ込められた荷電粒子によって短時間で効率的に除去される必要があるため、この構成要素の存在の可能性は、アンモニアに富むクライオラバスの設置やテクトニズム、インパクトイベント、大量廃棄によるアンモニアに富む堆積物。
ペブルパイル彗星67P / Churyumov-Gerasimenkoの熱慣性
67P/Churyumov-Gerasimenko彗星へのロゼッタミッションは、彗星が何でできているかをよりよく理解するために新しいデータを提供しました。彗星表面物質の弱い引張強度は、彗星がガス状太陽系星雲のいわゆる「小石」と呼ばれる小さなダスト集合体の束になっている束の重力崩壊によって形成された階層的なダスト集合体であることを示唆しています。小石は、太陽系星雲の惑星の生存者である彗星の構成要素であるため、熱観測と数値計算の組み合わせを使用して小石のサイズを推定することは、外部太陽系の惑星形成を理解する上で非常に重要です。この研究では、温度の日周変動と軌道変動の両方について、小石の階層集合体の熱慣性と熱スキン深度を計算しました。67P/Churyumov-Gerasimenko彗星の熱慣性は、cmからdmサイズの小石の階層的な集合体と一致していることがわかりました。私たちの調査結果は、氷の微惑星が太陽星雲のcmからdmサイズの小石の降着によって形成された可能性があることを示しています。
KCWIで表示されるNGC 474：シェル銀河の診断
| Title |
NGC_474_as_viewed_with_KCWI:_diagnosing_a_shell_galaxy |
| Authors |
Adebusola_B._Alabi,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Duncan_A._Forbes,_Aaron_J._Romanowsky,_Jean_P._Brodie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01870 |
Keck/KCWIを使用して取得した新しいスペクトルを提示し、銀河中心と外殻からの領域の両方から、殻銀河NGC474の運動学と恒星個体群解析を実行します。我々は、両方の領域が異なる恒星の人口特性を持っているが、同様に拡張された星形成履歴を持っていることを示しています。NGC474の中央領域は、太陽系下の金属性（[Z/H]=-0.24\pm0.07dex）の中間年齢の星（8.3\pm0.3Gyr）が支配的です星は、平均光度加重年齢が4.0\pm0.5Gyrで、太陽の金属性を持ちます（[Z/H]=-0.03\pm0.09dex）。私たちの結果は、NGC474がlog\（（M_*/M_\odot）\sim10\）質量衛星銀河と少なくとも\sim2Gyr前にシェルシステムを生成した大規模から中規模の合併を経験したシナリオと一致しています。この研究は、殻などの低表面輝度の恒星の特徴の直接的な分光学的研究が今や実行可能であり、銀河の形成と進化を理解するための新しい窓を開いていることを示しています。
内部銀河からの拡散光輝線の発見：LI（N）ER様ガスの証拠
| Title |
Discovery_of_diffuse_optical_emission_lines_from_the_inner_Galaxy:_Evidence_for_LI(N)ER-like_gas |
| Authors |
Dhanesh_Krishnarao,_Robert_A._Benjamin,_L._Matthew_Haffner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01872 |
光輝線を使用して、銀河を主要な中心放射源に従って3つのグループに分類します。古い銀河からの電離放射線を追跡する可能性のある活動銀河核、星形成、または低電離（核）輝線[LI（N）ERs]人口。ウィスコンシンH-アルファマッパーを使用して、銀河中心から8度以内の低消滅ウィンドウで光のライン放出を検出します。この放出は、中性ガスの1.5キロパーセル半径の「傾斜ディスク」に関連しています。このディスクのモデルを変更すると、観測された水素ガスは少なくとも$48\％$イオン化されていることがわかります。比率[NII]$\lambda$6584$\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$/H$\alpha$$\lambda$6563$\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$は、ガラクトセントリック半径で0.3から2.5に増加します。[OIII]$\lambda$5007$\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$andH$\beta$$\lambda$4861$\overset{\lower.5em\circ}{\mathrm{A}}$も時々検出されます。ほとんどの傾斜ディスク視線のライン比率は、LI（N）ER銀河に特徴的です。
イオン化ISMへのバーの影響：天の川アナログからの発光線
| Title |
The_Effect_of_Bars_on_the_Ionized_ISM:_Optical_Emission_Lines_from_Milky_Way_Analogs |
| Authors |
Dhanesh_Krishnarao,_Christy_Tremonti,_Amelia_Fraser-McKelvie,_Katarina_Kraljic,_Nicholas_Fraser_Boardman,_Karen_L._Masters,_Robert_A._Benjamin,_L._Matthew_Haffner,_Amy_Jones,_Zachary_J._Pace,_Gail_Zasowski,_Matthew_Bershady,_Dmitry_Bizyaev,_Jonathan_Brinkmann,_Joel_R._Brownstein,_Niv_Drory,_Kaike_Pan,_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01874 |
銀河系のバーの内部のガスは、最近、低イオン化（核）放出領域（LI（N）ER）の最も近い例として宇宙で示されています。このガスの性質をよりよく理解するために、積分フィールド分光法を備えた正面銀河のサンプルを使用して、240銀河と250銀河以外の銀河のイオン化ガスの状態を調べ、天の川に最も近いものに焦点を当てます。$[NII]$$\lambda6584$、H$\alpha$、$[OIII]$$\lambda5007$、およびH$\beta$の強力な光線放出を使用して、ガスの主要なイオン化メカニズムを診断します銀河とBaldwin-Phillips-Terlevich（BPT）ダイアグラムによる銀河。縞模様の銀河は、同様の非縞模様の銀河と比較すると、星形成の強い抑制と、その内部領域のスペクトルのような複合およびLI（N）ERの増加を示します。この効果は、非常に低い（$\log_{10}（M_\star/M_\odot）\lesssim10.4$）または非常に高い（$\log_{10}（M_\star/M_\odot）\）銀河では軽減されます。gtrsim11.1$）恒星の総質量。GalaxyZoo：3Dのバーマスクは、イオン化ガスに対するバーの非軸対称効果を示し、天の川のバーの近くのイオン化ガス条件の正面分布を予測するのに役立ちます。
星団形成のシミュレーションにおける恒星加熱フィードバックの実装：初期質量関数への影響
| Title |
Implementation_of_stellar_heating_feedback_in_simulations_of_star_cluster_formation:_effects_on_the_initial_mass_function |
| Authors |
Sajay_Sunny_Mathew,_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01875 |
星の初期質量関数（IMF）を説明することは、天体物理学における長年の問題です。乱流、磁場、恒星のフィードバックなど、星団の形成プロセスに関与する複雑なメカニズムの数により、IMFの理解とモデリングが困難な作業になっています。この論文では、星団形成過程における恒星加熱フィードバックの重要性と、IMFの形状に対するその影響を主張することを目的としています。解析的サブグリッドモデルを使用して、スタークラスター形成の完全に3次元の電磁流体力学（MHD）シミュレーションで放射フィードバックを実装し、IMFで数値的な収束を得ることを最終的な目的としています。MHDアダプティブメッシュリファインメント（AMR）シミュレーションのセットを、ガス加熱の3つの異なる実装と比較します。1）ポリトロピック状態方程式（EOS）、2）球対称の恒星加熱フィードバック、3）降着円盤の形状と、その結果として生じるダストによる恒星放射の遮蔽を考慮に入れた、新しく開発された極加熱モデル。3つの加熱モデルのそれぞれについて、乱流のさまざまな実現を伴う10の分子雲シミュレーションで形成された恒星の質量の分布を分析して、統計的に代表的なIMFを取得します。恒星の加熱フィードバックは、形成される星の数に大きな影響を与え、IMFの制御に重要な役割を果たすと結論付けます。極域加熱モデルを使用したシミュレーションは、観測されたIMFで最良の収束を達成することがわかります。
分子星間物質全体のユビキタス速度変動
| Title |
Ubiquitous_velocity_fluctuations_throughout_the_molecular_interstellar_medium |
| Authors |
J._D._Henshaw,_J._M._D._Kruijssen,_S._N._Longmore,_M._Riener,_A._K._Leroy,_E._Rosolowsky,_A._Ginsburg,_C._Battersby,_M._Chevance,_S._E._Meidt,_S._C._O._Glover,_A._Hughes,_J._Kainulainen,_R._S._Klessen,_E._Schinnerer,_A._Schruba,_H._Beuther,_F._Bigiel,_G._A._Blanc,_E._Emsellem,_T._Henning,_C._N._Herrera,_E._W._Koch,_J._Pety,_S._E._Ragan,_J._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01877 |
星間物質（ISM）の密度構造は、星が形成され、エネルギー、運動量、重元素を放出する場所を決定し、銀河の進化を促進します。密度の変化はガスの運動によって種付けされ、増幅されますが、この運動の正確な性質は空間スケールと銀河環境全体で不明です。高密度の星形成ガスは不安定性、収束流、乱流の組み合わせから発生する可能性が高いですが、空間スケールで何桁ものガスの動きを定量化する必要があるため、正確な原点の確立は困難です。ここでは、天の川と近くの銀河NGC4321で分子ガスの動きを測定し、前例のない空間ダイナミックレンジ（$10^{-1}{-}10^3$pc）にわたる観測をまとめます。私たちは、すべての空間スケールと銀河環境にわたるユビキタスな速度変動を検出します。これらの変動の統計分析は、星形成ガスがどのように組み立てられるかを示します。波長が$0.3{-}400$pcの範囲の振動ガスフローを発見しました。これらの流れは、重力の不安定性を介して形成される可能性が高い規則的に間隔を置いた密度の向上に結合されます。また、乱流で生成された構造と一致する、確率的でスケールフリーの速度と密度の変動を特定します。私たちの結果は、ISM構造を単独で検討することはできないことを示しています。その代わりに、その形成と進化は、空間スケールで多くの桁をカバーする物質のネストされた相互依存フローによって制御されます。
XV。 z> 3でのLy-alphaエミッターの平均残りUVスペクトル
| Title |
XV._The_mean_rest-UV_spectra_of_Ly-alpha_emitters_at_z>3 |
| Authors |
Anna_Feltre,_Michael_V._Maseda,_Roland_Bacon,_Jayadev_Pradeep,_Floriane_Leclercq,_Haruka_Kusakabe,_Lutz_Wisotzki,_Takuya_Hashimoto,_Kasper_B._Schmidt,_Jeremy_Blaizot,_Jarle_Brinchmann,_Leindert_Boogaard,_Sebastiano_Cantalupo,_David_Carton,_Hanae_Inami,_Wolfram_Kollatschny,_Raffaella_A._Marino,_Jorryt_Matthee,_Themiya_Nanayakkara,_Johan_Richard,_Joop_Schaye,_Laurence_Tresse,_Tanya_Urrutia,_Anne_Verhamme,_Peter_M._Weilbacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01878 |
赤方偏移範囲2.9<z<4.6のかすかなLyman-$\alpha$エミッター（LAE）の紫外（UV）スペクトル特性を調査し、かすかな宇宙の将来の観測を準備するための資料を提供します。MUSEハッブルウルトラディープサーベイのデータを使用して、かすかな連続体の平均静止フレームスペクトルを構築します（中央値M$_{UV}$が-18から最小M$_{UV}$が-16まで）。質量（中央値$10^{8.4}$から$10^{7}M_{\odot}$まで）Lシフト、赤方偏移z>3。観測（Ly$\alpha$強度、UVマグニチュード、スペクトルスロープなど）および物理的（恒星の質量や星形成率など）のプロパティに基づいてサブサンプリングされたLAEのさまざまな平均スペクトルを計算します。高イオン化星雲輝線や吸収特徴など、Ly$\alpha$以外のUVスペクトル特徴を検索します。OIII]1666とCIII]909の衝突励起輝線とHeII1640再結合機能、および輝線またはP-Cygniのいずれかの共鳴CIV1550ダブレットの観測に成功しました。さまざまな平均スペクトルの観測されたスペクトル特性を比較し、LAEの観測特性と物理特性によって変化する輝線を見つけます。特に、Ly$\alpha$の同等の幅が大きく、UVの大きさが暗く、UVスペクトルの勾配が青く、星の質量が小さいLAEの平均スペクトルは、最も強い星雲の放出を示します。これらの線の線比は、局所的な金属に乏しい銀河のスペクトルで測定された線比と似ていますが、z>2銀河の個々のスペクトルで検出された少数の極端な値と比較して、同等の幅は弱いです。これは、弱いUV機能が高z、低質量、およびかすかなLAEに遍在している可能性が高いことを示唆しています。JamesWebbSpaceTelescopeやExtremelyLargeTelescopeなどの将来の観測を設計するための経験的なテンプレートとして機能できるため、スタックスペクトルを公開します。
z = 0.5-1.6での銀河団からの全赤外光の測定：星の個体群を塵の多い星の形成に接続する
| Title |
Measuring_the_total_infrared_light_from_galaxy_clusters_at_z=0.5-1.6:_connecting_stellar_populations_to_dusty_star_formation |
| Authors |
Stacey_Alberts,_Kyoung-Soo_Lee,_Alexandra_Pope,_Mark_Brodwin,_Yi-Kuan_Chiang,_Jed_McKinney,_Rui_Xue,_Yun_Huang,_Michael_Brown,_Arjun_Dey,_Peter_R._M._Eisenhardt,_Buell_T._Jannuzi,_Roxana_Popescu,_Vandana_Ramakrishnan,_Spencer_A._Stanford,_Benjamin_J._Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01880 |
大規模な銀河団はz〜1.6からz〜0.5へと強力に進化します。高zの過密環境では、大量のダストで隠された星の形成と恒星の質量成長が特徴で、急速に広範囲の消光が起こります。近赤外線から遠赤外線（IR）スペクトルにわたるデータは、この変換を直接追跡できます。ただし、そのような研究はクラスター集団の大規模な銀河の端に主に限定されています。この作業では、低質量のメンバーや潜在的なクラスター内ダストを含むクラスターのIR放射全体を明らかにすることを目的とした、3.4〜500{\mu}mに及ぶ「総光」スタッキングテクニックを紹介します。WISE、Spitzer、およびハーシェルイメージング、検出された銀河の割合が高い場合にスタックされた総放出を回復するための修正を含む。複数のzビンにまたがる232の十分に研究された大規模（logM200/Msun〜13.8）クラスターにスタッキング技術を適用し、拡張されたクラスター放出を回復すべての波長で、通常>5シグマです。平均から近赤外の放射状プロファイルとSEDを測定し、全恒星とダストの含有量を定量化します。近赤外の放射プロファイルは、高い（c〜7）濃度パラメーター。小さな半径（r<0.2Mpc）では抑制されますが、ダスト放出は同様に集中します。測定されたSEDには暖かいダストがなく、低質量銀河に期待されるより低温のSEDと一致しています。全恒星質量を導き出します大規模な（logMstar/Msun>10）クラスター銀河のエコーと同じように、理論上のMhalo-M_starの関係と特定の星形成率が赤方偏移とともに強く進化します。巨大な銀河集団を分離すると、クラスターの遠赤外線放射の大部分（約70〜80％）は、フィールド銀河とは異なる低質量の構成要素によって提供されることがわかります。この効果は、質量に依存する消光と低質量銀河における過剰なダストの組み合わせである可能性があります。
宇宙流体力学シミュレーションにおけるサブミリメータ銀河-フィードバックモデルを制約する機会
| Title |
Submillimetre_galaxies_in_cosmological_hydrodynamical_simulations_--_an_opportunity_for_constraining_feedback_models |
| Authors |
Christopher_C._Hayward,_Martin_Sparre,_Scott_C._Chapman,_Lars_Hernquist,_Dylan_Nelson,_R\"udiger_Pakmor,_Annalisa_Pillepich,_Volker_Springel,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger,_and_Rainer_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01885 |
Submillimetre銀河（SMG）は長い間、理論家に課題を提起しており、大量の宇宙流体力学シミュレーションでSMG集団の特性を首尾一貫して再現することはまだ達成されていません。この作業では、以前の作業に基づいた比較的単純な方法を使用して、IllustrisおよびIllustrisTNGプロジェクトからの宇宙論的シミュレーションから描画されたシミュレートされたSMGのサブミリメートルフラックス密度を予測し、予測数カウントを観測値と比較します。IllustrisTNGに基づく予測SMG数カウントは、観測値よりも大幅に少ないことがわかります（$S_{850}\gtrsim4$mJyで1dex以上）。元のIllustrisプロジェクトのシミュレーションではIllustrisTNGよりも多くのSMGが生成されます。予測された数は、$S_{850}\lesssim5$mJyと$S_{850}\gtrsim9$mJyの両方で観察された数と一致し、$の係数のみです中間の磁束密度で観測されたものよりも\sim2$低い。以前の例では高質量（$M_{\star}\sim10^{11}\、{\rmM}_{\odot}$）$z\sim2であるため、IllustrisTNGがIllustrisよりも少ないSMGをホストすることを示しています。-3$銀河は、2つのシミュレーション間での恒星または/および活動銀河核（AGN）フィードバックのサブグリッドモデルの違いにより、Illustrisよりもダスト質量と星形成率（SFR）が低くなっています（残念ながら、特定の星を分離することはできません）原因の事後）。私たちの結果は、この方法では後処理でSMG数カウントをごくわずかな計算コストで予測できるため、SMGは将来の大容量宇宙シミュレーションでサブグリッドモデルを調整するための有用な制約を提供できることを示しています。スターバーストでより強力なSFR強化につながるより高い解像度は、IllustrisTNGSMGの数のカウントと観測された数の不一致を少なくとも部分的に一致させることができます。
UVからサブミリメートル波長までのノンパラメトリック銀河の形態
| Title |
Nonparametric_galaxy_morphology_from_UV_to_submm_wavelengths |
| Authors |
Maarten_Baes,_Angelos_Nersesian,_Viviana_Casasola,_Simone_Bianchi,_Letizia_P._Cassar\`a,_Christopher_J._R._Clark,_Ilse_De_Looze,_Wouter_Dobbels,_Jacopo_Fritz,_Maud_Galametz,_Fr\'ed\'eric_Galliano,_Suzanne_C._Madden,_Aleksandr_V._Mosenkov,_S\'ebastien_Viaene,_Ana_Tr\v{c}ka,_Emmanuel_M._Xilouris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02012 |
UVからサブミリメートル波長までの渦巻銀河のセットの最初のノンパラメトリック形態解析を紹介します。私たちの研究は、DustPediaデータベースからの9つの十分に分解された渦巻銀河の高品質多波長イメージングに基づいており、{\tt{StatMorph}}パッケージを使用して一貫した方法で計算されたノンパラメトリック形態学インジケーターと組み合わされています。UVからサブミリメートル波長までのさまざまな波長帯、および恒星の質量、ダストの質量で、半光半径、濃度指数、非対称指数、滑らかさ指数、ジニ係数、および$M_{20}$インジケーターを測定します星形成率マップ。銀河の星間塵は、星よりも広がっており、中心に集中しておらず、非対称で、より塊状に分布していることがわかります。これは、恒星の質量マップとダストの質量マップに基づいた形態学的指標を比較するときに特に顕著です。これは、銀河の塵を単純な滑らかな成分として扱うことに対する警告の兆候として役立つはずです。UVからサブミリメートル波長までの銀河のノンパラメトリック銀河の形態は、宇宙流体力学シミュレーションの興味深いテストであると主張します。
放射フィードバックの存在下での合併銀河における大規模ブラックホールのペアリング確率
| Title |
The_Pairing_Probability_of_Massive_Black_Holes_in_Merger_Galaxies_in_the_Presence_of_Radiative_Feedback |
| Authors |
Kunyang_Li,_Tamara_Bogdanovic,_David_R._Ballantyne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02051 |
星とガスに対する動的摩擦（DF）は、残存銀河の合体における巨大ブラックホール（MBH）の軌道進化の重要なメカニズムであると考えられています。しかし、最近の理論的な調査では、DFが必ずしもMBHのインスピレーションにつながるわけではないことが示されています。ガスの豊富な背景で進化するMBHの場合、降着流の最も内側の部分から出る電離放射線は、MBHを加速させて軌道エネルギーを獲得するように周囲のガスに影響を与える可能性があります。この効果は「ネガティブDF」と呼ばれました。恒星とガスのDFの複合的な影響下で進化する合併残銀河のMBHのペアに対するネガティブDFの影響を研究するために、半分析モデルを使用します。マージ銀河とMBHプロパティの範囲が負の場合、DFはMBHのペアリング確率を$\sim40\％$削減します。MBHペアリングの抑制は、これらのプロパティの1つ以上を持つ銀河で最も深刻です：（1）$f_gのガス比率\geq0.2$;（2）円速度の近くで回転する銀河ガス円盤;（3）進行性の低偏心軌道のMBHペア、および（4）質量$<{\rm数}\times10^のMBHペア7\、$M$_\odot$。この質量範囲のMBHペアは、将来の宇宙ベースの重力波観測所LISAのターゲットとなるバイナリのマージの直接の前駆細胞であるため、最後のポイントは重要です。
速度勾配による銀河前景偏光のモデリング
原始のBモード偏光の検出は、銀河の前景に比べて振幅が比較的低いため、依然として困難です。フォアグラウンドからの寄与を取り除くには、銀河の磁場の包括的な画像が不可欠です。速度勾配技術（VGT）は、磁気流体力学的乱流の現代的な理解に基づいて磁場を追跡することで有望です。この作業では、位置-速度-速度空間で区別できる中間速度雲と局所速度雲を含むHI領域にVGTを適用します。VGTがPlanck偏光および恒星偏光と優れた一致を与えることを示します。3D銀河磁場の構築におけるVGTの利点を確認します。
EoRフォアグラウンドモデル用の銀河系の自由放出のモンテカルロ実装
| Title |
A_Monte_Carlo_Implementation_of_Galactic_Free-Free_Emission_for_the_EoR_Foreground_Models |
| Authors |
Xiaoli_Lian,_Haiguang_Xu,_Dongchao_Zheng,_Zhenghao_Zhu,_Dan_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02322 |
圧倒的な前景は、再イオン化の時代（EoR）中の21cm信号の検出に深刻な汚染を引き起こします。さまざまな前景コンポーネントの中で、銀河系の自由放出はあまり研究されていないため、EoR観測への影響は不明のままです。この放出をより適切に制限するために、H$\alpha$放出のモンテカルロシミュレーションを実行します。これは、HII領域からの直接および散乱H$\alpha$放射と、温かい電離媒体（WIM）から構成されます。HII領域の位置と半径はWISEHIIカタログから引用され、WIMは軸対称モデルによって記述されます。散乱は、HI4PIHIマップと指数ディスクモデルにそれぞれ指数フィッティングを適用することで実現されるダストと自由電子から発生します。シミュレーションされたH$\alpha$強度、Simfast21ソフトウェア、および最新のSKA1-Lowレイアウト構成を使用して、銀河系の自由放出とEoR信号のSKA「観測」画像をシミュレートします。1次元のパワースペクトルを分析すると、銀河系の自由放出が約$10^{5.4}$-$10^{2.1}$、$10^{5.0}$-$10^{1.7}$であることがわかります。$0.1〜{\rmMpc^{-1}}<k<2〜{\rmMpc^{-1}}のスケールでは、EoR信号より$10^{4.3}$-$10^{1.1}$倍明るい$116〜124、146〜154、および186〜194MHzの周波数帯域でそれぞれ。さらに、EoRウィンドウ内の2次元パワースペクトルを計算し、パワー比が約$110\％$-$8000\％$、$30\％に達する可能性があるため、銀河系の自由放出から漏れるパワーが依然として大きいことを示しています。$-$2400\％$、および$0.5\{\rmMpc^{-1}}\lesssimk\lesssim1〜{\rmMpc^{-1}}$のスケールで$10\％$-$250\％$3つの周波数帯域で。したがって、将来のEoR検出では、銀河の自由放出を注意深く処理する必要があることを示します。
質量の異なる重力ポテンシャルの3つのモデルにおける天の川の47個の矮小衛星銀河の軌道
| Title |
Orbits_of_47_Dwarf_Satellite_Galaxies_of_the_Milky_Way_in_Three_Models_of_the_Gravitational_Potential_with_Different_Masses |
| Authors |
A._T._Bajkova_and_V._V._Bobylev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02350 |
質量の異なる銀河の重力ポテンシャルの3つのモデルを使用して構築された、天の川の47個の矮小衛星銀河の軌道の分析を示します。銀河ポテンシャルのモデルは、文献から知られている多数の銀河質量推定値の分析に基づいて選択されました。矮小銀河の初期位置と速度（6D位相空間）の計算に必要な天文学データは、GaiaDR2カタログからのデータに基づいて平均適切な運動が決定された文献からも取得されています。銀河ポテンシャルのすべての3つのモデルで13.5Gyr後方に積分して得られた全47個の矮小銀河の軌道とその特性を示し、軌道パラメーターを比較します。銀河のポテンシャルの各モデルについて、天の川と重力でつながっていない矮小銀河を特定しました。
光学および中赤外イメージング調査からの遠方クエーサーにおけるダスト残響マッピング
| Title |
Dust_Reverberation_Mapping_in_Distant_Quasars_from_Optical_and_Mid-Infrared_Imaging_Surveys |
| Authors |
Qian_Yang,_Yue_Shen,_Xin_Liu,_Michel_Aguena,_James_Annis,_Santiago_Avila,_Manda_Banerji,_Emmanuel_Bertin,_David_Brooks,_David_Burke,_Aurelio_Carnero_Rosell,_Matias_Carrasco_Kind,_Luiz_da_Costa,_Juan_De_Vicente,_Shantanu_Desai,_H._Thomas_Diehl,_Peter_Doel,_Brenna_Flaugher,_Pablo_Fosalba,_Joshua_Frieman,_Juan_Garcia-Bellido,_David_Gerdes,_Daniel_Gruen,_Robert_Gruendl,_Julia_Gschwend,_Gaston_Gutierrez,_Samuel_Hinton,_Devon_L._Hollowood,_Klaus_Honscheid,_Nikolay_Kuropatkin,_Marcio_Maia,_Marisa_March,_Jennifer_Marshall,_Paul_Martini,_Peter_Melchior,_Felipe_Menanteau,_Ramon_Miquel,_Francisco_Paz-Chinchon,_Andres_Plazas_Malag\'on,_Kathy_Romer,_Eusebio_Sanchez,_Vic_Scarpine,_Michael_Schubnell,_Santiago_Serrano,_Ignacio_Sevilla,_Mathew_Smith,_Eric_Suchyta,_Gregory_Tarle,_Tamas_Norbert_Varga,_Reese_Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02402 |
アクティブ銀河核（AGN）のダストトーラスとその高輝度対応物であるクエーサーのサイズは、UV/光学降着円盤連続性の変動と中赤外（MIR）トーラス放射の応答との間の時間遅延から推測できます。。このダストリバーブマッピング（RM）手法は、$\sim70$$z\lesssim0.3$AGNおよびクエーサーに正常に適用されています。ここでは、$\sim20$-yr地上ベースの光の光度曲線とWISE衛星からの10年のMIR光度曲線を組み合わせた、SDSSStripe82領域でカバーされた遠方のクエーサーに対するダストRMプログラムの最初の結果を示します。$0.3\lesssimz\lesssim2$（$\left<z\right>\sim0.8$）を超える587のクエーサーのW1バンド（3.4$\mu$m）と$g$バンドの間の忠実度の高いラグを測定しますそして、クエーサー光度で2桁。それらは、$z<0.3$AGNで観察されたIRラグと光度の関係を厳密に追跡し（固有の散乱$\sim0.17$dex）、AGN光度での40年以上にわたるダストトーラスの顕著なサイズと光度の関係を明らかにします。エディントン比や変動振幅などの追加のクエーサープロパティにほとんど依存しません。この研究は、宇宙論に対するダストRMの有用性に関するさらなる調査を動機づけ、10年間のベラC.ルービン天文台の時空（光学）および5年間のナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の遺産調査の説得力のある科学的事例を強く支持します。光度がはるかに低く、測定可能なIRラグが短く、赤方偏移が少ないAGNダストRMの詳細な調査における2$\mu$mの光度曲線。親サンプルの7,384個のクエーサーのコンパイルされた光学およびMIR光度曲線は、この作業で公開されます。
Hickson Compact Groupsの銀河の光度関数における$ -12 $のマグの低下
| Title |
The_$-12$_mag_dip_in_the_galaxy_luminosity_function_of_Hickson_Compact_Groups |
| Authors |
Hitomi_Yamanoi,_Masafumi_Yagi,_Yutaka_Komiyama_and_Jin_Koda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02493 |
SubaruHyperSuprime-Camからの画像データを使用して、4つのヒクソンコンパクトグループの銀河光度関数（LF）を示します。$M_g\sim-12$ですべてのLFのかすかな端に明確なディップが現れました。同様のディップは、銀河クラスターのComaとCentaurusのLFでも観察されました。ただし、おとめ座、ハイドラ、およびフィールドのLFの傾斜はより平坦で、ディップはありませんでした。銀河間の相対速度はクラスターよりもコンパクトなグループの方が低いため、コンパクトなグループでは銀河と銀河の相互作用の影響がより大きくなります。コンパクトグループの$M_g\sim-12$ディップは、頻繁な銀河と銀河の相互作用が銀河の進化に影響を及ぼし、LFのディップが異なる銀河集団間の境界になる可能性があることを意味します。
低表面輝度銀河における完全流体としての暗黒物質
暗黒物質が完全な流体である場合、状態方程式を使用すると、静的で球対称の時空の密度プロファイルを取得できます。状態方程式がスケーリング変換から独立している場合、その低次の近似は自然に特殊なケースにつながる可能性があります。つまり、$p=\zeta\rho+2\epsilonV_{rot}^{2}\rho$、ただし$p$と$\rho$は圧力と密度、$V_{rot}$は銀河の回転速度、$\zeta$と$\epsilon$は正の定数です。次に、この状態方程式を使用して、暗黒物質ハローの質量密度プロファイルを導出します。$\epsilon$が約$0.15$の場合、擬似等温ハローモデルに類似したプロファイルを取得できます。低表面輝度（LSB）銀河の観測された回転曲線に完全に適合できます。$\zeta=0$の場合、ブラックホールを囲む非常に外側の領域にべき乗則密度が存在し、そのべき指数は$-\frac{1+4\epsilon}{4\epsilon}$です。$\zeta\rho$という用語は、一定密度のコアにつながる可能性があります。
中間赤方偏移のクエーサーは特別ではありません。彼らはしばしば衛星です
| Title |
Quasars_at_intermediate_redshift_are_not_special;_but_they_are_often_satellites |
| Authors |
Shadab_Alam,_Nicholas_P._Ross,_Sarah_Eftekharzadeh,_John_A._Peacock,_Johan_Comparat,_Adam_D._Myers,_and_Ashley_J._Ross |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02612 |
銀河の中心にある超大質量ブラックホール（SMBH）の活動とそれらのホストの暗黒物質ハローとの関連を理解することは、現代の天体物理学における重要な問題です。SDSS-IVeBOSSの最後のデータリリースは、銀河とQSOの現代最大の分光学的サンプルを提供します。このサンプルを使用し、赤方偏移の間隔$z=0.7-1.1$をカバーして、eBOSSQSO、輝線銀河（ELG）、および発光赤銀河（LRG）のクラスター化特性を測定しました。また、銀河の母集団によって定義された密度の関数として、QSOの割合を測定しました。これらの測定値を使用して、QSOがどのようにして銀河の母集団をサンプリングするか、およびQSOのホスト暗黒物質ハローが基礎となるハロー分布をどのようにサンプリングするかを調査します。QSOをホストする銀河の確率は、銀河のホスト暗黒物質ハロー質量とは無関係であることがわかります。また、eBOSSQSOの約60\％がLRGによってホストされ、QSOの約20-40％が衛星銀河によってホストされていることもわかりました。中央銀河よりも衛星銀河の方が、QSOがわずかに優先されます。これは、さまざまなタイプの銀河のホストハロー質量分布に関連しています。私たちの分析に基づいて、QSOはハローの非常に広い分布によってホストされるべきであり、それらの発生は銀河形成プロセスの効率によってのみ変調されるべきです。
円盤銀河における分子雲の乱流駆動パラメーター
超音速乱流は、銀河における分子雲や星の形成の際に極めて重要な役割を果たします。ただし、速度場における圧縮モードとソレノイドモードの割合が時間とともにどのように変化するか、またそれが分子雲または銀河環境の特性にどのように依存するかについてはほとんどわかっていません。この研究では、円盤銀河の電磁流体シミュレーションを実行し、雲の集団の乱流駆動パラメーターの時間発展を研究します。時間平均乱流駆動パラメーターは、銀河内の雲の位置に影響されないことがわかります。アンサンブル平均化された駆動パラメーターは、$b\sim0.5-0.7$でかなり圧縮的であることがわかり、ほぼ時間に依存しないグローバルな星形成プロパティを示しています。ただし、個々の雲はそれぞれ、非常に変動する駆動パラメーターを示し、これは雲の星形成率に強く影響します。乱流駆動のモードは、ソレノイドから圧縮、またはその逆の両方で、わずか数マイア以内で急速に変化する可能性があることがわかります。これらの変化は、雲の衝突と、環境内の雲または過密との潮汐相互作用によるものです。最後に、流体力学的銀河と最初に強く磁化された銀河の間の平均駆動パラメータに有意差はありません。しかしながら、磁場は、駆動パラメータの全体的な変動を減少させる傾向があります。平均的な運転とその不確実性は、太陽近傍雲の乱流運転モードに対する最近の制約と一致していると見られています。
ユークリッドの準備：VIII。色-赤方偏移関係調査の完全なキャリブレーション：VLT / KMOSの観測とデータ公開
| Title |
Euclid_preparation:_VIII._The_Complete_Calibration_of_the_Colour-Redshift_Relation_survey:_VLT/KMOS_observations_and_data_release |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_V.Guglielmo,_R.Saglia,_F.J.Castander,_A.Galametz,_S.Paltani,_R.Bender,_M.Bolzonella,_P.Capak,_O.Ilbert,_D.C.Masters,_D.Stern,_S.Andreon,_N.Auricchio,_A.Balaguera-Antol\'inez,_M.Baldi,_S.Bardelli,_A.Biviano,_C.Bodendorf,_D.Bonino,_E.Bozzo,_E.Branchini,_S.Brau-Nogue,_M.Brescia,_C.Burigana,_R.A.Cabanac,_S.Camera,_V.Capobianco,_A.Cappi,_C.Carbone,_J.Carretero,_C.S.Carvalho,_R.Casas,_S.Casas,_M.Castellano,_G.Castignani,_S.Cavuoti,_A.Cimatti,_R.Cledassou,_C.Colodro-Conde,_G.Congedo,_C.J.Conselice,_L.Conversi,_Y.Copin,_L.Corcione,_A.Costille,_J.Coupon,_H.M.Courtois,_M.Cropper,_A.Da_Silva,_S.de_la_Torre,_D.Di_Ferdinando,_F.Dubath,_C.A.J.Duncan,_X.Dupac,_S.Dusini,_M.Fabricius,_S.Farrens,_P.G.Ferreira,_S.Fotopoulou,_M.Frailis,_E.Franceschi,_M.Fumana,_S.Galeotta,_B.Garilli,_B.Gillis,_et_al._(82_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02631 |
色-赤方偏移関係調査の完全な校正（C3R2）は、銀河の色-赤方偏移関係-P（z|C）をユークリッド深度（i_AB=24.5）に経験的に校正するように設計されたESOおよびKeck施設を含む分光学的取り組みであり、弱いレンズ効果の宇宙論に基づいて、今後のステージIVダークエネルギーミッションに密接に関連しています。目的は、ユークリッドの弱いレンズ効果のサンプルの銀河をできるだけ代表する分光校正サンプルを作成することです。P（z|C）の現在の知識のギャップを埋めるために分光観測の数を最小化するために、銀河の色空間の自己組織化マップ（SOM）表現が構築されました。ここでは、C3R2のコンテキストで承認されたESO@VLTラージプログラムの最初の結果を示します。これは、2つのVLT光学および近赤外線マルチオブジェクトスペクトログラフ、FORS2およびKMOSを利用します。この論文では、HバンドとKバンドのKMOSスペクトログラフで観測された高z銀河の高品質分光赤方偏移に焦点を当てています。1.3<=z<=2.5の範囲で合計424個の信頼性の高いzが測定され、Hバンドでの合計成功率は60.7％、Kバンドでの32.8％です。新しく決定されたzは、高優先度の空のSOMグリッドセルの55％および低優先度の35％を埋めます。分光学的に確認された銀河のスペクトルから半径1インチの開口部でHalphaフラックスを測定し、それらを星形成率に変換しました。さらに、恒星の質量E（（BV）、合計等級、およびSFR。スペクトルから得られた結果とSEDフィッティングを介して得られた結果を組み合わせ、分光学的障害が弱い星形成銀河（z<1.7、つまりH-バンド）またはz>2銀河の低S/Nスペクトル（Kバンド）。
最初の星の周りの降着円盤における磁場増幅：原始的なIMFへの影響
| Title |
Magnetic_field_amplification_in_accretion_discs_around_the_first_stars:_implications_for_the_primordial_IMF |
| Authors |
Piyush_Sharda,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz_and_Dominik_R._G._Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02678 |
磁場は、現在の分子雲のダイナミクスに重要な役割を果たしています。最近の研究により、磁場は宇宙の最初の星を形成する原始雲にも同様に重要であることが示されています。宇宙スケールの原始磁場の強さはほとんど制約されていませんが、理論モデルでは、弱い宇宙が初期宇宙に存在していたことを強く示唆しています。このような弱い場の増幅が最初の星の周りの降着円盤の進化にどのように影響し、したがって原始初期質量関数（IMF）に影響するかを調べます。一連の3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションを、さまざまな初期フィールド強度と数値分解能で実行します。崩壊中にジーンズのスケールを解決するのに十分な空間分解能のあるシミュレーションでは、いわゆる\textit{小規模の乱流ダイナモ}と\textitの両方が原因で、最初は弱い磁場でも指数関数的に成長して動的に重要になることがわかります{大規模な平均場ダイナモ}。小規模ダイナモアクションのキャプチャは、主にジーンズの長さをどの程度うまく解決できるかに依存しますが、大規模ダイナモのキャプチャは、ジーンズの解像度と最大絶対解像度に依存します。十分な解像度を提供すると、弱いフィールドでさえ強くなり、フラグメンテーションが初期のフィールド強度に強く依存しないことがわかります。ただし、磁場のある実行でのフラグメンテーションは、磁場のないものとは大きく異なります。最初の星の形成中に動的に強い磁場が発生するのは避けられないことであり、これらの磁場は原始的なIMFに大きな影響を与えたと結論付けます。
大規模な銀河が大規模な流出を妨げる
66の3D流体力学シミュレーションのセットは、銀河の恒星の質量が三相のスターバースト駆動の流出にどのように影響するかを探索します。シミュレートされた速度は、2つの基本的な解析モデルと比較されます。重力ポテンシャルを使用する場合（Johnson\＆Axford1971）と使用しない場合（Chevalier\＆Clegg1985）です。恒星の質量$<10^{10}$の太陽質量の場合、シミュレートされた速度は両方の解析モデルの速度と一致し、ポテンシャルの影響を受けません。上記の場合、重力を伴う分析モデルから予想されるように大幅に減少します。重力はまた、総流出量と3つの段階のそれぞれに異なる影響を与えます。ホット、ウォーム、コールドの各フェーズでの流出質量は、それぞれ$\logM_*=$-0.25、-0.97、および-1.70として恒星の質量でスケールします。したがって、一般的に使用されるChevalier\＆Clegg分析モデルは、より大きな質量の銀河に適用されるときに重力を含めるように変更する必要があります。特に、M82を正準銀河として使用して、より大きな質量の銀河からのスターバースト駆動の流出の流体力学的シミュレーションを解釈すると、重力の抑制効果が過小評価されます。Johnson\＆Axfordの解析モデルを現実的な熱効率と質量負荷で使用すると、$\sim10^{11.5}$太陽質量未満の銀河質量のみが流出できることがわかります。
超新星はデボニアン絶滅の引き金となるのか？
| Title |
Supernova_Triggers_for_End-Devonian_Extinctions? |
| Authors |
Brian_D._Fields,_Adrian_L._Melott,_John_Ellis,_Adrienne_F._Ertel,_Brian_J._Fry,_Bruce_S._Lieberman,_Zhenghai_Liu,_Jesse_A._Miller,_Brian_C._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01887 |
デボン紀後期はスペシエーションの低さが長引いた期間であり、生物多様性の低下をもたらし、デボン紀-石炭紀の境界近くで絶滅イベントが発生しました。最近の証拠は、おそらく地球規模の気温上昇が原因で、最終的な消滅イベントが成層圏オゾンの劇的な低下と一致した可能性があることを示しています。ここでは、想定されるオゾン降下の別の考えられる原因を研究します。近くの超新星爆発は、最大$\sim100$kyrの電離放射線を放出できる宇宙線を加速することによって損傷を与える可能性があります。したがって、完全な大量絶滅を引き起こしたであろう「キル距離」をやや超えて、$\sim20\\rmpc$での1つ以上の超新星爆発によって、デボニアン終焉の絶滅が引き起こされたことを提案します近くの超新星は、太陽が存在する銀河の薄い円盤内のクラスターにある巨大な星のコア崩壊によるものと思われます。1つ以上のデボニアンの終末層で長寿命の放射性同位体\sm146、\u235、\pu244のいずれかを検出すると、超新星の起源が確認され、大規模な星のコア崩壊爆発が示され、超新星の元素合成が探査されます。超新星仮説の他の可能なテストについて説明します。
彼女のX-1のサイクロトロンラインの時間進化;新しいASTROSATデータを含む詳細な統計分析
| Title |
Time_Evolution_Of_Cyclotron_Line_of_Her_X-1;_A_Detailed_StatisticalAnalysis_Including_New_ASTROSAT_Data |
| Authors |
S._Bala,_D._Bhattacharya,_R._Staubert,_C._Maitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02015 |
降着型パルサーHerX-1のX線スペクトルにおけるサイクロトロンラインの特徴は、30年以上にわたって観測および監視されてきました。ラインエネルギーは、1995年から2014年の期間にわたってゆっくりとした経年的低下を示し、その後、反転する可能性のある（確認されていない）兆候があります。最近の研究では、ラインエネルギーの時間的変化は、MJD55400（$\pm200）$までの初期の減少の後、平坦化としてモデル化できることが示されています。この作業では、以前のデータのコンテキストでASTROSAT観測の結果を提示し、時間および流束依存性の詳細な研究を通じて一般的な解釈を提供します。ラインエネルギーの変動は上昇傾向をサポートしていませんが、MJD$54487^{+515}_{-469}$までの以前の減少後の報告された平坦化と一致しています。
ニッケルの塊と光度曲線の隆起：外側の噴出物に巨視的な$ ^ {56} $ Niの塊があるモデルの光度曲線とスペクトル
| Title |
Nickel_clumps_and_light_curve_bumps:_Light_curves_and_spectra_of_models_with_macroscopic_$^{56}$Ni_clumps_in_the_outer_ejecta |
| Authors |
M._R._Magee,_K._Maguire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02101 |
Ia型超新星の初期の光度曲線における過剰なフラックスは、いくつかのケースで観察されました。これを説明するために、複数のシナリオが提案されています。最近、少なくとも1つのオブジェクト（SN$〜$2018oh）で観測された過剰な放出は、$\sim$0.03の外部イジェクタ内の$^{56}$Niの大規模な塊の結果である可能性があることが示されています$〜M_{\rm{\odot}}$。さまざまな質量（0.01、0.02、0.03、および0.04$〜M_{\rm{\odot}}$）と形状の$^{56}$Niクランプを含むイジェクタプロファイルのモデルの光度曲線とスペクトルを示します。最も低い質量の$^{56}$Niの塊であっても、$^{56}$Niがないモデルと比較して、爆発後1日でボロメータの光度曲線に$\gtrsim$2の大きさが増加することがわかります塊。$^{56}$Niクランプがあるモデルのカラー展開は、ないモデルと大幅に異なり、いくつかの二重爆発爆発モデルと同様の色反転を示します。さらに、$^{56}$Niクランプモデルのスペクトルは、$\sim$3$〜$700$-$4$〜$000$〜$Angの間のフラックスの強い抑制を示しています。最大光に近いのは、このクラスのモデルの一般的な機能のようです。モデルをSNe$〜$2017cbvおよび2018ohの観測値と比較すると、0.02$-$0.04$〜M_{\rm{\odot}}$の$^{56}$Niクランプが初期の形状と一致できることを示しています軽いカーブの隆起ですが、色とスペクトルの進化は一致していません。これは、フラックス過剰の別の原因が必要であることを示します。さらに、既存の爆発シナリオに基づいて、追加の短命の放射性物質の存在なしに、光度曲線の形状に合わせるために必要に応じて、外側の噴出物に大規模で巨視的な$^{56}$Ni塊を生成することが証明される場合があります。挑戦。光の曲線に隆起を生成するために必要なのは、外側のイジェクタの$^{56}$Niがほんの少しであることを考えると、外側のイジェクタにそのような大きな塊が発生したとしても、それはまれです。
非常に大きなアレイを持つホスト銀河に関連する遠方の高速無線バースト
| Title |
A_Distant_Fast_Radio_Burst_Associated_to_its_Host_Galaxy_with_the_Very_Large_Array |
| Authors |
C._J._Law_(1),_B._J._Butler_(2),_J._X._Prochaska_(3,4),_B._Zackay_(5),_S._Burke-Spolaor_(6),_A._Mannings_(3),_N._Tejos_(7),_A._Josephy_(8),_B._Andersen_(8),_P._Chawla_(8),_K._E._Heintz_(9),_K._Aggarwal_(6),_G._C._Bower_(10),_P._B._Demorest_(2),_C._D._Kilpatrick_(3),_T._J._W._Lazio_(11),_J._Linford_(2),_R._Mckinven_(12),_S._Tendulkar_(8),_S._Simha_(3)_(1:_Caltech,_2:_NRAO,_3:_UCO/UCSC,_4:_IPMU,_5:_IAS,_6:_WVU/GWAC,_7:_PUC-Valparaiso,_8:_McGill/MSI,_9:_U._Iceland,_10:_ASIAA,_11:_JPL/Caltech,_12:_Toronto/Dunlap) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02155 |
KarlG.Jansky超大型アレイと超高速検索システムを使用した新しい高速ラジオバーストの発見とサブアークセカンドローカリゼーションを紹介します。FRBは、2019年6月14日に959pc/cm3の分散測定値で発見されました。これは、ローカライズされたFRBの中で最も高いDMであり、その測定されたバーストフルエンスは0.6Jymsで、他のほとんどすべてのFRBよりも小さくなっています。15時間のVLA観測と153時間のCHIME/FRB観測で、ソースが繰り返されることは検出されません。イベントの重要性とローカリゼーションの精度を検証するために使用した一連の統計的およびデータ品質テストについて説明します。KeckとGeminiによる追跡光学/赤外線測光は、FRBを$\rm{r}\sim23$等級の銀河のペアに関連付けます。ホスト銀河に関連するこの重要な電波過渡現象の偽警報率は、およそ$3\times10^{-4}\\rm{hr}^{-1}$です。2つの推定上のホスト銀河は、$z_{\rm{phot}}\sim0.6$の同様の測光赤方偏移を持っていますが、色と恒星の質量が異なります。ホスト距離を分散測度によって暗示されるものと比較すると、FRB環境またはホスト銀河に関連する適度な（〜50pc/cm3）電子柱密度が示唆されます。
反復および非反復FRBソースの真の割合について
観測上、高速無線バースト（FRB）は、反復するものと、明らかに反復しないもの（1回限り）に分割できます。すべてのFRBが繰り返されるかどうか、また本物の非繰り返しFRBがあるかどうかは不明です。モンテカルロシミュレーションを使用して、これらの質問に対処しようとします。非反復ソースの累積数が反復ソースの総数に匹敵するパラメーター$T_c$を定義します。これは、FRB間の固有のリピーター部分を示すのに適したプロキシです。両方のタイプのソースが存在すると想定して、リピーターの割合が$T_c$、繰り返し率分布のべき乗則インデックス$q$、最小繰り返し率$r_{を含め、時間とともにどのように変化するかを調査します。\rm0、min}$、および反復バーストのワイブル分布指数$k$。$T_c\rightarrow\infty$（つまり、本物の非反復FRBソースがない場合）を除いて、観察されるリピーターの割合は、時間とともに最初に増加し、ピークに達してから減少することがわかります。ピーク時間$T_p$およびピーク部分$F_{\rmr、obs、p}$は、$T_c$および他の繰り返し率パラメーターに依存します。現在のデータでは、妥当なパラメータ値に対して、下限$T_c>（0.5-25）$dを課すことができます。CHIMEなどの広視野電波望遠鏡を使用したFRBの将来の継続的な監視では、$T_c$のより厳しい下限を測定または設定します。観察されたリピーター部分のピークの検出は、「すべてのFRBソースが繰り返す」という仮説を嫌います。
温度が40000K未満の拡張大気のモデリング
| Title |
Modeling_of_extended_atmospheres_with_temperatures_below_40000K |
| Authors |
A._Kostenkov,_A._Vinokurov,_Y._Solovyeva,_K._Atapin_and_S._Fabrika |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02406 |
12000〜40000Kの範囲の温度と$10^{-6}-10^{-4}M_{\odot}$yr$^{-1}$の質量損失率を持つ拡張恒星大気のモデルを計算します。明るい青色の変数（LBV）、FeII-輝線の星、Of/late-WNの星、および超明るいX線源（ULX）のような、発光スペクトルを持つ多数のオブジェクトは、多くの場合、この範囲の有効温度を持っています。紙は、水素、He、Si、Feの選択された線の等価幅図の形でモデルグリッドを計算した結果と、計算されたモデルを使用したいくつかの放出オブジェクトの研究結果を示しています。
超高速パルサーとして質量$（2.50-2.67）$ M $ _ {\ odot} $を持つGW190814の二次成分
StergioulasのRNSコードを使用して、核物理学と宇宙物理学の両方からのすべての既知の制約を満たす高密度EOSパラメータ空間の因果関係面（音速が光速と等しい）の状態方程式（EOS）で高速パルサーを調査します。GW190814の質量$（2.50-2.67）$M$_{\odot}$の二次成分は、ケプラー周波数より約42\％低い971Hzを超える超高速パルサーである可能性があることを示しています。2.50M$_{\odot}$よりも重いパルサーが核対称エネルギーの高密度の挙動に強く依存する臨界周波数でさらに高速に回転できる場合、因果関係サーフェスの下に物理的に許可された大きなEOSパラメータスペースがあります。。
三軸変形した自由歳差運動中性子星：連続的な電磁放射と重力放射
| Title |
Triaxially-deformed_Freely-precessing_Neutron_Stars:_Continuous_electromagnetic_and_gravitational_radiation |
| Authors |
Yong_Gao,_Lijing_Shao,_Rui_Xu,_Ling_Sun,_Chang_Liu,_Ren-Xin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02528 |
中性子星（NS）の形状は、その内部構造と核上物質の状態方程式に密接に関連しています。天の川の中で急速に回転する非対称なNSは自由歳差運動を行うため、マルチメッセンジャー観測の潜在的なソースになります。自由歳差運動は、（i）地上ベースのGW検出器のキロヘルツ帯の連続重力波（GW）のスペクトル、および（ii）NSがラジオおよび/またはX線望遠鏡。以前の研究を拡張し、解析的および数値的アプローチを用いて、3軸変形したNSの自由歳差運動を詳細に調査します。特に、関連する連続GWとパルス信号が導出されます。継続的なGWの明示的な例と、時間ドメインと周波数ドメインの両方のタイミング残差が示されています。これらの結果は、可能な限り科学的な意味を抽出するために、3軸変形した自由歳差運動のNSの将来のマルチメッセンジャー観察に使用する準備ができています。
回転する星の周囲の真空電磁場の一般解
| Title |
General_solution_for_the_vacuum_electromagnetic_field_in_the_surroundings_of_a_rotating_star |
| Authors |
S._Bonazzola_(LUTH_(UMR\_8102)),_F._Mottez_(LUTH_(UMR\_8102)),_J._Heyvaerts_(ObAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02539 |
ねらい。パルサーとマグネターの最近の多くの観測は、多極電磁場をもつ中性子星（NS）の観点から解釈できます。最初の近似として、回転星の環境でプラズマが奪われた場合の環境における多極磁場と電場を調べます。メソッド。回転する星の伝導面上の特定の磁場に対する真空中の電磁場の多極展開を計算します。次に、パルサーの多極子場のいくつかの結果を検討します。結果。ソリューションの明確な形式を提供します。磁場の球面調和関数ごとに、展開には有限数の項が含まれます。多極磁場は、パルスの安定したサブ構造を説明することができ、パルサー磁気圏における電流閉鎖の問題に対する解決策を提供します。結論。この計算は、双極子場を持つ真空中で回転星の広く使用されているモデルを一般化します。これは、任意の磁場を持つコンパクトな星、たとえば中性子星の電磁環境の最初の近似として特に役立ちます。
合併と降着ショックの衝突：ペルセウス座クラスターにおけるMpcスケールの接触不連続の形成
| Title |
Collision_of_Merger_and_Accretion_Shocks:_Formation_of_Mpc-scale_Contact_Discontinuity_in_the_Perseus_Cluster |
| Authors |
Congyao_Zhang,_Eugene_Churazov,_Klaus_Dolag,_William_R._Forman,_Irina_Zhuravleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02551 |
ペルセウス団の周辺のXMM-NewtonとSuzakuのX線観測で、2つのMpcサイズの接触の不連続が最近確認されました（Walkeretal。2020）。これらの構造は、暫定的に「スロッシングコールドフロント」と解釈されており、これは通常、合併によって摂動されたクラスターガスの差動運動に関連付けられています。この研究では、別のシナリオを検討します。つまり、クラスタービリアル半径の近くで最も顕著な不連続性は、降着ショックと「暴走」合併ショックの間の衝突の結果であるということです。また、約1.2Mpcでの2番目の不連続の考えられる原因についても説明します。
光学的に選択された、隠されたローカルのセイファート銀河のハードルック
| Title |
A_hard_look_at_local,_optically-selected,_obscured_Seyfert_galaxies |
| Authors |
E._S._Kammoun,_J._M._Miller,_M._Koss,_K._Oh,_A._Zoghbi,_R._F._Mushotzky,_D._Barret,_E._Behar,_W._N._Brandt,_L._W._Brenneman,_J._S._Kaastra,_A._M._Lohfink,_D._Proga,_D._Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02616 |
CfAセイファートサンプルから抽出された、ローカルユニバース（$d\leq175$〜Mpc）内の光学的に選択された19の覆い隠されたセイファート銀河（Sy1.8、1.9、2）のサンプルのX線スペクトルを調べます。私たちの分析は、XMM-Newton、Chandra、Suzaku、およびSwift/XRTを使用した軟X線スペクトルと相まって、硬X線におけるNuSTARの高感度によって駆動されます。また、これらの光源の光学スペクトルを分析して、正確な質量推定値とエディントン分数を取得します。4つの異なるモデルを使用して、これらの線源のX線スペクトルを分析します。これらはすべて一貫した結果になります。79〜90％のソースが見通し内の列密度$N_{\rmH}>10^{23}〜\rmcm^{-2}$で非常に不明瞭であることがわかります。また、コンプトンの厚い（$N_{\rmH}>10^{24}〜\rmcm^{-2}$）の部分は$37-53$％です。これらの結果は、多波長分析に基づく以前の推定と一致しています。再処理された固有発光への割合は$N_{\rmH}$と正の相関があり、固有の非吸収X線光度と負の相関がある（岩沢-谷口効果と一致する）ことがわかります。私たちの結果は、放射圧が核周囲物質の分布を調節しているという仮説を支持しています。
回転する回転楕円体におけるディラックスピノルの散乱
| Title |
The_Scattering_of_Dirac_Spinors_in_Rotating_Spheroids |
| Authors |
Zhi_Fu_Gao_(Xinjiang_Astronomical_Observatory,_CAS,_150,_Science_1-Street,_Urumqi,_Xinjiang,_830011,_China),_Ci_Xing_Chen_(Department_of_Astronomy,_University_of_Sciences_and_Technology_of_China,_CAS,_Hefei_230026,_China)_and_Na_Wang_(Xinjiang_Astronomical_Observatory,_CAS,_150,_Science_1-Street,_Urumqi,_Xinjiang,_830011,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02685 |
宇宙には回転楕円体である星がたくさんあり、それらを研究することは非常に重要です。ニュートンの時代以来、多くの天文学者や物理学者がオイラー流体力学方程式から導出されたモーメント方程式を検討することにより、星の重力特性を研究してきました。この論文では、ディラック方程式のスピノルの散乱を研究し、特に回転するマクローリン回転楕円体の限界の場合の散乱問題を調査します。最初に回転楕円体星のメトリックを与え、次にこのメトリックの下でディラック方程式を書き、最後にディラック方程式に散乱解を導き、微分散乱断面積、$\sigma$、および恒星物質密度の間の関係を確立します。、$\mu$。$\mu$の変化に対する$\sigma$の感度は、密度$\mu$に比例することがわかります。弱い重力場と一定の質量密度のため、私たちの結果は妥当です。結果は、それらの重力場がニュートン近似で扱うことができるほど弱く、流体が非圧縮性であると想定される限り、白色矮星、主系列星、赤い巨星、超巨星などに適用できます。星の物質密度をその平均密度とし、星はコンパクトではないことに注意してください。明らかに、私たちの結果は中性子星やブラックホールの研究には使用できません。特に、私たちの結果は、平均的な密度が約$10^{5}-10^{6}$\、g〜cm$^{-3}$である白色矮星に適しています。$0.21-0.61M_{\bigodot}$と約$6000-10000$\、kmの範囲の半径。
コンパクトなバイナリー合併からの残余ブラックホールの質量、スピンおよび回転エネルギー
最近、コンパクトなバイナリマージからの多くの重力波イベントがLIGOによって検出されました。残余のブラックホール（RBH）の最終的な質量とスピンを決定することは、基本的な問題であり、天体物理学でも重要です。この論文では、コンパクトなバイナリマージャーからRBHの最終的な質量とスピンを予測するための統合モデルが提案されています。モデルは、対象のパラメーター範囲内で良好な精度を実現します。さらに、RBHの回転エネルギーも調査されます。これは、合併の電磁対応物に関連しています。コンパクトバイナリのさまざまなタイプのマージャーからのRBHの回転エネルギーの分布には、マージャーに関連する電磁対応物を識別するのに役立つ独自の特性があることがわかります。
中性子星における乱流のピン止めされた超流動体とパルサーグリッチの回復
パルサーグリッチは、中性子星の高密度内部における超流体のダイナミクスへの洞察を提供します。ただし、これらの現象をモデル化するには、ピン止め格子内を移動する超流動渦の乱流配列のダイナミクスを理解する必要があります。この論文では、ピン止めされた、乱流で回転する超流動体における渦を介した相互摩擦を説明する理論的アプローチを開発します。次に、私たちのモデルをVelaパルサーおよびPSRJ0537-6910のグリッチ後の回転進化の研究に適用します。どちらの場合も、乱流モデルが層流モデルよりもスピン周波数微分の進化によく適合することを示します。また、グリッチ後の周波数の2次導関数は、前のグリッチからの待機時間と相関する必要があることも予測しています。これは、これらのパルサーの観測データと一致していることがわかります。この論文の主な結論は、これらの2つのパルサーのグリッチ後の回転進化では、通常の星のピン止めされた乱流領域（おそらく地殻）のグリッチへの応答を観察していることであり、通常の層流応答ではないということです。直線渦配列。
SITELLEを使用したNGC 6946での超新星光エコーの検索
その10の現代の超新星からの超新星光エコーを検索するために取得したカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のSITELLEイメージングフーリエ変換分光計によるNGC6946の4時間の分光観測の分析を提示します。私たちは新しい分光学的探索法を開発します。狭帯域SN3フィルターの負に傾斜した連続体を、H$\alpha$ラインの非常に広がったP-Cygniプロファイルの候補として識別します。過去100年間にNGC6946で観測された10個の超新星のいずれかからの光エコーを探すことにより、方法論をテストします。調査表面の明るさの制限である1$\times$10$^{-15}$erg/s/cm$^2$/arcsec$^2$を超える光エコーの形跡はありません。
1D GRPICシミュレーションを使用したカーブラックホール周辺の磁気圏ギャップの包括的な分析
| Title |
Comprehensive_analysis_of_magnetospheric_gaps_around_Kerr_black_holes_using_1D_GRPIC_simulations |
| Authors |
Shota_Kisaka,_Amir_Levinson,_Kenji_Toma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02838 |
火花ギャップは、アクティブなブラックホール（BH）磁気圏におけるプラズマの発生源である可能性があります。この論文では、広範囲の条件に対して、以前の研究よりも実行時間が長い、逆コンプトン散乱とペア生成の現実的な扱いを伴う、飢餓状態のBH磁気圏の1D一般相対論的パーティクルインセルシミュレーションの結果を示します。と異なるセットアップ。最初の放電に続いて、システムは、周囲の放射線場のスペクトル形状と光度に応じて、真空状態を回復するか、準周期的振動の状態に到達するまで、長時間にわたって徐々に進化します。全体的な磁気圏電流が負の場合、ヌルチャージサーフェスの近くで振動が発生し、正の場合、シミュレーションボックスの境界の近くで振動が発生します。それらの振幅とギャップから放出されるTeV光子の結果としての光度は、条件に敏感に依存します。ここで検討したケースでは、TeV光度とBlandford-Znajekパワーの比は$10^{-5}$から$10^{-2}$の範囲であり、ディスク放出の穏やかな変化によって強いフレアが生成される可能性があることを示唆しています。また、セルあたりの初期粒子数（PPC）に対するソリューションの依存性を調べたところ、調査したケースではPPCの収束が約50であることがわかりました。PPC値が低い場合、ペアの多重度は人為的に高くなり、解に大きな影響を与えます。
分散測定：混乱、定数、明快さ
分散測定（DM）は、無線パルサーと高速無線バースト（FRB）の主要な属性の1つです。DMは、観測者とソースの間の電子のカラム密度の正確な測定値であるという誤った見方があります。まず、DMは、真の列密度とは異なり、ローレンツ不変量ではありません。次に、DMにはイオンからの寄与も含まれ、介在する雲の中のプラズマの温度に敏感です。これとは別に、主な観測可能変数は分散スロープ$\mathcal{D}\equiv\Delta{（t）}/\Delta{（\nu^{-2}}）$です。ここで、$t（\nu）$は頻度での到着時間、$\nu$。$\mathcal{D}$をDMに変換するには、物理定数と天文定数で構成される倍率が必要です。パルサー天文学の初期には、関連する定数は100万分の1（ppm）に定義されていました。その結果、この換算係数が修正されるという決まりが生じました。時間が経つにつれて、いくつかのそのような規則が生じました-混乱のレシピ。一方、過去数年にわたって、SIシステムは再構築され、パーセクは正確に定義されています。その結果、現在の変換係数の精度は10億分の1を下回り、$\mathcal{D}$の最良の測定誤差よりも桁違いに優れています。現在、プライマリ「オブザーバブル」であるDMのスケーリング係数が正しくない、厄介な状況にあります。これらの2つの懸念に対処するために、天文学者が主な測定値$\mathcal{D}$（$10^{15}\、$Hzの推奨正規化を使用）を報告し、DMは報告しないことを提案します。興味のあるユーザーは、パルサータイミングコミュニティの秘密のハンドシェイクを知る必要なく、$\mathcal{D}$をDMに変換できます。
| Title |
Wind-powered_afterglows_of_gamma-ray_bursts:_flares,_plateaus_and_steep_decays |
| Authors |
Yonggang_Luo_(Purdue_University),_Maxim_Lyutikov_(Purdue_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02889 |
ガンマ線バーストの残光は、フレア、プラトー、および突然の強度低下を示すことがよくあります。これらの一時的な特徴は、前方衝撃によるものであると説明することは困難です。初期のGRB残光の放射特性を、長期持続する中央エンジンによって生成される超相対論的（パルサーのような）風で伝播する逆衝撃（RS）からの主要な寄与で計算します。RS放射は高速冷却領域で発生します。これにより、高い放射効率が保証され、高速の強度変動が可能になります。次のことを実証します。（i）$\sim10^{46}$ergs$^{-1}$のオーダーの穏やかな風力は、残光のプラトーフェーズを再現できます。（ii）風の停止は、突然の急激な減衰を引き起こす可能性があります。（iii）風の明るさの穏やかな変化は、短時間の残光フレアを生成する可能性があります。
XMM-Newtonの不測の調査IX。 4番目のXMM-Newton偶然のソースカタログ
| Title |
The_XMM-Newton_serendipitous_survey_IX._The_fourth_XMM-Newton_serendipitous_source_catalogue |
| Authors |
N._A._Webb,_M._Coriat,_I._Traulsen,_J._Ballet,_C._Motch,_F._J._Carrera,_F._Koliopanos,_J._Authier,_I._de_la_Calle,_M._T._Ceballos,_E._Colomo,_D._Chuard,_M._Freyberg,_T._Garcia,_M._Kolehmainen,_G._Lamer,_D._Lin,_P._Maggi,_L._Michel,_C._G._Page,_M._J._Page,_J._V._Perea-Calderon,_F.-X._Pineau,_P._Rodriguez,_S.R._Rosen,_M._Santos_Lleo,_R._D._Saxton,_A._Schwope,_L._Tom\'as,_M._G._Watson,_and_A._Zakardjian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02899 |
空の調査では、空の広範な領域に関する膨大な量のデータが生成されます。この情報にアクセスする最も簡単な方法は、標準化されたデータ製品のカタログを使用することです。{\emXMM-Newton}は、X線、紫外線、および光学バンドで20年間空を調査してきました。{\emXMM-Newton}SurveyScienceCenterは、偶然のX線の空へのアクセスを容易にするために、標準化されたデータ製品とカタログを作成しています。改良されたキャリブレーションと強化されたソフトウェアを使用して、14041{\emXMM-Newton}X線観測をすべて削減しました。そのうち11204観測には少なくとも1つの検出データが含まれ、これらの新しい高品質バージョンを作成しました{\emXMM-Newton}の偶然のソースカタログ、4XMM-DR9。4XMM-DR9には810795の検出が含まれており、検出の重要度は3$\sigma$で、そのうちの550124は1152度$^{2}$（2.85\％）の空をカバーする一意のソースです。4XMM-DR9をフィルタリングして、少なくとも5つの$\sigma$検出有意性を持つ最もクリーンなソースのみを保持すると、433612検出されます。これらの検出のうち、99.6\％にはパイルアップがありません。さらに、各検出に関する情報の336列が画像とともに提供されます。ソース検出の品質は、以前のバージョンのカタログと比較して大幅に改善されていることが示されています。スペクトルと光度曲線は、288000以上の最も明るい光源（すべての検出の36\％）でも利用できます。
ヴェラパルサーの小さな不具合やその他の回転の不規則性
| Title |
Small_glitches_and_other_rotational_irregularities_of_the_Vela_pulsar |
| Authors |
C._M._Espinoza,_D._Antonopoulou,_R._Dodson,_M._Stepanova,_A._Scherer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02921 |
グリッチは、中性子星の回転速度$\nu$の突然の加速であり、星の地殻とコア内部の中性子超流動体によって駆動されると考えられています。それらは幅広い現象論を示し、その振幅$\Delta\nu$は6桁を超えます。Velaパルサーの21個の既知のグリッチは、観測された最大のグリッチ（通常は$\Delta\nu/\nu\sim10^{-6}$）の1つであり、非常に類似した特性を持っています。ベラパルサーの小振幅回転変化の母集団を調査し、発生率とその最小グリッチのサイズを決定します。マウントプレザントラジオ天文台によって1981年から2005年にかけて撮影されたヴェラパルサーのハイケイデンス観測を使用します。スピン頻度$\nu$やスピンダウンレート$\dot{\nu}$の大幅な変化がいつでも発生するかどうかを調査する自動化された体系的な検索が実行されました。私たちの調査では、すべての可能な署名（つまり、$\Delta\nu$と$\Delta\dot{\nu}$記号の組み合わせ）の多数のイベントが明らかになり、通常は$|\Delta\nu|/\nu<10^{-9}$、これはVelaのタイミングノイズの原因となります。また、これまでに報告されていない2つのグリッチが見つかり、それぞれのサイズ$\Delta\nu/\nu$は$（5.55\pm0.03）\times10^{-9}$と$（38\pm4）\times10です。^{-9}$。後者のグリッチの後には、$\sim30$dの特徴的なタイムスケールを持つ指数のような回復が続きます。ヴェラパルサーは、他の多くのグリッチパルサーに比べて、小さなグリッチが不足しています。これは、観測バイアスの結果ではなく、本物のように見えます。典型的なグリッチに加えて、パルサーのスムーズなスピンダウンは、$\nu$、$\dot{\nu}$またはその両方のステップ状の変化によって部分的に特徴付けられるほぼ連続的なアクティビティによっても影響を受けます。
XMM-Newtonの不測の調査。 X：重複するXMM-Newton観測とその長期的な変数コンテンツからの2番目のソースカタログ
| Title |
The_XMM-Newton_serendipitous_survey._X:_The_second_source_catalogue_from_overlapping_XMM-Newton_observations_and_its_long-term_variable_content |
| Authors |
I._Traulsen,_A._D._Schwope,_G._Lamer,_J._Ballet,_F._J._Carrera,_M._T._Ceballos,_M._Coriat,_M._J._Freyberg,_F._Koliopanos,_J._Kurpas,_L._Michel,_C._Motch,_M._J._Page,_M._G._Watson,_N._A._Webb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02932 |
XMM-ニュートン調査サイエンスセンターコンソーシアム（SSC）は、サイエンスオペレーションセンターと密接に連携してソフトウェアを開発し、すべてのXMM-ニュートン観測のパイプライン分析を実行します。発売20周年を記念して、SSCは第4世代の偶発的なソースカタログである4XMMをまとめました。ここで説明するカタログ、4XMM-DR9sは、XMM-Newtonによって複数回観測された空の領域を探索します。これは、グループ（「スタック」）にバンドルされた、重複する観測の同時ソース検出から構築されました。スタッキングにより感度が向上し、新たに検出された光源とより適切な制約された光源パラメーターが得られ、長期的な明るさの変化が明らかになります。新規機能として、事前に位置補正を適用しました。すべてのフィルターと適切なカメラ設定での観察が含まれています。バックグラウンドが高い露出は破棄されました。これは、各機器構成でのすべての露出の統計分析を通じて決定されました。線源検出で使用されるX線背景マップは、新しく決定されたパラメーターを使用した適応平滑化によってモデル化されました。線源フラックスは、線源が個々の観測で検出可能かどうかに関係なく、すべての寄与する観測に対して導出されました。空の300平方度を繰り返しカバーする6,604の観測に貢献する1,329スタックから、4XMM-DR9は288,191個のソースをリストします。そのうち218,283頭が数回観察されました。ほとんどのスタックは2つの観測で構成され、最大の観測は352を構成します。線源の観測の数は1〜40です。X線画像、長期光度曲線、光学所見チャートなどの補助的な製品も公開されています。4XMM-DR9sは、XMM-Newtonによって発見されたX線源の長期変動を調査するための主要なリソースと見なされています。新しい公開観測を含む定期的な増分リリースが計画されています。
| Title |
Dalek_--_a_deep-learning_emulator_for_TARDIS |
| Authors |
Wolfgang_E._Kerzendorf,_Christian_Vogl,_Johannes_Buchner,_Gabriella_Contardo,_Marc_Williamson,_Patrick_van_der_Smagt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01868 |
超新星スペクトル時系列には、これらのエネルギー事象の前駆細胞と爆発過程に関する豊富な情報が含まれています。これらのデータのモデリングには、高価な放射伝達コードによる非常に高次元の事後確率の調査が必要です。超新星の控えめなパラメーター化でも10を超えるパラメーターが含まれ、詳細な探索には少なくとも数百万の関数評価が必要です。物理的に現実的なモデルでは、評価ごとに少なくとも数十分のCPU分を必要とし、爆発の詳細な再構築を従来の方法論の範囲から外します。ニューラルネットワークのトレーニング用に広く利用可能なライブラリの出現により、ほぼ任意の関数を高精度で近似する能力が組み合わされ、この問題への新しいアプローチが可能になります。放射伝達モデル自体を評価する代わりに、シミュレーションでトレーニングされたニューラルネットワークプロキシを構築できますが、桁違いに速く評価できます。このようなフレームワークは、エミュレーターまたはサロゲートモデルと呼ばれます。この作業では、タイプIa超新星スペクトルに適用されるTARDIS超新星放射伝達コードのエミュレーターを示します。10万スペクトルの適度なトレーニングセット（最新のスーパーコンピューターで簡単に計算可能）が与えられた場合、この問題のエミュレーターをトレーニングできることを示します。結果は、パーセントレベルの精度（エミュレーターではなく、TARDISのモンテカルロの性質によって支配される）が数桁のスピードアップで正確であることを示しています。この方法には、より広範なアプリケーションのセットがあり、提示された問題に限定されません。
人間の健康、環境、恒星の可視性に対する光害の影響を制限
| Title |
Limiting_the_impact_of_light_pollution_on_human_health,_environment_and_stellar_visibility |
| Authors |
Fabio_Falchi,_Pierantonio_Cinzano,_Christopher_D._Elvidge,_David_M.Keith,_Abraham_Haim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02063 |
光害は、環境破壊の最も急速に増加しているタイプの1つです。この汚染を制限するために、いくつかの効果的な慣行が定義されています。直接上向きの光を防ぐための照明器具のシールド。過度の照明はありません。つまり、タスクに厳密に必要とされるよりも高い照明レベルの使用を避け、必要な場所とタイミングで照明を制限します。それにもかかわらず、配光が最適に制御された後、適切な量の光が使用された場合でも、照明された表面からの反射と大気の散乱により、上方への光放出が残ります。この「残留光汚染」の環境への影響は無視できず、制限する必要もあります。野生生物、人間の健康、恒星の視認性に対するこの残留光汚染の影響を制限する新しい方法を提案します。新しいLEDを含む、外部使用向けの一般的なタイプのランプのスペクトルの分析を行いました。明所視、暗所視、メラトニン抑制バンドにおいて、人間の眼の光受容器のスペクトル応答関数と比較してそれらの発光を評価しました。汚染の量はランプのスペクトル特性に強く依存し、環境に優しいランプは低圧です。ナトリウム、続いて高圧ナトリウム。ほとんどの汚染は、白色LEDのような強い青色発光のランプです。現在広く使用されているナトリウムランプから白色ランプ（メタルハライドとLED）への移行は、同じ明所に設置されたフラックスを想定すると、暗所およびメラトニン抑制バンドで現在のレベルの5倍以上の汚染の増加を引き起こします。この増加は、人間の健康、環境、星空の可視性に対する光害の既知のおよび未知の影響を悪化させます。スペクトル放出に基づいてランプを評価するための定量的基準を提示し、規制の限界を提案します。
サザンラッキーイメージング用の高精度キャリブレーションペア
| Title |
High_Precision_Calibration_Pairs_for_Southern_Lucky_Imaging |
| Authors |
Matthew_B._James,_Graeme_L._White,_Roderick_R._Letchford,_Stephen_Bosi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02181 |
ダブルスターの正確な測定には、機器の正確なキャリブレーションが必要です。ここでは、南天上でほぼ等間隔に配置された、50ペアのリストを示します。これらのペアは、ミリ秒単位で正確な分離と位置角度、およびミリ度レベルを持っています。これらの広角ペアは、ラッキーイメージング観測のキャリブレーションペアとして推奨されます。
ロブスターアイ光学系の多重化：広視野X線モニタリングのコンセプト
| Title |
Multiplexing_lobster-eye_optics:_a_concept_for_wide-field_X-ray_monitoring |
| Authors |
Toru_Tamagawa,_Keisuke_Uchiyama,_Ryota_Otsubo,_Tatsuya_Yuasa,_Yuanhui_Zhou,_Tatehiro_Mihara,_Yuichiro_Ezoe,_Masaki_Numazawa,_Daiki_Ishi,_Aoto_Fukushima,_Hikaru_Suzuki,_Tomoki_Uchino,_Sae_Sakuta,_Kumi_Ishikawa,_Teruaki_Enoto,_Takanori_Sakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02207 |
ロブスターアイ（LE）広視野X線モニターの焦点面イメージャーの数を大幅に削減するために、ロブスターアイ（MuLE）光学系を多重化する概念を提案します。MuLE構成では、LEミラーがいくつかのセグメントに分割され、これらの各セグメントで反射されたX線は、多重構成の単一のイメージセンサーに焦点を合わせます。各LEセグメントが異なる回転角度を想定している場合、LEオプティクスによって点光源から再構成された十字のような画像の方位角回転角度は、X線をイメージャーに集束させる特定のセグメントを識別します。焦点距離が30cmでLEセグメントが10x10cm^2の領域の場合、空の約1srは、36個のLEセグメントと4つのイメージャー（合計領域が10x10cm^2）でカバーできます。9セグメントMuLE構成を評価するために、光線追跡シミュレーションが実行されました。シミュレーションにより、5シグマの検出限界に関連するフラックス（0.5〜2keV）は、持続時間が100秒のトランジェントに対して〜2x10^-10ergcm^-2s^-1（10mCrab）であることがわかりました。シミュレーションは、0.6keVで14〜17mCrabの範囲のフラックスの過渡の方向が99.7％の信頼限界で正しく決定されたことも示しました。MuLE構成は、将来のX線広視野過渡モニタリング用の小型衛星向けの効果的な搭載デバイスになる可能性があると結論付けています。
VLBI20-30：次の10年間の科学的ロードマップ-欧州VLBIネットワークの将来
| Title |
VLBI20-30:_a_scientific_roadmap_for_the_next_decade_--_The_future_of_the_European_VLBI_Network |
| Authors |
Tiziana_Venturi,_Zsolt_Paragi,_Michael_Lindqvist,_Anna_Bartkiewicz,_Rob_Beswick,_Tamara_Bogdanovi\'c,_Walter_Brisken,_Patrick_Charlot,_Francisco_Colomer,_John_Conway,_S\'andor_Frey,_Jos\'e_Carlos_Guirado,_Leonid_Gurvits,_Huib_van_Langevelde,_Andrei_Lobanov,_John_McKean,_Raffaella_Morganti,_Tom_Muxlow,_Miguel_P\'erez-Torres,_Kazi_Rygl,_Robert_Schulz,_Arpad_Szomoru,_Pablo_de_Vicente,_Tao_An,_Guillem_Anglada,_Megan_Argo,_Rebecca_Azulay,_Ilse_van_Bemmel,_Tatiana_Bocanegra,_Biagina_Boccardi,_Paola_Castangia,_James_Chibueze,_Giuseppe_Cim\`o,_Juan-Bautista_Climent,_Roger_Deane,_Adam_Deller,_Richard_Dodson,_Dmitry_Duev,_Sandra_Etoka,_Danielle_Fenech,_Krisztina_Gab\'anyi,_Denise_Gabuzda,_Michael_Garrett,_Marcin_Gawro\'nski,_Giancarlo_Ghirlanda,_Marcello_Giroletti,_Ciriaco_Goddi,_Jose_Luis_G\'omez,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02347 |
このホワイトペーパーでは、VeryLongBaselineInterferometry（VLBI）のサイエンスケースについて説明し、EuropeanVLBINetwork（EVN）のアップグレードパスに関する提案を提供します。EVNは、分散型ベースライン無線干渉計アレイであり、天文学研究の最先端で動作します。最近の結果は、このビジョンドキュメントで概説されている新しい科学の可能性とともに、宇宙の見方を変える新しいエキサイティングな結果を生み出すEVNの可能性を示しています。EVNはe-MERLINとともに、さまざまなベースラインの長さを提供し、微弱な電波源の独自の研究を広範囲の空間スケールで行うことができるようにします。科学の事例は、宇宙論、銀河の形成と進化、活発な銀河核の最内部領域、爆発現象と過渡現象、天の川の星と星のメーザー、天体参照フレームと宇宙の応用など、6つの章で概説されています。このドキュメントは、他のラジオとの相乗効果、およびマルチバンド/マルチメッセンジャー機器の特定で終わり、将来の改善のための推奨事項を提供します。付録では、他の無線VLBIアレイ、EVN開発の技術的フレームワーク、および100GHz未満の天体物理学に関係するスペクトル線の選択について簡単に説明しています。このドキュメントには、非専門家向けの用語集と、末尾に頭字語のリストが含まれています。
結合されたライトガイドによるSiPMの光学的クロストークの低減と、SensL MicroFJ-60035-TSVで実証されたその他の特性の調査
| Title |
Reduction_of_optical_crosstalk_in_SiPMs_due_to_coupled_light_guides_and_investigation_of_other_properties_demonstrated_with_the_SensL_MicroFJ-60035-TSV |
| Authors |
F._Rehbein,_T._Bretz,_R._Alfaro,_J._Audehm,_A._Biland,_G._Do,_M._M._Gonz\'alez,_Y._F._P\'erez-Araujo,_M._Schaufel,_J._Serna-Franco,_I._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02444 |
過去10年間、半導体光センサーは、単一光子分解能、磁場に対する非感受性、高いロバスト性、および低い動作電圧と低コストでの強化された光検出効率を特徴とする多数のアプリケーションで光電子増倍管に取って代わりました。このペーパーでは、タイプSensLMicroFJ-60035-TSVの127シリコン光電子増倍管（SiPM）の公称バイアス電圧でのゲイン、光学クロストーク、およびダークカウント率の測定値を示します。SiPMでは、光学的クロストークにより、単一光子ヒットの多重度が高くなります。この論文は、光学的に結合されたライトガイドがこの確率を大幅に低減することを示しています。測定されたセンサーは、わずか21.5\、\mathrm{mV/K}$の温度で、ブレークダウン電圧の比較的小さい変動を提供します。製造元は、名目上のブレークダウン電圧として$\pm250\、\mathrm{mV/K}$の限定範囲を指定しています。これにより、温度ベースのバイアス電圧補償に大きな労力を費やしたり、個々のブレークダウン電圧を較正したりせずに、小さな系統的誤差のある操作が可能になります。このペーパーは、測定されたセンサーのゲイン分布がデータシートの値と一致していることを証明します。
Line Of Variationsの高密度化による影響監視の改善
情報の量が少なすぎると失敗する可能性がある、影響の監視のためのLineOfVariations（LOV）メソッドを改善するための高密度化アルゴリズムを提案します。LOVメソッドは、1次元のサンプリングを使用して小惑星の不確実性領域を探索します。サンプル軌道の接近は、時間とLOVインデックスによってグループ化され、いわゆるリターンが形成されます。各リターンは、LOVに沿った地球からの距離の極小を検索するために分析されます。問題の非直線性が強いため、分析が成功するのを防ぐことができるほど少ないポイントでリターンが発生します。私たちの高密度化アルゴリズムは、長さが最大3の返品を5ポイントの返品に変換し、元の返品に新しいポイントを適切に追加しようとします。LOVの複雑な進化により、この操作は必ずしも一度にすべてが達成されるわけではありません。この場合、最初の試行から導出されたLOVジオメトリに関する情報は、さらなる試行に利用されます。最後に、特に仮想インパクター検索の完全性について、私たちの方法の適用が影響モニタリング結果に顕著な結果をもたらす可能性があることを示すいくつかの例を示します。
NIKA2 Kinetic Inductance Detectorカメラによる150および260 GHzでのマグネターXTE J1810-197の検出
| Title |
Detection_of_the_magnetar_XTE_J1810-197_at_150_and_260_GHz_with_the_NIKA2_Kinetic_Inductance_Detector_camera |
| Authors |
P._Torne,_J._Mac\'ias-P\'erez,_B._Ladjelate,_A._Ritacco,_M._S\'anchez-Portal,_S._Berta,_G._Paubert,_M._Calvo,_G._Desvignes,_R._Karuppusamy,_S._Navarro,_D._John,_S._S\'anchez,_J._Pe\~nalver,_M._Kramer_and_K._Schuster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02702 |
ミリ波帯と光学波長の間のパルサーの調査は、パルサー信号が微弱であり、センチメートル帯で動作する100mクラスの望遠鏡と比較して利用可能な施設の感度が比較的低いため、困難です。KineticInductanceDetector（KID）テクノロジーは、大きな瞬時帯域幅と高感度を提供します。これにより、短波長での既存の観測所がパルサーと過渡放射を検出する能力を大幅に向上させることができます。KIDでパルサーを検出する可能性を調査するために、スペインのIRAM30m望遠鏡に設置された新しいIRAMKIDsArray-2（NIKA2）カメラで異常なX線パルサーXTEJ1810-197を観察しました。NIKA2のパルサーから、150GHzと260GHzの2つの動作周波数帯域（それぞれ$\lambda$=2.0と1.15mm）で脈動を検出しました。ミリ波帯のKID技術に基づく受信機でパルサーを検出するのは今回が初めてです。さらに、2018年12月に再アクティブ化された後のXTEJ1810-197からの短ミリ波放射の最初の報告であり、260GHzでソースが検出されたのは初めてであり、これにより、スター。
pinta：インドのパルサータイミングアレイ用のuGMRTデータ処理パイプライン
| Title |
pinta:_The_uGMRT_Data_Processing_Pipeline_for_the_Indian_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Abhimanyu_Susobhanan,_Yogesh_Maan,_Bhal_Chandra_Joshi,_T._Prabu,_Shantanu_Desai,_Yashwant_Gupta,_A._Gopakumar,_Neelam_Dhanda_Batra,_Arpita_Choudhary,_Mayuresh_P._Surnis,_Lankeswar_Dey,_Jaikhomba_Singha,_K._Nobleson,_Manjari_Bagchi,_Avishek_Basu,_Suryarao_Bethapudi,_Kishalay_De,_Raghav_Girgaonkar,_M._A._Krishnakumar,_P._K._Manoharan,_Arun_Kumar_Naidu,_Dhruv_Pathak,_Sai_Chaitanya_Susarla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02930 |
インドのパルサータイミングアレイ実験用に開発されたuGMRT生パルサータイミングデータを削減するためのパイプラインであるpintaを紹介します。pintaのワークフローと使用法、およびその計算パフォーマンスとRFI軽減特性の詳細な説明を提供します。さらに、異なるバックエンドモード間の相対時間オフセットを決定するために実行されたキャリブレーション実験の結果と、精密パルサータイミングの実行に重要なuGMRTでの観測周波数設定の正しい解釈についても説明します。
後期型星の表面輝度-色関係の色とクラスへの依存性の正確なキャリブレーション
| Title |
Precise_calibration_of_the_dependence_of_surface_brightness-colour_relations_on_colour_and_class_for_late-type_stars |
| Authors |
A._Salsi,_N._Nardetto,_D._Mourard,_O._Creevey,_D._Huber,_T._R._White,_V._Hocd\'e,_F._Morand,_I.Tallon-Bosc,_C._D._Farrington,_A._Chelli,_G._Duvert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01906 |
表面の輝度と色の関係（SBCR）は、測光観測から恒星の角直径を導き出すために使用されます。それらには、食の連星の距離の決定や、太陽系外惑星のパラメーターの決定など、さまざまな天体物理学的用途があります。ただし、SBCR間の強い不一致は、特に初期型および後期型の星については、依然として文献に存在しています。星のスペクトル型と光度クラスの関数として、新しいSBCRを較正することを目指しています。私たちの目標はまた、基準星の選択に均一な基準を適用し、干渉計最新型ターゲットの網羅的で最新のリストをコンパイルすることを考慮してです。JMMC測定直径カタログ（JMDC）で測定を選択するための基準を実装しました。次に、SBCRの構築に使用される測光測定に追加の基準を適用し、恒星特性診断を行いました。F5/K7-II/III、F5/K7-IV/V、M-II/III、およびMVスター用のSBCRを作成しました。それぞれのRMSは$\sigma_{F_{V}}=0.0022$mag、$\sigma_{F_{V}}=0.0044$等級、$\sigma_{F_{V}}=0.0046$等級、$\sigma_{F_{V}}=0.0038$等級。この結果、角度直径の精度はそれぞれ1.0\％、2.0\％、2.1\％、1.7\％になります。これらの関係は、1から7.5までの大きな$V-K$カラー範囲をカバーしています。私たちの仕事は、SBCRが星のスペクトルタイプと光度クラスに大きく依存していることを示しています。干渉測定の新しいセットを通じて、SBCRのキャリブレーションのために提案された選択基準の重要性を実証します。最後に、サンプルのガイア測光を使用して、1.1\％と2.4\％の間の角度直径の精度で（G-K）SBCRを取得しました。
双極子モードを使用して赤巨星のヘリウムグリッチを抑制する
| Title |
On_using_dipolar_modes_to_constrain_the_helium_glitch_in_red-giant_stars |
| Authors |
G._Dr\'eau_(1_and_6),_M._S._Cunha_(2_and_3),_M._Vrard_(2_and_4),_P._P._Avelino_(2_and_3_and_5)_((1)_Magist\`ere_de_Physique_Fondamentale,_Universit\'e_Paris-Saclay,_(2)_Instituto_de_Astrof\'isica_e_Ci\^encias_do_Espa\c{c}o,_Universidade_do_Porto,_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Birmingham,_(4)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University,_(5)_Departamento_de_F\'isica_e_Astronomia,_Faculdade_de_Ci\^encias,_Universidade_do_Porto,_(6)_LESIA,_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01976 |
宇宙搭載ミッションのCoRoTとKeplerは、赤巨星の多数の混合モードを明らかにしました。これらのモードには、赤巨核に関する豊富な情報が含まれていますが、エンベロープ内の急速な構造変化を制限する場合の用途は限られています。赤い巨人の純粋な音響双極子モードの周波数、つまり重力と音波の結合がない場合に存在する双極子モードの周波数にアクセスできれば、この制限を回避できます。赤い巨人のヘリウム構造変化の地震研究でこれらの純粋な音響モード周波数を使用することの影響を評価することを目的としたパイロット研究を提示します。この研究は、赤巨分岐恒星モデルの人工地震データに基づいており、vmaxの周りの7つの音響双極子放射次数をブラケット化しています。純粋な音響双極子モード周波数は、混合モードの周期間隔への適合から導出され、純粋な音響双極子モードの2番目の差を計算するために使用されます。この手順で推定される純粋な音響双極子モードの2番目の違いは、ラジアルモードの2番目の違いと同じ振動関数に従います。双極モードによってもたらされる追加の制約により、2番目の差異への適合を実行するときに、グリッチシグネチャのより完全な説明を採用することができます。このフィットから取得されたグリッチの振幅は、ラジアルモードのみに基づくフィットからのグリッチよりも15％小さくなります。また、追加の制約のおかげで、グリッチのより単純な説明を採用したときに見られる、推定されたグリッチの位置のバイアスが回避されていることがわかります。
金属に富むAGB星からのガスとダスト
コンテキスト：漸近巨大枝（AGB）フェーズを経て進化する星は、核燃焼生成物が豊富なガスと風で形成されるダストの両方の形でホストシステムに大きなフィードバックを提供し、それらは星間物質に放出されます。したがって、AGBの星は、天の川や他の銀河の化学進化に不可欠な成分です。目的：スーパーソーラーメタラリティのAGBモデルを研究して、これまでのところ金属に乏しいものから太陽の化学組成にまで及ぶ大規模なデータベースを完成させています。1-8Msunの範囲の質量と金属性Z=0.03およびZ=0.04の化学収量を提供します。また、この金属性ドメインでのダスト生成についても研究しています。方法：プレメインシーケンスからAGBフェーズ全体の進化シーケンスを計算しました。表面の化学組成の変化をたどって、さまざまな種の化学収量を計算し、風中のダスト形成をモデル化して、AGBフェーズ中に各星によって生成されるダスト生成率と総ダスト質量を決定します。結果：星の物理的および化学的進化は初期質量に敏感です：M>3Msunの星は高温の底部燃焼を経験しますが、低質量の対応物の表面化学は3番目の浚渫によってのみ変更されます。炭素星相は、金属性Z=0.03の2.5-3.5Msun星に到達しますが、すべてのZ=0.04星（2.5Msunを除く）は、AGB相全体でOリッチのままです。金属に富むAGBによって生成されるほこりのほとんどは、ケイ酸塩粒子の形をしています。生成されるダストの総質量は、星の質量とともに増加し、8Msunの星では〜0.012Msunに達します。
銀河古典セファイドのフラックス加重重力-光度関係
フラックスで重み付けされた重力と光度の関係（FWGLR）は、文献で分類されているがおそらく分類されていない星を含む、477の古典的なセファイド（CC）のサンプルについて調査されます。明度は、特定の距離を想定して赤みを帯びているスペクトルエネルギー分布（SED）のフィッティングに基づいて、文献から取得されます。フラックス加重重力（FWG）は、高分解能分光法に基づいた文献の重力および有効温度の決定から取得されます。理論的に予測され観測されたFWGと脈動周期の関係は非常によく一致しており、分光研究で0.1〜dexの精度でFWG（および$\logg$）を推定するのに役立ちます。文献で知られているように、CCの理論的に予測されたFWGLR関係は非常に緊密で、金属性（少なくともLMCと太陽の値）、回転速度、および不安定ストリップの交差にあまり敏感ではありません。観察された関係は、わずかに異なる勾配を持ち、より多くの分散を示します（0.54〜dex）。これは、距離の不確実性と脈動位相平均FWG値の両方が原因です。ガイアの将来のデータリリースからのデータはこれらのエラーを削減するはずであり、FWGLRはセファイドの研究において強力なツールとして役立つ可能性があります。
太陽のような振動：TESSから学んだ教訓と最初の結果
太陽のような振動は、対流エンベロープを備えたクールな星で励起され、基本的な恒星特性と内部物理を制約する強力なツールを提供します。特に、CoRoTおよびケプラーミッションによって開始された宇宙ベースの測光革命に焦点を当てて、太陽のような振動の検出の簡単な履歴を提供します。次に、これらのミッションから学んだ教訓のいくつかを説明し、独立した観測制約を持つ非常に明るい星を特徴付けるためのBRITEコンステレーションなどの小型宇宙望遠鏡の継続的な重要性を強調します。例として、BRITE観測を使用して、これまで十分に制約されていなかったアルファCenAの28.3+/-0.5日の暫定的な表面回転周期を測定します。また、TESSミッションからの太陽に似た発振器の予想収量についても説明します。これにより、TESSが近隣の多数のサブジャイアントで振動を発見することでケプラーを補完し、TESS系外惑星のホスト星での振動の最初の検出が行われることを示します。
選択されたポストAGB候補のKバンドスペクトル
12のポストAGB候補と関連する星の中解像度（1000）Kバンドスペクトルを提示します。サンプル内のいくつかのオブジェクトについて、これらのスペクトルは初めて取得されました。放出のBr$\gamma$ラインが7つのオブジェクトで検出され、これらのオブジェクトでの光イオン化の開始を示しています。4つのオブジェクトはHei線の存在を示しています。IRAS06556+1623、IRAS22023+5249、IRAS18062+2410およびIRAS20462+3416のスペクトルでH2輝線を検出します。H2輝線比1-0S（1）/2-1S（1）は、AGB中心の高温中心星のUV放射により、H2が放射状に励起されることを示しています。他の研究者による最近の観察と比較すると、Br$\gamma$とH2の放出フラックスは、いくつかのオブジェクトで変化しました。ホットなAGB後の星IRAS22495+5134、IRAS22023+5249、IRAS18062+2410およびIRAS20462+3416は、若い低励起惑星状星雲相へと急速に進化しているようです。これらの星のいくつかはスペクトル変動を示し、これらの星のいくつかのAGB後の進化は比較的速いので、この論文で提示されたオブジェクトのスペクトルは将来の観測者にとって有用かもしれません。
| Title |
Radiative-transfer_modeling_of_nebular-phase_type_II_supernovae._Dependencies_on_progenitor_and_explosion_properties |
| Authors |
Luc_Dessart_(IAP,_Paris)_and_D._John_Hillier_(Univ._Pitt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02243 |
コア崩壊超新星（SNe）の星雲相スペクトルは、前駆質量星とその爆発に関する重要でユニークな情報を提供します。爆発後の300dにおけるタイプIISNeの1-D定常非局所熱力学的平衡放射伝達計算のセットを提示します。恒星進化シミュレーションの大規模なセットの結果に基づいて、12、15、20、および25Msunの星の爆発から、タイプIISNeのエジェクタモデルを作成します。噴出物密度構造と運動エネルギー、56Ni質量、および化学的混合のレベルがパラメーター化されます。私たちのモデルスペクトルは、採用されたラインドップラー幅に敏感です。これは、LyalphaおよびLybetaとのFeIIおよびOIラインのオーバーラップに関連する現象です。私たちのスペクトルは、減衰力が吸収される場所を決定するため、56Ni混合に対して強い感度を示します。爆発後300日でも、Hに富む層は内部の金属に富む層からの放射線を再処理します。特定の前駆細胞モデルでは、56Niの質量と分布の変動は、すべてのラインの強度を変調する可能性がある排出イオン化に影響を与えます。このようなイオン化シフトは、CaII線の放出を抑制できます。私たちの一連のモデルでは、OI6300のダブレット強度は、前駆細胞の質量の最も堅牢なシグネチャです。ただし、前駆質量星内部で合流する対流シェルは、Oに富むシェルをCaで汚染する可能性があることを強調します。これにより、結果として生じる星雲SNIIスペクトルのOI6300ダブレットフラックスが弱まります。このプロセスは自然界で発生する可能性があり、質量の高い前駆細胞でより多く発生し、星雲スペクトルから推定される17Msun以下の前駆質量の優位性を部分的に説明する可能性があります。
フレアストーム警告マシンとしての機械学習：2017年9月の太陽フレアストームの警告マシンは可能でしたか？
| Title |
Machine_learning_as_a_flaring_storm_warning_machine:_Was_a_warning_machine_for_the_September_2017_solar_flaring_storm_possible? |
| Authors |
Federico_Benvenuto,_Cristina_Campi,_Anna_Maria_Massone,_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02425 |
現在、機械学習は、フレア予測と教師付き手法の伝統的な方法と深い方法の両方で選択される方法論であり、宇宙天気のこの領域で最も頻繁に使用される予測方法になっています。それでも、機械学習はこれまでのところ、フレアストームの動作警告システムを実現できておらず、過去10年間の科学文献では、強烈な太陽フレアの予測におけるそのパフォーマンスは最適ではないことが示されています。太陽フレアストームの予測に関連する主な問題は、おそらく2つあります。まず、ほとんどの方法は、確率的予測を提供し、拡張された時間範囲に沿ってフレアが連続して発生する場合にバイナリのはい/いいえ表示を送信しないように考えられています。第二に、フレアストームは通常、高エネルギーイベントの爆発によって特徴付けられ、宇宙ミッションのデータベースに記録されることはめったにありません。結果として、監視ありメソッドは非常に不均衡な履歴セットでトレーニングされるため、激しいフレアの予測には特に効果がありません。しかし、この研究では、過去10年間で最も暴力的で最も予期しないフレアリングイベントに関するタイムリーな警告を送信し、磁気再接続によって毎日解放されるエネルギーバジェットをある程度正確に予測する方法で、教師あり機械学習を利用できることを示しています嵐の全時間コースの間に。さらに、スパース性を高める機械学習と機能のランキングの組み合わせにより、予測プロセスでエネルギーがアクティブ領域プロパティとして果たした顕著な役割を特定できる可能性があることを示しています。
| Title |
Evaluating_the_Calibration_of_SN_Ia_Anchor_Datasets_with_a_Bayesian_Hierarchical_Model |
| Authors |
Miles_Currie,_David_Rubin,_Greg_Aldering,_Susana_Deustua,_Andy_Fruchter,_Saul_Perlmutter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02458 |
調査間キャリブレーションは、Ia型超新星（SNeIa）を使用する宇宙論的研究における重要な体系的な不確実性のままです。理想的には、各調査でシステムのスループットを測定します。たとえば、バンドパス測定と、よく特徴付けられた分光測光標準星の観測を組み合わせます。ただし、多くの重要な近隣SN調査はこれを行っていません。三次調査の星をPan-STARRS1g、r、i、およびSDSS/CSPuに関連付けることにより、これらの調査を再調整します。これは、各望遠鏡/カメラの空間的に変化するゼロポイントを考慮に入れ、調査の自然な機器の測光システムで改善された色変換を適用することにより、以前の再キャリブレーションの取り組みを改善します。私たちの分析では、マグニチュードオフセットとバンドパスシフトの共分散行列を生成するデータのグローバル階層モデルを使用して、キャリブレーションの系統的不確実性を定量化して削減します。メソッドをCROSS-CALIBrationをUniformReanalysis（X-CALIBUR）と呼びます。このアプローチは、高度な分析だけでなく、これまでの多くの取り組みが行ってきた1つのカラーキャリブレーター（BD+174708）だけでなく、キャリブレーションをより多くのカラーキャリブレーターに結び付けることからも得られます。ここで紹介する結果は、今後のSNIa宇宙論分析の校正の不確実性を理解および改善するのに役立つ可能性があります。
新星と共生星の静止相スペクトルの光イオン化モデリング
| Title |
Photoionization_modelling_of_quiescence_phase_spectra_of_novae_&_symbiotic_star |
| Authors |
Anindita_Mondal,_Ramkrishna_Das,_G._C._Anupama_and_Soumen_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02525 |
静止相と共生星（BXMon）の少数の新星（TCrB、GKPer、RSOph、V3890SgrおよびV745Sco）の観測および公開されたスペクトルを使用して、研究結果を提示します。観測は2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）で利用可能な施設を使用して行われました。一般に、スペクトルは、水素、ヘリウム、鉄、酸素の顕著な低電離放出特性と、冷たい二次成分によるTiO吸収特性を示します。TCrBおよびGKPerは、より高い電離線を示します。これらのスペクトルをモデル化するために、光イオン化コードCLOUDYを使用しました。最適なモデルから、温度、光度、水素密度などの物理パラメータを推定しました。推定元素存在量およびシステムに関連するその他のパラメーター。さまざまな巨人のスペクトルを吸収特性と一致させることにより、ベストフィットから、セカンダリのタイプと、スペクトルへの寄与を決定しました。
太陽フレアの信頼性の高い確率予測：ディープフレアネット信頼性（DeFN-R）
| Title |
Reliable_Probability_Forecast_of_Solar_Flares:_Deep_Flare_Net-Reliable_(DeFN-R) |
| Authors |
Naoto_Nishizuka,_Y\^uki_Kubo,_Komei_Sugiura,_Mitsue_Den_and_Mamoru_Ishii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02564 |
ディープフレアネット信頼性（DeFN-R）というディープニューラルネットワークを使用して、信頼性の高い確率的太陽フレア予測モデルを開発しました。モデルは、画像を観察してから24時間後に発生するフレアの最大クラスと、イベント発生確率を予測できます。2010-2015年にSolarDynamicObservatoryによって撮影された3x10^5の太陽画像からアクティブな領域を検出し、X、M、Cクラスのフレア発生ラベルで注釈を付けた各領域の79の特徴を抽出しました。抽出された特徴は、西塚らによって使用されたものと同じです。（2018）;たとえば、光球の見通し線/ベクトルマグネトグラム、コロナで明るく、画像の1時間前と2時間前のX線放射率。運用環境でのトレーニングとテスト用に、データベースを時系列に2つに分割しました。トレーニング用の2010〜2014のデータセットとテスト用の2015のデータセットです。DeFN-Rは、バッチ正規化とスキップ接続によって形成される多層パーセプトロンで構成されています。最適化方法を調整することにより、DeFN-Rはブライアスキルスコア（BSS）を最適化するようにトレーニングされました。その結果、相対動作特性曲線をほぼ同じに保ちながら信頼性図を改善することにより、>=Cクラスのフレア予測でBSS=0.41、>=Mクラスのフレア予測で0.30を達成しました。DeFNは決定論的予測用に最適化されていることに注意してください。これは、50％の正規化されたしきい値で決定されます。一方、DeFN-Rは、観測イベントレートに基づく確率予測用に最適化されており、その確率しきい値はユーザーの目的に応じて選択できます。
Cepheid V1033 Cygの進化状況と基本的なパラメーター
一貫した恒星の進化と非線形恒星の脈動計算に基づいて、CepheidV1033Cygは、ヘリウムコアの重力収縮中の不安定ストリップの最初の交差におけるポスト-メインシーケンススターであることが示されています。V1033Cygの観測された光の変動性は、基本モードの放射状振動によるものです。最近の観測と周期変化率の理論的推定値の間の最良の一致（1％以内）は、恒星の質量$M=6.3M_\odot$とヘリウムおよび重い元素の分別存在量$Y=0.28$の進化シーケンスで得られました。$Z=0.022$、それぞれ。星の年齢、光度、半径、有効温度、表面重力は$t_\mathrm{ev}=5.84\times10^7$yr、$L=2009L_\odot$、$R=45.6R_です\odot$、$T_\mathrm{eff}=5726\mathrm{K}$、$\logg=1.92$。
2つのケプラー亜巨星における固体に近い回転の地震学的証拠と角運動量輸送への影響
| Title |
Seismic_evidence_for_near_solid-body_rotation_in_two_Kepler_subgiants_and_implications_for_angular_momentum_transport |
| Authors |
S._Deheuvels,_J._Ballot,_P._Eggenberger,_F._Spada,_A._Noll,_J._W._den_Hartogh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02585 |
サブジャイアントとレッドジャイアントの内部回転の非弾性測定はすべて、理論的に予測されたよりも効率的な角運動量の輸送を呼び出す必要性を示しています。コアの回転速度に関する制約は、レッドジャイアントブランチ（RGB）のベースから利用でき、進化していないサブジャイアントの内部回転に関する情報がまだ不足しています。2つの若いケプラーサブジャイアント、KIC8524425とKIC5955122を特定しました。これらの混合モードは回転によって明らかに分割されます。完全なケプラーデータセットを使用して、ベイジアンアプローチを使用して2つの星のモード周波数と回転分割を抽出しました。次に、両方のターゲットの詳細な地震モデリングを実行し、回転カーネルを使用して内部回転プロファイルを反転させました。KIC8524425と$0.72\pm0.37$のコアエンベロープコントラストが$\Omega_{\rmg}/\Omega_{\rmp}=0.68\pm0.47$のコアエンベロープコントラストで、両方の星がほぼ固体として回転していることがわかりましたKIC5955122の場合。この結果は、角運動量の内部輸送が、これらの星で差回転が強制されるタイムスケール（300Myrと600Myrの間）よりも速く発生する必要があることを示しています。角運動量の追加の輸送を一定の粘度$\nu_{\rmadd}$の拡散プロセスとしてモデル化することにより、$\nu_{\rmadd}>5\times10^4$〜cm$^の値がKIC8524425の内部ローテーションを説明するには、2$.s$^{-1}$が必要であり、$\nu_{\rmadd}>1.5\times10^5$〜cm$^2$.s$^{-KIC5955122の場合は1}$。これらの値は、散開星団の星の表面回転によって与えられるように、メインシーケンス中のコアエンベロープ結合の効率よりも低いか、同等です。一方、RGBのベース近くのサブジャイアントの回転を再現するために必要な粘度よりも高くなっています。我々の結果は、角運動量の内部再分配の効率がサブジャイアントフェーズ中に減少するというさらなる証拠をもたらします。
地球近くの高速太陽風流のピーク速度とそれらの太陽源コロナホールの面積の間の依存性について
| Title |
On_the_Dependency_between_the_Peak_Velocity_of_High-speed_Solar_Wind_Streams_near_Earth_and_the_Area_of_Their_Solar_Source_Coronal_Holes |
| Authors |
Stefan_J._Hofmeister,_Astrid_M._Veronig,_Stefaan_Poedts,_Evangelia_Samara,_Jasmina_Magdalenic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02625 |
地球の近くの高速太陽風ストリームのピーク速度とその太陽熱源領域の面積、つまりコロナホールとの関係は1970年代から知られていますが、物理的にはまだよくわかっていません。欧州太陽圏予測情報資産（EUHFORIA）コードを使用して3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行し、太陽から地球への高速ストリームの伝播フェーズ中にこの経験的関係が形成されることを示します。この目的のために、高速ストリームの加速フェーズを無視し、コロナホールの領域を0.1auの球に投影します。次に、コロナホールの面積と緯度のみを変化させます。0.1auでの対応する高速ストリームの断面における速度、温度、および密度は、一定の均一な値に設定されます。最後に、EUHFORIAコードを使用して、関連する高速ストリームを内部太陽圏に伝播します。地球でのシミュレートされた高速ストリームピーク速度は、ソースコロナホールの面積への線形依存を明らかにします。関係の傾きはコロナホールの緯度の増加に伴って減少し、ピーク速度は観測値と同様に約730km/sの値で飽和します。これらの調査結果は、コロナホール領域と高速ストリームピーク速度の間の経験的関係が高速ストリームの加速フェーズを説明しないが、太陽から地球への高速ストリーム伝搬の結果であることを意味します。
SWAPとデータ駆動型の非潜在的コロナ磁場モデルによる中央コロナの調査
| Title |
Investigation_of_the_Middle_Corona_with_SWAP_and_a_Data-Driven_Non-Potential_Coronal_Magnetic_Field_Model |
| Authors |
Karen_A._Meyer,_Duncan_H._Mackay,_Dana-Camelia_Talpeanu,_Lisa_A._Upton,_Matthew_J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02668 |
PRojectforOnboardAutonomy2（PROBA2）宇宙船に搭載されたアクティブピクセルシステム検出器と画像処理（SWAP）装置を使用したSunWatcherの広い視野は、全球コロナ磁場シミュレーション。全球非ポテンシャル磁場モデルは、2014年9月1日から2015年3月31日までの全球コロナの進化をシミュレートするために使用されます。シミュレーションされた磁場の大規模な構造を、SWAPEUV観測でオフリムに見られる構造と比較します。特に、モデルが閉じた構造と開いた構造の領域の再現にどの程度成功しているかを調査します。構造の規模;そして、いくつかの回転にわたって観測されたコロナファンの進化を比較します。モデルは、観測された大規模な肢外構造を正確に再現することがわかっています。矛盾が発生した場合、それらは主に太陽の端から発生します。これは、太陽の向こう側に現れる活動領域が原因であり、地球に面する側で観測されるまでモデルに組み込むことができません。そのような「遅い」アクティブ領域の出現がモデルに組み込まれると、シミュレートされたコロナが数日以内に自己修正されるため、西肢から離れたシミュレートされた構造が、観察されたものにより厳密に一致します。モデルの成功率が低い場合は、モデルの開発または追加の観測製品を通じて、これに対処する方法を検討します。
非熱線幅と横MHD波振幅間の関係の再検討
| Title |
Revisiting_the_relation_between_nonthermal_line_widths_and_transverse_MHD_wave_amplitudes |
| Authors |
Vaibhav_Pant,_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02836 |
太陽コロナの横MHD波の観測と3DMHDシミュレーションにより、真の波エネルギーが光学的に薄い輝線の非熱線幅に隠れていることが確立されました。これは、真の波のエネルギーを推定するための非熱線幅と横波振幅の関係の必要性を示しています。過去10年間に、いくつかの研究では、二乗平均平方根（rms）の波の振幅が非熱線の幅よりも$\sqrt{2}$だけ大きいと想定しています。ただし、いくつかの研究では、rms波の振幅を推定する際にこの要素を無視しています。したがって、この関係には矛盾があるように見えます。この研究では、3DMHDシミュレーションが続く単純な数学モデルを構築することにより、波の振幅に対する非熱線幅の依存性を調査します。直線偏波、円偏波振動、および複数の速度ドライバーによって励起される振動について、この関係を導き出します。数学モデルと数値シミュレーションのかなり良い一致に注目します。rms波の振幅が非熱線幅より大きくなることは決してないと結論付け、横波は太陽コロナを加熱するのに十分なエネルギーを運ぶと主張する以前の研究について疑問を投げかけます。
Gaia-ESO調査：高金属性でのリチウムの銀河進化
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Galactic_evolution_of_lithium_at_high_metallicity |
| Authors |
S._Randich,_L._Pasquini,_E._Franciosini,_L._Magrini,_R.J._Jackson,_R.D._Jeffries,_V._d'Orazi,_D._Romano,_N._Sanna,_G._Tautvaisien\.e,_M._Tsantaki,_N.J._Wright,_G._Gilmore,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_E._Pancino,_R._Smiljanic,_A._Bayo,_G._Carraro,_A._Gonneau,_A._Hourihane,_L._Morbidelli,_C.C_Worley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02888 |
リチウム（Li）の銀河進化の再構築は、銀河におけるLi濃縮のソースを制約するために使用される主要なツールです。最近の結果では、スーパーソーラー金属でのLiの減少が示唆されており、これは生産の減少を示している可能性があります。Gaia-ESOサーベイのオープンスタークラスターサンプルの独自の特性を利用して、この問題をさらに調査し、高金属性でのLiの進化をより適切に抑制します。18個のクラスターを使用してLiの存在量と金属量の進化の上限を追跡し、Liの枯渇に遭遇してはならないメンバーを検討します。以前の主張との相違点では、高金属性でのLiの減少の証拠は見つかりません。サンプルで最も金属が豊富なクラスター（[Fe/H]約0.3）は、実際には、Liの存在量が最も高く、A（Li）>3.4です。私たちの結果は、フィールドスターに基づく以前の調査結果が選択効果の影響を受けたことを明確に示しています。ソーラー地区の金属に富む集団は、すでにある程度の枯渇を経験している比較的古くてクールな星で構成されています。したがって、測定されたLiは初期の星間物質の存在量ではなく、その下限を表しています。
| Title |
Anisotropic_Einstein_Yang-Mills_Higgs_Dark_Energy |
| Authors |
J._Bayron_Orjuela-Quintana_(1),_Miguel_Alvarez_(2),_Cesar_A._Valenzuela-Toledo_(1),_Yeinzon_Rodriguez_(2,3,4)_((1)_Universidad_del_Valle,_(2)_Universidad_Industrial_de_Santander,_(3)_Universidad_Antonio_Narino,_(4)_The_Abdus_Salam_International_Centre_for_Theoretical_Physics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.14016 |
ダークエネルギーシナリオのコンテキストでは、SO（3）表現のアインシュタインヤンミルズヒッグスモデルが、M。リナルディ（JCAP1510、023（2015）を参照）によって初めて、均一かつ等方的な時空で研究されました。このモデルを再検討し、特にヒッグス場とゲージ場の間の相互作用が運動量密度、異方性応力および圧力への寄与を生成することを発見し、モデルを想定された背景と一致させないようにします。代わりに、この論文では均一であるが異方性のビアンキ-I時空バックグラウンドを考慮し、システムの対応する動的挙動を分析します。唯一のアトラクタポイントは、ヒッグスポテンシャルによって支配される等方性加速膨張に対応することがわかります。ただし、このモデルでは、無視できない異方性剪断の寄与が最近予測されています。つまり、現在の宇宙は髪を失う可能性がありますが、髪を失う可能性があります。ダークエネルギーの状態方程式の進化を調査し、大規模な構造形成のプロセスに関連するその動作のいくつかの可能な結果を強調表示します。補足として、アインシュタインのヤン・ミルズヒッグスモデルを均一で等方的な時空と一致させる可能性として、「ヒッグストライアド」を提案します。
この記事では、Axion-Like-Particles（ALP）とレプトンの間のカップリングが宇宙論、特にビッグバン元素合成（BBN）に与える影響について研究します。私たちは、相対論的ニュートリノ種の有効数の制約を通じて、BBNが20keVと1MeVの間のアキシオンの質量のALP電子相互作用強度に最も厳しい限界を提供することを示します。質量の他の値の場合、BBN境界は恒星の進化と実験室の境界を補完します。
一般化されたRastallの重力とコンパクトオブジェクトへの影響
| Title |
Generalized_Rastall's_gravity_and_its_effects_on_compact_objects |
| Authors |
Cl\'esio_E._Mota,_Luis_C._N._Santos,_Franciele_M._da_Silva,_Guilherme_Grams,_Iarley_P._Lobo,_D\'ebora_P._Menezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01968 |
エネルギーモーメントテンソルの保存則が変更されたRastallの重力の一般化を示します。その結果、共変微分の式では、エネルギーモーメントテンソルのトレースがリッチスカラーと一緒に考慮されます。。その後、この理論で場の方程式を取得し、球対称の時空を考慮して解きます。外部解には、一般化されたRastall重力の真空中で球対称の2つの可能な解のクラスがあることを示します。最初のクラスの解はシュワルツシルト解と完全に同等ですが、2番目のクラスの解は一般相対性理論でシュワルツシルト・ド・シッター解と同じ構造を持っています。一般化は、一般相対論における定数値$k=8\piG$と対照的に、エネルギー密度$\rho$に依存する重力パラメーター$k$を持ちます。アプリケーションとして、現実的な状態方程式（EoS）を入力として使用して、中性子星に対する理論の影響を注意深く分析します。私たちの結果は、中性子星のプロファイルに関する重要な違いが2つの代表的なEoS内で得られることを示しています。
GW170817を考慮した非最小結合Einsteinガウスボンネットインフレ現象学
| Title |
Non-Minimally_Coupled_Einstein_Gauss_Bonnet_Inflation_Phenomenology_in_View_of_GW170817 |
| Authors |
S.D._Odintsov,_V.K._Oikonomou,_F.P._Fronimos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02309 |
原始重力波の重力波速度が1に等しい、つまり$c_T^2の条件下で、スカラーポテンシャルの存在下で、非最小結合EinsteinGauss-Bonnet重力理論のインフレーション現象学を研究します=1$、自然単位。重力作用から直接導出される運動方程式は、ハッブルのパラメーターと、最小カップリングの場合でさえも解析的に解くことができないインフラトン場に関する微分方程式のシステムを形成します。この論文では、最近の観察と互換性のあるインフレ現象を生み出すために、制約$c_T^2=1$とともに使用できるさまざまな異なる近似を提示します。モデル結合関数が単純な関係に従う場合、すべての異なるアプローチは実行可能な結果をもたらすことができますが、モデルを正しくレンダリングするために、異なるアプローチには最初の水平線交差中に従わなければならない異なる近似が含まれます。この理論の内部フレームワークをよりよく理解するために、実行不可能な現象学につながる可能性のあるモデルも提示されます。さらに、重力波の速度は$c_T^2=1$に設定されているため、最近のGW170817のストライキイベントで述べられているように、非最小結合関数、Gauss-Bonnetスカラー結合とスカラーポテンシャルは関連していますお互いに。ここでは、スカラーポテンシャルの特定の形式を想定せず、リッチスカラーとガウスボンネット不変量に結合されたスカラー関数を自由に選択します。理論の現象論的妥当性を評価するために特定のモデルも調査されますが、特定のモデルが有効であるためには、すべての近似が真でなければならないことに注意する必要があります。
宇宙論モデルの制約におけるスワンプランドとベイジアン機械学習の間の相互作用
| Title |
Interplay_between_Swampland_and_Bayesian_Machine_Learning_in_constraining_cosmological_models |
| Authors |
Emilio_Elizalde,_Martiros_Khurshudyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02369 |
暗黒エネルギーが支配する宇宙に対する制約は、ベイジアン機械学習と文字列沼地基準の間の相互作用から得られます。ここでのアプローチは以前の研究とは異なります。生成プロセスではSwampland基準が使用され、後でのみ、観測データセットを使用して適合の結果が検証されます。生成プロセスに基づくベイジアン学習アプローチが2つのモデルに適用され、結果は利用可能な$H（z）$データによって検証されます。最初のモデルでは、ハッブル定数のパラメーター化が考慮され、2番目のモデルでは、減速パラメーターのパラメーター化が考慮されます。この研究は、ストリングスワンプランド基準の制約がガウスプロセスと$H（z）$データから得られた最近の研究によって動機付けられています。ただし、ここで得られた結果は観測データとは完全に独立しており、宇宙の高赤方偏移の振る舞いが低赤方偏移の振る舞いにどのように影響するかを推定できます。さらに、ハッブルと減速パラメーターの生成プロセスの両方のパラメーター化は、暗黒エネルギーモデルとは無関係です。データおよびダークエネルギーモデルに依存しない結果は、将来、低赤方偏移宇宙の沼地の境界を強調し、新しいストリング理論に基づく動機付けされたダークエネルギーモデルの開発に役立つ可能性があります。検討されている文字列Swampland基準は緊張状態にある可能性があり、ファントムダークエネルギーはSwamplandに存在できないことが最近の観測で示されています。最後に、フィールドトラバースが$z\in[0,5]$赤方偏移の範囲内にあるときに、ダークエネルギー状態方程式パラメーターの自発的な符号スイッチが観察されます。これは、さらに分析が必要な顕著な現象です。
ループ量子宇宙論における重力粒子生成
| Title |
Gravitational_Particle_Production_in_Loop_Quantum_Cosmology |
| Authors |
Leila_L._Graef,_Rudnei_O._Ramos,_Gustavo_S._Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02395 |
ループ量子宇宙論（LQC）のバウンスフェーズでの重力粒子生成を調査します。私たちは、LQCシナリオでの粒子生成プロセスの分析と数値分析の両方を、収縮フェーズのBunch-Davies真空初期条件で実行します。ドレスドメトリックアプローチの妥当性を、正当化される小さな逆反応の限界を超えて拡張すると、このプロセスにより、LQCのプリインフレ相で放射が支配的な相になることがわかります。私たちの結果は、ドレスメトリックアプローチで使用されるトランケーションスキームで必要なテストフィールドの近似は、このような初期条件のLQCシナリオでは有効な仮定ではない可能性があることを示しています。
インフレからの長期強化相互情報
宇宙論的原始摂動の量子的起源は、重力と量子物理学の間の相互作用の要である。この論文では、圧搾状態の曲率摂動場で満たされた放射支配宇宙の2つの空間領域間の相互情報を研究します。インフレーション中の粒子生成の影響を受ける運動量モードにより、ミンコフスキー真空の通常の相互情報に関して強化が見られます。この結果は、放射線時代の形成時の原始ブラックホール（PBH）間の量子もつれの存在に関する以前の主張を裏付けています。
ダークマター$ Z ^ \ prime $およびXENON1Tが$ U（1）_X $拡張標準モデルから超過
| Title |
Dark_Matter_$Z^\prime$_and_XENON1T_Excess_from_$U(1)_X$_Extended_Standard_Model |
| Authors |
Nobuchika_Okada,_Satomi_Okada,_Digesh_Raut,_and_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02898 |
標準モデル（SM）に追加されたゲージ化された$U（1）_X$対称性は、シーソーメカニズムによって軽いニュートリノの質量を説明し、レプトン生成を介して宇宙のバリオン非対称の起源を説明できるため、特に動機付けが高く、$U（1）_X$破壊ヒッグスフィールドをインフロンとして使用して、宇宙論的インフレーションの実装を支援します。このフレームワークでは、$U（1）_X$ゲージボソン$Z^\prime$が宇宙でDM粒子として動作するライトダークマター（DM）シナリオを提案します。数keVの$Z^\prime$質量と$U（1）_X$ゲージ結合$g_X\simeq10^{-16}$を使用したこのシナリオが、電子反跳エネルギースペクトルの過剰にうまく適合する方法について説明します最近、XENON1Tコラボレーションによって報告されました。このような小さなゲージ結合の存在下で観測されたDM遺物密度を再現するために、2成分DMシナリオへのモデルの拡張を提案します。$Z^\prime$DM密度は、大きな$U（1）を持つパートナーHiggs-portalスカラーDMへの$Z^\prime$ボソンのカップリングによるフリーズインメカニズムによって観測されたDM密度に匹敵します。_X$の請求。
