再イオン化の時代におけるイオン化フロントの非平衡温度変化
| Title |
Non-equilibrium_temperature_evolution_of_ionization_fronts_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Chenxiao_Zeng,_Christopher_M._Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02940 |
再イオン化の時代（EoR）は、宇宙の夜明けの終わりと宇宙における大規模構造形成の始まりを示します。衝撃イオン化フロント（Iフロント）は、銀河間媒体（IGM）の再イオン化気泡内のガスを加熱してイオン化します。このプロセス中の温度は、現在のモデルでは重要ですが不確実な要素です。通常、再イオン化シミュレーションでは、すべてのバリオン種がIフロントの通過中に瞬間的な熱平衡状態にあると想定しています。ここでは、非平衡効果を研究することにより、イオン化フロントの温度変化の新しいモデルを提示します。特に、主要なバリオン種（$e^{-}$、\HI、\HII、\HeI、および\HeII）間のエネルギー移動を含め、イオン化後のフロント温度$T_{\mathrmへの影響を調査します{re}}$。スティッフな方程式を解くときのステップサイズ制御を改善するために、陰解法を実装し、エネルギー伝達率行列を作成します。平衡の仮定は低速電離フロント（$\lessapprox\10^9〜\mathrm{cm}/\mathrm{s}$）で有効であることがわかりますが、平衡からの逸脱は高速フロントで発生します。正面後温度$T_{\mathrm{re}}$は、最大19.7\％（$3\times10^9$cm/s）または30.8\％（$10^{10}$cm/）低くなりますs）平衡の場合と比較して。
TDCOSMO IV：階層型時間遅延宇宙計-ハッブル定数と銀河密度プロファイルの同時推論
| Title |
TDCOSMO_IV:_Hierarchical_time-delay_cosmography_--_joint_inference_of_the_Hubble_constant_and_galaxy_density_profiles |
| Authors |
S._Birrer,_A._J._Shajib,_A._Galan,_M._Millon,_T._Treu,_A._Agnello,_M._Auger,_G._C.-F._Chen,_L._Christensen,_T._Collett,_F._Courbin,_C._D._Fassnacht,_L._V._E._Koopmans,_P._J._Marshall,_J.-W._Park,_C._E._Rusu,_D._Sluse,_C._Spiniello,_S._H._Suyu,_S._Wagner-Carena,_K._C._Wong,_M._Barnab\`e,_A._S._Bolton,_O._Czoske,_X._Ding,_J._A._Frieman,_L._Van_de_Vyvere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02941 |
重力レンズ時間を介して推定されたH0LiCOWコラボレーションは、ハッブル定数$H_0=73.3^{+1.7}_{-1.8}$kms$^{-1}{\rmMpc}^{-1}$を遅らせ、ディフレクターの質量を記述しますべき乗則または星と標準の暗黒物質ハローによる密度プロファイル。レンズ観測量を変更しないままにするマスシート変換（MST）は、$H_0$の残留不確実性の主要な原因と見なされます。H0で最大限に縮退する柔軟な質量モデルを使用して、MSTの潜在的な影響を定量化します。私たちの計算は、MSTが恒星の運動学によってのみ制約される新しい階層的アプローチに基づいています。このアプローチは、流体力学的にシミュレーションされたレンズで検証されています。7つのレンズ（H0LiCOWから6つ）のTDCOSMOサンプルにメソッドを適用し、$H_0=74.5^{+5.6}_{-6.1}$kms$^{-1}{\rmMpc}^{-1を測定します}$。デフレクターの質量プロファイルをさらに制約するために、SLACSサンプルの33個の強力な重力レンズのイメージングと分光法を追加します。9つのSLACレンズでは、解決された運動学を使用して恒星の異方性を拘束します。TDCOSMO+SLACSサンプルの共同分析から、$H_0=67.4^{+4.1}_{-3.2}$kms$^{-1}{\rmMpc}^{-1}$を測定します。TDCOSMOとSLACS銀河は同じ母集団から抽出されます。ブラインドH0LiCOW、TDCOSMOのみ、およびTDCOSMO+SLACS分析は、相互に統計的に一致しています。TDCOSMO+SLACS分析は、H0LiCOWやTDCOSMOのみよりもわずかに浅い質量プロファイルを優先します。私たちの新しい分析はH0LiCOWによる質量プロファイルの仮定を無効にしないため、それらの$H_0$測定はそれらに依存しますが、楕円銀河の質量密度プロファイルを理解することの重要性を示しています。この論文で導出された$H_0$の不確実性は、質量プロファイルの形式に関する物理的または観察的な事前計算、または主にレンズ銀河の空間的に分解された運動学による追加データによって低減できます。
| Title |
Accurate_and_precision_Cosmology_with_redshift_unknown_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Suvodip_Mukherjee,_Benjamin_D._Wandelt,_Samaya_M._Nissanke,_Alessandra_Silvestri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02943 |
重力波は、光源までの光度距離を正確に測定できますが、質量と赤方偏移の縮退が解消されない限り、光源の赤方偏移を提供できません。これにより、宇宙の膨張履歴を測定するために、ソースの赤方偏移を個別に推測することが不可欠になります。既知の赤方偏移の銀河を持つ重力波源のクラスタリングスケールを活用することにより、赤方偏移未知の重力波源から膨張履歴を推測できることを示します。高度なLIGO設計感度の重力波検出器のネットワークから検出可能な未知の赤方偏移の重力波源を使用して、ローカルハッブル定数、宇宙の膨張履歴、および重力波の正確かつ正確な測定値を取得できます赤方偏移トレーサー分布に関する重力波源の分布をキャプチャするバイアスパラメーター。この手法は、低赤方偏移の重力波源に限定されるだけでなく、レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）、宇宙探査機（CE）、およびアインシュタイン望遠鏡（ET）から検出可能な高赤方偏移重力波源にも適用できます。さらに、この方法は、超新星のサンプルや未知または測光の赤方偏移のある高速無線バーストにも適用できます。
銀河団における運動論的スニャエフ・ゼルドビッチ効果の直接検出
| Title |
Direct_detection_of_the_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effect_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Hideki_Tanimura,_Saleem_Zaroubi_and_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02952 |
3.8シグマ有意水準の銀河クラスターにおける動的Sunyaev-Zel'dovich効果の直接検出を報告します。Wen-Han-Liu（WHL）カタログの銀河団の位置に217GHzでPlanckマップを積み重ねることにより、測定が実行されます。正および負のkSZ信号のキャンセルを回避するために、SDSS銀河の大規模な分布を使用して、見通し線に沿った銀河クラスターの固有の速度を推定し、記号を（速度重み付け）スタッキングに組み込みますkSZ信号。この手法を使用して、3R500を超える銀河団の周りのkSZ信号を測定できます。標準ベータモデルを想定すると、R500内のガス分率は、M500〜0.9*10^14Msun/hの質量を持つクラスターの場合、f（gas、500）=0.13+-0.03であり、わずかに低いことがわかります万能バリオン率より。この結果を、Magneticum宇宙流体力学シミュレーションや他のkSZおよびX線測定からの予測と比較します。これらのほとんどは、同じ質量のクラスターの普遍的な値よりも低いガス率を示しています。
Proca-stinated Cosmology I：ベクトルGalileonのN体コード
| Title |
Proca-stinated_Cosmology_I:_A_N-body_code_for_the_vector_Galileon |
| Authors |
Christoph_Becker_(1),_Christian_Arnold_(1),_Baojiu_Li_(1),_Lavinia_Heisenberg_(2)_((1)_Durham-ICC,_(2)_ETH-ITP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03042 |
一般化されたプロカ理論で大規模構造の非線形成長を調査します。ここでは、自己相互作用する大規模ベクトル場が宇宙膨張の加速を促進する役割を果たします。3次のプロカラグランジアン（3次ベクトルガリレオンモデル）に焦点を当てます。重力の単純化された方程式と、弱フィールドおよび準静的近似の下でのベクトルフィールドの縦モードと横モードを導出し、それらを実装します。ECOSMOGN-bodyコードの修正バージョン。私たちのシミュレーションには、立方ベクトルガリレオンモデルの縦モードによって伝播される5番目の力を、重力の局所テストと調和させるVainshteinスクリーニング効果が組み込まれています。その結果は、シミュレーションによって調査されたすべてのスケールについて、横モードが現実的な宇宙のセットアップでの構造形成に無視できる影響を与えることを確認しています。このモデルでは、5番目の力の強度が、beta_3と呼ばれる自由モデルパラメーターによって制御されることはよく知られています。beta_3のさまざまな値に対して一連の宇宙シミュレーションを実行することにより、このパラメーターがVainshteinスクリーニングの有効性も決定することを示します。モデルは、beta_3がゼロになる3次スカラーガリレオンと同じように動作します。この場合、5番目の力は非スクリーニング領域では強くなりますが、高密度領域では効率的にスクリーニングされます。反対の制限であるbeta_3が無限大になると、モデルは対応する「真髄」に近づきます。これは、5番目の力が消えますが、LambdaCDMと比較して拡張履歴が変更されています。これにより、モデルに豊富な現象学が与えられ、将来の研究で調査されます。
重み付けされた相関関数のマークを使用して宇宙論的パラメータの制約を改善する
| Title |
Using_the_Mark_Weighted_Correlation_Functions_to_Improve_the_Constraints_on_Cosmological_Parameters |
| Authors |
Yizhao_Yang,_Haitao_Miao,_Qinglin_Ma,_Miaoxin_Liu,_Cristiano_G._Sabiu,_Jaime_Forero-Romero,_Yuanzhu_Huang,_Limin_Lai,_Qiyue_Qian,_Yi_Zheng,_and_Xiao-Dong_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03150 |
マーク重み付き相関関数（MCF）、$W（s）$を使用して、宇宙の大規模構造を研究しました。加重スキーム$\rho^\alpha$を使用して5種類のMCFを調査しました。$\rho$は局所密度であり、$\alpha$は$-1、\-0.5、\0、\0.5$として使用されます、および1.MCFの振幅とスケール依存性は非常に異なることがわかりました。一部のMCFは、標準の相関関数には存在しない独特の山と谷を示します。それらの位置は赤方偏移と背景のジオメトリに対して堅牢ですが、宇宙の膨張履歴を調査するための「標準定規」として使用できる可能性は低いです。それにもかかわらず、これらの機能を使用して、$\sigma_8$の値や銀河のバイアスなど、構造形成の履歴に関連するパラメーターを調査できる場合があります。最後に、$W（s）$sおよび$W_{\Deltas}（\mu）$sの完全な形状を使用して包括的な分析を行った後、異なるタイプのMCFを組み合わせると、宇宙論的パラメーターを大幅に改善できることがわかりました制約。標準の相関関数のみを使用する場合と比較して、MCFと$\alpha=0、\0.5、\1$および$\alpha=0、\-1、\-0.5、\0.5、\1$の組み合わせにより、$\Omega_m$と$w$に対する制約は、それぞれ$\approx30\％$と$50\％$です。MCFが宇宙論的パラメーターの制約を改善できるという非常に重要な証拠を見つけます。
宇宙欠陥ネットワークからの重力波の既約の背景：数値技術の更新と比較
| Title |
Irreducible_background_of_gravitational_waves_from_a_cosmic_defect_network:_update_and_comparison_of_numerical_techniques |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Mark_Hindmarsh,_Joanes_Lizarraga_and_Jon_Urrestilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03337 |
初期の宇宙における宇宙論的な相転移は、宇宙の欠陥のネットワークの形で遺物を生成するかもしれません。相転移の順序、欠陥のトポロジー、およびそれらのグローバルまたはゲージの性質とは無関係に、ネットワークのエネルギー運動量テンソルが{スケーリング}の維持に適応すると、欠陥は重力波（GW）を放出することが期待されます。$f\llf_0$、$\Omega_{の欠陥ネットワーク（およびさらに言えば、スケーリングソース）の進化は、スペクトル$\Omega_{\rmGW}\proptof^3$のGWバックグラウンドを放出することを示しています\rmGW}\propto1/f^2$for$f_0\lesssimf\lesssimf_{\rmeq}$、および$\Omega_{\rmGW}\propto〜const$（つまり、正確にスケール不変）$f\ggf_{\rmeq}$の場合、$f_0$と$f_{\rmeq}$は、現在と物質と放射の等値地平線に対応する周波数をそれぞれ表します。この背景は、宇宙の欠陥のスケーリングネットワークからのGWの還元不可能な放出を表しており、その振幅は対称性の破れスケールと欠陥の性質によってのみ特徴付けられています。古典的な格子シミュレーションを使用して、グローバル対称性$O（N）\rightarrowO（N-1）$の破壊後に作成された欠陥によって放出されるGW信号を計算します。2から20の間の$N$のGWスペクトルを2つの異なる手法で取得します。エネルギー運動量テンソルの不等時間相関を統合し、以前の作業をより小さな格子で更新し、初めて結果をリアルタイムと比較します。同じ欠陥に起因するテンソル摂動の進化。私たちの結果は、2つの手法の同等性を検証します。欠陥のエネルギースケールでCMBの上限を使用して、グローバルな欠陥の場合にこのGWバックグラウンドを検出することの難しさについて説明します。
$ H_0 $テンションの解決策としての早期組換え
$H_0$テンションは、再結合を早期に行うことで解決でき、宇宙マイクロ波背景（CMB）データへの適合をほとんどそのまま維持することを示しています。ローカル測定によって示唆される高い値$H_0$を実現しながら、CMBデータに適切に適合させるために一連の一般的に必要な条件を提供します。早期の再結合を伴う成功したシナリオの具体例として、時変$m_e$を持つモデルが実際にすべての条件を満たすことができることを示します。さらに、そのようなモデルは、モデルの単純な拡張により、バリオン音響振動（BAO）とタイプIa超新星（SNeIa）の低$z$距離測定にもうまく適合できることを示します。$\Omega_k\Lambda$CDMのフレームワークにおける時変$m_e$は、$H_0$テンションの解決策として十分かつ優れた例であり、$H_0=72.3_{-2.8}^{+2.7}\、$km/sec/Mpcは、直接のローカル$H_0$測定を組み込まなくても、CMB、BAO、SNeIaデータの組み合わせから得られます。$H_0$のテンションとは別に、このモデルはCMBレンズ異常の観点からも好まれています。
| Title |
Gravitational_dark_matter_production_in_Palatini_preheating |
| Authors |
Alexandros_Karam,_Martti_Raidal_and_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03484 |
ヒッグスインフレーションに似た特殊なケースで、一般相対性理論のパラティーニ定式化におけるプラトーインフレの予熱を研究します。このモデルでは、振動するインフロンフィールドが繰り返しプラトーに戻ることが以前に示されていました。これにより、インフロン粒子のタキオンが生成されます。最小結合の観客スカラー場が同様のメカニズムによってさらに効率的に生成できることを示します。メカニズムは純粋に重力であり、スカラー場の質量は$10^{13}$GeVであり、ハッブルスケールよりも桁違いに大きいため、これは超重ダークマターの候補になります。
QCD時代に形成された原始ブラックホールの合併率
LIGO/Virgoコラボレーションは、さまざまなクラスのコンパクトオブジェクトの重力の併合率を観察または制限しました。これらの合併の大部分は、暗黒物質全体を構成するQCDエポック中に形成されたPBHの原始ブラックホール（PBH）合併である可能性を考慮します。初期の宇宙で形成された初期のバイナリー母集団による合併は無視できる可能性が高いことをコンパニオンペーパーで示したので、典型的なPBHが存在するPBHクラスターで現在の合併率を計算します。次の2つのシナリオを検討します。（i）QCD状態方程式によって決定されるPBH質量関数、および（ii）インフレーション摂動スペクトル内のピークの存在によって決定されるPBH質量関数。最初のシナリオでは、本質的にパラメーターがありません。23B$M_{\odot}$ブラックホールの最近発見された合併であるGW190814などの質量非対称BHの合併率である重いBHの合併率を非常によく再現します$2.6M_{\odot}$オブジェクトを使用して、LIGO/Virgoが支配的な$\sim1\、M_{\odot}$PBH集団からの2つの軽いPBHの融合をまだ観察していない理由を自然に説明できます。パラメータの自由度がある2番目のシナリオでは、重度のPBHの観測されたレートによく一致しますが、現時点では、質量非対称イベントのレートを説明できません。どちらの場合でも、両方のシナリオで、最小限の仮定で行われたPBH合併率がほとんどのLIGO/Virgoの観測された率と非常によく一致することは興味深いことです。
シミュレーションにおけるハロー固有整列に対する異方性原始非ガウス性の痕跡
| Title |
Imprint_of_anisotropic_primordial_non-Gaussianity_on_halo_intrinsic_alignments_in_simulations |
| Authors |
Kazuyuki_Akitsu,_Toshiki_Kurita,_Takahiro_Nishimichi,_Masahiro_Takada,_Satoshi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03670 |
初めて$N$-bodyシミュレーションを使用して、異方性の原始非ガウス性（PNG）が、スケールに依存する変更を引き起こすことを示します。ハロー形状の次元パワースペクトル（固有の配置）、ハロー数密度フィールドの従来のパワースペクトルは影響を受けません。空の同じ領域を観測する広域イメージングと分光学的調査により、四極子PNG係数$f_{\rmNL}^{s=2}$を宇宙マイクロ波背景のそれに匹敵する精度で制約できるようになることを議論します。
キャノンを使用したケックHIRESスペクトルの恒星特性
太陽系外惑星の観測された特性を正確に解釈するには、最初にホストの星の特性を詳細に理解する必要があります。ただし、恒星ごとに恒星の特性を分析する物理モデルは、十分に大きなサンプルの場合、計算上扱いにくくなる可能性があります。さらに、これらのモデルは、利用可能なスペクトルの波長範囲によって制限されます。クールスターの分光特性（SPOCS）カタログ（Breweretal。2016）から以前に導出されたスペクトル特性をTheCannonを使用した生成モデリングと組み合わせて、恒星パラメーター（$\logg$、$T_{\を導出できるモデルを生成しますmathrm{eff}}$、および$v\sini$）および15の元素存在量（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Ni、およびY）KeckObservatoryの高解像度エシェル分光計（HIRES）で観測された恒星スペクトルの場合。SPOCSサンプルの事前にラベル付けされたスペクトルとの相互検証により、各星を分類するのにわずか$\sim$3秒かかるモデルの高精度と精度を実証します。連続体正規化テンプレートスペクトルを入力として使用するトレーニング済みモデルは、https：//github.com/malenarice/keckspecで公開されています。最後に、スペクトルを補間し、同じモデリングスキームを使用して、Keckの2004検出器のアップグレード前に取得されたアーカイブ恒星スペクトルを使用して、477星のラベルを回復します。体系と（2）2004年以降のHIRESスペクトルの波長範囲と実質的に重複する波長範囲。
月形成衝突に対するプレインパクトスピンの影響
| Title |
The_effect_of_pre-impact_spin_on_the_Moon-forming_collision |
| Authors |
Sergio_Ruiz-Bonilla,_Vincent_R._Eke,_Jacob_A._Kegerreis,_Richard_J._Massey,_Luis_F._A._Teodoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02965 |
私たちは、原始地球と月を作成した火星サイズのインパクターの間の仮定された衝突をシミュレートします。いくつかの衝撃で生じた破片ディスクの中で、私たちは材料の自己重力の塊を見つけます。おおよそ月の質量であり、月のように$\sim1\％$の鉄を含み、内部組成が初めて解決されました。凝集塊は、主にそのコアの近くにインパクター材料を含んでいますが、その表面近くの原始地球材料がますます濃縮されています。最近では、アポロサンプルの酸素同位体比で段階的な組成が測定されており、月を形成した原始地球と衝突物質の混合が不完全であることを示唆しています。ただし、月サイズの塊の形成は、インパクターのスピンに敏感に依存します。これを探求するために、多層回転体のモデルを構築する高速な方法と、平滑化粒子流体力学（SPH）シミュレーションの初期条件への変換を開発します。公に利用可能なコードを使用して、静水圧平衡での密度と圧力プロファイルを計算し、SPH密度が10億を超える粒子の構成を、目的の値の$1\％$以内で生成します。このアルゴリズムは、デスクトップコンピューターで$10^7$粒子に対して数分で実行され、回転するボディのプロパティを直接制御できます。それに比べて、回転体の構造ができるまでにスーパーコンピュータで何時間もかかるリラクゼーションやスピンアップの手法も知られています。インパクターの最初のスピンのみが異なる衝突は、さまざまな結果を明らかにします：合併、放牧ヒットアンドラン、または周回するプロトムーンの作成。
プレRNA分子の供給源としての彗星性グリコールアルデヒド
200以上の分子がグリコールアルデヒド（C2（H2O）2、GLA）を含む複数の地球外環境で検出されました。これは、星間媒質の領域で検出された2炭素糖前駆体です。67P/Churyumov-Gerasimenko彗星の核でのその場でのその場での検出と、他の彗星でのリモート観察によると、ほとんどの（すべてではないにしても）彗星に共通しているという食欲をそそる証拠を提供します。NASAのジョンソン宇宙センターの実験的衝撃研究所で実施された衝撃実験は、GLAおよびモンモリロナイト粘土と混合したGLAのサンプルが、4.5GPaから25GPaの圧力範囲での衝撃伝達に耐えることができることを示しています。個々の彗星で観測されたGLAの量に外挿し、太陽系の歴史の最初の10億年の単調な衝撃率を仮定すると、これらの実験結果は、10^23kgまでの彗星GLAがかなりの量のトレスで衝撃の配信に耐えることができたことを示しています、エリスロース、グリコール酸、およびエチレングリコールも生産または配送されます。重要なのは、初期の太陽系の衝突フラックスのプロファイルとは関係なく、GLAの彗星供給は、（リボースを形成する）ホルモース反応と（リボースを形成する）出発物質のリザーバーを提供（そして提供し続ける可能性があります）アミノ酸を形成する）。したがって、彗星は、私たちが知っているように、生命に必要な分子を開始するための重要な送達手段であった可能性があります。
乾燥または曇り：高解像度分光法を使用した超地球55 Cancri eの雰囲気の特徴
| Title |
Arid_or_Cloudy:_Characterizing_the_Atmosphere_of_the_super-Earth_55_Cancri_e_using_High-Resolution_Spectroscopy |
| Authors |
A._Jindal,_E._J._W._de_Mooij,_R._Jayawardhana,_E._K._Deibert,_M._Brogi,_Z._Rustamkulov,_J._J._Fortney,_C._E._Hood,_and_C._V._Morley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03115 |
近くの超地球55Cnceは、周期が18時間、質量が8地球の明るい（V=5.95等）星を周回しています。その大気は水に富んでいて、スケールの高さが大きい可能性がありますが、それを特徴付ける試みはあいまいな結果をもたらしました。ここでは、GeminiNorth望遠鏡とGRACES分光器を使用して、大気中の水とTiOを高スペクトル分解能で高感度で検索します。観測とスバルおよびCFHTの以前の観測を組み合わせて、水蒸気の存在に対する制約を改善します。最近の測定に基づいて更新された惑星半径を使用したパラメトリックモデルを採用し、相互相関手法を使用して感度を最大化します。私たちの結果は、曇っている、または最小限の量の水とTiOしか含まない大気と一致しています。これらのパラメトリックモデルを使用して、3シグマの信頼水準で平均分子量<=15g/molの水が豊富な雰囲気（VMR>=0.1％）を除外し、以前の限界を大幅に改善しました。TiOの場合、平均分子量<=5g/molを除外し、VMRが10^-8を超える場合は3シグマの信頼水準です。VMRが10^-7より大きい場合、制限は平均分子量<=10g/molに上昇します。非常に高い信頼水準（>10シグマ）でTiO/VOを含めたり除外したりすることで、平均分子量の低い化学平衡モデルを除外できます。全体的に、私たちの結果は、平均分子量や雲が高い、または大気がない大気と一致しています。
TRAPPIST-1システムで考えられる惑星大気のレビュー
| Title |
A_review_of_possible_planetary_atmospheres_in_the_TRAPPIST-1_system |
| Authors |
Martin_Turbet,_Emeline_Bolmont,_Vincent_Bourrier,_Brice-Olivier_Demory,_J\'er\'emy_Leconte,_James_Owen,_Eric_T._Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03334 |
TRAPPIST-1は、近くにある（〜39.14光年）惑星系で、中程度の量の放射線を受けている、少なくとも7つの通過する地球サイズ、地球質量の惑星で構成されています。これまでのところ、これは潜在的に居住可能な惑星の最も観察的に好ましいシステムです。2016年にTRAPPIST-1惑星の発見が発表されて以来、その真の性質を明らかにするために、ますます多くの手法とアプローチが使用および提案されています。ここでは、これらの手法とアプローチを使用してこれまでに得られたすべての観測的および理論的制約の最新の概要をまとめました。目標は、TRAPPIST-1惑星が大気を持つことができるかどうか、またそうである場合、それらが何で構成されているかについての理解を深めることです。このために、照射環境、軌道アーキテクチャ、通過観測、密度測定、恒星の汚染、気候と脱出の数値モデルなど、幅広いトピックについてTRAPPIST-1に関する文献を調査しました。これらのトピックのそれぞれは、7つの惑星のありそうな大気の理解にレンガを追加します。（i）HSTトランジット観測、（ii）密度測定、（iii）大気脱出モデリング、および（iv）ガス降着モデリング全体が、トラピスト1惑星の周りのH2支配大気の存在に対する確固たる証拠を提供することを示します。これは、おそらく（i）高分子量の雰囲気または（ii）まったく雰囲気がないかのいずれかであることを意味します。TRAPPIST-1惑星の大気の組成（存在する場合）を特徴付けるには、いくつかの重要な課題があります。これまでの主な問題は、恒星汚染の影響を特徴付け、修正することです。幸いなことに、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡と非常に大きな望遠鏡の近赤外線高解像度地上分光器による観測の新しい波は、今後10年間で大きな進歩をもたらすでしょう。
初期の地球の居住性：近くの月による強い潮汐加熱によって促進された、かすかな若い太陽の下の液体の水
| Title |
Habitability_of_the_early_Earth:_Liquid_water_under_a_faint_young_Sun_facilitated_by_strong_tidal_heating_due_to_a_nearby_Moon |
| Authors |
Ren\'e_Heller_(1),_Jan-Peter_Duda_(2),_Max_Winkler_(3),_Joachim_Reitner_(2),_Laurent_Gizon_(1,4)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research,_G\"ottingen,_(2)_G\"ottingen_Centre_of_Geosciences,_Georg-August-University_G\"ottingen,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_Garching,_(4)_Institute_for_Astrophysics,_Georg-August-University_of_G\"ottingen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03423 |
地質学的証拠によれば、4.4ギガ年前の地球表面近くの液体水は、かすかな若い太陽がその現代の出力の約70％しか放射していなかったことが示唆されています。この時点で、地球は地球規模の雪だるまになっているはずです。極端な大気の温室効果、最初はより大きな太陽、原始惑星物質の降着過程中に獲得された熱の放出、および初期地球物質の放射能は、熱の代替の貯留層またはトラップとして提案されています。今のところ、かすかな若い太陽のパラドックスは、地球上の生命の起源を理解する上で最も重要な未解決の問題の1つとして存続しています。ここでは、天体物理学モデルを使用して、太陽の点火後約6900万年（Myr）形成された生まれた月が、Hadeanと恐らく始生代の地球で極度の潮汐摩擦-したがって熱-を生成した可能性を探ります。Earth-Moonシステムが潮汐熱として約3e31J（その初期の機械的エネルギーバジェットの99％）を失ったことを示します。100Myrの時間スケールで地表をおよそ10W/m^2の潮汐加熱が発生した場合、初期の地球では最大5℃の温度上昇があったと考えられます。この暖房効果だけでは、かすかな太陽のパラドックスは解決されませんが、他の効果と組み合わせて重要な役割を果たす可能性があります。潮汐加熱の相互作用、太陽エネルギー出力の進化、および初期の地球に対する大気（温室効果）の影響に関する将来の研究は、かすかな若年太陽のパラドックスの解決に役立つ可能性があります。
高赤方偏移の$ \ textit {Chandra} $ 3CR銀河系外調査
| Title |
The_$\textit{Chandra}$_3CR_extragalactic_survey_at_high_redshift |
| Authors |
A._Jimenez-Gallardo,_F._Massaro,_M._A._Prieto,_V._Missaglia,_C._Stuardi,_A._Paggi,_F._Ricci,_R._P._Kraft,_E._Liuzzo,_G._R._Tremblay,_S._A._Baum,_C._P._O'Dea,_B._J._Wilkes,_J._Kuraszkiewicz,_W._R._Forman_and_D._E._Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02945 |
1.5から2.5の間の赤方偏移範囲でサイクル20の間に$Chandra$で観測された第3ケンブリッジ改訂カタログ（3CR）に属する9つの無線ソースの分析を示します。この調査は3CR$Chandra$スナップショット調査を完了し、これまでに確認されたすべての3CR線源のX線カバレッジを保証します。このサンプルは、2つのコンパクトな急峻なスペクトルソース、4つの電波銀河、3つのクエーサーをリストしています。3C326.1と3C454.1を除いてすべての原子核から、および$\sim$5$\sigma$より大きい信頼水準で9つのソースのうち6つのソースのラジオローブからのX線放出を検出しました。軟（0.5-1keV）、中（1-2keV）、および硬（2-7keV）のX線バンドで、すべての核とローブのX線フラックスと光度を測定しました。発見されたX線拡張放射はすべての場合に無線構造と空間的に一致するため、その原因は無線ローブで発生する宇宙マイクロ波背景（IC/CMB）の逆コンプトン散乱によるものである可能性があります。
究極の大型望遠鏡-人口IIIの星を検出するには、どのような施設が必要ですか？
| Title |
The_Ultimately_Large_Telescope_--_what_kind_of_facility_do_we_need_to_detect_Population_III_stars? |
| Authors |
Anna_T._P._Schauer,_Niv_Drory,_Volker_Bromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02946 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の打ち上げは、最も高い赤方偏移で観測のための新しいウィンドウを開き、$z\約15$に達します。ただし、この新しい施設を使用しても、最初の星は手の届かない場所にとどまります。これは、露出時間が最も長い場合でも検出できないほど光度がかすかに小さい小さなハロで生まれているためです。この手紙では、人口IIIの星を検出できる施設である「UltimatelyLargeTelescope」の基本的な特性を調査します。観測は近赤外線で行われるため、月ベースの施設が提案されます。計器は39mag$_\mathrm{AB}$とかすかなマグニチュードに到達する必要があり、これは直径約100mの主ミラーサイズに対応します。JWSTNIRCamフィルターを想定すると、Pop〜IIIのソースは色と色空間で一意の署名を持ち、明確に識別できると推定します。
クエーサーの内部He II吸収からの銀河系の電離背景の軟化
| Title |
Softening_of_the_Metagalactic_Ionizing_Background_from_Internal_He_II_Absorption_in_Quasars |
| Authors |
Michael_Shull_and_Charles_Danforth_(University_of_Colorado) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02948 |
クエーサーと活発な銀河核（AGN）は、赤方偏移z<3でのメタ銀河の電離バックグラウンドに大きく貢献しています。AGNの最近のHST/COS複合スペクトルは、ライマン連続体F_nu〜nu^{-alpha_s}（alpha_s=1.41+/-0.15）以前の研究と比較。このインデックスは、Lyaフォレストで観測されたHeII/HI吸収比（eta）と一致していないようです。HeII（4ryd）連続体の内部AGN吸収の影響を、介在するLyaフォレストの不透明度（kappa_nu）によって再処理された、放射率（j_nu）がクエーサーから生じる電離バックグラウンドの分析ソース関数モデルを使用して調査します。そして、それぞれ1〜rydと4〜rydでの異なるAGNエスケープ分数f_esc（HI）とf_esc（HeII）。また、スペクトルインデックス（alpha_b>alpha_s）がalpha_s、HI列密度勾配ベータ、および比率R=f_esc（HI）/f_esc（HeII）に依存する、再処理されたバックグラウンドからのHIおよびHeII光電加熱も調べます。このモデルを、クエーサーHE〜2347-4342に対するHeIIおよびHIのLya吸収線と比較します。f_esc（HeII）=0.6-0.8の内部AGN吸収=f-esc（HI）=1は、HSTと一致して、ベータ=1.5-1.6のeta=60-200に対応するDelta-alpha_b=0.3-1.0によってインデックスを増加します/COS観測値（z=2.5〜2.9）。観測された比率の範囲、eta<200、alpha_b<3.4およびf_esc（HeII）>0.4を制約します。より柔らかいスペクトル、alpha_s>1.7、およびより多くの内部HeII吸収を持つ個々のAGNは、見通し線を横切るAGNの近くにeta>300の吸収体をいくつか生成する可能性があります。
速度依存の自己相互作用暗黒物質を天の川の矮小回転楕円銀河に拘束する
| Title |
Constraining_Velocity-dependent_Self-Interacting_Dark_Matter_with_the_Milky_Way's_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
Camila_A._Correa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02958 |
明るい天の川（MW）の矮小回転楕円体銀河（dSphs）の中心暗黒物質（DM）密度とそれらの軌道周辺の距離の間に観察された反相関は、自己相互作用暗黒物質（SIDM）の潜在的な兆候をもたらします。この作業では、単位質量あたりのSIDM散乱断面積の範囲$\sigma/m_{\chi}$を分析することでこの可能性を調査し、このような反相関を説明できます。重力ポテンシャルの分析形式を想定し、ガイアミッションからの適切な運動を採用し、重力潮汐ストリッピングの一貫した特性評価を含めて、MWの周りのdSphsサブハロの軌道進化をシミュレートします。サブハロー密度プロファイルの進化は、DM粒子の衝突が$\sigma/m_{\chi}$に依存する熱伝導を誘発する、重力熱流体式を使用してモデル化されます。CarinaやFornaxなどのdSphのモデルは、$30$から$50$cm$^{2}$g$^{-の範囲の固定$\sigma/m_{\chi}$で観測された中央DM密度を再現することがわかります1}$ですが、他のdSphは$70$から$100$cm$^{2}$g$^{-1}$の範囲の大きな値を好みます。これらの断面積は、各サブハロのコア内のDM粒子の平均衝突速度と相関関係があるため、大きな断面積でモデル化されたシステムの衝突速度は低くなります。断面速度相関をSIDM粒子モデルと近似します。ここで、質量$m_{\chi}=0.648\pm0.154$GeVのDM粒子は、質量$m_{\phi}=の軽いメディエーターの交換の下で相互作用します。0.636\pm0.055$MeV。自己相互作用は湯川ポテンシャルによって表されます。結果は、MWdSph衛星の多様なDMプロファイルを説明し、より大規模な観測制約と一致する断面速度関係です。
$ z \ sim4 $でのプロトクラスター銀河のUV明度関数：明るい端の過剰と強化された星形成率密度
| Title |
The_UV_Luminosity_Function_of_Protocluster_Galaxies_at_$z\sim4$:_the_Bright-end_Excess_and_the_Enhanced_Star_Formation_Rate_Density |
| Authors |
Kei_Ito,_Nobunari_Kashikawa,_Jun_Toshikawa,_Roderik_Overzier,_Mariko_Kubo,_Hisakazu_Uchiyama,_Yongming_Liang,_Masafusa_Onoue,_Masayuki_Tanaka,_Yutaka_Komiyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Yen-Ting_Lin,_Murilo_Marinello,_Crystal_L._Martin,_and_Takatoshi_Shibuya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02961 |
HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramで選択された$z\sim4$での177個のプロトクラスター候補（PCUVLF）の$g$-dropout銀河のレストフレーム紫外光度関数を報告します。同じ赤方偏移でのフィールド銀河のUVLFと比較すると、PCのUVLFが明るい端に向かって大幅な超過を示していることがわかります。この過剰は、アクティブな銀河核のみの寄与では説明できません。また、これはより高密度の領域でより重要であることがわかります。すべてのプロトクラスターメンバーが星形成メインシーケンス上にあると仮定すると、PCUVLFは恒星質量関数に変換できます。その結果、私たちのプロトクラスターメンバーは、同じ赤方偏移でライマンブレイク銀河のフィールドよりも2.8倍も大きい特徴的な恒星質量を持っていると推測されています。この研究は初めて、密度の高い領域での星形成や恒星の質量の増加が、一般的に$z\sim4$で見られることを明確に示しています。また、プロトクラスターサンプルの選択の不完全性を補正した後の測定されたPCUVLFに基づいて、プロトクラスター領域の星形成率密度（SFRD）を宇宙SFRDの$\simeq6-20\％$と推定します。この高い値は、以前のシミュレーションで示唆されていたように、プロトクラスターが$z\sim4$で宇宙SFRDに無視できない貢献をしていることを示唆しています。私たちの結果は、プロトクラスターが$z\sim4$での銀河の進化に不可欠なコンポーネントであることを示唆しています。
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_Estimating_Masses_of_Black_Holes_in_Quasars_with_Single-Epoch_Spectroscopy |
| Authors |
Elena_Dalla_Bonta`,_Bradley_M._Peterson,_Misty_C._Bentz,_W._N._Brandt,_Stefano_Ciroi,_Gisella_De_Rosa,_Gloria_Fonseca_Alvarez,_Catherine_J._Grier,_P._B._Hall,_Juan_V._Hernandez_Santisteban,_Luis_C._Ho,_Y._Homayouni,_Keith_Horne,_C._S._Kochanek,_Jennifer_I-Hsiu_Li,_Lorenzo_Morelli,_Alessandro_Pizzella,_R._W._Pogge,_D._P._Schneider,_Yue_Shen,_J._R._Trump,_and_Marianne_Vestergaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02963 |
活動銀河核（AGN）の残響マッピングにより、AGN光度とブロードライン領域のサイズとの関係が明らかになり、この関係を使用してブロードエミッションラインのドップラー幅と組み合わせると、単一のスペクトルに基づいて、アクティブな核の中心にあるブラックホールの質量を推定します。これは、過去20年間に数多くの論文で議論されてきました。未解決の重要な問題は、線幅を特徴付けるために使用されるパラメーターの選択です。一般に、前者は測定が容易で、他の機能とのブレンドの感度が低く、通常はより高い精度で測定できるため、ほとんどの研究者はライン分散（ラインプロファイルの2次モーメントの平方根）を優先してFWHMを使用します。ただし、FWHMを使用するとバイアスが発生し、質量のスケールが引き伸ばされるため、高い質量は過大評価され、低い質量は過小評価されます。ここでは、ライン分散とFWHMに基づく質量推定値の比較に特に重点を置いて、個別または「単一のエポック」観測に基づくAGNのブラックホール質量の推定を調査します。明度と線幅に加えて、正確な質量を得るために3番目のパラメーターが必要であり、そのパラメーターはエディントン比であると思われるという最近の発見を確認します。Hbeta（4861A）とCIV（1549A）輝線からブラックホールの質量を推定するための簡略化された実験式を提示します。
サブハロのない暗黒物質のハロー密度プロファイルを照らす
| Title |
Illuminating_Dark_Matter_Halo_Density_Profiles_Without_Subhaloes |
| Authors |
Catherine_E._Fielder,_Yao-Yuan_Mao,_Andrew_R._Zentner,_Jeffrey_A._Newman,_Hao-Yi_Wu,_and_Risa_Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02964 |
冷たいダークマターハロは、比較的滑らかなダークマターコンポーネントと、バインドされたサブハロのシステムで構成されます。ハロー密度プロファイルの研究では、サブハローの質量を含むすべてのハロー質量を含めるのが一般的です。ただし、観測研究では、衛星はホストのプロファイルに加えて独自の暗黒物質密度プロファイルを持つものとして扱われることがよくあります。この違いにより、理論結果と観測結果の比較が困難になります。この作業では、サブハロに含まれる質量を除外することにより、ホストハロの滑らかなコンポーネントの密度プロファイルを調査します。スムーズなハローコンポーネント（サブハローなし）の密度プロファイルは、従来のハロー密度プロファイルとは大幅に異なることがわかります。滑らかなプロファイルは、大きな半径でより急速に低下し、標準のNFWプロファイルでは十分に特徴付けられません。また、滑らかな密度プロファイルから導出された濃度は、固定濃度での散乱が少なく、標準濃度よりも質量依存性が弱いこともわかりました。スムーズハロープロファイルと標準ハロープロファイルはどちらも、一般化されたEinastoプロファイル、中央傾斜が変更されたEinastoプロファイルで記述でき、残差はNFWまたはEinastoプロファイルよりも小さくなります。これらの結果は、天の川塊とクラスター塊の両方のハローに当てはまります。滑らかなハロープロファイルのこの新しい特性評価は、レンズ効果や暗黒物質の消滅など、ハローの滑らかで固い成分を個別に考慮する必要がある多くの分析に役立ちます。
SQuiGGLE調査における大規模な銀河の消光における活動銀河核の役割
| Title |
The_Role_of_Active_Galactic_Nuclei_in_the_Quenching_of_Massive_Galaxies_in_the_SQuiGGLE_Survey |
| Authors |
Jenny_E._Greene,_David_Setton,_Rachel_Bezanson,_Katherine_A._Suess,_Mariska_Kriek,_Justin_S._Spilker,_Robert_Feldmann,_Andy_D._Goulding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02967 |
私たちは、スローンデジタルスカイサーベイから選択されたz〜0.7の大規模なスタースターバースト銀河の大規模なサンプルにおける核活動の発生率を調査し、電波連続体と光輝線に基づいてアクティブな銀河核を特定します。質量範囲が10^10.6-10^11.5Msunを超えると、電波放射の発生率は恒星の質量に弱く依存し、恒星の年齢には依存しませんが、電波の明るさは恒星の質量に強く依存します。光学的核活動の発生率は、恒星の年齢の代用であるDn4000ラインインデックスに最も強く依存し、アクティブフラクションは最も若いスタースターバーストと最も古いスターバーストギャラクシーの10倍ほど高くなります。年齢と分子ガスの割合の間でも同様の傾向が見られるため、局所銀河と同様に、年齢傾向は周囲の銀河の中央のブラックホールからのフィードバックではなく、利用可能な燃料供給のピークを反映していると主張します。
銀河系球状星団を使用した直接キャプチャとサードボディソフトインタラクションからのバイナリブラックホールの合併率の評価
| Title |
Evaluating_the_Merger_Rate_of_Binary_Black_Holes_from_Direct_Captures_and_Third-Body_Soft_Interactions_Using_the_Milky_Way_Globular_Clusters |
| Authors |
Konstantinos_Kritos_and_Ilias_Cholis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02968 |
重力波における多数のバイナリブラックホール合体検出により、これらの合併の揺りかごとなり得る環境への関心が新たになりました。この研究では、最も密度の高い恒星環境であり、ブラックホールバイナリを作成するための自然な場所である球状星団のバイナリブラックホールの合併率を調べます。これらのシステムをすべてのバリエーションでモデル化するには、既知の天の川の球状星団の観測特性に依存します。ブラックホール間の直接的なキャプチャイベント、およびブラックホールバイナリと星とのソフトな相互作用を、これらのバイナリの進化を加速させる3番目の物体として考えます。ダイレクトキャプチャからのバイナリブラックホールは、クラスターあたり平均$0.3-5\times10^{-11}$yr$^{-1}$の割合でマージすることがわかります。サードボディソフトインタラクションは、クラスタごとに平均2ドルから4倍のレートを提供する、より顕著なチャネルです。球状星団のそれらの率は、1年の赤方偏移までの年間約100の合併の累積合併率、つまり、近い将来のバイナリーブラックホール合体イベントで検出可能なもののかなりの割合につながる可能性があります。質量、プロファイルプロパティ、星の速度分散、およびそれらの宇宙論的分布の両方の観点からクラスタープロパティをさらに観察すると、これらの環境の寄与を検出可能な合体イベントレートに適切に制限できます。
Galaxy Quenchingを駆動するものは？グリーンバレーにおける分子ガスと星形成の解決
| Title |
What_Drives_Galaxy_Quenching?_Resolving_Molecular_Gas_and_Star_Formation_in_the_Green_Valley |
| Authors |
Simcha_Brownson,_Francesco_Belfiore,_Roberto_Maiolino,_Lihwai_Lin_and_Stefano_Carniani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02976 |
NOEMAとALMAで取得した\textsuperscript{12}CO（1-0）観測を使用して分子ガス含有量を解決することにより、kpcスケールの7つのグリーンバレー銀河における消光と、MaNGAからの空間分解光学分光法を使用した星形成率を研究します調査。分子ガスと星形成への感度を高めるために、両方のデータセットのラジアルスタッキングを実行し、強くクエンチされた領域に対するバイアスを回避します。空間分解されたガス分率（$\rm{f_{gas}}$）と星形成効率（$\rm{SFE}$）の両方が、すべての半径で緑の谷の銀河を消滅させる原因であることがわかります。両方の量が抑制されています。典型的な星形成領域に。$\rm{f_{gas}}$と$\rm{SFE}$は、外側のディスクのクエンチにほぼ同じ影響を与えます。ただし、強くクエンチされた中央領域の主要なメカニズムを特定することはできません。中央領域では$\rm{f_{gas}}$が$\rm\sim1〜dex$減少していることがわかりますが、星形成率が低すぎて測定できず、$\の上限につながりますrm{SFE}$。$\rm\f_{gas}}$の減少は、外側の円盤から中央の領域に移動すると、$\rm\Sigma_{H_{の減少ではなく、$\rm\Sigma_{\star}$プロファイルの増加によって駆動されます2}}$プロフィール。したがって、減少した$\rm{f_{gas}}$は、アクティブな銀河核によって駆動される風などの分子ガス放出メカニズムではなく、ガス供給の減少によって引き起こされる可能性があります。より一般的には、$\rm{f_{gas}}$を調査する研究は、特に銀河の中心（バルジが支配的な）領域で、消光の原因を推測することを欺く可能性があることを警告します。
NGC 7213の中央領域の分子ガス
| Title |
The_molecular_gas_in_the_central_region_of_NGC_7213 |
| Authors |
Francesco_Salvestrini,_Carlotta_Gruppioni,_Francesca_Pozzi,_Cristian_Vignali,_Andrea_Giannetti,_Rosita_Paladino,_Evanthia_Hatziminaoglou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02990 |
私たちは近くの低光度活動銀河核（LLAGN）NGC7213の多波長研究（X線からミリメートルまで）を提示します。異なるバンドからの情報を組み合わせて、AGNからの寄与に関して光源を特徴付けます。ホスト-銀河系星間媒体（ISM）。このアプローチにより、AGNの役割と、もしあれば、ホスト銀河の星形成と分子ガス特性への影響についての一貫した図を提供することができます。CO（2-1）エミッションラインが分子ガスのトレーサーとして使用されているアーカイブALMAサイクル1の観測に焦点を当てました。ALMAデータの3DBaroloコードを使用して、CO（2-1）放出によって追跡された分子ガス運動学のモデリングを実行し、回転支配パターンを見つけました。ホスト銀河分子ガスの質量は、$\alpha_{CO}$変換係数を想定して、APEXデータで取得した統合CO（2-1）輝線から推定されました。ALMAデータを使用することにより、干渉観測で大規模な放出を除外した場合、ガスの質量を$\sim$3倍に過小評価することになります。また、アーカイブ観測で完全なX線スペクトル分析を実行したところ、比較的かすれがなく、はっきりしたAGNが明らかになりました。AGNの結果は、星形成活動や分子ガスの運動学や分布などのホスト銀河の特性に大きな影響を与えるには暗すぎるためです。
CHANG-ES XXI。 NGC 4217の輸送過程とX字型磁場：中心から外れたスーパーバブル構造
| Title |
CHANG-ES_XXI._Transport_processes_and_the_X-shaped_magnetic_field_of_NGC_4217:_off-center_superbubble_structure |
| Authors |
Y._Stein,_R.-J._Dettmar,_R._Beck,_J._Irwin,_T._Wiegert,_A._Miskolczi,_Q.D._Wang,_J._English,_R._Henriksen,_M._Radica,_and_J.-T._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03002 |
エッジオンスパイラル銀河のディスクハローインターフェースにおける宇宙線（CR）と磁場の影響をよりよく理解するために、無線連続ハロー、磁場、およびCRの輸送プロセスを調査します。2つの周波数、6GHz（Cバンド）と1.5GHz（Lバンド）のCHANG-ES無線データ、および150MHzの補足LOFARデータとX線チャンドラデータを使用した、エッジオンスパイラルギャラクシーNGC4217の比較。NGC4217は、大規模なX字型の磁場構造を示し、銀河の大部分を9マイクロガウスの円盤内の平均全磁場強度で（等分割により）カバーしています。Cバンドで回転測定合成（RM合成）を使用すると、ディスクの磁場の方向が内側を向いていることがわかりました。さらに、らせん状の流出構造が銀河の北西部に存在し、ハローにほぼ7kpcまで伸びています。銀河の接近する側でより多くの偏光放射が観察されます。簡略化された銀河円盤モデルを使用すると、その発見を説明し、エッジオンスパイラル銀河の約75％が接近する側でより高い偏光強度を示すことを予測できます。多くのループおよびシェル構造が銀河全体でCバンドの総強度で見られます。スーパーバブルのような構造は、全体強度と偏光強度、およびHalphaと光学ダストフィラメントで顕著であり、ディスクでの星の集中形成の結果である可能性があります。ハローと比較したディスクの磁束密度の寄与は、低い周波数に向かって減少します。3つの無線周波数での合計強度プロファイルは、2成分の指数関数に適合しました。結果として生じるCバンドとLバンド間のスケールの高さの周波数依存性は、移流が主要なCR輸送プロセスであることを示唆しています。1DCR輸送モデリング（SPINNAKER）は、移流が拡散よりも重要であるように見えることを示しています。
M31でオフセットされたブラックホールの原点
最先端の高解像度完全GPUN体シミュレーションを使用して、暗黒物質の豊富な衛星の落下がM31のサブパーセクによって現在のブラックホールオフセットを自然に説明することを初めて示します。潮汐の特徴の観測データは、シミュレーションの初期条件に厳しい制約を与えます。動的摩擦を介した衛星によるM31の中央領域の加熱は、最初のペリセントリック通路の後にかなりのブラックホールオフセットを伴います。最大のオフセットに達した後、動的な摩擦により、巨大なブラックホールはM31の中心に向かって沈み込み、観測によって導き出されたサブパーセクによってオフセットされたと判断されます。
銀河の周りの自己重力の奇妙な暗黒物質ハローについて
| Title |
On_self-gravitating_strange_dark_matter_halos_around_galaxies |
| Authors |
Marco_Merafina,_Francesco_G._Saturni,_Catalina_Curceanu,_Raffaele_Del_Grande,_Kristian_Piscicchia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03024 |
約8GeVを超える奇妙なクォーク物質の集まりを暗黒物質の新しい可能な成分と見なすことにより、銀河のハローを記述する非相対論的、ニュートン的、非量子平衡構成の新しいファミリーが導入されました。もともと中性子星の物質の状態を説明するために導入されたこのような複合体は、原始宇宙の高密度および温度条件でも形成され、その後、通常のバリオン物質から切り離されて、原始重力の形成のための暗黒物質の基本成分を提供しますポテンシャル井戸とそれに続く宇宙構造の進化。ハローの質量と半径について得られた結果は、銀河で観測された回転速度曲線と一致しています。さらに、このような暗黒物質ハローの平均密度は、矮小回転楕円体銀河のハローに由来する密度に似ています。したがって、天の川サイズの銀河の周りのより大きな暗黒物質分布の縮小バージョンとして解釈でき、2つの共通の起源のヒントになります。宇宙構造の家族。
古典的なセファイドを使用して天の川ディスクの向こう側を研究する：I.分光学的分類と金属性勾配
| Title |
Using_classical_Cepheids_to_study_the_far_side_of_the_Milky_Way_disk:_I._Spectroscopic_classification_and_the_metallicity_gradient |
| Authors |
J._H._Minniti,_L._Sbordone,_A._Rojas-Arriagada,_M._Zoccali,_R._Contreras_Ramos,_D._Minniti,_M._Marconi,_V._F._Braga,_M._Catelan,_S._Duffau,_W._Gieren,_A._A._R._Valcarce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03122 |
天の川円盤のふくらみを超えた向こう側の構造、運動学、化学組成はまだ明らかにされていません。クラシカルセファイド（CC）は、若くて明るい標準キャンドルです。私たちは、これらの変光星のよく特徴付けられたサンプルを使用して、銀河円盤の向こう側の現在の時間特性を研究することを目指しています。45個のセファイド変光星候補のサンプルは、VVV調査によって得られた近赤外時系列測光から選択されました。VLT/X-Shooterで取得した高品質の近赤外スペクトルを使用してこのサンプルを特徴付け、すべてのサンプルセファイドの動径速度と鉄の存在量を導き出しました。これにより、金属が豊富で、ディスクの回転とキネマティクスが一致するCCを、金属が少なく、キネマティクスが異なるタイプIIセファイド（T2C）から分離することができました。VVV測光と周期光度の関係を使用して、個々の距離と絶滅を推定し、銀河円盤の反対側にある30個のCCと、主にバルジ領域にある8個のT2Cの特性を報告し、そのうち10個のCCと4個のT2Cが新しい発見。これは、分光学的に確認された、私たちの銀河のこの遠い領域にあるCCの最初のかなり大きなサンプルです。私たちはそれらの位置、運動学、および金属性を使用して、遠い円盤の一般的な特性が銀河の太陽側のよく研究された円盤の特性と類似していることを確認します。さらに、ディスクの向こう側に放射状の金属勾配が初めて得られました。$R_{\mathrm{GC}}<17\、\rm{kpc}$のすべてのCCを考慮して、勾配が$-0.062\、\mathrm{dex\、kpc^{-1}の勾配を測定します}$と$+0.59\の切片、\rm{dex}$は、ディスクの近い側のCCに基づく以前の決定と一致しています。
分光観測によるM51のH II領域の物理的性質
| Title |
Physical_Properties_of_H_II_Regions_in_M51_from_Spectroscopic_Observations |
| Authors |
Peng_Wei,_Hu_Zou,_Xu_Kong,_Xu_Zhou,_Ning_Hu,_Zesen_Lin,_Yewei_Mao,_Lin_Lin,_Zhimin_Zhou,_Xiang_Liu,_Shuguo_Ma,_Lu_Ma,_Tuhong_Zhong,_Fei_Dang,_Jiantao_Sun,_and_Xinkui_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03188 |
M51とNGC5195は、地上の望遠鏡で非常に詳細に調査できる相互作用システムです。M51のHII領域は、中国科学院の国立天文台の2.16m望遠鏡と$\sim100$pc未満の空間分解能の6.5m多重ミラー望遠鏡を使用して観測されました。銀河全体で合計113のスペクトルを取得し、Croxallらの文献データを組み合わせます。気相の絶滅、恒星の個体群の年齢、星形成率（SFR）の表面密度、酸素の存在量など、一連の物理的特性を導き出します。M51の特性と、この銀河の形成と進化の手がかりを研究するために、これらの特性の空間分布と放射状プロファイルを調べます。M51は穏やかな放射状の消滅勾配を示します。南の腕に比べて北の渦状腕の気相消滅が低いのは、NGC5195の伴銀河との過去の出会いが原因である可能性があります。多くのHII領域は、文献のシミュレーションによる最近の相互作用履歴。SFR表面密度は、渦巻銀河のいたるところにある穏やかな放射状勾配を示します。ディスク領域には$-0.08$dex$R_{e}^{-1}$の負の金属性勾配があり、これは多くの渦巻銀河でも一般的に見られます。これは、銀河形成の「裏返し」のシナリオによってサポートされています。内側の領域に、0.26dexの正の存在量勾配$R_{e}^{-1}$が見つかりました。バルジでの星形成消光による化学物質の濃縮の凍結、疑似バルジの成長や銀河の相互作用によるガスの流入と希釈など、正の勾配を引き起こす可能性のある理由があります。
Mrk 266のデュアルAGNにおけるコンプトン厚の核
| Title |
A_Compton-thick_nucleus_in_the_dual_AGN_of_Mrk_266 |
| Authors |
K._Iwasawa,_C._Ricci,_G._C._Privon,_N._Torres-Alb\`a,_H._Inami,_V._Charmandaris,_A._S._Evans,_J._M._Mazzarella,_T._D\'iaz-Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03258 |
以前のチャンドライメージングで解決された2つの核SWとNEを含む明るい赤外線銀河Mrk266のNuSTARデータの分析結果を示します。チャンドラデータと組み合わせて、チャンドラバンドで非常に微弱なSW原子核のコンプトン厚AGNからのフラックスの急上昇の結果としてNuSTAR観測から得られた硬X線スペクトルを解釈し、マザレラの以前の主張を確認します他（2012）。この硬いX線成分は反射が支配的であり、その固有の2-10keVの光度は〜1e43erg/sになる可能性があります。軟X線では明るいですが、適度に吸収されたNE核だけが4e41erg/sの2〜10keVの光度を持ち、低光度のAGNクラスに配置されます。これらの結果は、非常に覆い隠された合併におけるデュアルAGNからの放出の検出可能性とデューティサイクルを理解する上で意味があります。
MUSEでシェル銀河NGC474の形成メカニズムを解明
| Title |
Revealing_the_formation_mechanism_of_the_shell_galaxy_NGC474_with_MUSE |
| Authors |
Jeremy_Fensch,_Pierre-Alain_Duc,_Sungsoon_Lim,_\'Eric_Emsellem,_Michal_B\'ilek,_Patrick_Durrell,_Chengze_Liu,_\'Eric_Peng_and_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03318 |
銀河の周りの恒星の殻は、それらの組立ての歴史に貴重な洞察を提供する可能性があります。ただし、それらの形成メカニズムは不十分な経験的制約のままです。NGC474の最も顕著な外殻のMUSE@VLTデータを提示して、その形成履歴を制約します。星の殻のスペクトルは明確に検出され、信号対雑音比は約65pix$^{-1}$です。フルスペクトルフィッティング法を使用して、MUSE視野内のシェルおよび関連する点のようなソースの視線速度と年齢および金属性を決定します。6つの球状星団（GC）の候補と8つの惑星状星雲（PN）の候補を検出します。これらはすべて運動学的に恒星の殻に関連付けられています。シェルが中間の金属性、[M/H]=$-0.83^{+0.12}_{-0.12}$と可能なアルファ強化、[alpha/Fe]〜0.3を持っていることを示します。この金属性とPNeの数は、10^9Msunよりも重い前駆銀河と一致しています。シェルの測光は、それが中間質量（〜1：10）の伴侶の低金属性の郊外からの星で構成されている可能性があることを示唆しています。少なくとも2つの球状星団の候補がかなり若く、年齢が1.5Gyr未満であることを示します。これにより、合併年齢の下限が与えられます。NGC〜474の中心の分光データは、若い（〜1〜Gyr）恒星集団の存在を示していることに注意してください。シェルの形成イベントは、約1.5〜1年前に発生した中間質量の合併である可能性が高いと結論付けています。NGC474。
銀河中心のOH / IRスター内の86 GHz SiOメーザー
86.243GHzSiO（J=2-1、v=1）メーザー放出の検索結果を銀河中心付近にある67OH/IR星に向けて提示します。32のスペクトルピークが検出されました。そのうちの28は、これらのOH/IRスターのエンベロープから生じるSiOメーザーラインに対応しています。OH/IRスターでは、約40％のSiOメーザー検出率が得られました。偶然にも86.18GHzのOH/IRスターから2本のラインが検出されました。これは、86.181GHzでのCCS分子遷移によるものか、86.178GHzでの高励起OH分子遷移によるものと考えられます。86GHzメーザー放出の検出率は、MidcourseSpaceExperiment（MSX）A-E<2.5magの光源では約60％です。しかし、MSXA-E>2.5等級で最も赤いOH/IR星の場合は25％に下がります。これは、メシネオ他による仮説を支持します。（2002）SiOメーザーは主に比較的薄い星状物質に見られる。
分子雲におけるCOからH $ _2 $への変換とスペクトルカラム密度：$ X _ {\ rm CO} $係数の変動性
| Title |
CO-to-H$_2$_Conversion_and_Spectral_Column_Density_in_Molecular_Clouds:_The_Vriability_of_$X_{\rm_CO}$_Factor |
| Authors |
Yoshiaki_Sofue_and_Mikito_Kohno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03413 |
野辺山45メートル望遠鏡で銀河面のCO調査を分析し、現在の換算係数$X_{\rmCO}を使用して$^{12}$COラインに対して計算されたH$_2$のスペクトル列密度（SCD）を比較しましたM16およびW43地域のLTEの下での$^{13}$CO回線の場合は$になります。ここで、SCDは$dN_{\rmH_2}/dv$によって定義され、$N_{\rmH_2}$と$v$はそれぞれ列密度と半径速度です。$X_{\rmCO}$メソッドは、SCDが臨界値（$\sim3\times10^{21}\[を超える、クラウドまたはリージョンのH$_2$密度を大幅に過小評価していることがわかりました{\rmH_2\cm^{-2}\（km\s^{-1}）^{-1}}]$）ですが、低いSCD領域では過大評価されます。実際のCOからH$_2$への変換係数は、H$_2$カラム密度またはCOライン強度によって異なることを指摘します。分子雲の内部および不透明な部分では増加しますが、低密度封筒。ただし、現在の$X_{\rmCO}$がクラウド全体で平均化された統合された$^{12}$CO強度と組み合わせて使用される限り、$^{13を使用して計算されたものと一貫した値が得られます}LTE別の$CO強度。分析に基づいて、新しいCOから\Htwoへの変換関係、$N_{\rmH_2}^*=\intX_{\rmCO}^*（T_{\rmB}）T_{\rmを提案しますB}dv$、ここで$X_{\rmCO}^*=（T_{\rmB}/T_{\rmB}^*）^\betaX_{\rmCO}$は、次のように修正されたスペクトル変換係数です。${12}$CO（$J=1-0$）ラインの輝度温度$T_{\rmB}$の関数、および$\beta\sim1-2$と$T_{\rmB}^*=12-16$Kは、観測されたデータにフィッティングして得られた経験的定数です。この式は、低/高COライン強度での列密度の過大/過小推定を補正し、エンベロープから$T_{\rmB}\ge1$K（データ内のrmsノイズ）を持つ分子雲に適用できますサブパーセクスケール（解像度）でコアに。（http://www.ioa.s.u-tokyo.ac.jp/~sofue/news/2020_mn_Xco12co13_fugin.pdfからフル解像度のコピーを入手できます）
宇宙の正午からのニュートリノ：宇宙の星形成の歴史の探査
宇宙の星形成履歴の複数の天体物理学的プローブは、赤方偏移z>1でこの速度の大きく異なる推論をもたらします。すべてのプローブは、1.5<z<3の宇宙正午として知られるピーク星形成の期間を示すようですが、これらのプローブは不一致です。特に、H-アルファデータによって示されるピーク星形成率密度の大きさは、UV/IRデータによって示されるピークの大きさと比較して、約4倍高くなります。この研究では、ハイパーカミオカンデ（HK）実験での拡散超新星ニュートリノ背景の将来の測定の可能性を調査して、矛盾を解決し、ピーク宇宙星形成率の大きさを突き止めるのに役立ちます。宇宙のコア崩壊超新星ニュートリノスペクトルに応じて、質量で0.1％のガドリニウムを搭載したHKは、1.6〜20年のデータ収集で異なる星形成履歴を区別する可能性があることを発見しました。
X線の制約-パロマーガッティーニIRによるSGR1935 + 2154からの2番目のタイムスケールフレアの赤外線スペクトルインデックス
| Title |
Constraining_the_X-ray_-_Infrared_spectral_index_of_second-timescale_flares_from_SGR1935+2154_with_Palomar_Gattini-IR |
| Authors |
Kishalay_De_and_Michael_C._B._Ashley_and_Igor_Andreoni_and_Mansi_M._Kasliwal_and_Roberto_Soria_and_Gokul_P._Srinivasaragavan_and_Ce_Cai_and_Alexander_Delacroix_and_Tim_Greffe_and_David_Hale_and_Matthew_J._Hankins_and_Chengkui_Li_and_Daniel_McKenna_and_Anna_M._Moore_and_Eran_O._Ofek_and_Roger_M._Smith_and_Jamie_Soon_and_Tony_Travouillon_and_Shuangnan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02978 |
銀河マグネターSGR1935+2154は、高速ラジオバースト（FRB）の宇宙論的集団に似た明るいミリ秒持続時間のラジオバースト（FRB200428）の最初の既知の例を生み出し、アクティブマグネターへのFRBの関連付けを強化すると報告されています。同時の明るいX線バーストの検出により、FRBの最初に観測された多波長対応が明らかになりました。ただし、光の波長での類似の発光の検索は、見通し内での高い推定消光によって妨げられています。ここでは、JバンドのパロマーガッティーニIR観測システムを使用して、近赤外波長で光源からの2番目のタイムスケールの放射を最初に検索した結果を示します。露出時間は0.84秒で、観測効率は99.9％です。ソースでの総観測時間は12時間（47728画像）であり、2番目のタイムスケールの放出には$<20$mJy（13.1ABmag）の中央値$3\、\sigma$制限を設定します。観測キャンペーン中にInsight-{\itHXMT}および{\itNuSTAR}望遠鏡によって検出された4つの同時X線バーストのエポックからの非検出限界を提示します。制限は、$A_J=2.0$magの推定消光に対する$<125$Jymsの消光補正フルエンス制限に変換されます。これらの制限は、$\sim10^{14}$Hzの周波数でのフレアのフルエンスに対するこれまでで最も厳しい制約を提供し、一致するX線バーストの比率に対する近赤外線（NIR）フルエンスの比率を制限します。$R_{\rmNIR}<2.5\times10^{-2}$。私たちの観測は、NIR放射がそのラジオからX線スペクトルにわたって観測されたものと同じべき法則に当てはまる場合、FRB200428の近赤外線対応物を簡単に検出するのに十分な感度でした。一致するX線バースト周辺のNIR放射が検出されないため、最も明るいバーストのフルエンスインデックスは$0.35$より急勾配になります。
RAPTOR II：曲がった時空における偏光放射伝達
| Title |
RAPTOR_II:_Polarized_radiative_transfer_in_curved_spacetime |
| Authors |
Thomas_Bronzwaer,_Ziri_Younsi,_Jordy_Davelaar,_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03045 |
超大質量ブラックホールの降着は、観測者に到達する前に高度に湾曲した時空を伝搬する偏光放射の発生源です。このような偏光放射の観測を解釈するのを助けるために、湾曲した時空における偏光放射伝達の正確かつ効率的な数値スキームが必要です。この原稿では、公的に利用可能な放射伝達コードRAPTORを拡張して偏光を含めます。文献と既存のコードで利用可能な共変偏光放射伝達のさまざまなコードと方法の簡単なレビューを提供し、効率的な新しいスキームを提示します。計算の時空間伝搬の側面では、偏光光線のコンパクトなローレンツ不変表現を開発します。計算のプラズマ伝播の側面では、明示的な積分器に関して偏光放射伝達方程式の剛性の形式分析を実行し、剛性の場合に陰的積分器に切り替えるハイブリッド積分スキームを開発します。プラズマのローカル光学/ファラデー厚のすべての可能な値に対して最適な速度と精度で方程式を解くため。RAPTORを使用していくつかのよく知られたテスト問題を解決し、その出力を正確なソリューションと比較することにより、包括的なコード検証を実行します。また、複雑な天体物理学の問題のコンテキストで既存の偏光放射伝達コードとの収束を示します。RAPTORは、任意の高度に湾曲した時空で偏光放射伝達を実行できます。この機能は、ブラックホールの降着の偏極観測を解釈するために重要であり、降着流の磁場構成に関する情報を得ることができます。RAPTORに実装された効率的な形式は、計算が軽く、概念的に単純です。コードは公開されています。
候補となる電磁対応物の方向からバイナリーブラックホールマージ重力波イベントS190521gへの高エネルギー$ \ gamma $線を検索します
| Title |
Search_for_high_energy_$\gamma$-rays_from_the_direction_of_the_candidate_electromagnetic_counterpart_to_the_binary_black_hole_merger_gravitational-wave_event_S190521g |
| Authors |
Egor_Podlesnyi,_Timur_Dzhatdoev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03086 |
重力波イベントS190521g-活動的な銀河核の降着円盤におけるバイナリブラックホールの合併の可能性-は、光学的な対応物を伴っていました。光エネルギー放出領域の周りのそのような密な環境は、高エネルギーの$\gamma$線の生成に適しています。Fermi-LAT宇宙の$\gamma$-ray望遠鏡の公開データを使用して、電磁対応候補の方向からS190521gイベントへの高エネルギー$\gamma$-rayの検索について報告します。重要なシグナルは見つかりませんでした。100MeVから300GeVのエネルギー範囲における線源のスペクトルエネルギー分布の上限を示します。そのような線源での宇宙線加速、$\gamma$-ray、およびニュートリノ生成のコンテキストでS190521gのような過渡現象を研究することの重要性について説明します。
Blazar 3C 273の変動性の多波長分析
| Title |
Multiwavelength_Analysis_of_the_Variability_of_the_Blazar_3C_273 |
| Authors |
Sunil_Fernandes,_V\'ictor_M._Pati\~no-\'Alvarez,_Vahram_Chavushyan,_Eric_M._Schlegel,_and_Jos\'e_Ram\'on_Vald\'es |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03105 |
8年間のフラットスペクトルラジオクエーサー3C273の多波長光度曲線と偏光データを示します。私たちのデータセットの波長範囲は、電波からガンマ線にまで及びます。この光源の発光は、研究の全時間枠の間、降着円盤によって支配されていることがわかりました。さらに、他のブレザーで観測された動作とは対照的に、3C273はガンマ線スペクトルインデックスとガンマ線光度との相関を示しません。最後に、時間範囲$JD_{245}=4860-5760$の15GHzとVバンドの光度曲線間の反相関を特定しました。これは、降着円盤の内部がブラックホール、続いてジェットへのコンポーネントの排出。
中性子星極限物質観測所：グローバルネットワークにおけるキロヘルツ帯重力波検出器
| Title |
Neutron_Star_Extreme_Matter_Observatory:_A_kilohertz-band_gravitational-wave_detector_in_the_global_network |
| Authors |
K._Ackley,_V._B._Adya,_P._Agrawal,_P._Altin,_G._Ashton,_M._Bailes,_E._Baltinas,_A._Barbuio,_D._Beniwal,_C._Blair,_D._Blair,_G._N._Bolingbroke,_V._Bossilkov,_S._Shachar_Boublil,_D._D._Brown,_B._J._Burridge,_J._Calderon_Bustillo,_J._Cameron,_H._Tuong_Cao,_J._B._Carlin,_A._Casey,_S._Chang,_P._Charlton,_C._Chatterjee,_D._Chattopadhyay,_X._Chen,_J._Chi,_J._Chow,_Q._Chu,_A._Ciobanu,_T._Clarke,_P._Clearwater,_J._Cooke,_D._Coward,_H._Crisp,_R._J._Dattatri,_A._T._Deller,_D._A._Dobie,_L._Dunn,_P._J._Easter,_J._Eichholz,_R._Evans,_C._Flynn,_G._Foran,_P._Forsyth,_Y._Gai,_S._Galaudage,_D._K._Galloway,_B._Gendre,_B._Goncharov,_S._Goode,_D._Gozzard,_B._Grace,_A._W._Graham,_A._Heger,_F._Hernandez_Vivanco,_R._Hirai,_N._A._Holland,_Z._J._Holmes,_E._Howard,_E._Howell,_G._Howitt,_M._T._H\"ubner,_J._Hurley,_C._Ingram,_et_al._(100_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03128 |
融合中性子星からの重力波は、実験室実験ではアクセスできない極端な密度で核物質に関する情報をエンコードします。後期のインスパイラルは、中性子星の状態方程式に依存する潮の存在に影響されます。中性子星の合併により、重力波を放出する急速に回転する残留中性子星が生成されることがよくあります。これらは、非常に暑い合併後の環境への手掛かりを提供します。重力波における核物質のこのサインには、現在の検出器の最も感度の高い帯域の外側にある2〜4kHzの周波数帯域のほとんどの情報が含まれています。中性子星極値天文台（NEMO）の設計概念と科学事例を提示します。中性子星の融合による核物理学を研究するために最適化された重力波干渉計。このコンセプトは、高循環レーザー出力、量子スクイーズ、および重力波を使用して核物質を探査するために必要な高周波感度を実現するために特別に設計された検出器トポロジーを使用しています。1kHzを超えると、提案されたひずみ感度は、わずかなコストで完全な第3世代検出器に匹敵します。このような感度は、合併後の残骸の検出に予想されるイベント率を、A+検出器を2つ備えた数十年に1回から年間数回に変更し、超新星、孤立した中性子星、およびその他のエキゾチカの最初の重力波観測を可能にします。
可変質量波エミッターとしての二重質量転送白色矮星連星の結合
質量移動する白色矮星連星のペアによって構成される階層的4体（2+2）システムの進化を研究します。2つの内部軌道周期の同期状態の周りに簡略化されたモデルを適用すると、4つのボディシステムが小さな周期ギャップのあるリミットサイクルに落ち着くことがわかります。周期ギャップは、ビート効果として、放出された重力波の振幅変動を生成します。モデルパラメーターに応じて、ビート周期は1〜10年であり、宇宙の重力波検出器によって大きな振幅変動が観察される場合があります。
軽いスカラーやベクトルボソンなどの大規模なボソンは、超放射効果によってブラックホールの回転を不安定にし、急速に回転するブラックホールからエネルギーと角運動量を効果的に抽出します。このプロセスの結果、ブラックホールがスピンダウンし、その周囲にボソン雲が形成されます。この作業では、紫外線/光学またはX線観測から測定された超大質量ブラックホールの質量とスピンを使用して、軽いボソンのモデルパラメータを制約しました。$10^{-22}$eVから$10^{-17}$eVの軽いボソンの質量範囲は、超巨大ブラックホールのセット（OJ287、Ton618を含む非常に大規模なものも含む）によってほとんど除外できることがわかりますSDSSJ140821.67+025733.2）、特にベクトルボソンシナリオでは、いわゆるファジー暗黒物質パラメーター領域のかなりの部分を排除します。自己相互作用のあるスカラーボソンの場合、質量のほとんどの部分は$\sim3\times10^{-19}$eVから$10^{-17}$eVの範囲で、減衰定数$f_a>10^{15です。}$GeVを除外できます。これにより、これらの質量でのQCDアキシオンが確実に排除されます。
超新星残骸G189.6 + 3.3に関連するプラズマのすざくによる再結合の発見
| Title |
Discovery_of_recombining_plasma_associated_with_the_candidate_supernova_remnant_G189.6+3.3_with_Suzaku |
| Authors |
Shigeo_Yamauchi,_Moe_Oya,_Kumiko_K._Nobukawa,_and_Thomas_G._Pannuti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03226 |
超新星残骸G189.6+3.3の候補の北東部のすざくを用いたX線スペクトル分析の結果を提示します。高度にイオン化されたNe、Mg、Si、およびSからのKシェル線が、スペクトルで初めて検出されました。さらに、HeのようなSiからの放射再結合連続体（RRC）が2.5keV付近にはっきりと見られました。このRRCの検出は、G189.6+3.3がX線放出再結合プラズマ（RP）を所有していることを初めて明らかにしました。0.6〜10.0keVのエネルギーバンドで抽出されたX線スペクトルは、衝突イオン化平衡プラズマコンポーネント（星間物質に関連）とRPコンポーネント（イジェクタに関連）で構成されるモデルにうまく適合しています。スペクトル機能は、G189.6+3.3がRPを備えた中年のSNRである可能性が最も高いことを示しています。
| Title |
Magnesium_and_silicon_in_interstellar_dust:_an_X-ray_overview |
| Authors |
D._Rogantini,_E._Costantini,_S.T._Zeegers,_M._Mehdipour,_I._Psaradaki,_A.J.J._Raassen,_C.P._de_Vries,_and_L.B.F.M._Waters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03329 |
密な銀河環境は、星間塵の大きな貯蔵庫です。したがって、この領域は宇宙のダスト粒子の特性を研究するのに最適な実験室を表しています。X線は、これらの密度の高い環境に存在する塵と光の相互作用を検出する最も直接的な方法です。放射線と星間物質の相互作用により、X線スペクトルに特定の吸収特性が刻印されます。私たちは、銀河の内部領域に存在するダスト粒子の化学組成、結晶化度、および構造を定義することを目的としてそれらを研究します。銀河中心付近に分布する8つの明るいX線連星のチャンドラ/HETGスペクトルで検出されたマグネシウムとシリコンのKエッジを調査します。シンクロトロン施設フランス、ソレイユで測定したケイ酸塩の正確な消光断面積を使用して、2つのスペクトル特性をモデル化します。銀河中心付近のマグネシウムとシリコンは、太陽のものと同様の存在量を示し、気相から非常に激減しています（$\delta_{\rm{Mg}}>0.90$および$\delta_{\rm{Si}}>0.96$）。$\rmMgFeSiO_{4}$の組成を持つアモルファスオリビンは、私たちの適合に従ってすべての視線に沿って最も代表的な化合物であることがわかります。Mgに富むケイ酸塩と石英の寄与は低い（$10\％$未満）。平均して、結晶性ダストの割合は$11\％$に相当します。銀河系外の光源LMCX-1の場合、マグネシウムに富むかんらん石であるフォルステライトが好まれます。この視線に沿って、シリコンの不足が$A_{\rmSi}/A_{\rmLMC}=0.5\pm0.2$であることがわかります。
高赤方偏移クエーサーPKS J1421-0643の分解ジェットにおける逆コンプトン散乱
| Title |
Inverse-Compton_scattering_in_the_resolved_jet_of_the_high-redshift_quasar_PKS_J1421-0643 |
| Authors |
D.M._Worrall,_M._Birkinshaw,_H.L._Marshall,_D.A._Schwartz,_A._Siemiginowska,_J.F.C._Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03536 |
X線バンドへの宇宙マイクロ波背景（CMB）光子のkpcスケール逆コンプトン（iC）散乱が義務付けられているという事実にもかかわらず、解決されたクエーサージェットでの検出の証明は、多くの場合安全ではありません。高い赤方偏移は、CMBのエネルギー密度の増加により好ましい条件を提供し、他の方法ではアクセスできない高エネルギーでの放射光放射電子成分に制約を課すことができます。チャンドラ、HST、およびコアのVLAからの新しいX線、光学および無線の結果を示し、$z=3.69$クエーサーPKSJ1421-0643のジェットを解決しました。X線ジェットは約$4.5''$（投影長32kpc）延長します。ジェットの電波スペクトルは異常に急勾配で、電子が約5000の最大ローレンツ係数まで加速されていることに一致します。結果は、数nTの適度な磁場強度、約のドップラー係数の逆コンプトンX線の検出を支持する4、視野角は約$15^\circ$で、ジェットは遠赤外線、中赤外線、高エネルギーガンマ線を含む他のほとんどのスペクトルバンドではほとんど見えないと予測します。ジェットパワーは、電子-陽電子ジェットの場合、約$3\times10^{46}$ergs$^{-1}$と推定され、これは、クエーサーボロメトリックパワーの10分の1のオーダーです。ジェットの放射力は、ジェット力の約0.07％にすぎません。ジェットに重い粒子が含まれている場合は、放射力比が小さくなるため、ほとんどのジェット力を銀河間物質の加熱に利用できます。
恒星質量と太陽の下の質量のブラックホールの高質量比コンパクト2進合体からの重力波の探索
| Title |
Search_for_gravitational_waves_from_high-mass-ratio_compact-binary_mergers_of_stellar_mass_and_sub-solar_mass_black_holes |
| Authors |
Alexander_Harvey_Nitz,_Yi-Fan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03583 |
$20-100〜\mathrm{M}_{\odot}$と$0.01-1〜\mathrm{M}_の間の質量を持つ恒星質量とサブ太陽質量ブラックホールの合体からの重力波の最初の検索を提示します{\odot}〜（$10-10^3$〜\mathrm{M}_{J}）$、それぞれ。単一のサブソーラーマスブラックホールの観測は、原始ブラックホールと暗黒物質の可能な成分の存在を確立します。LIGO-HanfordとLIGO-Livingstonが同時に観測していた2015-2017年の$\sim164$日間の公開LIGOデータを検索します。重要な候補の重力波信号は見つかりません。この非検出を使用して、$30-0.01〜\mathrm{M}_{\odot}$および$30-0.1〜\mathrm{M}_{\odot}$のレートに$90\％$の上限を設定しますそれぞれ$<1.2\times10^{6}$および$<1.6\times10^{4}〜\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$での合併。直接重力波ブレーキによるバイナリ形成を考えると、軽いブラックホールだけが原始的である場合、この種の合併は非常にまれです（$<10^{-4}〜\mathrm{Gpc}^{-3}\mathrm{yr}^{-1}$）。両方のブラックホールの起源が原始である場合、暗黒物質に対する$1（0.1）〜\mathrm{M}_{\odot}$ブラックホールの寄与を$<3（0.3）\％$に制限します。
地球惑星比較気候学（TPCC）ミッションのコンセプト
| Title |
Terrestrial_Planets_Comparative_Climatology_(TPCC)_mission_concept |
| Authors |
Leslie_K._Tamppari,_Amanda_Brecht,_Kevin_Baines,_Brian_Drouin,_Larry_Esposito,_Scott_Guzewich,_Richard_Hofer,_Kandis_Lea_Jessup,_Armin_Kleinb\"ohl,_Tibor_Kremic,_Michael_Mischna,_Nicholas_Schneider,_Aymeric_Spiga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03049 |
地球惑星比較気候学（TPCC）ミッションコンセプトホワイトペーパーの著者と共同署名者は、次の10年間の惑星科学は、金星と火星の大気の基本的な振る舞いを同時に、同じ装置で比較研究することで大きな恩恵を受けると主張しています。、同じ太陽の強制力に対する大気の応答をキャプチャし、機器関連の変動を最小限に抑えます。したがって、このホワイトペーパーは、2023年から2032年までの惑星科学の10年調査プロセスのために作成されました。それは、そのような使命の科学的根拠、およびそのような使命を達成することができる使命の概念を説明しています。
MWAタイドアレイ処理III：多相合成フィルターによるマイクロ秒の時間分解能
| Title |
MWA_tied-array_processing_III:_Microsecond_time_resolution_via_a_polyphase_synthesis_filter |
| Authors |
S._J._McSweeney,_S._M._Ord,_N._D._R._Bhat,_B._W._Meyers,_S._E._Tremblay,_J._Jones,_B._Crosse,_K._R._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03171 |
マーチソンワイドフィールドアレイ（MWA）の新しい高時間分解能観測モードが説明されており、最大30.72MHzの帯域幅と時間分解能〜0.8$\mu$sで完全な偏光測定が可能です。このモードでは、多相合成フィルターを使用して、標準のMWAの電圧キャプチャシステム（VCS）監視モードの多相分析フィルターステージを「取り消し」ます。高時間分解能データの再構築における潜在的なエラーの原因が特定され、定量化されます。バックツーバックシステムによって引き起こされるS/N損失は、典型的なノイズが支配的なサンプルに対して-0.65dBを超えません。このシステムは、マイクロ秒のタイムスケールで既知の構造を持つ3つのパルサーを観察することによってさらに検証されます。
複数オブジェクトの分光測量に最適化されたタイリングパターン：4MOST測量への応用
| Title |
An_optimised_tiling_pattern_for_multi-object_spectroscopic_surveys:_application_to_the_4MOST_survey |
| Authors |
E._Tempel,_T._Tuvikene,_M._M._Muru,_R._S._Stoica,_T._Bensby,_C._Chiappini,_N._Christlieb,_M.-R._L._Cioni,_J._Comparat,_S._Feltzing,_I._Hook,_A._Koch,_G._Kordopatis,_M._Krumpe,_J._Loveday,_I._Minchev,_P._Norberg,_B._F._Roukema,_J._G._Sorce,_J._Storm,_E._Swann,_E._N._Taylor,_G._Traven,_C._J._Walcher,_R._S._de_Jong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03307 |
大規模な複数オブジェクトの分光測量では、観測戦略を最適化するための自動化アルゴリズムが必要です。最も野心的な今後の分光学的調査の1つは4MOST調査です。4MOST調査施設はVISTA望遠鏡のファイバー給電分光器であり、数年以内に南天の大部分を調査するのに十分な広い視野を備えています。いくつかの銀河系および銀河系外の調査が同時に行われるため、組み合わせた目標密度は大きく異なります。このホワイトペーパーでは、空の大きなターゲット密度の変化に自然に対処でき、ターゲットの異なる露出時間を自動的に処理する新しいタイリングアルゴリズムについて説明します。タイリングパターンは、4MOST調査によって課せられた要件を統合する確率密度を特徴とするマークポイントプロセスとしてモデル化されます。定義されたモデルに関する最適なティリングパターンは、提案された確率密度を最大化するタイル構成によって推定されます。この最大化を達成するために、シミュレーテッドアニーリングアルゴリズムが実装されています。アルゴリズムは自動的に最適なタイルパターンを見つけ、各タイルに空の明るさの仮の条件と露出時間を割り当て、すべての調査の結合された入力カタログでターゲットのリストを観察するために必要な合計実行時間を最小化します。したがって、アルゴリズムは長期的な観察効率を最大化し、調査に最適なタイリングソリューションを提供します。アルゴリズムは4MOSTサーベイ用に設計されていますが、アルゴリズムは柔軟で、簡単な変更で他のマルチオブジェクト分光サーベイに適用できます。
MATS衛星用の広視野軸外望遠鏡の飛行モデルの特性化
| Title |
Flight_model_characterization_of_the_wide-field_off-axis_telescope_for_the_MATS_satellite |
| Authors |
Woojin_Park,_Arvid_Hammar,_Soojong_Pak,_Seunghyuk_Chang,_J\"org_Gumbel,_Linda_Megner,_Ole_Martin_Christensen,_Jordan_Rouse,_and_Dae_Wook_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03348 |
私たちは、衛星にとって初めて線形非点収差のない共焦点軸外反射光学設計を適用する中間圏エアグロー/エアロゾル断層撮影分光法（MATS）衛星の光学的特性評価、キャリブレーション、およびパフォーマンステストを紹介します。望遠鏡の機械的許容誤差は、モンテカルロ法と単一要素摂動を使用して調査されました。感度分析の結果は、3次ミラーの傾斜エラーと2次ミラーの表面RMSエラーが主に光学性能を低下させることを示しています。モンテカルロシミュレーションから、許容限界は、それぞれ$\pm$0.5mm、$\pm$1mm、および$\pm$0.15$^\circ$に計算され、偏心、間隔、および傾きが計算されました。衛星の飛行モデルを使用して、特性測定と光学テストを行いました。マルチチャネル相対ポインティング、光学システムの合計スループット、および各チャネルの歪みは、エンドユーザー向けに特徴付けられました。光学伝達性能は、変調伝達関数（MTF）と点像分布関数（PSF）を測定することで評価しました。最終的なMTF性能は、紫外線チャネル（304.5nm）で20lp/mmで0.25MTF、赤外線チャネルで10lp/mmで0.25-0.54MTFです。このシステムのPSF測定の顕著な事実は、広い視野（5.67$^\circ$$\times$0.91$^\circ$）で顕著な線形非点収差が検出されないことです。すべてを考慮すると、設計方法は、衛星レベルの光学性能を備えた広視野観察で大きな利点を示しました。
地球の高速再突入の放射特性評価に関連する真空紫外実験データの調査
| Title |
Survey_of_Vacuum_UltraViolet_experimental_data_in_relation_to_radiation_characterization_for_Earth_high-speed_re-entry |
| Authors |
Philippe_Reynier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03396 |
この寄与は、極超音速大気突入に関連するVUV範囲で測定された利用可能な実験的放射データの調査です。目的は、サンプル帰還ミッションを準備するための空気熱力学の研究中にすでに収集された実験データセット、および将来を特定することです。最終的な目標は、ヨーロッパのショックチューブエステルで行われる将来の測定値と比較するための最も価値のあるVUVデータセットを特定することです。宇宙探査ミッションと有人月探査に関連してVUV放射をカバーする研究の数が限られているため、レビューは核融合、外生学、化学およびプロセスエンジニアリングなどのドメインに拡張されました。
マルチ衛星観測スケジューリングのための分割統治フレームワークに基づく発見的で正確なアルゴリズムのアンサンブル
| Title |
Ensemble_of_heuristic_and_exact_algorithm_based_on_the_divide_and_conquer_framework_for_multi-satellite_observation_scheduling |
| Authors |
Guohua_Wu,_Xiao_Du,_Mingfeng_Fan,_Jianjiang_Wang,_Jianmai_Shi,_Xinwei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03644 |
衛星観測のスケジューリングは、衛星観測システムの効率を向上させる上で重要な役割を果たします。この論文では、複数の軌道間でのタスク割り当てと単一軌道上でのタスクのスケジューリングという2つの反復フェーズで構成される分割統治フレームワーク（EHE-DCF）に基づくヒューリスティックで正確なアルゴリズムの組み合わせを提案します。タスク割り当てフェーズでは、ヒューリスティックタスク割り当てアルゴリズムを提案します。具体的には、タスクと軌道の間の割り当て確率を計算し、確率的選択ルールを用いてタスクを軌道に割り当てます。スケジューリングフェーズでは、各単一軌道のタスクスケジューリングモデルを構築し、正確な方法（CPLEXなど）を使用してこのモデルを解決します。タスク割り当てフェーズとタスクスケジューリングフェーズは、アルゴリズムの終了条件が満たされるまで繰り返し実行されます。EHE-DCFのパフォーマンスを検証するために、CPLEXを直接利用してタスク割り当てなしのスケジューリング問題を解決する方法、および貪欲アルゴリズムを含む3つのヒューリスティックアルゴリズムと、タスク割り当てフェーズを考慮した2つのシミュレーテッドアニーリングアルゴリズムと比較します。実験結果は、EHE-DCFが大規模タスクの衛星観測スケジューリング問題に対してより効率的であることを示しています。さらに、スケジューリングの利益とスケジュールされたタスクの数は、比較アルゴリズムのものよりも高く、より安定しています。
フレアにおける白色光放射と光球磁場変化の間の統計的関係
| Title |
The_Statistical_Relationship_between_White-light_Emission_and_Photospheric_Magnetic_Field_Changes_in_Flares |
| Authors |
J._S._Castellanos_Dur\'an_and_L._Kleint |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02954 |
白色光放射（WLE）とも呼ばれる連続体放射、および磁場の恒久的な変化（$\Delta{B}_{{\rm{LOS}}}$）は、太陽フレア中にしばしば観察されます。しかし、それらの関係とその正確なメカニズムはまだ不明です。太陽のディスク上で強度と位置が異なる75の太陽フレアの間の$\Delta{B}_{{\rm{LOS}}}$とWLEの関係を統計的に調査します。SDO/HMIデータを分析し、各フレアのピクセルごとに、WLEまたは$\Delta{B}_{{\rm{LOS}}}$を示しているかどうかを判断します。次に、WLEの発生、強度、空間サイズ、フレアエネルギーへの依存、および$\Delta{B}_{{\rm{LOS}}}$の発生との相関を調査します。44/75フレアでWLEを検出し、59/75フレアで$\Delta{B}_{{\rm{LOS}}}$を検出しました。WLEと$\Delta{B}_{{\rm{LOS}}}$は関連しており、それらの場所は0-60\％の間で重複していることがよくあります。すべての場所が一致しているわけではないため、その起源の違いを示す可能性があります。WLエリアは指数法則によってフレアクラスに関連付けられており、以前の研究の結果を拡張し、WLEは指数法則によってフレアクラスに関連付けられており、Cクラスフレアにも有効であることがわかります。未解決の（Sun-as-a-star）WL測定値をデータと比較するために、黒体の仮定の下で、そのようなデータの温度と面積を計算する方法を導き出します。計算された未解決のWLE領域は改善されますが、解決されたフレア領域とは約5〜10（以前は10〜20）の係数で異なります。これは、さまざまな物理的または機器の原因によって説明できます。この方法は、恒星フレアにも適用でき、それらの温度と面積を個別に決定できます。
大規模なツインディスクをトレースする塩、温水、シリコンの化合物
| Title |
Salt,_Hot_Water,_and_Silicon_Compounds_Tracing_Massive_Twin_Disks |
| Authors |
Kei_E._I._Tanaka,_Yichen_Zhang,_Tomoya_Hirota,_Nami_Sakai,_Kazuhito_Motogi,_Kengo_Tomida,_Jonathan_C._Tan,_Viviana_Rosero,_Aya_E._Higuchi,_Satoshi_Ohashi,_Mengyao_Liu,_Koichiro_Sugiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02962 |
アタカマ大ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を備えたOタイププロトバイナリシステムIRAS16547-4247に向けた0.05"解像度の観測結果を報告します。周円盤、星間円盤、流出、および多波長連続体とさまざまな分子線で示されるジェット。特に、塩化ナトリウム、シリコン化合物、および振動励起水線を、100auのスケールで個々の原始星円盤のプローブとして検出します。これらは、典型的な高温1000auスケールで円周構造をトレースするコア分子。内部ディスクをトレースするH2Oラインは、Eu/k>3000Kの上部状態エネルギーを持ち、ディスクの高温を示します。NaCl、SiO、およびSiSの遷移は必ずしも上位状態のエネルギーが高いとは限らず、原始星の近傍でのみ増強されます。これらの分子はダスト破壊の産物であると解釈します。ヒッチは内側のディスクでのみ発生します。これは、オリオンソースIのディスクのケースに続く、原始星系のアルカリ金属ハロゲン化物の2番目の検出であり、高エネルギー遷移水とシリコン化合物に関連する数少ない巨大な原始星のディスクの1つでもあります。これらの新しい結果は、これらの「ホットディスク」ラインが大規模なプロトスターの周りの最も内側のディスクで一般的であり、大規模なスター形成の将来の研究に大きな可能性を秘めていることを示唆しています。大規模なプロトバイナリシステムIRAS16547-4247の起源のヒント。
ガイアを使用したクラスターの運動学的モデリング：ハイアデスのデススローズ
Gaiaデータの精度は、星団の内部速度場を研究するユニークな機会を提供します。クラスタ内の星の内部運動のフォワードモデリング手法を開発して検証します。このモデルでは、回転と剪断を表す異方性速度分散行列と線形速度勾配が可能であり、星のサブセットで利用可能な半径方向の速度を組み合わせ、混合モデルを介してバックグラウンドソースからの汚染を考慮します。Hyadesクラスターとその潮汐の尾のGaiaDR2データにこの方法を適用し、クラスターのおよその潮汐半径である10pc内外の星の運動学を分割して比較します。クラスターの速度分散はほぼ等方性ですが、尾部の速度楕円体は、主軸が銀河の中心に向いているため、明らかに伸びています。クラスターの回転はなく、銀河の方位角と垂直方向に$\約2\sigma$の有意性で正と負の拡張が見つかりました。潮汐の尾は銀河の中心から傾いた方向に伸びており、銀河の垂直方向のクラスターと同じように収縮しています。尾部のシア（A）は$16.90\pm0.92$m/s/pcで、渦度（B）は$-6.48\pm1.15$m/s/pcで、ローカルオールト定数とは異なります。
TタウリスターRUラップに関連する大規模なCOスパイラルアームと複雑な運動学
| Title |
Large-scale_CO_spiral_arms_and_complex_kinematics_associated_with_the_T_Tauri_star_RU_Lup |
| Authors |
Jane_Huang,_Sean_M._Andrews,_Karin_I._\"Oberg,_Megan_Ansdell,_Myriam_Benisty,_John_M._Carpenter,_Andrea_Isella,_Laura_M._P\'erez,_Luca_Ricci,_Jonathan_P._Williams,_David_J._Wilner,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.02974 |
原始惑星系円盤は、コンパクトでミリメートルの連続体放射でよく整理されているように見えますが、COスペクトル線の観測により、ホスト星から遠く離れた場所での複雑な振る舞いがますます明らかになっています。$J=3だけでなく、$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$Oの$J=2-1$遷移の深いALMAマップを提示しますDCO$^+$の-2$遷移、Tタウリ星RULupへの解像度$$sim0.3''$（$\sim50$au）。CO同位体放出は、RULupシステムの4つの主要コンポーネントを追跡します：半径$\sim120$auのコンパクトなケプラー円盤、ディスクを囲む非ケプラーの「エンベロープのような」構造、$\sim260$まで星からのau、少なくとも5つのブルーシフトスパイラルアームが最大1000auまで伸び、RUラップからの投影で最大1,500auに位置するスパイラルアームの外側に塊。重力不安定性、ディスクへの物質の付着、または別の星による摂動を含む、RUラップの特異なガス形態の潜在的な説明についてコメントします。RULupの拡張された非ケプラーCO排出、高い恒星降着率、および異常な測光変動性は、それがバーストFUOriシステムの縮小されたクラスIIアナログである可能性があることを示唆しています。
R Coronae Borealis星のモデリング：He燃焼シェルの温度と金属性の影響
| Title |
Modeling_R_Coronae_Borealis_Stars:_Effects_of_He-Burning_Shell_Temperature_and_Metallicity |
| Authors |
Courtney_L._Crawford,_Geoffrey_C._Clayton,_Bradley_Munson,_Emmanouil_Chatzopoulos,_Juhan_Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03076 |
RCoronaeBorealis（RCB）の星は、非常に水素が不足している炭素星であり、大量のダストを生成し、明るさが急激に低下します。それらは主に白色矮星の合併によって形成されたと考えられています。このホワイトペーパーでは、MESAを使用して、2.1から5.4x10^8Kの範囲のHe燃焼シェル温度を持つマージ後のオブジェクトが、ソーラーおよびサブソーラーの金属性がどのようにRCB星に進化するかを調査します。これらの最も成功したモデルは、太陽電池の金属性と3x10^8Kに近い温度を持っています。CNOサイクルに関与する元素の表面存在量は、He燃焼シェル温度に強く依存しているだけでなく、有効温度とRCBの半径。予想されるサブソーラー金属性が10％のモデルでは、約1dexの表面存在量が減少します。また、太陽電池下の金属性を持つモデルは、対応する太陽電池よりも長い寿命を示します。さらに、燃焼した物質の対流混合は、合併後の進化の最初の数年でのみ発生し、その後、表面の存在量はRCBフェーズ中およびその後で一定であり、これらの星が部分的に強い強化を示す理由を示しています彼は製品を燃やしています。
対象の1000 TESSオブジェクトのローテーション期間の検索
| Title |
A_search_for_rotation_periods_in_1000_TESS_objects_of_interest |
| Authors |
Bruno_L._Canto_Martins,_Roseane_L._Gomes,_Yuri_S._Messias,_Suzierly_R._de_Lira,_Izan_C._Le\~ao,_Leonardo_A._Almeida,_M\'arcio_A._Teixeira,_Maria_L._das_Chagas,_Jenny_P._Bravo,_Asnakew_Bewketu_Belete,_and_Jos\'e_R._De_Medeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03079 |
TransitingExoplanetSurveySatellite（TESS）の高品質の光度曲線は、恒星の回転、基本的な観測可能な恒星と惑星の進化を研究するためのユニークな実験室を表しており、惑星の大気や居住条件や星の周りの生命の起源に影響を与えています。2020年4月14日の時点で、このミッションは、ミッションの最初の20か月間で2分のケイデンスで観測された1000TESSの対象オブジェクト（TOI）のパブリックライトカーブを提供しました。ここでは、厳密な目視検査を伴う、高速フーリエ変換、Lomb-Scargle、およびウェーブレット手法を使用して、これらのTOIの回転署名の検索を示します。この取り組みにより、ローテーションシグネチャを持つ163のターゲットが明らかになりました。そのうちの131は、明確なローテーション期間が0.321〜13.219日の範囲であり、32は疑わしいローテーション周期を示しています。これらの星のうちの129個は、根本原因が明確に特定されていないフラックス変動を示しています。714TOIの場合、光度曲線はノイズの多い動作を示し、通常は低振幅信号に対応します。私たちの分析では、0.049から2.995日の範囲の脈動周期と4つの食連星を持つ10個のTOI星も明らかになりました。今後のTESSデータのリリースに伴い、周期分析はほぼすべてのTOI星に拡大され、それによって追跡戦略自体の基準の定義、および星と惑星の相互作用、ホスト星の表面力学、および惑星の居住可能性条件の研究に貢献します。とりわけ。このコンテキストでは、生きているカタログは、URLhttps://filtergraph.com/tess_rotation_toisのFiltergraph視覚化ポータルで維持されます。
Cycle-StarNet：大規模なデータセットを活用して理論とデータのギャップを埋める
| Title |
Cycle-StarNet:_Bridging_the_gap_between_theory_and_data_by_leveraging_large_datasets |
| Authors |
Teaghan_O'Briain,_Yuan-Sen_Ting,_S\'ebastien_Fabbro,_Kwang_M._Yi,_Kim_Venn,_Spencer_Bialek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03109 |
分光法は恒星天体に関する膨大な量の情報を提供し、この分野は、多天体データ取得と迅速なデータ分析技術における最近の発展に伴って成長し続けています。スペクトルを分析するための現在の自動化された方法は、（a）恒星パラメーターと元素存在量の事前知識を持つ大量のデータを必要とするデータ駆動型モデル、または（b）理論と理論の間のギャップの影響を受けやすい理論的合成モデルに基づく練習。この研究では、大規模な分光調査から学んだ、シミュレーションされた恒星スペクトルを現実的なスペクトルに変えるハイブリッド生成ドメイン適応法を提示します。ニューラルネットワークを使用して、計算量の多い恒星スペクトルシミュレーションをエミュレートし、生成された合成スペクトルを観測スペクトルに関連付けることを学習する別の教師なしドメイン適応ネットワークをトレーニングします。したがって、ネットワークは基本的に、ラベル付きのトレーニングセットを必要とせずにデータ駆動型モデルを生成します。概念の証明として、2つのケーススタディを示します。1つ目は、標準の星を使用しない合成モデルの自動キャリブレーションです。これを達成するために、合成モデルは観測に似たスペクトルにモーフィングされ、それにより理論と観測の間のギャップを減らします。2番目のケーススタディは、合成モデリングで欠落したスペクトル線の元素源の特定です。これらのソースは、ドメイン適応モデルと元のスペクトルモデルの違いを解釈することによって予測されます。行方不明の行を特定する能力をテストするために、モックデータセットを使用して、ノイズの多い観測でも、ドメインの1つに吸収線がない場合に吸収線を回復できることを示します。この研究ではスペクトル分析に焦点を当てていますが、この方法は、大規模なデータセットを使用する他の分野にも適用でき、現在、モデリングの精度によって制限されています。
教師なしドメイン適応による恒星スペクトルの解釈
| Title |
Interpreting_Stellar_Spectra_with_Unsupervised_Domain_Adaptation |
| Authors |
Teaghan_O'Briain,_Yuan-Sen_Ting,_S\'ebastien_Fabbro,_Kwang_M._Yi,_Kim_Venn,_Spencer_Bialek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03112 |
教師なしドメイン適応を使用して、不完全なシミュレーションと観測データの大規模なセットからマッピングを実現する方法について説明します。シミュレートされたデータ分布と観測されたデータ分布が共通の基礎となる表現を共有するという仮説の下で、シミュレーションされたドメインと観測されたドメインの間で転送する方法を示します。恒星の分光天空調査を解釈するためのアプリケーションによって駆動され、各ドメインの2つの敵対的なオートエンコーダーからドメイン転送パイプラインを構築し、潜在的な空間のもつれを解き、サイクル一貫性制約を設定します。次に、補足的な生成代理物理エミュレーターネットワークによって支援されて、物理的な恒星パラメーターから現実的な観測されたスペクトルまでの差別化可能なパイプラインを構築します。さらに、再構成されたスペクトル品質に対するメソッドの可能性を例示し、元素存在量に関連する新しいスペクトル機能を発見します。
FU Orionisタイプのオブジェクト、V960 Monの高解像度分光モニタリング観測
| Title |
High-resolution_spectroscopic_monitoring_observations_of_FU_Orionis-type_object,_V960_Mon |
| Authors |
Sunkyung_Park,_Jeong-Eun_Lee,_Tae-Soo_Pyo,_Daniel_T._Jaffe,_Gregory_N._Mace,_Hyun-Il_Sung,_Sang-Gak_Lee,_Wonseok_Kang,_Hyung-Il_Oh,_Tae_Seog_Yoon,_Sung-Yong_Yoon,_and_Joel_D._Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03197 |
2014年11月にバーストを起こしたFUOrionisタイプのオブジェクトV960Monの高解像度（R$\ge$30,000）の光学および近赤外分光モニタリングの結果を示します。2014年12月以来、Bohyunsan光学エシェル分光器（BOES）とイマージョンGRating赤外線分光器（IGRINS）でこのオブジェクトを監視しています。風、円盤、流出/噴流によって生成されたさまざまな特徴が検出されました。風の特徴は時間とともに変化し、バーストの後は継続的に弱まりました。光学および近赤外線でピークが2つあるラインプロファイルを検出しました。線幅は波長の増加とともに減少する傾向があり、ケプラー円盤の回転を示しています。光学および近赤外スペクトルのディスク機能は、カーネルで畳み込まれたGタイプおよびKタイプの恒星スペクトルとよく一致し、約40.3$\pm$3.8kms$^{-1の最大予測ディスク回転速度を説明します。}$と36.3$\pm$3.9kms$^{-1}$です。また、[SII]とH$_{2}$輝線の検出についても報告します。これらはジェット/流出トレーサーであり、FUorsにはほとんど見られません。
相互作用しない中性子星またはブラックホールの伴侶を伴う原始ヘリウムの白色矮星-候補の超高速B星の真の性質を明らかにする
| Title |
A_proto-helium_white_dwarf_with_a_non-interacting_neutron_star_or_black_hole_companion_--_Uncovering_the_true_nature_of_a_candidate_hypervelocity_B-star |
| Authors |
Andreas_Irrgang,_Stephan_Geier,_Ulrich_Heber,_Thomas_Kupfer,_Steven_Bloemen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03350 |
かつて、SDSSJ160429.12+100002.2は分光学的に青い水平枝（BHB）スターとして分類されていました。BHB星の特徴である光度を仮定すると、オブジェクトの半径方向の速度とガイアの2回目のデータリリースからの適切な動きは、その銀河の静止フレーム速度がローカルの脱出速度を超えていることを意味します。その結果、天体は超高速星と見なされ、銀河の軌道が私たちの方向を向いているため、これは特に興味深いものになります。ただし、フォローアップ観測の分光分析に基づいて、オブジェクトが実際には短周期（$P=0.14337069\pm0.00000018$\、d）の可視Bタイプの単一ライン分光バイナリシステムであることを示します。通常よりも明るい星（有効温度、$T_{\mathrm{eff}}=15\、840\pm160$\、K、および表面重力、$\log（g）=4.86\pm0.04$）BHBスター。したがって、システムの距離は当初考えられていたよりも低く、そのため銀河の軌道は銀河に結びついています。それにもかかわらず、非常に逆行性の軌道では、依然として極端なハローオブジェクトです。He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、S、およびCaの存在量は、3から100以上の係数でサブソーラーですが、Feは約6の係数で濃縮されます。この独特の化学組成パターンおそらく原子拡散プロセスによって引き起こされます。天文学、軌道運動、測光、分光法の制約を組み合わせて、可視成分は、低質量ヘリウムに進化している$0.25^{+0.15}_{-0.06}\、M_\odot$の剥がれた星であると結論付けます白い小人。現在利用可能なデータに基づくと、目に見えないコンパクトなコンパニオンの質量は、99\％の信頼度で、$1.5\、M_\odot$より大きい、つまり、中性子星またはブラックホールである可能性が高いです。これまでに知られている同様のプロパティを持つ他のシステムはほとんどなく、すべてミリ秒のパルサーをホストしています。
共回転相互作用領域からの電波の変動性Wolf-Rayet風のスレッディング
単一の大質量星の構造化された風は、確率構造と組織構造の2つの大きなグループに分類できます。前者は通常、クランプで識別されますが、後者は通常、回転変調、特に共回転相互作用領域（CIR）のパラダイムに関連付けられます。CIRは、UVバンドで広く調査されており、適度にX線と光学で調査されていますが、ここでは、密な風の中での自由自由不透明度を想定したCIR構造からの電波変動を評価します。私たちの目標は、観測の実現可能性を評価するための幅広いパラメーターの調査を実施することであり、この目的のために、他の場合は球形の風に通すCIRの現象論モデルを採用します。合理的な仮定の下では、10％レベルの電波変動を取得することが可能であることがわかります。折りたたまれた光の曲線の詳細な構造は、CIRの曲率、風に対するCIRの密度コントラスト、およびビューの傾斜だけでなく、波長にも依存します。異なる波長での光の曲線を比較すると、振幅が変化し、波形に位相シフトがあり、波形全体が変化することがわかります。これらの特性を利用して、密な高温の風の中のCIRの存在を検出できます。
非恒星恒星モデリング：初期ヘリウム存在量の処理からの体系
| Title |
Asteroseismic_stellar_modelling:_systematics_from_the_treatment_of_the_initial_helium_abundance |
| Authors |
Nuno_Moedas,_Benard_Nsamba,_and_Miguel_T._Clara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03362 |
初期のヘリウム存在量は太陽型星のモデリングに不可欠な要素であるという事実にもかかわらず、これらの星におけるその存在量は、十分に制約されていない観測特性のままです。これは、これらの星の有効温度が、ヘリウムのイオン化を可能にするほど高くないためであり、分光技術が採用された場合、その存在量について結論を出すことはできません。この目的のために、恒星のモデラーは、標準のビッグバン元素合成値に固定された、半経験的なヘリウムと重元素の比を介して初期ヘリウム存在量を推定します。恒星モデルの計算で使用される太陽組成の選択に応じて、ヘリウムと重元素の比（$\DeltaY/\DeltaZ$）は1と3の間で変化することがわかります。この研究では、ケプラーを使用します正確な地震データが利用可能な「LEGACY」恒星サンプル、特に$\DeltaY/\DeltaZ$の異なる値を採用することから生じる、推定された恒星パラメータ（半径、質量、および年齢）の体系的な不確実性を調査します。1.4および2.0。より高い$\DeltaY/\DeltaZ$値で構築された恒星グリッドは、より低い半径と質量の見積もりをもたらします。半径、質量、年齢について、それぞれ1.1％、2.6％、13.1％の体系的な不確実性が見つかりました。
白色新星質量の指標としての再発新星のスーパーソフトX線位相
7つのよく観察された再発性新星、V745Sco、M31N2008-12a、LMCN1968、USco、RSOph、LMCN2009a、TPyx、および1つの再発性新星候補LMCの光学/X線光度曲線を調べましたN2012a。8つのうち6つの新星は、超軟X線源（SSS）の期間がバーストの合計期間（$=$X線ターンオフ時間）の0.70倍、つまり$t_{\rmSSS}=0.70t_{\rmoff}$、合計期間は10日から260日の範囲です。これらの6つの再発性新星は、幅の広い長方形のX線光曲線形状を示し、その前半の期間は、X線カウント率で非常に変動します。SSSフェーズは、水素燃焼WDによって照射された大きな降着円盤を示す光学プラトーフェーズにも対応します。他の2つの再発性新星TPyxとV745Scoは、光学的プラトー位相のない、狭い三角形のX線光度曲線を示しています。$t_{\rmSSS}$と$t_{\rmoff}$の関係は、上記の6つの新星とはかなり異なります。また、さまざまなWD質量と恒星の金属性（$Z=$0.004、0.01、0.02、および0.05）を持つ再発性新星の理論的なSSS期間を提示し、これらの再発性新星の観測期間と比較します。SSS期間は、幅の広い長方形のX線光度曲線の形状を持つ再発性新星のWD質量の優れた指標であることを示します。
近くの星形成領域での円盤方向の配置の検索：ループス、おうし座、上部蠍座、$ \ rho $ Ophiuchi、およびOrion
| Title |
Search_for_Alignment_of_Disk_Orientations_in_Nearby_Star-Forming_Regions:_Lupus,_Taurus,_Upper_Scorpius,_$\rho$_Ophiuchi,_and_Orion |
| Authors |
Masataka_Aizawa,_Yasushi_Suto,_Yoko_Oya,_Shiro_Ikeda_and_Takeshi_Nakazato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03393 |
原始惑星系円盤方位間の空間相関は、複数の星形成プロセスの物理学に関するユニークな情報を持っています。ALMAとHSTで空間的に分解された画像を含む原始惑星系円盤の数で構成される5つの近くの星形成領域を選択し、円盤軸の相互の位置合わせを検索します。具体的には、カイパー検定を適用して、位置角度（PA：北から反時計回りに測定された、投影されたディスク楕円の長軸の角度）分布の統計的均一性を調べます。ループ形成雲を除いて、星を形成する領域にある円盤には、位置合わせの兆候が見られず、ランダムな方向をサポートしています。ただし、ループスフィールドのサブ領域であるループスIIIクラウド内のPAの分光測定を伴う16ディスクの回転軸は、$2\sigma$レベルでのランダム分布からの弱くて可能な逸脱と、16ディスクも均一ではありません。さらに、LupusIIIクラウド内のディスクPAの平均方向は、そのフィラメント構造の方向に平行であり、磁場方向にほぼ垂直です。また、スパースモデリングを含む3つの異なる方法に基づいて、さまざまな観測値と推定量を比較することにより、ループスクラウド内の推定PAのロバスト性を確認します。ディスクの向きの重要な整列がないことは、ディスクの角運動量の乱流の起源と一致しています。LupusIIIクラウドで起こりうるディスクアライメントを確認/改ざんするには、さらに観察が必要です。
層状波長シフトとシンチレーション薄膜を用いた液体アルゴン暗黒物質検出器における表面背景除去のための技術
| Title |
Technique_for_Surface_Background_Rejection_in_Liquid_Argon_Dark_Matter_Detectors_using_Layered_Wavelength-Shifting_and_Scintillating_Thin_Films |
| Authors |
M.G._Boulay_and_M._Ku\'zniak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/1903.00257 |
層状波長シフト、シンチレーション、非シンチレーションフィルムを使用した手法を提示して、液体アルゴン検出器で低エネルギー核反跳から表面の$\alpha$イベントを識別できるようにします。アルゴンでの電子反跳で可能な識別と同様に、$10^{8}$を超える識別力は、適切に遅い減衰時間、約300ns以上の50ミクロンのシンチレータ層を波長に追加することで実現できます。-シフターコーティング面。この手法により、位置の再構成を必要とせずに、非常に大規模な次世代アルゴン暗黒物質実験（表面積が数百平方メートル）で表面$\alpha$イベントを抑制できるため、計装された質量をより多く利用できます。ダークマター検索。この技術は、低エネルギー核反跳のコンパクトアルゴン検出器の表面バックグラウンドを抑制するためにも使用できます。たとえば、コヒーレントニュートリノ核散乱の測定や中性子束の高感度測定に使用できます。
Quark-Meson Coupling（QMC）モデル内の冷たい非降着中性子星の外殻
| Title |
The_outer_crust_of_a_cold,_non-accreting_neutron_star_within_the_Quark-Meson_Coupling_(QMC)_model |
| Authors |
Sofija_Anti\'c,_Jirina_R._Stone,_John_C._Miller,_Kay_Marie_L._Martinez,_Anthony_William_Thomas,_Pierre_A._M._Guichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2006.16521 |
冷たい非降着中性子星の外部地殻特性は、クォーク-中間子結合（QMC）モデルの枠組みの中で研究されています。。QMCモデルは、明確な物理的基礎を持つ、十分に制約された5つの調整可能なパラメーターの一意のセットで、従来のモデルと同様に実験と一致する偶数核の基底状態観測量の予測を提供します。さらに、中性子星の外殻で役割を果たすと考えられている原子核の理論値が向上していますが、実験データはありません。可能な限り最新の実験データテーブルを使用しますが、それ以外の場合はQMCモデルからの予測を使用して、外側の地殻の状態方程式を構築し、恒星モデルの計算で使用して、それぞれが特定の中性子によって特徴付けられる地殻層の平衡シーケンスを取得します豊富な核。中性子星の質量の範囲に対して層のさまざまな特性が計算され、文献にある別の状態方程式と比較されます。これは、QMCモデルが外側の地殻の特性を正常に予測し、より多くのパラメーターに依存する従来の質量モデルと完全に匹敵するという結論につながります。
シフトされた$ \ mu $ハイブリッドインフレ、グラビティーノ暗黒物質、観測可能な重力波
| Title |
Shifted_$\mu$-hybrid_inflation,_gravitino_dark_matter,_and_observable_gravity_waves |
| Authors |
George_Lazarides,_Mansoor_Ur_Rehman,_Qaisar_Shafi_and_Fariha_K._Vardag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.01474 |
ゲージ対称性$SU（4）_c\timesSU（2）_L\timesSU（2）_R$に基づく現実的なモデルで超対称ハイブリッドインフレを調べます。最小超対称標準モデル（MSSM）の$\mu$項は、Dvali、Lazarides、Shafiに続いて、MSSM電弱複レンズの結合から、インフレーションで重要な役割を果たすゲージ一重項超電場に発生します。原始単極子は、$SU（4）_c\timesSU（2）_L\timesSU（2）_R$対称性がインフレーション軌道に沿って破られるように配置することによって膨張します。（上記の）$\mu$カップリング、重力子質量、および膨張後の再加熱の間の相互作用について詳しく説明します。テンソルとスカラーの比$r\sim10^{-4}-10^{-3}$でグラビティーノ暗黒物質と観測可能な重力波を生成するパラメーター空間の領域を探索します。
FleCSPH：平滑化粒子流体力学のための次世代FleCSIble並列計算インフラストラクチャ
| Title |
FleCSPH:_The_Next_Generation_FleCSIble_Parallel_Computational_Infrastructure_for_Smoothed_Particle_Hydrodynamics |
| Authors |
Julien_Loiseau,_Hyun_Lim,_Mark_Alexander_Kaltenborn,_Oleg_Korobkin,_Christopher_M._Mauney,_Irina_Sagert,_Wesley_P._Even,_Benjamin_K._Bergen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03097 |
FleCSPHは、コンパイル時の構成可能なフレームワークFleCSIに基づく、平滑化粒子流体力学シミュレーションツールです。非同期分散ツリートポロジーと高速多重極法を組み合わせることにより、FleCSPHは流体力学と長距離粒子間相互作用を効率的に計算できます。FleCSPHは、初期データジェネレーター、粒子緩和技術、および標準の進化ドライバーを提供します。これらは簡単に変更でき、ユーザー固有のセットアップに拡張できます。データの入出力は、最新の視覚化ソフトウェアと互換性のあるH5part形式を使用します。
マイナスの落雷リーダーステップからの電波放射は、メータースケールの内部構造を明らかにします
| Title |
Radio_emission_from_negative_lightning_leader_steps_reveals_inner_meter-scale_structure |
| Authors |
B._M._Hare,_O._Scholten,_J._Dwyer,_U._Ebert,_S._Nijdam,_A._Bonardi,_S._Buitink,_A._Corstanje,_H._Falcke,_T._Huege,_J._R._H\"orandel,_G._K._Krampah,_P._Mitra,_K._Mulrey,_B._Neijzen,_A._Nelles,_H._Pandya,_J._P._Rachen,_L._Rossetto,_T._N._G._Trinh,_S._ter_Veen,_and_T._Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03231 |
低周波ARray（LOFAR）を使用して、雷放電における負に帯電したプラズマチャネル（負のリーダー）のステッピングプロセスのダイナミクスを調査します。リーダーの各ステップで、VHF（30〜-〜80MHz）放射の複数のパルスが短時間のバースト（$<10\\mu$s）で放出されることがわかります。これは、各リーダーステップで発生するコロナフラッシュ中のストリーマー形成の証拠です。これは、以前は自然雷では観測されておらず、実験室のリーダーからのX線は、コロナが点滅します。驚くべきことに、ステップ長は地面近くで観測されたものと非常に似ていますが、ステップ時間はかなり長く、これはまだ理解されていません。これらの結果は、避雷モデル、そして最終的には避雷モデルの改善に役立ちます。
非対称磁気リコネクションにおける電子拡散領域の新しい見方
| Title |
A_new_Look_at_the_Electron_Diffusion_Region_in_Asymmetric_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Michael_Hesse,_Cecilia_Norgren,_Paul_Tenfjord,_James_L._Burch,_Yi-Hsin_Liu,_Naoki_Bessho,_Li-Jen_Chen,_Shan_Wang,_H{\aa}kon_Kolst{\o},_Susanne_F._Spinnangr,_Robert_E._Ergun,_Therese_Moretto,_and_Norah_K._Kwagala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03379 |
無衝突磁気再結合における電子拡散領域の構造の新しい見方が提示されます。この研究は、密度と磁場勾配に加えて、電流層全体の温度勾配を含む非対称磁気再結合のパーティクルインセルシミュレーションに基づいています。X点、流れのよどみ点、局所的な電流密度ピークのいずれも一致しないことがわかります。流れのよどみ点と電流密度ピークの周りの電流とエネルギーのバランス分析は、電流散逸が非ジャイロトロピック電子圧力の発散と関連していることを一貫して示しています。さらに、同じ圧力項は、電子流速度の剪断タイプの勾配と組み合わせると、対流損失に対して局所的な熱エネルギーを維持するのにも役立ちます。これらの効果は、対称磁気リコネクションでも見られる効果と似ています。さらに、ここでは、非ジャイロトロピック圧力発散による一般化された反磁性ドリフトに関連付けることができる、電流の対流に関連する重要な効果を見つけます。したがって、圧力の一部のみが電流密度を放散するのに役立ちます。ただし、リコネクション電界の役割は、対称システムで得られた電流密度を維持することであるという以前の結論は、ここでも当てはまります。最後に、EDRにおける電子分布関数の関連機能について説明します。
ハドロン星がなぜより大きな半径を持つ奇妙なクォーク星に変換できるのか
| Title |
Why_can_hadronic_stars_convert_into_strange_quark_stars_with_larger_radii |
| Authors |
Alessandro_Drago_and_Giuseppe_Pagliara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03436 |
コンパクト星の総結合エネルギーは、重力結合エネルギー$（BE）_g$と核結合エネルギー$（BE）_n$の合計であり、最後は相互作用の微物理学に関連しています。1つ目はハドロン星と奇妙なクォーク星の両方で正（結合）ですが、2つ目はハドロン星（反結合）で大きく負であり、奇妙なクォークでは小さく負（反結合）または正（結合）です。出演者。$（BE）_g$の結果として生じる減少は$（BE）_n$の大幅な増加によって過度に補償されるため、ハドロン星はより大きな半径を持つ奇妙なクォーク星に変換できます。したがって、総結合エネルギーは変換により増加し、プロセスは発熱的です。ハドロン物質とクォーク物質の状態方程式、および星のバリオン質量に応じて、逆も可能です。つまり、ハドロン星をより小さな半径を持つ奇妙なクォーク星に変換することです。。十分な条件を提供し、現象学的に関連するほとんどの場合、より大きな半径の奇妙なクォーク星を形成しながら、発熱の要求を満たします。最後に、クォークスターが生成される2つのスキーム（1つはクォークスターが大きく、もう1つはクォークスターが小さいスキーム）をそれらと第3ファミリーシナリオと比較し、現在と将来のデータがそれらをどのように区別できるかについて説明します。
通信文明間の因果関係の確率のモンテカルロ推定
| Title |
Monte_Carlo_estimation_of_the_probability_of_causal_contacts_between_communicating_civilisations |
| Authors |
Marcelo_Lares,_Jos\'e_Funes,_Luciana_Gramajo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03597 |
この作業では、銀河の文明間の因果関係の確率を推定する問題に取り組みます。インテリジェントライフの起源と進化については、想定していません。因果関係で接続されたノードのネットワークを想定しています。これらのノードは、電磁信号を送受信する能力を持つインテリジェントエージェントを何らかの形で参照します。ここでは、銀河の簡略化されたスケッチでネットワークの3パラメータ統計モンテカルロモデルを示します。私たちの目標は、モンテカルロシミュレーションを使用して、パラメーター空間を探索し、因果関係の確率を分析することです。長年の文明が密集した銀河のモデルを除いて、何十年にもわたって監視を行う確率はほとんどのモデルで低いことがわかりました。また、原因となる接触の確率は、文明の存続期間とともに活発な文明の数よりも大幅に増加することもわかりました。文明が必要な通信技術を発見したときに、接触する最大の確率が発生することを示します。
