現在の隣人が語った銀河団の過去の歴史
銀河団は、その進化が適切に理解されていれば、現代の宇宙論において重要な役割を果たすことができます。ただし、観測されたクラスターは、その動的状態の単一のタイムフレームのみを提供します。したがって、それらのアセンブリ履歴によく相関している現在の観測可能なクラスターデータを見つけることは、宇宙論にとって計り知れないツールを構成します。クラスターの環境記述子とその形成履歴を関連付ける以前の研究は、ハロー質量と環境の関係が支配的です。この論文は、クラスターサイズのハローの現在の近傍分布と後者の質量アセンブリ履歴との間の質量のない相関関係を示しています。BigMultidarkシミュレーションから、乙女座から昏睡状態のクラスターサイズの範囲の質量を持つランダムハローの2つの大きなサンプルを抽出します。さらに、おとめ座銀河団の形成履歴の主な環境原因を見つけるために、おとめ座サイズのハローとローカル宇宙に似たシミュレーションから抽出されたおとめ座のようなハローを比較します。クラスター中心の距離が異なる近傍の数により、質量降着の履歴が異なるクラスターを区別できます。おとめ座のようなハローと同様に、ビリアル半径の約2倍の距離内に多数の近傍を持つクラスターは、平均と比較して活発な質量降着期間と静かな履歴との間でz〜1で遷移を経験します。反対に、近隣が少ないクラスターは、逆の傾向を共有します：受動的から能動的なアセンブリ履歴へ。さらに、ビリアル半径の約4倍以内に大規模なコンパニオンを持つクラスターは、最近アクティブなマージ履歴を持っている傾向があります。したがって、近傍クラスターの放射状分布は、これらのオブジェクトの過去の履歴に対する貴重な洞察を提供します。
再イオン化の物理モデルに対するCMB制約
物理的な半数値モデルの予測を二次温度および宇宙マイクロ波背景（CMB）の偏光異方性と比較することにより、許容される再イオン化履歴の制約を調べます。私たちのモデルには、電離効率の進化$\zeta$と、電離放射線を生成できるハローの最小質量$M_{\mathrm{min}}$を特徴付ける4つの無料パラメーターがあります。モデルの予測と現在利用可能な光学的深さ$\tau$および運動学的Sunyaev-Zeldovich信号のデータを比較すると、パラメーター空間の重要な領域を除外できていることがわかります。再イオン化の期間を制限します$\Deltaz=1.30^{+0.19}_{-0.60}$（$\Deltaz<2.9$at$99\％$C.L.）、パラメーターの最も厳しい制約の1つ。制約は、$z\sim8$で$M_{\mathrm{min}}\gtrsim10^9\mathrm{M}_{\odot}$（$68\％$CL）を穏やかに優先し、したがって、再イオン化フィードバック。私たちの分析は、$99\％$C.L.でのセカンダリ$B$モード振幅$D_{l=200}^{BB}<18$nK$^2$の上限を提供します。また、今後の宇宙や地上ベースのCMBミッションで制約をさらに強化する方法についても検討します。CMBデータのみに依存する私たちの研究は、始原重力波を検出するための今後のCMB調査だけでなく、赤方偏移の21cm研究にも影響を与えます。
ハローバイアスの宇宙ウェブ異方性への依存性の個別の宇宙校正
SeparateUniverse手法を使用して、線形および2次のハローバイアス$b_1$および$b_2$の、暗黒物質ハローの局所的な宇宙ウェブ環境への依存性を調整します。これは、無限質量の初期摂動に対する固定質量および宇宙ウェブ潮汐異方性$\alpha$でのハロー存在量の応答を測定することによって行います。$\alpha$の分布のほぼ対数正規の形状を利用し、非常に高精度のキャリブレーションをもたらす、以前の研究で開発された分析フレームワークで測定を補強します。レッドシフト$0\leqz\leq1$のハロー質量の広い範囲にわたって$b_1$と$b_2$が$\alpha$に依存する便利なフィッティング関数を示します。$b_2（\alpha）$のキャリブレーションは、非線形バイアスのローカルWeb環境への依存性に関するこれまでの最初のデモンストレーションです。$\alpha$が、ハローの質量を超える多くのハロープロパティのハローアセンブリバイアスの主要な指標であることを示した以前の結果に動機付けられて、分析フレームワークを拡張して、$b_1$と$b_2$の依存性に対応します。ガウス分布を持つ、または単調にガウス分布に変換できる2次プロパティ。ハロー濃度の特定のケースでこの手法を示し、以前の結果とよく一致していることを確認します。私たちのキャリブレーションは、銀河アセンブリバイアスに焦点を当てたさまざまなハローモデル分析や、マルチトレーサー分析で分離変数として$\alpha$を使用する可能性の分析予測に役立ちます。
超大質量ブラックホール（SMBH）は通常、ホスト銀河の中心に見られますが、それらの形成は未だ未解決の問題です。ホスト銀河のバルジ成分のBH質量と速度分散の間の密接な相関関係に照らして、BH-ホスト銀河共進化シナリオが確立されました。ただし、このような説明には、赤方偏移が大きい場合のBHシードの形成に関するパズルや、これらのシードに燃料を供給する成長チャネルなど、多くの理論的な不確実性が含まれています。この作業では、MBHスピンのさまざまな成長チャネルのシグネチャを体系的に分析します。異なる成長チャネルは、レーザー干渉計スペースアンテナによって検出された極端な質量比インスパイラルから推定されるMBHスピンの大きさによって部分的に区別できることを示しています。さらに、MBHスピンとそれらのホスト銀河スピンの方向の間の相関を測定することを提案します。これは、低赤方偏移銀河（$z\le0.3$）で発生する極端な質量比のインスパイラルで可能です。スピン方向の相関を含めることで、さまざまなフォーメーションチャネルが大幅に抑制されます。
高光学深度での重力マイクロレンズ時間遅延：画像パリティと高速無線バーストの時間特性
| Title |
Gravitational_Microlensing_Time_Delays_at_High_Optical_Depth:_Image_Parities_and_the_Temporal_Properties_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03919 |
重力ポテンシャルと経路の長さが異なるため、重力レンズ効果は、太陽の質量のオブジェクトの場合、$\sim10^{-5}$秒のオーダーのソースの複数の画像間に時間遅延を引き起こします。高速電波バースト（FRB）などの天体物理的にコンパクトな光源が、このようなマイクロレンズの質量の高い光学的深さのある領域を通して観察される場合、この重力レンズ時間遅延は、短いタイムスケールの過渡信号に刻印されます。このホワイトペーパーでは、マクロ画像のパリティがマイクロレンズの遅延時間に与える影響について検討します。このパリティはマイクロレンズ信号に直接刻印されており、マクロ画像は時間到達面の最小値で形成され、最も高度に拡大されたマイクロ画像から始まり、さらに暗いマイクロ画像に進みます。時間到達面の最大点でのマクロ画像では、この状況は逆転し、最初に暗い画像が観察され、最も明るいマイクロ画像で終了します。鞍点のマクロ画像の場合、信号は再び暗い画像で始まり、その後明るい画像が続き、その後、暗い画像を再びフェードします。宇宙論的に遠いバースト性の一時的なソースの増加する人口は、間違いなく、コンパクトな塊によるマイクロレンズ化の影響を受けやすい、強力なレンズ化された多重画像化FRBの発見をもたらすでしょう。時間分解能が私の現代および将来の施設に提供されている状態で、マイクロレンズ誘発時間遅延の検出により、重力レンズマクロ画像のパリティが明らかになり、マクロレンズ質量モデルに追加の制約が提供され、宇宙論的プローブとしてのこれらの一時的な光源の有効性が向上します。
| Title |
Determining_the_Hubble_Constant_without_the_Sound_Horizon_Scale:_Measurements_from_CMB_Lensing |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_Blake_D._Sherwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04007 |
宇宙距離ラダーからのハッブル定数$H_0$の測定は、CMBおよび他の高赤方偏移データセットのPlanck観測から推定された値で、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論モデルが想定されている場合、現在緊張しています。この緊張のいくつかの有望な理論的解決策の1つは、初期宇宙の音の地平線スケールを変更する新しい物理学を呼び出すことです。これにより、$H_0$に対するCMBおよびBAOの制約が、ローカルの測定値とよりよく一致するようになります。このペーパーでは、音の水平線スケール$r_s$からの情報を使用せずにCMBからハッブル定数の測定を行う方法について説明します。特に、CMBレンズパワースペクトルの測定を使用して、$H_0$に興味深い制約を設定する方法を示します。これは、物質密度パラメーターを制約する超新星または銀河の弱いレンズの測定と組み合わせる場合に役立ちます。制約は、CMBのレンズパワースペクトルの、物質と放射線の等質（投影）における地平線スケールへの感度から生じます。このスケールは、音の地平線とは異なる新しい物理への依存性を持つ可能性があります。PlanckおよびPantheon超新星からの現在のCMBレンズデータの分析から、保守的な外部事前分布を使用して、$H_0=73.5\pm5.3$km/s/Mpcという$r_s$に依存しない制約を導き出します。将来のCMB調査の予測は、$\sigma（H_0）=3$km/s/Mpcのエラーを超えて制約を改善することは、CMBレンズでは困難であることを示していますが、銀河のパワースペクトルに同様の方法を適用すると、さらに改善できる可能性があります。
高速無線バーストによる原始的な非ガウス性の調査
高速無線バースト（FRB）は、現在未知の起源の天体物理的な過渡現象であり、これまでのところ、銀河系外の距離でいくつかのイベントが検出されています。無線信号の分散測定（DM）は、見通し線に沿った積分電子密度のプローブであるため、大規模構造内の電子分布をマッピングできます。電子の一部はフィードバックによって銀河から追い出されるため、それらは大規模なハローと反相関関係にあり、したがって、角度DM相関は原始的な非ガウス性によって引き起こされるスケール依存バイアスを示します。信号は銀河クラスタリングのような他のプローブよりも弱いですが、FRBはかなり大きなボリュームをプローブする可能性があります。FRBクラスタリング信号の研究には非常に大きなサンプルが必要ですが、DMの相関は、$\sim10^{3-4}$イベントのみの大きな角度スケールで制限された宇宙分散であることを示します。角度DM相関関数の断層撮影分析は、ローカルの原始バイスペクトル形状パラメーター$f_\mathrm{NL}$を${f_\mathrm{NL}}\sim\mathcal{O}（1）$までの精度に制約できますFRBの赤方偏移の分布と大規模な天体物理学的フィードバックに関する仮定に依存します。これにより、FRBはインフレ物理学を制約するための競争力のあるプローブになります。
新しいコードSCALARを使用した完全な宇宙論的シミュレーションの結果を示します。ここで、暗黒物質はファジー暗黒物質の形をしており、$m_{\rmB}=2.5\times10^{の質量を持つ明るいスカラーフィールドによって記述されます。-22}$eVであり、Schr\"{o}dinger-Poisson連立方程式に従って進化します。移動単位では、シミュレーション量は片側で$2.5〜h^{-1}{\rmMpc}$で、最高の精緻化レベルで$20〜h^{-1}{\rmpc}$の解像度。中央のソリトニックコアの形成と進化を分析します。これにより、暗黒物質密度プロファイルに痕跡が残り、中心密度が浅く、回転曲線上で、中心から小さな半径で追加の円速度ピークが生成されます。スカラー場の量子的性質による構造の抑制により、低質量のハロー質量関数が浅くなることがわかります。$\Lambda$CDMシミュレーションの場合と比較して、暗黒物質がすべての質量スケールで集まることが期待されています。esファジィ暗黒物質と同じ初期条件で進化させても。さらに、孤立したハローとマージしたハローの両方について、Schr\"{o}dinger-Poissonシステムのソリューションを特徴付けるスケーリング関係を検証し、それらがマージプロセスによって保持されていることを確認します。各ファジー暗黒物質ハローを用語で特徴付けます無次元量$\Xi\propto\left|E_{\rmhalo}\right|/M_{\rmhalo}^3$の場合、コア質量がコアハロによってハロ質量に強くリンクされていることを示します質量関係$M_{\rmcore}/M_{\rmhalo}\propto\Xi^{1/3}$。シミュレーションされたファジー暗黒物質ハローのコア表面密度が、矮小銀河で観測されたコア半径。コア形成の唯一の説明として、ファジー暗黒物質モデルに対する大きな課題を表しています。
CMB、PTA、レーザー干渉計による原始重力波のスペクトルの測定
宇宙のマイクロ波背景（CMB）、パルサータイミングアレイ（PTA）、およびレーザーと原子干渉計を使用した直接検出を使用して、周波数で23数十年にわたって原始重力波（GW）信号を測定する可能性を調査します。CMBとPTAの実験では、それぞれLiteBIRDミッションと平方キロメートルアレイ（SKA）を検討します。干渉計については、レーザー干渉計スペースアンテナ（LISA）、ビッグバンオブザーバー（BBO）、デシヘルツ干渉計重力波天文台（DECIGO）、$\mu$Ares実験、デシヘルツ天文台（DO）、宇宙の暗黒物質と重力探査の原子実験（AEDGE）、および地上のアインシュタイン望遠鏡（ET）と宇宙探査（CE）の提案。CMBと干渉計の両方の感度を計算するために必要な数学を実装し、最初の原理から後者の応答関数を導き出します。また、各実験での天体物理学的前景汚染の影響を評価します。エネルギー密度パラメーター$\Omega_{GW}h^2$のビン化された感度曲線とエラーバーを、始原GWの確率論的背景のモデルの2つの代表的なクラスの周波数の関数として提示します。単一フィールド低速ロールインフレからのメトリック、および観客のaxion-SU（2）インフレモデルからのソースに起因するテンソル摂動。CMBによるGWスペクトルの共同測定と宇宙からの直接探査ミッションの提案の優れた展望を見つけます。
原始重力波の伝播速度
原始重力波、つまり量子インフレ変動が原因の計量摂動の背景は、測定された場合、原始インフレの実質的な証拠を提供し、非常に高いエネルギースケールで物理学に光を当てることができます。この作業では、伝播速度に焦点を当てます。効果的な場の理論のアプローチを使用して、時間依存の伝播速度$c_{\rmT}（t）$を導入し、一般相対性理論（GR）予測からの小さな偏差$c_{\rmT}（t）=c$はテスト可能な結果につながる可能性があります。伝播速度とその時間依存性をインフレパラメータに関連付け、通常の低速ロール整合性関係を一般化する一連の方程式を導き出します。新しい一般化された整合性関係を課し、小規模と大規模のデータを組み合わせて、重要な原始テンソル速度を伴うインフレに対するモデル独立制約を導出します。特に、スケールの依存性を68％C.L.で$d\logc_{\rmT}/d\logk=0.082^{+0.047}_{-0.11}$に制限します。一方、下限の$c_{\rmT}>0.22\、c$は95％C.L.でのみ導出されます。。また、ピボットスケール$k_*=0.05\rm{Mpc}^{-1}$でのテンソルとスカラーの比率を95％C.Lで$r<0.0599$に制約します。Planckコラボレーションによって提供された結果に同意します。テンソルスペクトルの適切な小規模パラメーター化のおかげで、68％C.L.でテンソルティルト$n_{\rmT}=-0.084^{+0.10}_{-0.047}$に厳しい制約を導き出します。そしてその実行時に$\alpha_{\rmT}=d\、n_{\rmT}/d\logk=0.0141^{+0.0035}_{-0.021}$と$\beta_{\rmT}=d\、\alpha_{\rmT}/d\logk=-0.0061^{+0.010}_{-0.0014}$両方が68％CLで私たちの結果は、標準のスローロール予測との顕著な一致を示しており、現在のデータがインフレエネルギースケールでのGRからの逸脱を大幅に抑制できることを証明しています。
不完全性は非難される：BBH-銀河の相互相関からの$ H_0 $の推論
これらのサイレンのホスト銀河が銀河カタログに存在するかどうかに関係なく、重力波標準サイレンと既知の赤方偏移を持つ銀河間の角度クラスタリングがハッブル定数の推論をどのように可能にするかを示します。高度なLIGOと高度な乙女座の感度を持つ3検出器ネットワークのバイナリブラックホールからの重力波信号の現実的なシミュレーションで、これを初めて示します。このようなネットワークを使用すると、相互相関手法を使用して、ハッブルパラメーターを10％（2％）の精度で90％の信頼度で50（500）のソースで、100％の不完全でも推測できます。重力波イベントのホストが含まれていないカタログ。この方法を、実際のデータからのハッブルパラメータの推論に使用されている現在の最先端技術と比較します。クラスタリング情報が明示的に使用されていない場合、実際のデータからの$H_0$の推論は事前に支配されると予想されます。
Gaia DR2からの非常に幅広いコンパニオンフラクション：ホットジュピターホストの弱いまたはまったくない拡張、およびコンタクトバイナリの強い拡張
| Title |
Very_wide_companion_fraction_from_Gaia_DR2:_a_weak_or_no_enhancement_for_hot_jupiter_hosts,_and_a_strong_enhancement_for_contact_binaries |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang,_Jacob_H._Hamer,_Nadia_L._Zakamska,_Kevin_C._Schlaufman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03688 |
熱い木星ホストが$\gtrsim100$AUの広いバイナリで発見される可能性が高いかどうかについては、議論が続いています。このホワイトペーパーでは、GaiaDR2のホットジュピターホストとメインシーケンスコンタクトバイナリの分離が$10^3-10^4$AUの非常に広いコンパニオンを検索し、非常に広いコンパニオンの割合をオブジェクトバイと比較します。-オブジェクトが一致するフィールドスターのサンプル。ホットジュピターホストの$11.9\pm2.5$％と$14.1\pm1.0$％のコンタクトバイナリが、$10^3-10^4$AU離れたところにコンパニオンを持っていることがわかりました。ホットジュピターホストの非常に広いコンパニオンの割合は、一致するフィールドスターのサンプルより$1.9\pm0.5$大きいですが、$\sim1\sigma$内では、一致するフィールドスターのそれと一致します。ホットジュピターホストの場合のように（$\sim50$AU内で）近くに伴わない星空でのみ。接触連星の非常に広いコンパニオンの割合は、対応するフィールドスターのサンプルよりも$3.1\pm0.5$倍大きいため、接触連星の形成と進化は、広いコンパニオンの存在と関係があるか、または相関していることがわかります。対照的に、ホットジュピターホストの非常に広いコンパニオンフラクションの弱い強化は、ホットジュピターの形成がそれらの環境特性ほど敏感ではないことを意味します。私たちの結果はまた、デュアルホットジュピターホストとデュアルコンタクトバイナリの発生率が、フィールドスターのランダムペアリングからの期待値よりも高い可能性があることを示唆しています。
外側の太陽系では、カイパーベルトには、惑星の形成と移動、および現在の巨大惑星構成からの重力摂動の組み合わせによって形成された動的な部分母集団が含まれています。観測されたカイパーベルトオブジェクト（KBO）のさまざまな動的クラスへの分割は、それらの軌道の数値積分における現在の軌道進化に基づいています。ここでは、機械学習アルゴリズムが、この分類に必要な計算時間と人間の労力の両方を削減するための有望なツールであることを示します。短い数値シミュレーションから派生した機能でトレーニングされた機械学習回帰ツリー分類器の一種である勾配ブースティング分類器を使用して、観測されたKBOを4つの広く動的に異なる集団-古典的、共鳴的、分離、および散乱-に>97％で分類します安全に分類された542のKBOのテストセットの精度。これらのオブジェクトの80％以上がクラスメンバーシップの確率が$>3\sigma$であり、機械学習法が各母集団の基本的な動的特徴に基づいて分類していることを示しています。また、従来の方法よりも計算量を節約することで、観測誤差から引き出されたオブジェクトクローンの集合を調べることで、クラスメンバーシップの分布をすばやく導き出す方法も示します。誤分類の主な理由は2つあります。1つはオブジェクトの軌道に固有のあいまいさ（たとえば、共振の端にあるオブジェクト）であり、もう1つはトレーニングセットに代表的な例がないことです。この作業は、今後10年間の調査で発見されると予想される数千の新しいKBOの迅速かつ正確な分類を探索するための有望な手段を提供します。
| Title |
Investigating_Extra-solar_Planetary_System_Qatar-1_through_Transit_Observations |
| Authors |
Parijat_Thakur,_Vineet_Kumar_Mannaday,_Ing-Guey_Jiang,_D._K._Sahu,_and_Swadesh_Chand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03753 |
私たちは、38の光度曲線を使用して、太陽系外惑星カタール-1bの通過タイミング変動（TTV）分析の結果を報告します。私たちの分析では、インドの天文台（インドのハンレ）で2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡（HCT）を使用して、2016年6月から2016年9月の間に観測された35の以前のトランジットライトカーブと3つの新しいトランジットを組み合わせています。これらの通過データから、カタール-1システムの物理的および軌道パラメータが決定されます。これに加えて、軌道期間と通過中期のエフェメリスが洗練され、可能なTTVが調査されます。null-TTVモデルは（O-C）データによりよく適合していることがわかります。これは、カタール1システムに追加の惑星が存在することをTTVが確認する証拠がないことを示しています。AryabhattaResearchInstituteofObservationalSciences（ARIES、Nainital、India）が運営する3.6mのDevasthal光学望遠鏡（DOT）を使用すると、測光精度が向上し、このシステムのTTVのシグネチャを、現在の仕事。
流星：彗星と小惑星からの光
最古の太陽系天体-彗星や小惑星-の研究では、塵の粒子や隕石の形で詳細な実験室分析のための最もアクセスしやすい惑星物質を提供するのはその断片-流星体です。一部の小惑星と彗星は宇宙船が訪れ、惑星間サンプルを地球に返しました。一方、「はやぶさ2」とOSIRIX-RExが小惑星リュウグウとベンヌを訪問している間、ミッションは進行中です。しかし、彗星や小惑星の代表的なサンプルが不足しているため、流星体を直接観測してより多くの知識を得ることができます。地球の大気との衝突時に、流星体は流星と呼ばれる軽い現象を生み出します。流星を観察するためにさまざまな方法を使用できるので、他の方法では検出されないままである小さな惑星間破片を研究できます。数多くの印象的な流星群、嵐、隕石の影響が記録された歴史を通じて発生しており、より詳細に予測および分析できるようになりました。流星体のダイナミクス、組成、物理的性質を理解することにより、太陽系の形成史とダイナミックな進化を研究することができます。この作品は、流星天文学、その基本的なプロセス、および現在の研究トピックの例を紹介しています。
タイタンの電離層における相互作用ダスト-プラズマ：エアロゾル侵食の実験的シミュレーション
| Title |
Interaction_dust-plasma_in_Titan's_ionosphere:_an_experimental_simulation_of_aerosols_erosion |
| Authors |
Audrey_Chatain,_Nathalie_Carrasco,_Nathalie_Ruscassier,_Thomas_Gautier,_Ludovic_Vettier_and_Olivier_Guaitella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04097 |
タイタンのオレンジのもやに蓄積された有機エアロゾルは電離圏で形成され始めます。大気のこの上部は反応性が高く、高度1200〜900kmで複雑なイオン化学が起こります。電離層は、数パーセントのメタンと水素を含む窒素プラズマです。メタンからの炭素は、長い有機鎖を持つ高分子の形成を可能にし、最終的に有機エアロゾルにつながります。一方、水素とプロトン化イオンはエアロゾルに対して異なる侵食効果を持っていると考えられます。ここでは、有機エアロゾルに対する水素およびプロトン化種の影響を実験的に調べました。タイタンのエアロゾルの類似体は、95％N2と5％CH4のCCPRFプラズマ放電で形成されました。その後、エアロゾルは、99％N2と1％H2のDCプラズマにさらされました。試料は、走査型電子顕微鏡およびその場赤外線透過分光法によって分析された。2つのペレット技術（KBrプレスペレットと薄い金属グリッド）を比較して、見られた変更がペレットの作成に使用された材料によるものではないことを確認しました。直径〜500nmの球状エアロゾルがN2-H2プラズマに曝されると侵食され、表面に約10nmの穴が形成されることがわかりました。エアロゾルは、プラズマによってペレットから全体的に除去されました。IRスペクトルは、ニトリルのグローバルバンドと比較して、イソニトリルやカルボジイミドの消失が速いことを示しています。逆の効果がベータ不飽和ニトリルおよび/またはシアナミドで見られました。C=CおよびC=Nとしての二重結合は、アミンおよびC-H結合よりも影響を受けました。N-HとC-Hの吸収帯は強度が同じ比率を保ち、その形状は変化しませんでした。したがって、炭素と水素はタイタンの電離層で反対の役割を果たすと思われます。メタンからの炭素は有機成長につながり、水素とプロトン化種はエアロゾルを侵食し、不飽和化学機能と優先的に反応します。
潮汐で固定された地球のような太陽系外惑星の居住可能ゾーン内の大気水循環の感度
| Title |
Sensitivity_of_the_Atmospheric_Water_Cycle_within_the_Habitable_Zone_of_a_Tidally-Locked,_Earth-like_Exoplanet |
| Authors |
Marie-Pier_Labont\'e,_Timothy_M._Merlis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04172 |
同期して周回する、潮汐でロックされた太陽系外惑星は、デイサイドが星に面していて、恒久的に暗い夜側の周回する薄暗い星が居住性の主要な候補です。これらの惑星のシミュレーションは、完全な水循環を伴う地球のような気候を維持する可能性をしばしば示します。ここでは、恒星フラックスの変化に対する大気水循環の感度を調べ、主な根本的なメカニズムについて説明します。ゆっくりと回転する、潮汐でロックされた地球のような大気モデルで、居住可能ゾーン制御シミュレーションによる恒星放射照度のわずかな（約10％）増加に対する応答を調べます。増加した恒星の放射照度に応じて水循環が強化されます。蒸発の増加は恒星の放射の増加と同様に動作しますが、平均循環による昼間から夜間のエネルギー輸送は、惑星の降水量の変化にとって重要です。温暖な気候でのエネルギー輸送の効率が上がると、恒星下の降水量が増加します。夜側では、エネルギー輸送の増加と長波放射の増加の間の大きな相殺の結果として、降水量の変化は弱いです。昼から夜へのエネルギー輸送効率は、大気の垂直成層の変化に敏感です。上部対流圏の弱い温度勾配と、恒星下領域で維持される湿ったaiabatのため、恒星下の表面温度と比湿度の変動は、温暖化に伴う惑星の成層の増加を支配します。これは、恒星下の表面の熱力学的変化に基づくナイトサイドの降水量のスケーリングを示唆しています。
低速流星の光学およびレーダーの協調測定
どの発光効率（$\tau$）値がイオン化係数（$\beta$）の現在の値と互換性があるかをより正確に推定するために、低速流星の一連の同時光学および鏡面エコーレーダー測定を報告します。合計1249のEMCCDとレーダー流星が同時に同定されました。36のイベントのサブセットが詳細に分析され、29の速度は20km/s未満でした。これらの流星は、鏡面レーダーポイントで+4から+7.7までのGバンドの等級があり、平均放射パワーは5W（等級が0の流星の場合は945Wのパワーを想定）、質量は1〜10mgでした。これらは、+6の標準的な大きさに相当します。$\beta$/${\tau}$は放射力と強く相関していることがわかります。私たちのすべての同時流星は小惑星のような軌道を持っていました、そして、6つは私たちの遅い速度のサンプルの20パーセントを表す可能性のある鉄流星であることがわかりました。発光効率の値は低速で平均0.6％で、0.1％未満からほぼ30％の範囲です。速度による発光効率の傾向は明らかではありませんでしたが、発光効率の高い値と放射パワーの間には弱い相関関係が存在する可能性があります。
銀河円盤IIの年齢化学的存在量構造：$ \ alpha $二分法と厚い円盤形成
| Title |
The_age-chemical_abundance_structure_of_the_Galactic_disc_II:_$\alpha$-dichotomy_and_thick_disc_formation |
| Authors |
Jianhui_Lian,_Daniel_Thomas,_Claudia_Maraston,_Timothy_C._Beers,_Christian_Moni_Bidin,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Richard_R._Lane,_Ricardo_R._Munoz,_Christian_Nitschelm,_Alexandre_Roman-Lopes,_Olga_Zamora |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03687 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）分光法調査に基づいて、銀河外側円盤の年齢化学的存在量構造に関する以前の研究を内側円盤（4<r<8kpc）に拡張します。外側の円盤とは異なり、内側の円盤の星は、[Mg/Fe]-[Fe/H]平面に明確な二峰性分布を示します。文献では多くのシナリオが提案されていますが、この二峰性分布を理論モデルで復元することは依然として困難です。この目的のために、観察された二峰性の[Mg/Fe]-[Fe/H]分布と一致する複雑な多相内部ディスク形成シナリオを組み込んだ化学進化モデルを提示します。このシナリオでは、内部ディスクの形成が支配的です2つの主なスターバーストエピソードによって、6Gyr離れており、その間に世俗的な低レベルの星形成活動があります。私たちのモデルでは、最初のスターバーストは初期の宇宙時間（t〜1Gyr）で発生し、2番目のスターバーストはt〜7Gyrの宇宙時間で発生します。これらの両方のスターバーストエピソードは、モデルのガス降着イベントに関連付けられており、急速に抑制されます。最初のスターバーストは高$\alpha$シーケンスの形成につながり、2番目のスターバーストは金属の少ない低$\alpha$シーケンスの形成につながります。代わりに、金属が豊富な低$\alpha$星は、2つのバーストの間の長期進化フェーズ中に形成されます。私たちのモデルは、$\alpha$の二分法が、最初のスターバースト後の星形成の急速な抑制に由来することを示しています。2つのスターバーストエピソードは、幾何学的な厚いディスク（z>1kpc）の形成に関与している可能性が高く、最初のスターバーストと2番目のスターバーストの間に、それぞれ古い内側の厚いディスクと若い外側の厚いディスクが形成されます。
LMCでの星形成のマルチトレーサータイムラインに向けて-I. \ H \、{\ sc i}雲の寿命を導き出す
| Title |
Towards_a_multi-tracer_timeline_of_star_formation_in_the_LMC_--_I.\_Deriving_the_lifetimes_of_H\,{\sc_i}_clouds |
| Authors |
Jacob_L._Ward,_M\'elanie_Chevance,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Alexander_P._S._Hygate,_Andreas_Schruba_and_Steven_N._Longmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03691 |
星形成プロセスのさまざまな段階に関連する時間スケールは、制約が不十分なままです。これには、星形成の最も初期の段階が含まれます。この段階では、分子雲が星間物質から凝縮します。一連の論文の最初の発表では、星形成の最初のマルチトレーサータイムラインを、原子ガス雲から埋め込まれていない若い恒星の個体群までの包括的な進化段階のセットを通じてまとめるという最終目標を掲げています。この論文では、H$\alpha$とH\、{\sci}放出の非相関に基づいて、星形成公式の不確定性原理を使用して、原子雲の寿命の経験的決定を、空間スケール。48$\substack{+13の原子ガス雲の寿命がわかります
$ z \ sim 2 $での3つの星形成HUDF銀河からの恒星、COおよびダスト-コンティニューム放出の比較
| Title |
A_Comparison_of_the_Stellar,_CO_and_Dust-Continuum_Emission_from_Three,_Star-Forming_HUDF_Galaxies_at_$z\sim_2$ |
| Authors |
Melanie_Kaasinen,_Fabian_Walter,_Mladen_Novak,_Marcel_Neeleman,_Ian_Smail,_Leindert_Boogaard,_Elisabete_da_Cunha,_Axel_Weiss,_Daizhong_Liu,_Roberto_Decarli,_Gerg\"o_Popping,_Tanio_Diaz-Santos,_Paulo_Cort\'es,_Manuel_Aravena,_Paul_van_der_Werf,_Dominik_Riechers,_Hanae_Inami,_Jacqueline_A._Hodge,_Hans-Walter_Rix,_Pierre_Cox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03697 |
ハッブルウルトラディープフィールドから選択された$z=1.4、1.6$、$2.7$の3つの星形成銀河のダスト、分子ガス、星の範囲を、明るいCOとダストコンティニウムの放出に基づいて比較します。それらの大きい残りフレームの光学サイズとして。銀河は恒星質量が高く、$\mathrm{M}_*>10^{11}\mathrm{M}_\odot$であり、それぞれの星形成銀河のメインシーケンス上またはわずかに下に存在します赤方偏移。1.3mmの連続体とCOライン放出のサブアークセカンドアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ観測を使用してダストと分子ガスをプローブし、1.6\textmumで\emph{気泡宇宙望遠鏡}観測を使用して恒星分布をプローブします。3つの銀河すべてについて、CO放出は恒星の放出より$\gtrsim30\％$コンパクトに見えることがわかります。$z=1.4$および$2.7$銀河の場合、ダスト放出も$\gtrsim50\％$コンパクトであるのに対し、$z=1.6$銀河の場合、ダスト放出とステラ放出は同様の空間範囲。この類似の空間範囲は、ローカルディスク銀河の観測と一致しています。ただし、ほとんどの高赤方偏移の観測では、高赤方偏移での中央の星型バーストの偏在と、これらの観測の多くの感度が制限されているために、よりコンパクトなダスト放出が見られます。CO輝線を使用して、銀河の冷たい星間物質の運動学も調査し、3つすべてが回転支配のディスクと一致する運動学を持っていることを確認します。
1
| Title |
The_Morphology-Density_relationship_in_1 |
| Authors |
Elizaveta_Sazonova,_Katherine_Alatalo,_Jennifer_Lotz,_Kate_Rowlands,_Gregory_F._Snyder,_Kyle_Boone,_Mark_Brodwin,_Brian_Hayden,_Lauranne_Lanz,_Saul_Perlmutter,_Vicente_Rodriguez-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03698 |
形態と密度の関係は、銀河団などの密な宇宙環境には静止楕円銀河が豊富にあると述べていますが、この関係がどの赤方偏移で最初に確立されたかは不明です。HSTイメージングと形態計算コードstatmorphを使用して、$1.2<z<1.8$の4つのクラスターの形態を研究します。クラスター銀河の中央形態をモンテカルロ解析を使用してCANDELSフィールド銀河と比較すると、4つのクラスターのうち2つ（z=1.19およびz=1.75）に、$3\sigma$を超える有意性を持つ確立された形態と密度の関係があることがわかります。これらのクラスターの銀河の$\sim$50％は、野外の$\sim$30％と比較してふくらみが支配的であり、非常にコンパクトです。この結果は、$\logM/M_\odot\less約10.5$の低質量銀河でより重要であり、低質量銀河がクラスター内で最も影響を受けることを示しています。2つのz$\約$1.45クラスターの2つの$3'$の2D分離と$\約73$Mpcの3D分離の2つのz$\約$1.4クラスターの興味深いシステムも見られます。形態と密度の関係の原因となる環境メカニズムは、1）すでにz=1.75ですでにアクティブになっている、2）コンパクトなふくらみが支配的な銀河を形成している、3）主に低質量の銀河に影響していると結論付けます。ただし、クラスターが埋め込まれているより大きな宇宙環境に依存する可能性のある、クラスター内の分散にはかなりの程度があります。
低質量矮小銀河の化学進化における恒星フィードバックの役割
| Title |
The_Role_of_Stellar_Feedback_in_the_Chemical_Evolution_of_a_Low_Mass_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
Andrew_Emerick,_Greg_L._Bryan,_Mordecai-Mark_Mac_Low |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03702 |
マルチチャネル恒星フィードバックモデルの各側面が、高解像度シミュレーションのスイートを使用して、低質量の孤立した矮小銀河の化学力学的進化をどのように促進するかを調査します。私たちのモデルは、採用された初期質量関数からランダムにサンプリングされた個々の星の粒子をたどります。ダスト粒子の光電加熱、イオン化および関連する加熱、H$_2$のLyman-Werner（LW）解離、および放射圧を引き起こす恒星放射。また、大規模なメインシーケンス（エネルギー入力を無視）と漸近巨大分岐（AGB）星からの風。放射伝達はレイトレーシングによって行われます。これらのプロセスのそれぞれが、星形成率、グローバルプロパティ、多相星間物質（ISM）、銀河風の駆動の調整に及ぼす影響を検討します。別個の元素合成濃縮チャンネル（AGB風、大規模な星恒星風、コア崩壊およびタイプIa超新星）からの個々の金属種に従い、これらのフィードバックプロセスがISMでの金属混合、流出の金属含有量、および私たちの銀河における恒星の存在パターン。私たちは、低金属、低質量の矮小銀河の場合、恒星放射、特に電離放射とLW放射が、光電加熱とHI放射圧に影響を与える恒星フィードバックの重要なソースであることを発見しました。ただし、フィードバックは非線形に結合され、各プロセスの包含または除外により無視できない影響が生じます。星形成の歴史;金属、質量、およびエネルギーの駆出率;そして、ガスと星の両方における異なる元素合成源からの元素の分布。
z = 1.44でのCARLA J1103 + 3449クラスターの中央AGNの周りの大規模な分子ガスリザーバー
| Title |
Massive_molecular_gas_reservoir_around_the_central_AGN_in_the_CARLA_J1103+3449_cluster_at_z=1.44 |
| Authors |
Vladan_Markov,_Simona_Mei,_Philippe_Salom\'e,_Francoise_Combes,_Daniel_Stern,_Audrey_Galametz,_Carlos_De_Breuck,_Dominika_Wylezalek,_Stefania_Amodeo,_Elizabeth_A._Cooke,_Anthony_H._Gonzalez,_Nina_A._Hatch,_Ga\"el_Noirot,_Alessandro_Rettura,_Nick_Seymour,_Spencer_A._Stanford,_Jo\"el_Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03706 |
パッシブな初期型銀河は、z$\lesssim$1.5でクラスターコアを支配します。より高い赤方偏移では、クラスターコア銀河は、冷たい分子ガスによって燃料を供給され、まだ進行中の星形成を持っていることが観察されています。NOEMAを使用して、z=1.44でクラスターCARLAJ1103+3449の無線ラウドAGNの周囲の中央領域の分子ガスリザーバーを測定します。AGNシンクロトロン放射は、94.48GHzでの連続放射を支配し、AGN位置と2つの無線ジェットの位置でその磁束を測定します。4.71GHz〜94.5GHzの範囲で公開された結果と測定結果を組み合わせると、AGNコア放射のフラットスペクトルインデックス$\alpha=0.14\pm0.03$と、より急なインデックス$\alpha=1.43\pm0.04$と$\alpha=1.15\pm0.04$は、それぞれ西葉と東葉に近い位置にあります。合計スペクトルインデックスは、73.8MHz〜94.5GHzの範囲で$\alpha=0.92\pm0.02$です。2つのCO（2-1）輝線を検出します。どちらも、AGNに対してブルーシフトします。それらの放出は、銀河とは関連しない、AGNの南東〜17kpcと南西〜14kpcの2つの領域に対応します。これら2つの領域では、$M_{gas}$=3.9$\pm$0.4$10^{10}M_{\odot}$の総分子ガスリザーバーが見つかり、中央の総分子ガスが支配的です（〜60％）ガス溜め。これらの結果は、クラスターの中心にある大量の冷たいガスの流れによって説明できます。AGN初期タイプのホストはまだ停止されていません。その星形成率は、野外での星形成銀河のメインシーケンス（SFR〜30-140$M_{\odot}$/yr）と一致しており、クラスターコア分子ガスリザーバーはAGNに供給されると予想されます。そして、静止前のホスト星形成。他のクラスターで確認されたメンバーは、同様の赤方偏移でフィールドのメインシーケンスより〜2$\sigma$低い位置に星形成率を示し、フィールド内の同様の恒星質量の銀河より大きい分子ガス質量はありません。
FEDReD II：2MASSおよびGaia DR2データを含む3D消滅マップ
ねらい。私たちは、天の川円盤の星間絶滅の3D分布を、ガイア視差のみで探査した距離よりも大きな距離までマッピングすることを目指しています。メソッド。FEDReD（FieldExtinction-DistanceRelationDeconvolver）アルゴリズムを2MASS近赤外線測光とGaiaDR2天文学および測光とともに適用します。このアルゴリズムは、さまざまな視野の距離の関数として消光をマッピングするために、ローカルの薄いディスクを表す経験的HRダイアグラムに基づいて、ベイジアンデコンボリューションアプローチを使用します。結果。$|b|<0.24^{\circ}$以内の銀河円盤全体の消光マップを取得するために、560万個を超える星を分析しました。この地図は銀河中心の方向に最大$5〜\mathrm{kpc}$、反中心の方向に最大$7〜\mathrm{kpc}$の情報を提供します。このマップは、ベラコンプレックスやローカルアームの分割など、ローカルで既知の構造の完全な形状を明らかにします。さらに、私たちの絶滅マップは、特に射手座-カリーナ複合体の1つと、蝶にニックネームを付ける構造を定義する4つの他の多くの大きな「きれいな泡」を示しています。
GAIA UV2とSDSS DR14データベース（GUVmatch）を備えたGALEX UV光源の一致したフォトメトリックカタログ
GUVcat_AIS（Bianchietal.2017）の紫外線（UV）光源を、同様の深度と広い空をカバーする光学データベースと一致させました。GUVcat_AISには、約83〜100万個の光源のGALEX遠紫外線（FUV、ラムダ効果〜1528\AA）および近紫外線（NUV、ラムダ効果〜2310\AA）の測光があり、24,788平方度の空をカバーします。FUV=19.9、NUV=20.8〜ABmagの深度。GaiaおよびSDSSデータベースとの一致がここに表示されます。GUVcatフットプリント全体をカバーするGaiaデータリリース2（DR2）（Bianchietal。2019）は、$GUVcat\_AIS$ソースの約3分の1を検出しました。$Gaia$〜$G$バンドの測光と、多くの場合$Gaia$〜$BP$と$RP$バンドの測光により、31,925,294Gaia〜DR2が30,024,791GUVcat_AIS固有のソースに対応することがわかりました。26,275,572一致には視差測定値21,084,628/18,588,140/16,357,505があり、視差エラーは50％/30％/20％未満です。SDSSデータリリース14（DR14）との一致により、23,310,532の対応物が22,207,563の一意のGUVcat_AISソースになり、そのうちの10,167,460は点のようなもので、合計の重複領域全体で約$11,100〜square〜degrees（Bianchietal。2019）}です。SDSSは、UV測光に5つの光学等級（$u、g、r、i、z$、および860,224個の一致する光源の光学スペクトル）を追加します。以前の作品（たとえば、Bianchietal。2011a）と一致する3arcsecの一致半径を使用しましたが、可能性を特定するために、位置は[point-like]一致ソースの大部分で$\lesssim$1.5arcsecに一致しますGALEXイメージングでUVフラックスが解決されない可能性がある複数の一致。提供された間隔を使用して、カタログをより狭い一致半径にトリミングできます。マルチバンド測光は、さまざまな進化段階の星、QSO、および銀河を分離できる$GUVmatch$カタログのコンテンツを特徴付けるために、UVで顕著である天体物理学オブジェクトのクラスを識別するために使用されます。
炭素豊富な惑星状星雲の赤外線バンドに寄与するグラフェン分子
| Title |
Graphene_Molecules_Contributing_to_the_Infrared_Bands_of_Carbon_Rich_Planetary_Nebulae |
| Authors |
Norio_Ota,_Aigen_Li,_Laszlo_Nemes_and_Masaaki_Otsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03862 |
フラーレンC60が星間空間に広まっていることは2010年以来よく知られています。また、グラフェンがフラーレンを合成するための原料であることはよく知られています。ここでは、単に空間内でのグラフェンの発生を想定しています。グラフェン分子の赤外線スペクトルは、天文観測スペクトルと実験室実験スペクトルの両方と比較するために計算されます。DFT計算のモデル分子は、1つの単純な天文学の仮定、つまり、C13、C24、およびC54の電荷中性グラフェンでの単一のボイドの作成によって選択され、C12、C23、およびC53が生成されます。それらは六角形ネットワーク内に炭素五角形リングを持っています。異なるボイド位置は異なる種として分類されるべきです。すべての種において、単一のボイドには6つのスピンを保持する3つのラジカル炭素があります。これらのスピンは、炭素原子の再結合により安定状態を選択し、分子エネルギーを低減し、分子振動により赤外スペクトルを与えます。安定したスピン状態は一重項ではなく三重項であることがわかった。ほとんどの種は、Tc1とLin49の炭素に富む惑星状星雲で見られる天文学的に観測された赤外線放射によく似た顕著な赤外線スペクトルの特徴を示しています。主要なバンドを18.9マイクロメートルに割り当て、サブバンドを6.6、7.0、7.6、8.1、8.5、9.0、および17.4マイクロメートルに割り当てることができます。興味深いのは、これらのグラフェン種が、レーザー誘起炭素プラズマの実験室実験でも割り当てられたことです。これは、宇宙での炭素クラスターの生成に類似しています。結論は、グラフェン分子が炭素に富む惑星状星雲の赤外線放射バンドに潜在的に寄与する可能性があるということです。
原始星崩壊における電磁流体力学的抵抗率に対するダスト凝固フィードバック
| Title |
Dust_coagulation_feedback_on_magnetohydrodynamic_resistivities_in_protostellar_collapse |
| Authors |
V._Guillet,_P._Hennebelle,_G._Pineau_des_For\^ets,_A._Marcowith,_B._Commer\c{c}on,_P._Marchand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04048 |
コアの崩壊とそれに続くディスクの形成中のガスと磁場の間の結合の程度は、想定されるダストサイズ分布に依存します。星間コアの崩壊中の電磁流体力学的（MHD）抵抗率の変化に対する粒子-粒子凝集の影響を研究します。1次元モデルを使用して、星のコアの崩壊中のダストサイズ分布の進化、平衡外イオン化状態、およびガス化学を追跡します。粒子と粒子の衝突率を計算するために、ランダムな速度と体系的なサイズ依存速度の両方のモデルを検討します。粒子間の凝固と氷の付着による粒子の成長を含めますが、粒子の断片化は無視します。MRN（Mathisetal。1977）のサイズ分布から始めて、流体力学的乱流によって生成された粒子と粒子の衝突における凝集は、最小の粒子の除去には効率的ではなく、その結果、ホールと両極性拡散MHD抵抗率。これは、凝固のないモデルのように、崩壊時に依然として著しく低下します。おそらく両極性拡散の存在によって引き起こされる系統的な速度を含めると、小粒子と大粒子の間の凝固速度が増加し、崩壊の早い段階で小粒子が除去されるため、ホールの低下と両極性拡散抵抗が制限されます。中間密度（$n_{\rmH}\sim10^8\、$cm$^{-3}$）では、ホールおよび両極性拡散抵抗は、次のモデルで1〜2桁高くなっています。凝固が無視されるモデルよりも凝固が高く、崩壊前に親クラウドで$0.1\、{\mu}$m未満のすべての粒子が削除された凝固のないおもちゃモデルよりも高い。両極性拡散によって引き起こされる粒子ドリフト速度が含まれている場合、ダストの凝集...（要約）
ガイアDR2カタログからのプリメインシーケンススターの運動学
主系列の段階にまだ達していない若い星の運動学的特性が研究されます。これらの星の選択は、最近マートンらによって行われました。（2019）およびVioqueetal。（2020）いくつかの測光赤外線サーベイを使用したGaiaDR2カタログによると。ギャラクシーの回転パラメータと残留速度の楕円体のパラメータを決定しました。4431の星を使用して検出された、銀河の中心の周りの太陽領域の円回転の線速度は、V_0=229.1+-4.4km/sに等しくなります。以下の残留速度の楕円体パラメーターは、低質量星（Tタウ型）から見つかります：$\sigma_{1,2,3}=（9.45,6.99,6.61）\pm（0.94,0.43,0.32）$km/s。中間質量の星（HerbigAe/Be星）の場合、その値はやや大きい$\sigma_{1,2,3}=（13.67,9.25,7.26）\pm（2.40,2.44,0.88）$kmであることが判明しました/s。両方のカタログから離れた星は、ローカルのスパイラルアームをよくトレースします。1212個の星の場合、ローカルスパイラルアームのピッチ角の新しい推定値はi=-8.9+-0.1degに等しくなります。
| Title |
Is_GW170817_a_Multimessenger_Neutron_Star-Primordial_Black_Hole_Merger? |
| Authors |
Yu-Dai_Tsai,_Antonella_Palmese,_Stefano_Profumo,_Tesla_Jeltema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03686 |
重力波イベントGW170817が軽い太陽質量ブラックホール（BH）と中性子星（NS）の合併である可能性を調査します。NGC4993に関する利用可能な観測情報を考慮に入れて、そのようなイベントを生成する可能性のある原始ブラックホール（PBH）を含む2つのエキゾチックなシナリオを探索します。まず、太陽質量PBHとNSは重力相互作用によってバイナリを形成します。動的なNS-PBHの形成がGW170817イベントを説明できる一方で、速度は未知の密度コントラスト係数に大きく依存しており、銀河の合併の影響を受ける可能性があることがわかりました。また、NS-PBHの場合と同様のオーダーの密度コントラストブースト係数を想定すると、PBH-PBHバイナリの方が合併率が高くなる可能性が高いことがわかります。これらのエキゾチックな合併形成は、LIGO/Virgoによって報告されたコンパクトオブジェクトの合併の体積率を説明する新しいチャネルを提供する可能性があります。第2に、バイナリNSシステムのNSの1つが微視的なPBHによって内破される場合を考えます。少なくともNGC4993の特定の環境では、BHへのNS内破の予測率は非常に小さいことがわかります。同様の既存（たとえば、GW190425およびGW190814）と将来の観測により、これらのシナリオに追加の光が当てられることを指摘します。
崩壊する暗黒物質に対するKM3NeTの感度
| Title |
Sensitivities_of_KM3NeT_on_decaying_dark_matter |
| Authors |
Kenny_C._Y._Ng,_Ariane_Dekker,_Shin'ichiro_Ando,_Bjarne_Bouwer,_Maurice_Geijsen,_Claudia_Glazener,_June_Groothuizen,_Jildou_Hollander,_M._J._F._M._Janssen,_Lukas_Kemme,_Wessel_Krah,_Sancho_Luijten_Perona,_Mn\^eme_Stapel,_and_Martijn_van_Hamersveld |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03692 |
IceCubeによる高エネルギー天体物理学ニュートリノの発見は、宇宙への新しい窓を開きました。しかし、これらのニュートリノの起源はまだ謎であり、それらのいくつかは崩壊などの暗黒物質相互作用の結果である可能性があります。次世代のギガトン水チェレンコフニュートリノ望遠鏡KM3NeTは、カスケードチャネルのエネルギー分解能が大幅に向上し、銀河中心に有利な視界条件を提供することが期待されています。どちらも暗黒物質崩壊信号の検索に重要です。角度情報とエネルギー情報の両方を考慮して、カスケードタイプとトラックタイプの両方のイベントのモック尤度分析を実行することにより、暗黒物質崩壊に対するKM3NeTの感度を調べます。両方のチャネルを組み合わせると、KM3NeTはPeV質量範囲で暗黒物質の崩壊寿命に世界をリードする限界を生み出すことが期待され、現在のIceCubeデータで暗黒物質のヒントのいくつかをテストできることがわかりました。
攪拌と振とう：ボソン星と暗黒物質コアの動的挙動
| Title |
Stirred_and_shaken:_dynamical_behavior_of_boson_stars_and_dark_matter_cores |
| Authors |
Lorenzo_Annulli,_Vitor_Cardoso,_Rodrigo_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03700 |
ボソニック場は、自己重力構造を引き起こす可能性があります。これらは興味深い仮説の新しい「ダークマタースター」であり、フィールドが非常に明るい場合のダークマターハロの適切な説明です。ニュートンボソン星（NBS）の近傍で外部物質（星、惑星、ブラックホール）によって励起されたときの動的応答を調べます。私たちの設定は、銀河の中心でのバリオン物質の崩壊、または鼓舞することへの反応としての暗黒物質の枯渇により、巨大な体が「キック」を受けた直後に、巨大なブラックホールと周囲の環境との間の相互作用を説明できます。バイナリ。これらのバックグラウンドで移動体に作用する動的摩擦の最初の自己矛盾のない計算を実行します。合体に近いバイナリはNBSコアを「攪拌」し、逆反応は主要な四重極項に関して$-6PN$の先頭で重力波形に影響を与えます。係数が小さすぎるため、次世代の干渉計で検出できません。また、NBSの中心にある超大質量ブラックホールへの重力崩壊は、周囲のコアの小さな変化のみを伴うことも示しています。NBSは最終的に追加されますが、天体物理学のパラメータの場合、これは数回のハッブル時間の後にのみ発生します。
$ z = 1.754 $での短いGRB181123Bの光学残光とホスト銀河の発見：遅延時間分布への影響
| Title |
Discovery_of_the_optical_afterglow_and_host_galaxy_of_short_GRB181123B_at_$z_=1.754$:_Implications_for_Delay_Time_Distributions |
| Authors |
K._Paterson,_W._Fong,_A._Nugent,_A._Rouco_Escorial,_J._Leja,_T._Laskar,_R._Chornock,_A._A._Miller,_J._Scharw\"achter,_S._B._Cenko,_D._Perley,_N._R._Tanvir,_A._Levan,_A._Cucchiara,_B._E._Cobb,_K._De,_E._Berger,_G._Terreran,_K._D._Alexander,_M._Nicholl,_P._K._Blanchard,_and_D._Cornish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03715 |
{\itSwift}短期間ガンマ線バーストGRB\、181123Bの光学残光とホスト銀河の発見を提示します。バースト後$\約9.1$〜hrから始まるジェミニノースでの観測により、$i\約25.1$〜magのかすかな光学的残光が見られ、その角度オフセットは0.59$\pm$0.16$''$です。ホスト銀河。$grizYJHK$の観測を使用して、$z=1.77^{+0.30}_{-0.17}$のホスト銀河の測光赤方偏移を測定します。4500-18000〜\AAにわたるホスト銀河のジェミニ分光とケック分光の組み合わせから、13390〜\AAで単一の輝線を検出します。これは、$z=1.754\pm0.001$でH$\beta$と推定され、確証していますフォトメトリック赤方偏移。GRB\、181123Bのホスト銀河特性は他のSGRBホストの特性に典型的であり、推定される恒星の質量は\\約1.7\times10^{10}\、M_{\odot}$、質量加重年代は$\約0.9$〜Gyr、光度$\約0.9L^{*}$。$z=1.754$のGRB\、181123Bは、光学残照検出を備えた最も遠い安全なSGRBであり、$z>1.5$の3つのうちの1つだけです。$z$の高いSGRBの数の増加に動機付けられて、現在の{\itSwift}のサンプルで欠落している$z>1.5$のSGRB集団が遅延時間分布モデルに及ぼす影響を調べます。平均遅延時間が$\約4-6$〜Gyrの対数正規モデルは、観測された分布と一致していますが、さらに$\約1-5$〜{で$95\％$の信頼性を除外できます。\itSwift}SGRBは$z>1.5$で回復しました。対照的に、$\propto$$t^{-1}$のべき乗則モデルは、赤方偏移の分布と整合性があり、これらの赤方偏移で最大$\約30$のSGRBに対応できます。このモデルでは、SGRBの現在の{\itSwift}母集団の$\約1/3$が$z>1$になると予測しています。既存の高$z$SGRBの将来の発見または回復は、それらの遅延時間分布、ひいてはそれらの形成チャネルに大きな識別力を提供します。
Fe-L複合体IIのX線スペクトル：EBIT実験からの原子データ制約とカペラのX線格子観察
| Title |
X-ray_spectra_of_the_Fe-L_complex_II:_atomic_data_constraints_from_EBIT_experiment_and_X-ray_grating_observations_of_Capella |
| Authors |
Liyi_Gu,_Chintan_Shah,_Junjie_Mao,_A.J.J._Raassen,_Jelle_de_Plaa,_Ciro_Pinto,_Hiroki_Akamatsu,_Norbert_Werner,_Aurora_Simionescu,_Fran\c{c}ois_Mernier,_Makoto_Sawada,_Pranav_Mohanty,_Pedro_Amaro,_Ming_Feng_Gu,_F._Scott_Porter,_Jos\'e_R._Crespo_L\'opez-Urrutia,_Jelle_S._Kaastra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03843 |
ペルセウス団のHitomiの結果は、正確な原子モデルがX線分光ミッションの成功に不可欠であり、機器のキャリブレーションと天体物理学モデリングに関する知識と同じくらい重要であることを示しています。モデルを準備するには、理論的な計算、実験室での測定、実際の観察を使用したキャリブレーションなど、多面的なアプローチが必要です。以前の論文では、Fe-L錯体を形成する遷移の電子衝撃断面積の計算を示しました。本研究では、電子ビームイオントラップ実験で測定されたイオンの断面積に対する計算を体系的にテストします。電子ビームエネルギーとX線光子エネルギーの2次元分析を利用して、実験データ内の二電子再結合、直接電子衝撃励起、および共鳴励起プロセスに続いて、放射チャネルのもつれを解きます。実験室での測定によって較正されたデータは、カペラのチャンドラ格子スペクトルのグローバルモデリングにさらに送られます。フィットの品質を調査し、派生した物理パラメーターの感度を、基礎となる原子データおよび天体物理プラズマモデリングと比較します。さらに、観測と現在の計算の間の不一致の可能性のある領域を一覧表示します。これは、理論的な計算と対象とする実験室の測定における新たな取り組みを求めています。
Cバンドでのベラパルサーにおける巨大なマイクロパルス放出
| Title |
Giant_micropulse_emission_in_the_Vela_pulsar_at_C_band |
| Authors |
J._L._Chen,_Z._G._Wen,_L._F._Hao,_J._P._Yuan,_J._Li,_H._G._Wang,_W._M._Yan,_K._J._Lee,_N._Wang,_Y._H._Xu,_Z._X._Li,_Y._X._Huang,_R._Yuen,_and_M._Mijit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03865 |
ここでは、ヴェラパルサーからの巨大なマイクロパルスの分析を紹介します。6800MHzで雲南省の40m電波望遠鏡を使用して行われたほぼ4時間の観測中に、ピーク磁束密度が$>$2.5Jyの合計4187個の巨大なマイクロパルスが検出されました。巨大なマイクロパルスの9つは、平均パルスプロファイルのピークよりも約3〜4ms早く到達し、より低い周波数のピークよりも長く到達しました。残りの巨大なマイクロパルスは、平均化されたプロファイルの後縁で発生する4つを含む3つの主要な放出領域に対応する3つの分布にクラスター化されました。
確率論的残党質量とキック処方による二元集団合成
| Title |
Binary_population_synthesis_with_probabilistic_remnant_mass_and_kick_prescriptions |
| Authors |
Ilya_Mandel,_Bernhard_M_ueller,_Jeff_Riley,_Selma_E._de_Mink,_Alejandro_Vigna-Gomez,_Debatri_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03890 |
コンパクトなレムナントマスとスピンの確率的処方が大規模なバイナリー集団合成に与える影響について報告します。この処方により、中性子星とブラックホールの間の推定質量ギャップが低質量のブラックホールで埋められることがわかります。ただし、進化の影響により、観測されたサンプルにおけるそのようなシステムの不足と一致して、低質量ブラックホールのあるX線バイナリ候補の数が減少します。さらに、この処方はGW190425などの重い連星中性子星の形成と一致していますが、銀河系二重中性子星の質量を過剰に予測しています。修正された出生期のキック、特に超ストリップされた超新星のキックは、観測された銀河の二重中性子星の軌道周期、偏心分布を直接説明していません。最後に、この処方により、最近発見された極端な質量比のバイナリGW190814と同様のシステムの形成が可能になりますが、共通のエンベロープが、ヘルツスプルングギャップを通過するドナーによって開始されるバイナリの生存を可能にする場合のみ、標準に反しますモデル。
パルサーのスピンダウン率の統計による超低周波重力波の制約II：マンホイットニーU検定
ミリ秒のスピンダウン率の空間分布から、サブナノHzの周波数（$10^{-11}$Hz$\lesssimf_{\rmGW}\lesssim10^{-9}$Hz）の重力波を調査します-秒のパルサー。米丸ほかで提案したように。2018年、単一の発生源からの重力波は、発生源とパルサー間の相対方向に応じて、パルサーの観測されたスピンダウン率にバイアスを引き起こします。以前の研究（Kumamotoetal。2019）で得られた重力波振幅の時間微分の制約を改善するために、Mann-WhitneyU検定と呼ばれるより洗練された統計的手法を採用しています。私たちの方法をATNFパルサーカタログに適用すると、最初に、現在のデータセットが空のどの方向からもGW信号がないことに一致していることがわかりました。次に、検定統計量の確率分布を調べることにより、メソッドの有効角度分解能を$（66〜{\rmdeg}）^2$と推定します。最後に、銀河中心とM87からの重力波信号を調査し、模擬模擬データセットを実際のパルサーデータと比較して、時間導関数の上限を$\dot{h}_{\rmGC}<として取得します。8.9\times10^{-19}{\rms}^{-1}$（銀河中心）および$\dot{h}_{\rmM87}<3.3\times10^{-19}{\rms}^{-1}$はM87で、熊本らで得られたものよりも強力です。2019年の係数はそれぞれ7と25です。
高速無線バーストによる銀河間乱流の調査
拡散銀河間媒体（IGM）の乱流は、宇宙時間全体のさまざまな天体物理学プロセスで重要な役割を果たしますが、その統計的特性を観測と数値の両方で制約することは非常に困難です。高速ラジオバースト（FRB）の母集団に向けたさまざまな見通し線に沿った乱気流の統計分析を介して、FRBが銀河間乱流を調査するためのユニークなツールを提供することを示します。FRBの分散測定（DM）の構造関数（SF）を測定して、銀河間乱流によって引き起こされるマルチスケール電子密度変動を研究します。SFは大きな振幅と角度分離を伴うコルモゴロフべき乗則スケーリングを備えており、長さスケールの範囲にわたって大きな相関のあるDM変動を示します。FRBのDMはIGMが支配的であることを考えると、私たちの結果は、銀河間乱流がコルモゴロフパワースペクトルと$100$Mpcのオーダーの外部スケールを持っていることを示唆しています。
強くレンズ化されたSN Refsdal：超新星爆発モデルに基づく時間遅延の改善
| Title |
Strongly_lensed_SN_Refsdal:_refining_time_delays_based_on_the_supernova_explosion_models |
| Authors |
Petr_Baklanov,_Natalia_Lyskova,_Sergei_Blinnikov,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04106 |
ユニークな超新星（SN）である「Refsdal」を探索します。これは、最初に発見された重力レンズSNで複数の画像を表示します。銀河スケールのレンズによって提供される大きな倍率は、クラスターレンズによって増強され、$z\simeq1.5$で遠方のSNの詳細なモデリングを実行する機会を与えてくれました。％\snrefの放射流体力学モデリングの結果を示します。私たちの計算によると、\snref前駆体は\snaのより大規模でエネルギッシュなバージョンである可能性が高いです。合計質量は${\rmM}=26M_{\odot}$です。総エネルギー放出は${\rmE}=5\times10^{51}$ergです。SN光度曲線の再構成により、Rodneyらの以前の推定よりも高い精度で、S1に対するS2からS4の画像の時間遅延と倍率を取得できました。ハッブル定数$H_0=68.6^{+13.6}_{-9.7}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$は、さまざまなレンズモデルによって予測される時間遅延をこの作業で得られた値と一致します。5番目の画像SXの測光データが増えると、SXの時間遅延と倍率の推定値をさらに調整し、$H_0$の競合制約を取得できます。
明るい二重中性子星合体のための非対称質量比
| Title |
Asymmetric_mass_ratios_for_bright_double_neutron-star_mergers |
| Authors |
R._D._Ferdman_(1),_P._C._C._Freire_(2),_B._B._P._Perera_(3),_N._Pol_(4_and_5),_F._Camilo_(6),_S._Chatterjee_(7_and_8),_J._M._Cordes_(7_and_8),_F._Crawford_(9),_J._W._T._Hessels_(10_and_11),_V._M._Kaspi_(12_and_13),_M._A._McLaughlin_(4_and_5),_E._Parent_(12_and_13),_I._H._Stairs_(14),_J._van_Leeuwen_(11)_((1)_Faculty_of_Science,_University_fo_East_Anglia,_Norwich,_UK,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(3)_Arecibo_Observatory,_Arecibo,_Puerto_Rico,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_Morgantown,_WV,_USA,_(5)_Center_for_Gravitational_Waves_and_Cosmology,_West_Virginia_University,_Morgantown,_WV,_USA,_(6)_South_African_Radio_Astronomy_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_(7)_Cornell_Center_for_Astrophysics_and_Planetary_Science,_Cornell_University,_Ithaca,_NY,_USA,_(8)_Department_of_Astronomy,_Cornell_University,_Ithaca,_NY,_USA,_(9)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Franklin_and_Marshall_College,_Lancaster,_PA,_USA,_(10)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_Amsterdam,_The_Netherlands,_(11)_ASTRON,_Netherlands_Institute_for_Radio_Astronomy,_Dwingeloo,_The_Netherlands,_(12)_Department_of_Physics,_McGill_University,_Montreal,_Quebec,_Canada,_(13)_McGill_Space_Institute,_McGill_University,_Montreal,_Quebec,_Canada,_(14)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_British_Columbia,_Vancouver,_British_Columbia,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04175 |
連星中性子星の合体GW170817に関連する放射能を動力源とするキロノバの発見は、重力波事象に対する電磁的対応物が最初に-まだ唯一-確認されたものでした。ただし、遅い時間の電磁放射の観測は、標準的な中性子星の合併モデルからの期待に緊張しています。測定された大きな噴出物質量は、恒星成分の質量の点で非対称である前駆システム、すなわち質量比$q$が0.7-0.8であると説明されていますが、合体する二重中性子星（DNS）システムの既知の銀河集団（つまり、数十億年以内に合体するもの）は、これまで、ほぼ等質量（$q>0.9$）のバイナリのみで構成されていました。PSRJ1913+1102は、5時間の低偏心（$e=0.09$）軌道のDNSシステムであり、1.8太陽半径の軌道分離を意味し、2つの中性子星が重力により4億7,000万年で合体すると予測されています-波放出。ここでは、専用のパルサータイミングキャンペーンで測定された2つの中性子星の質量が、パルサーとコンパニオンの中性子星の太陽質量で、それぞれ$1.62\pm0.03$と$1.27\pm0.03$であることを報告します。測定された質量比$q=0.78\pm0.03$で、既知のマージシステムの中で最も非対称なDNSです。この検出に基づいて、私たちの人口合成分析は、そのような非対称バイナリが、マージするDNSバイナリの総人口の2〜30％（90％の信頼度）を表すことを意味します。この集団のメンバーの合体は、そのイベントから観測されたキロノバ放出を含む、GW170817の異常な特性の可能な説明を提供します。
銀河系ペバトロンの低率
超新星残骸は、膝までの銀河宇宙線の発生源として主な容疑者のままですが、超新星パラダイムにはまだ多くのゆるい端があります。この構造の最も弱い点は、個々の超新星残骸が粒子を膝の剛性$\sim10^{6}$GVまで加速できる可能性です。このシナリオは、ショックがまだセドフフェーズの始まりにあるときに、電流駆動の非共振ハイブリッドモードを励起する可能性に大きく依存しています。これらのモードは、粒子の散乱率を高め、それによって潜在的に非常に高い最大エネルギーにつながる可能性があります。ここでは、さまざまな種類の超新星の残骸から星間物質に放出された粒子のスペクトルを計算します。非常に強力で稀なコア崩壊超新星爆発の残骸のみが水素やヘリウム核などの軽元素を膝の剛性まで加速できること、そして宇宙線の局所スペクトルがそのようなイベントの割合を直接制約していることがわかります。PeV宇宙線の発生源でもあります。一方、典型的なコア崩壊超新星爆発の残骸の場合、最大エネルギーが低すぎて非常に高いエネルギーでのスペクトルが非常に急勾配であり、ほとんどが噴出が支配的であるときに生成される遅い時間にセドフ段階に達します段階。Ia型超新星をもたらす典型的な熱核爆発の場合、これらのオブジェクトが生成できる宇宙線は$\lesssim10^{5}$GeVまでであるという以前の発見を確認します。地球で観測された全体的な宇宙線スペクトルと、将来のガンマ線観測所によるPeVatronの検出との関係について説明します。
反応速度計算における相関エネルギーの不確実性
環境。モンテカルロ法は、多くの不確実な核入力から生じる反応速度の不確実性を評価するために使用できます。ただし、これまで、入力された共振パラメータにおける相関エネルギーの不確実性の影響を見つける試みは行われていませんでした。ねらい。相関エネルギーの不確実性が反応速度に及ぼす影響を調査します。メソッド。共鳴エネルギーの数値的変動とモンテカルロ変動の組み合わせを使用して、相関の影響が調査されます。5つの反応が考慮されます。2つの架空の実例と、現在関心のある速度の3つの反応です。結果。共鳴エネルギーにおける相関の影響は、考慮される特定の反応断面積と温度に依存します。複数の共鳴が反応速度に等しく寄与し、ガモウピークの両側にある場合、それらのエネルギー間の相関により、反応速度の不確実性に対する影響が薄れます。ただし、両方がガモウピークの最大値の上または下にある場合は、それらの共鳴エネルギー間の相関により、反応速度の不確実性が高まる可能性があります。この影響は、反応速度に寄与する広くて狭い共鳴を伴う複雑な反応では予測が難しい場合があります。
X線偏光測定のためのディープアンサンブル分析
イメージングポーラリメーターでX線望遠鏡観測の感度を向上させる方法を紹介します。イメージングX線偏光測定エクスプローラー（IXPE）で飛行するガスピクセル検出器（GPD）に焦点を当てています。私たちの分析では、2-8keVのイベントトラックの光電子方向、X線吸収点、X線エネルギーを測定し、統計的および系統的（再構成）不確実性の両方を推定します。モンテカルロイベントシミュレーションでトレーニングされた、ResNet畳み込みニューラルネットワークの深い集団からの予測の重み付き最尤組み合わせを使用します。トラック再構成アルゴリズムにおける偏光バイアス分散のトレードオフを比較するための性能指数を定義します。べき法則のソーススペクトルの場合、この手法は現在の最先端技術（および以前のディープラーニングアプローチ）を改善し、有効な露出時間を約45％増加させます。個々のエネルギーについて、この方法は、有限サンプルの最小値の1シグマ内に残留系統的変調を維持しながら、シミュレーションされた100％偏光イベントの変調係数を20-30％絶対改善します。吸収点の位置と光子エネルギーの推定も大幅に改善されています。実際のGPD検出器からのサンプルデータでメソッドを検証しました。
広帯域高周波レーザー干渉計重力波検出器
将来の重力波天文学と宇宙論には、より高い感度とより大きな帯域幅の重力波検出器が必要です。ここでは、信号キャリアとして光の偏光を利用した新しいタイプの広帯域高周波レーザー干渉計重力波検出器を紹介します。ファブリーペローキャビティアームを除き、重力波信号をさらに増幅するためにデュアルパワーリサイクルを導入しています。弱い測定増幅の新しい方法を使用して、検出用の信号を増幅し、検出器の長期稼働を保証します。提案された検出器はスクイーズドライトを備えており、100Hzから数kHzのウィンドウ内で十分に感度が高く、高周波重力波源の研究に適しています。面積がゼロのサニャックトポロジーの場合、検出器は量子非破壊測定を実現する可能性があります。ここで紹介する検出器は、将来の研究の必要性のために可能な地上ベースの重力波検出器を探索する別の方法を提供することが期待されています。
RPCホドスコープを使用した大気ミューオンに対するピエールオージェ天文台の水チェレンコフ検出器の応答に関する研究
| Title |
Studies_on_the_response_of_a_water-Cherenkov_detector_of_the_Pierre_Auger_Observatory_to_atmospheric_muons_using_an_RPC_hodoscope |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez_Castillo,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_A._Blanco,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_L._Calcagni,_A._Cancio,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(320_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04139 |
超高エネルギー宇宙線に由来する広範なエアシャワーは、水チェレンコフ検出器（WCD）のアレイを使用して正常に測定されています。WCDデータを活用した高度な分析により、さまざまなハドロン相互作用モデルに基づくシャワーシミュレーションでは、観測されたミューオンの数を地面で再現できないことを実証できました。ミューオンに対するWCDの応答を正確に知ることは、この不一致の正確なレベルを確立する上で最も重要です。この研究では、抵抗性プレートチャンバー（RPC）で作られたホドスコープで実行された大気ミューオンに対するピエールオージェ天文台のWCDの応答の研究について報告します。角度は0$^\circ$から55$^\circ$の範囲です。ホドスコープデータと専用シミュレーションの予測との間の主要な観測値の分布の比較により、後者の精度を2％のレベルで示すことができます。WCDキャリブレーションは大気ミュー粒子への応答に基づいているため、ホドスコープデータも手順の長期安定性を示すために利用されます。
ベイジアンニューラルネットワークの新しいモデルを提案して、重力波（GW）の観測データでコンパクトなバイナリ合体のイベントを検出するだけでなく、イベントの前に関連するGW波形の期間を特定します。これは、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）とLongShort-TermMemoryRecurrentNeuralNetwork（LSTM）を統合するCLDNN分類器にベイジアンアプローチを組み込むことによって実現されます。私たちのモデルは、それらのGW波形の周期が正しくラベル付けされた状態で、LIGOLivingstonO2データの7つすべてのBBHイベントを正常に検出します。不確実性推定のためのベイジアンアプローチの機能により、未知のタイプの信号の存在の可能性を認識するための新しく定義された「認識」状態が可能になります。それ以外の場合は、非ベイジアンモデルでは拒否されます。認識状態のラベルが付けられたこのようなデータチャンクは、見落とされるのではなく、さらに調査することができます。パフォーマンステストは、最適な信号対雑音比$\rho_\text{opt}>7$（$\rho_\text{opt}>8.5$の場合は100％）の場合にモデルがイベントの90％を認識し、正常に認識することを示しています$\rho_\text{opt}>8$の場合、波形周期の95％以上にラベルを付けます。中程度のGPUが装備されたパーソナルコンピューターで最適化されていないコードの場合、ピーク信号の到着から、関連付けられた波形周期でラベルが付けられたアラートの生成までの待ち時間は約20秒です。これにより、最新のHPCを使用して大規模なデータセットでの深いトレーニングを支援すると、ほぼリアルタイムの検出と合体イベントの予測が可能になります。
チャイナントール地区での20年間のPWV測定
| Title |
Twenty_years_of_PWV_measurements_in_the_Chajnantor_Area |
| Authors |
Fernando_Cort\'es,_Katherine_Cort\'es,_Rodrigo_Reeves,_Ricardo_Bustos_and_Simon_Radford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04262 |
環境。その優れた大気条件により、ミリとサブミリの天文学のためのチャイナントール領域の使用への関心が高まっています。可降水量（PWV）の一般的なサイトの年間変動を知ることは、その地域の新しい観測所の計画に貢献できます。ねらい。単一の共通物理単位PWVを使用して、チリ北部のチャイナントール地域の20年間の大気データベース（1997年から2017年）を作成することを目指しています。高いサイトに配置された望遠鏡の感度の向上。私たちは、他のサイトで使用されるサブミリチッパーの使用を検証し、PWVデータベースを使用して、20年にわたる局所的な気候変動の潜在的な兆候を検出することを目指しています。メソッド。サブミリティッパーの不透明度をPWVに変換する方法を変更しました。ここで、変換スキームへの入力パラメーターとして地面温度を含めることで、より高い変換精度を実現します。結果：セロチャイナントールの頂上で、測定されたPWVが28％のプラトーに対して減少していることがわかりました。また、PJVの差は1：9％であり、Chajnantor高原の2つのサイト間で高度差が27mしかないことがわかりました。AtacamaPathfinderExperiment（APEX）と、AtacamaLargeMillimeterArray（アルマ）センター。この違いは、PWVの不一致を支持する局所的な地形条件が原因である可能性があります。プラトーのスケールの高さは、プラトーとセロチャイナントール頂上の測定値から抽出され、1537mの値が得られました。この研究で長期的な研究から得られた結果を考慮すると、このようなタイムスケールでの気候変動を示唆する分析の20年間のPWV傾向の証拠は見られません。
赤巨枝（TRGB）の先端の明るさにより、ヘリウムの点火時にコアの質量が大きくなり、標準の恒星モデルで予測されるよりも明るいTRGBになる新しいエネルギー損失を抑制できます。必要な絶対TRGBキャリブレーションは、観測された星の集団までの信頼できる距離に依存します。宇宙距離ラダーのラングとしての役割に動機付けられたTRGBは、最近、デタッチされたEclipseバイナリ（DEB）に基づいたマゼラン雲の幾何学的距離測定で再較正されました。さらに、銀河球状星団M5と$\omega$ケンタウリの以前のTRGBキャリブレーションを、GaiaDR2データに基づいた最近の運動学的距離の決定で改訂します。これらのTRGBキャリブレーションはすべて同様の不確実性を持ち、それらは互いに、最近の専用の恒星モデルと一致しています。したがって、$g_{ae}<1.6\times10^{-13}$（95％CL）と$\mu_\nu<1.5\times10^{-12}\mu_のアキシオン電子結合に関する更新された制約が見つかります{\rmB}$（95％CL）はニュートリノ双極子モーメントの可能性。観測誤差の減少は、恒星進化理論とボロメータ補正が全体的な不確実性を支配し始めることを意味します。
WISEA J041451.67-585456.7およびWISEA J181006.18-101000.5：最初のExtreme Tタイプサブ矮星？
| Title |
WISEA_J041451.67-585456.7_and_WISEA_J181006.18-101000.5:_The_First_Extreme_T-type_Subdwarfs? |
| Authors |
Adam_C._Schneider,_Adam_J._Burgasser,_Roman_Gerasimov,_Federico_Marocco,_Jonathan_Gagne,_Sam_Goodman,_Paul_Beaulieu,_William_Pendrill,_Austin_Rothermich,_Arttu_Sainio,_Marc_J._Kuchner,_Dan_Caselden,_Aaron_M._Meisner,_Jacqueline_K._Faherty,_Eric_E._Mamajek,_Chih-Chun_Hsu,_Jennifer_J._Greco,_Michael_C._Cushing,_J._Davy_Kirkpatrick,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Sarah_E._Logsdon,_Katelyn_Allers,_John_H._Debes,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03836 |
WISEAJ041451.67-585456.7およびWISEAJ181006.18-101000.5、2つの低温（1200$-$1400K）、高い固有運動のT型準矮星の発見を紹介します。両方のオブジェクトは、適切な動き（$>$0.5arcsecyr$^{-1}$）によって発見されました。WISEAJ181006.18-101000.5はNEOWISE固有運動調査の一部として、WISEAJ041451.67-585456.7は市民科学プロジェクトBackyardWorldsの一部として。惑星9。私たちは、フォローアップの近赤外分光法で、褐色矮星として両方を確認しました。それらのスペクトルと近赤外色は、既知の褐色矮星の中で独特であり、一部の色はL型褐色矮星と一致し、他の色は最新型のT矮星に似ています。近赤外スペクトルで見られる特徴を一貫して再現する前方モデルはありませんが、最も近い一致は非常に低い金属性（[Fe/H]$\leq$-1）を示唆しているため、これらのオブジェクトはTの極端な準矮星の最初の例である可能性がありますスペクトルクラス（esdT）。WISEAJ041451.67-585456.7およびWISEAJ181006.18-101000.5は、「星下遷移帯」を占める少数のオブジェクトの一部であり、このグループのすべてのオブジェクトの中で最も低い質量と有効温度を持っていることがわかります。
惑星間III型電波バーストを引き起こす太陽フレアを決定するものは何ですか？
| Title |
What_determine_Solar_Flares_Producing_Interplanetary_Type_III_Radio_Bursts? |
| Authors |
Y._K._Kou,_Z._C._Jing,_X._Cheng,_W._Q._Pan,_Y._Liu,_C._Li,_and_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03852 |
太陽フレアによって加速されたエネルギッシュな電子は、波長がデカメートルキロメートルに及ぶ場合、広い波長帯でタイプIIIの無線バーストを引き起こし、惑星間タイプIIIバースト（IT3）さえ引き起こすことがよくあります。この書簡では、1996年から2016年にかけて観測されたMクラスを超える2272フレアのサンプルに基づいて、IT3を生成するフレアの確率を調査します。IT3に伴うフレアの49.6％のみが検出されたことがわかります。IT3がある場合とない場合のフレアの持続時間、ピークフラックス、およびフルエンスは、どちらも周波数領域でべき乗則分布を示しますが、前者の対応するスペクトルインデックス（2.06$\pm$0.17、2.04$\pm$0.18、および1.55$）\pm$0.09）は後者よりも明らかに小さく（2.82$\pm$0.22、2.51$\pm$0.19、および2.40$\pm$0.09）、IT3のフレアの持続時間が長く、ピークフラックスが高いことを示しています。さらに、2つのグループのフレアに対するコロナ質量放出（CME）の関連性を調べます。IT3を備えたフレアの58％（1127の655）がIT3を備えていないフレアの19％（1078の200）のみがCMEに関連付けられており、IT3を備えたフレアに関連付けられたCMEはより広くなる傾向にあることがわかります。より速く。これは、CMEがIT3の生成にも役割を果たす可能性があり、低コロナから惑星間空間への加速電子の脱出を推測的に促進する可能性があることを示しています。
$ \ kappa $ -cookbook：プラズマ粒子モデリングのための$ \ kappa $のような分布を統合する新しい一般化アプローチ
| Title |
The_$\kappa$-cookbook:_a_novel_generalizing_approach_to_unify_$\kappa$-like_distributions_for_plasma_particle_modeling |
| Authors |
Klaus_Scherer,_Edin_Husidic,_Marian_Lazar,_Horst_Fichtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03945 |
文献では、さまざまないわゆる$\kappa$分布関数が、太陽風種、ピックアップイオン、または磁気圏粒子の速度（またはエネルギー）分布に合わせてモデル化するために説明されています。ここでは、一般化された（等方性）$\kappa$-distributionを「料理本」として紹介します。これは、特殊なケース、または「レシピ」として認められ、他のすべての既知のバージョンの$\kappa$-modelsです。一般化された分布関数の詳細な分析が実行され、速度モーメント、デバイ長、エントロピーの一般的な分析式が提供され、プラズマ分布関数が満たす必要のある一連の一般的な要件が指摘されます。文献にあるレシピの対照的な分析から、それらすべてが、標準偏差が小さいほぼ同じ巨視的パラメーターにつながることを示しています。ただし、正規化された$\kappa$-distributionと呼ばれるこれらのレシピの1つは、べき法則指数$\kappa$に対する制約なしに、巨視的なパラメーター化の機能的な代替手段を提供します。
非常に金属の乏しい星のサンプルの詳細な存在量
| Title |
Detailed_abundances_in_a_sample_of_very_metal_poor_stars |
| Authors |
P._Fran\c{c}ois,_S._Wanajo,_E._Caffau,_N._Prantzos,_W._Aoki,_M._Aoki,_P._Bonifacio,_M._Spite,_F._Spite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03994 |
進化していない金属の貧しい星は、銀河の初期の進化の目撃者です。それらの詳細な化学組成の決定は、私たちの銀河の化学履歴を理解するための重要なツールです。それらの化学組成の研究は、星間媒質を濃縮した超新星の第1世代の元素合成を抑制するためにも使用できます。その目的は、SDSSDR12放出から選択された極度に金属の乏しい星（EMP星）の候補のサンプルを観察し、それらの化学組成を決定することです。私たちは、すばる望遠鏡のHDSを使用して5つ星のサンプルの高解像度スペクトルを取得し、標準の1Dモデルを使用して存在量を計算しました。私たちが分析した星は、-3.50dex〜-4.25dexの金属性[Fe/H]を持っています。低解像度スペクトルから選択された5つの金属不良候補が非常に金属不良であることを確認します。[Fe/H]=-4.25dex（SDSS〜J1050032.34$-$241009.7）の金属性を持つ新しい超金属に乏しい星（UMP星）の発見を提示します。この星でリチウムの上限（log（Li/H）<=2.0。星のサンプル中の炭素。それらのいずれも高炭素バンドに属さないほとんどの星でMgとCaの存在量を測定したところ、3つの新しいアルファの少ない星が見つかりました。
ALMA-PILS調査：IRAS 16293 $-$ 2422 Bへの不飽和3炭素分子プロペナール（C $ _2 $ H $ _3 $
CHO）とプロピレン（C $ _3 $ H $ _6 $）の最初の検出
| Title |
The_ALMA-PILS_survey:_First_detection_of_the_unsaturated_3-carbon_molecules_Propenal_(C$_2$H$_3$CHO)_and_Propylene_(C$_3$H$_6$)_towards_IRAS_16293$-$2422_B |
| Authors |
S._Manigand_(1),_A._Coutens_(2),_J.-C._Loison_(3),_V._Wakelam_(2),_H._Calcutt_(4),_H._S._P._M\"uller_(5),_J._K._J{\o}rgensen_(1),_V._Taquet_(6),_S._F._Wampfler_(7),_T._L._Bourke_(8),_B._M._Kulterer_(7),_E._F._van_Dishoeck_(9_and_10),_M._N._Drozdovskaya_(7),_N._F._W._Ligterink_(7)_((1)_Niels_Bohr_Institute_and_Centre_for_Star_and_Planet_Formation,_University_of_Copenhagen,_Copenhagen_K.,_Denmark,_(2)_Laboratoire_d_Astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_B18N,_all\'ee_Geoffroy_Saint-Hilaire,_Pessac,_France,_(3)_Institut_des_Sciences_Mol\'eculaires_(ISM),_CNRS,_Univ._Bordeaux,_Talence,_France,_(4)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Gothenburg,_Sweden,_(5)_I._Physikalisches_Institut,_Universit\"at_zu_K\"oln,_K\"oln,_Germany,_(6)_INAF,_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(7)_Center_for_Space_and_Habitability,_University_of_Bern,_Bern,_Switzerland,_(8)_SKA_Organisation,_Jodrell_Bank,_Lower_Withington,_Macclesfield,_Cheshire,_UK,_(9)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands,_(10)_Max-Planck_Institut_f\"ur_Extraterrestrische_Physik_(MPE),_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04000 |
3つの炭素原子を持つ複雑な有機分子は、星形成の最も初期の段階で見られます。特に、プロペナール（C$_2$H$_3$CHO）は、より複雑な種や生物分子さえも形成することに関連するため、興味深い種です。この研究は、C$_2$H$_3$CHOの存在と、低質量原始星連星IRASの熱いコリノ領域におけるプロピレン（C$_3$H$_6$）などの他の3炭素種の存在を検索することを目的としていますそれらの形成経路を理解するための16293--2422。さまざまな調査からのバンド6および7のALMA観測を使用して、C$_3$H$_6$およびC$_2$H$_3$CHOの存在をプロトスターIRAS16293--2422B（IRAS16293B）に向けて検索します。C$_3$H$_6$とC$_2$H$_3$CHOの両方がIRAS16293Bに対して検出されたことを報告しますが、バイナリシステムの他のコンポーネントであるIRAS16293Aに対して非ブレンドラインは見つかりませんでした。C$_3$H$_8$、HCCCHO、nC$_3$H$_7$OH、iC$_3$H$_7$OH、C$_3$O、およびcis-HC（Oのカラム密度の上限を導出します）IRAS16293BへのCHO。次に、3相化学モデルを使用して、典型的な星間環境でこれらの種の形成をシミュレートし、その後、中央の原始星が誕生するまで流体力学的に崩壊します。粒子表面での連続的な水素化やラジカルラジカル付加などのさまざまな形成経路がテストされ、観測結果と比較されます。シミュレーションは、IRAS16293Bに向かって観測されたものから1桁以内の存在量を再現します。ガスの$10^{-12}$cm$^3$s$^{-1}$のレートで最良の一致が見つかりました相反応C$_3$+O$\rightarrow$C$_2$+CO。粒子表面でのC$_3$、HC（O）CHO、およびCH$_3$OCHOの連続水素化は、複雑な有機分子。連続する水素化経路とラジカル-ラジカル付加反応の両方がC$_2$H$_5$CHOの形成に寄与します。
不完全なパッシェンバック効果レジームの下での超微細構造遷移における角度依存部分周波数再分布の重要性
| Title |
Importance_of_Angle-dependent_Partial_Frequency_Redistribution_in_Hyperfine_Structure_Transitions_Under_Incomplete_Paschen-Back_Effect_Regime |
| Authors |
K._N._Nagendra,_K._Sowmya,_M._Sampoorna,_J._O._Stenflo,_L._S._Anusha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04044 |
原子の偏光の散乱における角度-周波数結合は、角度依存（AD）部分周波数再分布（PRD）行列で表されます。直線偏光された太陽スペクトルにはいくつかの線があり、超微細構造状態間の量子干渉と組み合わされたPRDが重要な役割を果たします。ここでは、超微細構造分割（HFS）と非偏極下準位を持つ2レベル原子での散乱のAD-PRD行列を含む偏極線伝達方程式の解を示します。任意の磁場（不完全なパッシェンバック効果レジームを含む）と弾性衝突の影響を考慮します。探索目的のために、自己発光等温平面大気を検討し、孤立したNa\、{\sci}D$_2$ラインを表す原子パラメータを使用します。このケースでは、AD-PRD効果が約30G未満の電界強度で重要であることを示しますが、角度平均（AA）PRDの計算的にはるかに要求の少ない近似をより強い電界に使用できることを示します。
南の超高速回転低質量星のTESS観測
TESSを使用した低質量星に関する以前の研究では、1日未満の周期的な変調を示すが、フレア活動を示さない一握りを発見しました。ここでは、TESSで2分のケイデンスで観測された南部の黄道半球における超高速回転子（UFR）の系統的検索の結果を示します。GaiaDR2からのデータを使用して、下部のメインシーケンスに近い13,000を超える星のサンプルを取得します。これらのうち、下部メインシーケンス上にあり、周期変調が1d未満の609の星を特定します。フレアを示す星の割合は、0.2日未満の期間で大幅に低下するようです。周期が回転速度の兆候である場合、より速い回転子はより強い磁場を持ち、それゆえより多くのフレアを生成すると予想されるため、これは驚きです。発見の考えられる理由を探ります：フレアの非アクティブな星は連星のメンバーです。この場合、角運動量の損失が原因で連星軌道分離が減少したため、星の回転速度が増加した可能性があります。TESSの通過帯域。この問題を解決するには、これらの不活性な星の青/紫外波長でのフォローアップ分光法とフレアモニタリングが必要です。
太陽大気中のループに沿って流れるジェットのブレーキとしての遠隔の足元での加熱
| Title |
Heating_at_the_remote_footpoints_as_a_brake_on_jet_flows_along_loops_in_the_solar_atmosphere |
| Authors |
Zhenghua_Huang,_Qingmin_Zhang,_Lidong_Xia,_Bo_Li,_Zhao_Wu,_Hui_Fu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04132 |
太陽ダイナミクス天文台（SDO）、界面領域イメージングスペクトル（IRIS）、および1mの新しい真空太陽望遠鏡（NVST）によって取得されたコロナループに沿って伝播する太陽ジェットの観測について報告します。ジェットの噴出物はマルチサーマルコンポーネントで構成され、100km/sを超える速度で伝播します。Halpha画像では、コンパクトで丸い形をしたコロナルループのリモートフットポイントに明るさがあります。AtmosphericImagingAssembly（AIA）94\AAの通過帯域のリモートブライトニングの放出ピークは、ジェットベースの通過ピークより60秒遅れています。リモートフットポイントの増光は、非熱電子、MHD波、および/またはジェットの磁気再結合プロセスによって生成された伝導フロントによる加熱の結果であると考えられています。離れた足元での加熱は、ループに沿ってジェットベースに向かって明るくなることをもたらします。これは、彩層の蒸発であると考えられています。これは明らかにイジェクタのブレーキとして機能し、$\sim1.0$\、kms$^{-2}のエラーで1.5〜3kms$^{-2}$の範囲の減速につながります$彩層蒸発と噴出物がループ頂点近くの場所で交わるとき。このジェットのダイナミクスにより、遠方の足跡からの彩層蒸発を診断するユニークな機会が得られ、そこから330〜880km/sの範囲の速度が推定されます。
非単調な初期-最終質量関係から見た炭素星形成
| Title |
Carbon_star_formation_as_seen_through_the_non-monotonic_initial-final_mass_relation |
| Authors |
Paola_Marigo_(1),_Jeffrey_D._Cummings_(2),_Jason_Lee_Curtis_(3_and_4),_Jason_Kalirai_(5_and_6),_Yang_Chen_(1),_Pier-Emmanuel_Tremblay_(7),_Enrico_Ramirez-Ruiz_(8),_Pierre_Bergeron_(9),_Sara_Bladh_(1_and_10),_Alessandro_Bressan_(11),_Leo_Girardi_(12),_Giada_Pastorelli_(1_and_6),_Michele_Trabucchi_(1_and_13),_Sihao_Cheng_(2),_Bernhard_Aringer_(1),_Piero_Dal_Tio_(1_and_12)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy_G._Galilei,_University_of_Padova,_Italy,_(2)_Center_for_Astrophysical_Sciences,_Johns_Hopkins_University,_USA,_(3)_Department_of_Astrophysics,_American_Museum_of_Natural_History,_NY,_USA,_(4)_Department_of_Astronomy,_Columbia_University,_USA,_(5)_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_USA,_(6)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA,_(7)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick,_UK,_(8)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_(9)_Departement_de_Physique,_Universite_de_Montreal,_Canada,_(10)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Uppsala_University,_Sweden,_(11)_International_School_for_Advanced_Studies,_Trieste,_Italy,_(12)_Astronomical_Observatory_of_Padova,_INAF,_Italy,_(13)_Department_of_Astronomy,_University_of_Geneva,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04163 |
初期-最終質量関係（IFMR）は、星の誕生質量を、その死時に残されたコンパクトな残骸の質量にリンクします。宇宙物理学全体でのIFMRの関連性は広く認められていますが、その詳細のすべてがまだ解決されているわけではありません。天の川の古い散開星団のいくつかの炭素-酸素白色矮星の新しい分析により、初期質量の範囲にあるIFMRのキンクを特定することができました。$1.65\lesssimM_{\rmi}/M_{\odot}\lesssim2.10$。$\約0.70-0.75\、M_{\odot}$のWD質量のねじれのピークは、年齢に対応する$M_{\rmi}\simeq1.8-1.9\、M_{\odot}$の星によって生成されます約$1.8-1.7$Gyrの。興味深いことに、このピークは、中央の水素が消耗した後に縮退したヘリウムコアを生成する低質量の星と、電子の縮退を回避する中間質量の星の間の初期質量制限と一致します。私たちはIFMRキンクを天の川の炭素星形成のシグネチャーとして解釈します。この発見は、低質量の星の進化と化学的濃縮、および銀河の分光光度特性への影響を抑制するために重要です。
安定した成層組成勾配への冷却対流層の浸透：低プラントル数でのエントレインメント
| Title |
Penetration_of_a_cooling_convective_layer_into_a_stably-stratified_composition_gradient:_entrainment_at_low_Prandtl_number |
| Authors |
J._R._Fuentes_and_A._Cumming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04265 |
組成勾配を持つ安定成層流体を上から冷却したときの対流層の形成と進化を研究します。Pr=0.1から7の範囲のプラントル数でBousinessq近似を使用して一連の2Dシミュレーションを実行し、以前の塩水に関する研究を低Prに拡張します。対流ゾーンの進化は、対流運動の運動エネルギーの一定の割合を使用して、安定層との境界面で流体を混合するエントレインメント処方によって十分に説明されることを示します。エントレインメント効率を測定し、プラントル数の減少または適用される熱流束の増加に伴って増加することがわかります。エントレインメント率を決定する運動エネルギーフラックスは、全対流光度のごく一部です。この時間依存の状況では、界面の密度比はPrの値に依存する狭い範囲に駆動され、移流が界面輸送を支配するほど十分に低い値になります。界面フラックス比とそれが界面の安定性にどのように依存するかを特徴付けます。対流効率と界面熱輸送の2つのパラメーターを備えた対流層の成長を説明する分析モデルを示します。これらはどちらもシミュレーションから測定できます。
| Title |
ADM_formulation_and_Hamiltonian_analysis_of_Coincident_General_Relativity |
| Authors |
Fabio_D'Ambrosio,_Mudit_Garg,_Lavinia_Heisenberg,_and_Stefan_Zentarra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03261 |
偶然の一般相対性理論として知られている、非計量性に基づく一般相対性理論のより単純な幾何学的定式化を検討します。理論のADMの定式化を研究し、詳細なハミルトニアン分析を実行します。境界項とゲージ条件の役割が大幅に変更されたとしても、2つの物理的な自由度の伝播を明示的に示します。これは、数値相対論と正準量子重力の代替有望な新しいルートを表す可能性があります。また、非計量性スカラーの非線形拡張における伝播自由度の数についても概観します。
ソフトドシッター効果理論
超水平スケールでのド・シッター宇宙の量子進化の計算は、悪名高いほど有名です。この課題に対処するために、SoftdeSitterEffectiveTheory（SdSET）を紹介します。このフレームワークは、移動の運動量が逆の移動の水平線によって設定されるUVスケールをはるかに下回る超水平モードを保持します。SdSETは、HeavyQuark効果理論を生み出すのと同じアプローチを使用して定式化されます。長波長のダイナミクスを取り込む自由度は、運動方程式の成長および減衰解で識別されます。オペレーターの拡張は、電力カウントスキームを使用して構成され、低エネルギーの対称性を尊重しながらループを調整できます。固定deSitterバックグラウンドでの大規模な量子場の場合、パワーカウントは、地平線を超えるすべての相互作用が無関係であることを意味します。または、フィールドが非常に明るい場合、主要な相互作用はせいぜい限界であり、（動的）くりこみグループテクニックを使用して関連する対数を再開すると、正規確率インフレーションの進化方程式が得られます。SdSETは、インフレーションを含む重力が動的であるモデルにも適用できます。この場合、微分同相不変性は、すべての相互作用が無関係であることを保証し、断熱密度変動と重力波のすべての次数の保存を意味します。新規の関連オペレーターを特定することにより、永遠のインフレを遅らせるアプリケーションに簡単に触れます。この作品は、地平線の外の摂動論の多くの側面を解明するのに役立ち、宇宙論的に興味のある問題へのさまざまな応用があります。
分離されたセクターでの正確な暗黒物質の残存量
| Title |
Precise_dark_matter_relic_abundance_in_decoupled_sectors |
| Authors |
Torsten_Bringmann,_Paul_Frederik_Depta,_Marco_Hufnagel,_and_Kai_Schmidt-Hoberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03696 |
原始プラズマの熱遺物としての暗黒物質（DM）は、直接的および間接的な探索によってますます圧力がかかりますが、分離されたセクターでの同じ生成メカニズムはそれほど制約されません。フリーズアウトプロセスの標準的な処理をそのようなシナリオに拡張し、観測されたDMの存在量に一致させるために必要な消滅断面積の正確な計算を実行します。正規値との差は一般にかなり大きく、桁違いに達する可能性があることを示しています。私たちの結果は、隠れたセクターのシナリオでのDM検索の解釈に直接影響します。
GW190814：核子状態方程式に対する2.6太陽質量中性子星の影響
| Title |
GW190814:_Impact_of_a_2.6_solar_mass_neutron_star_on_nucleonic_equations_of_state |
| Authors |
F.J._Fattoyev,_C.J._Horowitz,_J._Piekarewicz,_and_Brendan_Reed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03799 |
GW190814の二次コンポーネントは、二重コンパクトオブジェクトシステムで発見された最も軽いブラックホールまたは最も重い中性子星ですか[R.Abbottetal。、ApJLett。、896、L44（2020）]？これは、この手紙を活気づける中心的な質問です。共変密度汎関数理論は、すべての密度で因果律を強制しながら、有限核と中性子星の両方の特性を調査するための独自のフレームワークを提供します。既存のエネルギー密度汎関数を調整することで、次のことが可能になりました。（a）2.6Msun中性子星の説明、（b）1.4Msun中性子星の潮汐変形性に対する元の制約を満たす、（c）の基底状態特性の再現有限の核。しかし、この研究で探索されたモデルのクラスでは、超大質量中性子星をサポートするために必要な状態方程式の強化は、エネルギーのある重イオン衝突から得られた制約または中程度の低変形性から得られた制約と一致しないことがわかります。質量星。したがって、最大中性子星の質量は既存の観測限界よりも大幅に高くなることはなく、2.6Msunコンパクトオブジェクトはこれまでに発見された中で最も軽いブラックホールである可能性が高いと推測しています。
Wheeler-DeWitt方程式に照らした永遠のインフレ
Wheeler-DeWitt方程式は、インフロンのゲージ不変量子変動である曲率摂動の確率分布を提供します。これから、摂動アプローチでは見られないパワースペクトルの塔を見つけることができます。地平線を横切るモードのパワースペクトルは、古典的なインフレートの変位の不確実性の原因となるため、永遠のインフレの新しい条件を取得します。高い励起でパッチが存在する場合、永遠のインフレーションを可能にするスローロールパラメーターの境界は、最大で$\epsilon\lesssim（2n+1）（H/m_{\rmPl}）^2によって与えられます$と$n$整数。$n$が大きい場合、$\epsilon$の境界は緩和され、$\epsilon$の値がさらに大きくなっても永遠のインフレが発生します。熱力学の第2法則は$n=0$状態が優先されることを意味しますが、$n=0$状態への遷移を引き起こす非線形相互作用が抑制されるため、このような大きな$n$効果を無視することはできません。
高解像度で画像化された雲の稲妻の初期段階
| Title |
The_initial_stage_of_cloud_lightning_imaged_in_high-resolution |
| Authors |
O._Scholten,_B.M._Hare,_J._Dwyer,_C._Sterpka,_I._Kolma\v{s}ov\'a,_O._Santol\'ik,_R._L\'an,_L._Uhl\'i\v{r},_S._Buitink,_A._Corstanje,_H._Falcke,_T._Huege,_J.R._H\"orandel,_G.K._Krampah,_P._Mitra,_K._Mulrey,_A._Nelles,_H._Pandya,_A._Pel,_J.P._Rachen,_T.N.G._Trinh,_S._ter_Veen,_S._Thoudam,_T._Winchen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03934 |
LOFARを使用すると、メータースケールの精度と前例のない詳細で稲妻の発達をイメージできます。最新のライトニングマッピング手法の背後にある主要な手順について説明します。私たちのテクニックの機能を示すために、2つのクラウド内フラッシュの最初の数ミリ秒の画像を表示して解釈します。すべてのフラッシュでは、負のリーダーが主な負の電荷の下の電荷層を伝播します。いくつかの興味深い機能の中で、開始後約2ミリ秒でプライマリイニシャルリーダーが大気のかなり限られた領域に多数（10人以上）のネガティブリーダーの形成をトリガーすることを示しています。これらから、1つまたは2つだけが約30〜ms後に伝播を続け、水平方向にキロメートルを超えて広がりますが、もう1つは開始点に伝播します。また、通常の負のリーダーは、潜在的に強い電界の存在下で、初期リーダーのような状態に移行する可能性があることも示しています。さらに、一次イニシャルリーダーの間に発生したいくつかの初期ブレークダウンパルスと、ステップリーダーから発展した2つの「セカンダリ」イニシャルリーダーの間にさえも示します。
観測されたジェット出力と放射効率からのアインシュタイン-マクスウェルディラトン-アキシオン重力の特徴
| Title |
Signatures_of_Einstein-Maxwell_dilaton-axion_gravity_from_the_observed_jet_power_and_the_radiative_efficiency |
| Authors |
Indrani_Banerjee,_Bhaswati_Mandal_and_Soumitra_SenGupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03947 |
アインシュタイン-マクスウェルディラトン-アキシオン（EMDA）重力は、ヘテロティックストリング理論の低エネルギー有効作用で発生し、そのシグネチャーを探索するための単純なフレームワークを提供します。文字列のコンパクト化からのアクションで受け継がれるディラトンとアクシオン場は、インフレ宇宙論と現在の加速された宇宙の膨張を説明する上で興味深い結果をもたらします。したがって、利用可能な天体物理学的観測でこれらのフィールドのフットプリントを検索することは価値があります。アインシュタイン重力は高曲率ドメインで量子補正を受け取ることが期待されているため、ブラックホールの地平線近くの領域は、一般相対論からのこれらの偏差をテストするための理想的な天体物理学研究室のようです。EMDA重力における正確な静止した軸対称ブラックホール解は、ディラトン電荷を運ぶカーセン時空に対応しますが、角運動量は、アクシオンフィールドによって供給されます。弾道ジェットと降着円盤からの連続体スペクトルのピーク放出は、イベントの地平線の非常に近くで発射されると考えられており、したがって、バックグラウンドの時空の痕跡を負うはずです。カーセン背景の連続体スペクトルから導出されたジェットパワーと放射効率を計算し、それらをマイクロクエーサーの対応する観測と比較します。私たちの分析では、カーラブラックホールがディラトン電荷を持つカーセンブラックホールよりも好まれていることが明らかになりました。
$ ^ {19} $ Fの中性子しきい値を超える荷電粒子分岐比：コア崩壊超新星における$ ^ {15} $ N生成の抑制
| Title |
Charged-particle_branching_ratios_above_the_neutron_threshold_in_$^{19}$F:_constraining_$^{15}$N_production_in_core-collapse_supernovae |
| Authors |
P._Adsley,_F._Hammache,_N._de_S\'er\'eville,_V._Alcindor,_M._Assi_\'e,_D._Beaumel_M.Chabot,_M._Degerlier,_C._Delafosse,_T._Faestermann,_F._Flavigny,_S._P._Fox,_R._Garg,_A.Georgiadou,_S._A._Gillespie,_J._Guillot,_R._Hertenberger,_V._Guimar\~aes,_R._Hertenberger,_A._Gottardo,_R._Hertenberger,_J._Kiener,_A._M._Laird,_A._Lefebvre-Schuhl,_I._Matea,_A._Meyer,_M.Mahgoub,_L._Olivier,_L._Perrot,_J._Riley,_I._Sivacek,_I._Stefan,_V._Tatischeff,_H.-F._Wirth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03965 |
いくつかの低密度グラファイト隕石粒子で観察された$^{15}$Nと$^{18}$Oの空間的に相関する過剰量は、コア崩壊超新星の間にヘリウム燃焼シェルで起こっている元素合成に関係している。$^{15}$Nと$^{18}$Oの最終的な存在量にとって重要であると識別された2つの反応は、$^{18}$F（$n、\alpha$）$^{15です。}$Nおよび$^{18}$F（$n、p$）$^{18}$O。$^{18}$F（$n、\alpha$）$^{15}$Nおよび$^{18}$F（$n、p$）$^{18}$O反応の相対的な強さ他の特性に加えて、$^{19}$Fの中性子しきい値を超える状態からの相対$\alpha_0$および$p_0$崩壊に依存します。これらの高励起状態からの荷電粒子崩壊に関する実験データは欠けているか、一貫性がありません。LiFターゲットと磁気スペクトログラフからの陽子非弾性散乱を使用して、2つの実験が行われました。最初の実験では、ミュンヘンの高解像度Q3Dスペクトログラフを使用して、$^{19}$Fのレベルのプロパティを制約しました。$^{19}$Fの中性子非束縛レベルの荷電粒子崩壊を測定するために、OrsaySplit-Poleスペクトログラフと一連のシリコン検出器を使用した2番目の実験が行われました。$^{19}$Fの多くのレベルが、対応する荷電粒子の崩壊とともに特定されています。$^{18}$Oの基底状態への陽子崩壊ブランチが観測された中性子しきい値を超える最初の状態は、中性子しきい値を超えて68keVありますが、中性子非束縛レベルから$\alpha$粒子は崩壊します。一般に、陽子崩壊よりもはるかに強いことが観測されています。$^{19}$Fの中性子非束縛レベルは、主に$\alpha$粒子放出によって減衰することが観察され、$^{18}$F（$n、\alpha$）$^{15}の役割をサポートします超新星のヘリウム燃焼シェルでの$^{15}$Nの生産における$N反応速度を正確に決定できるようにするためには、改良された共鳴散乱反応データが必要です。
Feebly Interacting $ U（1）_ {\ rm B-L} $ Gauge Boson Warm Dark Matter
and XENON1T Anomaly
| Title |
Feebly_Interacting_$U(1)_{\rm_B-L}$_Gauge_Boson_Warm_Dark_Matter_and_XENON1T_Anomaly |
| Authors |
Gongjun_Choi,_Tsutomu_T._Yanagida,_Norimi_Yokozaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04278 |
XENON1T検出器による電子反跳データの過剰の最近の観察は、標準モデル（SM）の拡張の潜在的なヒントとして多くの注目を集めています。質量が$m_{A'}\！\in\！（2\、{\rmkeV}、\！3\、{\rmkeV}）$のベクトルボソンの吸収は、過剰。今日、ベクトルボソンが暗黒物質（DM）集団を説明している場合、そのベクトルボソンは、その質量体制が疑われるため、暖かい暗黒物質（WDM）のクラスに属している可能性が非常に高いです。このようなシナリオでは、超過分を適切に適合させるため、動的混合$\kappa\！\sim\！10^{-15}$は、ベクトルDMの非熱的起源を要求します。この手紙では、ゲージボソンが$U（1）_{\rmBL}$ゲージボソンにすぎず、その非熱的起源が、SMセクターと通信するスカラーの減衰に起因するシナリオを検討します。SMヒッグスボソンのポータル。$\Lambda$CDMモデルで発生する小規模な問題とXENON1T異常の両方に対する解決策としてベクトルDMが提供するダークセクターの相互作用の影響について説明します。
最近の実験に照らした大きなニュートリノ磁気モーメント
XENON1T実験によって最近報告された電子反跳イベントの過剰は、マヨラナニュートリノのかなりの遷移磁気モーメント$\mu_{\nu_e\nu_\mu}$の証拠として解釈される場合があります。単一成分の遷移磁気モーメントが$\mu_{\nu_e\nu_\mu}\in（1.91-3.96）\times10^{-11}\mu_B$の値を取る場合のこのシナリオの一貫性を示します。このような大きな値は、通常、許容できないほど大きなニュートリノ質量をもたらします。このペーパーでは、新しい対称性がこの問題を体系的に解決することを示し、いくつかの例を説明することでこれを実証します。最初に復活させ、次にこの問題を解決する$SU（2）_H$水平対称性に基づいた簡略化モデルを提案します。ローレンツ構造の違いにより、$SU（2）_H$の対称制限では、$m_\nu$は消え、$\mu_{\nu_e\nu_\mu}$はゼロではありません。私たちの簡略化されたモデルは、おおよその$SU（2）_H$に基づいています。これは、3つのファミリ$SU（3）_H$対称性にも一般化されています。これらのモデルのコライダーおよび低エネルギーテストが分析されます。また、ニュートリノの媒質依存質量を誘発することにより、恒星の進化から生じるニュートリノ磁気モーメントに対する厳しい天体物理学的制限を回避するメカニズムを提案します。また、スピン対称メカニズムを介して抑制された$m_\nu$で自然に大きな$\mu_{\nu_e\nu_\mu}$を生成するZeeモデルとその拡張のXENON1Tデータの影響を分析しましたが、誘導された$\mu_{\nu_e\nu_\mu}$は、最近のデータを説明するのに十分な大きさではありません。
| Title |
A_study_of_Neural_networks_point_source_extraction_on_simulated_Fermi/LAT_Telescope_images |
| Authors |
Mariia_Drozdova,_Anton_Broilovskiy,_Andrey_Ustyuzhanin,_Denys_Malyshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04295 |
GeVバンドの天体物理学的画像は、バックグラウンドとフォアグラウンドの天体物理的な拡散放射と、現代の宇宙ベースの機器の比較的広い点広がり関数の寄与が大きいため、分析が困難です。場合によっては、画像上で点光源を見つけることも簡単ではありません。フェルミ大面積望遠鏡からの画像を模倣する独自の人工データセットでトレーニングされた畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して点ソース抽出の方法を提示します。これらの画像は、1〜10GeVのエネルギーをカバーする10x10度のrawカウントフォトンマップです。精度が約15％向上し、推論時間を少なくとも類似の最新モデルと比較して精度が4倍向上するさまざまなCNNアーキテクチャを比較します。
多流体コンパクト星の放射状振動と安定性
小さな摂動に関する放射状振動と安定性を研究するために使用できる、任意の数の完全な流体で構成されるコンパクトな星の脈動方程式のシステムを導出します。私は球対称であり、流体間の相互作用は重力のみであると仮定しています。私の導出は、単一流体コンパクトスターの脈動方程式に対するチャンドラセカールの元の導出と一致しており、個々の流体からの寄与を明示しています。1、2、および3流体の例を使用して、脈動方程式のシステムのソリューションを示します。
