フォアグラウンドで強化された推定量を使用して、バイアスを低減し、ノイズを低減したCMBレンズ
| Title |
Lower_bias,_lower_noise_CMB_lensing_with_foreground-hardened_estimators |
| Authors |
Noah_Sailer,_Emmanuel_Schaan,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04325 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度マップの銀河系外の前景は、弱いレンズ効果の可能性を再構築する標準の推定量を厳しく制限します。これらの前景は、マルチ周波数のクリーニングまたはマスキングによって完全に削除することはできず、適切に考慮されないと、大きなバイアスにつながる可能性があります。クラスター化されていない多数の点光源で構成される前景の場合、光源の振幅の推定器を導出および逆投影することができ、レンズの再構成に対するバイアスを取り除きます。シミュレーションでは、温度のすべての銀河系外の前景が同一のプロファイルを持つソースのコレクションで近似できること、および最小限のノイズコストで、簡単なバイアス硬化技術がレンズへのバイアスを減らすのに効果的であることを示しています。パフォーマンスとバイアスを「せん断のみ」の再構成などの他の方法と比較し、それぞれが任意のプロファイルを持つ任意の数の前景を共同で分解する方法について説明します。特に、SimonsObservatoryのような実験では、フォアグラウンドで強化された推定量を使用して、再構成で使用される最大多重極を拡張し、自動およびクロスの両方で、標準の2次推定量よりも全体の統計的検出力を$\sim50\％$増やすことができます。-相関。ソースの硬化は、自動相関と相互相関の両方で、および信号対ノイズと前景バイアスの両方の観点から、標準のレンズ2次推定量よりも優れていると結論付けます。
再加熱完了に向けて温度を上げる
再加熱は、物質成分など、放射線以外の宇宙の主要な成分のエネルギー密度が放射線に移行するプロセスです。宇宙の温度は、通常、再加熱プロセス中であっても宇宙膨張により低下すると考えられています。この場合、宇宙の最高温度は再加熱温度よりもはるかに高くなります。再加熱中の宇宙の温度は、実際には、やる気のあるシナリオで増加する可能性があることを指摘しています。再加熱中に温度が上昇するために必要な条件を導き出し、スカラー場を含む具体的な例について説明します。再加熱中の温度上昇による素粒子物理学と宇宙論への影響についてコメントします。
| Title |
Information_content_in_the_redshift-space_galaxy_power_spectrum_and_bispectrum |
| Authors |
Nishant_Agarwal,_Vincent_Desjacques,_Donghui_Jeong,_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04340 |
銀河バイアスの統計的影響のフィッシャー情報研究と銀河赤方偏移調査からの主要な宇宙論的パラメーターの推定に対する選択効果を提示します。特に、特定の赤方偏移での角直径距離、ハッブルパラメータ、線形成長率、冷たい暗黒物質密度、および原始パワースペクトルの傾斜と実行。ここに含める見通しに依存する選択の寄与は、実際の銀河サンプルに存在することがわかっています。銀河のパワースペクトルまたはバイスペクトルに対する次の補正をここでそれぞれ先頭から次の順序で処理し、先頭の次数で処理して$\lesssim0.25\sigma$のシフトを生成することを要求することにより、分析に含まれる最大波数を決定します6つの宇宙パラメータのそれぞれ。銀河のパワースペクトルだけでは、選択効果は、特に線形成長率に関する制約を大幅に悪化させる可能性があります。銀河のバイスペクトルを追加すると、パラメーターの縮退を大幅に解消できます。ユークリッドのような調査のパワースペクトラムとバイスペクトルの共同分析では、選択バイアスを完全に排除した後でも、線形成長率を10％の精度で測定できることがわかります。また、選択効果やその他のバイアスパラメーターを無視することから生じる系統的なパラメーターシフトについても説明し、選択効果をパーセントレベルで制御するか、それらを無視する必要があることを強調します。ローマ宇宙望遠鏡とHETDEXでも同様の結果が得られます。
| Title |
Analyzing_clustering_of_astrophysical_gravitational-wave_sources:_Luminosity-distance_space_distortions |
| Authors |
Toshiya_Namikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04359 |
3次元空間での重力波（GW）ソースの観測された数密度ゆらぎの定式化を提示します。GW観測では、各GW光源の赤方偏移の識別は、特に高赤方偏移の光源の場合、難しい問題です。観測された光度距離を距離インジケータとして使用することは、クラスタリング信号を測定するためのシンプルでありながら最適な方法です。各光源の観測された光度距離と上空位置から推定されたGW光源の密度変動を導出します。密度のゆらぎは、銀河の調査におけるいわゆる赤方偏移空間のゆがみと同様に歪んでいますが、いくつかの違いがあります。次に、歪み効果が存在する場合の2点相関関数と多極パワースペクトルを示します。赤方偏移空間の歪みには現れない、レンズ収束の視線微分は、観測された相関関数と高次の多極パワースペクトルに大きな影響を与えることがわかります。
Cosmicflows-3：南極壁
| Title |
Cosmicflows-3:_The_South_Pole_Wall |
| Authors |
Daniel_Pomarede,_R._Brent_Tully,_Romain_Graziani,_Helene_M._Courtois,_Y._Hoffman,_Jeremy_Lezmy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04414 |
銀河の距離のCosmicflows-3カタログから派生した0.05c以内の宇宙の体積の速度および密度フィールドの再構成により、約0.11cに及ぶフィラメント構造の存在が明らかになりました。構造は、12,000km/sの特徴的な赤方偏移で、密度のピークが天の南極と一致しています。ローカルボリューム内で最大の隣接フィーチャであり、距離の半分のスローン万里の長城に匹敵するこの構造は、南極壁と呼ばれています。
粘性がある場合の$ \ Lambda $ CDMの制約と宇宙論
| Title |
Constraints_and_cosmography_of_$\Lambda$CDM_in_presence_of_viscosity |
| Authors |
L._Herrera-Zamorano,_A._Hern\'andez-Almada,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04507 |
この研究では、伝統的な暗黒エネルギーに続く完全な流体と暗黒物質としての粘性流体で満たされた宇宙の2つのシナリオを研究します。この意味で、Eckartの定式化における粘性の最も単純なケースである定数、そして赤方偏移の多項式関数を探索します。マルコフ連鎖モンテカルロ法に基づくベイズ分析を実行し、ハッブルパラメーター（OHD）、タイプIa超新星（SNIa）、および強力レンズシステムの最新データを使用して、モデルパラメーターの位相空間を制約します。最初の2つのサンプルは$0.01<z<2.36$の領域をカバーしています。AICに基づいて、OHDまたはSNIaを考慮して、ラムダ-コールドダークマター（LCDM）でこれらの粘性モデルが等しくサポートされていることを確認します。一方、宇宙論的パラメーター（$q、j、s、l$）を再構築し、最大$3\sigma$CL内でLCDMとの良好な一致を見つけます。さらに、コスモグラフィックパラメーターと加速と減速の遷移は、粘度係数に関連するパラメーターに敏感であり、粘度をそれらを変更する興味深い物理的メカニズムにしています。
| Title |
Non-Relativistic_Formation_of_Scalar_Clumps_as_a_Candidate_for_Dark_Matter |
| Authors |
Philippe_Brax,_Jose_A._R._Cembranos_and_Patrick_Valageas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04638 |
放射線時代における暗黒物質の塊の形成の新しいメカニズムを提案します。軽いスカラー場が調和的に振動すると仮定します。自己相互作用を含め、非相対論的レジームを考慮します。スカラーダイナミクスは、圧力が量子効果と自己相互作用効果の両方に依存する流体のそれと似ています。スカラー流体の2乗の音速が負になると、不安定性が発生し、スカラーエネルギー密度フィールドの変動が増大し始め、最終的に、塊が形成される非線形領域に到達します。その後、塊は凝集し、普遍的な体制に到達します。このメカニズムを、6次の正の自己相互作用によって安定化された負の4次項を持つモデルに適用し、次に、優勢な余弦ポテンシャルが質量項を修正するアキシオンモノドロミーに適用します。最初のケースでは、4次項が優勢になると、音速の2乗が負になり、頻脈の不安定性につながります。アキシオンモノドロミーの場合、不安定性は非常にゆっくりと始まります。まず、密度摂動は、量子圧力のために音響振動を実行します。最終的には、パラメトリック共振により、指数関数的に成長し始めます。塊の質量とサイズは、その形成メカニズムに大きく依存します。タキオニック相が発生すると、クランプのコア密度は、不安定性の始まりのエネルギー密度によって一意に決まります。アキシオンモノドロミーの場合、コア密度はソリトンの質量と半径に比例します。この違いは、量子圧力がパラメトリック共鳴で働き、自己相互作用と重力のバランスをとって静的スカラーソリトンを形成する役割に由来します。どちらのシナリオでも、スカラー塊の形成赤方偏移は、放射線時代の$10^{-2}$から$10^4\、{\rmGeV}$までの広い範囲に及ぶ可能性があり、スカラー場の質量は、$10^{-18}$GeVから$100$GeVまで。
複数の将来の調査を組み合わせることにより成長率を抑制する
大規模構造の成長率は、標準宇宙論モデルの強力な一貫性テストと、一般相対論からの可能な逸脱のプローブを提供します。フィッシャー分析を使用して、次世代分光調査の組み合わせからの成長率の制約を予測します。オーバーラップサーベイボリュームでは、マルチトレーサー分析を使用して、宇宙分散の影響を大幅に減らします。ボリューム全体を利用するために、非重複の個別調査ボリュームはフィッシャー分析に含まれています。観測された角度パワースペクトルを使用します。これには、すべての広角およびレンズ効果が当然含まれ、Alcock-Paczynski補正の必要性を回避します。赤方偏移ビン間の相互相関は、サブドミナント寄与の計算を回避するための新しい手法を使用することで含まれます。標準の宇宙論的パラメータと各赤方偏移ビンのクラスタリングバイアスを限界化すると、$\gamma$の精度が最高の単一トレーサー精度で最大$\sim$50\％向上することがわかります。
ユークリッドとSKAの時代の一致モデルのヌルテスト
| Title |
Null_tests_of_the_concordance_model_in_the_era_of_Euclid_and_the_SKA |
| Authors |
Carlos_A._P._Bengaly,_Chris_Clarkson,_Martin_Kunz,_Roy_Maartens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04879 |
EuclidやSKAなどの次世代の調査を模倣する$H（z）$測定を使用して、一致モデルのヌルテストを実行します。このため、ノンパラメトリック手法を採用しているため、基準宇宙論や統計分析について最小限の仮定を行います。シグネチャをどれだけうまく区別できるかを検証するために、さまざまな宇宙論モデルを想定したシミュレーションを作成します。SKAとユークリッドのような調査では、プランクCMBデータと互換性のある、一致と代替ダークエネルギーモデルを明確に区別できるはずです。ベンチマークモデルの1つが真の宇宙を表す場合、基礎となる宇宙論についての仮定を行うことなく、SKAおよびEuclidが統計的に有意な方法で一致モデルを偽造できると結論付けます。
スーパークラスターSClA2142繭におけるマルチスケールの宇宙ウェブの分離、接続、および前処理
| Title |
Multiscale_cosmic_web_detachments,_connectivity,_and_preprocessing_in_the_supercluster_SClA2142_cocoon |
| Authors |
Maret_Einasto,_Boris_Deshev,_Peeter_Tenjes,_Pekka_Hein\"am\"aki,_Elmo_Tempel,_Lauri_Juhan_Liivam\"agi,_Jaan_Einasto,_Heidi_Lietzen,_Taavi_Tuvikene,_and_Gayoung_Chon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04910 |
A2142スーパークラスター（SClA2142）の周りの低密度領域（繭）のグループとフィラメントのプロパティ、接続性、銀河含有量を調べます。SClA2142を他のスーパークラスターから分離する最低光度密度領域によってSClA2142繭の境界を追跡しました。繭の銀河フィラメントとグループを決定し、グループの接続性、スーパークラスターの高密度コア（HDC）、およびスーパークラスター全体を分析しました。私たちは、銀河の分布と特性を、スーパークラスターと繭で異なる星形成特性と比較しました。SClA2142とそれに接続されている長いフィラメントは、これまでに検出された宇宙で最も長い直線構造を形成し、長さは$75$$h^{-1}$Mpcです。スーパークラスターの接続はC=6-7です。貧しいグループはC=1-2です。スーパークラスターの本体の周りの長いフィラメントは、ターンアラウンド領域でスーパークラスターから切り離されます。非常に古い恒星の個体群を持つ銀河は、最も豊かなクラスターから最も貧しいグループや単一の銀河まで、幅広い範囲にわたるシステムに存在しています。それらは、繭では$D1<1$、スーパークラスターでは最大$D1>800$の局所密度でも存在します。最近急冷された銀河は、主にある領域の繭にあり、その性質は繭とスーパークラスターで異なります。単一の銀河の星形成特性は、すべての環境で類似しています。SClA2142の崩壊した本体とその近くの長いフィラメントの分離は、スーパークラスターの進化における重要な時代の証拠です。非常に異なる環境で銀河が非常に古い恒星の集団と類似している理由を理解するには、さらなる研究が必要です。宇宙ウェブに長くまっすぐな構造が存在することは、宇宙論モデルのテストとして役立つかもしれません。
U$（1）$対称ポテンシャルを持つ複雑なスカラー場を特徴とするモデルに特に注意を払いながら、強く過冷却された宇宙相転移における重力波（GW）生成を研究します。2つの気泡の衝突の格子シミュレーションを実行して、スカラー場の勾配を適切にモデル化し、多くの気泡のシミュレーションで薄壁近似を使用して、それらから発生するGWスペクトルを計算します。U$（1）$対称の場合、低周波スペクトルは$\propto\omega$ですが、実際のスカラーフィールドの場合は$\propto\omega^3$です。どちらの場合も、スペクトルは高周波で$\omega^{-2}$として減衰します。
重力場の宇宙観測量への暗黒エネルギーインプリントのクラスタリング
| Title |
Clustering_dark_energy_imprints_on_cosmological_observables_of_the_gravitational_field |
| Authors |
Farbod_Hassani,_Julian_Adamek,_Martin_Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04968 |
ダークエネルギーのクラスタリングのコンテキストで、固定観測者の過去の光円錐に関する宇宙観測量を研究します。私たちは、重力場を直接調査するオブザーバブル、つまり統合されたザックスウォルフおよび非線形のリースサイアマ効果（ISW-RS）、弱い重力レンズ効果、重力赤方偏移およびシャピロ時間遅延に焦点を当てています。暗黒物質粒子と暗黒エネルギー場の結合進化を追跡する専用の$N$ボディコード"$k$-evolution"を使用して、低速の音$c_s$の領域を研究できます。エネルギーの摂動は非常に大きくなる可能性があります。レイトレーシングを使用して、各効果の2次元の空のマップを作成し、それらの角度パワースペクトルを計算します。暗黒エネルギーの$\textit{linear}$クラスタリングによって角パワースペクトルが変化するため、ISW-RS信号は$w-c_s^2$でコード化されたクラスタリングの暗黒エネルギープロパティを制約する最も有望なプローブであることがわかります暗黒エネルギーの2つの異なる音速を比較する場合、$\sim30\％$が$\ell$と低くなります。弱い重力レンズ効果、Shapiro時間遅延、および重力赤方偏移は、暗黒エネルギーのクラスタリングの感度が低く、数パーセントの変動のみを示します。すべてのパワースペクトルにおける暗黒エネルギー$\textit{non-linearities}$の影響は、低$\ell$では無視できますが、収束およびISW-RSでそれぞれ約$2\％$および$3\％$に達します赤方偏移$\sim0.85$で観測した場合の数百の多重極での角度パワースペクトル。パーセント精度の測定を達成する将来の宇宙論調査は、暗黒エネルギーのクラスタリングを高い信頼度で調査することを可能にします。ダークエネルギーを任意のスケールでクラスター化する明確な証拠は、ダークエネルギーの主要な候補として宇宙定数を除外し、異なるダークエネルギーモデルを区別するのに役立ちます。
間接検出におけるブーストされたダークマターからの「非ローカル」効果
| Title |
"Non-Local"_Effects_from_Boosted_Dark_Matter_in_Indirect_Detection |
| Authors |
Kaustubh_Agashe_and_Steven_J._Clark_and_Bhaskar_Dutta_and_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04971 |
間接暗黒物質（DM）の検出には、通常、暗黒物質濃度が高い領域内のDM消滅/崩壊から出現する標準モデル（SM）粒子の観察が含まれます。関係するDMの1つがブーストされることでこの反応が開始され、もう1つは周囲の非相対論的粒子である消滅シナリオを検討します。この「トリガー」DMは、たとえば、DMのより重いコンポーネントの以前の消滅または減衰で作成する必要があります。驚くべきことに、ブーストされたDMが銀河の特定のポイントでガンマ線に消滅すると、実際には同じ銀河の別のポイントのソースから、または別の銀河から移動した可能性があります。このような「非局所的」な振る舞いは、いわゆる「天体物理学的」な$J$ファクターでエンコードされたDM密度やコアサイズなどの銀河ハローパラメーターに対する結果の光子信号の重要な依存性につながります。これらの非ローカル$J$係数は、通常のシナリオとは著しく異なります。このモデルの特徴は、天の川に比べて矮小銀河からの信号が、その特性に応じて、典型的な値からさまざまな程度に抑制される傾向があることです。したがって、この機能は、天の川銀河中心から観測された$\sim$GeV光子の過剰観測と、対応する矮小銀河からの信号の非観測とのDM消滅の説明の間の穏やかな緊張を潜在的に緩和できます。
地球惑星への巨大な衝突による大気侵食：あらゆる速度、角度、質量、密度のスケーリング則
| Title |
Atmospheric_Erosion_by_Giant_Impacts_onto_Terrestrial_Planets:_A_Scaling_Law_for_any_Speed,_Angle,_Mass,_and_Density |
| Authors |
Jacob_A._Kegerreis,_Vincent_R._Eke,_David_C._Catling,_Richard_J._Massey,_Luis_F._A._Teodoro,_Kevin_J._Zahnle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04321 |
比較的薄い大気の広大な地球惑星への巨大な影響の体制において、速度、角度、インパクターの質量、ターゲットの質量、および体組成について、惑星の衝突による大気の損失を予測する新しいスケーリング則を提示します。このために、低質量大気の運命を直接モデル化するのに十分な高解像度で3D平滑化粒子流体力学シミュレーションを使用して、広範囲の影響によって引き起こされる侵食を調べます。衝突のシナリオが異なれば、惑星の動作や結果も非常に異なります。この複雑さにもかかわらず、失われた大気の割合はべき乗則にうまく適合しています。インパクターの質量比が一定の場合、スケーリングはシステムの質量に依存しません。調査したパラメータの極端な傾向から、明らかな逸脱は見られません。スケーリング則は、惑星形成のモデルに容易に組み込むことができます。
木星が進化した星の内部の海王星を保存または破壊する方法
| Title |
How_Jupiters_save_or_destroy_inner_Neptunes_around_evolved_stars |
| Authors |
Mar\'ia_Paula_Ronco,_Matthias_R._Schreiber,_Cristian_A._Giuppone,_Dimitri_Veras,_Jorge_Cuadra,_Octavio_M._Guilera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04337 |
約6ギガ年の間に、私たちの太陽は赤い巨人に進化し、最終的に白い矮星としての寿命を終えます。この恒星の変態は、惑星外系の事実上すべての既知のホスト星に発生するため、それらの最終的な運命にとって重要です。最も内側の惑星が巨大フェーズ中に飲み込まれて蒸発し、さらに遠くにある惑星が生き残ることは明らかです。ただし、中間の惑星の運命（1〜10au）は、多惑星の潮汐処理ではまだ調査されていません。ここでは初めて、多惑星相互作用、恒星の進化、N体コードの潮汐効果を組み合わせて、海王星-木星の惑星系の進化を研究します。木星の質量の惑星よりも星に近い海王星の質量の惑星の運命は、単一の海王星の運命とは大きく異なる可能性があることを報告します。重力相互作用、質量損失および潮汐の同時効果は、惑星系を平均運動共鳴に向かって駆動することができます。これらの共振の交差は、特に海王星の離心率に影響を及ぼし、その結果、運命にも影響を与えます。これは、飲み込み、木星質量惑星との衝突、システムからの放出、またはより大きな距離での生存です。
モルニヤ衛星コンステレーションの動的特性：軌道偏心の長期的進化
この研究の目的は、モルニヤ衛星群の2線要素（TLE）セットによって与えられる平均離心率の軌道進化を分析することです。アプローチはボトムアップであり、観測されたダイナミクスと数学的モデリングの間の相乗効果を目指しています。偏心の長期的な進展に焦点を当てているので、採用された力学モデルは、衛星の向きに対する偏平効果と相まって、太陽と月による三体摂動の二重平均の定式化です。第3体効果の級数展開における異なる次数を想定した2自由度モデルによって得られる偏心の数値進化は、TLEによって与えられる平均進化と比較されます。結果は、高度に楕円の軌道であるにもかかわらず、2次展開が動作を非常によくキャッチすることを示しています。また、ルニソル効果は、昇交点の経度の振る舞いと周辺中心の引数に対して無視できないことがわかります。考慮される期間におけるカオスの役割についても取り上げます。最後に、観測データから検出できる主な寄与を示すために、周波数系列分析が提案されています。
偏心軌道を持つ低質量惑星の周りの動的原始大気
| Title |
The_Dynamic_Proto-atmospheres_around_Low-Mass_Planets_with_Eccentric_Orbits |
| Authors |
Chuhong_Mai,_Steven_J._Desch,_Rolf_Kuiper,_Gabriel-Dominique_Marleau_and_Cornelis_Dullemond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04398 |
原始惑星は、ガス状原始惑星円盤に埋め込まれると、原始大気を付加することができます。原始大気の形成と構造は、惑星の影響を受けます-ディスク環境と軌道効果。特に、惑星が偏心軌道上にある場合、ガスに対するそれらの相対速度は音速を超える可能性があります。惑星は大気ストリッピングの弓の衝撃を生成します。放射流体力学シミュレーションで、偏心軌道を持つ低質量惑星上の原始大気を調査します。原始大気の2D放射モデルは、ガスとダストの不透明度を表にして作成されます。ソリューションは、ボウショック構造内の大規模なガスリサイクルを明らかにします。偏心惑星の大気は、通常、円軌道を持つ惑星の大気よりも3桁から4桁小さいです。ただし、全体として、超音速環境は、リサイクルフローによる安定したガス供給により、惑星が有害ではなく、初期の安定した大気を維持するのに適しています。また、このような大気が惑星のガスに対する相対速度、惑星の質量、およびバックグラウンドガス密度によってどのように影響を受けるかを定量的に調査します。私たちの時間依存シミュレーションは、惑星を伴う原始大気の軌道進化を追跡します。ディスクパラメータは軌道全体で変化します。大気のプロパティは、惑星が偏心軌道上を移動するときに、位相が遅れて振動パターンを示します。要約すると、低質量の偏心惑星は、バウショックの除去効果にもかかわらず、小さな原始大気を保持できます。大気は常にディスクガスに接続され、相互作用します。これらの調査結果は、惑星の原始大気への移動と散乱の影響に関する重要な洞察を提供します。
地球への放射状衝撃からの磁化されたクォークナゲット暗黒物質の検索結果
| Title |
Results_of_search_for_magnetized_quark-nugget_dark_matter_from_radial_impacts_on_Earth |
| Authors |
J._Pace_VanDevender,_Robert_G._Schmitt,_Niall_McGinley,_Aaron_P._VanDevender,_Peter_Wilson,_Deborah_Dixon,_Helen_Auer,_Jacquelyn_McRae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04826 |
クォークナゲットは、ほぼ等しい数のアップ、ダウン、奇妙なクォークで構成される理論上のオブジェクトです。それらはストレンジレット、核核、AQN、スレット、マクロ、SQN、およびMQNとも呼ばれます。クォークナゲットは暗黒物質の候補であり、宇宙で${\sim}85\％$の質量を構成しているにもかかわらず、何十年もの間謎でした。クォークナゲットのほとんどのモデルは、固有の磁場を想定していません。ただし、辰巳は、マグネターコアが、磁場B\textsubscript{S}が$10^{11}$Tから$10^{13}$Tのクォークナゲット強磁性液体である可能性があることを発見しました。その結果をクォークナゲットに適用暗黒物質は、弱い相互作用によって崩壊し、幅広い磁気的に安定した質量分布を形成する前に、初期宇宙で磁気的に凝集した磁化クォークナゲット$（MQNs）$を示します。これらのMQNは、標準モデルのバリオンであるにもかかわらず、ダークマターの要件を満たしています。それらは、磁気圏界面を介して通常の物質と相互作用し、およそ毎年報告される非隕石衝突クレーターを形成する可能性があります。そのようなクレーターを発掘した結果を報告します。流体力学的シミュレーションは、クレーターの下の砕けた花崗岩と4.7m未満の柔らかい堆積物がMQN暗黒物質の最初の観測証拠であることを示しています。結果はまた、B\textsubscript{S}の値を$4x10^{11}$Tと$3x10^{12}$Tの間で制約します。
準相対論的オブジェクトからの熱放射の検出可能性
ガスによる衝突加熱と太陽放射による放射加熱により、太陽系内を移動する準相対論的物体の表面温度とその結果の明るさを計算します。サイズ$\gtrsim100$m、速度$\gtrsim0.1c$のオブジェクトからの熱放射は、$\sim100$auの距離まで近づく{\itJamesWebbSpaceTelescope}によって検出できます。したがって、将来の調査では、動きの速い星間物体や宇宙船の量に興味深い制限を設けることができます。
結合された太陽放射圧力と偏平問題の動的分類法と解析的な軌道離脱構成
| Title |
Dynamical_taxonomy_of_the_coupled_solar_radiation_pressure_and_oblateness_problem_and_analytical_deorbiting_configurations |
| Authors |
Ioannis_Gkolias,_Elisa_Maria_Alessi,_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04945 |
最近の研究は、太陽放射圧と結び付けられた惑星の偏平によって引き起こされたダイナミクスが、単一平均運動方程式に基づくモデルを通して記述できることを示しました。結合摂動は、太陽と地球の線に対する軌道の離心率、傾斜、および方向の変化に影響を与えます。共鳴相互作用は、ミッション設計で悪用される可能性のある重要な軌道の進化につながります。さらに、各共振の近傍のダイナミクスは、位相空間の進化を推進する中央および双曲線の不変多様体の位置を提供する共振モデルによって分析的に説明できます。動的システム理論の古典的なツールを適用して、実用的なアプリケーションの予備的なミッション分析を実行できます。これに基づいて、この作業では、非特異変数でも共振ダイナミクスの詳細な導出を提供し、各共振に関連する主要な分岐現象を研究することにより、その特性について説明します。最後に、分析モデルは、衛星が実行可能なタイムスケールで特定の高度から軌道を離脱するために必要な面積対質量比を取得するための簡単な分析式を提供します。
スパイラルアームの動的な証拠-MWC 758原始惑星系円盤における惑星の駆動
| Title |
Dynamical_Evidence_of_a_Spiral_Arm--Driving_Planet_in_the_MWC_758_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Bin_Ren,_Ruobing_Dong,_Rob_G._van_Holstein,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Benjamin_A._Calvin,_Julien_H._Girard,_Myriam_Benisty,_Anthony_Boccaletti,_Thomas_M._Esposito,_\'Elodie_Choquet,_Dimitri_Mawet,_Laurent_Pueyo,_Tomas_Stolker,_Eugene_Chiang,_Jozua_de_Boer,_John_H._Debes,_Antonio_Garufi,_Carol_A._Grady,_Dean_C._Hines,_Anne-Lise_Maire,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Maxwell_Millar-Blanchaer,_Marshall_D._Perrin,_Charles_A._Poteet,_Glenn_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04980 |
12を超える若い星が、周囲の原始惑星系円盤にらせん状の腕を持っています。そのような腕の興奮メカニズムは議論されています。2つの主要な仮説-コンパニオンディスク相互作用と重力不安定性（GI）-は、らせんの異なる動きを予測します。超大型望遠鏡（VLT）のSPHERE装置を使用して${\sim}5$年に及ぶ2つのエポックでMWC758スパイラルアームシステムをイメージングすることにより、2つの仮説を初めてテストします。スパイラルのパターン速度がGIの原点と一致しないことがわかります。私たちの測定結果は、ディスクアームを駆動するかすかな「行方不明の惑星」の存在をさらに裏付けています。スパイラルパターンの平均速度は$0です。\！^\circ22\pm0。\！^\circ03$yr$^{-1}$は、$172_{-14}^{+18}$au付近のドライバーを指します円軌道にある場合は$1.9$$M_\odot$中心星。さらに、内部ディスクから発生している可能性が高いグローバルスケールでの時間変化するシャドウイング効果を確認します。
明るいLoBALクエーサーの2.0
| Title |
Star_Formation_in_Luminous_LoBAL_Quasars_at_2.0 |
| Authors |
Clare_F._Wethers,_Jari_Kotilainen,_Malte_Schramm_and_Andreas_Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04334 |
低イオン化ブロード吸収線クエーサー（LoBALs）は、エネルギーの大量流出の直接的な証拠を示す、重要であるがあまり理解されていないクエーサーの集団を示します。2.0$<$z$<$2.5の12の明るい（L$_{\rm{bol}}$$>$10$^{46}$ergs$^{-1}$）LoBALのサンプルの概要-キー\textit{Herschel}SpectralandPhotometricImagingReceiver（SPIRE）を使用したターゲットプログラムの一部としてイメージングされた、星形成とブラックホール降着の両方の時代。これら3つのターゲットのKバンドNOTCamスペクトルを示し、それらの分光学的赤方偏移、ブラックホールの質量、ボロメータの光度を計算し、スペクトル情報が5から8のサンプルのLoBALターゲットの総数を増やします。\textit{Herschel}SPIREからのFIR観測に基づいて、検出されたターゲットに対して740-2380M$_{\rm{\odot}}$yr$^{-1}$の範囲の多発性のSFRを導き出し、スターバースト活動に関連する進化段階。さらに、非検出に対して$<$440M$_{\rm{\odot}}$yr$^{-1}$の上限が導出されます。つまり、中程度から高いSFRを除外することはできません。検出されなかったターゲットの中で。実際、HiBALおよび非BALクエーサーと比較して、LoBALのSFRとFIRフラックスの両方で強化が検出され、さらに進化したLoBALパラダイムがサポートされます。ただし、SFRのこの強化にもかかわらず、LoBALの環境は2.0$<$z$<$2.5の一般的な銀河集団と完全に一致しているように見えます。
ブラインドHIおよびOH吸収線検索：ARTIPを使用して処理されたMALSおよびuGMRTの最初の結果
| Title |
Blind_HI_and_OH_absorption_line_search:_first_results_with_MALS_and_uGMRT_processed_using_ARTIP |
| Authors |
N._Gupta,_P._Jagannathan,_R._Srianand,_S._Bhatnagar,_P._Noterdaeme,_F._Combes,_P._Petitjean,_J._Jose,_S._Pandey,_C._Kaski,_A._J._Baker,_S._A._Balashev,_E._Boettcher,_H.-W._Chen,_C._Cress,_R._Dutta,_S._Goedhart,_G._Heald,_G._I._G._J\'ozsa,_E._Kamau,_P._Kamphuis,_J._Kerp,_H.-R._Kl\"ockner,_K._Knowles,_V._Krishnan,_J-.K._Krogager,_V._P._Kulkarni,_E._Momjian,_K._Moodley,_S._Passmoor,_A._Schr\"oeder,_S._Sekhar,_S._Sikhosana,_J._Wagenveld,_O._I._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04347 |
AutomatedRadioTelescopeImagingPipeline（ARTIP）の詳細と、HIおよびOH吸収体の高感度ブラインド検索の結果をそれぞれ$z<0.4$および$z<0.7$で示します。ARTIPはPython3.6で記述され、CommonAstronomySoftwareApplication（CASA）ツールとタスクを広範囲に使用し、地理的に分散したMeerKAT吸収線調査（MALS）チームが大量の電波干渉データを共同で処理できるように設計されています。これを、64皿のMeerKAT電波望遠鏡と相関器の32Kチャネルモードを使用して取得した最初のMALSデータセットに適用します。ターゲットにわずか40分で、これまでに得られたPKS1830-211の最も感度の高いスペクトルを示し、既知のHI（$z=0.19$）およびOH（$z=0.89$）吸収体を特徴付けます。さらに、アップグレードされた巨大電波電波望遠鏡（uGMRT）で観測された72個の明るい電波源のサンプルに適用して、HIおよびOH吸収体を盲目的に検索することにより、現実的な観測シナリオを処理するARTIPの機能を示します。単位赤方偏移あたりのHIおよびOH吸収体の数は、それぞれ$n_{21}（z\sim0.18）<$0.14および$n_{\rmOH}（z\sim0.40）<$0.12であると推定し、制約します大きな衝撃パラメータ（50kpc$<\rho<$150kpc）での銀河の冷ガス被覆率は0.022未満です。赤方偏移経路が小さいため、列密度が$\Deltaz\sim$13forHIの$>5.4\times10^{19}$cm$^{-2}$のため、調査では星形成銀河の周辺のみが調査されました$\rho>30$kpcで。予想される$\Deltaz\sim10^{3-4}$を持つMALSは、この制限を克服し、$0<z<1.5$を超える多様な環境で銀河の冷たいガスの割合に厳しい制約を提供します。
GALACTICNUCLEUS：銀河中心IIIの高角度解像度JHKイメージング調査。近赤外線における消光曲線の波長依存性の証拠
| Title |
GALACTICNUCLEUS:_A_high-angular-resolution_JHKs_imaging_survey_of_the_Galactic_centre_III._Evidence_for_wavelength_dependence_of_the_extinction_curve_in_the_near-infrared |
| Authors |
Francisco_Nogueras-Lara,_Rainer_Sch\"odel,_Nadine_Neumayer,_Eulalia_Gallego-Cano,_Banafsheh_Shahzamanian,_Aurelia_Teresa_Gallego-Calvente,_and_Francisco_Najarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04401 |
近赤外線（NIR）における消光曲線の特性は、銀河中心（GC）の構造と星の数を分析するための基本であり、その分析は、変化する極端な星間絶滅（$A_V\sim30$mag）によって妨げられています。アーク秒スケール。最近の研究では、消光曲線の振る舞いは以前に想定されたものよりも複雑であり、波長の関数としての消光曲線の変化を示していることが示されています。消光指数$\alpha$の変動を波長、見通し線、絶対消光で分析し、以前の分析を銀河の最も内側の領域のより広い領域に拡張することを目的としています。GALACTICNUCLEUS調査全体を分析しました。高角度分解能（$\sim0.2''$）$JHK_s$NIR調査は前例のない詳細でGCを観察するために特別に設計されました。これは$\sim6000$\、pc$^2$の領域をカバーし、核星状円盤のフィールド、内部のふくらみ、およびそれらの間の遷移領域を含みます。赤のクランプ（RC）星に基づく2つの独立した方法を適用して消光曲線を制約し、以前の研究に取って代わるその変動を分析しました。165,000を超えるRCスターを使用し、分析する領域のサイズを大幅に増やして、消光曲線が波長によって変化することを確認しました。得られた絶滅指数$\alpha_{JH}=2.44\pm0.05$と$\alpha_{HK_s}=2.23\pm0.05$の差$\Delta\alpha=0.21\pm0.07$を推定しました。また、見通し線や絶対的な消光により、波長による消光曲線の有意な変動はないと結論付けました。最後に、絶滅の比率$A_J/A_H=1.87\pm0.03$および$A_{H}/A_{K_s}=1.84\pm0.03$を計算しました。これは、GALACTICNUCLEUSカタログのすべての領域と一致しています。
ポテンシャルマップに基づくバー分類
これまでの研究とは異なる方法で横対半径方向の力の比率マップ（以下、比率マップ）を利用する、銀河を分類する新しいアプローチを紹介します。極座標で比率マップを表示すると、縞模様の銀河は4つの整列した水平の厚いスラブとして表示されます。この特徴的な機能により、禁止銀河と非禁止銀河を87％の精度で正常に分類できます。SloanDigitalSkySurvey/DR7の近くの（z<0.01）884渦巻銀河に適用すると、SBとSABの両方を含めて、53％のバー比率が得られます。また、特にスパイラルアームから分離されたバーの強度と長さの測定値も提供します。それらは、楕円フィッティングとフーリエ解析から推定された測度との良い相関を示しています。ただし、ハッブルシーケンスの観点からバー強度測定の異なる傾向を見つけます。ハッブルシーケンスが（後期型に向かって）増加すると、バー強度とバー楕円率が増加しますが、双極子フーリエ振幅は減少します。バルジは、分類方法に応じて、バーの強度の推定に異なる影響を与えることを示します。ふくらみにより、3つすべての方法でバーの長さが過大評価されます。一方、バード銀河は、角度平均力比の2つのタイプの放射状プロファイルを示すことがわかります。1つは最大ピーク（タイプM）であり、もう1つはプラトー（タイプP）です。数値シミュレーションとの比較は、進化の段階の点で、タイプMのバーはタイプPのバーよりも成熟していることを示唆しています。
Rプロセスの主な情報源としての中性子星の合併：ナタールのキックとレスキューへの裏返しの進化
| Title |
Neutron_Star_Mergers_as_the_Main_Source_of_R-process:_Natal_Kicks_And_Inside-Out_Evolution_to_The_Rescue |
| Authors |
Projjwal_Banerjee,_Meng-Ru_Wu,_and_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04442 |
GW170817の検出により、バイナリ中性子星結合（BNSM）は現在\textsl{r}プロセスの最も有望なソースです。推定される発生頻度と合併ごとに排出される質量の量は、BNSM自体が銀河のすべての\textsl{r}プロセスエンリッチメントを説明できることを示しています。ただし、太陽近傍での[Fe/H]$\gtrsim-1$のディスクスターの[Eu/Fe]対[Fe/H]の減少傾向は、標準遅延時間のBNSMから予想されるフラットな傾向と一致しません。分布（DTD）$\proptot^{-1}$。これは、観察に一致させるために、BNSMのDTDに対する追加のソースまたは変更のいずれかが必要であるという提案につながりました。中性子星連星の誕生中に受けた出生キックが銀河系の\textsl{r}プロセス要素Euの化学進化に及ぼす影響を、銀河力学コード\textsc{galpy}の結果と1-zone銀河の化学進化モデル\textsc{omega}。裏返しのディスク進化のシミュレーションからの主要な入力が出生前のキックと組み合わされると、BNSMは、変更する必要なしに、太陽の近傍で[Eu/Fe]の観測された減少傾向を[Fe/H]で自然に再現できることを示しますDTDまたは追加の\textsl{r}プロセスソース。
FEDReD I：ベイジアンデコンボリューションによる3Dの絶滅と恒星地図
| Title |
FEDReD_I:_3D_extinction_and_stellar_maps_by_Bayesian_deconvolution |
| Authors |
C._Babusiaux,_C._Fourtune-Ravard,_C._Hottier,_F._Arenou_and_A._Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04455 |
環境。Gaiaを使用すると、拡張されたローカルエリアを非常に詳細に調べることができますが、より遠い距離にある薄いディスク構造は、まばらに探索されたままです。ねらい。ここでは、絶滅と恒星密度の両方を同時に処理する薄いディスク構造のノンパラメトリック3Dモデルを構築することを目指しています。メソッド。ベイジアンデコンボリューション法を2次元で開発しました：絶滅と距離です。完全性情報が選択機能を定義する参照カタログを使用します。他のカタログの補足情報を追加できるように設計されています。また、外れ値に強く、混雑したフィールドで頻繁に発生し、絶滅が差別化されるように設計されています。以前の情報は最小限に抑えられています。参照用のH-Rダイアグラムのみです。このために、GaiaDR2データを使用してシンディスクの経験的なH-R図を導き出し、合成等時線ベースのH-R図も使用できます。結果。ガイアDR2測光と視差によって補完された2MASSおよびUKIDSSデータを使用して、シミュレーションと実フィールドでのメソッドを検証しました。2つのテストフィールドの結果の詳細：NGC4815オープンクラスターを中心とする2MASSフィールドは、クラスター距離での絶滅と恒星密度の両方の過剰密度を示し、UKIDSSフィールドは$l=10^{\circ}にあります銀河系バーの位置を回復する$。
SAMI-Fornax Dwarfs Survey I：サンプル、観測、および矮小楕円銀河の特定の恒星角運動量
| Title |
The_SAMI_--_Fornax_Dwarfs_Survey_I:_Sample,_observations_and_the_specific_stellar_angular_momentum_of_dwarf_elliptical_galaxies |
| Authors |
Nicholas_Scott,_F._Sara_Eftekhari,_Reynier_F._Peletier,_Julia_J._Bryant,_Joss_Bland-Hawthorn,_Massimo_Capaccioli,_Scott_M._Croom,_Michael_Drinkwater,_Jesus_Falcon-Barroso,_Michael_Hilker,_Enrichetta_Iodice,_Nuria_F._P._Lorente,_Steffen_Mieske,_Marilena_Spavone,_Glenn_van_de_Ven_and_Aku_Venhola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04492 |
ドワーフ楕円はクラスター環境で最も一般的な銀河タイプですが、それらの観測に関連する課題は、それらの形成メカニズムがまだ十分に理解されていないことを意味します。これに対処するために、31の低質量（$10^{7.5}<$M$_\star<10^{9.5}$M$_\odot$）の初期型銀河のサンプルの深い積分フィールド観測を提示します。SAMI装置を備えたFornaxクラスター。21の銀河の観測は、恒星の速度と速度分散の空間的に分解されたマップを構築するのに十分な深さです。残りの銀河については、開口スペクトルのみから全球速度と分散を抽出します。キネマティックマップから、これまでに質量が最も低いdE銀河の特定の恒星角運動量$\lambda_R$を測定します。私たちの観測結果を、恒星質量の広い範囲にわたる文献の初期型の銀河データと組み合わせると、$\lambda_R$は、より低い恒星質量に向かって減少し、この体制ではゆっくり回転する銀河の比率が対応して増加することがわかります。サンプルのdE銀河の質量に伴う$\lambda_R$の減少は、CALIFA調査のやや大規模な渦巻銀河で見られた同様の傾向と一致しています。これは、低質量の星形成前駆細胞からdEを生成するために必要な動的加熱の程度が比較的控えめで、幅広い形成メカニズムと一致していることを示唆しています。
Extreme-Horizonシミュレーションでのコンパクト銀河の形成
| Title |
Formation_of_compact_galaxies_in_the_Extreme-Horizon_simulation |
| Authors |
Sol\`ene_Chabanier,_Fr\'ed\'eric_Bournaud,_Yohan_Dubois,_Sandrine_Codis,_Damien_Chapon,_David_Elbaz,_Christophe_Pichon,_Olivier_Bressand,_Julien_Devriendt,_Raphael_Gavazzi,_Katarina_Kraljic,_Taysun_Kimm,_Clotilde_Laigle,_Jean-Baptiste_Lekien,_Garreth_Martin,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_S\'ebastien_Peirani,_Pierre-Franck_Piserchia,_Adrianne_Slyz,_Maxime_Trebitsch,_and_Christophe_Y\`eche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04624 |
エクストリームホライズン（EH）宇宙論シミュレーションを提示します。EHは、恒星とAGNフィードバックを使用して銀河形成をモデル化し、銀河間および銀河周囲の媒体で非常に高い解像度を使用します。低密度領域での高解像度により、赤方偏移$z=2$でより小さなサイズの巨大な銀河が得られ、他のシミュレーションと比較して観測結果とよく一致しています。これは、銀河に降り注ぐ冷たいガス流のモデリングが改善された結果です。さらに、EHシミュレーションは、$z\simeq2$で観測された超コンパクト銀河を連想させる$10^{10-11}$\、M$_\sun$の恒星質量を持つ特にコンパクトな銀河の母集団を形成します。これらのオブジェクトは、主にバリオンフィードバックメカニズムとは無関係に、低質量の前駆細胞の主要な合併を繰り返して形成されます。この形成プロセスは、低密度の銀河間領域で低すぎる解像度を使用したシミュレーションでは見逃される可能性があります。
孤立したホスト銀河の周りの偏った衛星分布
明るく孤立したホスト銀河の衛星の空間分布を調査します。以前の研究と一致して、平均して、赤いホストの衛星はホストの主軸に優先的に近くにあり、青いホストの衛星は等方的に分布していることがわかります。衛星のペアワイズクラスタリングを計算し、衛星のペアがホストの同じ側に配置され、偏った分布になるという強い傾向を見つけます。信号は、青いホストの衛星で最も顕著であり、ホストの同じ側のペアの数は、それらの反対側のペアの数を1.8+/-0.1倍超えています。赤いホストのサテライトの場合、ホストの同じ側のペアの数は、ホストの反対側のペアの数を1.08+/-0.03倍超えています。ホストから遠い（r_p>300kpc）サテライトは、ホストの同じ側に配置することを強く推奨します。ホストの近くにある衛星（r_p<100kpc）は、ホストの反対側に配置されるという弱い優先順位を示します。銀河の明るいペアの衛星の偏った分布は以前に発見されていますが、私たちの分布は、孤立した明るい銀河の衛星の偏った分布を見つける最初の研究です。
氷の星間粒子の蒸発冷却II。主なパラメータ
環境。氷のような星間粒子の蒸発（昇華）冷却は、粒子が宇宙線（CR）粒子またはその他のプロセスによって突然加熱されたときに発生します。その結果、氷種の熱脱離が起こり、星間雲の化学組成に影響を与えます。ねらい。このプロセスが天体化学モデルで考慮される前に、昇華冷却の詳細を調査し、必要な知識を得ます。メソッド。氷の粒からの分子の昇華をレイヤーごとに昇華する数値コードを採用しました。また、バルク氷分子が昇華する前に表面に向かって拡散が制限されていることも考慮しています。昇華と放射によって冷却されるピーク温度Tに突然加熱された穀物を調査しました。結果。いくつかの質問に答えました。粒子温度T>40Kの場合、粒子の熱容量Cの選択は、昇華された分子の数Nに限られた影響を与えます。異なるサイズの粒子の場合、CRによる脱離は、コア半径が約0.02ミクロンのかなり小さい粒子に対して最も効率的です。CO2氷のCRによる昇華は、ピーク温度がT>80Kで、他の揮発性物質が不足している場合に、小さな粒子からのみ発生する可能性があります。粒子表面にH2分子が存在すると、冷却が早くなり、T<30Kの場合、他の昇華した分子のNが大幅に減少します。最後に、バルク氷分子の拡散とそれに続く昇華がない場合（つまり、昇華は表面層からのみ発生します）、昇華の収率は1-2単分子層を超えず、T>50Kの場合、Tの増加に伴ってNは増加しません。。結論。氷のような星間粒子の昇華冷却に関する重要な詳細が明らかになりました。これにより、天体化学モデリングでこのプロセスを適切に検討できます。
3粒子相互作用と2相構造を持つBose-Einstein凝縮暗黒物質モデル
| Title |
Bose-Einstein_condensate_dark_matter_model_with_three-particle_interaction_and_two-phase_structure |
| Authors |
A._M._Gavrilik,_M._V._Khelashvili,_A._V._Nazarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04832 |
私たちは、ボーズアインシュタイン凝縮暗黒物質モデルまたはファジー暗黒物質のモデルに反発3粒子相互作用を含めることの結果を探ります。適切に修正されたGross-Pitaevskii方程式に基づくこのようなモデルは、銀河のコアや衝突する銀河の重なりに対応する、非常に密度の高い領域での暗黒物質粒子の分布を記述することを目的としています。具体的には、凝縮の巨視的な波動関数の観点から$\phi^6$モデルを扱います。相互作用の局所性は、保持されると想定される大きな相関長によって保証されます。主な熱力学的特性の計算後、モデル内で作用する圧力の2つの異なる特別な値の間にある不安定領域によって分離された、コア内の暗黒物質の2つの異なる相の存在の強力な証拠を見つけます。2つの相の存在とそれに関連する1次相転移から生じるいくつかの影響について説明します。
HAWC + FIR偏光測定データを使用したOMC-1の磁場強度のマップ
| Title |
Maps_of_Magnetic_Field_Strength_in_the_OMC-1_using_HAWC+_FIR_Polarimetric_data |
| Authors |
Jordan_A._Guerra,_David_T._Chuss,_C._Darren_Dowell,_Martin_Houde,_Joseph_M._Michail,_Javad_Siah,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04923 |
遠赤外線（FIR）ダスト偏光測定は、フィールドの方向と部分的に整列しているダスト粒子からの偏光放射を追跡することにより、星間磁場の研究を可能にします。高品質の旋光分析データの出現により、磁場の方向と大きさの両方を抽出する統計的手法の使用が可能になりました。この作品は、Orion分子雲（見通し内（LOS）方向と空平面（POS）の両方での磁場強度のマップ（見通しに沿って統合された）を作成する取り組みを示しています。OMC-1）4つすべてのHAWC+偏光測定バンド（53、89、154および214$\micron$）を使用します。以前に報告されたゼーマン測定とともに分極データ（角度と分数）の統計を使用して、三次元磁場構成に関する情報がOMC-1領域で推測されました。OMC-1では、最大2mGのPOS磁場強度が測定されました。最強のフィールドはBN/KLオブジェクトの近くで観察されましたが、OMC-1バーは最大で数百$\mu$Gの強さを示しています。LOS磁場は、POSコンポーネントに匹敵する強度を持つと決定されていますが、クラウド全体に異なって分布しています。磁場成分のこれらの推定値は、質量対磁束比（$M/\Phi$）のより信頼できるマップを作成するために使用されました-分子雲における星形成の条件を調査するためのプロキシ-そして領域を決定しますOMC-1の亜臨界および超臨界の評価。このようなマップは、分子雲のフィラメント構造における星形成プロセスのMHDシミュレーションに対する貴重な入力と比較を提供できます。
| Title |
A_New_Spin_on_an_Old_Black_Hole:_NuSTAR_Spectroscopy_of_EXO_1846-031 |
| Authors |
Paul_A._Draghis,_Jon_M._Miller,_Edward_M._Cackett,_Elias_S._Kammoun,_Mark_T._Reynolds,_John_A._Tomsick,_Abderahmen_Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04324 |
ブラックホールの候補であるEXO1846-031は、少なくとも25年の休止期間を経て、2019年に爆発しました。2019年8月3日に\textit{NuSTAR}を使用してシステムを観察しました。3-79keVのスペクトルは、強い相対論的反射の特徴を示しています。ベースラインモデルでは、ほぼ最大のブラックホールスピン値$a=0.997_{-0.002}^{+0.001}$（$1\sigma$統計誤差）が得られます。この高い値は、名目上、中性子星を持つ中央エンジンの可能性を排除します。いくつかのモデルを使用して、降着円盤の密度、コロナの性質、円盤連続体モデルの選択、降着円盤の外側領域からの反射の追加に関する仮定に対する測定の堅牢性をテストします。テストされたすべてのモデルは、非常に高いブラックホールスピン値と$\theta\approx73^\circ$の内部降着円盤の傾斜の高い値に同意します。LIGOイベントを含む既知のスピンを持つ恒星質量ブラックホールの集団におけるこのスピン測定の影響について説明します。
NGC 1194における再処理ガスの世界的な分布の解明
| Title |
Elucidating_the_global_distribution_of_reprocessing_gas_in_NGC_1194 |
| Authors |
T._J._Turner,_J._N._Reeves,_V._Braito,_T._Yaqoob,_S._B._Kraemer,_P._Severgnini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04366 |
XMM-NewtonとNuSTARの共同観測が、明るく局所的なセイファート1.9銀河、NGC1194に対して行われました。このAGNのハードスペクトル形式は、トロイダルリプロセッサMYTORUSを使用してモデル化されました。分離されたモデルフォームは、スペクトルの適切な説明を提供します。グローバル平均列密度>4x10^24cm^-2のガスから生じる反射と、1桁下の列を通る連続体の透過を伴います。このモデルでは、反射の強さは、単純なトーラスから予想されるよりも約3倍高くなっています。このような結果は、固有のX線連続体の多くが視界から隠されていることを示している可能性があります。別のモデルは、パッチのようなトーラスのモデルで、視線の85％がコンプトンの厚いガスで覆い隠され、残りの15％がコンプトンの薄いガスで覆い隠されます。パッチ状トーラスモデルは、太陽の豊富なFeに基づいており、他のAGNで見つかったX線部分被覆結果と一致しています。パッチのトーラスモデルが反射シグネチャの強度の問題を軽減するということは直感的な結果ではありません。グローバルな再処理ガスのジオメトリに関するそのような洞察は、スペクトル形式を記述するためのアドホックモデルコンポーネントを使用して得ることができませんでした。
ガンマ線バースト残光におけるシンクロトロン自己コンプトンおよびクラインニシナ効果のモデリング
| Title |
Modeling_Synchrotron_Self-Compton_and_Klein-Nishina_Effects_in_Gamma-Ray_Burst_Afterglows |
| Authors |
Taylor_Jacovich,_Paz_Beniamini,_Alexander_van_der_Horst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04418 |
シンクロトロンセルフコンプトン（SSC）効果を近似したクラインニシーナ抑制散乱の有無にかかわらず、ガンマ線バースト残光でモデル化する自己矛盾のない方法を提示します。結果の分析近似を提供します。これにより、現在純粋なシンクロトロン放射に基づいている残光モデリングコード\texttt{boxfit}に組み込むことができます。SSC効果によるスペクトル形状と進化の変化について議論し、これらの変化がブロードバンドモデリングから派生した物理パラメーターにどのように影響するかについてコメントします。SSC効果は、これらの効果を含むシミュレーションを使用して、X線の光度曲線の形状に大きな影響を与える可能性があることを示しています。これにより、シンクロトロンのみのフィットを考慮すると、X線と無線の両方の帯域に同時に適切にフィットできないデータが生じ、シミュレーションされた入力パラメーターから数桁ずれている一部のフィットしたパラメーターで正しい物理パラメーターを回復できなくなります。これは、以前のブロードバンドモデリングの取り組みに基づいた物理パラメータの分布に大きな影響を与える可能性があります。
ストリップエンベロープ超新星の初期光球速度進化における56Ni混合の影響の系統的調査
| Title |
Systematic_investigation_of_the_effect_of_56Ni_mixing_in_the_early_photospheric_velocity_evolution_of_stripped-envelope_supernovae |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Akihiro_Suzuki,_Tomoya_Takiwaki,_Yen-Chen_Pan,_Sergei_I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04438 |
核崩壊エネルギーがストリップエンベロープ超新星の主要な光度源である56Niの混合は、光曲線や色の進化などのストリップエンベロープ超新星の観測特性に影響を与えることが知られています。ここでは、ストリップエンベロープ超新星における光球速度の進化に対する56Ni混合の影響を体系的に調査します。56Ni混合が初期の光球速度の進化に大きく影響することを示します。噴出物の質量と爆発エネルギーを抑制するためによく使用される光球速度は、56Niの混合の程度を変更するだけで大幅に変化します。さらに、56Ni混合の程度が小さいモデルは、初期の光球速度の進化において平坦化を示しますが、完全に混合されたモデルは単調減少を示します。速度の平坦化は、ヘリウムおよび炭素+酸素の両方の前駆爆発で、さまざまな噴出質量、爆発エネルギー、および56Ni質量で発生します。初期の光球速度情報を持ついくつかのストリップエンベロープ超新星は、そのような平坦化を示しています。初期の光球速度情報を持つTypeIbSN2007Yには、光球速度の進化における56Ni混合の適度な程度のシグネチャがあり、噴出物の約半分が混合されていることがわかります。初期の光球の進化を提供する爆発の直後の剥奪されたエンベロープ超新星の直接の分光学的フォローアップ観察は、噴出物における56Ni混合を抑制する重要な手がかりを与えます。
NGC 4945での一時的なX線源Suzaku J1305-4930の発見
| Title |
Discovery_of_a_transient_X-ray_source_Suzaku_J1305-4930_in_NGC_4945 |
| Authors |
Shuntaro_Ide_(1),_Kiyoshi_Hayashida_(1_and_2_and_3),_Hirofumi_Noda_(1_and_2),_Hiroyuki_Kurubi_(1),_Tomokage_Yoneyama_(1),_Hironori_Matsumoto_(1_and_2)_((1)_Dept._of_Earth_and_Space_Science,_Osaka_Univ.,_(2)_Project_Research_Center,_Osaka_Univ.,_(3)_ISAS/JAXA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04465 |
一時的なX線源の偶然の発見、SuzakuJ1305$-$4930、セイファート2銀河NGC4945の核の南西に$\sim$3kpcを報告します。2005年から2011年までのNGC4945の7回のすざく観測のうち、すざくJ1305$-$4930は2010年の7月と8月に4回検出されました。X線スペクトルは、べき乗則モデルよりもマルチカラーディスクモデルで近似されています。2010年7月4〜5日に最初に検出されたときのX線輝度は$（8.9^{+0.2}_{-0.4}）\times10^{38}$ergs$^{-1}$でした。内部ディスク半径（$kT_{\rmin}$）の温度は$1.12\pm0.04$keVでした。2010年8月4〜5日にすざくで最後に検出されたとき、光度は$（2.2^{+0.3}_{-0.8}）\times10^{38}$ergs$^{-1}$と$に減少しましたkT_{\rmin}$は$0.62\pm0.07$keVでした。光源は、最初の検出から約6か月後の2011年1月29日には検出されず、光度の上限は$2.4\times10^{38}$ergs$^{-1}$でした。また、CygX-1で報告されたものと同様の吸収機能も見つかりました。標準ディスクを想定すると、SuzakuJ1305$-$4930は、質量が$\sim$10$M_{\odot}$のブラックホールで構成されることをお勧めします。ディスクの光度と$kT_{\rmin}$の関係は、一定の内半径の標準モデルでは再現されませんが、スリムディスクモデルでより近似されます。
過渡パルサーGRO J2058 + 42の広帯域X線特性
BeX-rayバイナリGROJ2058+42は、2019年3月から4月にかけてType-IIの爆発を最近約50日間続けました。この爆発は、Fermi-GBM、Swift-BAT、MAXI-GSCなどの稼働中の全天X線モニターで検出されました。2つのNuSTAR観測も行われました。1つは上昇中、もう1つは爆発の崩壊中です。これは、パルサーの広帯域特性を初めて分析するユニークな機会と、X線光度の範囲にわたってパルサーの降着トルク特性を分析する機会を与えてくれました。パルスプロファイルはエネルギーに強く依存し、低エネルギー（<20keV）で少なくとも4つの異なるパルス成分が発生し、高エネルギー（>30keV）で単一ピークプロファイルに発展します。狭いエネルギーバンドのそれぞれで、パルスプロファイルは2つのNuSTAR観測でほぼ同じです。両方の観測からのスペクトルは、Fermi-Diracタイプの高エネルギーカットオフを持つべき則によく適合しています。光学深さが0.15を超えるNuSTARバンドのパルス位相平均X線スペクトルにサイクロトロンラインが存在することを除外しました。鉄の輝線は、約125eVの同等の幅を持つNuSTARスペクトルの両方で検出されます。スピンアップ率の光度への依存性を調べ、そこから磁場強度を推定しました。これは、他の既知のBeXRBパルサーと比較してはるかに高いことが判明しました。最後に、中性子星の磁場強度を決定するためのトルク-光度関係の不適切さについて議論しました。
X線空洞の放射状の伸びを利用した機械的AGNフィードバックの物理の調査
機械的活動銀河核（AGN）フィードバックは、大規模な銀河、銀河グループ、クラスターで重要な役割を果たします。ただし、このフィードバックプロセスを仲介するAGNジェットのエネルギー含有量は、まだ明確ではありません。ここでは、機械的AGNフィードバックによって明らかに生成されたX線キャビティの大きなサンプルの放射状の伸長$\tau$の予備調査を示します。サンプル内のすべてのキャビティは、角度（タイプI）またはジェット方向（タイプII）、またはほぼ円形（タイプIII）に沿って細長くなっています。観測された$\tau$の値は、キャビティが浮力的に上昇するにつれておおよそ減少し、流体力学シミュレーションで見られるのと同じ傾向を確認します。若い虫歯の場合、タイプIとIIの両方の虫歯が存在し、後者が優勢です。回転楕円体の空洞の形状を想定して、固有の半径方向の伸び$\bar{\tau}$と傾斜角に依存する$\tau$の値の間の分析的関係を導き出し、投影効果により空洞がより円形に見えることを示しますが、タイプIのキャビティをタイプIIのキャビティに、またはその逆に変更しないでください。流体力学的シミュレーションで若いキャビティの半径方向の伸びを要約し、$\bar{\tau}$がAGNジェットの運動率とともに増加することを見つけます。穏やかなジェットは常にタイプIIキャビティを生成しますが、熱エネルギーが支配的な強いジェットはタイプIキャビティを生成し、運動エネルギーが支配的な強いジェットはタイプIIキャビティを生成します。タイプIの若い空洞の存在は、一部のAGNジェットが強く、熱エネルギー（または宇宙線）によって支配されていることを示しています。ほとんどのジェットが非運動エネルギーによって支配されている場合、我々の結果は、それらが長時間の穏やかなジェットでなければならないことを示唆しています。ただし、ほとんどのジェットが強い場合、それらは運動エネルギーによって支配されなければなりません。
MAVERIC調査：38の銀河球状星団のかすかなX線源のChandra / ACISカタログ
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_Chandra/ACIS_Catalog_of_Faint_X-ray_sources_in_38_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Arash_Bahramian,_Jay_Strader,_James_C._A._Miller-Jones,_Laura_Chomiuk,_Craig_O._Heinke,_Thomas_J._Maccarone,_David_Pooley,_Laura_Shishkovsky,_Vlad_Tudor,_Yue_Zhao,_Kwan_Lok_Li,_Gregory_R._Sivakoff,_Evangelia_Tremou,_Johannes_Buchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04581 |
球状星団は、中性子星とブラックホールの降着、ミリ秒パルサー、激変星、彩層など、さまざまな低輝度（$L_X<10^{35}$ergs$^{-1}$）X線源をホストします。アクティブなバイナリ。このペーパーでは、チャンドラX線天文台のACIS検出器で観測された38個の銀河球状星団の1100以上のX線源の包括的なカタログを提供します。ターゲットは、MAVERIC調査の銀河球状星団の深い電波連続体マップを補完するように選択されています。各光源に対して測光とスペクトル分析を実行し、最適なモデルを決定し、そのスペクトルプロパティとクラスター内の場所に基づいて前景/背景光源である可能性を評価します。また、変動性の基本的な評価も行います。球状星団内のX線バイナリの分布とそのX線光度関数について説明し、$L_X>10^{33}$ergs$^{-1}$のシステムを注意深く分析します。これらの適度に明るいシステムの中で、恒星質量ブラックホールまたは遷移ミリ秒パルサーの候補となる可能性のあるNGC6539の新しいソースを発見しました。球状星団の静止中性子星LMXBは、アクティブな（$L_X>10^{33}$ergs$^{-1}$）状態の遷移ミリ秒パルサーとして寿命の約2％を費やす可能性があることを示しています。最後に、過去の文献とは対照的に、銀河系のフィールドと比較して、球状星団の明るい（$L_X>10^{33}$ergs$^{-1}$）中間極の実質的な不足を特定します20年。
| Title |
SNR_G39.2-0.3,_an_Hadronic_Cosmic_Rays_Accelerator |
| Authors |
Emma_de_Ona_Wilhelmi,_Iurii_Sushch,_Robert_Brose,_Enrique_Mestre,_Yang_Su_and_Roberta_Zanin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04627 |
ガンマ線衛星で得られた最近の結果は、超新星残骸をGeVハドロン宇宙線の加速器として確立しました。このようなプロセスでは、SNRショックで加速されたCRは、周囲のガス雲からの粒子と相互作用します。特に、コア崩壊SNRが爆発するリッチメディアは、ハドロンガンマ線をブーストする大きなターゲット密度を提供します。SNRG39.2-0.3は赤外線波長で最も明るいSNRの1つであり、その幅広い多波長カバレッジにより、無線から高エネルギーまでの放射の詳細なモデリングが可能です。この地域のフェルミLATデータを再分析し、MWISP調査からの新しい電波観測と比較しました。ラジオからGeVエネルギーまでのスペクトルエネルギー分布のモデリングは、ガンマ線放出のハドロン起源を支持し、SNR磁場を少なくとも約100uGに制限します。大きな磁場にもかかわらず、陽子の現在の加速は約10GeVに制限されているようです。これは、CO観測によって追跡された、残骸を取り巻く高密度の壁による衝撃速度の大幅な減速を示しています。ガンマ線スペクトル形状のさらなる調査は、CRの深刻な脱出および加速効率の低下にさらされた動的に古い残骸を示しています。ガンマ線スペクトルの低エネルギーピークは、加速された粒子の組成が、コア崩壊SNRに確実に期待される重い核によって濃縮される可能性があることも示唆しています。あるいは、圧縮された既存の銀河宇宙線の寄与が議論されますが、これはガンマ線生成の主要なプロセスではない可能性が高いことがわかります。
| Title |
Gravitational-wave_Signature_of_a_First-order_Quantum_Chromodynamics_Phase_Transition_in_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Shuai_Zha,_Evan_P._O'Connor,_Ming-chung_Chu,_Lap-Ming_Lin_and_Sean_M._Couch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04716 |
一次量子色力学（QCD）相転移（PT）は、コア崩壊超新星（CCSN）によって生成されたプロトコンパクトスター（PCS）で発生する可能性があります。この作業では、軸対称流体力学的シミュレーションを使用して、非回転CCSNでこのようなPTの結果を調査します。PTがPCSの崩壊につながり、重力波（GW）の大きなバーストが発生することがわかります。このGWバーストの振幅は、非回転CCSNで通常見られるバウンス後のGW信号の$\sim30$倍です。それはスペクトルの高周波（$\sim2500-4000$Hz）で広いピークを示し、$\lesssim5{\rmms}$の持続時間を持ち、他のエピソードより$\sim3$桁多いエネルギーを運びます。また、PCS振動のピーク周波数は、PTによって誘発された崩壊後に劇的に増加します。2番目のニュートリノバーストに加えて、GW信号は、地上GW検出器で検出された場合、CCSNe内の1次QCDPTの決定的な証拠であり、PCSの構造とダイナミクスに関する重要な情報を提供します。
SRG / eROSITAは、z> 6で最もX線の明るいクエーサーを明らかにします
| Title |
SRG/eROSITA_uncovers_the_most_X-ray_luminous_quasar_at_z>6 |
| Authors |
P._Medvedev,_S._Sazonov,_M._Gilfanov,_R._Burenin,_G._Khorunzhev,_A._Meshcheryakov,_R._Sunyaev,_I._Bikmaev,_E._Irtuganov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04735 |
2019年12月10〜11日、z=6.18で最も遠い既知の電波ラウドクエーサーであるCFHQSJ142952+544717からのX線放出の発見を報告します-空の調査。オブジェクトは、中間SRG/eROSITAソースカタログと5.6<z<6.7のPan-STARRS1遠方クエーサーサンプルをクロスマッチングすることによって識別されました。0.3〜2keVのエネルギーバンドで測定されたフラックス$\sim8\times10^{-14}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$は、次のX線光度に対応します。$2.6^{+1.7}_{-1.0}\times10^{46}$ergs$^{-1}$（2-10keVレストフレームエネルギーバンド）。これにより、CFHQSJ142952+544717が最もXになります。これまでにz>6で観測されたX線の明るいクエーサー。X線の測定値を他の波長帯（電波から光）でのアーカイブおよび新しい測光測定と組み合わせて、このクエーサーのボロメータの光度を$\sim（2$-$3）\times10^{47}$ergs$^{-1}$。エディントンが制限された降着と等方性放射を仮定すると、$\sim2\times10^9M_\odot$の超大質量ブラックホールの質量の下限が推測されます。CFHQSJ142952+544717の最も顕著な特徴は、光学/UV放射に対するそのX線輝度です。これは、そのラジオのラウドネス（オブジェクトはそのラジオの特性によればブザーではありませんが）、特にジェットの相対論的電子からの宇宙マイクロ波背景光子の逆コンプトン散乱の寄与にリンクしている可能性があると主張します。もしそうなら、CFHQSJ142952+544717はX線放出が強化された高zクエーサーの氷山の一角である可能性があり、SRG/eROSITAは4年間の全天調査中にさらに多くのそのようなオブジェクトを見つける可能性があります。
| Title |
The_Role_of_Magnetic_Fields_in_Neutrino-Driven_Supernovae |
| Authors |
Bernhard_M\"uller,_Vishnu_Varma_(Monash_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04775 |
$15M_\odot$前駆体の3Dニュートリノ電磁流体力学シミュレーションを使用して、コア崩壊超新星における小規模ダイナモの影響を研究します。弱いシードフィールドは、ニュートリノ駆動の対流が発生すると、ゲイン領域で指数関数的に増幅され、小規模構造によって支配されたままになります。約$250\、バウンス後の\mathrm{ms}$、ゲイン領域のフィールドエネルギーは$\mathord{\sim}運動学的等分配の50\％$に達します。これは、磁場のない対応するモデルでは発生しない、適度な大域的異方性を持つニュートリノ駆動爆発の発生をサポートします。我々の結果は、磁場がニュートリノ駆動の超新星において、前駆細胞が急速に回転していなくても有益な補助的な役割を果たす可能性があることを示唆しています。超新星コアの電磁流体力学的乱流の性質をさらに調査する必要があります。
合併とAGNディスクの降着による下部質量ギャップにおけるブラックホール形成
| Title |
Black_Hole_Formation_in_the_Lower_Mass_Gap_through_Mergers_and_Accretion_in_AGN_Disks |
| Authors |
Y._Yang,_V._Gayathri,_I._Bartos,_Z._Haiman,_M._Safarzadeh,_H._Tagawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04781 |
恒星の進化によって生成されると予想される最も重い中性子星と最も軽いブラックホールは、質量範囲$2.2$M$_{\odot}\lesssimm\lesssim5$M$_\odot$の大部分を占めていません。このいわゆる低質量のギャップで見つかったオブジェクトは、おそらく異なる天体物理学のプロセスに由来しています。質量$2.6$M$_\odot$のこのようなオブジェクトは、最近、LIGO/Virgoによる重力波によってバイナリマージGW190814で検出されました。ここでは、マスギャップのブラックホールが、AGNディスクの合併と降着によって自然に組み立てられ、その後、追加の合併に参加できることを示します。中性子星とブラックホールを含むAGN支援の合併の特性を計算し、降着を説明します。オブジェクトの1つがより低い質量ギャップにある合併は、LIGO/Virgoによって検出可能なAGN支援の合併の最大$4$％を表すことがわかります。質量が2.6$M$_\odot$のGW190814の軽量オブジェクトは、AGNディスクで降着によって成長する可能性があります。中性子星合体GW190425で観測された3.4M$_\odot$の予想外に高い総質量は、AGNディスクでの降着によるものである可能性もあります。
無線パルサーのマイクログリッチ：奇妙なナゲットの役割
| Title |
Microglitches_in_radio_pulsars:_the_role_of_strange_nuggets |
| Authors |
Innocent_Okwudili_Eya,_Evaristus_Uzochukwu_Iyida,_Johnson_Ozoemene,_Urama_and_Augustine_Ejikeme_Chukwude |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04786 |
奇妙なナゲットは、初期宇宙の遺物の中にあると考えられています。それらは電荷対質量比が低いため、暗黒物質として表示されます。それらの分布は暗黒物質の分布と同じであると考えられています。したがって、それらは高磁場オブジェクトによって付着する可能性があり、パルサーとの衝突は避けられません。パルサーグリッチは、パルサー周波数の突然のスピンアップとしてよく見られます。このような現象を引き起こすメカニズムに関しては、未だ議論の余地があります。ただし、マイクログリッチとして知られているパルサースピン周波数には突然の変化のクラスがあります。これらのイベントは、パルサースピン周波数の突然の小さな変化（$\delta\nu/\nu\approx\pm10^{-9}$）によって特徴付けられます。明らかに、いくつかのイベントで見られる負のシグネチャは、既知のグリッチメカニズムと一致していません。この分析では、パルサーによる奇妙なナゲットの増加がマイクログリッチイベントを容易に引き起こす可能性があることを示唆しています。イベントの署名は、奇妙なナゲットのエネルギーと相互作用の線に依存します。
パルサーグリッチサイズの分布の二峰性について
パルサーグリッチは、パルサースピン周波数（$\nu$）の突然のスピンアップです。グリッチサイズ$\Delta\nu/\nu$は、イベントを理解するためのあらゆるメカニズムの重要なパラメーターですが、グリッチサイズの分布は常に二峰性でした。さもないと。このペーパーでは、グリッチサイズの分布は$\Delta\nu/\nu=10^{-7}$で二分され、$\Delta\nu/\nu<10^{-7}$は小さなサイズのグリッチと見なされます。（SSG）、$\Delta\nu/\nu>10^{-7}$のものは大きなサイズのグリッチ（LSG）と見なされます。SSGの大きさはLSGの大きさにスケーリングされ、類似性がテストされます。グリッチサイズの混合、リリーフォアテストは、そのようなパルサー内のSSGとLSGの分布パターンを識別するために使用されます。結果は、サイズ分布の各半分が互いに根本的に異なることを示しています。LSGは正規分布しているように見えますが、SSGは対数正規です。
中性子星の超強力電磁場における粒子加速
| Title |
Particle_acceleration_in_neutron_star_ultra-strong_electromagnetic_fields |
| Authors |
Ivan_Tomczak_and_J\'er\^ome_P\'etri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04797 |
この論文では、回転中性子星の周りで遭遇するものとして現実的な超強力な電磁場における新しい粒子プッシャーの結果について議論します。このアルゴリズムの結果を単純なフィールドで提示し、予想される正確な解析解と比較した後、Deutsch解法を使用して、ミリ秒パルサーの真空中の回転磁気双極子の新しいシミュレーションを提示します。粒子は磁気圏内に注入され、放射反応、それらの間の相互作用、およびそれらの磁場へのフィードバックを無視します。したがって、マクスウェル方程式はこれらの粒子によって生成される電流に従って解決されないため、シミュレーションはまだ完全に自己矛盾しています。このコードは、北半球と南半球に関して、反対の電荷対質量比$q/m$の粒子の対称的な動作を強調しています。加速粒子の相対論的ローレンツ係数はこの比率$q/m$に比例します。陽子は最大$\gamma_p\simeq10^{10.7}$に達し、電子は最大$\gamma_e\simeq10^{14}に達します$。私たちのシミュレーションは、粒子が中性子星によって捕獲されるか、中性子星の周りに閉じ込められるか、または光シリンダーの十分外側から遠くに放出される可能性があることを示しています。実際には、所定の電荷と質量の比率では、粒子は同様の軌道をたどります。これらの粒子軌道は、対称性のために、特に正電荷の場合は回転軸に対して高い磁気傾斜で、負電荷の場合は低い傾斜で、いくつかの枯渇した方向を示します。他の方向が優先され、高密度の粒子がロードされます。いくつかの方向は、最高または最低の加速効率を集中させます。
W44とその周辺のガンマ線放出について
| Title |
On_the_gamma-ray_emission_of_W44_and_its_surroundings |
| Authors |
Giada_Peron,_Felix_Aharonian,_Sabrina_Casanova,_Roberta_Zanin_and_Carlo_Romoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04821 |
中年超新星残骸W44とそれを取り巻く巨大分子ガス複合体の9.7年のフェルミLATデータの分析を提示します。30年以上にわたって、シェルのガンマ線の高品質なスペクトルエネルギー分布を導出しました。1GeV未満の非常にハードなスペクトルは、ハドロン起源の放射線に関する以前の主張を裏付けています。また、主軸に沿って残骸の2つの反対側の端にある2つの拡張された$\gamma$線構造の存在を確認します。高解像度のガスマップに基づいて、ガンマ線構造がガス分布の勾配ではなく、強化された宇宙線密度によって引き起こされることを示します。我々は、明らかにされた宇宙線の「雲」が、残骸の磁場に沿った殻からの高エネルギー粒子の脱出の異方性の特徴を示唆していると主張する。
ケンタウルス座Aに沿った非常に高いエネルギーへの加速の解決
| Title |
Resolving_acceleration_to_very_high_energies_along_the_Jet_of_Centaurus_A |
| Authors |
The_H.E.S.S._Collaboration:_H._Abdalla,_R._Adam,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_M._Arakawa,_C._Arcaro,_C._Armand,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_M._Barnard,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_R._Blackwell,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_S._Bonnefoy,_J._Bregeon,_M._Breuhaus,_F._Brun,_P._Brun,_M._Bryan,_M._B\"uchele,_T._Bulik,_T._Bylund,_M._Capasso,_S._Caroff,_A._Carosi,_S._Casanova,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_S._Colafrancesco,_M._Cury{\l}o,_I.D._Davids,_C._Deil,_J._Devin,_P._deWilt,_L._Dirson,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_A._Donath,_V._Doroshenko,_L.O'C._Drury,_J._Dyks,_K._Egberts,_G._Emery,_J.-P._Ernenwein,_S._Eschbach,_K._Feijen,_S._Fegan,_A._Fiasson,_G._Fontaine,_S._Funk,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_F._Gat\'e,_G._Giavitto,_et_al._(162_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04823 |
近くの電波銀河CentaurusAは、電波波長で非常に明るいアクティブ銀河のクラスに属しています。これらの銀河の大部分は、ジェットと呼ばれるコリメートされた相対論的流出を示します。これは、最も強力なソースの数十万パーセクを超えます。中央の超大質量ブラックホールへの物質の降着は、これらのジェットに燃料を供給し、それらの放出に電力を供給すると考えられています。電波放出は、磁場中の相対論的電子のシンクロトロン放射に関連しています。CenAのX線放射は電子シンクロトロンプロセスに由来することが示唆されていますが、これらの線源からのキロパーセクスケールのジェットに見られる拡張X線放射の起源は、まだ議論の余地があります。他の考えられる説明は、CMBソフトフォトンによる逆コンプトン（IC）散乱です。シンクロトロン放射には超相対論的電子（$\sim50$TeV）が必要であり、冷却時間が短いため、連続的な再加速メカニズムを有効にする必要があります。一方、IC散乱では、エネルギーの高い電子は必要ありませんが、大規模（$\geq$1Mpc）で非常に相対論的であり、視線との整合性が保たれたジェットが必要です。最近のいくつかの証拠は、逆コンプトンCMBモデルに反対していますが、他の証拠はそれらと互換性があるようです。原理的には、超相対論的電子の存在を直接調査する拡張ガンマ線放出の検出は、これらのオプションを区別できますが、これまで機器は関連する構造を解決できませんでした。GeVエネルギーでは、CenAにも異常なスペクトル硬化があり、その説明は不明です。ここでは、その大規模ジェットを解決するTeVエネルギーでのCenAの観測を報告します。データをジェット内の超相対論的電子の加速の証拠と解釈し、X線のシンクロトロンの説明を支持します。
経験的恒星スペクトルライブラリに基づくスペクトル計算のための動径基底関数ネットワークのアップグレードされた補間器
| Title |
An_upgraded_interpolator_of_the_radial_basis_functions_network_for_spectral_calculation_based_on_empirical_stellar_spectral_library |
| Authors |
LianTao_Cheng_and_FengHui_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04634 |
星の集団合成は、銀河と星団の研究において重要な方法です。恒星個体群合成モデルでは、恒星個体群の統合スペクトルに恒星スペクトルライブラリが必要です。通常、恒星スペクトルライブラリは、恒星大気パラメータと恒星スペクトル間の変換に使用されます。経験的恒星スペクトルライブラリには、理論的ライブラリよりもかけがえのない利点があります。ただし、経験的スペクトルライブラリの場合、恒星の大気パラメータ空間での星の分布は不規則であるため、従来の補間では正確な結果を得ることが難しくなります。この作業では、経験的な恒星スペクトルライブラリに基づいて補間された恒星スペクトルを取得するために使用される、改良された動径基底関数補間器を提供します。この補間では、ガウス動径基底関数の標準分散{\sigma}と恒星大気パラメータ空間の星の密度分布の関係を使用して、この{\sigma}に事前の制約を与えます。さらに、恒星大気パラメータ空間における星の局所的な分散の利点による異方性半径基底関数も考慮します。さらに、この補間をテストするために、経験的恒星スペクトルライブラリMILESを使用します。全体的に、インターポレーターは低温領域のエッジを除いて良好な性能を発揮します。最後に、この補間器をChengetalの研究と比較します。（2018）、補間結果は明らかな改善を示しています。ユーザーは、この補間機能を使用して、恒星スペクトルライブラリに基づいて補間されたスペクトルをすばやく簡単に取得できます。
若い噴火星のアルマ観測：連続体ディスクのサイズと分子流出
| Title |
ALMA_Observations_of_Young_Eruptive_Stars:_continuum_disk_sizes_and_molecular_outflows |
| Authors |
Antonio_S._Hales,_Sebasti\'an_P\'erez,_Camilo_Gonzalez,_Lucas_A._Cieza,_Jonathan_P._Williams,_Patrick_D._Sheehan,_Cristi\'an_L\'opez,_Simon_Casassus,_David_A._Principe,_Alice_Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04348 |
0\farcs4の解像度で4つの若い噴火星円盤システムのAtacamaラージミリ/サブミリアレイ（ALMA）1.3mmの観測を示します。2つのFUor（V582AurおよびV900Mon）、1つのEXor（UZTauE）、および1つのソースあいまいなFU/EXor分類（GMCha）。GMCha、V900Mon、およびUZTauEの周りのディスクが解決されます。これらの観察により、サブ秒の解像度で観察されるFU/EXorsのサンプルが15％増加します。ALMAによってこれまでに観測されたFU/EXorsオブジェクトのディスクサイズと質量から、FUorディスクは、OrionのClass0/Iディスクや、同じサイズのLupusのClassIIディスクよりも重いことが示唆されています。対照的に、EXorディスクは、これら2つの集団と区別できないようです。FU/EXorサンプルをへびつかい座のクラスIおよびクラスIIディスクと比較すると、同様の結論に達します。バイナリ周辺の完全なディスクは、非噴火性の若いディスクと同様に、シングルスターシステムよりもコンパクトディスクのホストです。$^{12}$COエミッションでGMChaの周りの広角流出を検出します。これは、典型的なClassIオブジェクトよりも広く、一部のFUorオブジェクトの周りで見られるものに類似しています。放射伝達モデルを使用して、十分に研究されたディスクの連続体とラインデータをUZタウEの周囲に適合させます。ラインデータはケプラー円盤によってよく説明され、流出活動の証拠はありません（他のEXorsと同様）。EXorsではなくFUorsでの広角流出の検出は、FUorsが原始星相（クラスI）での降着バーストを表す可能性が高い現在の画像をサポートしていますが、EXorsは原始惑星（クラスII）での小さな降着イベントです）段階。
太陽渦管：太陽大気における渦ダイナミクス
| Title |
Solar_Vortex_Tubes:_Vortex_Dynamics_in_the_Solar_Atmosphere |
| Authors |
Suzana_S._A._Silva,_Viktor_Fedun,_Gary_Verth,_Erico_L._Rempel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04371 |
この作業では、最先端の渦検出法である瞬間渦度偏差を適用して、MURaMコードによって実行される太陽の光球磁気対流の数値シミュレーションで3次元渦管境界を特定します。粒子間領域に沿って分布し、光球から低彩層に広がる円錐形状を表示する3次元渦を検出しました。明確に定義された渦の中心と境界に基づいて、平均化された放射状プロファイルを決定し、それによってさまざまな高さレベルの渦流全体のダイナミクスを調査することができました。太陽渦管は不均一な角回転速度を示し、すべての高さレベルで、渦内に渦粘性効果があり、プラズマが中心に向かって移動するにつれてプラズマの速度が低下します。渦は、沈下点で磁場を強めるのに役立ち、磁場に影響を与えます。次に、磁場は、渦ダイナミクスで重要な役割を果たします。磁場は渦度の進化にとって特に重要であることがわかった。一方、一般に、運動学的渦は、異なる高さレベルでの接線速度が磁気張力に打ち勝つほど十分に高くない限り、磁気渦を引き起こさないことが示されています。
太陽風による太陽起源のHe $ ^ + $の生産について
| Title |
On_the_production_of_He$^+$_of_solar_origin_in_the_solar_wind |
| Authors |
Yeimy_J._Rivera,_Enrico_Landi,_Susan_T._Lepri,_Jason_A._Gilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04402 |
太陽圏での太陽風測定は、主に陽子、アルファ、および高度に電離された状態の微量元素で構成されています。その場で測定されたHe$^{+}$などの低電荷状態の大部分は、非太陽起源のイオンを拾うことが原因であることがよくあります。ただし、地球付近の測定の速度分布関数を調べると、通常の太陽風中にHe$^+$イオンの小さな集団が見られますが、その特性は、太陽に由来し、通常の一部として進化したことを示しています。太陽風。現在の電離モデルは、主に電子衝撃と放射電離と再結合のプロセスに支配されており、この集団を数桁も過小評価しています。したがって、観測された単一電離Heを調整するために、太陽のHe$^{+}$の形成メカニズムの可能性として、太陽の周りのダストからの中性物質との電荷交換による太陽のHe$^{2+}$の再結合を調査します。電荷交換がHe$^{2+}$をHe$^{+}$に再結合して観測的なHe$^{+}$値を満たすように効果的な媒体になるために必要なニュートラルの経験的プロファイルを示します。He$^{+}$の形成は、中性粒子の密度だけでなく、太陽風経路に沿って遭遇する中性粒子分布の内側の境界にも敏感であることがわかります。ただし、太陽$\alpha$粒子とダストニュートラルの間の相互作用がHe$^{+}$観測の主な情報源であることを確認するには、さらに観測上の制約が必要です。
太陽フレアのグローバルなエネルギー論：X. Petschek再接続率とAlfvenマッハ数の磁気再接続アウトフロー
| Title |
Global_Energetics_of_Solar_Flares:_X._Petschek_Reconnection_Rate_and_Alfven_Mach_Number_of_Magnetic_Reconnection_Outflows |
| Authors |
Markus_J._Aschwanden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04404 |
Sweet-ParkerモデルとPetschekモデルのフレームワークで、太陽フレアの磁気エネルギー散逸の物理スケーリング則を調査します。フレア内の総散逸磁気エネルギー$E_{diss}$は、自由エネルギー$E_f$に関連付けられた平均磁場成分$B_f$、磁気領域の長さスケール$L$、静水圧密度に依存することがわかります太陽コロナの高さ$\lambda$、Alfv\'enマッハ数$M_A=v_1/v_A$（流入速度$v_1$とAlfv\'enic流出速度$v_A$の比率）、およびフレア持続時間$\tau_f$、つまり、$E_{diss}=（1/4\pi）B_f^2\L\\lambda\v_A\M_A\\tau_f$。ここで、Alfvの速度は非ポテンシャルに依存します電場強度$B_{np}$および再接続流出における平均電子密度$n_e$。MDI/SDOおよびAIA/SDOの観測と、垂直電流近似非線形フォースフリーフィールドコード（VCA-NLFFF）で取得した3次元磁場解を使用して、スケーリング法則をテストするために必要なすべての物理パラメーターを測定します。Alfv\'enMach数$M_A$、再接続率、および太陽フレアで散逸される総自由エネルギーを測定します。
太陽フレアのグローバルなエネルギー論。 XI。 GOESクラスのフレアマグニチュード予測
この研究では、太陽フレアのGOESクラスの大きさの上限を予測するために使用できる観測された太陽フレアのスケーリング関係を決定します。フレア予測スキームは、ゆっくり変化するポテンシャルエネルギー$E_p（t）$のスケーリングに基づいており、$\Deltat\le$24時間の間隔で時間的に外挿されます。散逸エネルギーの観測されたスケーリング$E_{diss}$は、ポテンシャルフィールドエネルギーを$E_{diss}\proptoE_p^{1.32}$としてスケーリングします。さらに、フレアボリュームの観測されたスケーリング関係、$V\proptoE_{diss}^{1.17}$、マルチ熱エネルギー、$E_{th}\proptoV^{0.76}$、フレア放出測定$EM\proptoE_{th}^{0.79}$、EM加重温度$T_{w}$、およびGOESフラックス$F_8（t）\proptoE_p（t）^{0.92}$により、次に、外挿された時間ウィンドウでGOESクラスのフレアの大きさの上限を予測します。観測された予測GOESクラスのフレアの大きさと予測されたGOESクラスのフレアの大きさ（172XおよびMクラスのイベント）の間には、良好な相関（CCC$\約0.7$）が見られます。これは、物理フレアパラメータの観測されたスケーリング則を使用してGOESフラックス上限を予測する最初のアルゴリズムです。これは、宇宙天気予報で使用される機械学習アルゴリズムに基づく以前のフレア予測方法を補完する重要な機能です。
「太陽は他の太陽のような星よりも活動的ではない」へのコメント
Reinholdetal。（Science、2020年5月1日、518ページ）は、太陽が他の太陽のような星よりも活動的ではないことを示す2つの測定可能な解釈を提供しました。これらの解釈の1つは、2つの恒星サンプルの特性間で観測された違いを予測していると主張します。これは、太陽のような星が特定の進化の段階を超えて恒久的に変動しなくなることを示唆しています。
太陽フレアのグローバルなエネルギー論。 XII。物理スケーリング法
この研究では、太陽フレアのさまざまな側面を説明する5つの物理スケーリング則の30のバリアントをテストします。磁気ポテンシャル場エネルギー$E_p$、平均ポテンシャル場強度$B_p$、自由エネルギー$E_{free}$、散逸磁気フレアエネルギー$E_{diss}$、平均ループの観点からスケーリング則を表現します長さスケール$L$、らせん状にねじれたフラックスチューブの平均半径$R$、黒点半径$r$、放出測定値で重み付けされたフレア温度$T_w$、電子密度$n_e$、および総放出測定値$EM$、$\l約400$GOESMクラスおよびXクラスのフレアイベントのデータセットから測定。物理スケーリング則の5つのカテゴリには、（i）ポテンシャル場エネルギーのスケーリング則、（ii）らせんねじれのスケーリング則、（iii）ペチェック型磁気リコネクションのスケーリング則、（iv）Rosner-Tucker-Vaianaスケーリング則、および（v）Shibata-Yokoyamaスケーリング則。2つの条件を必要とすることにより、これらの理論的なスケーリング則の観測されたパラメーターとの整合性をテストします：観測されたスケーリング則と理論的に予測されたスケーリング則の間の相互相関係数C>\約1$。これらの2つの基準により、テストされた30のスケーリング則のバリエーションのうち10が観測されたデータと一致し、テストされたフレアスケーリング則の存在と有効性を強く裏付けています。
UVコロナグラフとWLコロナグラフによるコロナ質量放出の広範な研究：多波長観測の必要性
| Title |
Extensive_Study_of_a_Coronal_Mass_Ejection_with_UV_and_WL_coronagraphs:_the_need_for_multi-wavelength_observations |
| Authors |
Beili_Ying,_Alessandro_Bemporad,_Li_Feng,_Lei_Lu,_Weiqun_Gan,_Hui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04575 |
コロナ質量放出（CME）は、多くの場合、さまざまなバンドパスでさまざまな機能を示します。白色光（WL）バンドと紫外（UV）バンドのデータを組み合わせることにより、さまざまな手法を適用して、高速CME内のプラズマ温度、電子密度、内部放射速度などを導き出しました。これらは、将来のマルチチャネルコロナグラフ（SolarOrbiter/Metis、ASO-S/LST、PROBA-3/ASPIICSなど）によって提供される観測用に開発された、診断機能の広範なテストとして機能します。関連するデータには、SOHO/LASCOコロナグラフによって取得されたWL画像と、UVで2.45R$_{\odot}$でSOHO/UVCSによって測定された強度（HILy$\alpha$およびOVI1032{AA}ライン）およびWLチャネル。UVCSWLチャネルからのデータは、偏光比法でCME位置角度を測定するために初めて採用されました。CMEコアとボイドのプラズマ電子と有効温度は、UVとWLのデータを組み合わせて推定されます。CMEの拡張とプロミネンスセグメントの存在の可能性により、CMEコアの通過により、電子温度が$10^{5}$Kまで低下します。Ly$\alphaの前面がかなり暗くなっています。プラズマの加熱と視線に沿った流れによる線の広がりに関連する$強度。CME本体内のプラズマ速度の2D分布はLASCO画像から再構築され、Ly$\alpha$ラインのドップラー調光を抑制し、MetisおよびLSTによる将来のCME観測をシミュレートするために使用されます。
偏心食のバイナリ1SWASP J011351.29 + 314909.7のTESSライトカーブ-非常に高温のM-矮星の伴侶の証拠なし
| Title |
The_TESS_light_curve_of_the_eccentric_eclipsing_binary_1SWASP_J011351.29+314909.7_--_no_evidence_for_a_very_hot_M-dwarf_companion |
| Authors |
Matthew_I._Swayne,_Pierre_F._L._Maxted,_Vedad_Kunovac_Hod\v{z}i\'c_and_Amaury_H._M._J._Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04653 |
食する連星1SWASPJ011351.29+314909.7（J0113+31）の2014年の研究は、M-矮星の伴星の予想外に高い有効温度を0.95-M$_{\odot}$主星に報告しました。二次日食の深さから推定される有効温度は、恒星モデルから予測される値よりも$\sim$600K高くなりました。このような異常な結果は、低質量の星に関する私たちの理解に疑問を投げかけ、それらを周回する太陽系外惑星の特性を推測するときに、かなりの不確実性を示している可能性があります。通過型外惑星調査衛星（TESS）によって最近観測されたJ0113+31の光度曲線を使用して、M-矮星の有効温度を測定しようとしています。pycheopsモデリングソフトウェアを使用して、通過と日食を組み合わせたモデルをTESS光度曲線に適合させます。二次有効温度を計算するために、最良の日食深度を理論的な恒星モデルから予測された日食深度と比較します。M矮星の有効温度を${\rmT}_{\rmeff、2}$=3208$\pm$43Kと決定し、$\logg_2$=5、[Fe/H]=$-0.4$、アルファ要素の強化なし。これらの仮定を変化させると、${\rmT}_{\rmeff、2}$が100K未満変化します。これらの結果は、観測された理論質量と理論上の低質量星の温度との間の大きな異常をサポートしていません。
X線パルサーの2つの亜集団の運動学的区別
Be/X線連星の数は、特に中性子星のスピン周期において、二峰性の強い証拠を示しています。いくつかの物理的メカニズムがこの二峰性を生み出す可能性があります。最も好まれる候補メカニズムは、Be/X線連星における中性子星の2つの異なる超新星チャネルまたは異なる降着モードです。これらのシステムの運動学を調査することは、この二峰性の物理学にいくつかの追加の洞察を提供するかもしれません。2つのBe/X線バイナリサブポピュレーションが2つの異なる超新星タイプから発生する場合、2つのサブポピュレーションには異なる固有の（全身）速度が必要です。これは、システムの速度を測定することで直接テストすることも、出生地に対するシステムの位置を測定することで間接的にテストすることもできます。最新のガイアデータセットと小さなマゼランクラウド（SMC）星団の最新のカタログを使用して、銀河のBe/X線バイナリの接線固有の速度とSMCのBe/X線バイナリの位置を分析しました。システムの接線速度のプロキシとして、最も近い若い星団からのシステムの距離を使用しました。統計テストを適用して、中性子星のスピンで分割された2つの部分母集団が運動学的に異なるかどうかを調査しました。2つの部分母集団が実際に運動学的に異なるという証拠があります。ただし、2つの部分母集団の接線固有の速度は、明確な超新星チャネル仮説から予想されるものとは逆です。短いスピンのサブポピュレーションからの銀河のBe/X線バイナリーが、長いスピンのサブポピュレーションからのシステムよりも系統的に高い特異な速度を持っているといういくつかのわずかな証拠（$p\約$〜0.005）を見つけます。検討されたすべてのクラスターカタログのSMCBe/X-rayバイナリーについても、同じ効果がありますが、弱いものです。
サイエンスレポートのT. MetcalfeとJ. van Sadersのコメントに返信する
| Title |
Reply_to_the_comment_of_T._Metcalfe_and_J._van_Saders_on_the_Science_report_"The_Sun_is_less_active_than_other_solar-like_stars" |
| Authors |
T._Reinhold,_A._I._Shapiro,_S._K._Solanki,_B._T._Montet,_N._A._Krivova,_R._H._Cameron,_E._M._Amazo-G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04817 |
これは、T。ラインホールド、AIシャピロ、SKソランキ、BTモンテット、NAクリヴォ、によるサイエンスレポートの「太陽は他の太陽のような星よりも活動的でない」というT.メトカーフとJ.ヴァンサダースのコメントに対する私たちの返信です。RHCameron、EMアマゾゴメス。コメントと返信の両方が、提示された2つのシナリオのどちらがより可能性の高い議論につながることを願っています。
電弱対称コロナを持つ磁気ブラックホールの現象論
| Title |
Phenomenology_of_Magnetic_Black_Holes_with_Electroweak-Symmetric_Coronas |
| Authors |
Yang_Bai,_Joshua_Berger,_Mrunal_Korwar,_Nicholas_Orlofsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.03703 |
磁気的に帯電したブラックホール（MBH）は、標準モデルと一般相対論の興味深い解決策です。彼らは、イベントの地平線の外に「毛深い」電弱対称コロナを持っている可能性があり、ホーキング放射を加速し、短い時間スケールでそれらを極値に近づけます。彼らの質量は、プランクのスケールから地球の質量までさまざまです。原始的に生成されたMBHを検索するさまざまな方法を研究し、それらの存在量の上限を推定します。私たちは、磁気単極子に束縛されているパーカーを再検討し、アンドロメダの大規模なコヒーレント磁場を使用して、数桁まで拡張できることを示します。これは、MBHの存在量が暗黒物質の存在量の$4\times10^{-4}$倍未満であるという質量に依存しない制約を設定します。MBHは、太陽、地球、中性子星などの天体物理学のシステムでも捕捉できます。そこでは、反対に帯電したMBHとの融合、または核子の吸収のいずれかにより、極値以外になる可能性があります。結果として生じるホーキング放射は、ニュートリノ、光子、または熱として検出できます。特に高エネルギーのニュートリノ検索では、パーカーの境界よりも強い境界をMBHの質量の強い境界に設定でき、暗黒物質が豊富に$10^{-7}$まで下がります。
ハーモニックハイブリッドインフレ
純粋に非摂動的に生成されたスカラーポテンシャルを持つ2つのアクシオン場を使用してハイブリッドインフレを実現するメカニズムを提示します。スカラーポテンシャルの構造は、アキシオンの離散シフト対称性によって非常に制約されます。ハーモニックハイブリッドインフレは、広範囲の初期条件に対して、観測的に実行可能なスローロールインフレを生成することを示します。これは、アキシオン周期性とスローロールフィールド範囲に関する制約$f\lesssimM_{\rmP}$と$\Delta\phi_{60}\lesssimM_{\rmP}$を優先する特定のUV引数に対応しているときに可能です。それぞれ。宇宙論的なドメイン壁の問題を回避する手段として、隣接するアキシオン真空の制御された$\mathbb{Z}_2$対称性の破れについて説明します。$\mathbb{Z}_2$対称の最小形式を最小限に調整されたセットアップに含めると、テンソルとスカラーの比率が$10^{-4}\lesssimr\の範囲の原始テンソルモードの予測につながりますlesssim0.01$、今後のCMB観測に直接アクセスできます。最後に、タイプIIBストリング理論で調和ハイブリッドインフレを実現するためのいくつかの方法について概説します。
| Title |
The_Equation_of_State_of_Nuclear_Matter_:_from_Finite_Nuclei_to_Neutron_Stars |
| Authors |
G._F._Burgio_and_I._Vidana_(INFN_Sezione_di_Catania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04427 |
{\it背景。}中性子星の観測量と原子核の特性の間の可能な相関を調査します。特に、1.4太陽質量中性子星$M_{1.4}$の潮汐変形性、および${^{48}}$Caと${^{208}}$Pbの中性子表皮の厚さがどのように関連しているかを探ります恒星の半径と対称性エネルギーの剛性に。{\itメソッド。}現象論モデル（Skyrme、NLWM、DDM）と{\itab-initio}理論的方法（BBG、Dirac-Brueckner、変分、量子モンテカルロ）に基づいて、核の状態方程式の大規模なセットを調べます。。{\it結果。}潮汐変形性とNS半径の間には強い相関関係が見られますが、対称エネルギーの剛性には弱い相関関係が存在します。中性子表皮の厚さに関しては、対称性エネルギーの剛性と$M_{1.4}$の半径の両方に弱い相関が現れます。{\it結論。}$M_{1.4}$の潮汐変形性と原子核の中性子表皮の厚さは、核および天体物理学の観測値とある程度の相関を示しますが、これは採用されたEoSの集団に依存します。
DeepSetsによるメタクラスの1クラス分類：天の川のアプリケーション
| Title |
Meta-Learning_One-Class_Classification_with_DeepSets:_Application_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Ademola_Oladosu,_Tony_Xu,_Philip_Ekfeldt,_Brian_A._Kelly,_Miles_Cranmer,_Shirley_Ho,_Adrian_M._Price-Whelan,_Gabriella_Contardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04459 |
このペーパーでは、点群と新しいメタ学習タスクに設定するために設計されたニューラルネットワークの使用について説明します。恒星河川の恒星人口を特徴付けることの天文学的な挑戦に関する実験を提示します。恒星流とは、天の川の近くにある星の細長い構造のことで、（小さな）銀河が天の川の重力の下で崩壊したときに形成されます。各ストリームについて、このストリームに属する星の小さな「サポートセット」を取得することを検討します。1クラス分類と同様に、空のその領域の他の星がそのストリームからのものかどうかを予測することを目的としています。各「ストリームタスク」は、非常に大きな「その他」の星のセットを使用し、それらをノイズの多い否定的な例と見なすことにより、高度に不均衡な体制（または監視付き異常検出）でバイナリ分類問題に変換することもできます。私たちは、メタ学習体制の問題を研究することを提案します：完全に監視された体制で複数のストリームにわたってメタ学習することにより、ストリームの恒星個体群の特徴付けに関する一般的な情報を学習し、ポジティブな監視のみを使用して新しいストリームに転送できることを期待します。点群とセット用に開発されたモデルであるディープセットの新しい使用法を提示します。バイナリ分類のクラシックな設定で、各タスクに対して再トレーニングされたランダムフォレスト（自己ラベルありとなし）と比較します。ディープセットが新しいタスクで再トレーニングされていなくても、ランダムフォレストと比較してデータのごく一部にしかアクセスしないにもかかわらず、このメソッドがランダムフォレストよりも優れていることを示します。また、追加の微調整を含めると、実際のストリームでモデルがうまく機能することも示しています。
密度依存のクォーク質量モデルの再検討：熱力学的一貫性、安定性ウィンドウ、恒星特性
| Title |
Density_dependent_quark_mass_model_revisited:_Thermodynamic_consistency,_stability_windows_and_stellar_properties |
| Authors |
B._C._Backes,_E._Hafemann,_I._Marzolla,_D._P._Menezes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04494 |
この研究では、密度依存のクォークモデルが再検討され、その熱力学的整合性がチェックされ、完全に安定したクォーク物質の安定ウィンドウが取得されます。クォークの化学ポテンシャルが等しい純粋なクォーク物質と、化学的安定性および電荷中性の影響を受ける星状物質の両方の仮説を調べます。次に、密度に依存する質量に出現し、Bodmer-Witten予想を満たすパラメーターを使用して、奇妙な星の質量と半径を計算します。得られた値は、最近観測された大質量星と互換性があることを示しています。
連星パルサーからの新しい重力子質量束縛
アインシュタインの一般相対性理論では、重力は質量のない計量場によって媒介されます。一般相対論が重力子の質量を一貫して含むように拡張することは、重力と宇宙論に深い影響を与えます。さまざまな大規模重力理論の顕著な特徴は、ガリレオモデルによってキャプチャできます。その最も単純なものは、3次ガリレオンです。ガリレオン場の存在は、ヴァイナシュタインのメカニズムがその第5力の対応物よりも抑制されていないバイナリパルサーで追加の重力放射につながり、観察との詳細な対決に値します。慎重に14の適切なタイミングのバイナリパルサーを選択し、それらの固有の軌道減衰率から、重力子の質量に新しい上限を設定しました。$m_g\lesssim2\times10^{-28}\、{\rmeV}/c^$\lnm_g$でフラットな前倒しを仮定して、95％信頼水準で2$。これは、重力コンプトン波長$\lambda_g\gtrsim7\times10^{21}\、{\rmm}$の境界に相当します。さらに、恒星質量ブラックホールと銀河中心の超大質量ブラックホールを周回する軌道上のパルサーの到着時間を広範囲にシミュレートし、近い将来に3次ガリレオン理論を検証する可能性を調査します。
最初の2つのパーカーソーラープローブの遭遇における小規模な磁束ロープ
| Title |
Small-scale_Magnetic_Flux_Ropes_in_the_First_two_Parker_Solar_Probe_Encounters |
| Authors |
Yu_Chen,_Qiang_Hu,_Lingling_Zhao,_Justin_C._Kasper,_Stuart_D._Bale,_Kelly_E._Korreck,_Anthony_W._Case,_Michael_L._Stevens,_John_W._Bonnell,_Keith_Goetz,_Peter_R._Harvey,_Kristopher_G._Klein,_Davin_E._Larson,_Roberto_Livi,_Robert_J._MacDowall,_David_M._Malaspina,_Marc_Pulupa,_and_Phyllis_L._Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04551 |
小規模の磁束ロープ（SFR）は、らせん状の磁力線を持つ太陽風の構造の一種です。最近のレポート（Chen＆Hu2020）では、Helios、ACE/Wind、Ulysses、およびVoyager宇宙船からの現場測定を使用して、0.29から8auまでのSFRの特性の放射状変動を示しました。パーカーソーラープローブ（PSP）の発売に伴い、以前の調査を内太陽圏にまで拡大しました。Grad-Shafranovベースのアルゴリズムを適用して、最初の2つのPSP遭遇中にSFRを識別します。太陽の近くで検出されたSFRの数は、電磁流体力学的（MHD）乱流がこれらの構造を生成するローカルソースとして機能する大きな半径距離での数よりもはるかに少ないことがわかります。アルフベニック構造の普及により、より近い距離でのSFRの検出が大幅に抑制されます。SFRイベントリストを他のイベント識別方法と比較して、十分に一致したイベントを生成します。2つの選択されたイベントの断面マップは、円筒状の磁束ロープの構成を確認します。SFR磁場と太陽中心距離の間のべき法則の関係は、0.16auに抑えられているようです。
陽子や電子などの高エネルギー宇宙粒子による散乱から生成されたブーストされた暗黒物質を直接検出する可能性を研究します。具体的な例として、標準モデルで$U（1）_Y$ゲージボソンと混合している$U（1）_D$ゲージボソンによって媒介されるサブGeV暗黒物質を考えます。宇宙線との衝突による明るい暗黒物質の増強された運動エネルギーは、検出可能な十分なエネルギーをそれらに転送する地下直接検出実験において、標的核と電子を反跳させることができます。BDMの影響を、既存の直接検出実験と、コライダーおよびビームダンプ実験で示します。
べき法則kインフレモデルでの安定した小さな空間ヘア
この論文では、非標準的な異方性インフレーション内での髪のない宇宙の推測の妥当性の調査を拡張します。その結果、スカラーと電磁界の間の異常な結合が存在する場合のべき乗則{\itk}インフレモデルの正確なビアンキI型解を$-f^2（\phi）として求めることができます。F_{\mu\nu}F^{\mu\nu}/4$。さらに、動的システム法に基づく安定性分析は、得られた解決策がインフレーション期の間に安定した魅力的な毛髪を認め、したがって宇宙の毛髪のない推測に違反することを示しています。
CO $ _2 $放射線実験データの調査
このペーパーでは、火星と金星への進入中に遭遇するCO$_2$プラズマフローへの放射に関連する実験データの調査に焦点を当てます。最近の実験的努力がこれらの波長範囲に費やされているので、レビューはVUVとIR放射に重点を置いています。研究の主な目的は、ESTHERショックチューブを使用した将来のテストキャンペーン中に得られた結果との将来のクロスチェック比較のための最も魅力的なデータセットを特定することです。調査は、火星と金星のテストキャンペーンの衝撃波管、膨張管、プラズマアークジェットで得られた結果を説明します。推進力関連研究で得られた実験結果も考慮されています。
アバランシェフォトダイオードの繰り返しの放射線損傷と熱アニーリング
| Title |
Repeated_radiation_damage_and_thermal_annealing_of_avalanche_photodiodes |
| Authors |
Ian_DSouza,_Jean-Philippe_Bourgoin,_Brendon_L._Higgins,_Jin_Gyu_Lim,_Ramy_Tannous,_Sascha_Agne,_Brian_Moffat,_Vadim_Makarov,_and_Thomas_Jennewein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04902 |
アバランシェフォトダイオード（APD）は、極低温冷却を必要とせずに高い検出効率を備えた成熟した技術であるため、量子通信衛星での単一光子検出に適しています。ただし、軌道上での放射線の損傷によって熱雑音が大幅に増加する傾向があります。以前の研究では、熱アニーリングを1回適用するだけで、放射線損傷に起因するAPD熱ノイズが低減されることが実証されました。ここでは、周期的なプロトン照射と熱アニーリングの効果を調べ、2年の寿命にわたって低地球軌道で衛星の現実的な動作プロファイルをエミュレートします。繰り返される熱アニーリングは、公称ミッション寿命全体およびそれ以降の量子鍵配送に適した範囲内でシリコンAPDの熱ノイズを維持するのに効果的であることを示します。2つの戦略-一定期間のアニーリングと、熱ノイズが事前定義された制限を超えた場合にのみアニーリング-を調べ、ほとんどのサンプルで、後者が寿命末期の熱ノイズが低いことを確認します。検出器のアフターパルスの確率は、陽子の累積照射とともに増加することも観察します。この知識は、将来の宇宙搭載量子通信アプリケーションの設計とタスク決定のガイドに役立ちます。
誘導軸モードとファントム障壁交差を伴う模倣計量ねじれ
| Title |
Mimetic-Metric-Torsion_with_induced_Axial_mode_and_Phantom_barrier_crossing |
| Authors |
Sourav_Sur,_Ashim_Dutta_and_Hiyang_Ramo_Chothe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04906 |
模倣スカラー場がねじりのトレースモードだけでなく、その軸（または疑似トレース）モードのソースとしても幾何学的に現れるように、模倣計量ねじり重力理論の基本形式を拡張します。具体的には、模倣フィールドを（i）リーマン-カルタン作用のよく知られたホルスト拡張に明示的に結合し、（ii）関連すると思われるBarbero-Immirziフィールドの2乗で識別されると考えます。疑似スカラー。関連するカルタン変換はねじれの疑似トレース、したがってホルスト項に影響を与えないため、理論で元々普及している共形対称性は依然として維持されます。空間パリティの対称性を維持するためにも理論を要求し、宇宙論的な暗いセクターの幾何学的な統一に焦点を当て、宇宙の進化の過程で超加速体制が常に実現可能であることを示します。観測の観点から、宇宙論的進化のプロファイルが$\L$CDMのプロファイルに非常に近いと仮定すると、低い赤方偏移でいわゆるファントムバリアがスムーズに交差する可能性があることをさらに示します。非常に制限されたパラメトリックドメイン。その後、関連するねじりパラメータの変化を調べることにより、超加速の程度が確認されました。
キセノン電子反跳検出のための非弾性暗黒物質のEFT分析
電子反跳による暗黒物質（DM）信号の測定は、軽いDM粒子を直接検出するための重要な手段を提供します。$\、E_R^{}\！=\！（2-3）$\、keV付近の電子反跳エネルギーを伴う最近のXENON1T異常は、反跳電子にエネルギーを注入し、狭くするDMの非弾性散乱によって自然に説明できます。反動スペクトルのピーク構造。キセノン電子反跳検出のための発熱非弾性DM信号の効果的な場の理論（EFT）分析を提示します。比較的重いメディエーターの場合、2つのDMフィールド$（X、\、X'）$と2つのレプトンをもつ効果的な接触演算子によって、DM-レプトン相互作用をかなり公式化します。XENON1Tデータを使用して、電子反跳スペクトルを近似し、許可されたスカラーDM質量分割を$\、2.1\、\text{keV}\！<\！\Deltam\！<\！3.3\、\textとして制約します{keV}$（95\％\、CL）、最適な$\、\Delta{m}\！=\！2.8\、$keV。さらに、このような効果的なDM-電子接触相互作用によって生成されるレリック密度を分析します。DM遺物密度とXENON1T超過の両方を提供するために、DM質量とDM効果的な相互作用のUVカットオフスケールに対する制約をさらに導き出します。最後に、効果的なDMレプトン接触相互作用のUV完了のモデルを研究します。
