宇宙構造の成長速度と重力のテストのための6dFGSとSDSS固有速度の共同分析
| Title |
Joint_analysis_of_6dFGS_and_SDSS_peculiar_velocities_for_the_growth_rate_of_cosmic_structure_and_tests_of_gravity |
| Authors |
Khaled_Said,_Matthew_Colless,_Christina_Magoulas,_John_R._Lucey,_and_Michael_J._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04993 |
赤方偏移と距離インジケーターを組み合わせて固有の速度を測定することは、宇宙構造の成長率を測定し、低赤方偏移で重力の理論をテストするための強力な方法です。ここでは、6dF銀河調査（6dFGS）およびSloanDigitalSkySurvey（SDSS）からの15894銀河の観測された基本平面固有の速度を、2M$++$赤方偏移調査からの予測速度および密度と比較することにより、構造の成長率を制限します。6dFGSおよびSDSSの速度スケールパラメーター$\beta\equiv{\Omega_m^\gamma}/b=0.372^{+0.034}_{-0.050}$および$0.314^{+0.031}_{-0.047}$を測定しますここで、$\Omega_m$は質量密度パラメーター、$\gamma$は成長指数、$b$は銀河の特徴的な光度$L^*$に正規化されたバイアスパラメーターです。6dFGSとSDSSを組み合わせると、$\beta=0.341\pm0.024$が得られます。これは、成長率と質量変動の振幅の積の振幅が、効果的な赤方偏移で$f\sigma_8=0.338\pm0.027$であることを意味します$z=0.035$。Planckの支持を得て$\Omega_m=0.315\pm0.007$を採用し、一般相対性理論に$\gamma=6/11$を使用し、DGP重力に$\gamma=11/16$を使用すると、$S_8（z=0）が得られます=\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}=0.637\pm0.054$および$0.741\pm0.062$それぞれGRおよびDGP。この測定は、大規模構造の他の低赤方偏移プローブと一致しますが、最新のPlanckCMB測定から$3\sigma$以上ずれています。結果は、成長指数$\gamma>6/11$またはハッブル定数$H_0>70$\、km\、s$^{-1}$\、Mpc$^{-1}$または変動振幅$\sigma_8<0.8$またはこれらの組み合わせ。Taipan、DESI、WALLABY、SKA1-MIDなどの差し迫った赤方偏移調査は、赤方偏移の範囲$0<z<1$で宇宙構造の成長率を1\％に測定することにより、この緊張を解決するのに役立ちます。
プランクの中間結果。 LVII。 Planck LFIとHFIの共同データ処理
| Title |
Planck_intermediate_results._LVII._Joint_Planck_LFI_and_HFI_data_processing |
| Authors |
Planck_Collaboration:_Y._Akrami,_K._J._Andersen,_M._Ashdown,_C._Baccigalupi,_M._Ballardini,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_S._Basak,_K._Benabed,_J.-P._Bernard,_M._Bersanelli,_P._Bielewicz,_J._R._Bond,_J._Borrill,_C._Burigana,_R._C._Butler,_E._Calabrese,_B._Casaponsa,_H._C._Chiang,_L._P._L._Colombo,_C._Combet,_B._P._Crill,_F._Cuttaia,_P._de_Bernardis,_A._de_Rosa,_G._de_Zotti,_J._Delabrouille,_E._Di_Valentino,_J._M._Diego,_O._Dor\'e,_M._Douspis,_X._Dupac,_H._K._Eriksen,_R._Fernandez-Cobos,_F._Finelli,_M._Frailis,_A._A._Fraisse,_E._Franceschi,_A._Frolov,_S._Galeotta,_S._Galli,_K._Ganga,_M._Gerbino,_T._Ghosh,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_K._M._G\'orski,_A._Gruppuso,_J._E._Gudmundsson,_W._Handley,_G._Helou,_D._Herranz,_S._R._Hildebrandt,_E._Hivon,_Z._Huang,_A._H._Jaffe,_W._C._Jones,_E._Keih\"anen,_et_al._(80_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04997 |
NPIPE処理パイプラインを提示します。これは、高性能コンピューターを使用してPlanck低周波計器（LFI）と高周波計器（HFI）からのデータから温度と分極の校正済み周波数マップを作成します。NPIPEは、以前のPlanck分析作業の自然な進化を表しており、個別のLFIおよびHFI分析パイプラインの最も強力な機能のいくつかを組み合わせています。改善の正味の効果は、基本的にすべての角度スケールでの周波数マップとコンポーネントマップの両方のノイズと体系のレベルが低くなること、およびさまざまな周波数チャネル間の内部整合性が著しく改善されることです。NPIPEマップに基づいて、9つのPlanck周波数すべてのコンポーネント分離によって決定された太陽双極子の最初の推定値を示します。振幅は（$3366.6\pm2.7$）$\mu$Kであり、以前の推定値よりわずかに高いものの、一貫性があります。大規模な偏光データから、再イオン化の光学的深度$\tau=0.051\pm0.006$の更新された推定値を導き出します。これは、データとスカイカットに関してロバストに見えます。全周波数および検出器セットのマップの600の完全な信号、ノイズ、および系統的シミュレーションがあります。最初にPlanckとして、これらのシミュレーションには、ビームたたみ込みCMB異方性の完全な時間領域処理が含まれます。NPIPEマップとシミュレーションのリリースには、未処理および処理済みの時間順データの完全なスイートと、分析をさらに改善し、一致するシミュレーションを実行するために必要なソフトウェア、スクリプト、補助データ、およびパラメーターファイルが付属しています。
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_the_Census_of_Galaxy_Clusters |
| Authors |
Y._Su,_Y._Zhang,_G._Liang,_J._A._ZuHone,_D._J._Barnes,_N._B._Jacobs,_M._Ntampaka,_W._R._Forman,_P._E._J._Nulsen,_R._P._Kraft,_and_C._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05144 |
銀河クラスターの多様な集団の起源は、大規模な構造形成とクラスター進化の原因不明の側面のままです。X線画像を使用して、クールコア（CC）、弱いクールコア（WCC）、および中心の冷却時間で定義される銀河の非クールコア（NCC）クラスターを特定する新しい方法を紹介します。クラスターの分類には、画像分析に一般的に使用される畳み込みニューラルネットワークResNet-18を使用します。IllustrisTNGシミュレーションから描画された318個の大規模なクラスターのサンプルについて、模擬のチャンドラX線観測を作成します。ネットワークは、サンプルのクラスターの中央の1Mpc正方形をカバーする低解像度の模擬Chandra画像でトレーニングおよびテストされています。スペクトル情報がなければ、ディープラーニングアルゴリズムはCC、WCC、NCCクラスターを識別でき、それぞれ92％、81％、83％のバランスの取れた精度（BAcc）を達成します。性能は、中心のガス密度を使用する従来の方法による分類よりも優れており、平均BAcc=81％、または表面輝度濃度でBAcc=73％となります。クラスアクティベーションマッピングを使用して、分類を決定するための識別領域をローカライズします。この分析から、ネットワークはクラスターの中心からr〜300kpcおよびr〜500kpcまでの領域を使用して、それぞれCCおよびNCCクラスターを識別していることがわかります。AGNフィードバックおよび破壊的な大規模な合併に関連するクラスター内メディアの機能が認識されている可能性があります。
| Title |
On_the_phase-space_structure_of_galaxy_clusters_from_cosmological_simulations |
| Authors |
I._Marini,_A._Saro,_S._Borgani,_G._Murante,_E._Rasia,_K._Dolag,_W._Lin,_N._R._Napolitano,_A._Ragagnin,_L._Tornatore,_Y._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05199 |
宇宙論的N体シミュレーションは、暗黒物質（DM）ハローの形成と進化、および宇宙で最大の質量スケールで普遍的なプロファイルを生み出したメカニズムを研究するための優れたツールです。特に、速度分散$\sigma_\mathrm{v}$と密度$\rho$の組み合わせを使用して、擬似エントロピー$S（r）=\sigma_\mathrm{v}^2/を定義できます。\rho^{2/3}$、そのプロファイルは単純なべき乗則$S\proptor^{\alpha}$によって適切に記述されています。大規模な銀河クラスターの宇宙論的流体力学的再シミュレーションのセットを分析し、シミュレートされた銀河クラスターのさまざまな無衝突コンポーネント（DM、星、および部分構造）によって追跡される疑似エントロピープロファイルを調べます。収束とバリオンの影響を調査するために、4セットのシミュレーションを分析し、さまざまな解像度と物理（N体シミュレーションと完全な流体力学シミュレーション）を探索します。バリオンは、部分構造によって追跡される疑似エントロピープロファイルの内部領域に大きな影響を与えるが、DM粒子によって追跡される疑似エントロピープロファイルは、ほぼ普遍的な振る舞いによって特徴付けられ、低散乱（$\sim6-7\％$）マスプロキシ。観測されたシミュレーションとシミュレートされた擬似エントロピープロファイルを比較し、正規化と勾配の両方で良好な一致を見つけます。ただし、観測された疑似エントロピープロファイルを導出するために使用される方法は、バイアスを導入し、合併の影響を過小評価する可能性があることを示します。最後に、クラスター内光（ICL）と最も明るいクラスター銀河（BCG）に結合している星との動的な区別に関心を集中している星がたどった疑似エントロピーを調査します。これら2つの疑似エントロピープロファイルの組み合わせは十分です。クラスターのビリアル半径のほぼ全体に適用される単一のべき乗則で表されます。
フィッシャー銀河調査委員会（$ \ texttt {FARO} $）
フィッシャー銀河調査レポート（$\texttt{FARO}$）は、銀河測量観測量のフィッシャー行列を計算する新しいパブリックPythonコードです。考慮されるオブザーバブルは、線形マルチトレーサー3D銀河パワースペクトル、弱いレンズの線形収束パワースペクトル、および銀河分布と収束間の相関関係の線形マルチトレーサーパワースペクトルです。このコードにより、トモグラフィーおよびモデルに依存しない分析が可能になり、スケールに依存しない成長の場合、次の関数redshift$A_a（z）\equiv\sigma_{8}（z）\、b_a（z）$、$R（z）\equiv\sigma_{8}（z）\、f（z）$、$L（z）\equiv\Omega_{m}\、\sigma_{8}（z）\、\Sigma（z）$と$E（z）\equivH（z）/H_0$は、スケール$\hat{P}（k）$の関数と一緒に、各赤方偏移とスケールビンの自由パラメーターとしてそれぞれとられます。さらに、必要なパラメータの特定のセットにフィッシャー行列を投影するために、変数を変更するためのモジュールが提供されています。コードは、可能な限り高速でユーザーフレンドリーになるように作成されています。適用例として、DESI、Euclid、J-PAS、LSSTなどの将来の銀河調査の感度を予測し、さまざまな赤方偏移とスケール範囲でのパフォーマンスを比較します。
暗黒物質、暗黒エネルギー、インフレーションをファジィ暗黒流体で統一
スカラーフィールドは、特に暗黒エネルギーとインフレーションの説明を提供するためだけでなく、暗黒物質をエミュレートするためにも、多くの宇宙論モデルに現れます。この論文では、重力への非最小結合の存在、メキシカンハットポテンシャル、およびインフレーション前の自発的対称性の破れを仮定することにより、スカラーフィールドがダークマター、ダークエネルギー、インフレーションを同時に置き換えることが可能であることを示します。インフレーション後、スカラーフィールドは暗黒流体のように動作し、暗黒エネルギーと暗黒物質を模倣し、ファジー暗黒物質と同様の暗黒物質の振る舞いをします。
| Title |
Isocurvature_modes:_joint_analysis_of_the_CMB_power_spectrum_and_bispectrum |
| Authors |
Thomas_Montandon,_Guillaume_Patanchon,_Bartjan_van_Tent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05457 |
等曲率モードの制約を改善するために、パワースペクトルとCMB温度と偏光異方性のバイスペクトルの共同分析を実行します。既存のPlanckデータと将来のLiteBIRDおよびCMB-S4実験の予測を行うために、両方の可能性を組み合わせます。5つの自由パラメーターを持つ一般的な2フィールドインフレーションモデルを想定し、断熱モードと任意に相関する1つの等曲率モード（CDM密度、ニュートリノ密度、ニュートリノ速度など）を導きます。後続の数値分析の指針となるように、（パラメータの検出や修正の）改善が期待できるケースを理論的に評価します。等曲率モードも原始的な非ガウス性も検出しなかったプランクの場合、結合解析は一般的な場合の制約を改善しないことがわかります。ただし、モデルの追加のパラメーターを修正すると、選択したパラメーター値によっては、改善が非常に重要になる可能性があります。LiteBIRD+CMB-S4の場合、プランクの結果と互換性のあるパラメーター空間のどの領域で、共同分析が検出の制約または重要性を改善するかを調査します。CDM等曲率ではこの領域は非常に小さいのに対し、ニュートリノ等曲率モードでははるかに大きいことがわかります。特にニュートリノ速度の場合、プランク許容領域の約半分になる可能性があり、そこでは共同分析により等曲率エラーバーが最大70％減少します。さらに、共同分析は、断熱モードと等曲率モードの間の相関パラメータで縮退を壊すことにより、標準の宇宙論的パラメータのいくつかのエラーバーを、たとえば$\theta_{MC}$で最大30％改善することもできます。
サーベイウィンドウ関数効果を含む物質パワースペクトルの共分散：N体シミュレーションとグリッド上の5次摂動理論
| Title |
The_covariance_of_the_matter_power_spectrum_including_the_survey_window_function_effect:_N-body_simulations_vs._fifth-order_perturbation_theory_on_grid |
| Authors |
Atsushi_Taruya,_Takahiro_Nishimichi,_Donghui_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05504 |
調査ウィンドウ関数の影響を考慮して、物質パワースペクトルの共分散行列の次から次へ（5番目またはNNLO）の次数の計算を示します。標準の摂動理論であるGridSPTのグリッドベースの計算スキームを使用して、非線形密度場の複数の実現を摂動理論で5次まで迅速に生成し、サンプルからパワースペクトルと共分散行列を推定します。最後に、トリスペクトルを明示的に計算せずに、1ループのトリスペクトルに由来する非ガウス共分散を取得しました。GridSPTの計算をN体の結果と比較することにより、NNLOGridSPTの結果は、SPTが非線形物質のパワースペクトルを正確にモデル化する準線形スケールでN体の結果を再現することを示します。調査ウィンドウ関数の効果をGridSPTに組み込むことはかなり簡単で、結果のNNLO共分散行列もN体の結果とよく一致します。
XENON1Tおよび天体物理学データへのアキシオン様粒子のグローバルフィット
| Title |
Global_fits_of_axion-like_particles_to_XENON1T_and_astrophysical_data |
| Authors |
Peter_Athron,_Csaba_Bal\'azs,_Ankit_Beniwal,_J._Eliel_Camargo-Molina,_Andrew_Fowlie,_Tom\'as_E._Gonzalo,_Sebastian_Hoof,_Felix_Kahlhoefer,_David_J._E._Marsh,_Markus_Tobias_Prim,_Pat_Scott,_Wei_Su,_Martin_White,_Lei_Wu,_Yang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05517 |
XENON1T実験で見られた過剰な電子反跳イベントは、太陽で生成された、または天の川の暗黒物質ハローの一部を構成する、アキシオン様粒子（ALP）の潜在的な信号として解釈されています。また、実験ではトリチウムが微量であることの結果としても説明されています。XENON1Tデータと、水平分岐星、赤い巨星、白い矮星を含む複数の天体物理学的プローブの組み合わせから、太陽と暗黒物質のALP仮説の証拠を検討します。ALP崩壊と超新星冷却の影響について簡単に説明します。ソーラーALPの場合、さまざまなデータセットは明らかに緊張状態にありますが、すべての測定は、暗黒物質ALPのサブドミナント部分の場合に同時に対応できます。それにもかかわらず、このソリューションではいくつかのアプリオリに未知のパラメーターを調整する必要があります。たとえば、私たちの事前の選択では、ベイズ分析は背景の仮説よりもXENON1T超過のALP解釈を強く優先しません。
分離した惑星周囲円盤の急速に成長する傾斜不安定性
バイナリシステムの降着円盤は、潮汐ポテンシャルと散逸のコンポーネント間の相互作用から生じる傾斜の不安定性を示す可能性があります。線形分析を使用して、我々は、惑星周囲円盤のアスペクト比と外半径が傾斜成長に好ましい条件を提供することを示します。粒子ベース（{\scファントム}）およびグリッドベース（{\scathena++}）の流体力学的シミュレーションを使用して、不安定性の成長率を定量化します。外側のアスペクト比が$H/r\simeq0.1$のディスクの場合、最初は中程度の傾きが約15〜30のバイナリ軌道の時間スケールで2倍になります。私たちの結果は、その進化が完全に惑星間円盤からの降着によって制御されていない、分離された惑星間円盤が一般に惑星軌道面にずれていることを示唆しています。惑星のスピン進化、および傾斜不安定性とKozai-Lidovダイナミクスの間の考えられる相互作用の影響について説明します。
コメット41P /タトルジャコビニクレサック、45P /ホンダマルコスパジズコバ、46P /ウィルタネン：SOHO / SWANによる21年間の水生産活動
| Title |
Comet_41P/Tuttle-Giacobini-Kresak,_45P/Honda-Mrkos-Pajduskova,_and_46P/Wirtanen:_Water_Production_Activity_over_21_Years_with_SOHO/SWAN |
| Authors |
M.R._Combi,_T._M\"akinen,_J.-L._Bertaux,_E._Qu\'emerais,_S._Ferron_and_R._Coronel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05138 |
2017年、2018年、2019年には、彗星46P/ウィルタネン、45P/ホンダ-マルコス-パジュズコバ、および41P/タトル-ジャコビニ-クレサックのすべてが近日点を通過しました。それらの水素コマは、太陽風と太陽圏観測衛星（SOHO）衛星の太陽風異方性（SWAN）全天水素ライマンアルファカメラによって観測されました：1997年以来、4回目は46P彗星、3回目は45Pと41P彗星。46P彗星/ウィルタネンは、ガス生成率が小さいと信じられているいわゆるハイパーアクティブ彗星の小さなクラスの1つです。この彗星は、ロゼッタミッションの最初のターゲット彗星でした。太陽風異方性（SWAN）全天体水素水素ライマンアルファカメラ（SOLARおよびHeliosphericObserver（SOHO）衛星）は、1997年、2002年、2008年、および2018年の観測期間中に彗星46P/Wirtanenの水素コマを観測しました。22年間で、活動は減少し、太陽中心距離によるその変動は、別の超活動彗星、103P/ハートレー2と非常によく似た方法で著しく変化しました。彗星45P/ホンダ-マルコス-パジュスコヴァは、2001年、2011年の近日点観測中にSWANによって観測されましたこの期間中、活動レベルは非常に類似しており、長期的なフェージングや急激な減少はありません。41P/タトルジャコビニクレサック彗星は、2001年、2006年、2017年の近日点観測でSWANによって観測され、同時期に活動が著しく減少しています。1973年には大規模なバーストが発生し、2001年（2回のバースト）および2006年（1回のバースト）の出現の間も続いた。ただし、SOHO/SWANの観測でカバーされている2001年から2017年の期間に、水生成率は軌道上で対応する時間に比べて10〜30倍に大幅に減少しました。
KMT-2018-BLG-0748Lb：超クールなホストを周回する準土星のマイクロレンズ惑星
| Title |
KMT-2018-BLG-0748Lb:_Sub-Saturn_Microlensing_Planet_Orbiting_an_Ultracool_Host |
| Authors |
Cheongho_Han,_In-Gu_Shin,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Jennifer_C._Yee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05204 |
土星下の惑星が超クールな矮小ホストを周回しているマイクロレンズ惑星システムの発見を発表します。短時間のスケール（$t_{\rmE}\sim4.4$〜days）レンズイベントKMT-2018-BLG-0748を分析して、惑星系を検出します。立ち上がり部分の負の偏差と立ち下がり部分の正の偏差により、光度曲線の中央部分は非対称を示します。偏差は、レンズコンポーネント間の質量比が$q\sim2\times10^{-3}$のバイナリレンズモデルによって説明されることがわかります。小さなイベントタイムスケールと小さなアインシュタイン半径$\theta_{\rmE}\sim0.11$〜masは、惑星ホストの質量が非常に小さいことを示しています。惑星の周波数がホストの質量に依存しないという仮定の下で行われたベイズ分析は、惑星の質量が$M_{\rmp}=0.18^{+0.29}_{-0.10}〜M_{\rmJであることを示しています}$とホストの質量$M_{\rmh}=0.087^{+0.138}_{-0.047}〜M_\odot$は、星型/褐色矮星の境界の近くにありますが、推定されるホスト質量は惑星ホスティング確率に関する仮定に敏感。高解像度の追跡観察は、惑星のホストの性質を明らかにすることにつながります。
TRAPPIST-1システム全体の水輸送：微惑星の役割
| Title |
Water_transport_throughout_the_TRAPPIST-1_system:_the_role_of_planetesimals |
| Authors |
Vladimir_{\DJ}o\v{s}ovi\'c,_Bojan_Novakovi\'c,_Branislav_Vukoti\'c,_Milan_M._\'Cirkovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05366 |
観測データは、原始惑星系円盤の雪のラインの近くに、惑星の帯が予想されることを示唆しています。TRAPPIST-1システムにこのようなベルトがあると仮定して、ベルトからの遊星を介した惑星への水の供給の可能性を調べます。この研究は、仮想の惑星帯の動的進化の数値シミュレーションによって行われます。私たちの結果は、ベルトの内側部分が動的に不安定であり、この領域にある微惑星がすぐに散乱し、それらの多くが惑星の周りの領域に入っていることを示しています。不安定性の原因となる主な動的メカニズムは、最も外側の惑星Trappist-1hとの接近遭遇です。同じ領域にあるTrappist-1hとの低次の平均運動の共振2：3も、オブジェクトの輸送に貢献しています。私たちの名目上のモデルでは、惑星は無視できない量の水を受け取り、現在の地球の水量（EWA）の最小$15$\％が惑星1bに送られ、惑星Trappist-1eとTrappist-1gは$60$\％以上のEWAを受け取りました。惑星への水輸送の推定効率はロバストであるが、各惑星に供給される水の量は、惑星の初期質量と軌道に応じて大幅に異なる可能性があることを発見しました。推定された動的な「半減期」は、インパクターのソース領域が1〜Myr未満で空にされる必要があることを示しています。したがって、得られた結果は、惑星系のシステムを介した輸送が、惑星系の進化の初期段階で発生することが好ましいことを示唆しています。
セミリニア法を使用した地面への衝突回廊の予測
| Title |
Use_of_the_Semilinear_Method_to_predict_the_Impact_Corridor_on_Ground |
| Authors |
L._Dimare,_A._Del_Vigna,_D._Bracali_Cioci,_F._Bernardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05407 |
地球に影響を与える小惑星の地面上の衝突回廊を予測するための半線形アルゴリズムの適応を提案します。提案されたアルゴリズムは、モンテカルロアプローチよりも5桁少ない計算で、地上の固定高度での影響領域を確実に予測できる効率的なツールを提供します。迫り来る可能性が高く、発見時間に非常に近い影響時間を特徴とする差し迫ったインパクターを扱う場合、効率は非常に重要です。2008TC3のケースは注目に値する例ですが、差し迫ったインパクターの最近のケース、2018LAおよび2019MOもあり、この方法が成功裏に使用されています。さらに、その優れた性能により、Apophisの最初の観測バッチで実行されたテストで確認されているように、このツールは、長年のオーダーであっても、より遠い衝撃時間の物体の地上の衝撃領域の分析にも適しています。、発見から25年後に影響の可能性を与える。
オーディン宇宙望遠鏡による木星の成層圏におけるH 2 O蒸気の進化の18年にわたる監視
| Title |
18-year_long_monitoring_of_the_evolution_of_H2O_vapor_in_the_stratosphere_of_Jupiter_with_the_Odin_space_telescope |
| Authors |
B._Benmahi,_T._Cavali\'e,_M._Dobrijevic,_N._Biver,_K._Bermudez-Diaz,_Aa._Sandqvist,_E._Lellouch,_R.Moreno,_T._Fouchet,_V._Hue,_P._Hartogh,_F._Billebaud,_A._Lecacheux,_{\AA}._Hjalmarson,_U._Frisk,_M._Olberg,_andThe_Odin_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05415 |
1994年7月にシューメーカーレビー9彗星が木星に影響を与え、成層圏にいくつかの新種、特に水蒸気（H2O）が残った。光化学モデルを利用して、H2Oを木星成層圏の動的トレーサーとして使用できます。この論文では、H2Oが存在するレベルで垂直渦拡散（Kzz）を抑制することを目指します。Odin宇宙望遠鏡を使用して、2002年から2019年にかけて、およそ20年をカバーする556.936GHzのH2Oディスク平均放射を監視しました。木星の成層圏における垂直渦拡散を抑制するために、1D光化学モデルと放射伝達モデルを組み合わせてデータを分析しました。Odinの観測結果から、H2Oの排出量は2002年から2019年にかけてほぼ線形に約40％減少していることがわかります。、つまり、0.2mbarから5mbarまで。ただし、この変更されたKzzは炭化水素の観測値と互換性がありません。H2OとCO2の最初の大きな存在量が影響範囲で許容される場合でも、H2OからCO2への光化学変換は、追加の損失メカニズムを示唆するH2Oライン放出の漸進的な減少を説明するには不十分であることがわかります。H2Oのオーディン観測から導出したKzzは、圧力範囲〜0.2mbar〜〜5mbarの上限としてのみ表示できます。H2Oと炭化水素の観測から得られた解釈の非互換性は、おそらく1Dモデリングの制限によるものです。SL9の影響以降のH2O存在量の時間的進化におけるオーロラ化学の役割を定量化するには、H2Oの子午線変動を、おそらくオーロラ緯度で評価し、炭化水素と比較する必要があります。SL9種の時間的進化を2Dモデルでモデル化することは、次の自然なステップです。
WASP-33bのデイサイドスペクトルでのFe \、{\ sc i}エミッションの検出
| Title |
Detection_of_Fe\,{\sc_i}_Emission_in_the_Day-side_Spectrum_of_WASP-33b |
| Authors |
Stevanus_K._Nugroho,_Neale_P._Gibson,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Miranda_K._Herman,_Chris_A._Watson,_Hajime_Kawahara,_and_Stephanie_Merrit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05508 |
WASP-33bの高解像度発光スペクトルを、8.2mのすばる望遠鏡の高分散分光器（R\、$\約$\、165,000）を使用して分析します。データは$\lambda$\、$\approx$\、$6170$-$8817$\、\AAを30スペクトル次数で分割してカバーしています。惑星のスペクトルテンプレートと相互相関する前に、トレンド除去アルゴリズム{\scSysRem}を使用してテルルとステララインを削除します。束縛のないH$^{-}$の連続体の不透明度と、一定の豊富なFe\、{\sci}。尤度マッピング分析を使用して、226.0\、$^{+2.1}_の$K_{\mathrm{p}}$にある6.4-$\sigma$でFe\、{\sci}放出シグネチャを検出します{-2.3}$\、km\、s$^{-1}$および$v_{\mathrm{sys}}$of-3.2\、$^{+2.1}_{-1.8}$\、km\、s$^{-1}$-文献で予測されている惑星の速度と一致しています。また、大気中のFe\、{\sci}および以前に検出されたTiOの存在によって引き起こされる可能性が非常に高い、惑星の昼側での熱反転の存在も確認します。これにより、WASP-33bは、超高温木星のエネルギー収支に対する両種の相対的寄与を研究するための主要なターゲットの1つになります。
EBLMプロジェクト。 VII。周惑星のホストEBLM J0608-59 A / TOI-1338 Aのスピン軌道整列
| Title |
The_EBLM_project._VII._Spin-orbit_alignment_for_the_circumbinary_planet_host_EBLM_J0608-59_A/TOI-1338_A |
| Authors |
Vedad_Kunovac_Hod\v{z}i\'c,_Amaury_H.M.J._Triaud,_David_V._Martin,_Daniel_C._Fabrycky,_Heather_M._Cegla,_Andrew_Collier_Cameron,_Samuel_Gill,_Coel_Hellier,_Veselin_B._Kostov,_Pierre_F.L._Maxted,_Jerome_A._Orosz,_Francesco_Pepe,_Don_Pollacco,_Didier_Queloz,_Damien_S\'egransan,_St\'ephane_Udry_and_William_F._Welsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05514 |
12個の短周期のデタッチされたバイナリが、通過する周惑星のホストとして知られています。これまでのすべての周囲システムでは、惑星軌道とバイナリ軌道が数度以内に整列しています。ただし、形成、進化、潮汐の履歴の重要なトレーサーである主星の傾斜は、これまで1つの周縁系でしか測定されていませんでした。EBLMJ0608-59/TOI-1338は、TESSによって識別された最近発見された惑星の周囲にある、低質量の日食システムです。ここでは、主要な日食中に高解像度分光法を実行して、主成分の投影された恒星の傾斜を測定します。傾斜が低く、したがって主星は射影されたスピン軌道角$\beta=2.8\pm17.1$degでバイナリ軌道と惑星軌道に整列しています。$v\sin{i_\star}$の測定から示唆される$18.1\pm1.6$日のローテーション期間は、プライマリがまだバイナリ軌道と疑似同期していないことを示唆していますが、回転年代学および弱い潮汐相互作用と一致していますバイナリコンパニオン。私たちの結果は、バイナリと惑星軌道の既知の共平面性と組み合わされて、単一のディスクからの形成を示唆しています。最後に、かすかな副星のスペクトルが測定に影響を与える可能性があるかどうかを検討しました。シミュレーションにより、この効果はシステムにとって無視できる程度であることが示されていますが、磁束比が高い場合、$v\sin{i_\star}$および$\beta$に強いバイアスが生じる可能性があります。日食分光法の将来の研究では、フラックス比$\gtrsim1$pptの暗い2次の仮定をテストすることをお勧めします。
星形成銀河間のブラックホール成長とホスト銀河コンパクトの関係を明らかにする
| Title |
Revealing_the_relation_between_black-hole_growth_and_host-galaxy_compactness_among_star-forming_galaxies |
| Authors |
Q._Ni,_W._N._Brandt,_G._Yang,_J._Leja,_C.-T._J._Chen,_B._Luo,_J._Matharu,_M._Sun,_F._Vito,_Y._Q._Xue,_and_K._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04987 |
最近の研究では、ブラックホール（BH）の成長と恒星の質量（$M_\bigstar$）または星形成率（SFR）の普遍的な関係が、BH銀河の共進化の過度の単純化であり、その形態学的および構造的特性がホスト銀河も考慮する必要があります。特に、BHの成長とホスト銀河のコンパクトさの間の可能な関係が、星形成（SF）銀河の中で特定されました。COSMOSフィールドの$z$$<$1.2で$I_{\rm814W}〜<〜24$の$\約6300$の巨大銀河を利用して、系統的偏相関分析を実行して、サンプル平均BH降着率を調査します（$\rm\overline{BHAR}$）は、形態と$M_\bigstar$（またはSFR）を制御する場合、SF銀河間のホスト銀河のコンパクトさに依存します。1kpc以内の投影された中央表面質量密度$\Sigma_{1}$は、私たちの研究ではホスト銀河のコンパクトさを表すために利用されています。$\rm\overline{BHAR}$-$\Sigma_{1}$の関係は、$\rm\overline{BHAR}$-$M_\bigstar$または$\rm\overline{BHARよりも強いことがわかります}SF銀河間の}$-SFR関係、およびこの$\rm\overline{BHAR}$-$\Sigma_{1}$関係は、バルジが優勢な銀河とバルジが優勢でない銀河の両方に適用されます。SF銀河間のこの$\rm\overline{BHAR}$-$\Sigma_{1}$関係は、BH成長とkpcスケールでのホスト銀河の中心ガス密度の間のリンクを示唆しています。これは、BHの近くと銀河の中心の$\sim$kpcのガス。この$\rm\overline{BHAR}$-$\Sigma_{1}$の関係は、BH成長と特定のガス含有量でのホスト銀河の中心速度分散の間の関係として解釈することもでき、ホストの役割を示します-銀河は、BHの摂食において十分にポテンシャルがあります。
z> 10の宇宙：UniverseMachine DR1からのJWSTの予測
| Title |
The_Universe_at_z>10:_Predictions_for_JWST_from_the_UniverseMachine_DR1 |
| Authors |
Peter_Behroozi,_Charlie_Conroy,_Risa_H._Wechsler,_Andrew_Hearin,_Christina_C._Williams,_Benjamin_P._Moster,_L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville,_Stefan_Gottl\"ober,_Gustavo_Yepes,_Ryan_Endsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04988 |
JamesWebbSpaceTelescope（JWST）は、現在アクセスできない$z>10$の銀河を観測することが期待されています。ここでは、自己矛盾のない経験的モデルであるUniverseMachineを使用して、赤方偏移の範囲$z=0-15$にわたって模擬銀河カタログとライトコーンを生成します。これらのデータには、現実的な銀河のプロパティ（恒星の質量、星形成率、UV光度）、銀河とハローの関係、銀河と銀河のクラスタリングが含まれます。$z<10$での観測の不確実性にまたがるさまざまなモデルパラメーターの模擬観測値も提供されます。サイクル1のJWST調査では、$M_*>10^7M_\odot$または$M_{1500}<-17$から少なくとも$z\sim13.5$までの銀河が検出される可能性が非常に高いと予測しています。$z>12$での数密度の不確実性は劇的に拡大するため、$z>12$銀河を検出する取り組みは、銀河形成モデルに最も価値のある制約を提供します。赤方偏移が増加すると、特定の質量/光度しきい値での恒星の質量/光度関数のかすかな端の勾配が急になります。これは、観測可能な銀河が、高い赤方偏移でハロー質量関数の指数関数的に低下するレジームでハローによってホストされているためです。したがって、これらのかすかな端の勾配は、現在の観測可能な限界（$M_\ast<10^7M_\odot$または$M_\mathrm{1500}>-17$）よりも浅くなることが確実に予測されています。再イオン化モデルの場合、$M_{1500}=-17$から$M_{1500}=-12$まで一定のかすかなエンドスロープで光度関数を外挿すると、UV光度と宇宙星形成の合計に最も妥当な上限が得られます最大$z\sim12$です。他の3つの経験的モデルと1つの半分析モデルと比較して、私たちのアプローチから予測されるオブザーバブルの範囲が他の手法による予測を含むことを示します。一般的なフィールドの公開カタログとライトコーンは、オンラインで入手できます。
GASP XXX。局所宇宙における銀河のストリッピングにおける空間的に分解されたSFR-質量関係
| Title |
GASP_XXX._The_spatially_resolved_SFR-Mass_relation_in_stripping_galaxies_in_the_local_universe |
| Authors |
B._Vulcani_(INAF-OaPD),_B._M._Poggianti,_S._Tonnesen,_S._L._McGee,_A._Moretti,_J._Fritz,_M._Gullieuszik,_Y._L._Jaffe,_A._Franchetto,_N._Tomicic,_M._Mingozzi,_D._Bettoni,_A._Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04996 |
空間的に解決された星形成率-質量（Sigma_SFR-Sigma_M）関係の研究は、銀河が異なる空間スケールでどのように集合するかについて重要な洞察を与えます。ここでは、銀河のGAストリッピング現象（GASP）サンプルから引き出されたラム圧力ストリッピングを受けている40個のローカルクラスター銀河のSigma_SFR-Sigma_Mの分析を示します。それらの統合された特性を考慮すると、これらの銀河は、同様の恒星質量の乱されていない銀河に対してSFRの強化を示しています。空間的に分解されたデータを利用して、過剰の原因と場所を調査します。〜1kpcスケールでも、ストリッピング銀河は、乱されていない対応物と比較して、任意のSigma_MでSigma_SFR（Sigma_M=108^M_sun/kpc^2で〜0.35dex）の体系的な強化を示します。過剰は、ストリッピングの程度と尾の星形成の量に依存せず、ディスク内のすべてのガラクトセントリック距離で見ることができます。これは、星形成がラム圧力からの圧縮波によって引き起こされる可能性が高いことを示唆しています。そのような過剰は、それほど巨大でない銀河では大きく、質量の増加とともに減少します。ストリッピング銀河は恒星円盤を越えたイオン化ガスによって特徴付けられるので、銀河の尾で見つかった411スター形成の塊の特性も調査します。与えられた恒星の質量密度では、これらの塊は系統的に星よりも高い割合で星を形成していますが、最後の数10^8年前に形成された質量を考慮すると、これらのタイムスケールではローカルモードであることを示唆しているため、差異は一致しています星の形成は尾と円盤で似ています。
銀河群における拡散X線光度と中心AGNの電波強度の関係
| Title |
The_relation_between_the_diffuse_X-ray_luminosity_and_the_radio_power_of_the_central_AGN_in_galaxy_groups |
| Authors |
T._Pasini,_M._Br\=uggen,_F._de_Gasperin,_L._B\^irzan,_E._O'Sullivan,_A._Finoguenov,_M._Jarvis,_M._Gitti,_F._Brighenti,_I.H._Whittam,_J.D._Collier,_I._Heywood_and_G._Gozaliasl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04999 |
AGNフィードバックが銀河団でどのように動作するかについての私たちの理解は、多波長観測と流体力学シミュレーションにおける多大な努力のおかげで、近年改善されました。ただし、重力ポテンシャルが浅い銀河グループでフィードバックがどのように機能するかは、あまり明確ではありません。この作業では、非常に深いVLAとMIGHTEE調査からの新しいMeerKAT観測を使用して、COSMOSフィールドで検出された247個のX線選択銀河グループのサンプルをまとめました。グループ内媒体のX線放射と中心電波銀河の1.4GHz電波放射の関係を調べました。比較のために、ROSATおよびNVSSデータを使用して、142個の銀河クラスターのコントロールサンプルも作成しました。クラスターとグループは、X線と電波放射の間に同じ相関関係があることがわかります。グループの中心でホストされている大きな電波銀河と結合しているクラスターは、分布のばらつきを増やします。統計テストとモンテカルロシミュレーションを使用して、相関関係がバイアスや選択効果によって支配されていないことを示します。また、周囲のガス密度が低いか、降着モードがより効率的であるため、銀河グループはクラスターよりも大きな電波銀河をホストする可能性が高いこともわかりました。これらのグループでは、ICMの放射冷却は、AGN加熱によって抑制されにくい可能性があります。銀河団で動作するフィードバックプロセスもグループで効果的であると結論します。
確認済みおよび候補の天の川矮小銀河の改訂された新しい適切な動き
銀河系衛星の系統的な適切な動きの新しい導出が提示され、ガイアデータリリース2を使用して、59の確認済みまたは候補の矮小銀河衛星に適用されます。これは、マゼラン星を除いて、2020年5月現在のすべての既知の銀河系矮小銀河（および候補）を構成します。雲、主要なカニス、ハイドラ1の恒星の高密度、および潮汐で破壊されたブーツIIIと射手座の矮小銀河。Indus1、Pictoris1、DESJ0225+0304、Cetus2、Pictor2、およびLeoTのシステマティックな適切なモーションを初めて導出しましたが、後者の3つは、残りの3つよりも質の悪い測光に依存していることに注意してくださいサンプル。Bootes4、Cetus3、Indus2、Pegasus3、またはVirgo1の信号を解決することはできません。この方法は、Pace＆Li（2019）の最尤法に触発され、空間、色の大きさ、および適切なソースのモーション分布。系統的な固有運動は、確認された半径方向速度メンバーを特定する必要なく導出されますが、これらの星の固有運動は、利用可能な場合、モデルの事前解析を通じて分析に組み込まれます。体系的な適切な動きに関連する不確実性は、平均して既存の文献値より$\sim1.4$小さく、測定の20\％で測定誤差が約2倍以上小さい。衛星の暗黙のメンバーシップ分布の分析は、汚染率が20分の1未満のメンバーの星を正確に特定することを示唆しています。
おとめ座への銀河の新しいグループの降着について：I. 9つの落下dEの内部運動学
| Title |
On_the_accretion_of_a_new_group_of_galaxies_onto_Virgo:_I._Internal_kinematics_of_nine_in-falling_dEs |
| Authors |
Bahar_Bidaran,_Anna_Pasquali,_Thorsten_Lisker,_Lodovico_Coccato,_Jesus_Falc\'on-Barroso,_Glenn_van_de_Ven,_Reynier_Peletier,_Eric_Emsellem,_Eva_K._Grebel,_Francesco_La_Barbera,_Joachim_Janz,_Agnieszka_Sybilska,_Rukmani_Vijayaraghavan,_John_Gallagher_III,_Dimitri_A._Gadotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05021 |
銀河環境は、晩期型の星形成銀河を静止スフェロイドに変換する上で重要な役割を果たすことが示されています。この変換は、密集した銀河グループとクラスター内の低質量銀河（M<$10^{10}$\（M_\odot\））の場合、より深刻になると予想されます。前処理として）とその現在の環境。この研究で初めて、約2〜3ギリ前の乙女座銀河団に束縛された可能性が高いグループとして追加された9つの初期型矮小銀河（dE）のサンプルを調査します。この特別な条件を考慮すると、これらの9つのdEは、おとめ座銀河団の影響と現在のプロパティに対する以前のホストハローの影響を区別するためのテストベッドを提供します。具体的には、VLT/MUSE積分フィールドユニットスペクトルを使用して、運動学と特定の角運動量（$\lambda_{R}$）プロファイルを導出します。サンプルdEの$\lambda_{R}$プロファイルの広がりを観察すると、それらの半分の$\lambda_{R}$プロファイルが低質量のフィールド銀河のプロファイルと同じくらい高いことがわかります。残りのdEは$\lambda_{R}$プロファイルを示し、VirgodEのプロファイルと同じくらい低く、より長い時間前に追加された可能性があります。さらに、おとめ座で進行中のガスストリッピングを示唆するガス速度オフセットで1dEの星雲放出を検出します。サンプルの低$\lambda_{R}$dEは、おとめ座に落ちる前に、以前のホストハローによって処理され、高$\lambda_{R}$dEはラム圧を経験している可能性があることをお勧めしますおとめ座でストリッピング。
CMZoom：調査の概要と最初のデータリリース
| Title |
CMZoom:_Survey_Overview_and_First_Data_Release |
| Authors |
Cara_Battersby,_Eric_Keto,_Daniel_Walker,_Ashley_Barnes,_Daniel_Callanan,_Adam_Ginsburg,_H_Perry_Hatchfield,_Jonathan_Henshaw,_Jens_Kauffmann,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Steven_N._Longmore,_Xing_Lu,_Elisabeth_A._C._Mills,_Thushara_Pillai,_Qizhou_Zhang,_John_Bally,_Natalie_Butterfield,_Yanett_A._Contreras,_Luis_C._Ho,_Jurgen_Ott,_Nimesh_Patel,_and_Volker_Tolls |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05023 |
CMZoom調査とその最初のデータリリースの概要を示します。CMZoomは、高質量星の前駆体に敏感な波長での中央分子ゾーン（CMZ、天の川の内側500pc）の最初のブラインド高解像度調査です。CMZoomは、サブミリメータアレイ（SMA）上の500時間の大規模プログラムで、分子水素カラム密度10^23cm^-2以上のCMZ内のすべてのガスとダストを1.3mmの解像度でマッピングします。（0.1pc）。このペーパーでは、1.3mmのダストの連続体とそのデータリリースに焦点を当てますが、次の出版物でリリースされるCMZoomスペクトル線データについても説明します。CMZoomは、豊富で複雑な下部構造を持つ多くの領域を検出しましたが、主な結果は、0.1〜2pcスケールのコンパクトな部分構造の全体的な赤字です（コンパクトな高密度ガス分率：CDGF）。銀河円盤の雲と比較すると、CMZのCDGFは、平均カラム密度がはるかに高いにもかかわらず、かなり低くなっています。CDGFが高いCMZ雲は、活発な星形成のよく知られた場所です。CMZ内のほとんどのガスがコンパクトな下部構造を形成できないことが、CMZでの星形成の不足の原因である可能性が高く、その高密度を考慮すると驚くべきことです。fまたは、低CDGFはまだ理解されていませんが、CMZの極端な環境が原因である可能性が高く、宇宙全体の星形成プロセスを理解するための広範な影響があります。
減衰したLyman-$ \ alpha $吸収体と銀河の水素原子：GAEAモデルのビュー
| Title |
Damped_Lyman-$\alpha$_absorbers_and_atomic_hydrogen_in_galaxies:_the_view_of_the_GAEA_model |
| Authors |
Serafina_Di_Gioia,_Stefano_Cristiani,_Gabriella_De_Lucia,_Lizhi_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05040 |
GAEAの半分析モデルを使用して、減衰したLyman-$\alpha$システム（DLA）と銀河のHIの間の接続を分析します。私たちの最先端の半解析モデルは、局所的な銀河のHI質量関数を再現するように調整されており、銀河の質量-ガスの金属性の関係など、他の重要な銀河の特性も再現します。シミュレートされたDLAのカタログを作成するために、複合シミュレーションボリュームに$10^5$のランダムな視線を投げます：log$（\frac{M_{200}}{M_{\odot}}）\geq11.5$を含む暗黒物質ハローミレニアムシミュレーションから抽出、$9.2\leq\log（\frac{M_{200}}{M_{\odot}}）<11.5$の場合、MillenniumIIを使用し、$8\leq\log（\frac{M_{200}}{M_{\odot}}）<9.2$ハロー職業分布モデル。観測データがより正確な$2<z<3$の場合、基準モデルは列密度分布関数の正しい形状を予測しますが、その正規化は観測値を下回り、赤方偏移が大きくなると差異が大きくなります。$2M-2R$モデルに「事後」を実装すると、観測値との一致が大幅に改善され、モデル銀河のHI質量とディスク半径の両方が2倍に増加します。関心のある赤方偏移の範囲では、$M_{200}\geq{10}^{11}M_{\odot}$を持つハローが$\Omega_{\rmDLA}$への主要な寄与と、典型的なDLAホストハローを与えます質量は$\sim{10}^{11}M_{\odot}$です。シミュレートされたDLA金属量分布は観測値と比較的よく一致していますが、このモデルでは、低金属量で過剰なDLAが予測されます。私たちの結果は、低質量のハローでのフィルタリング質量と金属放出の採用されたモデリングの可能な改善を示唆しています。
ハローの球状星団ペアに関連する低質量恒星-デブリストリーム
| Title |
A_Low-Mass_Stellar-Debris_Stream_Associated_with_a_Globular_Cluster_Pair_in_the_Halo |
| Authors |
Zhen_Yuan_(SHAO),_Jiang_Chang_(NAOC/PMO),_Timothy_C._Beers_(UND/JINA-CEE),_Yang_Huang_(YNU-SWIFAR) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05132 |
天の川の球状星団（GC）と恒星の下部構造の間には物理的な関係があると予想されますが、まだすべてが発見されているわけではありません。このような部分構造を、$Gaia$DR2からの天文学情報と相互に一致するSDSS青い水平分岐とSDSS+LAMOSTRRLyrae星のハローサンプルの組み合わせから検索します。これは古い星のサンプルであり、構造の優れたトレーサーでもあり、外側の恒星ハローで古代の遺物を探すのに理想的です。ニューラルネットワークベースの方法であるStarGOをサンプルの4D動的空間全体に適用することで、射手座ストリームを再発見し、$Gaia$-Enceladus-Sausage（GES）の破片と外部ハローのセコイアイベントを見つけます、およびいくつかのGCとのリンク。最も重要なのは、LMS-1をダブリングするGCのペア（NGC5024およびNGC5053）に関連付けられた新しい低質量のデブリストリームを見つけることです。このストリームは非常に極軌道を持ち、銀河中心から10〜20kpcの領域を占めています。関連するGCペアの中でより大きなNGC5024（M53）は、N体シミュレーションの結果に基づいて、現在破壊されている矮小銀河前駆体の核星団である可能性が非常に高いです。
Sloan Digital Sky Survey Reverberation Mapping Project：Photometric g
and i Light Curves
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Reverberation_Mapping_Project:_Photometric_g_and_i_Light_Curves |
| Authors |
K._Kinemuchi,_Patrick_B._Hall,_Ian_McGreer,_C._S._Kochanek,_Catherine_J._Grier,_Jonathan_Trump,_Yue_Shen,_W._N._Brandt,_W._M._Wood-Vasey,_Xiaohui_Fan,_Bradley_M._Peterson,_Donald_P._Schneider,_Juan_V._Hernandez_Santisteban,_Keith_Horne,_Yuguang_Chen,_Sarah_Eftekharzadeh,_Yucheng_Guo,_Siyao_Jia,_Feng_Li,_Zefeng_Li,_Jundan_Nie,_Kara_A._Ponder,_Jesse_Rogerson,_Tianmen_Zhang,_Hu_Zou,_Linhua_Jiang,_Luis_C._Ho,_Jean-Paul_Kneib,_Patrick_Petitjean,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Christopher_Yeche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05160 |
SloanDigitalSkySurveyReverberationMapping（SDSS-RM）プログラムは、分光および測光の両方で849個の活動銀河核（AGN）を監視します。この作業で使用される測光観測は4年間にわたり、これらのオブジェクトの変動性研究の優れたベースラインを提供します。StewardObservatoryのBok望遠鏡とMegaCamを搭載したCFHT望遠鏡によって取得された、2014年から2017年までの測光曲線を示します。各望遠鏡からのデータの取得と処理の詳細、光度曲線の生成に使用される差分画像測光、および各AGNの変動性を定量化するための変動性インデックスの計算について説明します。Welch-StetsonJ-indexは、AGN変動の有用な特性を提供し、さらに調査するためにAGNを選択するために使用できることがわかります。
シンプルで現実的な銀河モデルにおけるリンデン・ベルのバー形成メカニズム
| Title |
The_Lynden-Bell_bar_formation_mechanism_in_simple_and_realistic_galactic_models |
| Authors |
E._V._Polyachenko_and_I._G._Shukhman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05187 |
正規のハミルトンジャコビアプローチを使用して、楕円形のポテンシャル歪みの長軸または短軸に平行な軌道トラッピングのアイデアに基づいたバー形成のリンデンベル（1979）の概念を研究します。この概念は単一のパラメーター、つまり角運動量に対する歳差運動速度の導関数の記号を考慮し、トラップされた軌道の方向を決定しました。背景ディスクと摂動を特徴付ける2つのパラメーターを含む摂動ハミルトニアンを導出しました。これは、以前に知られているのと同じくらい重要です。これにより、この古い理論を線形摂動理論のマトリックスアプローチ、弱いバーの理論にリンクし、N体シミュレーションで観察される非線形経年変化のいくつかの機能を説明できます。
超微細グループ比（HFGR）：アンモニア反転ラインから速度論的温度を導出するためのレシピ
| Title |
Hyperfine_Group_Ratio_(HFGR):_A_Recipe_for_Deriving_Kinetic_Temperature_from_Ammonia_Inversion_Lines |
| Authors |
Shen_Wang,_Zhiyuan_Ren,_Di_Li,_Jens_Kauffmann,_Qizhou_Zhang_and_Hui_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05229 |
アンモニアは古典的な星間温度計です。回転温度と運動温度の推定は、ブレンドされたHyperfineComponents（HFC）の影響を受ける可能性があります。グループ化されたHFC間の強度比、つまり直接観測量のみを利用するHyperFineGroupRatio（HFGR）と呼ばれる新しいレシピを開発しました。モデルスペクトルでテストしたように、HFGRの実験式は、HFCグループの比率から回転温度（$T_{\rmrot}$）を明確に導き出すことができます。実際のデータとシミュレーションされたスペクトルの両方に基づいて、HFGRを2つの従来の方法である超微細フィッティングとライン強度比と比較しました。HFGRには3つの大きな改善点があります。まず、HFGRはHFCのモデリングやラインプロファイルのフィッティングを必要としないため、HFCブレンドの影響に対してより堅牢です。第2に、シミュレーションを有効にした経験式は、パラメーター空間にスペクトルを当てはめるよりもはるかに高速であるため、コンピューター時間と人間時間の両方を大幅に節約できます。第3に、信号対雑音比（SNR）の関数としての温度$\DeltaT_{\rmrot}$の統計的不確実性も提供されます。HFGRは、温度（10〜70K）、線幅（0.3〜4\kms）、および光学的深度（0から5）。ノイズの多いスペクトルに適用すると、HFGRはSNR$>4$のときに$\DeltaT_{\rmrot}\leq1.0$K（1$\sigma$）の不確実性を維持できます。
LAMOST中解像度銀河星雲スペクトル調査（LAMOST MRS-N）：科学的目標と調査計画の概要
| Title |
LAMOST_Medium-Resolution_Spectral_Survey_of_Galactic_Nebula_(LAMOST_MRS-N):_An_overview_of_Scientific_goals_and_Survey_plan |
| Authors |
Chao-Jian_Wu,_Hong_Wu,_Wei_Zhang,_Juan-Juan_Ren,_Jian-Jun_Chen,_Chih-Hao_Hsia,_Yu-Zhong_Wu,_Hui_Zhu,_Bin_Li,_Yong-Hui_Hou,_Jun-Lin_Wang,_Shuo-Ran_Yu_and_LAMOST_MRS_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05240 |
2018年9月以降、LAMOSTは中解像度（R$\sim7500$）スペクトル調査（MRS）を開始しました。\hii\領域、HHオブジェクト、超新星残骸、惑星状星雲、MRSを備えた特殊な星（LAMOSTMRS-N）を含む銀河星雲のスペクトル調査を提案しました。LAMOSTMRS-Nは、$40^\circ<l<215^\circ$および$-5^\circ<b<5^\circ$の範囲内で、北銀河面の約1700平方度をカバーしています。今回の5年間の調査では、約50万個の星雲スペクトルを観測する予定です。試運転観測によると、星雲スペクトルは1kms$^{-1}$未満の不確実性で正確な放射速度を提供できます。これらの高精度スペクトルデータは、星の形成と進化を理解する上で非常に重要です。
ガイアDR2カタログのTタウリ型星からのグールドベルトスケールの高さの推定
グールドベルトに密接に関連する、半径500pcの太陽近傍にある若いTタウリ型星の大きなサンプルの空間的および運動学的特性を分析します。指数密度分布の次のパラメーターが決定されました：平均$（z_G）_\odot=-25\pm5$pcおよびスケールの高さ$h_G=56\pm6$pc。グールドベルトの対称面に対して高い位置にある背景の星をサンプルから除外する方法を提案します。星系全体の膨張効果$K_G=6\pm1$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$は、主に蠍座-ケンタウロス協会のダイナミクスによって決定されることを発見しました。グールドベルトの残留固有回転の角速度が$\Omega_G=6.9\pm0.2$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$に達し、この回転が反対であることを示します銀河の回転に。
SPIDERS：X線銀河団の追跡調査の概要と最終的な分光データのリリース
| Title |
SPIDERS:_overview_of_the_X-ray_galaxy_cluster_follow-up_and_the_final_spectroscopic_data_release |
| Authors |
N._Clerc,_C._C._Kirkpatrick,_A._Finoguenov,_R._Capasso,_J._Comparat,_S._Damsted,_K._Furnell,_A._E._Kukkola,_J._Ider_Chitham,_A._Merloni,_M._Salvato,_A._Gueguen,_T._Dwelly,_C._Collins,_A._Saro,_G._Erfanianfar,_D._P._Schneider,_J._Brownstein,_G._A._Mamon,_N._Padilla,_E._Jullo,_D._Bizyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05484 |
SPIDERS（eROSITAソースのSPectroscopicIDentification）は、SloanDigitalSkySurvey-IV（SDSS-IV）の一部として、X線で選択された銀河団の大規模な分光プログラムです。SDSSデータリリース16（DR16）のコンテキストで最終的なデータセットを説明します。調査の全体的な特性、最終的なターゲティング戦略、達成された完全性とスペクトル品質、宇宙論アプリケーションの銀河クラスターサンプルとしての使用に特に重点を置きます。SPIDERSは現在、4,000個の測光赤シーケンス内で選択された銀河の約27,000個の新しい光学スペクトルで構成されており、それぞれがX線源に関連付けられています。優れたスペクトログラフ効率と堅牢な分析パイプラインは、20％s$^{-1}$（$z=0.2$）の中央速度精度で98％を超える分光赤方偏移測定成功率をもたらします。DR16分光法で確認された2,740個のX線銀河クラスターのカタログを使用して、観測可能な宇宙の$z\sim0.6$までの銀河クラスター分布の3次元マップを明らかにします。銀河クラスター位相空間の異なる領域間のメンバー銀河スペクトルの均一性を強調表示します。正確な分光赤方偏移とサンプル選択効果のモデルを利用して、銀河団のX線光度関数を計算し、$z=0.6$までの進化の欠如を示します。最後に、次世代の全天X線源カタログのフォローアップに特化した、今後の大規模な多重分光プログラムの見通しについて説明します。
惑星状星雲の温度決定に対する強い再結合の影響
| Title |
The_impact_of_strong_recombination_on_temperature_determination_in_planetary_nebulae |
| Authors |
V._Gomez-Llanos,_C._Morisset,_J._Garcia-Rojas,_D._Jones,_R._Wesson,_R._L._M._Corradi_and_H._M.J._Boffin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05488 |
光再結合線と衝突励起線から決定された化学的存在量の長期にわたる違いは、原子物理学の理解、および天体物理学的星雲の物理的条件と化学的存在量を決定する際の仮定について疑問を投げかけます。ここでは、[OIII]4363の組換えの寄与と、ライン比[OIII]4363/4959の、豊富な不一致のある惑星状星雲の温度診断としての妥当性を研究します。電子温度が200〜30,000Kの場合、[OIII]4363の再結合係数の当てはめを導出します。これは、放射および二電子再結合を考慮したものです。惑星状星雲アベル46の[OIII]4363の再結合寄与を推定します。観測された全フラックスから衝突の寄与を差し引くことにより、NGC6778。[OIII]4363で推定された再結合寄与の空間分布は、OII4649再結合線のそれに従っており、どちらも特にはるかに豊富なAbell46の場合、星雲の中央領域でピークになっていることがわかります。矛盾。推定される組換えの寄与は、Abell46とNGC6778で、[OIII]4363の観測された総フラックスのそれぞれ最大70％と40％に達します。
Lyman Continuumがz = 1.3で低質量のスターバーストからフラクションをエスケープする
| Title |
Lyman_Continuum_Escape_Fraction_from_Low-mass_Starbursts_at_z=1.3 |
| Authors |
Anahita_Alavi_(1),_James_Colbert_(1),_Harry_I._Teplitz_(1),_Brian_Siana_(2),_Claudia_Scarlata_(3),_Michael_Rutkowski_(4),_Vihang_Mehta_(3),_Alaina_Henry_(5),_Y._Sophia_Dai_(6),_Francesco_Haardt_(7),_Micaela_Bagley_(8)_((1)_IPAC,_California_Institute_of_Technology,_(2)_University_of_California_Riverside,_(3)_University_of_Minnesota,_(4)_Minnesota_State_University,_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_(6)_Chinese_Academy_of_Sciences_South_America_Center_for_Astronomy_(CASSACA)/National_Astronoical_Observatories_of_China_(NAOC),_(7)_DiSAT,_Universi\'a_degli_Studi_dell'Insubria,_(8)_The_University_of_Texas_at_Austin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05519 |
LymanContinuum（LyC）エスケープ分数にz〜1.3の新しい制約を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の高度な調査用カメラ（ACS）ソーラーブラインドチャンネル（SBC）を使用して、深みのある高感度の遠紫外線イメージングを実現します。銀河は3D-HST調査から選択され、HW\alpha$に相当する幅（EW）が高く、EW>190\AA、低恒星質量（M*<10^10M_sun）、Uバンドの大きさがU<24.2。これらの基準は、宇宙を再イオン化したと考えられている原始的な星形成銀河に類似した、若い金属性の低いスターバースト集団を識別します。遠紫外線画像では、個々の銀河やスタックでLyC信号（S/N>3）は検出されません。個々の銀河の相対的なエスケープ比率に$3\sigma$制限をf_{esc、rel}<[0.10-0.22]とし、積み重ねた$3\sigma$制限をf_{esc、rel}<0.07にします。文献から確認されたLyCエミッターと比較すると、サンプルの銀河は、恒星の質量、ダストの減衰、星形成率（SFR）など、さまざまな銀河の特性の類似した範囲に広がっています。特に、H$\alpha$と[OIII]EWの分布を、この研究で確認されたLyCエミッターと銀河を含む非検出の比較します。最後に、H$\alpha$EWの分布に見られる二分法がLyCエミッターと非検出を区別できるかどうかについて説明します。
コンパクトなバイナリマージャーGW190814の光学および近赤外線対応の検索
| Title |
A_search_for_optical_and_near-infrared_counterparts_of_the_compact_binary_merger_GW190814 |
| Authors |
A._L._Thakur,_S._Dichiara,_E._Troja,_E._A._Chase,_R._Sanchez-Ramirez,_L._Piro,_C._L._Fryer,_N._R._Butler,_A._M._Watson,_R._T._Wollaeger,_E._Ambrosi,_J._Becerra_Gonz\'alez,_R._L._Becerra,_G._Bruni,_B._S._Cenko,_G._Cusumano,_Antonino_D'A\`i,_J._Durbak,_C._J._Fontes,_P._Gatkine,_A._L._Hungerford,_O._Korobkin,_A._S._Kutyrev,_W._H._Lee,_S._Lotti,_G._Minervini,_G._Novara,_V._La_Parola,_M._Pereyra,_R._Ricci,_A._Tiengo,_S._Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04998 |
2019年8月14日にAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器によって検出されたコンパクトバイナリマージャーGW190814の観測キャンペーンについて報告します。この信号は、観測された重力波（GW）源の位置が最もよく、90％の確率でエリアにあります18.5deg$^2$で、推定距離は約240Mpcです。デカ度の光学過渡イメージャ（DDOTI）を使用して、確率領域の88％から$w$=19.9ABの限界マグニチュードまで広視野観測を行いました。高確率領域内の近隣の銀河は、ローウェルディスカバリー望遠鏡（LDT）でターゲットにされましたが、有望な候補は、再イオン化および過渡赤外（RATIR）を使用したマルチカラー測光と、グランテレスコピオデカナリアス（GTC）での分光によって特徴付けられました。私たちは、コミュニティによって取得された上限と併せて、光学および近赤外線の制限を使用して、合併に関連する可能性のある電磁対応を制限します。ジェットの軸に沿って見られるガンマ線バーストは多波長データセットによって不快にされますが、より大きな視野角で見られるバーストの存在は十分に制約されていません。私たちの観測はAT2017gfoのようなキロノバに敏感ではありませんが、関連する可能性のあるキロノバの高質量（>0.1M$_{\odot}$）高速移動（平均速度>=0.3c）風エジェクタを除外できますこの合併で。
最先端の3次元数値モデルによって通知されるコア崩壊超新星ニュートリノ放出と検出
| Title |
Core-collapse_supernova_neutrino_emission_and_detection_informed_by_state-of-the-art_three-dimensional_numerical_models |
| Authors |
Hiroki_Nagakura,_Adam_Burrows,_David_Vartanyan,_David_Radice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05000 |
爆発モデルと非爆発モデルの両方を含む最近の3次元コア崩壊超新星（CCSN）シミュレーションに基づいて、代表的な地上ニュートリノ観測所、スーパーカミオカンデ（ハイパーカミオカンデ）、砂丘、JUNO、およびアイスキューブ。1Dと3D間のニュートリノ信号の差の物理的な起源は、主に原始中性子星（PNS）対流であることがわかります。ニュートリノ信号の時間的および角度的変動を研究し、非爆発モデルで出現したときのスパイラルスタンディング降着衝撃不安定性（スパイラルSASI）によって駆動される時間変動の検出可能性について議論します。さらに、イベントレート（$\gtrsim50\％$）に大きな角度非対称性が存在する可能性があるが、時間積分された信号は比較的穏やかな非対称性（$\lesssim20\％$）を持つと判断します。両方の機能は、レプトン数放出自立非対称性（LESA）とスパイラルSASIに関連付けられています。さらに、私たちの分析は、全ニュートリノエネルギー（TONE）と各検出器でのニュートリノイベントの累積数の間に興味深い相関関係があることを示唆しています。この相関関係は、実際の観測のデータ分析を容易にします。複数の検出器からのデータに新しいスペクトル再構成手法を適用することにより、ニュートリノのすべてのフレーバーのニュートリノエネルギースペクトルの取得を示します。CCSNまでの距離が$\lesssim6$kpcの場合、この新しい方法は$\sim$20\％の誤差内でTONEを推定できることがわかります。
マルチ周波数モニタリングキャンペーン中のマグネターSGR 1935 + 2154からの2つの明るいFRBのような無線バーストの検出
| Title |
Detection_of_two_bright_FRB-like_radio_bursts_from_magnetar_SGR_1935+2154_during_a_multi-frequency_monitoring_campaign |
| Authors |
F._Kirsten_(Chalmers),_M._Snelders_(University_of_Amsterdam),_M._Jenkins_(University_of_Amsterdam),_K._Nimmo_(University_of_Amsterdam,_ASTRON),_J._van_den_Eijnden_(University_of_Amsterdam),_J._Hessels_(University_of_Amsterdam,_ASTRON),_M._Gawronski_(NCU,_Torun),_J._Yang_(Chalmers) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05101 |
銀河マグネターSGR1935+2154からの非常に明るい（フルエンス〜MJyミリ秒）無線バーストの最近のCHIME/FRBおよびSTARE2検出は、（いくつかの）高速無線バースト（FRB）が宇宙論的距離でマグネターによって放出されるという仮説をサポートします。SGR1935+2154からより多くのバーストを検出することを目的として、327MHzから8.6GHzの範囲にわたる相補的な無線周波数で同時に観測する（最大）4つの小型電波望遠鏡を使用して、光源の監視観測を行いました。ほぼ毎日のほぼ4週間の監視（ソースでは265時間）で、時間的にわずか1.4秒で分離された、つまりこの中性子星の3.25秒の回転周期の43％で分離された2つの明るい無線バーストを検出しました。バーストのフルエンスはそれぞれ112+/-22Jymsおよび24+/-5Jymsであり、1.32GHzで313+/-31usの散乱時間スケールを測定します。時間内のバーストの近接性を考慮して、仮定されたワイブル分布の形状パラメーターkとレートパラメーターrを推定し、kが1を大幅に下回っていることを確認します。これは、非ポアソニアンのクラスター化放出プロセスを示唆し、FRB121102で測定されたものと一致します。CHIME/FRBおよびSTARE2バースト、およびFASTによって報告されたかすかな（フルエンス60mJyms）バーストとともに、これらの観測SGR1935+2154は、およそ7桁にわたる見かけのエネルギーでバーストを生成できることを示しています。これは、それらすべてが同様の物理的プロセスから生じるのか、そしてFRBの人口分布が非常に低いエネルギー（〜10^30erg、等方性等価物）にまで及ぶのかという疑問を提起します。
一般的な質量四重極を持つ巨大ブラックホールの周りのミリ秒パルサーの軌道スピンダイナミクス
| Title |
Orbital_spin_dynamics_of_a_millisecond_pulsar_around_a_massive_black_hole_with_an_general_mass_quadrupole |
| Authors |
Tom_Kimpson,_Kinwah_Wu_and_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05219 |
一般的な質量四重極を持つカーのような巨大なブラックホールの周りのコンパクトな軌道におけるミリ秒パルサー（MSP）のスピンダイナミクスを調査します。Mathisson-Papetrou-Dixonの定式化を使用して、MSPの軌道とスピンの進化を計算し、背景の時空間メトリックに対するパルサーのエネルギー運動量テンソルの非線形相互作用を考慮します。MSPスピンとBH四重極モーメントがパルサースピン軌道ダイナミクスにどのように現れるかを調査します。これらのスピンと軌道のダイナミクスが天体質量比のバイナリでラジオパルサーのタイミングに及ぼす天体物理学的な観察上の影響について説明します。銀河中心のパルサー。特に、アインシュタイン遅延とレーマー遅延の顕著なタイミング変動が、パルサーパルスプロファイルへの変更とともに観察されます。
AstroSatデータを使用した$ \ theta $クラス中のGRS 1915 + 105の降着流特性
| Title |
Accretion_Flow_Properties_of_GRS_1915+105_During_Its_$\theta$_Class_Using_AstroSat_Data |
| Authors |
Anuvab_Banerjee,_Ayan_Bhattacharjee,_Debjit_Chatterjee,_Dipak_Debnath,_Sandip_Kumar_Chakrabarti,_Tilak_Katoch,_and_H._M._Antia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05273 |
銀河マイクロクエーサーGRS1915+105は、さまざまなクラスに分類される豊富な変動性を示します。この論文では、光度曲線が$\theta$クラスの変動性を示しているときの降着流の特性を研究するために、GRS1915+105の時間的およびスペクトル分析を報告します。この目的のために、インド初の多波長天文学衛星AstroSatのTargetofOpportunity観測からのLAXPCデータを使用します。$\theta$クラスは、光度曲線でU字型の領域が繰り返し出現することで特徴付けられます。この場合、フォトンカウントレートは最初に急速に減少し、次にゆっくりと増加します。この分析では、2016年3月4日の最初の2つの軌道（02345および02346）のU字型領域を使用します。どちらの場合も、動的電力密度スペクトル（PDS）は約$4-5$Hzで大きな電力を示し、その周波数間隔の周りの低周波数の準周期的発振（QPO）の存在。QPO周波数は、エネルギーフラックスの増強も行われると、時間とともに増加することがわかります。スペクトルの進化から、これら両方の観測における降着流パラメーターの進化を決定します。$4-25$keVエネルギーバンドの遷音速流ベースの2成分移流（TCAF）モデルでスペクトルを当てはめると、放射圧力の上昇に伴ってケプラー円盤の降着率が上昇し、遠心圧力の位置が駆動されるショックフロントが減少。これらの両方のデータで、強度とともに指数法則フォトンインデックスの漸進的な増加が観察され、ソースの漸進的な軟化を示唆しています。
X線エネルギーIIで見られる$ \ gamma $線の空：未確認のガンマ線源の中のフェルミBLラックオブジェクトのスウィフトハント
| Title |
The_$\gamma$-ray_sky_seen_at_X-ray_energies_II:_the_Swift_hunt_of_Fermi_BL_Lac_objects_among_unidentified_gamma-ray_sources |
| Authors |
E._J._Marchesini,_A._Paggi,_F._Massaro,_N._Masetti,_R._D'Abrusco,_I._Andruchow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05468 |
フェルミ大面積望遠鏡によって検出された全線源のほぼ50％は、アクティブな銀河の最もとらえどころのないクラスの1つであるブレザーまたはブザー候補として分類されます。現在までに検出されたすべてのガンマ線源の約3分の1を構成する、特定されていない、または関連付けられていない$\gamma$線源（UGS）のサンプル内に、追加のブレザーを隠すこともできます。私たちは最近、BLLacサブクラスの大多数のフェルミブレーザーがX線対応物を持っていることを確認しました。BLLacトレーニングセットのX線プロパティを使用し、これらをアーカイブの多周波数情報と組み合わせて、$\gamma$-ray位置不確実性領域内にBLLacソースを持つ可能性のあるUGSを検索することを目指します。327のUGSの選択されたサンプルのSwiftX線観測を削減して分析しました。次に、先の尖ったフィールドで検出されたすべての線源のX線フラックスと硬度比を、既知のフェルミBLラックのものと比較しました。分析されたすべてのフィールドで223のUGSと合計464のX線源について、95％の信頼レベルで$\gamma$線の位置の不確実性内にある少なくとも1つのX線源を見つけます。それらの大部分のX線特性は、最終的には無線、赤外線、および光学情報と組み合わされて、BLLacマルチ周波数動作を示すため、信頼性の高いBLLac候補を選択できます。それらのいくつかは、その性質を確認する私たちの光学分光キャンペーン中に最近観察されました。光学分光法によってBLラックとして確認された50個のX線源のうち、12個は標準的な中赤外または無線BLラックプロパティを示さないことがわかります。これは、X線BLLac候補の選択が、FermiUGS内で新しい対応物を見つける強力な方法であることを示しています。最後に、32のSwift/XRT候補の対応するサンプルを、BLLacオブジェクトである可能性が最も高いFermiUGSに特定します。
| Title |
GW190814:_Spin_and_equation_of_state_of_a_neutron_star_companion |
| Authors |
Antonios_Tsokaros,_Milton_Ruiz,_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05526 |
$\sim23M_\odot$ブラックホールと$\sim2.6M_\odot$コンパクトコンパニオンを備えたマージバイナリのLIGO/Virgoによる最近の発見は、セカンダリの性質に関する議論を引き起こしました。いわゆるマスギャップ。ここでは、セカンダリが中性子星（NS）であるという仮定のいくつかの結果を探ります。これまでの実行可能な状態方程式（EOS）の具体例を示しますが、適度に硬いEOSの安定した$\sim2.6M_\odot$NSの存在を説明するには、高速均一回転が確かに適切ですが、ソフトEOSには十分でない場合があります。さらに、十分に硬いものには回転は必要ないかもしれません。特に、GW170817に支持され、最大球質量が$\sim2.1M_\odot$\textit{cannot}のいくつかのソフトEOSを呼び出して、このオブジェクトを均一に回転するNSとして説明できます。GW170817から導出された最大球形NSの絶対質量上限は、この未知のコンパクトなコンパニオンが低速または非回転のNSである可能性があることをすぐに示唆しています。これを達成できる堅いEOSは、GW170817によって拒否も支持もされず、NICERの結果と一致しています。
エクサスケールのための核天体物理学の準備
| Title |
Preparing_Nuclear_Astrophysics_for_Exascale |
| Authors |
Max_P._Katz,_Ann_Almgren,_Maria_Barrios_Sazo,_Kiran_Eiden,_Kevin_Gott,_Alice_Harpole,_Jean_M._Sexton,_Don_E._Willcox,_Weiqun_Zhang,_and_Michael_Zingale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05218 |
超新星などの天体爆発は、モデル化するために高度なアルゴリズムとかなりの計算能力を必要とする魅力的なイベントです。CastroとMAESTROeXは、超新星とX線バーストのコンテキストで熱核融合をシミュレートする核天体物理学コードです。これらの天体爆発がどのように発生するかを理解するには、高解像度シミュレーションを使用してこれらの核燃焼プロセスを調べることが重要です。このホワイトペーパーでは、これらのコードを変更して、ペタスケールのCPUベースのシステムをターゲットとする標準のMPI+OpenMPコードから、現在オンラインになっているエクサスケール前のシステムおよび近日発売予定のエクサスケールシステムと互換性のある形式に変換する変更について説明します。次に、前世代のスーパーコンピュータでは達成できなかった、SummitやPerlmutterなどのシステムで実行できる新しい科学について説明します。
軌道からの火星大気風の測定
| Title |
Measuring_Mars_Atmospheric_Winds_From_Orbit |
| Authors |
Scott_Guzewich_J.B._Abshire._M.M._Baker,_J.M._Battalio,_T._Bertrand,_A.J._Brown,_A._Colaprete,_A.M._Cook,_D.R._Cremons,_M.M._Crismani,_A.I._Dave,_M._Day,_M.-C._Desjean,_M._Elrod,_L._K._Fenton,_J._Fisher,_L.L._Gordley,_P._O._Hayne,_N.G._Heavens,_J.L._Hollingsworth,_D._Jha,_V._Jha,_M.A._Kahre,_A.SJ._Khayat,_A.M._Kling,_S.R._Lewis,_B.T._Marshall,_G._Mart\'inez,_L._Montabone,_M.A._Mischna,_C.E._Newman,_A._Pankine,_H._Riris,_J._Shirley,_M.D._Smith,_A._Spiga,_X._Sun,_L.K._Tamppari,_R.M.B._Young,_D._Vi\'udez-Moreiras,_G.L._Villaneuva,_M.J._Wolff,_R._J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05412 |
風は火星の気候システムをつなぐプロセスです。軌道からの火星の大気風の測定は、火星に対する私たちの理解を劇的に進歩させ、人類による赤い惑星の探査の準備に役立ちます。複数の機器候補が開発中であり、次の10年で飛行の準備が整います。10年調査では、これらの測定値を2023年から2032年の優先事項にすることをお勧めします。
惑星科学のための居住性モデル
| Title |
Habitability_Models_for_Planetary_Sciences |
| Authors |
Abel_M\'endez,_Edgard_G._Rivera-Valent\'in,_Dirk_Schulze-Makuch,_Justin_Filiberto,_Ramses_Ram\'irez,_Tana_E._Wood,_Alfonso_D\'avila,_Chris_McKay,_Kevin_Ortiz_Ceballos,_Marcos_Jusino-Maldonado,_Guillermo_Nery,_Ren\'e_Heller,_Paul_Byrne,_Michael_J._Malaska,_Erica_Nathan,_Marta_Filipa_Sim\~oes,_Andr\'e_Antunes,_Jes\'us_Mart\'inez-Fr\'ias,_Ludmila_Carone,_Noam_R._Izenberg,_Dimitra_Atri,_Humberto_Itic_Carvajal_Chitty,_Priscilla_Nowajewski-Barra,_Frances_Rivera-Hern\'andez,_Corine_Brown,_Kennda_Lynch,_Howard_Chen,_Grizelle_Gonz\'alez,_Madhu_Kashyap_Jagadeesh,_Jorge_Zuluaga,_Charles_S._Cockell,_Jacob_Haqq-Misra,_and_Rory_Barnes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05491 |
居住性は、一般的に、生活を支える環境の能力として定義されています。生態学者は、生息地適合性モデル（HSM）を40年以上にわたって使用して、地球規模での地球の居住可能性を研究しています。天文学者はしばらくの間、異なる居住性モデルを提案してきましたが、それらの間の統合と一貫性はほとんどなく、機能は生態学者が使用するものとは異なります。このホワイトペーパーでは、生態学者が使用するモデルを宇宙生物学の分野に適応および拡張する方法の例として、質量エネルギーの居住可能性モデルを提案します。これらのモデルをNASAHabitabilityStandard（NHS）に実装して、惑星ミッションの居住性目標を標準化することを提案します。これらの標準は、居住可能性のある環境の比較と特徴付け、ターゲット選択の優先順位付け、居住可能性とバイオシグネチャの相関関係の調査に役立ちます。居住性モデルは惑星の居住性科学の基礎です。生態学者と宇宙生物学者が使用する方法の相乗効果は、地球、太陽系、および太陽系外惑星の居住可能性に関する私たちの理解を統合および拡大するのに役立ちます。
30 MyrオープンクラスターIC 4665での破片ディスクの検索
| Title |
Searching_for_debris_discs_in_the_30_Myr_open_cluster_IC_4665 |
| Authors |
N\'uria_Miret-Roig,_Nuria_Hu\'elamo,_Herv\'e_Bouy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04992 |
コンテキスト：若い星を周回するデブリ円盤は、ダストの進化と惑星形成プロセスを理解するための鍵です。ガイアとDANCeの調査に基づいて、30Myr近くのオープンクラスターIC4665の最近のメンバーシップ分析を利用して、このクラスターのディスク母集団を再検討します。目的：Spitzer（MIPSおよびIRAC）とWISE測光法を使用して、IC4665のディスク母集団を調査することを目的としています。方法：経験的な光球シーケンスを使用したいくつかの色-色図を使用して、赤外線が過剰な光源を検出します。独立して、デブリ円盤候補のスペクトルエネルギー分布（SED）を仮想天文台SEDアナライザー（VOSA）に適合させます。これは、赤外線の過剰を自動的に検出でき、効果的な温度推定を提供します。結果：6つの候補デブリディスクホストスター（MIPSで5つ、WISEで1つ）が見つかり、そのうち2つが新しい候補です。サンプルが完了すると予想されるB-A星の場合、24$\pm$10\％の円板率を推定します。これは、同じような年齢の他のクラスターで報告されているものと似ています（上部ケンタウルスループス、下部ケンタウルスクルー、$\beta$Pictoris移動グループ、およびプレアデス星団）。太陽型の星の場合、9$\pm$9％の円盤率が見つかり、同等の年齢の地域で観測されたものよりも低くなっています。結論：候補のデブリディスクホストスターは、ALMAまたは将来のJamesWebbSpaceTelescope（JWST）で研究する優れたターゲットです。
Goldstone Apple Valley Radio Telescope Observations of 2012 Solar
Eclipse：A multi-wavelength study of cm-wavelength Gyroresonance
Emission from Active Regions
| Title |
Goldstone_Apple_Valley_Radio_Telescope_Observations_of_2012_Solar_Eclipse:_A_Multi-wavelength_study_of_cm-wavelength_Gyroresonance_Emission_from_Active_Regions |
| Authors |
T._Velusamy,_T._B._H_Kuiper,_S._M._Levin_R._Dorcey,_N._Kreuser-Jenkins,_J._Leflang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05058 |
ゴールドストーンアップルバレー電波望遠鏡（GAVRT）は、NASA、ジェット推進研究所（JPL）、およびルイス教育研究センター（LCER）による科学教育パートナーシップであり、K-12の生徒と教師にユニークな機会を提供しています。GAVRTプログラムは、3GHzから14GHzの4つの独立した二重偏波帯域で調整可能な広帯域低ノイズレシーバーを備えた34mの電波望遠鏡を操作します。2012年5月20日の金環日食は、教育普及活動の一環としてGAVRTによって観測されました。このペーパーでは、この日食データの結果を示し、3つのアクティブ領域にわたる多波長ストリップスキャンの輝度分布について説明します。周波数の関数として光源輝度温度と角度サイズを導出し、その結果をジャイロレゾナンスメカニズムの観点から解釈します。太陽表面上のコロナの磁場形状のより広い（発散する）アイソガウス表面のジャイロレゾナンス放射層の証拠として、波長とともに光源のサイズ（アイソガウス表面）の増加する輝度と広がりの例を示します。導出された周波数-輝度温度関係がジャイロレゾナンス放出のフレームワークの下で磁場-輝度温度関係にどのように変換されるかの例を示します。私たちの結果は、活動領域（サンスポット）上のコロナの層、特にジャイロレゾナンスメカニズムの有病率を研究するための優れたプローブとしてのGAVRTバンドの有用性を示しています。私たちの結果は、多波長cm波長日食観測のフレームワークを提供し、GAVRTプログラムとK-12学生/教師の参加が科学コミュニティと科学ミッションに役立つ科学データを生成する方法を示しています。
ガイアデータリリース2のローカル銀河ハローの531人の白色矮星候補のカタログ
| Title |
A_Catalog_of_531_White_Dwarf_Candidates_in_the_Local_Galactic_Halo_from_Gaia_Data_Release_2 |
| Authors |
Bokyoung_Kim,_Sebastien_L\'epine_and_Ilija_Medan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05153 |
太陽に対する見かけの大きな横方向運動（$v_{T}>200$kms$^{-1}$）を持つ531の白色矮星の候補のカタログを提示します。これにより、ローカル銀河ハロー集団のメンバーである可能性が高くなります。。候補は、GaiaDataRelease2から選択され、銀河の極と銀河の中心と反中心の両方を横切る$20^\circ$幅の大円にあり、空の17.3％に広がるゾーンです。選択には、主にガイア固有運動、$G$マグニチュード、および$G_{{\rmBP}}\、-\、G_{{\rmRP}}$色から派生した運動学的および測光プロパティの組み合わせを使用しました。可能な場合は常に視差を含みます。白色矮星候補の追加検証は、PanSTARRS測光（$gri$）データを使用して行われます。私たちの最終カタログには、信頼できるガイア視差から完全な運動学と光度の推定値を持つ星だけでなく、現在信頼できないか利用可能なガイア視差測定がない星も含まれています。信頼性の高い視差データがある場合とない場合のローカルハローオブジェクトを選択する方法により、ガイアカタログ（その空の特定のセクション内）で可能なすべてのハローホワイト小人が、適切なモーション$>40$masyr$で記録されます。^{-1}$であり、$v_{T}>200$kms$^{-1}$のしきい値要件を満たしています。このカタログは、ローカル銀河ハローの白色矮星の個体群の研究に役立つと期待しています。
1D等温Cショックにおける抗力の不安定性
Guらによって提案されたドラッグ不安定性が1次元（1D）Cショックで発生するかどうかを調査します。ChenとOstrikerが提案した定常等温Cショックの1Dバックグラウンドモデルが採用され、1D等温線形解析が実行されます。Guらの仮定を確認します。イオンとニュートラルとの間のドリフト速度は、Cショック内でドラッグが不安定になるのに十分なほど速いこと。また、ショック領域とポストショック領域の減衰モードの基礎となる物理学についても研究します。抗力の不安定性は、伝播する波の指数関数的に増加するモードに関連する不安定な現象です。波の成長モードは、ショック内で下流にのみ伝播し、その後、ショック後の領域で減衰することがわかります。減衰する前のこのような不安定な波の最大総成長（MTG）は、星形成雲の典型的な環境で推定されます。これは、適度な衝撃速度での初期の摂動よりも約10〜30倍大きく、大幅に強化できます。幅が広い、より強力なCショックの場合は100倍。
| Title |
On_the_seismic_emission_in_sunspots_associated_with_Lorentz_force_changes_accompanying_major_solar_flares |
| Authors |
Hirdesh_Kumar_and_Brajesh_Kumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05231 |
太陽フレアは、太陽に地震波を発生させることが知られています。MクラスおよびXクラスの太陽フレアに伴う黒点の地震放出の詳細な分析を示します。この目的のために、太陽の動的天文台に搭載されたHelioseismicandMagneticImager（HMI）機器から得られた、ケイデンスが135秒のベクトルマグネトグラムとともに、ケイデンスが45秒の高解像度ドップラーグラムと見通し線マグネトグラムを使用しました（SDO）宇宙ミッション。フレアリボンと硬X線フットポイントの場所を特定するために、GlobalOscillationNetworkGroup（GONG）機器から得られたH-alpha彩層強度観測と12-25KeVバンドの硬X線画像も使用しましたReuvanRamaty高エネルギー太陽分光画像装置（RHESSI）宇宙船から。高速フーリエ変換（FFT）手法を適用して、2.5〜4mHz帯域の音速パワーマップを構築し、黒点内の地震放出位置を特定するために、フレア前、フレア後、フレア後のエポックを作成します。パワーマップでは、フレアリボンおよび硬X線のフットポイントから離れた場所のみを選択しています。これらの領域には、観測データでフレア関連のアーティファクトがないと考えられています。主要なフレアに伴う黒点での音響パワー増強の集中した場所を特定しました。私たちの調査は、磁場の急激な変化とローレンツ力の関連する衝撃的な変化が、太陽フレア中の太陽黒点におけるこれらの地震放射の駆動源である可能性があるという証拠を提供しています。
セミデタッチされた食のバイナリ$ \ mu ^ 1 $ Scoにおける光球反射による位相同期偏光
| Title |
Phase-locked_polarization_by_photospheric_reflection_in_the_semidetached_eclipsing_binary_$\mu^1$_Sco |
| Authors |
Daniel_V._Cotton,_Jeremy_Bailey,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Ain_De_Horta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05249 |
明るい（$m_V$=2.98-3.24）セミデタッチ食バイナリ$\mu^1$Sco（HD151890）での位相ロック偏光の検出について報告します。この現象は、サイズが35cmから3.9mの範囲の望遠鏡を備えた2つの異なるHIPPIクラス（高精度偏光測定機器）偏光計を使用して、複数の測光バンドで観察されました。偏光のピークからトラフまでの振幅は波長に依存し、緑色で$\sim$700百万分の1であり、最小の望遠鏡でも簡単に確認できます。偏光位相曲線をSYNSPEC/VLIDORT偏光放射伝達モデルと、詳細に説明するWilson-Devinney幾何学式に適合させます。各星からの光は、他の光球によって反射され、潮汐歪みと日食効果による寄与がはるかに小さいため、完全に偏光振幅を説明します。過去において、半分離した連星の偏極は、主に星外ガスからの散乱に起因するとされてきました。私たちの新しい解釈は、非食システムでそのような星の質量を決定することを容易にします。
近くの若い星（DESTINYS）のイメージングによるディスク進化の研究：ET Chaに近い低質量の仲間
| Title |
Disk_Evolution_Study_Through_Imaging_of_Nearby_Young_Stars_(DESTINYS):_A_close_low_mass_companion_to_ET_Cha |
| Authors |
C._Ginski,_F._M\'enard,_Ch._Rab,_E._E._Mamajek,_R._G._van_Holstein,_M._Benisty,_C._F._Manara,_R._Asensio_Torres,_A._Bohn,_T._Birnstiel,_P._Delorme,_S._Facchini,_A._Garufi,_R._Gratton,_M._Hogerheijde,_J._Huang,_M._Kenworthy,_M._Langlois,_P._Pinilla,_C._Pinte,_\'A._Ribas,_G._Rosotti,_T._O._B._Schmidt,_M._van_den_Ancker,_Z._Wahhaj,_L._B._F._M._Waters,_J._Williams,_A._Zurlo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05274 |
惑星系の形成を理解するには、惑星形成の初期条件、すなわち若いガスに富む惑星形成円盤を理解する必要があります。空間形成された高コントラストの観察は特に興味深いものです。なぜなら、惑星の形成に関連する円盤の下部構造が検出され、円盤に埋め込まれた形成された惑星の近くの仲間や惑星さえも明らかにされるからです。この研究では、DESTINYS調査の最初の結果を提示します（近くの若い星の画像によるディスク進化研究）。DESTINYSは、ESO/SPHEREの大きなプログラムで、散乱光の中でのディスクの進化を研究することを目的としています。主に、近く（〜200pc）の星形成領域の低質量星（<1$M_\odot$）のサンプルに焦点を当てています。この特定の研究では、ETCha（RECX15）システムの観測を提示します。これは、近くにある「古い」古典的なTタウリ星（5-8Myr、約100個）であり、依然として強く降着しています。Hバンド偏光測定モードでSPHERE/IRDISを使用して、ETChaシステムの高コントラスト画像を取得し、星間円盤からの散乱光や、近接する仲間からの熱放射を検索します。さらに、2003年に取得したVLT/NACO総強度アーカイブデータを使用します。ここでは、ETChaへのSPHERE/IRDISによる低質量（サブ）恒星コンパニオンの発見を報告します。測光に基づいて、この新しいコンパニオンの質量を推定しています。システムの年齢に応じて、5マイア、50$M_{Jup}$の褐色矮星または8マイア、0.10$M_\odot$Mタイプのプリメインシーケンススターです。可能な軌道解を探り、システムの最近の動的履歴について議論します。正確なコンパニオンの質量とは関係なく、コンパニオンの存在がETChaの周りのディスクのサイズが小さいことを説明している可能性があることがわかります。バイナリペアのわずかな分離は、システムの高い降着率を説明する、主要なコンポーネントの周りのディスクが外部からクリアされている可能性が高いことを示しています。
太陽フレアの衝撃的な段階の前の局所的なプラズマ状態の研究は、主なフレアエネルギー放出に至るまでに発生する物理的プロセスを理解するのに役立ちます。ここでは、フレアの衝動段階の前に、10-15〜MKから最大数十秒の範囲の等温プラズマ温度の上昇の高温X線開始間隔の証拠を示します。この「ホットオンセット」間隔は、最初の軟X線の増加中、および検出可能な硬X線の放射の前に発生します。静止運用環境衛星（GOES）X線センサーによって推定され、ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置（RHESSI）からのデータで確認された等温温度は、漸進的な増加の兆候を示さず、「ホットオンセット」現象フレアの分類や構成に関係なく発生します。4つの代表的なフレアイベントの小さなサンプルで、大気イメージングアセンブリ（AIA）からの画像に基づいて、冠状構造ではなく、主にフットポイントと低位ループ内でこの初期のホットオンセット軟X線放射を特定します。これは、フレア領域の四肢の掩蔽によって確認されます。これらの熱X線の開始は、非熱電子による衝突加熱の証拠がある前に現れるため、標準的なフレア加熱モデリング手法に挑戦します。
星と惑星の相互作用におけるGJ 1151のコロナ
低質量星GJ1151は可変低周波電波放射を表示すると報告されており、これは目に見えない太陽系外惑星とのコロナ星と惑星の相互作用の道標として解釈されています。ここでは、XMM-Newtonデータに基づくGJ1151のコロナの最初のX線検出を報告します。X線観測中に星が小さなフレアを表示していることがわかります。観測全体で平均すると、コロナ温度が1.6〜MKと低く、X線光度が$L_X=5.5\times10^{26}$\、erg/sの星が検出されます。フレアを除く静止期間中、星は検出されないままで、上限は$L_{X、\、qui}\leq3.7\times10^{26}$\、erg/sです。これは、この星から観測された無線信号の星と惑星の相互作用の起源について最近公開されたモデルで使用されているコロナの仮定と互換性があります。
2つのタイプのIc-BL超新星の測光観測：2016coiおよび2018ebt
| Title |
Photometric_observations_of_two_type_Ic-BL_Supernovae:_2016coi_and_2018ebt |
| Authors |
D._Yu._Tsvetkov,_N._N._Pavlyuk,_V.A._Echeistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05333 |
CCDBVRI測光は、タイプIc-BLSupernovae2016coiおよび2018ebtに対して提示されます。両方のオブジェクトのライトカーブの形状は、このクラスのSNeの典型です。最大光量がSN2016coiで観測されてから約100日後の輝度低下率の変化。SN2018ebtの光度曲線は、SNIc-BL2002apの光度曲線と最もよく一致しています。SN2018ebtについて、最大光の日付と大きさ、進化の後期段階での減少率を導き出し、ホスト銀河での消滅が無視できることの証拠を示しました。
新しいクラスのロシュローブを満載するホットサブドワーフバイナリ
| Title |
A_new_class_of_Roche_lobe-filling_hot_subdwarf_binaries |
| Authors |
Thomas_Kupfer,_Evan_B._Bauer,_Kevin_B._Burdge,_Jan_van_Roestel,_Eric_C._Bellm,_Jim_Fuller,_JJ_Hermes,_Thomas_R._Marsh,_Lars_Bildsten,_Shrinivas_R._Kulkarni,_E._S._Phinney,_Thomas_A._Prince,_Paula_Szkody,_Yuhan_Yao,_Andreas_Irrgang,_Ulrich_Heber,_David_Schneider,_Vik_S._Dhillon,_Gabriel_Murawski,_Andrew_J._Drake,_Dmitry_A._Duev,_Michael_Feeney,_Matthew_J._Graham,_Russ_R._Laher,_S._P._Littlefair,_A._A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Michael_Porter,_Dan_Reiley,_Hector_Rodriguez,_Ben_Rusholme,_David_L._Shupe_and_Maayane_T._Soumagnac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05349 |
ロシュローブを満たしたホットサブドワーフが質量をホワイトドワーフ（WD）のコンパニオンに転送する2番目のバイナリの発見を示します。この56分のバイナリは、ZwickyTransientFacilityのデータを使用して発見されました。分光観測により、有効温度$T_{\rmeff}=33,700\pm1000$K、表面重力$log（g）=5.54\pm0.11$のHe-sdOBスターが明らかになりました。GTC+HiPERCAMの光度曲線は、He-sdOB星の楕円体変形によって支配され、降着円盤によるHe-sdOBの日食と、WDの弱い日食を示しています。He-sdOB質量は$M_{\rmsdOB}=0.41\pm0.04$M$_\odot$で、WD質量は$M_{\rmWD}=0.68\pm0.05$M$_であると推測します\odot$。弱い日食は、WDの黒体温度が$63,000\pm10,000$Kで、半径が$R_{\rmWD}=0.0148\pm0.0020$M$_\odot$であることを意味します。。He-sdOBスターはおそらく水素シェル燃焼を受けており、$\約1$Myrsの質量を$10^{-9}M_\odot{\rmyr}^{-1}$のレートで転送し続けます。高いWD温度。ホットサブドワーフはWDに変わり、システムは$\約30$Myrsにマージされます。私たちは、銀河の赤化が発見をバイアスして、シェルの燃焼が短期間であるロシュ葉充填システムを優先的に見つけることに向けることを提案します。修正されたサンプルの赤化を使用した研究により、WDを使用した60〜90分のバイナリで$T_{\rmeff}\約25,000$Kのヘリウムコアを燃焼する高温の準矮星の集団が明らかになるはずです。まだ接触していませんが、これらのバイナリは最終的に重力波放出によって接触し、サブルミナス熱核超新星として爆発するか、巨大な単一のWDに進化します。
リーリッチKジャイアント、ダスト過剰、および二値性
| Title |
Li-rich_K_giants,_dust_excess,_and_binarity |
| Authors |
A._Jorissen,_H._Van_Winckel,_L._Siess,_A._Escorza,_D._Pourbaix,_S._Van_Eck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05442 |
Li-richKジャイアントの起源については、まだ議論の余地があります。ここでは、1.2mメルカトル望遠鏡に取り付けられたHERMESスペクトログラフを使用して、11リチウムリッチKジャイアントのサンプルの9年間の動径速度モニタリングから、この家族間の二値性の発生率を調査します。13のLiに富んでいない巨人のサンプル（そのうちの8つはIRAS、WISE、およびISOデータによるとダストに囲まれています）が監視されました。190Kジャイアント（明確な分光バイナリの17.4％-SB-および可能な分光バイナリの6.3％-SB？を含む）の参照サンプルのバイナリ周波数と比較すると、Liリッチの間でバイナリ周波数は正常に見えます超幾何確率分布を通じて小さなサンプルサイズを考慮した後の巨人（2/11の明確なバイナリと2つの可能なバイナリ、または18.2％SB+18.2％SB？）したがって、Liエンリッチメントと2値性の間に因果関係はないようです。さらに、Liの濃縮と星周囲のダストの存在との間に相関関係はなく、Liの濃縮と急速な回転の間に見られる唯一の相関は、Liが濃縮されたK巨星のほとんどが高速回転星のように見えることです。ただし、ほこりっぽいKジャイアントの間では、バイナリ頻度ははるかに高くなります（4/8の明確なバイナリと1つの可能なバイナリ）。残りの3つのダストKジャイアントは、最も明るいKジャイアントで予想されるように、放射速度ジッターの影響を受けます。
重力多重極モーメントと、4次元の非極値および超対称ブラックホールのモーメントの比率、ならびに後者の水平線のないマイクロステートジオメトリの比率を計算する形式を開発します。超対称性およびカーブラックホールの場合、これらの多極子モーメントの多くが消失し、それらの無次元比は明確に定義されていません。これらの無次元比を計算する2つの方法を紹介します。これは、特定の超対称ブラックホールについては見事に一致します。また、カーソリューションのこれらの無次元比を計算します。私たちの方法では、カーのブラックホールのこれまでに知られていないパラメータを無限に計算できるため、物理学への新しい窓が開けます。
| Title |
Relaxing_Cosmological_Neutrino_Mass_Bounds_with_Unstable_Neutrinos |
| Authors |
Miguel_Escudero,_Jacobo_Lopez-Pavon,_Nuria_Rius,_Stefan_Sandner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.04994 |
現在、宇宙論的観測は、ニュートリノ質量スケールで最も厳しい限界を設定しています。標準宇宙モデル（$\Lambda$CDM）内で、Planckコラボレーションは95％CLで$\summ_\nu<0.12\、\text{eV}$を報告します。この限界は額面通りに取られ、多くのニュートリノ質量モデルを除外します。ただし、寿命が宇宙の年代よりも短い不安定なニュートリノ$\tau_\nu\lesssimt_U$は、この制約を緩和する素粒子物理の道を表しています。この事実を動機として、ニュートリノ崩壊モードの分類法を提示し、粒子含有量と最終崩壊生成物に関してそれらを分類します。関連する現象論的境界を考慮に入れて、私たちの分析は、BSM粒子への2体崩壊ニュートリノが宇宙論的ニュートリノ質量境界を緩和する有望なオプションであることを示しています。次に、1つの無菌状態$\nu_4$とゴールドストーンボソン$\phi$を追加して、シーソーシナリオタイプの単純な拡張を構築します。軽いニュートリノ質量生成メカニズムを損なうことなく、最大$\summ_\nu\sim1\、\text{eV}$にバインドします。驚くべきことに、これは電弱からGUTスケールまでの右手系ニュートリノ質量の広い範囲で可能です。$U（1）_{\mu-\tau}$フレーバー対称性に基づく最小ニュートリノ質量モデルのコンテキストでこのアイデアを正常に実装します。これは、他の方法では$\summ_\nu$の現在の境界と緊張しています。。
高度に振動する数値解のための高密度出力
| Title |
Dense_output_for_highly_oscillatory_numerical_solutions |
| Authors |
F._J._Agocs,_M._P._Hobson,_W._J._Handley_and_A._N._Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05013 |
急速な振動を示すスカラー値関数である数値解の特別な場合に、数値ルーチンの連続拡張（そうでなければ密な出力として知られている）を構築する方法を提示します。そのような場合は、解の既知のグローバルな動作を利用する数値ルーチンが必要です。1つの例は、漸近展開を使用して独立変数の各ステップで解を予測する方法です。例としては、oscodeという数値ルーチンがあります。このルーチンは、解が急速に振動する場合はWentzel-Kramers-Brillouin（WKB）近似を使用し、それ以外の場合はRunge-Kutta（RK）ソルバーとして動作します。多項式補間は、WKB近似に基づく効率的な数値計算方法が複数の振動を1つのステップで実行するため、ステップの途中の任意の点で解を生成するのには適していません。代わりに、解のWKB近似の計算に使用される求積法を拡張して連続解を構築し、微分方程式や微分項の追加の評価を行わずに、この密な出力の誤差推定を提供します。最後に、Runge-Kutta公式の継続的な拡張に関する以前の研究に注目し、Gauss--Lobatto求積ノードに基づいてRKメソッドへの拡張を構築し、oscodeの基礎となる各メソッドから密な出力を生成する方法を説明します。
| Title |
Neutron_star_equation_of_state:_QMF_modeling_and_applications |
| Authors |
A._Li,_Z.-Y._Zhu,_E.-P._Zhou,_J.-M._Dong,_J.-N._Hu,_C.-J._Xia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05116 |
核物質の多体理論の発達により、高密度物質の状態方程式（EOS）の長年にわたる未解決の問題は、核特性の実験室測定との理論計算の対決を通じて近い将来に理解される可能性があります天文学における反応とますます正確な観測。このレビューでは、次の6つの側面に焦点を当てます。1）クォークのポテンシャルから核子および多体核子系を一貫して記述するクォーク平均場（QMF）モデルの調査を提供します。2）核物質と中性子星の両方にQMFを適用する。3）QMF形式をハイパー核やハイペロン物質、ハイペロン星の記述に拡張する。4）QMFモデルと音速によって特徴付けられるクォーク物質モデルを組み合わせることにより、ハドロン-クォーク相転移とハイブリッド星を探索します。5）重力波信号とバイナリマージイベントGW170817の電磁信号の両方を介してクォーク間相互作用を制約する。および6）中性子星冷却やパルサーグリッチなどのコンパクトオブジェクトからの高密度物質EOSを研究するさらなる機会について話し合う。
粒子物理学実験室としての重力波検出器：ボソン星連星とのスカラー相互作用の制約
| Title |
Gravitational-wave_detectors_as_particle-physics_laboratories:_Constraining_scalar_interactions_with_boson-star_binaries |
| Authors |
Costantino_Pacilio,_Massimo_Vaglio,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05264 |
連星中性子星合体の重力波（GW）検出は、超高密度で物質の微視的相互作用を制約するために重要な役割を果たします。同様に、ボソン星が宇宙に存在する場合、それらの合体を使用して、スカラー場の理論の基本的な結合定数を制約できます。四次相互作用を持つボソン星のインスパイラルのための最初のコヒーレント波形モデルを開発します。波形には、バイナリの質量とスピン、および理論の単一結合定数の観点から、コヒーレントにスピン誘起された四極子および潮汐変形性の寄与が含まれます。アインシュタイン望遠鏡やLISAなどの将来の機器は、ボソンの自己相互作用に強力で補完的な境界を提供できることを示していますが、現在の検出器の制約力はわずかです。
| Title |
Absolute_neutrino_mass_as_the_missing_link_to_the_dark_sector |
| Authors |
T._de_Boer,_M._Klasen,_C._Rodenbeck,_S._Zeinstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05338 |
KATRIN実験により、宇宙論的に有利な値までの絶対ニュートリノ質量スケールの決定に到達しました。この測定は、ニュートリノ質量の抑制がヒッグス場へのそれらの唯一の間接的結合によって経済的に説明されるスコットジェニックモデルの標準モデルとダークセクター間のミッシングリンクを提供することを示します。電子ニュートリノ質量と暗い中性スカラー質量分裂に関連するスカラー結合$\lambda_5$の間の線形関係を$\lambda_5=3.1\times10^{-9}\m_{\nu_e}/$eVと決定します。次に、この関係は、DMと新しいスカラー質量およびそれらの湯川カップリングの間の相関関係を引き起こします。次に、KATRINと将来のレプトンフレーバー違反の実験は、ニュートリノの質量階層とCP相に関係なく、フェルミオンDMパラメーター空間をプローブできます。
中性子星（NS）の曲率に対する暗黒物質（DM）の影響を、硬くて柔らかい相対論的平均場状態方程式を使用して調べます。NSの曲率は、バリオン密度の変動を使用して計算されます。また、異なる曲率の半径方向の変動は、NS内のDMの存在によって大きく影響されることがわかります。DMの影響は、最大のNS質量のコンパクトさにあまり影響しませんが、それでも重要です。NS表面の曲率は、大質量星の方が顕著であることがわかっています。NSの結合エネルギーは、DMの運動量の増加とともに正になります。
アクティブから無菌のニュートリノ遷移双極子モーメントとXENON1T超過
| Title |
An_Active-to-Sterile_Neutrino_Transition_Dipole_Moment_and_the_XENON1T_Excess |
| Authors |
Ian_M._Shoemaker,_Yu-Dai_Tsai,_Jason_Wyenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.05513 |
この短い手紙では、タウと無菌ニュートリノの間の磁気遷移双極子モーメントがXENON1Tの超過イベントを説明できることがわかります。通常のニュートリノ双極子モーメントとは異なり、新しい無菌質量スケールの導入により、天体物理学的境界を抑制できます。興味深いことに、SN1987Aと互換性のある最適領域は、ソースフラックスとしてホウ素-8またはCNOニュートリノのいずれかを意味します。$\sim$260keVまたは$\sim$（500-800）keVの質量範囲の無菌ニュートリノは、XENON1Tイベントレートをうまく説明できる一方で、天体物理学の制約を回避できることがわかりました。最適なパラメータ空間での無菌ニュートリノは、ビッグバン元素合成（BBN）に大きな影響を与える可能性があります。宇宙の再加熱温度が低いとBBNの制約が緩和される可能性がある領域を示します。
