赤方偏移21 cmバイスペクトルI：再電離の時代からの信号に対する赤方偏移空間の歪みの影響
| Title |
Redshifted_21-cm_Bispectrum_I:_Impact_of_the_Redshift_Space_Distortions_on_the_Signal_from_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Suman_Majumdar,_Mohd_Kamran,_Jonathan_R._Pritchard,_Rajesh_Mondal,_Arindam_Mazumdar,_Somnath_Bharadwaj,_Garrelt_Mellema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06584 |
バイスペクトルは、再イオン化の時代（EoR）中に中性水素（HI）によって生成される赤方偏移21cm信号に存在する非ガウス性を定量化できます。これを動機として、シミュレートされた信号を使用してEoR21cmバイスペクトルの包括的な研究を行います。再イオン化のモデルを前提として、$k$空間内のすべての一意の三角形のバイスペクトルの動作を示します。一意の三角形の識別を容易にするために、2つのパラメーター、つまり三角形の2つの腕の比率（$n=k_2/k_1$）とそれらの間の角度の余弦（$n）で$k$-三角形空間をパラメーター化します（$\cos{\theta}$）。さらに、初めて、ユニークな三角形空間全体の球平均EoR21cmバイスペクトルに対する赤方偏移空間歪み（RSD）の影響を定量化します。小さな中間の$k_1$-triangles（$k_1\leq0.6\、{\rmMpc^{-1}}$）の実空間信号のバイスペクトルは、一意の三角形空間のほとんどで負であることがわかります。特に、大きな$k_1$値（$k_1\geq0.6\、{\rmMpc^{-1}}$）の場合、スクイーズ、ストレッチ、線形の$k_1$三角形には正の符号が必要です。RSDは、バイスペクトルの符号と大きさの両方に大きく影響します。小さな中間の$k_1$三角形のEoRの全期間中、符号を（ほとんど）変更することなく、バイスペクトルの大きさを$50-100\％$変更（増加/減少）します。$k_1$の三角形が大きい場合、RSDはマグニチュードに$100-200\％$の影響を与え、符号を負から正に反転させます。EoR21cmのバイスペクトルを正しく解釈するには、RSDの影響を考慮することが重要であると結論付けています。
球状星団による宇宙の時代の推論
フルカラーマグニチュード図の星の分布を利用して得られた68個の銀河球状星団の絶対年齢の推定値を示します。特に、各クラスターの絶対年齢、距離、発赤、金属性（[Fe/H]）、および[$\alpha$/Fe]を共同で推定し、独立した観測によって動機付けされた事前確率を課します。また、恒星モデリングから可能な体系を推定します。球状星団のサンプルから得られた距離は、主系列矮星（利用可能な場合）を使用してGAIAから取得した距離と一致しており、推定年齢は以前に公開されたものとよく一致しています。私たちのアプローチの目新しさは、採用された事前分布を使用して、球状星団の色の大きさの図からこれらのパラメーターをロバストに推定できることです。最も古い球状星団の平均年齢は$t_{\rmGC}=13.13^{+0.15}_{-0.10}{\rm（stat。）}\pm0.5{\rm（sys。）}であることがわかります$、恒星モデリングからの体系的な不確実性を含む、68\％の信頼レベル。これらの測定値を使用して、宇宙論のパラメータとはほぼ無関係に、宇宙の年齢を推測できます。宇宙の年齢$t_{\rmU}=13.35\pm0.16{\rm（stat。）}\pm0.5（{\rmsys。}）$は68\％の信頼度で、球状星団の形成時間とその不確実性を説明します。この値は$13.8\pm0.02$Gyrと互換性があります。これは、$\Lambda$CDMモデルを想定したプランクミッションによって推定された宇宙論モデル依存の値です。
CMBスペクトル歪みと豊富な軽元素による$ N _ {\ rm {eff}} $の高エネルギー非熱ニュートリノ注入の$ z \ sim
10 ^ 8 $までの制約
| Title |
Constraints_on_$N_{\rm{eff}}$_of_high_energy_non-thermal_neutrino_injections_upto_$z\sim_10^8$_from_CMB_spectral_distortions_and_abundance_of_light_elements |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya,_Rishi_Khatri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06596 |
高エネルギーニュートリノと反ニュートリノ（$\gtrsim$100GeV）は、電弱制動放射からの電弱シャワー、背景電子と核子との非弾性散乱、およびペアによる高赤方偏移宇宙のバリオン光子プラズマにエネルギー電磁粒子を注入できます背景ニュートリノと反ニュートリノでの標準モデル粒子の生成。この論文では、暗黒物質崩壊を具体例として使用し、これらのニュートリノと背景粒子との衝突プロセスを含み、宇宙の膨張を考慮に入れて、高エネルギー非熱ニュートリノ注入の粒子カスケードを進化させます。これらの非熱ニュートリノ入射がCMBスペクトル形状とビッグバン元素合成で生成される軽元素の存在量に及ぼす影響を調べます。CMBスペクトルの歪みと軽元素の豊富さが、高エネルギーニュートリノ入射からの$N_{\rm{eff}}$への寄与としてパラメーター化された再結合時のニュートリノエネルギー密度を抑制できることを示します。これらの制約は、CMBの異方性制約と比較して、数桁強力です。また、CMBスペクトル歪みがニュートリノ注入をプローブして、純粋な電磁エネルギー注入と比較して、大幅に高い赤方偏移（$z>2\times10^6$）を検出できることも示しています。
| Title |
Einstein-Gauss-Bonnet_gravity:_constraining_with_current_cosmological_observations |
| Authors |
Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_A._Hern\'andez-Almada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06730 |
Einstein-Gauss-Bonnet（EGB）モデルは、重力における新しい結果を分析するために最近再検討され、アインシュタイン-ヒルベルトのアクションを適切に変更します。EGB宇宙論の結果は主に幾何学的であり、ハッブルパラメーターの次数が高くなります。この脈で、この論文は、加速の触媒としての宇宙定数が考慮されるとき、EGBモデルの特性パラメータ$\alpha$を制約することに専念します。くびれは、観測ハッブルデータ、バリオン音響振動、Iaタイプの超新星、強力レンズシステム、および最近のHII銀河の編集を使用して、バックグラウンド宇宙論で開発されました。さらに、後期加速だけでなく、パラメーター$\alpha$に関連付けられた初期宇宙加速も検出したステートファインダー分析を実装します。レンズシステムの私達の結果に基づいて、宇宙の進化は決して加速されていないフェーズに到達するのではなく、常に加速された状態で提示されます。
この論文では、宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度異方性が、インフロンの摂動が小さすぎてCMBの異方性を説明できない状況下で、粒子のようなQCD軸性の原始変動によって支配的に生成される可能性を考慮します。アキシオンポテンシャルは、そのエネルギーを放射線から取得することによって生成されるため、インフレ時代に生成されたアキシオン場の原始変動は、CMBの異方性と相関しています。その結果、観測はアクシオンのモデルと初期宇宙シナリオを厳しく制約します。次の条件を満たす必要があります。（i）CMB異方性の十分な振幅（ii）アキシオン等曲率拘束との整合性、および（iii）非ガウス性拘束。これらの条件を満たすためには、アキシオンポテンシャルが生成されるとき、QCDスケールでアキシオンの大きなエネルギー分数$\Omega_A^{}$が必要ですが、同時に、等曲率制約のために、現在の時代にはそれが小さくならなければなりません。したがって、低スケールの熱膨張などの初期の宇宙の追加のシナリオは、QCDスケールの後で軸索を希釈するために避けられません。そのようなモデルを調査し、その許容パラメーター領域を取得します。
大規模構造のトレーサーとしての重力波合併
| Title |
Gravitational_Wave_mergers_as_tracers_of_Large_Scale_Structures |
| Authors |
S._Libanore,_M._C._Artale,_D._Karagiannis,_M._Liguori,_N._Bartolo,_N._Giacobbo,_S._Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06905 |
LuminosityDistanceSpaceでの重力波（GW）マージのクラスタリング測定は、宇宙論の強力なツールとして将来使用できます。アインシュタイン望遠鏡のような調査といくつかのより高度なシナリオ（より多くのソース、より良い距離測定）の両方で、合併の角度パワースペクトルの断層測定を検討します。宇宙論的（物質および暗黒エネルギー）とマージバイアスパラメーターの両方のフィッシャー予測を作成します。GWイベントの数分布とバイアスの基準モデルは、流体力学シミュレーションの結果に基づいています。アインシュタイン望遠鏡を使用した宇宙論的パラメーターの予測は、たとえばユークリッドを使用した銀河クラスタリングの観測を介して近い将来に達成可能な予測よりも強力ではありません。ただし、より高度なシナリオでは、大幅な改善が見られます。さまざまな実験の特定の制約力に関係なく、多くの側面がこのタイプの分析をとにかく興味深いものにします。たとえば、アインシュタイン望遠鏡によって検出されたコンパクトなバイナリマージは、非常に高い赤方偏移にまで拡張されます。さらに、GW分析の輝度距離空間歪みは、銀河カタログの赤方偏移空間歪みとは異なる構造を持っています。最後に、GW合併のバイアスの測定は、それらの物理的な性質と特性への有用な洞察を提供することができます。
z = 3.13でのプロトクラスター内の巨大銀河の詳細な研究
z=3.13でのプロトクラスターフィールドの近赤外選択銀河の詳細な研究を提示します。プロトクラスター銀河は、2.9<z<3.3の測光赤方偏移（photo-z）で利用可能な多波長データを使用して選択され、質量の完全性が〜10^10M_sunに達します。通常の星形成銀河、静止銀河、塵の多い星形成銀河など、さまざまな種類の銀河がこの分野で発見されています。光z銀河はフィールド内に2つの大きな高密度構造を形成し、Ly{\alpha}エミッター（LAE）とLymanブレーク銀河（LBGs）によってそれぞれ追跡された以前に特定された銀河の高密度と主に重なっています。北部の高密度は、古い銀河集団やほこりっぽい銀河集団の大部分で構成されていますが、南部は主に、LAEと空間的に相関している通常の星形成銀河で構成されています。これは、さまざまな銀河の高密度の空間オフセットはハローアセンブリのバイアスが原因である可能性があると主張した以前の研究と一致します。2つの高密度のエンドツーエンドのサイズが大きいことを考えると、1日の可能性は、それらが今日までにスーパークラスターになることです。また、密集したプロトクラスター領域での銀河の星形成活動が、フィールドプロトクラスターと比較して強化されていることから、このプロトクラスターでの質量集合の加速が示唆されています。
LIGO質量範囲のバイナリブラックホールの合併率を決定するためのクラスタリングの影響について説明します。ポワソン初期分布の場合、孤立したバイナリを想定すると、原始ブラックホール（PBH）から暗黒物質（DM）への許容割合は数パーセントですが、PBHがクラスター化されている場合、この境界を緩和できることを示します。より正確には、大規模なクラスタリングの場合、PBHの割合が増えると合併率が低下する可能性があることを示し、理論のパラメータに特定の現在の合併率と一致する縮退を導入し、すべてのDMを恒星質量のPBHの形式にすることができます。ただし、この縮退は、赤方偏移による合併率の変化を見ると解消できます。検討する単純なクラスタリングモデルの場合、LIGOの投影感度は、重力波の確率的背景を観察することにより、現在のマージ率が同じである異なるクラスター化分布を解くことができることを示します。
| Title |
The_SPHERE_infrared_survey_for_exoplanets_(SHINE)._III._The_demographics_of_young_giant_exoplanets_below_300_au_with_SPHERE |
| Authors |
A._Vigan,_C._Fontanive,_M._Meyer,_B._Biller,_M._Bonavita,_M._Feldt,_S._Desidera,_G.-D._Marleau,_A._Emsenhuber,_R._Galicher,_K._Rice,_D._Forgan,_C._Mordasini,_R._Gratton,_H._Le_Coroller,_A.-L._Maire,_F._Cantalloube,_G._Chauvin,_A._Cheetham,_J._Hagelberg,_A.-M._Lagrange,_M._Langlois,_M._Bonnefoy,_J.-L._Beuzit,_A._Boccaletti,_V._D'Orazi,_P._Delorme,_C._Dominik,_Th._Henning,_M._Janson,_E._Lagadec,_C._Lazzoni,_R._Ligi,_F._Menard,_D._Mesa,_S._Messina,_C._Moutou,_A._M\"uller,_C._Perrot,_M._Samland,_H._M._Schmid,_T._Schmidt,_E._Sissa,_M._Turatto,_S._Udry,_A._Zurlo,_L._Abe,_J._Antichi,_R._Asensio-Torres,_A._Baruffolo,_P._Baudoz,_J._Baudrand,_A._Bazzon,_P._Blanchard,_A._J._Bohn,_S._Brown_Sevilla,_M._Carbillet,_M._Carle,_E._Cascone,_J._Charton,_R._Claudi,_A._Costille,_V._De_Caprio,_A._Delboulb\'e,_K._Dohlen,_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06573 |
SHINEプロジェクトは、VLTでSPHEREを使用して実施された500スターの調査で、新しい星座の仲間を直接検出し、その形成と初期の進化を理解することを目的としています。ここでは、完全なSHINEサンプルを表す150スターのサブサンプルの初期統計分析を示します。私たちの目標は、1〜75MJupの質量と5〜300auの準主軸を持つ星間コンパニオンの頻度を制限することです。質量に変換されたすべての星の調査データからの角度分離の関数として検出限界を採用し、BEX-COND-hot進化軌道と各システムまでの既知の距離を使用して、投影軌道分離を行います。各星について得られた結果とサンプル内の13の検出に基づいて、MCMCツールを使用して、観測値を2つの異なるタイプのモデルと比較します。1つ目は観測制約に基づくパラメトリックモデルで、2つ目は高度なコア降着と重力不安定性惑星の人口合成を組み合わせた数値モデルです。パラメトリックモデルを使用して、少なくとも1つのサブステラーコンパニオンを持つシステムの周波数が$23.0_{-9.7}^{+13.5}\％$、$5.8_{-2.8}^{+4.7}\％$であることを示します。$12.6_{-7.1}^{+12.9}\％$（BA、FGK、Mスター）また、惑星状の形成経路が、BA星の周りの仲間では1〜75MJupの質量範囲を支配している一方、M矮星では、褐色矮星バイナリが検出を支配していることも示しています。対照的に、FGK星の観測値に最適に合わせるには、連星状と惑星状の形成の組み合わせが必要です。母集団モデルを使用し、サンプルをFGKスターに制限して、パラメトリックモデルからの予測と一致する$5.7_{-2.8}^{+3.8}\％$の頻度を導き出します。より一般的には、導出される頻度値は、以前の研究で得られた値と非常によく一致しています。
4.5 $ \ mu m $
WASP-43b位相曲線の再分析で示されるように、新しい体系的な装置を削除するための新しいSpitzerマスターBLISSマップの導入-位相曲線パラメーターの縮退
| Title |
Introducing_a_New_Spitzer_Master_BLISS_Map_to_Remove_the_Instrument-Systematic_--_Phase-Curve-Parameter_Degeneracy,_as_Demonstrated_by_a_Reanalysis_of_the_4.5$\mu_m$_WASP-43b_Phase_Curve |
| Authors |
Erin_M._May_and_Kevin_B._Stevenson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06618 |
SpitzerIRAC体系は一般的によく理解されていますが、各データセットは、これらの体系の基礎となる機能形式について引き続き教えてくれる独自の課題を提供する可能性があります。複数のグループがWASP-43bの位相曲線をさまざまなトレンド除去手法で分析しており、それぞれ異なる結果が得られています。この作業では、双一次内挿サブピクセル感度（BLISS）マッピング、半値全幅のポイント応答関数（PRF-FWHM）トレンド除去、および位相曲線パラメーターの間の縮退関係を調査しながら、WASP-43bをもう一度調べます。2つのモデルのトレンド除去パラメーター間に強い相関があることがわかり、データが時間的にビニングされると、最適な位相曲線の振幅が大きく変化します。この縮退を取り除くために、4.5$\mum$のさまざまなアパーチャサイズに対して、5年間にわたる3,712,830回の露出を使用して生成された新しいガウスセントロイドピクセル内感度マップ（以下、固定感度マップ）を提示します。3.6$\mum$での感度の時間変動の証拠が見つかり、このチャネルの訪問に依存しないマップは生成されません。固定された4.5$\mum$のピクセル内感度マップにより、ビンサイズによってWASP-43bの最適な適合が大きく変動することがなくなり、相関ノイズを除去するためにPRF-FWHMのトレンド除去が不要になりました。スイートスポット内に完全に収まらないデータセットの場合、Spitzer位相曲線の分析に時間ビニングを使用しないでください。4.5$\mum$で806$\pm$48Kのディスク統合ナイトサイド温度でWASP-43bのナイトサイドエミッションを確認します。4.5$\mum$マップは\url{github.com/kevin218/POET}にあります
古代オーストラリアの岩石と火星の生命の探索
火山活動（かんらん石）と生命（炭酸塩）に関連する可能性のある2つの鉱物が支配する重要な岩石ユニットに関する新しい詳細を明らかにしたリモートセンシング研究の結果について説明します。CRISMデータの新しい分析手法を使用したこの研究では、炭酸塩や粘土が存在せず、大きな粒径のかんらん石のみが存在する領域が特定されました。この発見は、火星2020ローバーによって探査されるジェゼロクレーター内のかんらん石炭酸塩岩の形成と歴史に新たな光を当てます。
惑星集団の形成III：コア組成と大気蒸発
| Title |
Formation_of_Planetary_Populations_III:_Core_Composition_&_Atmospheric_Evaporation |
| Authors |
Matthew_Alessi,_Julie_Inglis,_and_Ralph_E._Pudritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06659 |
太陽系外惑星の質量半径の図は、超地球が広い範囲の半径を表示しているため、特定の質量で平均密度を示していることを示しています。惑星個体群合成モデルを使用して、この分布を形作る主要な物理的要因を探ります：惑星の固体コア組成とそれらの大気構造。前者については、平衡ディスク化学モデルを使用して、形成中の惑星コアに付着した鉱物を追跡します。後者については、形成中にガスの付着を追跡し、光蒸発によって引き起こされる大気の質量損失を考慮して、付着したガスのどの部分がディスク相の後に逃げるかを決定します。小さな軌道半径（$\lesssim$0.1AU）での海王星と土星の大気のストリッピングが、短周期の超地球の形成に重要な役割を果たすことを発見しました。コア構成は、それらが形成されたトラップの影響を強く受けます。また、小さな軌道半径$\lesssim$0.5AUでの地球に似た惑星の組成と、より大きな軌道$\sim$1AUでの氷に富んだ惑星（質量で最大50\％）との間の分離も見られます。これは、小さな軌道周期で低質量の惑星半径の谷の観測された位置から推測された地球に似た平均密度によく対応しています。私たちのモデルは、質量$\sim$1-3M$_\oplus$での観測に匹敵する惑星半径を生成します。質量が大きい場合、惑星の付着ガスは半径を大幅に増加させ、観測されたほとんどのデータよりも大きくなります。小さな軌道半径$\lesssim$0.1AUの惑星に影響を与える光蒸発は、これらの惑星の半径のサブセットを減らし、比較を改善しますが、計算された母集団のほとんどの惑星は、より大きな間隔で形成されるため、FUVフラックスが低いため影響を受けません。
隠された世界：多惑星システムにおける未検出の惑星の動的アーキテクチャ予測とTESSシステムへの応用
| Title |
Hidden_Worlds:_Dynamical_Architecture_Predictions_of_Undetected_Planets_in_Multi-planet_Systems_and_Applications_to_TESS_Systems |
| Authors |
Jeremy_Dietrich_and_Daniel_Apai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06745 |
多惑星システムは、太陽系外惑星の科学のための豊富な情報を生み出しますが、惑星の構造に対する私たちの理解は不完全です。これらのシステムをさらに詳しく調べることで、軌道構造と形成経路についての洞察が得られます。ここでは、人口統計を介してこれらのシステムで以前に検出されなかった惑星を予測するモデルを提示します。モデルは通過惑星と非通過惑星の両方を考慮し、複数の惑星の追加をテストできます。私たちのテストは、モデルの軌道周期予測が、現在の不確実性よりもはるかに大きい、数パーセント程度のシステムアーキテクチャの摂動に対してロバストであることを示しています。これをTESSの多惑星システムに適用すると、予測された通過深度と確率に基づいて、アーカイブ検索や、隠れた惑星の地上での追跡観測ハンティングをガイドするために、ターゲットの優先リストが提供されます。
KMT-2019-BLG-2073：$ \ theta_ \ rm E <10 \ rm \ mu as $の4番目の浮動惑星候補
| Title |
KMT-2019-BLG-2073:_Fourth_Free-Floating-Planet_Candidate_with_$\theta_\rm_E_ |
| Authors |
Hyoun-Woo_Kim,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrew_Gould,_Jennifer_C._Yee,_Yoon-Hyun_Ryu,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Chung-Uk_Lee,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06870 |
非常に短いEinsteinタイムスケール（$t_\rmE\simeq7\、{\rmhr}$）イベントKMT-2019-BLG-2073を分析します。クランプジャイアントソースによって生成された顕著な有限ソースエフェクトを利用して、アインシュタイン半径$\theta_\rmE\simeq4.8\、\rm\muas$を測定し、質量$M=59\を推定します、M_\oplus（\pi_\rm{rel}/16\、\rm\muas）^{-1}$、ここで$\pi_\rm{rel}$はレンズソースの相対視差です。十分に広い間隔で存在している可能性はありますが、この惑星の質量オブジェクトのホストに関する重要な証拠は見つかりません。もしそうなら、それは約10年後に検出可能でしょう。これは、測定されたアインシュタイン半径$\theta_\rm{E}<10\、\rm\muas$を持つ4番目の孤立したマイクロレンズです。これは、「自由に浮遊していると思われる惑星（FFP）」候補の有用なしきい値であると主張します。FFP候補のサブサンプルを統計的に分析できる、巨星有限ソース/ポイントレンズ（FSPL）イベントの均一サンプルを構築するための新しいアプローチの概要を説明します。2019KMTNetデータを使用してこのアプローチを説明し、2つのFFP候補とその他の11のFSPLイベントの間に大きな$\theta_\rm{E}$ギャップがあることを示します。このような鋭い特徴は、短い$t_\rm{E}$に基づいて候補を識別する従来のアプローチと比較して、$\theta_\rm{E}$で選択されたサンプルでより識別可能であると主張します。
Fomalhaut周辺の分散性ダスト雲の考えられる起源としての潮汐破壊対惑星衝突
| Title |
Tidal_disruption_versus_planetesimal_collisions_as_possible_origins_for_the_dispersing_dust_cloud_around_Fomalhaut |
| Authors |
Markus_Janson,_Yanqin_Wu,_Gianni_Cataldi,_Alexis_Brandeker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06912 |
最近の分析では、2004〜2014年にFomalhaut（Fomalhautb）から観測されたかすかな光学的点光源が次第に衰退し拡大しており、惑星の突然の崩壊に起因する散在するダストクラウドである可能性があることを示しています。これらの種類の混乱は、微惑星の破滅的な衝突から発生する可能性があり、近くの巨大惑星によって、フォーマルハウトのダストリング内の元の軌道から摂動を受けます。ただし、太陽系で観測されたShoemaker-Levyイベントと同様に、微惑星が最初にそれらを混乱させた惑星の潮汐破壊フィールド内を通過するときにも破壊が発生する可能性があります。重力に焦点を合わせた巨大惑星は、惑星よりも相互作用断面積がはるかに大きいことを考えると、潮汐破壊イベントは、パラメータ空間の現実的な領域での惑星衝突イベントと一致または数を上回る可能性があります。興味深いことに、Fomalhautのダストクラウドは、これらのシナリオを直接区別する機会を提供します。潮汐破壊シナリオは、イベントを引き起こす惑星の非常に具体的な予報を導きます。最も可能性の高い質量が66Mearth、準主軸が117AU、システム年齢が400〜500Myrの場合、この惑星はJamesWebb宇宙望遠鏡で簡単に検出できます。したがって、特定の予測された位置でのこの惑星の存在または不在は、分散する雲が2つの惑星の衝突から発生したのか、または巨大惑星の潮汐場の惑星の破壊から発生したのかを示す特徴的な指標です。
刺激的なケプラー惑星相互傾斜における恒星の偏角対遠方の巨人
| Title |
Stellar_Oblateness_versus_Distant_Giants_in_Exciting_Kepler_Planet_Mutual_Inclinations |
| Authors |
Christopher_Spalding,_Sarah_Millholland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06991 |
単一遷移のケプラー惑星が多すぎることは、大きな相互傾斜を持つ固有の多惑星系の亜集団の存在を示唆しています。ただし、これらの相互志向の起源は不明のままです。最近の研究は、星が傾いている場合、急速に回転するホスト星の偏平性により、原始惑星系円盤分散の直後に相互の傾きが励起されることを示しています。あるいは、近接するケプラー惑星のシステムでは一般的である遠方の巨大惑星が相互の傾きを促進する可能性があります。これらのメカニズムのそれぞれの相対的な重要性は調査されていません。ここでは、惑星の形成直後に恒星の偏角の影響が通常、外部の巨人の影響を超えることを示します。ただし、結果として生じる相互の傾きの大きさは、出生円盤が分散するタイムスケールに大きく依存します。具体的には、ディスクが10^（3-4）年よりも短いタイムスケールで消失すると、内側の〜0.2AUの粘性タイムスケールに匹敵し、内側の惑星は恒星の傾斜に合わせてミスアライメントを衝動的に取得します。対照的に、ディスクがゆっくりと分散する場合、内側の惑星は共面のままです。それらは最初に恒星の赤道と整列しますが、その後、星がスピンダウンすると遠くの巨人の平面と再整列します。私たちの調査結果は、ジャイアントが近接マルチと整列する傾向があるが、シングルと整列しない傾向があるという最近の観察と一致しています。恒星の傾斜測定は、提案されたフレームワークの有望なテストを提供します。
| Title |
A_warm_Jupiter_transiting_an_M_dwarf:_A_TESS_single_transit_event_confirmed_with_the_Habitable-zone_Planet_Finder |
| Authors |
Caleb_I._Ca\~nas,_Gudmundur_Stefansson,_Shubham_Kanodia,_Suvrath_Mahadevan,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Paul_Robertson,_Chad_F._Bender,_Joe_P._Ninan,_Corey_Beard,_Jack_Lubin,_Arvind_F._Gupta,_Mark_E._Everett,_Andrew_Monson,_Robert_F._Wilson,_Hannah_M._Lewis,_Mary_Brewer,_Steven_R._Majewski,_Leslie_Hebb,_Rebekah_I._Dawson,_Scott_A._Diddams,_Eric_B._Ford,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Andrea_S.J._Lin,_Andrew_J._Metcalf,_Jayadev_Rajagopal,_Lawrence_W._Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07098 |
利用可能なTESS測光、高精度近赤外線分光法、ハビタブルゾーンプラネットファインダー（HPF）、スペックルおよびアダプティブの組み合わせを使用して、初期のMドワーフであるTOI-1899を通過する暖かい木星の惑星の性質を確認します光学イメージング。データは、質量と半径が$0.66\pm0.07\\mathrm{M_{J}}$と$1.37_{-0.06}^{+0.05}\\の$\sim29$-day軌道上を通過するコンパニオンを明らかにしますmathrm{R_{J}}$、それぞれ。TOI-1899は通過する暖かい木星をホストすることが知られている最も低い質量の星であり、M0星を周回する暖かい（$\mathrm{T_{eq}}\sim362$K）ガス巨人によってもたらされる追跡の機会について議論します。私たちの観測では、TOI-1899.01はふくらんでいる暖かい木星であることがわかります。軌道を洗練し、TESSで観測される実際の希釈を抑制するために、追加の通過観測を提案します。
HATS-37AbおよびHATS-38b：砂漠で通過する2つのホットネプチューン
| Title |
HATS-37Ab_and_HATS-38b:_Two_Transiting_Hot_Neptunes_in_the_Desert |
| Authors |
A._Jord\'an,_G.\'A._Bakos,_D._Bayliss,_J._Bento,_W._Bhatti,_R._Brahm,_Z._Csubry,_N._Espinoza,_J.D._Hartman,_Th._Henning,_L._Mancini,_K._Penev,_M._Rabus,_P._Sarkis,_V._Suc,_M._de_Val-Borro,_G._Zhou,_R.P._Butler,_J._Teske,_J._Crane,_S._Shectman,_T.G._Tan,_I._Thompson,_J.J._Wallace,_J._L\'az\'ar_and_I._Papp_and_P._S\'ari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07135 |
HATSouth調査により、通過する2つの海王星の発見を報告します。惑星HATS-37Abの質量は0.099+-0.042M_J（31.5+-13.4M_earth）であり、半径は0.606+-0.016R_Jであり、V=12.266mag、0.843M_sunstarを中心としたP=4.3315日軌道にあります半径が0.877R_sunです。また、星HATS-37Aには未解決の恒星の伴星HATS-37Bがあり、測光的に推定された質量は0.654M_sunであるという証拠も示しています。惑星HATS-38bの質量は0.074+-0.011M_J（23.5+-3.5M_earth）で、半径0.614+-0.017R_J、V=12.411を中心とするP=4.3750日の軌道にあり、半径1.105R_sunの0.890M_sunの星。どちらのシステムも古いようで、イソクロンに基づく年齢はそれぞれ11.46+0.79-1.45Gyr、11.89+-0.60Gyrです。HATS-37AbとHATS-38bはどちらもネプチューン砂漠にあり、発生率の低い集団の例です。それらはまた、地上での広視野調査から今日まで発見された最も質量の小さい惑星のひとつでもあります。
138175（2000 EE104）と惑星間フィールド拡張のソース
地球に近い物体138175（2000EE104）を特徴付けるために行われた最初の光学観測を提示します。この天体は、太陽風磁場と親天体の軌道をたどる固体物質との相互作用によって引き起こされると考えられている惑星間磁場エンハンスメント（IFE）に関連付けられています。光学測光に基づいて、等面積球の半径（メートル単位）と質量（キログラム単位）は、r_n=250（0.1/p_R）**0.5およびM_n=1e11（0.1/p_R）**1.5であることがわかります。、ここで、p_Rは赤い幾何学的アルベドであり、密度は1500kg/m3と仮定されます。測定された色は、Cタイプ（プリミティブ）とSタイプ（変態）の小惑星の中間色ですが、赤化の可能性のある影響を補正すると、SタイプよりもCタイプの分類との一貫性が高まります。半径が約40（0.1/p_R）メートルを超える移動するコンパニオンの証拠は見つからず、ダスト粒子の軌跡が検出されないため、軌跡の光学的深さ2e-9に制限が設定されています。衝撃粉砕によって生成されるサイズ分布を考慮すると、サイズ分布が異常に急でなければ、IFEの計算に必要なナノダストの質量（最小1e5kg〜1e6kg）を生成することが困難になります。さらに、必要なサイズのソースオブジェクトの衝撃粉砕タイムスケールは、動的タイムスケールよりもはるかに長くなります。新しい光学データは、ボルダー粉砕がIFEの原因であるという仮説を明確に否定するものではありませんが、IFEをサポートするものでもありません。
若いトゥインクル学生（ORBYTS）による独自の研究：通過する太陽系外惑星の天体暦の精密化II
| Title |
Original_Research_By_Young_Twinkle_Students_(ORBYTS):_Ephemeris_Refinement_of_Transiting_Exoplanets_II |
| Authors |
Billy_Edwards,_Lara_Anisman,_Quentin_Changeat,_Mario_Morvan,_Sam_Wright,_Kai_Hou_Yip,_Amiira_Abdullahi,_Jesmin_Ali,_Clarry_Amofa,_Antony_Antoniou,_Shahad_Arzouni,_Noeka_Bradley,_Dayanara_Campana,_Nandini_Chavda,_Jessy_Creswell,_Neliman_Gazieva,_Emily_Gudgeon-Sidelnikova,_Pratap_Guha,_Ella_Hayden,_Mohammed_Huda,_Hana_Hussein,_Ayub_Ibrahim,_Chika_Ike,_Salma_Jama,_Bhavya_Joshi,_Schet_Kc,_Paris_Keenan,_Charlie_Kelly-Smith,_Aziza_Khan,_George_Korodimos,_Jiale_Liang,_Guilherme_Luis_Nogueira,_Neil_Martey-Botchway,_Asan_Masruri,_Osuke_Miyamaru,_Ismail_Moalin,_Fabiana_Monteiro,_Adrianna_Nawrocka,_Sebri_Musa,_Lilith_Nelson,_Isabel_Ogunjuyigbe,_Jaymit_Patel,_Joesph_Pereira,_James_Ramsey,_Billnd_Rasoul,_Tumo_Reetsong,_Haad_Saeed,_Cameron_Sander,_Matthew_Sanetra,_Zainab_Tarabe,_Milcah_Tareke,_Nazifa_Tasneem,_Meigan_Teo,_Asiyah_Uddin,_Kanvi_Upadhyay,_Kaloyan_Yanakiev,_Deepakgiri_Yatingiri,_William_Dunn,_Anatasia_Kokori,_Angelos_Tsiaras,_Edward_Gomez,_Giovanna_Tinetti,_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07232 |
4つの通過する太陽系外惑星、TRES-2b、HAT-P-22b、HAT-P-36b、およびXO-2bのフォローアップ観察を、YoungTwinkleStudent（ORBYTS）プログラムによる最初の研究の一部として報告します。これらの観測は、LasCumbresObservatoryGlobalTelescopeNetwork（LCOGT）のロボット式0.4m望遠鏡を使用して行われ、HOlomonPhotometricSoftware（HOPS）を使用して分析されました。このような観測は、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）、トゥインクル、アリエルなど、今後の望遠鏡の正確な通過時間を確保するための鍵となります。データはExoClockにアップロードされており、この作業の大部分はロンドンの高校生によって完了しています。
オリオンバーとホースヘッドPDRにおける小さな炭化水素の形成に対するPAH光解離の影響
| Title |
Impact_of_PAH_photodissociation_on_the_formation_of_small_hydrocarbons_in_the_Orion_Bar_and_the_Horsehead_PDRs |
| Authors |
M._S._Murga,_M._S._Kirsanova,_A._I._Vasyunin,_Ya._N._Pavlyuchenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06568 |
多環芳香族炭化水素（PAHs）が光解離領域（PDRs）の小さな炭化水素の重量のあるソースになることができるかどうかを調べます。「高」および「高」によって照射されたPDRのプロトタイプの例を表す2つのよく研究されたPDR、オリオンバーおよびホースヘッド星雲の物理的条件下での脱水素および炭素骨格の破壊に関して、20の特定のPAH分子の進化をモデル化しました。低」紫外線放射フィールド。PAHはマイクロカノニカルシステムと呼ばれます。アセチレン分子は、実験室実験および理論からわかるように、PAH解離の主要な炭素質フラグメントと見なされます。気相化学反応におけるアセチレン生成速度を推定し、PAH解離によるアセチレン生成速度と比較しました。後者のレートは、$A_{\rmV}<1$および$A_{\rmV}>3.5$で、オリオンバーの以前のレートよりも高くなる可能性があることがわかりました。馬頭星雲では、化学反応がPAHの解離よりも多くのアセチレンを提供します。生成されたアセチレンは、小さな炭化水素（C$_2$H、C$_3$H、C$_3$H$^{+}$、C$_3$H$_2$、C$_4の形成の反応に参加します$H）。PAH分解によるアセチレン生産は、$A_{\rmV}>3.5$でのみ、オリオンバーの気相化学反応で生成される少量の炭化水素の量を増加させる可能性があります。ホースヘッド星雲では、小さな炭化水素の存在量に対するPAHの寄与は無視できます。オリオンバーの一部の場所を除いて、PAHは両方のPDRの小さな炭化水素の主要な供給源ではないと結論付けました。
AGNにおける放射性対流ダスト・ディスクの物理モデル
アクティブ銀河核（AGN）にある降着円盤は、外部照明からほこりを隠し、隠します：$M_{{\rmBH}}=10^{7}M_{\odot}$の周りの円盤の中央平面にブラックホールの場合、ダストはブラックホールから$0.1$pcのところに存在しますが、ディスクの外側では0.5pcです。ディスクの中央平面でのダストの昇華半径と、ディスクの表面でダストが昇華する半径の間にほぼ位置するディスク領域の物理モデルを構築します。私たちの主な結論は、局所的な降着率や不透明度などの幅広いモデルパラメータの場合、降着ディスク自体のダストへの放射圧がその垂直構造に大きく影響するということです。対流性が高いことに加えて、このようなディスクは幾何学的に薄いものからスリムなものへと変化します。私たちのモデルは、Czerny＆Hryniewicz（2011）の「失敗した風」シナリオとBaskin＆Laor（2018）の「コンパクトトーラス」モデルの物語に適合し、それらを放射性のダストディスクモデルのバリエーションとして組み込んでいます。
SEDフィッティングから導出された星形成率のゴールドスタンダードテストとしてのBrackett-$ \ gamma $
| Title |
Brackett-$\gamma$_as_a_Gold-standard_Test_of_Star_Formation_Rates_Derived_from_SED_Fitting |
| Authors |
Imad_Pasha,_Joel_Leja,_Pieter_G._van_Dokkum,_Charlie_Conroy,_Benjamin_D._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06576 |
21個の銀河のローカル参照サンプルを使用して、$\lambda$2.16$\mu$mBrackett-$\gamma$（Br$\gamma$）水素再結合線の観測値を、プロスペクターベイズ推論フレームワークからの予測と比較しました。これらのシステムの広帯域測光に適合させるために使用されます。ほとんどの銀河でこの波長のダストは光学的に薄いと予想されるため、これはスペクトルエネルギー分布に由来する星形成率（SFR）のクリーンなテストです。したがって、H$\alpha$などのより短い波長のラインの場合のように、SFRから予測されるラインの光度への内部変換は、採用されたダストモデルと事後ダストパラメータに強く依存しません。プロスペクターはBr$\gamma$の明度と同等の幅を小さなオフセット（$\sim$0.05dex）と散布図（$\sim$0.2dex）で予測していることがわかりますが、導出されたオフセットは恒星アイソクロンの選択。プロスペクター由来のダスト減衰がH$\alpha$線のプロパティやH$\alpha$とBr$\gamma$の間の赤みの観察など、十分に説明されていない場合でも、根本的なSFRは正確であることを検証します。ほこりのないBr$\gamma$の比較。最後に、Br$\gamma$がモデルへの入力として扱われるときにモデルパラメーターを制約するのに役立つ方法について説明し、JWST多オブジェクト近赤外分光法の時代における正確な単色SFRインジケーターとしての可能性についてコメントします。。
| Title |
Jeans_modelling_of_the_Milky_Way's_nuclear_stellar_disc |
| Authors |
Mattia_C._Sormani,_John_Magorrian,_Francisco_Nogueras-Lara,_Nadine_Neumayer,_Ralph_Schoenrich,_Ralf_S._Klessen,_Alessandra_Mastrobuono-Battisti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06577 |
核恒星円盤（NSD）は、銀河中心の半径$30\lesssimR\lesssim300{\、\rmpc}$での天の川の重力ポテンシャルを支配する平坦な恒星構造です。この論文では、以前の測光研究に基づいてNSDの軸対称ジーンズ動的モデルを構築し、APOGEEとSiOメーザー星の見通し内運動学データにそれらを適合させます。（i）NSDの質量は低いが、Launhardtらによる測光から独立して決定された質量と一致していることがわかります。（2002）。基準モデルの質量は、球の半径$r=100{\、\rmpc}$の$M（r<100{\、\rmpc}）=3.9\pm1\times10^8{\rm\、M_\odot}$、および総質量$M_{\rmNSD}=6.9\pm2\times10^8{\rm\、M_\odot}$。（ii）NSDは、垂直方向にバイアスされたディスクの最初の例、つまり、垂直方向と半径方向の速度分散の比が$\sigma_z/\sigma_R>1$の場合があります。中央分子ゾーンの星形成分子ガスの観測と理論モデルは、大きな垂直振動が恒星の誕生時にすでに刻印されていることを示唆しています。ただし、$\sigma_z/\sigma_R>1$の結果は、速度楕円体が円柱座標上に配置され、利用可能な（絶滅が修正された）と仮定した場合の、最も内側の数十パーセクでの速度分散の低下に依存します。恒星のサンプルは、根底にある光と質量の分布を広くトレースします。これらはすべて、将来の観測やモデリングによって確立する必要があります。（iii）Galaxyの最も内側の$500{\、\rmpc}$について、これまでで最も正確な回転曲線を提供します。
ドワーフ体制における低表面輝度銀河の起源
| Title |
The_origin_of_low-surface-brightness_galaxies_in_the_dwarf_regime |
| Authors |
R._A._Jackson,_G._Martin,_S._Kaviraj,_M._Rams{\o}y,_J._E._G._Devriendt,_T._Sedgwick,_C._Laigle,_H._Choi,_R._S._Beckmann,_M._Volonteri,_Y._Dubois,_C._Pichon,_S._K._Yi,_A._Slyz,_K._Kraljic,_T._Kimm,_S._Peirani_and_I._Baldry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06581 |
低表面輝度銀河（LSBG）-過去の広域調査の表面輝度限界よりも暗いシステムとして定義-は、矮小体制（M*<10^9MSun）の圧倒的多数の銀河を形成しています。高解像度宇宙シミュレーションであるNewHorizonを使用して、LSBGの起源を研究し、同様の恒星質量のLSBGが表面の明るさで観測された大きな広がりを示す理由を説明します。NewHorizon銀河は、表面の明るさの明確な軌跡を描きます-恒星の質量平面で、広がりは約3magarcsec^-2で、深いSDSSストライプデータと一致しています。現在、表面の明るさが暗い銀河は、暗黒物質密度の高い領域で生まれています。これにより、ガスの付着が早くなり、初期の時期に星がより強く形成されます。結果として得られる強力な超新星フィードバックは、より速い速度でガスプロファイルを平坦化し、それにより、より浅い恒星プロファイル（つまり、より拡散したシステム）をより迅速に作成します。星の形成が後期（z<1）に向かって低下するにつれて、これらのシステムが経験する大きな潮汐の摂動とラム圧は（局所的な密度が高いため）、有効半径を増やして星の形成を減らすことにより、表面の明るさの発散を加速します。少数の小人が主要な場所から表面の明るさに向かって出発し、過去の広い調査でそれらを検出できるようにします。これらのシステムは、最近のフライバイまたは合併主導のスターバーストによってトリガーされ、異常に高い星形成率を持っています。オブジェクトは、現在のデータセットの深さで極端/異常と見なされることに注意してください。「超拡散銀河」は、実際には予測された矮小母集団を支配しており、LSSTのような将来の調査で日常的に目にするでしょう。
VdBH 222の赤超巨人の分析
| Title |
Analysis_of_Red-Supergiants_in_VdBH_222 |
| Authors |
Randa_Asa'd,_M._Kovalev,_B._Davies,_V._D._Ivanov,_M._Rejkuba,_A._Gonneau,_S._Hernandez,_C._Lardo,_M._Bergemann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06583 |
最近の調査では、内部の天の川で数十の赤の巨人（RSG）をホストする新しい若い大規模クラスター（YMC）が明らかになりました。これらのクラスターは、内側の銀河における最も最近の激しい星形成イベントを研究するのに理想的です。ただし、銀河面に影響を与える絶滅が高いため、赤外線（IR）分光法で調べる必要があります。RSGのIRスペクトルは、化学物質の存在量を得るための強力なツールであることが証明されています。VLT/X-shooterスペクトルを使用したRSGの分析を通じて、YMCVdBH222の最初の[Fe$/$H]測定（$-$0.07$\pm$0.02）を提示します。古い大規模クラスターで日常的に観察されているのとは対照的に、このYMCには複数の星の個体群（MSP）の証拠はありません。
原始整列からクラスター内の超拡散銀河の起源を探る
| Title |
Exploring_the_origin_of_ultra-diffuse_galaxies_in_clusters_from_their_primordial_alignment |
| Authors |
Yu_Rong,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Elmo_Tempel,_Thomas_H._Puzia,_Sven_De_Rijcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06593 |
Abell2634の超拡散銀河（UDG）の短軸は、中央の支配的な銀河の主軸と、$\gtrsim95\％$の信頼レベルで整列する傾向があることがわかります。このアライメントは、絶対等級$M_r<-15.3$の明るいUDGと、$R>0.5R_{200}$の外側の領域のUDGによって生成されます。アライメント信号は、これらの明るく外側の領域のUDGが、A2634に降着する前に大規模なフィラメントの周りの渦から角運動量を獲得し、クラスターの外側に拡張した恒星体を形成する可能性が非常に高いことを意味します。このシナリオでは、画像の短軸で大まかに示されている原始角運動量の向きは、大規模フィラメントの伸長と平行になる傾向があります。これらのUDGがフィラメントに沿って緩んでいないクラスターA2634に落ちたとき、激しいリラクゼーションと遭遇の前に、原始的なアライメント信号を保持できました。A2634のこれらの明るい外側の領域のUDGは、クラスター環境で中央の支配的な銀河との潮汐相互作用の下で、高表面輝度の矮小始祖の子孫である可能性はほとんどありません。私たちの結果は、原始的な配置が大規模構造におけるUDGの起源の有用なプローブである可能性があることを示しています。
2番目の星の種付け-II。かすかな超新星から濃縮されたCEMP星形成
| Title |
Seeding_the_second_star_--_II._CEMP_star_formation_enriched_from_faint_supernovae |
| Authors |
Gen_Chiaki,_John_H._Wise,_Stefania_Marassi,_Raffaella_Schneider,_Marco_Limongi,_and_Alessandro_Chieffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06657 |
炭素強化金属欠乏（CEMP）星は、初期世代の星からの化学物質濃縮の記録を保持している生きた化石です。この作業では、関連するすべての冷却/加熱プロセスを考慮して、第1世代のメタルフリー（PopIII）星の超新星（SN）からの濃縮と濃縮雲の重力崩壊の一連の数値シミュレーションを実行し、化学反応だけでなく、ダスト粒子の成長。先祖の質量$M_{\rmPopIII}=13$-$80\{\rmM}_{\bigodot}$で初めてかすかなSNモデルを採用します。これにより、Cが強化された存在パターン（${\rm[C/Fe]}=4.57$-$4.75$）は、エジェクタの最も内側の層の混合とフォールバックによります。このモデルでは、ダスト粒子の形成と破壊も考慮されます。SNによって放出された金属は、同じ暗黒物質ミニハロによって部分的に再付加されることがあり、濃縮された雲の炭素存在量$A（{\rmC}）=3.80$-$5.06$は存在量よりも低いことがわかります観測されたCEMP星の範囲（$A（{\rmC}）\gtrsim6$）は、微弱なSNeによって放出された金属の質量が、広範囲のフォールバックにより通常のコア崩壊SNeよりも小さいためです。また、鉄の存在量が最も少ない${\rm[Fe/Hであっても、$M_{\rmPopIII}=13\{\rmM}_{\bigodot}$の場合、炭素質粒子からのガス冷却によって雲の断片化が誘発される]}\sim-9$。これは低質量の星の形成につながり、これらの「ギガの金属に乏しい」星は現在の宇宙まで存続することができ、将来の観測によって発見される可能性があります。
マゼランエッジの調査I.説明と最初の結果
| Title |
The_Magellanic_Edges_Survey_I._Description_and_First_Results |
| Authors |
L._R._Cullinane,_A._D._Mackey,_G._S._Da_Costa,_S._E._Koposov,_V._Belokurov,_D._Erkal,_A._Koch,_A._Kunder,_D._M._Nataf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06780 |
マゼラン雲の高度に下部構造化された周辺にある赤い塊と赤い巨大枝星の運動学をマッピングする進行中の分光学的調査であるマゼランエッジ調査（MagES）の概要と最初の科学結果を示します。ガイア天文測定と組み合わせて、MagESは、以前のほとんどの研究よりも大きなガラクトセントリック半径を探査する個々の3D速度で、最大7000個の星のサンプルを生成します。大マゼラン星雲（LMC）の北部郊外（中心から$$10^{\circ}$上空）の2つのフィールドのターゲット選択、観測戦略、データ削減および分析手順の概要を示し、結果を提示します。。腕のような過密度の近くにある1つのフィールドは、平衡ディスクモデルから離れた摂動の明らかな兆候を示します。これには、LMCディスク平面での大きな半径方向の速度分散、および一部の星のディスク平面から垂直方向に外への動きを示す非対称の視線速度分布が含まれます。2番目のフィールドは、平衡ディスクと一致する3D運動学を明らかにし、LMCから〜10.5kpcの半径距離で$V_{\text{circ}}=87.7\pm8.0$kms$^{-1}$を生成しますセンター。これは、この半径$（1.8\pm0.3）\times10^{10}\text{M}_{\odot}$でのLMCの囲まれた質量推定につながります。
銀河円盤をLAMOSTおよびガイアの赤いクランプのサンプルでマッピングする：IV：銀河ワープの運動学的特徴
| Title |
Mapping_the_Galactic_disk_with_the_LAMOST_and_Gaia_red_clump_sample:_IV:_the_kinematic_signature_of_the_Galactic_warp |
| Authors |
X.-Y._Li_(Ynu-Swifar),_Y._Huang_(Ynu-Swifar),_B.-Q._Chen_(Ynu-Swifar),_H.-F._Wang_(Ynu-Swifar),_W.-X._Sun_(Ynu-Swifar),_H.-L._Guo_(Ynu-Swifar),_Q.-Z._Li_(Ynao),_and_X.-W._Liu_(Ynu-Swifar) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06947 |
LAMOSTおよびGaiaGalacticの調査から選択された約140,000の赤い塊星のサンプルを使用して、大量の$X$-$Y$平面の平均垂直速度$\overline{V_{z}}$をマッピングしました銀河円盤（6$<R<16$kpc;$-20<\phi<50^{\circ}$;$|Z|<1$kpc）。化学的に薄いディスクでは、$R$とともに$\overline{V_{z}}$が増加する明確なシグネチャが検出されます。ただし、シックディスクのシグネチャは重要ではなく、このディスクコンポーネントのホットな性質と一致しています。薄いディスクの場合、ワープシグネチャは、半径方向と方位角方向の両方に大きな変動を示し、以前の星の数の結果とよく一致しています。$\overline{V_{z}}$の2次元分布を単純な長寿命の静的ワープモデルで近似すると、この運動学的ワープのノード線角度は約$12.5^{\circ}$になり、これも一貫しています以前の結果と。
太陽圏における星間塵とガス
太陽圏に入る星間塵とガスは、太陽圏と局所星間物質（LISM）の両方についての重要な手がかりを私たちに提供します。\emph{insitu}検出と吸収線データの両方から得られたローカル星間雲（LIC）の図は、雲の起源と進化に重要な影響を与える質問を示しています。深海地殻と南極の雪コアでの地球上の$^{60}$Feの新しい検出は、LISMの形成における超新星の役割の証拠を提供します。ローカルバブル内のLICの進化に関するモデルと、超新星によって生成されたダストの発生源について考えられる説明について説明します。
L1688コヒーレントコアのユビキタス$ \ rm NH_3 $超音速コンポーネント
| Title |
Ubiquitous_$\rm_NH_3$_supersonic_component_in_L1688_coherent_cores |
| Authors |
Spandan_Choudhury,_Jaime_E._Pineda,_Paola_Caselli,_Adam_Ginsburg,_Stella_S._R._Offner,_Erik_Rosolowsky,_Rachel_K._Friesen,_Felipe_O._Alves,_Ana_Chac\'on-Tanarro,_Anna_Punanova,_Elena_Redaelli,_Helen_Kirk,_Philip_C._Myers,_Peter_G._Martin,_Yancy_Shirley,_Michael_Chun-Yuan_Chen,_Alyssa_A._Goodman,_and_James_Di_Francesco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07149 |
コンテキスト：星の形成は、分子雲の冷たい密なコアで起こります。以前の観測では、高密度コアは亜音速の非熱速度分散を示すことがわかっています。対照的に、COの観測では、周囲の大規模雲の温度が高く、超音速の速度分散があることが示されています。目的：私たちは、前例のない詳細でそれらの運動学的特性を研究するために、L1688のコヒーレントコアに対して絶妙な感度でアンモニア（$\rmNH_3$）分子ラインプロファイルを研究することを目指しています。方法：GreenBankAmmoniaSurvey（GAS）の最初のデータリリース（DR1）からの$\rmNH_3$（1,1）および（2,2）データを使用しました。まず、データを1'の大きなビームに平滑化して、DR1マップと比較して、速度分散と運動温度の大幅に拡張されたマップを取得しました。次に、クラウド内のコヒーレントコアを特定し、コアに向かう平均ラインプロファイルを分析しました。結果：初めて、L1688のすべてのコヒーレントコアに向かって、かすかな（平均$\rmNH_3$（1,1）ピーク輝度$T_{MB}$で$<$0.25K）、超音速成分を検出しました。幅の広いコンポーネントと幅の狭いコンポーネントの2つのコンポーネントを取り付け、各コンポーネントの動的温度と速度分散を導き出しました。すべてのコアに向けた幅広いコンポーネントには、超音速の線幅があります（$\mathcal{M}_S\ge1$）。このコンポーネントは、単一コンポーネントフィットの結果と比較して、狭い高密度コアコンポーネントの速度分散の推定値を平均で$\約$28％、動的温度を$\約$10％バイアスします。結論：すべてのコヒーレントコアに向けた幅広いコンポーネントのこのユビキタスな存在を無視すると、典型的な単一コンポーネントのフィットが温度と速度の分散を過大評価します。これは、$\rmNH_3$観測から推定されたコアの詳細な物理構造とコアの安定性に影響します。
| Title |
Quasar_catalogue_for_the_astrometric_calibration_of_the_forthcoming_ILMT_survey |
| Authors |
Amit_Kumar_Mandal,_Bikram_Pradhan,_Jean_Surdej,_C._S._Stalin,_Ram_Sagar,_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07157 |
クエーサーは、適切な動きと視差がほとんどないため、大規模な天文調査の天文キャリブレーションに使用する理想的なターゲットです。来たる4メートルの国際液体ミラー望遠鏡（ILMT）は、約27分の角をカバーする空を調査します。ILMT観測の天文キャリブレーションを実行するために、正確な赤道座標とILMTストライプに含まれるクエーサーのリストをまとめることを目的としました。これに向けて、Gaia-DR2ソースは数ミリ秒（mas）もの小さな位置の不確実性を持っているため、現在までに知られているすべてのクエーサーをGaia-DR2カタログのソースと相互相関させました。ここでは、ILMTフィールドの天文キャリブレーションに適した6738クエーサーのカタログであるこの相互相関の結果を示します。この作品では、このクエーサーのカタログを紹介します。このクエーサーのカタログは、ILMTが観測を開始するときに、さまざまな時間スケールでのクエーサーの変動性の研究にも使用できます。このカタログの作成中に、ILMTストライプのクエーサーの適切な動きと視差がそれぞれ20マス/年と10マス未満であることも確認しました。
狭いラインセイファート1トンS180の最初のブロードバンドX線ビュー
| Title |
The_first_broadband_X-ray_view_of_the_narrow_line_Seyfert_1_Ton_S180 |
| Authors |
G._A._Matzeu,_E._Nardini,_M._L._Parker,_J._N._Reeves,_V._Braito,_D._Porquet,_R._Middei,_E._Kammoun,_E._Lusso,_W._N._Alston,_M._Giustini,_A._P._Lobban,_A._M._Joyce,_Z._Igo,_J._Ebrero,_L._Ballo,_M._Santos-Lle\'o_and_N._Schartel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06575 |
2016年に実施され、最初の硬X線ビューを提供する「裸の」細い線セイファート1トンS180（$z=0.062$）の\textit{XMM-Newton}と\textit{NuSTAR}の共同観測を提示しますこの明るい銀河。軟X線と硬X線の放射を同時に説明できない相対論的反射モデルでは、0.4〜30keVのバンドを首尾一貫して再現できないことがわかります。滑らかなソフトエクセスは、RGSスペクトルのほとんど機能のない性質によって確認される極端なぼかしパラメーターを好みますが、適度に広いFeKラインと10keVを超える適度なハードエクセスは、穏やかな重力領域で発生するようです。柔らかい過剰の異なる起源を許可することにより、広帯域X線スペクトルと全体のスペクトルエネルギー分布（SED）は、次の組み合わせによって適切に説明されます。（a）降着円盤からの直接熱放射/extremeUV;（b）暖かい（$kT_{\rme}\sim0.3$keV）と光学的に厚い（$\tau\sim10$）コロナによるシードディスクフォトンのコンプノイゼーション。主に軟X線に寄与します。（c）標準の高温（$kT_{\rme}\gtrsim100$keV）と光学的に薄い（$\tau<0.5$）コロナによる一次X線連続体の原因となるComptonization。（d）ディスクの中央/外側からの反射。$R_{\rmhot}\lesssimR_{\rmwarm}\lesssim10$R$_{\rmg}$で、2つのコロナはかなりコンパクトであることが推奨されます。私たちのSED分析は、トンS180がスーパーエディントンレートで付着することを意味します。これは、風が立ち上がるための重要な条件であり、RGSスペクトルで実際に見られる限界的な（つまり、3.1$\sigma$の意味の）証拠です。
| Title |
Gravitational-wave_selection_effects_using_neural-network_classifiers |
| Authors |
Davide_Gerosa,_Geraint_Pratten,_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06585 |
重力波観測における選択効果を推定する新しい機械学習アプローチを紹介します。画像分類とパターン認識で一般的に採用されている手法と同様の手法を使用して、一連のニューラルネットワーク分類器をトレーニングし、コンパクトバイナリマージからの重力波信号のLIGO/乙女座検出可能性を予測します。スピン歳差運動、高次モード、および複数の検出器の影響を含め、それらの省略は、大規模な集団研究で一般的であるように、パラメーター空間の選択された領域で推定される統合率を過大評価する傾向があることを示します。ここでは単純な信号対雑音比のしきい値を使用して分類子をトレーニングしますが、このアプローチは完全なパイプライン注入と組み合わせて使用できるようになっているため、天体物理学およびノイズトリガーの実際の分布を重力波ポピュレーション分析に含める方法に道を開きます。
単純な極曲線によるブラックホールシャドウの近似について
| Title |
On_the_approximation_of_the_black_hole_shadow_with_a_simple_polar_curve |
| Authors |
Joseph_R._Farah,_Dominic_W._Pesce,_Michael_D._Johnson,_and_Lindy_L._Blackburn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06732 |
明るく光学的に薄い発光領域内に埋め込まれたブラックホールは、画像にほぼ円形の「影」を刻みます。これは、ブラックホールへの観察者の視線に対応します。シャドウの境界はブラックホールの質量とスピンに依存し、高解像度画像を介して両方の特性の観察可能な署名を提供します。ただし、影の境界の標準的な表現は、画像座標ではなく、ボイヤーリンドキストの半径によって最も自然にパラメーター化されます。楕円とリマコンと呼ばれる一連の曲線を使用して、影の境界の単純な近似パラメーター化を探索します。これらの曲線がすべてのブラックホールのスピンと傾斜に対して優れた効率的な近似を提供することを示します。特に、リマコンの2つのパラメーターが、質量とスピンから生じる3つの主要な影の変形（サイズ、変位、および非対称性）を自然に説明することを示します。これらの曲線は、干渉データに直接フィットするパラメトリックモデルに便利です。実際の測定制限がある画像からブラックホールプロパティを推定するときに予想される退化を明らかにし、ブラックホール画像を使用したカーメトリックのパラメトリックテストの自然なフレームワークを提供します。
超新星残骸G43.9 + 1.6を取り巻く分子雲：関連および非関連
| Title |
Molecular_Clouds_Surrounding_Supernova_Remnant_G43.9+1.6:_Associated_and_Non-associated |
| Authors |
Xin_Zhou,_Yang_Su,_Ji_Yang,_Yang_Chen,_Ye_Xu,_Xuepeng_Chen,_and_Shaobo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06973 |
多くの超新星残骸（SNR）は分子環境で進化すると考えられていますが、SNRと分子雲（MC）の間の関連はしばしば不明確です。このようなあいまいなケースを認識して、COライン観測によるSNRG43.9+1.6に向けた分子環境に関する研究を報告します。異なる速度でのSNRとMC間の相関を調査し、2つの速度成分、つまり$\sim$5kms$^{-1}$と$\sim$50kms$^{-1}$の速度成分を見つけました。残骸との空間相関を示しています。ただし、$\sim$5kms$^{-1}$速度成分の動的な外乱の証拠は見つかりませんでした。$\sim$5kms$^{-1}$速度成分の距離で、近距離または遠距離のいずれかで、導出された物理パラメーターも不合理です。SNRは$\sim$5kms$^{-1}$速度成分に関連付けられておらず、それらの空間相関は偶然の相関にすぎないと結論付けます。$\sim$50kms$^{-1}$の速度成分の場合、外乱の動的な証拠と空間相関は、それがSNRに関連付けられていることを示します。残骸の境界に沿って分布している分子の塊から抽出されたすべてのCOスペクトルには、ガウス関数で近似できる広がった成分があることがわかりました。さらなる分析により、SNRが約3.1kpcのほぼ運動距離にあることをお勧めします。
障害のあるディスク風によって引き起こされた星の質量のブラックホールGRS 1915 + 105の不明瞭なセイファート2のような状態
| Title |
An_Obscured,_Seyfert-2-like_State_of_the_Stellar-mass_Black_Hole_GRS_1915+105_Caused_by_Failed_Disk_Winds |
| Authors |
J._M._Miller_(1),_A._Zoghbi_(1),_J._Raymond_(2),_M._Balakrishnan_(1),_L._Brenneman_(2),_E._Cackett_(3),_P._Draghis_(1),_A._C._Fabian_(4),_E._Gallo_(1),_J._Kaastra_(5,6),_T._Kallman_(7),_E._Kammoun_(1),_S._E._Motta_(8),_D._Proga_(9),_M._T._Reynolds_(1),_N._Trueba_(1)_((1)_Univ._of_Michigan,_(2)_SAO,_(3)_Wayne_State_Univ.,_(4)_Univ._of_Cambridge,_(5)_SRON,_(6)_Univ._Utrecht,_(7)_NASA/GSFC,_(8)_Univ._of_Oxford,_(9)_UNLV) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07005 |
小説、非常にあいまいな状態の間に得られた恒星質量ブラックホールGRS1915+105のチャンドラ格子スペクトルについて報告します。発生源がこの状態に入ると、強力な吸収線によって高密度の大規模な降着円盤風が検出されました。光化モデリングは、それが中央エンジンの近くで、外部降着円盤から桁違いに発生しなければならないことを示しています。このフェーズでは、ほぼ正弦波の強いフラックス変動が重要な洞察をもたらしました。風は、列密度が比較的低いときに青方偏移しますが、コンプトンの厚いしきい値に近づくにつれて赤方偏移します。風が局所的な脱出速度を達成するように見えることはありません。この意味で、それは「失敗した風」です。後の観察では、ディスクは最終的に中央エンジンでさえもガスを排除できず、非常に強いFeK輝線を特徴とする、非常に覆い隠されたコンプトン厚の状態につながることが示唆されています。実際、これらの後者のスペクトルは、不明瞭なAGN用に開発されたモデルを使用して正常に記述されています。「覆い隠された状態」にあるGRS1915+105のセイファート2およびコンプトン厚AGNとの驚くべき類似性の観点から結果を議論し、巨大ブラックホールにおける降着と覆い隠しの理解が観測によってどのように影響されるかを探ります。
$ ^ 7 $ nova V5668 Sgrの豊富さは理論に矛盾しません
$^7$Beの共鳴線は現在5つの新星で検出されています。$^7$Be\、IIおよびCa\、II線の同等の幅から推定されるこの同位体の利用可能な存在量は、熱核フラッシュのモデルの予測と比較して大幅に高くなっています。この格差の理由を特定するために、2ゾーンモデルのフレームワークで熱核燃焼の動力学を計算することにより、より高い$^7$Be収率の可能性を調査し、パラメーターの好ましい選択に対してもそれを見つけます$^7$Beの質量分率は$3\cdot10^{-5}$を超えません。これは、既知の理論上の結果と一致しており、理論と観察との間の差異は取り除かれません。矛盾は、Be\、II/Beのイオン化率が$\7$Beの存在量を推定するために以前に採用されたCa\、II/Caのそれと等しいという仮定によって引き起こされることがわかります。novaV5668Sgrの場合、Be\、II/Beのイオン化率は、イオン化ポテンシャルの違いにより、Ca\、II/Caと比較して少なくとも$\sim10$高いことがわかります。novaV5668Sgrの$^7$Be質量分率の新しい推定は、理論と矛盾しません。$^7$Be崩壊からの478keVのガンマ量子の計算されたフラックスは、{\emINTEGRAL}観測による上限と一致しています。
Insight-HXMT / LE時間応答がタイミング解析に及ぼす影響
| Title |
The_influence_of_the_Insight-HXMT/LE_time_response_on_timing_analysis |
| Authors |
Deng-Ke_Zhou,_Shi-Jie_Zheng,_Li-Ming_Song,_Yong_Chen,_Cheng-Kui_Li,_Xiao-Bo_Li,_Tian-Xiang_Chen,_Wei-Wei_Cui,_Wei_Chen,_Da-Wei_Han,_Wei_Hu,_Jia_Huo,_Rui-Can_Ma,_Mao-Shun_Li,_Tian-Ming_Li,_Wei_Li,_He-Xin_Liu,_Bo_Lu,_Fang-Jun_Lu,_Jin-Lu_Qu,_You-Li_Tuo,_Juan_Wang,_Yu-Sa_Wang,_Bai-Yang_Wu,_Guang-Cheng_Xiao,_Yu-Peng_Xu,_Yan-Ji_Yang,_Shu_Zhang,_Zi-Liang_Zhang,_Xiao-Fan_Zhao,_Yu-Xuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06784 |
LEは、Insight-HXMTの低エネルギー望遠鏡です。掃引充電デバイス（SCD）を使用して軟X線光子を検出します。LEの時間応答は、SCDの構造によって引き起こされます。理論的分析とモンテカルロシミュレーションを使用して、パワースペクトル密度、パルスプロファイル、およびタイムラグの3つの側面から、タイミング分析に対するLE時間応答（LTR）の影響について説明します。LTRの後、パワースペクトル密度の値は、周波数の増加とともに単調に減少します。正弦波信号のパワースペクトル密度は、周波数536Hzで半分になります。QPO信号に対応する周波数は458Hzです。QPOの二乗平均平方根（RMS）も同様の動作をします。LTRの後、QPO信号の重心周波数と半値全幅（FWHM）は変化しません。LTRは、パルスプロファイルのRMSを低減し、パルス位相をシフトします。時間領域では、LTRは相互相関関数のピーク値のみを低減し、ピーク位置は変更しません。したがって、タイムラグの結果には影響しません。2つの機器から得られたタイムラグとそのうちの1つがLEであると考えると、LTRにより1.18msのラグが予想されます。周波数領域で計算されたタイムラグは、時間領域と同じです。
拡張ソース用の準帯域制限コロナグラフ
拡張光源の周りの環状領域からの光を透過し、他の場所では非常に高い比率で光を抑制する、ハイスループットのリオ型コロナグラフ用の等級付けされたコロナグラフィックイメージマスクのクラスを提案します。領域の内部半径は、その外部半径と同等です。マスクは、MJクフナーとWATraubによるアプローチ（「帯域制限」マスク）とD.Slepianによる最適なアポダイゼーションへのアプローチに触発されたアイデアを使用して設計されています。惑星の「アインシュタインリング」画像の見かけの半径が秒角のオーダーであり、太陽と太陽コロナの見かけの半径に匹敵する、太陽重力レンズの助けを借りた惑星。
ALMAバンド間位相参照：長いベースラインと高い周波数でのイメージング機能
| Title |
ALMA_Band-to-band_Phase_Referencing:_Imaging_Capabilities_on_Long_Baselines_and_High_Frequencies |
| Authors |
Yoshiharu_Asaki,_Luke_T._Maud,_Edward_B._Fomalont,_William_R._F._Dent,_Loreto_Barcos-Mu\~noz,_Neil_M._Phillips,_Akihiko_Hirota,_Satoko_Takahashi,_Stuartt_Corder,_John_M._Carpenter,_Eric_Villard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06824 |
AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayを使用した高周波ロングベースライン実験は、最大16kmのベースラインを使用して、サブミリ波領域での高角度分解能イメージング機能をテストするために編成されました。4つの実験、2つのバンド7（289GHz）と2つのバンド8（405GHz）観測が行われました。バンド間（B2B）の位相参照を使用した位相補正は、バンド3（96GHz）とバンド4（135GHz）でそれぞれ0.7degだけ離れた位相キャリブレーターで使用されました。バンド8では、14x11マスという最高の解像度を達成しました。位相基準で20秒と60秒のスイッチングサイクルタイムを使用して、ターゲットクエーサーの合成画像を比較しました。バンド7では、大気の位相rms（2分間で<0.5rad）の安定性が良好で、20秒と60秒のスイッチングサイクル時間のイメージコヒーレンスにほとんど差がありませんでした。1つのBand8の実験は、より悪い位相rms条件（2分間で>1rad）で行われました。これにより、60秒のスイッチングサイクル時間を使用すると、コヒーレンスが大幅に低下しました。4つの実験の1つは、20秒のスイッチングサイクル時間を使用すると、位相基準後の残留位相rmsエラーを289GHzで0.16radに低減できることを示しています。このような条件は、バンド10でのイメージコヒーレンスの70％以上の位相補正要件を満たします。同様の位相キャリブレーター分離角を想定すると、高周波での観測などのB2B位相参照の必要性が強調されます。
重力波は最初の銀河系外惑星系を発見しますか？
重力波は新しい観測ウィンドウを開いており、宇宙を通して最もエキゾチックなオブジェクトのいくつかと、重力自体のいくつかの秘密を明らかにすることができます。これらすべての新しい発見の中で、私たちは最近[N.タマニーニ＆C.ダニエルスキー、Nat。Astron。、3（9）、858（2019）]その宇宙ベースの重力波観測は、私たちの銀河内の至る所にある巨大な地球外惑星の新しい集団を検出する可能性を持っています。このエッセイでは、これらの周縁惑星系は天の川の外、特にその衛星銀河内でも検出できると主張しています。したがって、宇宙ベースの重力波観測は、最初の銀河系外惑星系を検出する手段を構成するかもしれません。これは、標準的な電磁探査の範囲を超えた目標です。
日射駆動の氷と大気の調査のためのマルチチャネル偏光感受性LIDARの事例
| Title |
The_case_for_a_multi-channel_polarization_sensitive_LIDAR_for_investigation_of_insolation-driven_ices_and_atmospheres |
| Authors |
Adrian_J._Brown,_Gorden_Videen,_Evgenij_Zubko,_Nicholas_Heavens,_Nicole-Jeanne_Schlegel,_Patricio_Becerra,_Young-Jun_Choi,_Colin_R._Meyer,_Tanya_N._Harrison,_Paul_Hayne,_Rachel_W._Obbard,_Tim_Michaels,_Michael_J._Wolff,_Scott_Guzewich,_Yongxiang_Hu,_Claire_Newman,_Christian_J._Grund,_Chae_Kyung_Sim,_Peter_B._Buhler,_Margaret_E._Landis,_Timothy_J._Stubbs,_Aymeric_Spiga_and_Devanshu_Jha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07087 |
すべてのLIDAR装置は同じではなく、LIDARテクノロジーの進歩には、必要なコンポーネントのさらなる開発を促進するためのコミュニティからの継続的な関心と需要が必要です。このホワイトペーパーの目的は、さらなる技術開発の必要性、および次世代のLIDARに実験的な時間、お金、および思考を投資することの潜在的な見返りをコミュニティに認識させることです。
Tタウリ星の降着の磁気的傾斜
古典的なTタウリ星（CTTS）は、磁気圏を介して円盤から物質を付加します。降着流の形状は、磁気の傾斜、つまり回転軸と磁気軸の間の角度に強く依存します。10個のCTTSのサンプルにおける磁気傾斜の分布を導き出すことを目的としています。このために、これらの星の回転サイクルに沿ったスペクトルのHeI$\lambda$5876ラインの半径方向速度の変化を監視しました。HeIは、磁極に近い降着衝撃で生成されます。磁気軸と回転軸が一致していない場合、この線の半径方向の速度は恒星の回転によって変調されます。変調の振幅は、星の予測される回転速度、$v\sini$、およびホットスポットの緯度に関連しています。スペクトルから$v\sini$およびHeI$\lambda$5876放射速度曲線を導出することにより、磁気傾斜の推定値が得られます。サンプルの平均傾斜は11.4$^{\circ}$で、RMS分散は5.4$^{\circ}$です。したがって、磁気軸は、これらの降着Tタウリ星の回転軸とほぼ一致しているように見えますが、正確には一致していないようです。CTTS。これは単に統計が少ないためか、サンプルの選択バイアスが原因である可能性があります。サンプルが受ける可能性のあるバイアスについて説明します。また、恒星の内部に応じて磁気の傾斜が変化し、完全に対流する星と部分的に放射する星の間には大きな違いがある可能性があるという仮の証拠も見つかりました。
| Title |
A_3D_framework_to_explore_the_propagation_effects_in_stars_exhibiting_electron_cyclotron_maser_emission |
| Authors |
Barnali_Das,_Surajit_Mondal,_Poonam_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06822 |
最近、コヒーレントな電波放射が、電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）のプロセスを介して、多くの高温の磁気星から発見されました。高度に円偏波したパルスの形で観測されるこの放射には、ホスト星に関する情報を含む興味深い特性があります。ECMEの重要な特性の1つは、パルス到着時間の周波数依存性です。これは、Trigilioetal。による伝播効果に起因している。（2011）、CUVirで観察されたシーケンスを定性的に説明できる（Loetal。2012）。しかし、恒星磁気圏の密度を推定するための有望なツールであるこの現象に対する定量的処理は存在しません。さらに、磁気圏を介したECMEへの伝播の影響は、パルスの特定のシーケンスの発生を引き起こし、場合によってはECMEの上限カットオフ周波数を生成することに限定されると考えられています（Letoetal。2019）。ここでは、星の内部磁気圏での連続的な屈折を考慮して、伝播効果に対処するためのフレームワークを示します。このフレームワークは、あらゆるタイプの密度分布、および原則としてあらゆるタイプの磁場を組み込むことができますが、この作業では、双極磁場に限定します。シミュレーションにより、傾斜の高い星の場合、伝播効果がパルスの到着シーケンスに大きく影響するだけでなく、パルス形状や特定の磁気圏からのパルスの可観測性にも影響を与えることがわかります。
太陽周期24中のGOES SXRフレアの南北分布と非対称性
| Title |
North-South_Distribution_and_Asymmetry_of_GOES_SXR_Flares_during_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Anita_Joshi_and_Ramesh_Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06998 |
ここでは、太陽周期24における南北（N-S）分布とGOES軟X線（SXR）フレアの非対称性の調査結果を示します。調査期間には、周期の上昇、最大、下降の段階が含まれます。サイクル中に、ダブルピーク（2011、2014）の太陽極大が発生しました。2011年のサイクルピークは、北半球（NH）のBクラスフレア過剰活動によるものですが、南半球（SH）のCおよびMクラスフレア過剰活動は、2014年のサイクルの2番目のピークをサポートしました。データ分析では、SXRフレアは、各半球の11〜20度の緯度でより顕著であることが示されています。SXRフレアカウントの累積値は、サイクルの上昇段階で北部の超過を示します。しかし、サイクルの下降段階では、南部の超過が発生しました。サイクルには、顕著なSH支配の非対称性が存在します。サイクルの最大値に近づくと、非対称性が顕著に高まり、符号が反転します。
低質量星におけるユビキタスリチウム生成の発見
| Title |
Discovery_of_ubiquitous_lithium_production_in_low-mass_stars |
| Authors |
Yerra_Bharat_Kumar,_Bacham_E._Reddy,_Simon_W._Campbell,_Sunayana_Maben,_Gang_Zhao,_Yuan-Sen_Ting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07045 |
太陽に似た質量を持つ星の大部分は、低温核燃焼によって、その寿命の過程でリチウムのみを破壊すると予想されています。これは現在、何十万もの赤い巨星の観測によってサポートされています（Brownetal。1989、Kumaretal。2011、Deepaketal。2019、Singhetal。2019、Caseyetal。2019）。ここでは、赤い巨大分岐相の直後に続く進化の赤い凝集相の星のLi含有量について、最初の大規模な系統的調査を実行します。驚くべきことに、すべての赤い塊の星は、進化の段階で高レベルのリチウムを持っていることがわかりました。赤い巨大分岐ステージの終了後、平均してリチウム含有量は40倍に増加します。これは、すべての低質量星が赤い巨大な枝の先端と赤い塊の間でリチウム生成段階を経ていることを示唆しています。我々の発見は恒星理論によって予測されていないことを示しており、観測とモデルの間の厳しい緊張が明らかになっています。また、A（Li）$を使用して非常に研究されている（Brownetal。1989、Reddyetal。2005、Kumaretal。2011、Singhetal。2019、Caseyetal。2019）+1.5$dexは、3％の赤い塊の星を含む、リチウム増強分布の極端なテールのみを表します。私たちの調査結果は、赤い塊星におけるLiの豊富さの新しい定義の制限、A（Li）$>-0.9$dexを示唆しています。ブラウンら1989、カスティリョら1995、レディら2005、カールバーグら2016、ケーシーら2019、ホランダら2020）。
太陽周期の振幅を調整する非線形メカニズム
太陽磁気活動サイクルには、広い値の範囲内で変動する振幅があります。これは、暴走ソリューションを防止する非線形メカニズムがあることを意味します。この論文の目的は、バブコック・レイトン（BL）型ダイナモの枠組みで観測可能な非線形メカニズムを提案することです。黒点の出現は、強い周期がより高い平均緯度とより低い傾斜角係数を持つ傾向があるという系統的な特性を示しています。表面フラックス輸送モデルを使用して、予想される最終的な総双極子モーメントに対する系統的特性の影響、つまり、キャンセルと太陽サイクル全体による双極子モーメントの生成を調査します。緯度の系統的な変化が、太陽周期（緯度消光）と同様の非線形フィードバックを傾斜（傾斜消光）と同様に行うことを示します。どちらの形のクエンチでも、予想される最終的な総双極子モーメントは弱いサイクルでは強化され、通常および強いサイクルではほぼ一定の値に飽和します。これは、観測された長期の太陽周期変動、例えば、Gnevyshev-Ohl規則を説明します。これは、BL型ダイナモに固有の非線形メカニズムを正当化します。私たちの研究は、クールな星の磁気サイクル、特に恒星の特性がその特性をどのように決定するかを理解する道を開きます。
スタースポットの進化、微分回転、およびケプラー411の彩層活動と光球活動の相関
| Title |
Starspot_evolution,_Differential_Rotation_and_Correlation_between_Chromospheric_and_Photospheric_Activities_on_Kepler-411 |
| Authors |
Xu_Fukun,_Gu_Shenghong_and_Ioannidis_Panos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07158 |
ケプラーから4年間の時系列測光を使用して、スタースポットの進化、表面差分回転（SDR）、活動層星団の色空間活動インジケーターと、活動星である色空間活動と光球活動の空間的関係の相関関係を分析します。KeckIの10m望遠鏡と麗江の2.4m望遠鏡からの分光データ。ソフトウェアPyKE3を使用して手動で再定義されたアパーチャを使用して、ターゲットピクセルファイルと共トレンド基底ベクトルから測光とリダクションを再実行することにより、光度曲線を作成しました。効率的なプログラムGEMC\_LCMは、固定緯度（30、45）、（30、60）、および（45、60）に3つのスポットグループを持つ選択された光度曲線セグメントに2スポットモデルを適用するために開発されました。スポットの緯度に依存しない約660日の周期でスタースポットの周期的な変動が見つかり、SDRの下限を$P_{\text{eq}}=9.7810（0.0169）$日と$\alpha=0.1016と推定しました（0.0023）$。同時に、個々のスペクトルから全体の平均スペクトルを差し引くことにより、彩層活動指標の相対的変動が導き出されました。以前の結果によると、CaIIHおよびK放出は互いに強く相関しており、分散が大きいH$\alpha$とCaIIH\＆K放出の間にも相関が存在することがわかります。さらに、2011年と2012年ではCaIIHとKの放出の相関が異なることがわかります。彩層の放出変動は、光度曲線と非常に空間的な反相関を示し、彩層の活性領域とスポット領域の空間的なつながりを示唆しています。
XENON1Tアクシオンの宇宙の痕跡
| Title |
Cosmic_Imprints_of_XENON1T_Axions |
| Authors |
Fernando_Arias-Aragon,_Francesco_D'Eramo,_Ricardo_Z._Ferreira,_Luca_Merlo,_Alessio_Notari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06579 |
XENON1Tによって観測された最近の電子反跳過剰は、電子に結合された太陽のアキシオンの観点から考えられる解釈があります。そのようなアクシオンが再結合時に依然として相対論的である場合、有効ニュートリノ数$\DeltaN_\text{eff}$によってパラメーター化された追加の放射成分の形で宇宙の痕跡も残します。将来のCMB調査で検出可能な信号を使用して最小限のシナリオを探索します。すべてのフェルミオンに民主的に結合されたアキシオン、放射的に生成されたアキシオン-電子結合、QCDアキシオンのDFSZフレームワーク。予測される$\DeltaN_\text{eff}$は、すべてのケースで$0.03-0.04$より大きく、CMB-S4実験の$2\sigma$予測感度に近いです。これは宇宙論的観測でXENON1Tの超過の太陽のアキシオン解釈をテストする可能性を開きます。
計算一般相対論的フォースフリー電気力学：I.複数座標の実装とテスト
| Title |
Computational_General_Relativistic_Force-Free_Electrodynamics:_I._Multi-Coordinate_Implementation_and_Testing |
| Authors |
J._F._Mahlmann_(1),_M._A._Aloy_(1),_V._Mewes_(2,3),_P._Cerd\'a-Dur\'an_(1)_((1)_Departament_d'Astronomia_i_Astrof\'isica,_Universitat_de_Val\`encia,_46100,_Burjassot,_Spain,_(2)_National_Center_for_Computational_Sciences,_Oak_Ridge_National_Laboratory,_P.O._Box_2008,_Oak_Ridge,_TN_37831-6164,_USA,_(3)_Physics_Division,_Oak_Ridge_National_Laboratory,_P.O._Box_2008,_Oak_Ridge,_TN_37831-6354,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06580 |
一般相対論的フォースフリー電気力学は、強い磁場がすべての慣性現象よりも支配的であるエネルギー流出を分析するために使用される1つの可能なプラズマ限界です。銀河中心からのブラックホールの影とM87銀河の驚くべき画像は、宇宙の最も極端な環境での降着流の物理学を最初に直接垣間見せます。回転するBHからのコリメートされた流出またはジェットの形でのエネルギーの効率的な抽出は、周囲の磁場のトポロジーに直接リンクしています。私たちは、ブラックホールや中性子星などのコンパクトな物体の周りの磁気圏におけるそのような磁場のダイナミクスを数値的にモデル化するツールを提供することを目指しています。これにより、マグネターフレアなどの高エネルギー現象の形成や、いくつかの活動銀河核の非常に変化しやすいテラエレクトロンボルト放出におけるそれらの役割を調査します。この作業では、コンパクトな天体物理学的オブジェクトの完全に力のない磁気圏をモデル化できる数値戦略を示します。EinsteinToolkitのインフラストラクチャを使用して、デカルト座標と球面座標での一般相対論的力のない電気力学の実装の実装の詳細と広範なテストを提供します。完全な一般相対論的互換性を備えた数値エラーの採用された双曲線/放物線クリーニングは、動的時空における数値エラーの高速移流を可能にします。発散誤差のこのような高速移流は、ブラックホール磁気圏の一般相対論的力のない電気力学モデリングの安定性を大幅に改善します。
中性子物質の圧縮率和則を満たす
| Title |
Satisfying_the_compressibility_sum_rule_in_neutron_matter |
| Authors |
Mateusz_Buraczynski,_Samuel_Martinello,_Alexandros_Gezerlis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06589 |
強く相互作用する中性子物質の静的応答関数には、この相互作用する多粒子系に関する重要な情報が含まれており、基底状態の特性を超えています。この作業では、いくつかの異なる密度で2つの大きなクラスの核力（現象論的およびカイラル）に量子モンテカルロ（QMC）アプローチを採用します。周期的な体積の4224個の粒子の自己矛盾のないエネルギー密度汎関数（EDF）計算により、有限サイズの効果を処理します。これらのQMC計算とEDF計算を組み合わせて、モデルに依存しない静的応答関数の抽出を生成します。私たちの結果は、入力状態の制約として後者を使用せずに、均一状態方程式から始まる応答関数の制限動作をカプセル化する圧縮率合計ルールと一致しています。不均質な中性子物質に関する私たちの予測は、他の多体アプローチのベンチマークとして機能し、それによって中性子星の地殻と中性子に富む核の物理学に光を当てることができます。
計算一般相対論的フォースフリー電気力学：II。数値拡散率の特性化
| Title |
Computational_General_Relativistic_Force-Free_Electrodynamics:_II._Characterization_of_Numerical_Diffusivity |
| Authors |
J._F._Mahlmann_(1),_M._A._Aloy_(1),_V._Mewes_(2,3),_P._Cerd\'a-Dur\'an_(1)_((1)_Departament_d'Astronomia_i_Astrof\'isica,_Universitat_de_Val\`encia,_46100,_Burjassot,_Spain,_(2)_National_Center_for_Computational_Sciences,_Oak_Ridge_National_Laboratory,_P.O._Box_2008,_Oak_Ridge,_TN_37831-6164,_USA,_(3)_Physics_Division,_Oak_Ridge_National_Laboratory,_P.O._Box_2008,_Oak_Ridge,_TN_37831-6354,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06599 |
科学的コードは、理論と実験の間の不可欠なリンクです。（天体-）プラズマ物理学では、そのような数値ツールは、宇宙の最も極端なエネルギーの流れへの1つのウィンドウです。マクスウェルの方程式の離散化-高度に磁化された（天体）物理プラズマを数値モデリングに適合させるために必要なもの-は、数値拡散を導入します。これは、システムの物理的な構成要素に関係なく、散逸の原因として機能します。科学的コードの数値拡散を理解することは、それらの信頼性を分類するための鍵です。数値実験の結果が物理的である特定の限界を与えます。我々は、一般相対論的力のない電気力学のシミュレーションのために最近開発した数値ツールの数値拡散特性を定量化し、特性化することを目指しています。私たちのコードは、高度に磁化されたプラズマの滑らかな波を正しくモデル化します。現在のシートとティアリングモードの不安定性のコンテキストで一般相対論的な力のない電気力学の限界を評価します。磁場に平行な電流（$\mathbf{j}_\parallel$）と、現在のシート全体の一般相対論的力のない電気力学の内訳が組み合わさると、抵抗性不安定の物理モデリングが損なわれることがわかります。対象となる特性サイズごとに少なくとも8つの数値セル（プラズマ波の波長または現在のシートの横幅など）が、数値と物理的起源の抵抗率の一貫性を見つけるために必要であることがわかります。フォースフリー電流の高次離散化により、（滑らかな）プラズマ波動力学にほぼ理想的な次数の収束を提供できます。抵抗層の物理モデリングには、$\mathbf{j}_\parallel$の進化のために、適切な現在の処方箋またはサブグリッドモデリングが必要です。
スカラー-テンソル宇宙論におけるインフレーションから暗黒エネルギーへ
動的システムの方法は、インフレーションまたは暗黒エネルギーの時代への移行に焦点を当てた宇宙論での幅広いアプリケーションを発見しています。この論文では、フラットフリードマンルマイトルロバートソンウォーカー時空における放射およびダスト物質流体を伴う一般的なスカラーテンソル重力を考慮することにより、宇宙の全歴史を動的システムに取り込むよう努めています。宇宙の進化の主な段階、すなわち、インフレーション、放射線支配、物質支配、および暗黒エネルギー支配は、位相空間のそれぞれの固定点によって表すことができます。解の進化は適切なプロパティを持つこれらの固定点のシーケンスによって支配されるため、モデルが実行可能な宇宙履歴を一般的な方法で提供するためにスカラーポテンシャルと非最小結合が満たす必要がある条件を決定できます。曲率への2次の非最小結合がある場合とない場合の、4次ポテンシャルを持つスカラーフィールドによる構成を示します。
以前の分析を拡張して、ループ量子重力ヒルベルト空間全体の部分ゲージ修正から派生したシュワルツシルトブラックホールの内部を調べます。今回は、逆ボリュームとコヒーレント状態サブリーディング修正を含みます。導出された有効ハミルトニアンは、ミニスーパースペースモデルで導入されたものとは決定的に異なります。この違いは、古典的な特異点に取って代わる均一なバウンドジオメトリのクラスに反映され、有効なハミルトニアンを導出するために使用されるコヒーレント状態の構造に関連付けられた一連の量子パラメータによってラベル付けされます。幾何学的な考慮を通じてこれらの量子パラメータを修正することにより、ポストバウンス内部ジオメトリは、バルベロイムミルジパラメータ$\gamma$の値に対する高い感度を明らかにします。驚くべきことに、$\gamma\約0.274$は内部領域で漸近的にデSitterジオメトリになることがわかり、宇宙定数は純粋に量子重力効果から生成されます。驚くべき事実は、$\gamma$のこの値と、ループ量子重力におけるSU（2）ブラックホールエントロピー計算から得られた値との正確な一致です。2つのまったく関係のない理論的フレームワークと計算設定でのこの値の出現は、ループ量子重力の領域ギャップ、ブラックホール物理学、および観測可能な宇宙の間の深いつながりを強く示唆しています。後者に関連して、我々は宇宙定数の測定値と宇宙で観測された質量との間の興味深い関係を、微視的なダイナミクスに関連するスピン量子数くりこみ効果の提案から指摘します。
無衝突ショックのMHDジャンプ条件を信頼できますか？
衝撃の密度ジャンプを計算するために適用される場合、標準の電磁流体力学（MHD）形式は、1）すべての上流材料が下流を通過し、それが運ぶ運動量とエネルギーとともに、2）圧力が等方性であると仮定します。衝突のない衝撃では、正面を前後に行き来する衝撃加速粒子は、最初の仮定を無効にする可能性があります。さらに、外部磁場は安定した圧力異方性を維持できるため、2番目の仮定は無効になります。したがって、無衝突ショックの密度ジャンプがMHDジャンプを満たすかどうかは不明です。ここでは、この問題を明確にしようとします。文献レビューは、無衝突衝撃のパーティクルインセルシミュレーションを扱う68の記事で行われます。MHD密度ジャンプからの逸脱を引き起こす要因を分析し、Rankine-Hugoniotジャンプからの相対的な逸脱である$\Delta_{RH}$への影響を定量化します。小さな出発の場合は、$\Delta_{RH}=+\mathcal{O}（10^{-1-3.7\kappa}）t^\kappa-\sigma\mathcal{O}（1）$where$t$を提案しますはシミュレーションのタイムスケール、$\sigma$は磁化パラメーター、$\kappa$は次数1の定数です。最初の項は、加速された粒子へのエネルギー漏れから生じます。2番目の項は、フィールドによってトリガーされる下流の異方性から生じます（上流の等方性を想定）。この関係により、無衝突衝撃がRH密度ジャンプをどの程度満たすかを評価できます。強い場の限界および平行衝撃の場合、場によって引き起こされる逸脱は、有限の負の値で飽和します。垂直方向の衝撃の場合、$\sigma$の高低で出発点がゼロになり、ここで出発点ウィンドウが見つかります。得られた結果は、完全な3Dシミュレーションに対してチェックする必要があります。
電弱バリオン発生における輸送方程式を解くための分析技術
| Title |
Analytic_Techniques_for_Solving_the_Transport_Equations_in_Electroweak_Baryogenesis |
| Authors |
Elina_Fuchs,_Marta_Losada,_Yosef_Nir,_Yehonatan_Viernik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06940 |
特に電弱バリオジェネシスのコンテキストで、輸送方程式を解くための効率的な方法を開発します。穏やかな近似の下で完全な分析結果を提供し、より一般的なケースに適用できる半分析結果をテストすることもできます。私たちの方法の重要な要素には、粒子密度とその導関数のブロック行列として連立方程式のセットを表す2次微分方程式の1次への簡約、ゼロモードの識別、および行列のブロック分解が含まれます。複雑な湯川カップリングの標準モデル有効場理論フレームワークで宇宙のバリオン非対称性（BAU）を計算する方法を適用して、さまざまなモデルパラメーターとレートの変更に対する結果のBAUの感度を決定し、その影響を推定します。一般的に使用される薄壁近似。
$ ^ {3} {\ rm He}（\ alpha、\ gamma）^ {7} {\ rm Be} $および$ ^ {3} {\ rm
H}（\ alpha、\ gamma）^ {の分析7} {\ rm Li} $修正ポテンシャルモデルアプローチでの天体物理学的直接捕捉反応
| Title |
Analysis_of_the_$^{3}{\rm_He}(\alpha,_\gamma)^{7}{\rm_Be}$_and_$^{3}{\rm_H}(\alpha,\gamma)^{7}{\rm_Li}$_astrophysical_direct_capture_reactions_in_a_modified_potential-model_approach |
| Authors |
E.M._Tursunov,_S.A._Turakulov,_A.S._Kadyrov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06952 |
直接放射捕獲プロセスの天体物理学$S$因子と反応率$^{3}{\rmHe}（\alpha、\gamma）^{7}{\rmBe}$と$^{3}{\rmH}（\alpha、\gamma）^{7}{\rmLi}$、および$^{7}{\rmLi}$要素の原始的な存在量は、変更された2つのフレームワークで推定されます-体電位モデル。$d$波の位相相当$\alpha-^{3}{\rmHe}$ポテンシャルを適切に変更すると、直接$^{3}の天体物理$S$係数の説明を改善できることが示されています{\rmHe}（\alpha、\gamma）^{7}{\rmBe}$0.5MeVを超えるエネルギーでの放射捕獲反応。推定$^{7}{\rmLi/H}$存在比$（4.89\pm0.18）\times10^{-10}$は、最近の$（5.0\pm0.3の測定値と非常によく一致しています。）\times10^{-10}$はLUNAのコラボレーションによるものです。
運動論的アルフベン波乱流における逆カスケードと磁気渦
| Title |
Inverse_cascade_and_magnetic_vortices_in_kinetic_Alfv\'en-wave_turbulence |
| Authors |
George_Miloshevich,_Dimitri_Laveder,_Thierry_Passot,_Pierre-Louis_Sulem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.06976 |
イオン有限ラーモア半径補正と平行磁場変動を保持する、磁化電子陽子プラズマにおける運動論的アルフベン波（KAW）のハミルトニアン2フィールドジャイロ流体モデルを使用して、乱流時に発生する逆カスケードを研究するサブイオンスケールでランダムに駆動されます。アンビエントフィールドに垂直な方向では、カスケードのダイナミクスは非局所的であり、駆動スケールでの特徴的な非線形時間に対する波の周期の比率$\chi_f$に敏感です。$\chi_f$が大きすぎない場合、崩壊の不安定性が発生し、しばらくの間逆転送が強化されます。2つの反対方向に伝播する波が等しく駆動された初期に得られた平衡状態も、小さな$\chi_f$に対して不安定になり、限られたスペクトル範囲に制限された逆カスケードにつながります。$\beta_e$が数ユニットよりも小さい場合、低分散スペクトル範囲に到達するとカスケードが遅くなります。より高い$\beta_e$の場合、KAWとAlfv'enの周波数の比は極小値を示します。この横波数では、イオンスケールの磁気渦の発達に関連して凝縮物が形成されます。次に、より大きなスケールへのカスケードが抑制されます。平行方向では、パラメータに応じて、局所的な逆カスケードが発生し、細長い渦が生じます。
オールドバビロンの没落の二重食
何十年にもわたって、学者たちはオールドバビロニア帝国を歴史の絶対的な時系列に正しく組み込む方法を逆転しています。シリーズEnumaAnuEnlil（EAE＃20）の楔形文字は、月食と日食の後のバビロンの破壊について報告しています。日食は、歴史的な出来事を調べるための優れたツールを提供します。このアカウントは、提案されたさまざまな年表に当てはまる日食ペアの調査の基礎となります。そのテキストの3つの解釈を検討します。文字どおりの理解、2つのEclipseタイプの逆のシーケンス、設定のAkkadへの再配置です。すべての亜種に欠陥があります。アカウントが3番目のオプションを使用する場合、つまり紀元前2161年に割り当てられた場合、年がアッカドのグティアン統治の終わりを示すので、最も複雑なことは起こりません。しかし、いずれにせよ、アカウントは他よりも長い年表をサポートしているようです。非常に昔の日食を扱う場合、地球の回転の不規則な減速に関して可視ゾーンのシフトも考慮に入れます。
拡大する太陽風におけるコアと超熱的個体群の存在下での電子消火ホース不安定性による無衝突熱流束調節
| Title |
Collisionless_heat_flux_regulation_via_electron_firehose_instability_in_presence_of_a_core_and_suprathermal_population_in_the_expanding_solar_wind |
| Authors |
Maria_Elena_Innocenti,_Elisabetta_Boella,_Anna_Tenerani,_and_Marco_Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07143 |
太陽風の電子熱流束の進化は、いくつかの効果間の相互作用によって制御されます。太陽風の膨張は、速度空間の不安定性、乱流と波動粒子の相互作用、場合によっては衝突を引き起こす可能性があります。ここでは、熱流束の調整において、複数の電子集団の存在下で発生する、太陽風の膨張と電子ホースの不安定性が果たすそれぞれの役割について説明します。完全に運動的な拡張ボックスモデルシミュレーションを実行し、電子種ごとにエンタルピー、バルク、速度分布関数の歪度の寄与を個別に分析します。電子エネルギーフラックスの進化を決定する重要な要因は、太陽風の残りのフレームにおける電子集団のドリフト速度の減少であることがわかります。私たちのシミュレーションでは、電子ファイアホースの不安定性の開始後、平行から垂直方向への電子熱エネルギーの再分布が観察されます。ただし、このプロセスはエネルギーフラックスの進化に最小限の影響しか与えないようです。したがって、太陽風枠内の電子種ドリフト速度の低下は、熱流束不安定性の効率と直接相関しているように見えます
ダーク元素合成：断面と天体物理学的信号
暗黒物質の束縛状態の形成とその間接検出実験への影響を調査します。暗黒物質が強結合暗部のバリオンである場合に焦点を当て、光子の放出における浅い核束縛状態の形成、およびWおよびZゲージボソンの一般的な公式を提供します。これらのプロセスは、電気的遷移と磁気的遷移を介して発生する可能性があり、フェルミとHESSによる単色光と拡散光子の測定でテスト可能な間接信号を発生させます。また、束縛状態形成断面積を、ゾンマーフェルト増強因子を乗じた近距離核部分に因数分解することの妥当性を研究します。近距離核ポテンシャルはしばしば分解に違反し、特にゼロエネルギー束縛状態に関連するピークの位置を変更することがわかります。最後に、アイソスピン破壊効果を含む（弱結合）最小DM五つ子の束縛状態の形成を再検討し、現在の境界と互換性のある間接検出信号を生成することを確認します。
