信号対雑音、赤方偏移、角度範囲が弱いレンズ2ポイント関数のバイアスに及ぼす影響
| Title |
The_impact_of_signal-to-noise,_redshift,_and_angular_range_on_the_bias_of_weak_lensing_2-point_functions |
| Authors |
Amy_J._Louca,_Elena_Sellentin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07253 |
弱いレンズデータは自然に歪んだ分布に従います。これは、調査から得られる可能性が最も高いデータベクトルが体系的にその平均を下回ることを意味します。この効果はCMB分析から定性的に知られていますが、CMBの結果の直接転送が量的に正しくないため、弱いレンズ効果でそれを正しく説明することは困難です。以前の研究（Sellentinetal。2018）はこのバイアスの大きさに焦点を当てていましたが、ここではこのバイアスの頻度、赤方偏移によるそのスケーリング、および調査の信号対雑音への影響に焦点を当てました。COSEBIを使用して弱いレンズのデータをフィルタリングすると、弱いレンズの可能性は$\ell\約100$まで歪んでいるのに対し、CMBの尤度はすでに$\ell\約20$でガウス化しています。KiDSおよびDESのような赤方偏移と角度範囲のCOSEBI圧縮データはガウス分布に従いますが、広いカバレッジとこれらの調査のより深い範囲。データポイントごとの信号対雑音比を計算すると、信号対雑音比が最も高いデータポイントが最も偏っていることがわかります。すべての赤方偏移において、この偏りは、調査の総S/N比の少なくとも10％に影響を与えます。したがって、バイアスはパラメーターの推論に影響を与えると予想されます。バイアスは、非ガウス尤度を作成することで処理できます。それ以外の場合は、S/N比が最も高いデータポイントを削除することで削減できます。
ニューラルネットワークを指導して高速Sunyaev Zel'dovichマップを生成する
| Title |
Teaching_neural_networks_to_generate_Fast_Sunyaev_Zel'dovich_Maps |
| Authors |
Leander_Thiele,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_David_N._Spergel,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07267 |
Sunyaev-Zel'dovichの熱（tSZ）とSunyaev-Zel'dovichの運動（kSZ）効果は、熱い宇宙の電子圧力と運動量の分布を追跡します。これらの観測量は、豊富なマルチスケール物理学に依存しているため、シミュレートされたマップは、理想的には、冷却、星形成、およびその他の複雑なプロセスなどのバリオニックフィードバック効果をキャプチャする計算に基づいている必要があります。このホワイトペーパーでは、U-Netアーキテクチャを使用して深い畳み込みニューラルネットワークをトレーニングし、暗黒物質の3次元分布から電子密度、運動量、圧力を100kpcの解像度でマッピングします。これらのネットワークは、TNG300ボリュームとIllustrisTNGプロジェクトからの一連のクラスター拡大シミュレーションの組み合わせでトレーニングされます。ニューラルネットは、シミュレーションのパワースペクトル、1点確率分布関数、バイスペクトル、および相互相関係数を、最新の半分析モデルよりも正確に再現できます。私たちのアプローチは、銀河形成の完全な宇宙流体力学シミュレーションの豊富さを分析計算の速度でキャプチャするためのルートを提供します。
アタカマ宇宙望遠鏡：DR4マップと宇宙論的パラメーター
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_DR4_Maps_and_Cosmological_Parameters |
| Authors |
Simone_Aiola,_Erminia_Calabrese,_Lo\"ic_Maurin,_Sigurd_Naess,_Benjamin_L._Schmitt,_Maximilian_H._Abitbol,_Graeme_E._Addison,_Peter_A._R._Ade,_David_Alonso,_Mandana_Amiri,_Stefania_Amodeo,_Elio_Angile,_Jason_E._Austermann,_Taylor_Baildon,_Nick_Battaglia,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_Daniel_T._Becker,_J_Richard_Bond,_Sarah_Marie_Bruno,_Victoria_Calafut,_Luis_E._Campusano,_Felipe_Carrero,_Grace_E._Chesmore,_Hsiao-mei_Cho.,_Steve_K._Choi,_Susan_E._Clark,_Nicholas_F._Cothard,_Devin_Crichton,_Kevin_T._Crowley,_Omar_Darwish,_Rahul_Datta,_Edward_V._Denison,_Mark_J._Devlin,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Thomas_Essinger-Hileman,_Max_Fankhanel,_Simone_Ferraro,_Anna_E._Fox,_Brittany_Fuzia,_Patricio_A._Gallardo,_Vera_Gluscevic,_Joseph_E._Golec,_et_al._(93_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07288 |
98〜150GHzで2013〜2016年から取得したデータを使用して、アタカマ宇宙望遠鏡からの宇宙マイクロ波背景温度と偏光異方性の新しいアーク分解像度マップを提示します。マップは17,000deg$^2$以上、最も深い600deg$^2$をカバーし、ノイズレベルは$10$$\mu$K-arcmin未満です。これらのマップの約6,000deg$^2$から導出されたパワースペクトルを使用して、宇宙論を制約します。ACTデータは、発散のような偏光と温度異方性の両方における特徴の角度スケールの測定を可能にし、最後の散乱での速度と密度の両方を追跡します。これらから、最後に散乱した表面までの距離を導き、局所的な拡大率$H_0$を推測できます。ACTデータとWMAPからの大規模な情報を組み合わせることにより、$H_0=67.6\pm1.1$km/s/Mpcを68％の信頼度で測定し、独立して測定されたPlanck衛星推定値と非常によく一致します（ACTのみから$H_0=67.9\pm1.5$km/s/Mpc）。$\Lambda$CDMモデルはACTデータに適切に適合しており、偏差の証拠は見つかりません。空間曲率とスペクトルの標準レンズ信号からの逸脱はどちらもゼロから1$\sigma$以内です。;相対論的種の数、原始のヘリウム分率、スペクトルインデックスの実行は、$\Lambda$CDM予測と1.5〜2$\sigma$以内で一致しています。ACT、WMAP、Planckをパラメーターレベルで比較し、良好な一貫性を見つけます。ACTが測定しないCMB大規模情報を追加するときに、相関スペクトルインデックスとバリオン密度パラメーターの制約がどのように再調整されるかを調査します。ここで紹介するDR4製品は、マイクロ波背景データ分析用のNASAレガシーアーカイブで一般公開されます。
アタカマ宇宙望遠鏡：98および150 GHzでの宇宙マイクロ波背景パワースペクトルの測定
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_A_Measurement_of_the_Cosmic_Microwave_Background_Power_Spectra_at_98_and_150_GHz |
| Authors |
Steve_K._Choi,_Matthew_Hasselfield,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Brian_Koopman,_Marius_Lungu,_Maximilian_H._Abitbol,_Graeme_E._Addison,_Peter_A._R._Ade,_Simone_Aiola,_David_Alonso,_Mandana_Amiri,_Stefania_Amodeo,_Elio_Angile,_Jason_E._Austermann,_Taylor_Baildon,_Nick_Battaglia,_James_A._Beall,_Rachel_Bean,_Daniel_T._Becker,_J_Richard_Bond,_Sarah_Marie_Bruno,_Erminia_Calabrese,_Victoria_Calafut,_Luis_E._Campusano,_Felipe_Carrero,_Grace_E._Chesmore,_Hsiao-mei_Cho.,_Susan_E._Clark,_Nicholas_F._Cothard,_Devin_Crichton,_Kevin_T._Crowley,_Omar_Darwish,_Rahul_Datta,_Edward_V._Denison,_Mark_J._Devlin,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Thomas_Essinger-Hileman,_Max_Fankhanel,_Simone_Ferraro,_Anna_E._Fox,_Brittany_Fuzia,_Patricio_A._Gallardo,_Vera_Gluscevic,_et_al._(92_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07289 |
アタカマ宇宙望遠鏡（ACT）によって測定された、2013〜2016年の調査の5400deg$^2$から測定されたCMBの温度と偏光角パワースペクトルを示します。。この分析では、確認バイアスを回避するためにブラインド戦略を採用し、これに関連して、ブラインドを解除する前に行われた系統的エラーの多数のチェックを示します。宇宙論分析の可能性を使用して、異方性とフォアグラウンド放出の2次ソースを制約し、$\ell=4000$に及ぶ「CMBのみ」のスペクトルを導出します。大きな角度スケールでは、150GHzでのフォアグラウンドエミッションは、選択した領域内のTTおよびEEの$\sim$1％であり、Planckによって検出されたものと一致します。同じ尤度を使用して、ACTデータのみの$\Lambda$CDMの宇宙論的パラメーターを、光学的深さ$\tau=0.065\pm0.015$で事前に取得します。$\Lambda$CDMが適しています。最適なモデルでは、$\chi^2$が1.07（PTE=0.07）に削減され、$H_0=67.9\pm1.5$km/s/Mpcになります。レンズBB信号が$\Lambda$CDMと一致していることを示し、天体のEB偏光角を$\psi_P=-0.09^{\circ}\pm0.09^{\circ}$に制限します。ACTとPlanckを直接相互に関連付け、一般的には良好な一致を示しますが、TEにはいくつかの不一致があります。この分析の基礎となるすべてのデータは公開されます。
磁気リコネクションによる崩壊する三次元の非螺旋磁気乱流における逆エネルギー移動
| Title |
Inverse_energy_transfer_in_decaying,_three_dimensional,_nonhelical_magnetic_turbulence_due_to_magnetic_reconnection |
| Authors |
Pallavi_Bhat,_Muni_Zhou,_Nuno_F._Loureiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07325 |
最近、3次元（3D）で減衰する非らせん状の磁気支配の電磁流体乱流に磁気エネルギーの逆伝達が存在することが数値的に示されています。磁気リコネクションが、この逆転移の原因となる物理的なメカニズムであることをお勧めします。2次元（2D）の場合、逆転送は、小さな磁気アイランドが合体して再接続により大きな磁気アイランドを形成するためであると容易に推測されます。スケーリング動作は2Dと3Dの場合で類似していることがわかります。つまり、磁気エネルギーは$t^{-1}$として進化し、磁気パワースペクトルは$k^{-2}$の勾配に従います。磁気リコネクションタイムスケールによって時間を正規化すると、異なるルンドキスト数を持つシステムの磁場の進化曲線が互いに崩壊することを示します。さらに、伝達関数のプロットは、逆伝達を駆動する磁気再結合のシグネチャを示しています。また、システムで保存されている量について説明し、これらの量の動作が2Dシミュレーションと3Dシミュレーションの間で類似していることを示します。したがって、3Dのダイナミクスは、2Dで理解できることによってほぼ説明できる場合があります。最後に、磁場が流れに支配的であるシミュレーションも行います。ここでも、3Dでの磁気エネルギーの逆伝達が見られます。これらのシミュレーションでは、磁気エネルギーは$t^{-1.4}$として進化し、興味深いことに、ダイナモ効果が観測されます。
アインシュタインヤンミルズヒッグスダークエネルギーモデルの観測的側面を研究し、Ia超新星からの最新の観測データ、観測ハッブルデータ、バリオン音響振動データ、宇宙マイクロ波背景放射シフトパラメーターデータからパラメーター空間を制約します。データの分析から、ゲージフィールドが存在する場合のヒッグスフィールドは、宇宙物理学の観測と一致する現在の加速された宇宙の膨張をうまく記述できることがわかります。
TRAPPIST超クールドワーフトランジット調査のグローバル分析
| Title |
Global_Analysis_of_the_TRAPPIST_Ultra-Cool_Dwarf_Transit_Survey |
| Authors |
F._Lienhard,_D._Queloz,_M._Gillon,_A._Burdanov,_L._Delrez,_E._Ducrot,_W._Handley,_E._Jehin,_C._A._Murray,_A._H._M._J._Triaud,_E._Gillen,_A._Mortier,_B._V._Rackham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07278 |
TRAPPISTUltra-CoolDwarfTransitSurvey（2011年から2017年にかけてチリでTRAPPIST-Southロボット望遠鏡を使用して行われたSPECULOOSトランジット検索のプロトタイプ）のグローバル分析を実施し、TRAPPISTなどの近接惑星の発生率を推定しました-1b軌道を回る超クールな小人。この目的のために、近くの40人の超クールな小人の測光データを、生の画像から始めて、一貫性のある完全に自動化された方法で再分析しました。このタスクのために特別に開発されたパイプラインは、微分光度曲線を生成し、非惑星の測光機能と恒星の変動性を取り除き、トランジットを検索します。人の介入なしに、トラピスト-1bとトラピスト-1cの通過を識別します。パイプラインと同様の調査の潜在的な出力をテストするために、惑星遷移を星ごとに光度曲線に注入し、パイプラインがそれらを検出できるかどうかをテストしました。達成された測光精度により、噴射テストで検証された超低温矮星を周回する地球サイズの惑星を特定できます。私たちの惑星注入シミュレーションはさらに、半径が1〜1.3$R_\oplus$で軌道周期が1.4〜1.8日のTRAPPIST-1bと同様の惑星の発生率に下限を10％と提案しています。
| Title |
GJ_3470_c:_A_Saturn-like_Exoplanet_Candidate_in_the_Habitable_Zone_of_GJ_3470 |
| Authors |
Phillip_Scott,_Bradley_Walter,_Quanzhi_Ye,_David_Mitchell,_Leo_Heiland,_Xing_Gao,_Alejandro_Palado,_Burkhonov_Otabek,_Jesus_Delgado_Casal,_Colin_Hill,_Alberto_Garcia,_Kevin_B._Alton,_Yenal_Ogmen,_Vikrant_Kumar_Agnihotri,_Alberto_Caballero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07373 |
星GJ3470を周回する新しい太陽系外惑星候補の発見を報告します。OKSky天文台によって合計3つのトランジットが検出されました：1つ目は2019年12月23日、2つ目は2020年2月27日、3つ目は5月3、2020年。平均通過深度は0.84％、所要時間は1時間2分と推定されています。このパラメーターに基づいて、土星のような太陽系外惑星のサイズに対応する9.2地球の半径を計算します。また、地球と同等の放射線での軌道距離の近くに、ハビタブルゾーン内に太陽系外惑星を配置する66日の軌道周期を推定します。GJ3470bに属さない12の潜在的なトランジットも報告されています。GJ3470cの候補はまだ科学コミュニティによって確認されている必要がありますが、この発見は、アマチュア天文学者が管理する国際プロジェクトを通じて発見された最初の候補であるため、太陽系外惑星研究のターニングポイントを表しています。
近接する超地球のほぼ同一平面上の非共振システムの起源
| Title |
The_origins_of_nearly_coplanar,_non-resonant_systems_of_close-in_super-Earths |
| Authors |
Leandro_Esteves,_Andr\'e_Izidoro,_Sean_N._Raymond_and_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07385 |
近接する「超地球」のいくつかのシステムには、非共振だがコンパクトでほぼ同一平面上の軌道上に5つ以上の惑星が含まれています。Kepler-11システムは、このクラスのシステムの象徴的な代表です。惑星とディスクの相互作用がこのような高度の共平面性を維持するために不可欠であると考えられているにもかかわらず、それらの起源を説明するのは困難ですが、これらの同じ相互作用は常に惑星を平均運動共鳴の連鎖に移行させます。ここでは、移動による超地球形成の動的シミュレーションの大規模なデータセットをマイニングします。これらのシミュレーションは、共振している惑星ペアの大部分が動的に不安定になる限り、観測された周期比分布と一致します。不安定な状態が発生すると、巨大な衝突の後期に共振が解除され、典型的な生き残ったシステムには、相互の軌道傾斜が大きい惑星のペアがあります。ただし、不安定なシミュレーションのサブセットは、共平面性、コンパクトさ、惑星の多重度、非共振状態の点でKepler-11システムと一致します。このサブセットには、通常のシステムよりもはるかに短い動的不安定フェーズがあります。不安定なシステムは、惑星が非常に低い軌道傾斜（$\lesssim1^\circ$）で衝突する場合、または衝突が軌道傾斜の効率的な減衰を促進する場合、不安定性の後に高度の共平面性を維持する可能性があります。不安定時の惑星散乱が低い軌道傾斜（$\text{i}\lesssim1^\circ$）で発生する場合、惑星が衝突する前の遭遇によって軌道傾斜はほとんど増加しません。惑星散乱が軌道傾斜を高い値（$\gtrsim1^\circ$）惑星は、相互軌道傾斜が高い場合に衝突する傾向がありますが、衝突のジオメトリによっては、マージの軌道傾斜が効率的に減衰する場合があります。これらの形成経路のそれぞれは、ケプラー-11システムに類似体を生成することができます。
粘着性があるかどうか微粒有機材料の引張強度の測定
| Title |
Sticky_or_not_sticky?_Measurements_of_the_tensile_strength_of_micro-granular_organic_materials |
| Authors |
Dorothea_Bischoff_and_Christopher_Kreuzig_and_David_Haack_and_Bastian_Gundlach_and_J\"urgen_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07538 |
原始惑星と彗星の物質の機械的特性の知識は、彗星の活動と惑星形成の初期段階をよりよく理解するために非常に重要です。引張強さは、彗星表面から粒子、小石、および集塊を持ち上げるために必要な圧力を決定し、巨視的な物体が材料の破損が発生する前に耐えることができるひずみを説明します。有機物質は宇宙のいたるところに存在するため、惑星形成プロセス中に重要な役割を果たす可能性があります。この研究は、フミン酸、パラフィン、褐炭、木炭、グラファイトという5つの異なる微粒子有機材料の引張強度に関する新しいデータを提供します。これらの材料は、いわゆるブラジリアンディスクテストによって調査され、結果として得られる引張強度値は、標準的な粒子サイズと体積充填係数に正規化されます。これらの材料の引張強度は4桁以上の範囲であることがわかります。グラファイトとパラフィンは、シリカよりもはるかに高い引張強度を持っていますが、石炭は非常に低い引張強度値を持っています。この研究は、しばしば信じられているように、有機材料がケイ酸塩やウォーターアイスよりも一般的に粘着性がないことを示しています。
太陽系外透過分光法における影響パラメータの役割
| Title |
Role_of_the_impact_parameter_in_exoplanet_transmission_spectroscopy |
| Authors |
X._Alexoudi,_M._Mallonn,_E._Keles,_K._Poppenhaeger,_C._von_Essen_and_K._G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07716 |
透過分光法は、通過する太陽系外惑星の大気特性を評価するための有望なツールです。惑星の信号は微弱なので、個々のターゲットに関して不一致が報告されています。ホスト星の手足を暗くする効果が原因である、星-惑星系の軌道パラメーターの偏差に対する推定透過スペクトルの依存性を調査します。軌道パラメーターの不確実性が、惑星のスペクトル勾配の不確実性にどのように変換されるかを説明します。近紫外から近赤外までの7つの異なる波長帯域で合成通過光曲線を作成し、衝撃パラメータ$b$の固定偏差値によってパラメータ化された通過モデルにそれらを適合させました。私たちのシミュレーションは、四肢の暗くなる効果がより強い青色の波長でより顕著である波長依存のオフセットを示しています。このオフセットは、惑星の透過スペクトルに勾配を導入し、$b$値の増加に伴って急勾配になります。$b$の不確実性区間内の正または負の値による変動は、正または負の勾配を導入し、エラーエンベロープが形成されます。$b$の典型的な不確実性に対する青色の光学波長から近赤外波長までの振幅は、1つの大気圧スケールの高さに対応します。この影響パラメータの縮退は、さまざまなホストタイプで確認されています。Kスターは、より急な傾斜を示し、Mスターは、青色の波長での特徴を示します。基本的に、通過する太陽系外惑星の正確な衝突パラメータ値を定義する際の制限のため、透過スペクトルを解釈するのは難しい場合があることを示しています。その結果、その大気の特性が制限されます。
CS Cha B：偏極した惑星の仲間を模倣した、ディスクに隠れたM型星
| Title |
CS_Cha_B:_A_disc-obscured_M-type_star_mimicking_a_polarised_planetary_companion |
| Authors |
S._Y._Haffert,_R._G._van_Holstein,_C._Ginski,_J._Brinchmann,_I._A._G._Snellen,_J._Milli,_T._Stolker,_C._U._Keller,_and_J._Girard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07831 |
環境。ダイレクトイメージングは、新たに発見された巨大惑星と褐色矮星の仲間の着実な流れを提供します。これらのマルチオブジェクトシステムは、広軌道での低質量コンパニオンの形成に関する情報を提供したり、移行シナリオの可能性について推測したりするのに役立ちます。コンパニオンの正確な分類は、形成経路をテストするために重要です。ねらい。この作業では、惑星質量のコンパニオンCSChabの最近発見された候補をさらに特徴付け、それがまだ降着しているかどうかを判断します。メソッド。MUSEは、スペクトルの光学部分における4レーザー適応光学系支援の中解像度積分フィールド分光器です。CSChaシステムを観察して、CSChabの最初のスペクトルを取得しました。コンパニオンは、6300$\unicode{x212B}$から9300$\unicode{x212B}$までのスペクトルと、可視から近赤外（NIR）までのアーカイブデータを使用した測光の両方をモデル化することを特徴としています。結果。H$\mathrm{\alpha}$とOIエミッションで、降着と流出の兆候が見られます。最も可能性の高い大気モデルは、有効温度が$3450\pm50$K、$\log{g}$が$3.6\pm0.5$dexであることを示しています。進化モデルに基づいて、オブジェクトの大部分が不明瞭であることがわかります。いくつかの方法でかすかなコンパニオンの質量を0.07$M_{\odot}$から0.71$M_{\odot}$の間で、降着率$\dot{M}=4\times10^{-と決定します11\pm0.4}$Myr$^{-1}$。結論。私たちの結果は、CSChaBが非常に傾斜したディスクによって覆い隠されている中期Mタイプの星である可能性が高いことを示しています。これにより、広帯域NIR測光を惑星質量コンパニオンとして使用する以前の分類につながりました。これは、かすかな仲間の性質を制約するために、広いスペクトル範囲にわたって観察することが重要かつ必要であることを示しています
ラジオのラウドネスを超えたAGNの二分法：混合ガウスモデル分析
| Title |
AGN_dichotomy_beyond_radio_loudness:_a_Gaussian_Mixture_Model_analysis |
| Authors |
Pedro_P.B.Beaklini,_Allan_V.C.Quadros,_Marcio_G.B._de_Avellar,_Maria_L.L._Dantas,_Andr\'e_L.F._Can\c{c}ado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07271 |
クエーサーとしても知られている準星オブジェクト（QSO）からの電波放出が発見されて以来、それらは伝統的に、電波を発する電波源や電波を発しない電波源として細分されてきました。そのような分割が、オブジェクトの非常に不均一な単一の母集団からの誤解を招くような影響なのか、それとも本当のことなのかは、まだ答えられていません。このような二分法は、光学放射と無線放射の間のフラックス比の観測（通常は$B$バンドと5GHz）によって証明されています。クエーサーの2つの集団の証拠とさまざまなAGNのサンプルが長年にわたって蓄積されています。ラジオのラウドネスを超える他の量も、AGNの2つの異なる母集団の存在の兆候を示しているようです。さまざまなパラメーターによる二分法の存在を確認するために、ガウス混合モデル（GMM）に基づくソフトクラスタリングスキームを採用し、次のパラメーターを使用してこれらのオブジェクトを同時に分類しました：ブラックホールの質量、色、$R$ラウドネスインデックス、通常のラジオと$B$バンドの明度。異なる種類のAGNが母集団二分法を示すかどうかを調査するために、光学情報と無線情報の両方で構成される4つの独立したカタログにGMMを適用しました。私たちの結果は、すべてのデータセットにおける二分法の永続性を示していますが、パラメーターの選択によって識別力は異なります。ラジオラウドネスパラメーターだけでは二分法を表示するのに十分ではないように見えますが、他のパラメーターを考慮しても、AGNの2つの母集団の証拠は持続する可能性があります。私たちの研究は、二分法は誤解を招くような効果ではなく、現実のものであることを示唆しています。
天の川の円盤のHIフィラメント構造によって明らかにされたダイナミクスと恒星フィードバックの歴史
| Title |
The_history_of_dynamics_and_stellar_feedback_revealed_by_the_HI_filamentary_structure_in_the_disk_of_the_Milky_Way |
| Authors |
J.D._Soler,_H._Beuther,_J._Syed,_Y._Wang,_L.D._Anderson,_S.C.O._Glover,_P._Hennebelle,_M._Heyer,_Th._Henning,_A.F._Izquierdo,_R.S._Klessen,_H._Linz,_N.M._McClure-Griffiths,_J._Ott,_S.E._Ragan,_M._Rugel,_N._Schneider,_R.J._Smith,_M.C._Sormani,_J.M._Stil,_J.S._Urquhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07285 |
内側の天の川のHI/OH/再結合（THOR）ライン調査における40"解像度の観測で、速度チャネルを横切って21cmの中性原子水素（HI）からの放出におけるフィラメント構造の研究を紹介します。ヘッセ行列法を循環統計のツールと組み合わせて使用すると、HI放射のフィラメント構造の大部分が銀河面と整列していることがわかります。この傾向の一部は、いくつかの速度にわたってコヒーレントな長いフィラメント構造に割り当てることができますただし、HIフィラメント構造が優先的に銀河平面に垂直に配置されている銀河の経度と半径速度の範囲も検出されます。これらは、（i）スクラムスパイラルアームの接点と分子の終末速度リング、約$l\約28${\deg}および$v_{\rmLSR}\約100$km/s、（ii）$l\約45${\deg}および$v_{\rmLSRに向けて}\約50$km/s、（iii）リージ周辺l-Crutcher雲、および（iv）正および負の終末速度に向かって。数値シミュレーションとの比較は、水平フィラメント構造の普及が大規模な銀河ダイナミクスの結果である可能性が最も高いこと、および（i）および（ii）で識別された垂直構造が超新星（SN）フィードバックと強い磁場。（iv）の垂直フィラメント構造は、SNeによって追い出された後、銀河面に落下する平面外HIガスからの雲の存在に関連している可能性があります。私たちの結果は、大規模な銀河力学の影響からSNeによって駆動される銀河の噴水まで、観測と星間物質の動的な振る舞いの間の未踏のリンクが銀河面に向かって系統的に特徴付けられていることを示しています。
恒星系のBalescu-Lenard運動方程式の簡単な発見的導出
| Title |
A_simple,_heuristic_derivation_of_the_Balescu-Lenard_kinetic_equation_for_stellar_systems |
| Authors |
Chris_Hamilton_(DAMTP,_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07291 |
重力のシールドされていない性質は、恒星系が本質的に不均一であることを意味します。その結果、星は直線的に移動しません。位置と速度は恒星の軌道を記述するための不十分な座標であることが判明したため、この明白な事実は恒星系の運動論を非常に複雑にします。代わりに、角度作用変数を使用する必要があります。さらに、星団と銀河の緩やかな緩和は、同時に多くの星が関与する集団相互作用（「分極」効果）によって強化または抑制できます。これらの集団的影響は、プラズマにも存在します。その場合、それらは、速度空間の運動方程式であるバレスク・レナール（BL）方程式によって説明されます。最近、数人の著者が、BL方程式の角度作用の一般化を導出することにより、恒星系の運動論における不均一性と集団効果の両方を説明する方法を示しました。残念ながら、それらの導出は長く複雑であり、複数の座標変換、複雑な平面での輪郭積分などが含まれます。一方、Rostokerの重ね合わせの原理により、プラズマや星団などの相互作用する長距離$N$体のシステムは、偏波雲によって「ドレッシング」された相関のない粒子のみで構成されているように見せかけることができます。この論文では、Rostokerの原理を使用して、恒星系のBL方程式の簡単で直感的な導出を提供します。これは、文献の他のものよりもはるかに短いものです。また、自己重力反応のBLの図を、チャンドラセカールが開拓した無相関のフライバイの古典的な「2体緩和」理論に直接結び付けることもできます。
NGC 4151の核アーキテクチャ：NGC 1068に照らして普遍的な流出メカニズムへの道のり
| Title |
The_nuclear_architecture_of_NGC_4151:_on_the_path_toward_a_universal_outflow_mechanism_in_light_of_NGC_1068 |
| Authors |
D._May,_J._E._Steiner,_R._B._Menezes,_D._R._A._Williams_and_J._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07374 |
NIFSジェミニ北望遠鏡からのアーカイブデータを使用して、活動銀河核NGC4151の近赤外積分フィールド分光観測を報告します。私たちは、画像処理技術の方法論に関連し、HSTに匹敵する空間解像度を持つ構造を示す最良の観測（$\lesssim$0.3arcsec）を選択しました。NGC4151の複雑な流出は、以前の研究でNGC1068で見つかった結果に照らして再検討され、非常によく似たダイナミックが見つかりました。低速[FeII]放出は、砂時計構造の輝く壁を描写しています。高速ガスがその体積を満たします。この発見から、以前考えられていたように、ジェットとNLRの間の不整合は投影効果ではないことを示しています。分子流出はこの銀河で初めて検出され、NGC1068と同様に、分子相とイオン化ガス相の間の遷移は、分子キャビティ壁の断片化から、中央の線源に曝されたイオン化ガスの弾丸に生じます。さらに、NGC1068に見られる円錐の間の同じ幾何学的二分法がここで見られ、空洞がAGNによって分断されている一方の側が他方より拡張されていることが示唆されます。最後に、高速[FeII]と[NeIX]の軟X線放出の間の新しい空間相関が見つかりました。これは、それらのイオン化ポテンシャルの違いを考えると予想外です。
HSC-SSP PDR2とCHORUSによるz <1.6の輝線銀河の16度$ ^ 2 $調査
| Title |
A_16_deg$^2$_survey_of_emission-line_galaxies_at_z<1.6_from_HSC-SSP_PDR2_and_CHORUS |
| Authors |
Masao_Hayashi,_Rhythm_Shimakawa,_Masayuki_Tanaka,_Masato_Onodera,_Yusei_Koyama,_Akio_K._Inoue,_Yutaka_Komiyama,_Chien-Hsiu_Lee,_Yen-Ting_Lin,_Kiyoto_Yabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07413 |
私たちは、すばる望遠鏡のハイパースプライムカム（HSC）で取得した狭帯域（NB）画像データに基づいて、$z\lesssim1.6$で輝線銀河の包括的な調査を行いました。このペーパーでは、HSCとCosmicのSubaruStrategicProgram（SSP）の2番目のパブリックデータリリース（PDR2）からのデータを使用して、H$\alpha$、[OIII]、および[OII]輝線銀河のカタログを更新します。PDR1データで選択された2,019本の輝線銀河の分光赤方偏移とともに、スバル（CHORUS）で明らかにされたHydOgen再イオン化の調査。NB816およびNB921のより広い有効カバレッジは、それぞれ16.3deg$^2$および16.9deg$^2$で、PDR2のHSC-SSPのDeepおよびUltraDeepレイヤーで利用できます。コーラス調査では、UltraDeepレイヤー（1.37deg$^2$）のCOSMOSフィールドに3つのNB（NB527、NB718、およびNB973）が追加されたデータが提供されます。5つのNBデータセットにより、$z\sim1.6$から$z\sim0.05$までの14の特定の赤方偏移で輝線を示す星形成銀河を調査できます。75,377個の輝線銀河の大きなサンプルを選択して、輝線銀河の大規模構造と光度関数（LF）の分布を再検討します。LFの赤方偏移の革命は、星形成率密度（SFRD）が$z\sim1.6$から単調に減少することを示しています。これは、これまでに知られている宇宙のSFRDと一致しています。十分に大きな調査ボリュームをカバーする輝線銀河のサンプルは、星団形成銀河の進化を調査するのに役立ちます。これは、銀河団、フィラメント、ボイドを含むさまざまな環境での宇宙正午以降です。
星間媒体でのNHDとND $ _2 $の最初の検出
| Title |
First_detection_of_NHD_and_ND$_2$_in_the_interstellar_medium |
| Authors |
M._Melosso,_L._Bizzocchi,_O._Sipil\"a,_B.M._Giuliano,_L._Dore,_F._Tamassia,_M.-A._Martin-Drumel,_O._Pirali,_E._Redaelli,_and_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07504 |
星間媒体（ISM）での重水素分別プロセスは、水素化窒素ファミリーで非常に効率的であることが示されています。これまでのところ、観測はアンモニア（NH$_2$D、NHD$_2$、ND$_3$）とイミドゲンラジカル（ND）アイソトポログに限定されていました。\emph{ハーシェル宇宙天文台}が提供する高周波ウィンドウを探索して、重水素化された形のアミドゲンラジカルNH$_2$を検索し、その観測結果を包括的なガス粒子化学モデルの予測と比較します。NHDとND$_2$の最近の高周波で得られた新しい分子分光データを利用して、クラス0IRAS16293-2422へのスペクトル調査で両方のアイソトポログが検索されました。そしてそれらの重水素化変異体は以前に検出されています。主要なプログラム「星形成領域の化学ハーシェル調査」（CHESS）の枠組みの中で、HIFI（遠赤外線用ヘテロダイン装置）で実行された観測を使用しました。星間NHDとND$_2$の最初の検出を報告します。どちらの種も原始星の連続体に対して吸収が見られます。それらの超微細構造の分析から、正確な励起温度とカラム密度の値が決定されました。後者は、親種NH$_2$のカラム密度と組み合わせて、アミドゲンの重水素分別を導き出しました。低質量のプロトスターIRAS16293-2422で測定されたアミドゲンD/H比は、関連する種のイミドゲンに由来するものに匹敵し、アンモニアで観測されたものよりもはるかに高くなります。これらの種をさらに観察することで、ISMにおけるアンモニアの形成と重水素化のメカニズムをさらに詳しく知ることができます。最後に、サブミリ波長でこれらの種をさらに探索する現在の可能性を示します。
分光残響マッピングからのPKS 1510-089のブロードライン領域とブラックホール質量
| Title |
Broad_line_region_and_black_hole_mass_of_PKS_1510-089_from_spectroscopic_reverberation_mapping |
| Authors |
Suvendu_Rakshit_(FINCA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07672 |
フラットスペクトル電波クエーサーPKS1510-089の残響結果は、スチュワード天文台で2008年12月から2017年6月までの9つの観測シーズンに実施された8.5年の長い分光モニタリングから示されています。光学スペクトルは、強いH$\beta$、H$\gamma$、およびFeII輝線が青い連続体に重なっていることを示しています。すべての連続体と輝線の光度曲線は、37.30\pm0.06$％（$f_{5100}$）、$11.88\pm0.29$％（H$\beta$）の部分平均平方根変動で有意な変動性を示しています）および$9.61\pm0.71$％（H$\gamma$）、ただし、降着円盤からの熱放射とともに、ジェットからの非熱放射も$f_{5100}$に寄与します。時系列分析のいくつかの方法（ICCF、DCF、フォンノイマン、バーテルズ、JAVELIN、$\chi^2$）を使用して、連続体とラインライトの曲線間の遅延を測定します。観測されたフレームのBLRサイズは、H$\beta$（H$\gamma$の$61.1^{+4.0}_{-3.2}$（$64.7^{+27.1}_{-10.6}$）光日です。）。rmsスペクトルから測定された$\sigma_{\mathrm{line}}$of$1262\pm247$kms$^{-1}$を使用すると、PKS1510-089のブラックホールの質量は$5.71^{+0.62と推定されます}_{-0.58}\times10^{7}M_{\odot}$。
Q0528-250に向けたDLAの性質：CI、H2、およびSiIIの励起によって明らかにされた高圧および強力なUVフィールド
| Title |
Nature_of_the_DLA_towards_Q0528-250:_High_pressure_and_strong_UV_field_revealed_by_excitation_of_CI,_H2_and_SiII |
| Authors |
S._A._Balashev,_C._Ledoux,_P._Noterdaeme,_R._Srianand,_P._Petitjean,_N._Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07707 |
$z_{\rmabs}=2.811$の\qsoに近い近接減衰Lyman-$\alpha$システムに関連する単一イオン化シリコンと中性炭素の励起微細構造エネルギーレベルの検出を示します。この吸収体は、ハッブルフローと一致しない見かけの相対速度を持ち、クエーサーへの見通し線に沿った動き、つまり$z_{\rmabs}>z_{\rmem}$を示します。システムの金属性を${\rm[Zn/H]}=-0.68\pm0.02$と測定します。SiIIとCIの微細構造レベルの相対母集団、およびH$_2$回転レベルの母集団を使用して、ガスの物理的条件を制約します。$n_{\rmH}=190^{+70}_{-50}$cm$^{-3}$および$260^{+30}_{-20}$cm$^の水素数密度を導出します{-3}$は、CIとH$_2$の両方が検出された2つの速度成分です。各コンポーネントの運動温度$\sim150$Kを考慮に入れて、観測によって調べられた冷たい中性媒質内の高い値の熱圧力を推測します。ドレインのユニットのUVフィールドの強さは、これら2つのコンポーネントのそれぞれで$I_{\rmUV}=10^{+5}_{-3}$と$14^{+3}_{-3}$です。それぞれ。介在するDLAと比較して、このように強化されたUVフラックスと熱圧力は、クエーサーが近接しているためと考えられます。アブソーバーの一般的なサイズは$\sim10^4$a.uです。UVフラックスがクエーサーによって支配されていると仮定すると、クエーサーと吸収体の間の距離が$\sim150-200$kpcになるように制限します。これは、吸収がクエーサーホスト銀河が存在するグループに位置する伴銀河で発生するシナリオを支持します。これは、クエーサーの周りにいくつかの銀河の存在を明らかにした放出の研究と一致しています。
LAMOST-DR7銀河の中心速度分散カタログ
| Title |
Central_velocity_dispersion_catalog_of_LAMOST-DR7_galaxies |
| Authors |
Nicola_R._Napolitano,_Giuseppe_D'Ago,_Crescenzo_Tortora,_Gang_Zhao,_A-Li_Luo,_Baitian_Tang,_Wei_Zhang,_Yong_Zhang,_Rui_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07823 |
大空エリアのマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）は、宇宙論や銀河の進化の研究のために分光学的調査を行う主要な施設です。LAMOSTExtraGAlacticSurvey（LEGAS）の7番目のデータリリースは現在利用可能であり、193個の361銀河の赤方偏移を含みます。これらのソースは、空の$\sim11\、500$deg$^2$に広がっており、他の画像（SDSS、HSC）および分光（BOSS）調査と大部分が重なっています。銀河サンプルの推定深度$r\sim17.8$、高い信号対雑音比、およびスペクトル分解能$R=1800$により、LAMOSTスペクトルは銀河の速度分散測定に適しています。銀河の構造と形成を研究し、それらの中心暗黒物質（DM）含有量を決定する。LAMOSTフットプリントで$\sim86\、000$銀河の中心速度分散の最初の推定値を示します。後処理手順を使用して、\textsc{pPXF}を使用したスペクトルフィッティングを実行し、速度分散測定を導出しました。$\sim51\、000$銀河の一般的なサンプルについて、LAMOST速度分散推定値をSDSSおよびBOSSの推定値と比較することにより、統計的誤差も評価されます。2つのデータセットは、特に速度分散値が1つの有効半径アパーチャに修正された場合に、統計誤差内で良好な一致を示しています。また、予備のMass-$\sigma$関係を示し、ローカルの銀河サンプルに基づく以前の分析との一貫性を確認します。これらの最初の結果は、LAMOSTスペクトルが銀河の速度分散測定に適しており、北半球の銀河内部運動学の利用可能なカタログを補完することを示唆しています。この分析を次のLAMOSTデータリリースに拡張する予定です。
アルマ望遠鏡は、非常に静かな銀河NGC 1377の注目すべき分子ジェットと回転風を解決します
| Title |
ALMA_resolves_the_remarkable_molecular_jet_and_rotating_wind_in_the_extremely_radio-quiet_galaxy_NGC_1377 |
| Authors |
S._Aalto,_N._Falstad,_S._Muller,_K._Wada,_J._S._Gallagher,_S._K\"onig,_K._Sakamoto,_W._Vlemmings,_C._Ceccobello,_K._Dasyra,_F._Combes,_S._Garc\'ia-Burillo,_Y._Oya,_S._Mart\'in,_P._van_der_Werf,_A._S._Evans,_J._Kotilainen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07824 |
サブミリメータとミリメータの観測は、不明瞭な活動銀河核（AGN）とそのフィードバックの周りの分子ガスとダストの特性を調べる上で重要です。非常に高解像度（0."02x0。"03（2x3pc））で、CO3-2、HCO$^+$4-3、HCN4-3のALMA345GHz観測$\nu_2$=1$f$、そして連続体は、非常に静かなレンチキュラー銀河NGC1377の分子流出と核を研究しました。流出が解消され、150pcの長さの塊で高速のコリメートされた分子ジェットが明らかになります。分子の放出は、平均直径3〜7pcのジェットのスパインから発生しています。狭角で回転する分子風がジェットを取り囲み、大規模で低速のCO放出構造に覆われています。ジェットと狭い風は乱流であり（$\sigma>$40kms$^{-1}$）、急な半径方向のガス励起勾配があります。ジェットは、我々が提案する速度反転が歳差運動または一時的な方向変化によって引き起こされることを示しています。流出を促進する重要なプロセスは、磁気遠心駆動であることをお勧めします。対照的に、大規模なCOエンベロープは、ゆっくりとした風、またはジェット風相互作用から生じる繭である可能性があります。分子核密度が高いN（H$_2$）$\sim1.8\times10^{24}$cm$^{の非対称核r$\sim$2pcおよび高温（>180K）のダスト構造-2}$、連続体および振動励起HCNで検出されます。その光度は、おそらく埋め込まれたAGNによって駆動されます。超大質量ブラックホール（SMBH）の質量は$\sim9\times10^6$M$_\odot$と推定され、NGC1377のSMBHは激しい降着期の終わりにあるようです。核の成長は、分子ジェットと風で噴出されたガスから流入する低角運動量ガスによって燃料を供給されるかもしれません。このような周期的な降着と流出のフィードバックループは、核SMBHを成長させる上で効果的なプロセスとなるでしょう。この結果は、覆い隠された、ほこりっぽい銀河におけるSMBH成長プロセスに関して新しい質問を招きます。
コアスケールとクランプスケールでの星形成プロセスの研究：若い恒星オブジェクトG29.862-0.0044の場合
| Title |
Studying_star-forming_processes_at_core_and_clump_scales:_the_case_of_the_young_stellar_object_G29.862-0.0044 |
| Authors |
M.B._Areal,_S._Paron,_C._Fari\~na,_M.E._Ortega,_M._Celis_Pe\~na,_M._Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07852 |
巨大な分子凝集塊は、星形成が行われるコアに断片化するため、星形成研究は異なる空間スケールで行う必要があります。Geminiで得られた近赤外データ、ALMAデータベースのCH3OCHOおよびCH3CNのデータ、ASTEで実行されたHCN、HNC、HCO+、C2Hの観測、および公共調査のCOデータを使用して、YSOG29の詳細な研究を行いますコアおよびクランプの空間スケールで0.86〜0.004。近赤外発光は、暗いレーンで区切られた2つの星雲を示し、典型的なディスクジェットシステムを示唆していますが、非常に非対称です。それらは恐らく、H2と[FeII]の線放出を示す、材料の落下するエンベロープ上のジェットによって切り分けられた空洞内の散乱光によって生成される可能性があります。アルマ望遠鏡で観測された複雑な分子種の存在は、ホットな分子コアをマッピングしていることを裏付けています。CH3CNの放出は暗いレーンの位置に集中し、IR付近で観測されたシステムの傾斜と一致して、南西から北東にわずかに伸びているように見えます。CH3OCHO放出の形態はより複雑で、一部のフィラメントに沿って広がり、主にダークレーンの南にある結び目と塊に集中しており、サザンジェットが高密度領域に遭遇していることを示唆しています。ノーザンジェットはより自由に流れ、より拡張された機能を生成します。これは、北西に向かって伸びる12COJ=3-2線によって追跡された赤方偏移分子流出と青方偏移流出の欠如と一致しています。この構成は、YSOが視線に沿った分子凝集塊の最も遠い端に位置し、C18OJ=3-2の線にマッピングされた雲内の線源の位置と一致すると考えることで説明できます。HCN、HNC、HCO+、およびC2Hの検出により、高密度のガスをクランプスケールで特徴付けることができ、高質量の原始星オブジェクトの存在と一致する結果が得られました。
近赤外線輝線は、ブラックホールトランジェントMAXI J1820 + 070の状態に依存しない降着円盤風をトレースします。
| Title |
Near-infrared_emission_lines_trace_the_state-independent_accretion_disc_wind_of_the_black_hole_transient_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Javier_S\'anchez-Sierras_and_Teo_Mu\~noz-Darias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07257 |
ブラックホールトランジェントMAXIJ1820+070は、ディスカバリバーストのハードステート中に、光学P-Cygプロファイルおよびその他の風関連の輝線の特徴を表示しました。このイベント中にシステムのさまざまな降着状態をカバーする近赤外（nIR）分光法を紹介します。私たちの8エポックデータセット（VLT/X-shooter）は、nIR輝線の特性に強い変動があることを示しています。これには、光輝線で観測された風のシグネチャから推測される運動特性と非常によく似た運動特性を持つ吸収トラフと拡張輝線ウィングの存在が含まれ、同じ降着円盤風をトレースしている可能性が高いことを示しています。光学的特徴とは異なり、これらのnIRシグネチャは、同様の観測特性を持つソフト状態全体で確認されるため、ハード状態を除外するものではありません。これは、システムの全爆発の間、比較的安定した流出の存在をサポートし、X線以外のエネルギーでのブラックホールソフト状態での降着円盤風の最初の検出を表します。スペクトル帯の関数としての風の可視性と、特に発光降着段階での風の研究のためのnIR分光法の可能性について説明します。
フレア中のVela X-1の恒星風の高分解能X線分光法
| Title |
High-resolution_X-ray_spectroscopy_of_the_stellar_wind_in_Vela_X-1_during_a_flare |
| Authors |
M._Lomaeva,_V._Grinberg,_M._Guainazzi,_N._Hell,_S._Bianchi,_M._Bissinger_n\'e_K\"uhnel,_F._F\"urst,_P._Kretschmar,_M._Mart\'inez-Chicharro,_S._Mart\'inez-N\'u\~nez,_and_J.M._Torrej\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07260 |
0.12〜0.28の軌道位相でXMM-Newtonを使用して収集された、風を付加する典型的な高質量X線バイナリVelaX-1の$\sim$130ksの観測結果を示します。観測中に強いフレアが発生したため、X線照射の増加に対する固い恒星風の反応を調べることができました。フレアに対する風の反応を調べるために、RGSスペクトルの時間平均分析と時間分解分析の両方を実行し、潜在的なスペクトル変化を調べました。高解像度のXMM-NewtonRGSスペクトルに注目し、観測をプレフレア、フレア、ポストフレアのフェーズに分けました。時間平均および時間分解スペクトルを現象論的なコンポーネントと、CLOUDYおよびXSTARを介して計算した自己整合的な光イオン化モデルを使用して、高度にイオン化されたイオンの共鳴遷移による強い輝線が見られるプレフレアフェーズでモデル化しました。スペクトルでは、酸素、ネオン、マグネシウム、シリコンの高電荷イオン、および酸素の放射再結合連続体（RRC）のKシェル遷移に対応する輝線が見つかります。さらに、低イオン化段階でのマグネシウムの潜在的な吸収線と、鉄L線として識別される機能を観察します。CLOUDYとXSTARの光イオン化モデルは、理論の不確実性またはおそらくより複雑な多相プラズマ、あるいはその両方を指す、矛盾した結果を提供します。我々は、酸素線の確実な検出や、RGSがこのソースで初めて観察することを可能にするRRCを含む、非常に多くの可変的な狭い特徴の存在を示すことができます。VelaX-1は、XRISMやAthenaなどの将来の高解像度ミッションの理想的なソースであることを示しています。
一連の完全な3Dシミュレーションのニュートリノ放出の非対称性から発生したコア崩壊超新星（CCSNe）からの重力波の広帯域スペクトルを示します。関連する重力波ひずみは、CCSNeと小規模の乱流活動の長期的な経年変化を調査し、爆発の形状に対する洞察を提供します。非爆発モデルの場合、ニュートリノ光度とニュートリノ重力波形の両方がスパイラルSASIに関する情報をエンコードします。ニュートリノ記憶は、銀河イベントの広範囲の前駆質量に対して検出可能です。私たちの結果は、aLIGO、アインシュタイン望遠鏡、およびDECIGOを含む近未来のデシヘルツおよび長いベースラインの重力波検出プログラムのガイドに使用できます。
FRBの光度曲線の変動性は、放出メカニズムについて何を教えてくれますか？
いくつかの高速無線バースト（FRB）の光度曲線は、パルス持続時間（$t_{\rmFRB}\sim1$ms）。光曲線の変動性のタイムスケール、パルスの持続時間に対するフラックスの立ち上がり時間の小さな比率、およびデータのスペクトル時間相関により、光源のコンパクトさと、強力な電波放射の原因となるメカニズムが制約されます。コンパクトオブジェクトから遠く（$\gtrsim10^{10}$cm）に放射が生成される場合、制約は最も強くなります。放射半径が大きいにもかかわらず、観測された$t_{\rmr}/t_{\rmFRB}\ll1$を説明できるさまざまな物理設定について説明します。その結果、無線の生産効率が大幅に低下するか、観測されたデータで検索できる明確な光曲線の特徴が得られます。同じクラスのモデルについて、高緯度での放出により、フラックス$f_1（\nu_1）$が$t_1$で観測された場合、より低い周波数$\nu_2<\nu_1$でフラックスが少し遅れて$（\nu_2/\nu_1）^2f_1$（$t_2=t_1\nu_1/\nu_2$）で、移動するフレームの放出の持続時間とスペクトルに依存しません。これらの機能は、シンチレーションによる光曲線変調が考慮されるとテストできます。物理的な画面とシンチレーション体制に関するさまざまな可能性のために、後者のタイムスケールとコヒーレンス帯域幅を提供します。最後に、将来の高度に分解されたFRB光曲線が$\sim\mu$sタイムスケールにまで及ぶ固有の変動性を持っていることが示されれば、これは磁気圏モデルを支持する強力な証拠を提供します。
外観が変化する活動銀河核におけるX線コロナの破壊と再現
| Title |
The_destruction_and_recreation_of_the_X-ray_corona_in_a_changing-look_Active_Galactic_Nucleus |
| Authors |
C._Ricci,_E._Kara,_M._Loewenstein,_B._Trakhtenbrot,_I._Arcavi,_R._Remillard,_A._C._Fabian,_K._C._Gendreau,_Z._Arzoumanian,_R._Li,_L._C._Ho,_C._L._MacLeod,_E._Cackett,_D._Altamirano,_P._Gandhi,_P._Kosec,_D._Pasham,_J._Steiner,_C.-H._Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07275 |
外観が変化した後の活動銀河核1ES1927+654のX線特性の劇的な変化を示します。光学/UVバーストが発生した後、X線コロナで生成されたべき法則成分が消え、代わりに1ES1927+65のスペクトルが黒体成分（$kT\sim80-120$eV）によって支配されました。これは、AGNのいたるところにあるX線コロナがイベントで破壊されたことを意味します。私たちの密な$\sim450$日長のX線モニタリングは、線源がX線帯域で非常に変動していることを示しています。長い時間スケールでは、ソースは$\sim100$日で最大$\sim4$dexまで変化しますが、短い時間スケールでは$\sim8$時間で最大$\sim2$dexまで変化します。光源の明度は、最初に$\sim10^{40}\rm\、erg\、s^{-1}$への強いディップを示し、次に、前のレベルを超えるレベルへの明度の一定の増加を示しています。-outburstlevel$\gtrsim$300日後に光学的イベントが検出され、漸近的に$\sim2\times10^{44}\rm\、erg\、s^{-1}$に上昇します。光源のX線光度が増加すると、X線コロナが再作成され、非常に急な指数法則成分（$\Gamma\simeq3$）が再表示され、0.3-2keVの光度の発光を支配します$\gtrsim10^{43.7}\rm\、erg\、s^{-1}$、$\simイベントの開始から300$日後。このイベントの考えられる原因について議論し、私たちの観測は降着流と潮汐で破壊された星からの残骸の間の相互作用によって説明できると推測します。私たちの結果は、変化する外観のイベントが、SMBHを付加する最も内側の領域の劇的で急速な変化に関連している可能性があることを示しています。
コンパクトなバイナリでの磁場輸送
ドワーフ新星（DNe）と低質量X線連星（LMXB）は、それらの降着円盤の熱粘性不安定性が原因であると考えられている噴火を示しています。これらの噴火は、角運動量輸送メカニズムに制約を提供します。角運動量輸送は大規模磁場の動的進化によって制御できるという考えを探ります。ディスクのダイナミクスに対する磁場の進化のさまざまな処方の影響を研究します。これは、観測と磁場輸送の理論に対抗する最初のステップです。密度、温度、および大規模な垂直磁束を一緒に進化させるバージョンのディスク不安定性モデルを開発します。乱流または磁化された流出によって駆動される降着を考慮します。磁束を進化させるために、主に局所的な磁化に依存する、物理的に動機付けられた処方を備えたおもちゃモデルを使用します。磁束が内側に移流されることを許可すると、DNeライトカーブと最もよく一致することがわかります。これは、MHD流出に対する角運動量の損失によって駆動される内部の磁化されたディスクとのハイブリッド構成につながり、噴出がトリガーされる外部の弱く磁化された乱流ディスクに急激に移行します。動的な影響は粘性ディスクを切り詰めることと同等であり、コンパクトなオブジェクトまでは拡大されません。切り捨て半径は磁束に依存し、$\dot{M}^{-2/3}$として進化します。DNeおよびLMXBのライトカーブのモデルでは、通常、観測と一致させるために、外側の粘性ディスクを切り捨てる必要があります。この切り捨てについての一般的な説明はありません。これは、DNeとLMXBの両方に大規模な磁場が存在することの自然な結果であり、磁束が中心に向かって蓄積して、速い降着タイムスケールで磁化されたディスクを生成することを提案します。
星形成銀河のガンマ線/赤外光度相関
| Title |
The_gamma-ray_/_infrared_luminosity_correlation_of_star-forming_galaxies |
| Authors |
P._Kornecki,_L._J._Pellizza,_S._del_Palacio,_A._L._M\"uller,_J._F._Albacete-Colombo,_and_G._E._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07430 |
環境。過去10年間に、ダーミ近くの星形成銀河がフェルミ天文台によってガンマ線で検出されました。このサンプルの注目すべき特性は、ガンマ線光度と星形成率の間の準線形関係であり、後者は銀河の赤外線光度によってよく追跡されていると仮定して取得されます。この関係の非線形性はまだ完全には説明されていません。ねらい。私たちは、星形成率の代用としての赤外光度の使用から導き出されるバイアスを決定することを目指し、後者とガンマ線光度の間のより基本的な関係に光を当てます。この関係で観察されたいくつかの傾向を定量化して説明することを期待しています。メソッド。文献から、既知のすべてのガンマ線を放出する星形成銀河について、距離、紫外線、光学、赤外線、およびガンマ線フラックスのほぼ均一なセットをまとめます。これらのデータから、赤外線とガンマ線の光度、星形成率を計算します。後者の2つの間の最適な関係を決定し、宇宙線輸送と冷却のための単純な人口指向モデルを使用して傾向を説明します。結果。赤外光度から得られたガンマ線光度-星形成率の関係は、より浅い傾斜に偏っていることがわかります。実際の関係は、1.23+-0.06とは対照的に、1.35+-0.05のべき乗指数を持ち、以前の推定より急勾配です。結論。偏りのないガンマ線光度と星形成率の関係は、宇宙線の冷却領域がキロパーセックのサイズであり、穏やかな風から速い風が広がっていると仮定することにより、高い星形成率で説明できます。星形成率による風速のスケーリングに関する以前の結果と組み合わせて、私たちの研究は、低星形成率銀河における支配的な宇宙線脱出メカニズムとして移流へのサポートを提供します。
ティコの超新星残骸におけるシンクロトロンX線ストライプの時間的および空間的変動
ティコの超新星残骸（SNR）で発見されたシンクロトロンX線「縞」は、PeVまでの陽子加速の証拠となる可能性があるため、注目されています。2003年、2007年、2009年、および2015年に撮影されたChandraデータを分析して、SNRの南西部地域の縞の画像化と分光分析を行いました。異なるエポックで得られた画像を比較すると、シンクロトロンX線の時間変動は、以前に報告された2つの構造に限定されず、この領域でより一般的であることがわかります。9つの明るい縞のスペクトル分析は、それらの時間変動だけでなく、表面の明るさと光子指数間の強い反相関も明らかにします。9つのストライプのスペクトルは、\Gamma=2.1--2.6のフォトンインデックスを持ち、\Gamma=2.7--2.9の同じ領域のSNRの外縁のスペクトルよりもかなり硬くなります。これらの発見に基づいて、我々は磁場が実質的に増幅されていることを示し、確率的プロセスによる粒子加速が縞模様で働いている可能性があることを示唆している。
コア崩壊超新星の後の数時間の中性子星伴星からのジェットのシミュレーション
| Title |
Simulating_jets_from_a_neutron_star_companion_hours_after_a_core_collapse_supernova |
| Authors |
Muhammad_Akashi,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07819 |
3次元流体力学シミュレーションを実行して、タイプIcまたはタイプIbのコア崩壊超新星（CCSN）の中性子星（NS）のコンパニオンがCCSNの噴出物による爆発の数時間後に発射するジェットの相互作用を調査します。爆発する星から5RoのNSコンパニオンが、より遅い内部エジェクタから降着円盤を介して質量を付加し、円盤が2つの反対のジェットを発射すると仮定します。ジェットのエネルギーはエジェクタの総エネルギーの約1％にすぎませんが、エジェクタのより遅い内部のエネルギーに匹敵します。ジェットが1つの低密度ホットバブルをエジェクタの片側に膨張させ、このバブルが膨張して、エジェクタガスにv（ej）=3500km/sの膨張速度まで影響を与えることがわかります。ショック後のジェットの材料は、大きな子午線の流れと小さな渦を発生させます。エジェクタとジェットの衝撃後ガスの境界は不安定です。不安定性と渦がジェットのガスを噴出物と混合します。このような熱い泡は、バイナリNSシステムの前駆細胞であるCCSNeの光度曲線、特に泡の側にいる観測者に寄与することが期待されます。
ブラックホールからの偏光は、重力下でのFaster Than Lightの動きによって生成されたチェレンコフ放射のシンボルである可能性があります
| Title |
Polarized_light_from_black_hole_can_be_a_symbol_of_Cherenkov_radiation_generated_by_Faster_Than_Light_movement_under_gravity |
| Authors |
Sterling-Jilin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07835 |
一体型衛星によって観測されたブラックホールシグナスX-1からの偏光は、現在の放射光の仮定にうまく適合できません。重力下でのFasterThanLight運動によって生成されるチェレンコフ放射の新しい理論が確立されました。ブラックホールシグナスX-1からの偏光は、新しい理論によって十分に説明できます。したがって、重力レンズが本物であることが証明され、空間の屈折率は重力場とともに増加し、光速は重力ポテンシャルエネルギーによって変化します。地球上の理論を二重に検証する可能な実験が議論されています。より低い重力ポテンシャルエネルギー領域でより高度なエイリアン文明を見つける新しい方法が提案されています。
ガンマ線ブライトテストノヴァV906車（ASASSN-18fv）のX線分光法
| Title |
X-ray_Spectroscopy_of_the_gamma-ray_Brightest_Nova_V906_Car_(ASASSN-18fv) |
| Authors |
Kirill_V._Sokolovsky,_Koji_Mukai,_Laura_Chomiuk,_Raimundo_Lopes_de_Oliveira,_Elias_Aydi,_Kwan-Lok_Li,_Elad_Steinberg,_Indrek_Vurm,_Brian_D._Metzger,_Adam_Kawash,_Justin_D._Linford,_Amy_J._Mioduszewski,_Thomas_Nelson,_Jan-Uwe_Ness,_Kim_L._Page,_Michael_P._Rupen,_Jennifer_L._Sokoloski,_Jay_Strader |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07885 |
ガンマ線を放出する古典的な新星の衝撃は、明るい熱および非熱X線を生成すると予想されます。これまでに最も明るいGeVガンマ線放射を示した新星V906車の同時NuSTARおよびFermi/LAT観測でこの予測をテストします。まだガンマ線が明るいにもかかわらず、新星は硬X線で検出されますが、単純な理論的期待に反して、検出されたV906車の3.5-78keVの放出は、同時に観測される>100MeVの放出よりもはるかに弱いです。非熱X線の放出は検出されず、私たちの深い限界は、ガンマ線がハドロン的である可能性が高いことを示しています。実質的な吸収（N_H〜2x10^23cm^-2）を補正した後、（9keVの光学的に薄いプラズマからの）熱X線輝度は、ガンマ線輝度の約〜2％です。波形の放射衝撃波面によってX線が抑制される、またはガンマ線生成衝撃からのX線がさらに大きな吸収カラムの後ろに隠れている（N_H>10）など、低熱X線の明度について考えられる説明を検討します。^25cm^-2）。XMM-NewtonとSwift/XRTの観測結果を分析に追加すると、固有のX線吸収の進化には、爆発の開始から24日後に新星の殻を放出する必要があることがわかります。X線スペクトルは、噴出物が窒素と酸素で強化され、新星がCOタイプの白色矮星の表面で発生したことを示しています。X線のライトカーブに明確な超軟相の兆候は見られません。これは、吸収効果を考慮した後、新星をホストしている白色矮星の質量が低いことを示している可能性があります。
ウラン衛星の宇宙船探査の科学的事例
| Title |
The_Science_Case_for_Spacecraft_Exploration_of_the_Uranian_Satellites |
| Authors |
Richard_J._Cartwright,_Chloe_B._Beddingfield,_Tom_Nordheim,_Catherine_Elder,_Will_Grundy,_Ali_Bramson,_Michael_Sori,_Robert_Pappalardo,_Marc_Neveu,_Devon_Burr,_Anton_Ermakov,_Joe_Roser,_Julie_Castillo-Rogez,_Mark_Showalter,_Ian_Cohen,_Zibi_Turtle,_Mark_Hofstadter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07284 |
5つの古典的な天王星は、最近の地表と内部の通信を示唆する奇妙な地質地形を示す可能性のある海の世界です。しかし、天王星の古典的な月、そのリングムーンや不規則な衛星は、よく理解されていません。私たちは、天王星の衛星を探査するために旗艦クラスのオービターが必要であると主張します。
アタカマ宇宙望遠鏡：ACT 2008-2018データとPlanckを組み合わせた、18,000平方度のマイクロ波空のアーク分解像度マップ
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_arcminute-resolution_maps_of_18,000_square_degrees_of_the_microwave_sky_from_ACT_2008-2018_data_combined_with_Planck |
| Authors |
Sigurd_Naess,_Simone_Aiola,_Jason_E._Austermann,_Nick_Battaglia,_James_A._Beall,_Daniel_T._Becker,_Richard_J._Bond,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Kevin_T._Crowley,_Omar_Darwish,_Rahul_Datta,_Edward_V._Denison,_Mark_Devlin,_Cody_J._Duell,_Shannon_M._Duff,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Anna_E._Fox,_Patricio_A._Gallardo,_Mark_Halpern,_Dongwon_Han,_Matthew_Hasselfield,_J._Colin_Hill,_Gene_C._Hilton,_Matt_Hilton,_Adam_D._Hincks,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Johannes_Hubmayr,_Kevin_Huffenberger,_John_P._Hughes,_Arthur_B._Kosowsky,_Thibaut_Louis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Jeff_McMahon,_Kavilan_Moodley,_Federico_Nati,_John_P._Nibarger,_Michael_D._Niemack,_Lyman_Page,_Bruce_Partridge,_Maria_Salatino,_Emmanuel_Schaan,_Alessandro_Schillaci,_Benjamin_Schmitt,_Blake_D._Sherwin,_Neelima_Sehgal,_Crist\'obal_Sif\'on,_David_Spergel,_Suzanne_Staggs,_Jason_Stevens,_Emilie_Storer,_Joel_N._Ullom,_Leila_R._Vale,_Alexander_Van_Engelen,_Jeff_Van_Lanen,_Eve_M._Vavagiakis,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07290 |
このペーパーでは、プランクとACTの両方の最良の機能を備えた温度および偏光マップを生成するためのアルゴリズムを示します。中規模および大規模の角度スケールでのプランクのほぼホワイトノイズと、小規模な角度スケールでのACTの高解像度と感度。この手法を使用して、2008年から2018年のACT観測シーズンのデータを完全なプランクマップと組み合わせて、100、150、220GHzで18,000平方度を超える全天のほぼ半分をカバーする温度および偏光マップを生成します。マップは、SunyaevZel'dovich効果（SZ）を介して4,000の光学的に確認されたクラスターと、$>5\sigma$にある18,500の点光源候補を明らかにします。マルチ周波数マップは、近くの銀河と個々の天の川星雲のミリメートル画像を提供し、さらにいくつかの近くの星の明確な検出を提供します。これらのマップの他の予想される用途には、たとえば、熱SZおよび運動学的SZクラスタースタッキング、CMBクラスターレンズ、銀河ダスト科学などがあります。ただし、一部のコンポーネントデータセットの予備的な性質のため、これらのマップを精密宇宙論分析に使用しないでください。地図は、この記事のジャーナル発行後3か月以内にLAMBDAで利用可能になります。
搭載されたChandrayaan-2オービターに搭載されたソーラーX線モニターの地上校正
| Title |
Ground_Calibration_of_Solar_X-ray_Monitor_On-board_Chandrayaan-2_Orbiter |
| Authors |
N._P._S._Mithun,_Santosh_V._Vadawale,_M._Shanmugam,_Arpit_R._Patel,_Neeraj_Kumar_Tiwari,_Hiteshkumar_L._Adalja,_Shiv_Kumar_Goyal,_Tinkal_Ladiya,_Nishant_Singh,_Sushil_Kumar,_Manoj_K._Tiwari,_M._H._Modi,_Biswajit_Mondal,_Aveek_Sarkar,_Bhuwan_Joshi,_P._Janardhan,_Anil_Bhardwaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07326 |
チャンドラヤーン2号は、月への2番目のインドの使命であり、太陽の軟X線スペクトル測定を実行するための太陽X線モニター（XSM）と呼ばれる分光器を搭載し、一方、伴侶のペイロードは月からの蛍光発光を測定します。これらの2つのペイロードを一緒に使用すると、月面の元素の存在量を定量的に推定できます。XSMはまた、最高の時間のリズムとエネルギー分解能のスペクトル測定により、太陽X線研究に大きな貢献をすると期待されています。この目的のために、XSMはシリコンドリフト検出器を採用し、広範囲の太陽X線強度にわたって、1から15keVの範囲の入射光子のエネルギー測定を5.9keVで180eV未満の解像度で実行します。実験室のX線源とX線ビームライン設備を使用して、XSMで広範囲の地上校正実験が行われ、定量的スペクトル分析に必要な機器応答行列パラメーターが決定されました。これには、さまざまな観測条件下でのゲイン、スペクトル再分布関数、有効面積の測定が含まれます。XSMの高い入射磁束でのスペクトル性能を維持する能力、デッドタイムおよびパイルアップ特性も調査されました。この記事では、XSMペイロードのこれらの地上校正実験の結果を示します。
2023年から2032年のメインベルト小惑星科学：小規模機関評価グループに代わる基礎科学の質問と推奨事項
| Title |
Main_Belt_Asteroid_Science_in_the_Decade_2023-2032:_Fundamental_Science_Questions_and_Recommendations_on_behalf_of_the_Small_Bodies_Assessment_Group |
| Authors |
Maggie_M._McAdam,_Andrew_S._Rivkin,_Lucy_F._Lim,_Julie_Castillo-Rogez,_Franck_Marchis,_Tracy_M._Becker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07359 |
スモールボディアセスメントグループの要請により、望遠鏡観測（地上、空中、宇宙ベース）、実験室研究、理論的研究、紫外線から遠方までの全スペクトル範囲を利用するメインベルト小惑星へのミッションのバランスの取れたプログラムをお勧めします。今後10年間でこれらの卓越した基本的な質問を調査する赤外線。
VODataService1.2を使用すると、仮想天文台（VO）のサービスプロバイダーは、リソース（つまり、サービスまたはデータコレクション）内のデータが空間、時間、およびスペクトルのどこにあるかを宣言するかなり簡単な方法を使用できます。ここでは、メカニズムと設計の選択、現在の制限（非電磁気または太陽系のリソースなど）、およびそれらを克服する方法について説明します。また、RegTAP1.2（または別の標準）の一部になると予想されるスキームを使用して、ユーザーとクライアントがリソースカバレッジに対してクエリを実行する方法も示します。すべてのリソース作成者に対して、STCメタデータを提供するよう熱心に懇願します-広く採用された場合のみ、この機能が役立ちます。
X線天文学衛星XRISM用に開発されたCCDの光学的遮断性能
| Title |
Optical_Blocking_Performance_of_CCDs_Developed_for_the_X-ray_Astronomy_Satellite_XRISM |
| Authors |
Hiroyuki_Uchida,_Takaaki_Tanaka,_Yuki_Amano,_Hiromichi_Okon,_Takeshi_G._Tsuru,_Hirofumi_Noda,_Kiyoshi_Hayashida,_Hironori_Matsumoto,_Maho_Hanaoka,_Tomokage_Yoneyama,_Koki_Okazaki,_Kazunori_Asakura,_Shotaro_Sakuma,_Kengo_Hattori,_Ayami_Ishikura,_Hiroshi_Nakajima,_Mariko_Saito,_Kumiko_K._Nobukawa,_Hiroshi_Tomida,_Yoshiaki_Kanemaru,_Jin_Sato,_Toshiyuki_Takaki,_Yuta_Terada,_Koji_Mori,_Hikari_Kashimura,_Takayoshi_Kohmura,_Kouichi_Hagino,_Hiroshi_Murakami,_Shogo_B._Kobayashi,_Yusuke_Nishioka,_Makoto_Yamauchi,_Isamu_Hatsukade,_Takashi_Sako,_Masayoshi_Nobukawa,_Yukino_Urabe,_Junko_S._Hiraga,_Hideki_Uchiyama,_Kazutaka_Yamaoka,_Masanobu_Ozaki,_Tadayasu_Dotani,_Hiroshi_Tsunemi,_Hisanori_Suzuki,_Shin-ichiro_Takagi,_Kenichi_Sugimoto,_Sho_Atsumi,_Fumiya_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07608 |
私たちは、2021年に打ち上げが予定されているX線天文学衛星XRISM用のPチャネル電荷結合素子（CCD）を開発しています。CCDカメラ（軟X線イメージャー：SXI）の基本設計はほぼ失われたひとみ（ASTRO-H）観測所と同様に、ひとみデータで認識されている最大の問題のひとつである「光漏れ」の低減を計画しています。XRISMCCDには2層の光学ブロッキング層を採用し、裏面にアルミニウム層を追加しました。新たに設計したテストサンプルCCDを開発し、光を照射して遮光性能を評価しています。その結果、HitomiCCDと比較して光漏れが効果的に低減されます。したがって、この問題は新しい設計によって解決され、XRISMCCDはSXIのミッション要件を満たしていると結論付けます。
miniJPAS調査：機械学習を使用したスター銀河の分類
| Title |
The_miniJPAS_survey:_star-galaxy_classification_using_machine_learning |
| Authors |
P._O._Baqui,_V._Marra,_L._Casarini,_R._Angulo,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_P._A._A._Lopes,_C._L\'opez-Sanjuan,_D._Muniesa,_V._M._Placco,_M._Quartin,_C._Queiroz,_D._Sobral,_E._Solano,_E._Tempel,_J._Varela,_J._M._V\'ilchez,_R._Abramo,_J._Alcaniz,_N._Benitez,_S._Bonoli,_S._Carneiro,_J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_A._L._de_Amorim,_C._M._de_Oliveira,_R._Dupke,_A._Ederoclite,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_A._Mar\'in-Franch,_M._Moles,_H._V\'azquez_Rami\'o,_L._Sodr\'e,_K._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07622 |
J-PASなどの将来の天体物理学的調査では、非常に大規模なデータセットが生成されるため、正確で効率的な機械学習（ML）メソッドの展開が必要になります。この作業では、56個の狭帯域フィルターと4つのugri広帯域フィルターでAEGISフィールドの約1deg2を観測したminiJPAS調査を分析します。miniJPASソースの拡張（銀河）オブジェクトと点状（星など）オブジェクトへの分類について説明します。これは、後続の科学分析に必要な手順です。私たちは、明示的なモデリングに基づく従来のツールを補完するML分類器の開発を目指しています。分類子をトレーニングしてテストするために、miniJPASデータセットをSDSSおよびHSC-SSPデータとクロスマッチングしました。2つの相互に一致するカタログで6つの異なるMLアルゴリズムをトレーニングし、テストしました。MLアルゴリズムの入力として、形態学的パラメーターの有無に関係なく、60個のフィルターからの等級とそのエラーを使用します。各ポインティングのr検出帯域で平均PSFも使用します。RFおよびERTアルゴリズムは、すべてのシナリオで最高のパフォーマンスを発揮します。15<r<23.5の全光度範囲を分析すると、測光情報のみを使用する場合はRFでAUC=0.957、測光および形態情報を使用する場合はERTでAUC=0.986が見つかります。機能の重要性に関して、形態学的パラメーターを使用する場合、FWHMが最も重要な機能です。測光情報のみを使用する場合、広帯域は狭帯域よりも必ずしも重要ではなく、誤差は測定と同じくらい重要であることがわかります。MLアルゴリズムは、従来の星/銀河の分類子と競合する可能性があり、暗い等級（r>21）で後者よりも優れています。https://j-pas.org/datareleasesで利用可能な付加価値カタログを作成するために、形態の有無にかかわらず、最高の分類子を使用します。
ExoTiC-ISM：体系的な機器モデルのグリッド全体で取り残された太陽系外惑星通過パラメーター用のPythonパッケージ
| Title |
ExoTiC-ISM:_A_Python_package_for_marginalised_exoplanet_transit_parameters_across_a_grid_of_systematic_instrument_models |
| Authors |
Iva_Laginja_and_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07828 |
トランジットライトカーブでの計測器系統のキャリブレーションの問題に対処するために、PythonパッケージExoTiC-ISMを提示します。トランジット分光法は、太陽系外惑星の大気中の多くの異なる化学成分を明らかにすることができますが、そのような結果は、よく較正されたトランジット光曲線観測に依存します。各トランジットデータセットには、使用する機器に依存する機器体系が含まれており、機器体系モデルで較正する必要があります。ウェイクフォードらで提案された解決策。（2016）（arXiv：1601.02587[astro-ph.EP]）は、マージナライズされた輸送パラメータを取得するために、系統的モデルのグリッド全体でマージナリゼーションを使用することです。複数の波長での観測に対してこれを行うと、太陽系外惑星の堅牢な透過スペクトルが得られます。ExoTiC-ISMはこの分析を実行するためのツールを提供し、その現在の機能には、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のWideFieldCamera3（WFC3）検出器、特に2つの赤外線グリズムG141とG102に適用できる体系的なグリッドが含まれています。コードのモジュール化とより体系的なグリッドの実装により、ExoTiC-ISMは他の機器に使用でき、JamesWebb宇宙望遠鏡（JWST）の選択された検出器の実装は、将来、堅牢な通過スペクトルを提供します。
ツインスターバイナリからの流体力学的風
恒星風は、質量の減少を通じて星の進化を形作ります。バイナリシステムでは、軌道を変更することにより、星の進化を形成します。このペーパーでは、流体力学シミュレーションを使用して、同一ツインバイナリからほぼ等温の風が発生することを調べます。モデルの星がロッシュローブを埋める程度と風の温度を変化させます。恒星で静止した状態で初期化された風は、2進成分から音速の表面を通って超音速の外向きの速度に加速します。バイナリがそのロシュローブを満たす場合、共有亜音速領域が両方のコンポーネントを囲みます。近接する2つ星の連星からの質量損失率は、2つの単一物体風からの期待に比べて向上していることがわかります。このバイナリ拡張は、風速と軌道速度の比の関数としてモデル化するのが最適です。同様に、風が発生する特定の角運動量は、軌道速度に対する風速の比に応じて、バイナリコンポーネントのそれと外側のラグランジュポイントの角運動量との間で変化する可能性があることがわかります。質量および角運動量の損失は、風速の単純な関数としてモデル化できるので、我々の結果は、近接した等質量の連星の進化に広く適用できる可能性があります。特に重要な潜在的な用途の1つは、化学的に均質な進化チャネルを介したバイナリブラックホールの合併の先祖である可能性のある大規模で近接したバイナリです。
Orionクラウドコンプレックスの3Dダイナミクス-100個のスケールでのコヒーレントな放射状ガス運動の発見
| Title |
3D_dynamics_of_the_Orion_cloud_complex_--_Discovery_of_coherent_radial_gas_motions_at_the_100-pc_scale |
| Authors |
Josefa_E._Gro{\ss}schedl,_Jo\~ao_Alves,_and_Stefan_Meingast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07254 |
サザンオリオンクラウドコンプレックス全体におけるガスの3Dダイナミクスの最初の研究を紹介します。ガイアからのYSOの固有運動を、ガスの固有運動の代用として、アーカイブCOデータからのガスの半径速度とともに使用して、オリオンAのサブ領域を含む、複合体内のさまざまな星形成雲の空間運動を計算しました、オリオンB、および2つの遠方の彗星雲。空間と時間における雲の軌道の分析から、それらは約6ミリ前に最も近く、空間内のほぼ同じ領域から放射状に離れていることがわかります。この一貫性のある100個のスケールの放射状運動は、Orion-6イベントと呼ばれる主要なフィードバックイベントに複合体全体が反応するシナリオをサポートします。このイベントは、最近発見されたオリオンX個体群と暫定的に関連付けられており、今日観測されているガスの分布と運動学を形作っていますが、この地域での唯一の主要なフィードバックイベントではなかったようです。ほとんどのYSOのダイナミクスは、オリオンにおけるフィードバック駆動型の星形成の歴史の記憶を運んでおり、この複合体の若い星の大部分は、大規模なトリガーの産物であり、星形成率を上げる可能性があると主張します。オリオンAの頭（インテグラルシェイプフィラメント）の場合と同様に、少なくとも1桁。私たちの結果は、オリオン星雲クラスター（およびオリオンBのNGC2023/2024）の起源には、フィードバック/圧縮/トリガープロセスがあることを示唆しています。
OGLE調査からの追加の銀河セファイド
| Title |
Additional_Galactic_Cepheids_from_the_OGLE_Survey |
| Authors |
I._Soszy\'nski,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_P._Pietrukowicz,_J._Skowron,_D._Skowron,_R._Poleski,_S._Koz{\l}owski,_P._Mr\'oz,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Wrona,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07255 |
OGLEGalaxyVariabilitySurveyによって測光的に監視されたフィールドでのセファイド変光星の包括的な検索の結果について報告します。OGLE銀河セファイドコレクションの最初のリリースに含まれていない742セファイドを特定し、以前に公開された数十の変数を再分類します。アップグレードされたコレクションは、1974年のクラシック、1625年のタイプII、および天の川の円盤とふくらみをカバーする約3000平方度の領域に位置する119個の異常なセファイドで構成されています。私たちはサンプルで最も興味深いオブジェクトを提示します：基本モードと最初の倍音で脈動する長周期ダブルモードの古典的なセファイドの孤立したグループ、2番目と3番目の倍音が励起された最初の既知の銀河のダブルモードセファイドタイプIIセファイド、シングルモードの最初の倍音のBLHerスターの候補、および同時食の変動を示すセファイド。また、球状星団の潜在的なメンバーであるタイプIIおよび異常セファイドについても説明します。
解決された恒星の個体群と超新星タイプの比率におけるバイナリー分数インジケーター
| Title |
Binary_Fraction_Indicators_in_Resolved_Stellar_Populations_and_Supernova_Type_Ratios |
| Authors |
E._R._Stanway_(Warwick),_J._J._Eldridge_(Auckland)_and_A._A._Chrimes_(Warwick) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07263 |
恒星の個体群の二分率は、その性質、特にさまざまな大規模な星型の数と、その寿命を終える超新星の相対的なサブタイプ率に顕著な影響を与える可能性があります。ここでは、初期質量によって変化するバイナリ割合を持つバイナリ個体数合成モデルを使用して、解決された恒星個体群と超新星への影響をテストし、これらが異なる質量および金属性レジームであまり知られていないバイナリ割合を制約できるかどうかを尋ねます。Wolf-Rayetのスターサブタイプ比は貴重なバイナリ診断であるが、モデルで区別するには大きなサンプルが必要であることを示します。恒星モデルが分光学的にウルフ・レイエット星として分類される不確実性が探求されます。熱核、ストリップされたエンベロープ、および他のコア崩壊超新星の比率は、よりアクセスしやすいテストであると判明する可能性があり、今後の調査は、z<1の銀河集団における高質量と低質量の両方の二分率を制約するのに十分です。
新星のような激変変数RW Triにおける降着流の構造
| Title |
Structure_of_accretion_flows_in_the_nova-like_cataclysmic_variable_RW_Tri |
| Authors |
G._Subebekova_(1),_S._Zharikov_(2),_G._Tovmassian_(2),_V._Neustroev_(3),_M._Wolf_(4),_M.-S._Hernandez_(5),_H._Kucakova_(4),_S._Khokhlov_(1)_((1)_Al-Farabi_Kazakh_National_University,_(2)_IA_UNAM,_(3)_University_of_Oulu,_(4)_Astronomical_Institute,_Charles_University,_(5)_Universidad_de_Valparaiso) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07478 |
新星のような激変変数RWTriの測光観測を取得し、利用可能なすべてのAAVSOおよびその他の文献のデータを文献から収集しました。バイナリシステムの光度曲線をモデル化するために開発したコードを使用して、システムパラメーターを決定し、その不確実性を発見しました。システムによって生成された発光機能の特性を研究するために、RWTriの新しい時間分解光学分光観測も得られました。新星のようなシステムにおける単一ピーク輝線の通常の解釈は、降着円盤の内部からの双円錐風に関連しています。ただし、Halpha放出プロファイルは、幅の異なる2つのコンポーネントで構成されていることがわかりました。狭いコンポーネントは二次ビームの照射面から発生しているのに対し、広いコンポーネントのソースは、降着流とディスクの衝突点の反対側に位置する降着円盤の郊外にある低速の拡張領域であると主張します。これは、長周期の新星のようなシステムに共通する機能であるように見えます。
二重中性子星系J1829 + 2456の精密質量測定
| Title |
Precise_mass_measurements_for_the_double_neutron_star_system_J1829+2456 |
| Authors |
Henryk_T._Haniewicz_(1),_Robert_D._Ferdman_(1),_Paulo_C._C._Freire_(2),_David_J._Champion_(2),_Kaine_A._Bunting_(3),_Duncan_R._Lorimer_(4,_5),_Maura_A._McLaughlin_(4,_5)_((1)_Faculty_of_Science,_University_of_East_Anglia,_Norwich_UK,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie,_Bonn,_Germany,_(3)_School_of_Science_and_Technology,_Nottingham_Trent_University,_Nottingham_UK,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_West_Virginia_University,_Morgantown,_WV_USA,_(5)_Center_for_Gravitational_Waves_and_Cosmology,_West_Virginia_University,_Morgantown,_WV_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07565 |
PSRJ1829+2456は、別の中性子星を含む相対論的バイナリシステムの無線パルサーです。それは41ミリ秒の回転周期と穏やかな偏心（$e=0.14$）28時間の軌道を持っています。アレシボ電波望遠鏡による観測を継続し、このシステムの個々の中性子星の質量を測定しました。パルサーとコンパニオンの質量は$1.295\、\pm\、0.011\、M_{\odot}$と$1.310\、\pm\、0.011\、M_{\odot}$であることがわかります（不確実性は95％の信頼性がある場合を除き、別段の記載）、それぞれ。また、このシステムの適切な動きを測定し、それを使用して、空間速度をローカルの静止基準に対して46$^{+72}_{-30}$kms$^{-1}$と推定しました。測定された質量のDNS母集団と比較すると、このシステムのコンパニオンマス、空間速度、軌道偏心の値が比較的低いことは、（二次形式の）コンパニオンが理論化されている他の近接二重中性子星システムと同様のバイナリ進化を意味します低キック、低質量損失、対称超新星から形成された。
SN 2005csによく似た低光度のコア崩壊超新星
| Title |
A_low-luminosity_core-collapse_supernova_very_similar_to_SN_2005cs |
| Authors |
Zolt\'an_J\"ager_Jr.,_J\'ozsef_Vink\'o,_Barna_I._B\'ir\'o,_Tibor_Heged\"us,_Tam\'as_Borkovits,_Zolt\'an_J\"ager_Sr.,_Andrea_P._Nagy,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Levente_Kriskovics |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07650 |
PSNJ17292918+7542390、低光度タイプII-P超新星（LLSNIIP）の観測と分析を紹介します。そのようなイベントの観察されたサンプルはまだ低く、その性質はまだ議論されています。そのような超新星はSN2005csに似ており、よく観測された低光度のタイプII-Pイベントであり、膨張速度が低く、放出された$^{56}$Ni質量が小さい。コア崩壊超新星の光度曲線に半解析モデルを適合させる、堅牢で比較的高速なモンテカルロコードを開発しました。これにより、主星の半径、放出されたエンベロープの質量、爆発中に合成された放射性ニッケルの質量など、最も重要な物理パラメータを推定できます。PSNJ17292918+7542390の$R_0=91_{-70}^{+119}\cdot10^{11}\;\text{cm}$、$M_\text{ej}=9.89_{-1.00}^{+2.10}\;M_{\odot}$、$E_{\mathrm{kin}}=0.65_{-0.18}^{+0.19}\;\text{foe}$、$v_{\mathrm{exp}}=3332_{-347}^{+216}$kms$^{-1}$、それぞれその前駆体半径、噴出物質量、運動エネルギー、膨張速度。PSNJ17292918+7542390の初期のニッケルの質量は$1.55_{-0.70}^{+0.75}\cdot10^{-3}M_{\odot}$でした。観測された最も早い段階で測定された光球速度は7000kms$^{-1}$です。観測された低光度タイプII-P超新星の少数の母集団に基づいて知ることができる限り、決定された値はこれらのイベントの典型です。
電波パルサーによる高密度物質の状態方程式の制約
| Title |
Constraining_the_dense_matter_equation-of-state_with_radio_pulsars |
| Authors |
Huanchen_Hu,_Michael_Kramer,_Norbert_Wex,_David_J._Champion,_Marcel_S._Kehl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07725 |
電波パルサーは、核密度以上で物質を理解する上で最も重要な制約のいくつかを提供します。これまでのところ、これらの制約はほとんど中性子星（NS）の精密質量測定によって与えられています。最も大きい2つのパルサーJ0348$+$0432とJ0740$+$6620の単一の測定を組み合わせることにより、最大NS質量の結果の下限である1.98$M_\odot$（99％信頼度）は、多数の方程式を除外します。状態（EOS）。他の方法を補足するさらなるEOS制約は、相対論的軌道におけるバイナリパルサーの慣性モーメント（MOI）の測定から生じる可能性があります。ダブルパルサーPSRJ0737$-$3039A/Bは、パルサータイミングによるMOIの最初の測定に最も有望なシステムです。特にダブルパルサーの最初のMeerKAT観測に基づいてこの方法を確認し、MeerKATとSKAを使用してタイミング観測をシミュレートすることにより、将来を見据えた十分な根拠のある予測を提供します。初めて、分析におけるスピンダウン質量損失を説明します。私たちの結果は、2030年までに11％の精度（68％の信頼性）でMOI測定が可能であることを示唆しています。ただし、2030年までにEOSが十分に知られている場合、二重パルサーによってLense-Thirringの7％テストが可能になることがわかります歳差運動、または代わりに、GRの次の次数の重力波減衰の$\sim3\sigma$-測定値を提供します。最後に、ダブルパルサーの軌道周期よりも短い軌道周期を持つダブルNSシステムの潜在的な新しい発見が、これらの測定値とNS物質に対する制約の大幅な改善を約束することを示します。
| Title |
Relaxation_times_for_Bose-Einstein_condensation_in_axion_miniclusters |
| Authors |
Kay_Kirkpatrick,_Anthony_E._Mirasola_and_Chanda_Prescod-Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07438 |
重力相互作用と自己相互作用の両方が存在する場合のスカラー暗黒物質のボーズ凝縮を研究します。重力で束縛されたミニクラスターまたはダークマターハロー内のアクシオンおよび他のスカラー暗黒物質は、ボーズスターと呼ばれるボーズアインシュタイン凝縮に凝縮すると予想されます。このプロセスは、アキシオン様粒子の魅力的な自己相互作用を通じて、またはフィールドの自己重力を通じて発生することが示されています。スカラー暗黒物質の占有率が高い領域では、ボルツマン衝突積分が重力相互作用または自己相互作用のいずれかを記述せず、これらの相互作用に有効な運動方程式を導き出すことを示します。この定式化を使用して、ボーズ-アインシュタイン凝縮の緩和時間を計算し、ボーズスターへの凝縮が宇宙の寿命内に発生する可能性があることを見つけます。自己相互作用は、それらが非常に強い場合にのみ、凝縮時間を短縮します。
星間媒体におけるCNラジカルとメチルアミンとの反応のひねり：最先端の量子化学研究からの新しいヒント
| Title |
A_twist_on_the_reaction_of_the_CN_radical_with_methylamine_in_the_interstellar_medium:_new_hints_from_a_state-of-the-art_quantum-chemical_study |
| Authors |
C._Puzzarini,_Z._Salta,_N._Tasinato,_J._Lupi,_C._Cavallotti,_V._Barone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07657 |
現在のモデルの大多数は、星間複合有機分子（iCOM）がダスト粒子表面に形成されると仮定しているという事実にもかかわらず、中性気相反応が重要な役割を果たすという証拠がいくつかあります。この論文では、メチルアミン（CH$_3$NH$_2$）とシアノ（CN）ラジカルの間の気相で発生する反応を調査しました。これについては、これまでに断片的または不正確な結果しか報告されていません。このケーススタディでは、最先端の量子化学計算を採用することの極めて重要な点を指摘できます。CH$_3$NH$_2$+CN反応の2つの主要な生成物、すなわちCH$_3$NHとCH$_2$NH$_2$ラジカルは、まだ分光学的には特性化されていないため、このギャップを埋めます。
地球観測ミッションのための非常に低い地球軌道の利点
| Title |
The_Benefits_of_Very_Low_Earth_Orbit_for_Earth_Observation_Missions |
| Authors |
N._H._Crisp,_P._C._E._Roberts,_S._Livadiotti,_V._T._A._Oiko,_S._Edmondson,_S._J._Haigh,_C._Huyton,_L._Sinpetru,_K._L._Smith,_S._D._Worrall,_J._Becedas,_R._M._Dom\'inguez,_D._Gonz\'alez,_V._Hanessian,_A._M{\o}lgaard,_J._Nielsen,_M._Bisgaard,_Y._-A._Chan,_S._Fasoulas,_G._H._Herdrich,_F._Romano,_C._Traub,_D._Garc\'ia-Almi\~nana,_S._Rodr\'iguez-Donaire,_M._Sureda,_D._Kataria,_R._Outlaw,_B._Belkouchi,_A._Conte,_J._S._Perez,_R._Villain,_B._Hei{\ss}erer,_A._Schwalber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07699 |
非常に低い地球軌道（VLEO）は、通常、高度が450kmから500km未満の軌道として分類され、より高い高度の軌道で動作するものよりも宇宙船に大きな利点をもたらす可能性があります。このペーパーでは、VLEOでの宇宙船運用に対するこれらの利点の包括的なレビューと分析を提供し、特に地球観測ミッションに適用されるもののパラメーター調査を行います。光学イメージングシステムの最も重要な利点は、軌道高度を下げると、同様のペイロード仕様の空間分解能が向上することです。あるいは、所定のパフォーマンスを維持しながら、質量と体積を節約できます。同様に、レーダーおよびライダーシステムでは、信号対雑音比を改善できます。その他の利点には、地理空間の位置精度の向上、通信リンク予算の改善、および打ち上げロケットの挿入機能の向上が含まれます。宇宙船のミッション後の寿命と軌道離脱に関するIADCガイドラインへの準拠も支援されている一方で、軌道デブリと放射線環境との衝突リスクは低高度軌道で改善されることが示されています。最後に、VLEOは、新規の大気呼吸電気推進システムと空力的姿勢および軌道制御方法を活用する機会を提供します。しかし、下部熱圏、空気力学的抗力、宇宙船の質量と複雑さを最小限に抑えながら有意義な軌道寿命を提供する要件、および原子酸素侵食の理解に関連する主な課題には、さらに調査が必要です。高性能の地球観測プラットフォームで実現できる商業的、社会的、環境的な大きな影響の範囲を考えると、VLEO運用に関連する課題に対処するための新たな研究努力が必要です。
星間媒質温度からの軽い原始ブラックホールの制約
原始ブラックホールは、実行可能な暗黒物質の候補です。それらはホーキング蒸発によって崩壊します。ホーキング放射からのエネルギー粒子は星間ガスと相互作用し、それらのエネルギーを熱および電離として堆積させます。十分に高いホーキング温度の場合、ブラックホールによって生成された高速電子は、クーロン相互作用を通じて熱としてエネルギーのかなりの部分を堆積します。矮小銀河レオTを使用して、原始ブラックホール暗黒物質の割合に上限を設定します。$M<5\times10^{-17}M_\odot$の場合、境界は他の境界と競合するか、他の境界よりも強力です。
特殊相対性理論の古典的な主題についての本はたくさんあります。しかし、相対論的工学と相対性理論による研究の両方で何年も過ごした後、私は新しい本のための場所が存在するという結論に達しました。現在の本は、主に暗いコーナーに光を当てようとしたため、他の本とまったく同じではないと思います。この小さな本が何でないかを明確にすべきです。相対性理論の教科書ではありません。この本が扱っているのは、特別な相対論的運動学の性質、空間と時間との関係、および座標変換の操作上の解釈です。すべての理論には、実験で測定できる多くの量と、おそらく観測できない式が含まれています。任意の規則を含む理論がある場合は常に、理論のどの部分がその規則の選択に依存し、どの部分が依存しないかを調べる必要があります。区別は常に行われるわけではなく、多くの著者は、任意の慣例に従って、いくつかのデータが物理的な実験に対応しない観察可能であると主張しています。これにより、矛盾を回避し、パラドックスを回避する必要があります。
アクティブな無菌秘密相互作用による（超）高エネルギーニュートリノの観察可能な特徴
| Title |
Observable_features_in_(ultra)high_energy_neutrinos_due_to_active-sterile_secret_interactions |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Stefano_Morisi,_Gennaro_Miele,_Ninetta_Saviano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07866 |
高および超高エネルギーニュートリノフラックスに対する、新しい擬スカラー粒子によって媒介されるアクティブな無菌秘密ニュートリノ相互作用の影響を検討します。特に、3つのアクティブなニュートリノとフレーバー依存の相互作用によって結合された1つの無菌ニュートリノのケースに焦点を当て、最近調査した1つのアクティブと1つの無菌ニュートリノのケースを拡張します。無菌ニュートリノとアクティブセクターとの相互作用の種類に応じて、秘密の相互作用のパラメーター空間の新しい領域が許可され、検討している2つのベンチマークフラックス、すなわち、天体物理学の法則フラックスに興味深い現象的意味がもたらされることがわかりました。100PeV未満の範囲、および超高エネルギー範囲での宇宙線フラックス。まず、最終的なアクティブフラックスは、将来の実験で観測可能な測定可能な枯渇を示す可能性があります。特に、相互作用するタウニュートリノのみの場合、天体のべき乗則フラックスへの影響が非常に大きく、IceCube実験ですでに調査されている可能性があることがわかります。さらに、フレーバー比のエネルギー依存性には興味深い特徴があります。
