最終的なBOSSデータにボイドがある精密宇宙論
| Title |
Precision_cosmology_with_voids_in_the_final_BOSS_data |
| Authors |
Nico_Hamaus,_Alice_Pisani,_Jin-Ah_Choi,_Guilhem_Lavaux,_Benjamin_D._Wandelt,_Jochen_Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07895 |
最終的なBOSSDR12データセットの宇宙ボイドから得られた新しい宇宙の制約を報告します。それらは、赤方偏移空間における平均ボイド形状の幾何学的および動的歪み（つまり、積み重ねられたボイド-銀河の相互相関関数）の共同分析から生じます。私たちのモデルは、断層投影法を使用して実空間のボイドプロファイルを推論し、宇宙論や構造形成に関する事前の仮定なしに、Alcock-Paczynski（AP）効果と赤方偏移歪み（RSD）を自己矛盾なく考慮します。これは、最初の物理的原理から導出され、線形摂動次数でのデータの非常に優れた説明を提供します。モックカタログを使用してこのモデルを検証し、最終的なBOSSデータに適用して、RSDおよびAPパラメータ$f/b$および$D_AH/c$を制約します。ここで、$f$は線形成長率、$b$です。線形銀河バイアス、$D_A$、移動する角直径距離、$H$、ハッブルレート、$c$、光速。さらに、潜在的な体系を無視するために、分析に2つの迷惑パラメータを含めます。$z=0.51$の平均赤方偏移で、完全なボイドサンプルから$f/b=0.540\pm0.091$および$D_AH/c=0.588\pm0.004$を取得します。フラットな$\Lambda$CDM宇宙論では、これは、現在の物質密度パラメーターが$\Omega_\mathrm{m}=0.312\pm0.020$であることを意味します。調査モックの追加情報を使用してモデルを調整すると、これらの制約は$f/b=0.347\pm0.023$、$D_AH/c=0.588\pm0.003$、および$\Omega_\mathrm{mに向上します}=0.311\pm0.019$。ただし、キャリブレーションはモックで想定されている宇宙論および構造形成の特定のモデルに依存するため、キャリブレーションされた結果はロバスト性が低いと見なす必要があります。それにもかかわらず、私たちのキャリブレーションに依存しない制約は、これまでで最も厳しいものの1つであり、現在および将来のデータで宇宙論に宇宙ボイドを使用する大きな可能性を示しています。
原始スカラー摂動と原始ブラックホールシナリオとの接続によって引き起こされる重力波のスペクトル形状の調査
| Title |
Exploring_the_Spectral_Shape_of_Gravitational_Waves_Induced_by_Primordial_Scalar_Perturbations_and_Connection_with_the_Primordial_Black_Hole_Scenarios |
| Authors |
Ioannis_Dalianis_and_Konstantinos_Kritos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07915 |
重力波検出器が次の年に確率的重力波背景の調査を開始するという期待が高まっています。私たちは、スカラー摂動によって2次に誘導された重力波のスペクトル形状を探索し、おそらく初期宇宙で生成されたと考えられます。関連する原始ブラックホールの対応物と一緒に、放射線と結合の時代の間に生成された重力波スペクトルを計算します。$\alpha$-attractorsによって生成された原始曲率摂動と非最小微分結合インフレーションモデル、およびガウス型とデルタ型の形状にパワースペクトルを使用します。テンソルモードが原始曲率摂動のスペクトルを制約し、インフレモデルを区別する能力を示します。運動および放射線時代の重力波の生成は、スペクトルの形状と振幅によっても区別できます。
暗黒エネルギー調査からのタイプIa超新星の弱いレンズ効果
| Title |
Weak_Lensing_of_Type_Ia_Supernovae_from_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
E._Macaulay,_D._Bacon,_R._C._Nichol,_T._M._Davis,_J._Elvin-Poole,_D._Brout,_D._Carollo,_K._Glazebrook,_S._R._Hinton,_G._F._Lewis,_C._Lidman,_A._M\"oller,_M._Sako,_D._Scolnic,_M._Smith,_N._E._Sommer,_B._E._Tucker,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_J._Annis,_S._Avila,_E._Bertin,_S._Bhargava,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_B._Flaugher,_R._J._Foley,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_A._A._Plazas,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_T._N._Varga,_A._R._Walker,_J._Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07956 |
ダークエネルギー調査（DES）の1年目から3年目までの196分光法で確認されたタイプIa超新星（SNeIa）の観測に対する弱い重力レンズ効果の影響を検討します。角度相関関数と弱いレンズ効果によって引き起こされる非ガウス歪度の両方を同時に測定します。このアプローチには、SNeIaの大きさの固有の分散に鈍感であるという利点があります。両方の効果の振幅を$\sigma_8$の関数としてモデル化し、$\sigma_8=1.2^{+0.9}_{-0.8}$を見つけます。また、ジョイントライトカーブ分析（JLA）からの488SNeのサブサンプルにこの方法を適用し（この作業に使用する赤方偏移範囲に一致するように選択）、$\sigma_8=0.8^{+1.1}_{-を見つけます0.7}ドル。DES-SNとJLAからのより多くのSNeの間の$\sigma_8$の比較不確実性は、DES-SNサンプルの均一性の利点、およびキャリブレーションとデータ分析の改善を強調しています。
SRGミッションによる無菌ニュートリノ暗黒物質のテストに向けて
| Title |
Towards_Testing_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_with_SRG_Mission |
| Authors |
V.V._Barinov,_D.S._Gorbunov,_R.A._Burenin,_R.A._Krivonos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07969 |
アクティブなニュートリノと光子に放射状に崩壊するkeVスケールの質量滅菌ニュートリノ暗黒物質の検索でSRGミッションの見通しを調査します。ART-XCおよびeROSITA望遠鏡によって取得されたデータを使用したSRG宇宙天文台の進行中の全天X線調査は、暗黒物質の無菌ニュートリノの共鳴生成メカニズムを完全に調査する可能性を提供します。ビッグバン元素合成の宇宙論的限界と一致する原始血漿。特に、4年間の全天調査の終わりに、以前に報告された3.5keVライン信号付近のeROSITA望遠鏡の感度は、収集されたすべてのデータを含むXMM-Newtonの感度に匹敵することが示されています。この領域で考えられる無菌ニュートリノ崩壊信号を別の独立した研究で実行できるようにする。$\約2.4$keV未満のエネルギー範囲では、モデルパラメーターに予想される制約は、XMM-Newtonで得られる制約よりも大幅に強くなる可能性があります。ART-XCデータから、約5〜20keVのエネルギー範囲では、これまでにNuSTARで得られたものよりも厳しい制約を取得することが可能です。我々は、SRGミッションが無菌ニュートリノ暗黒物質仮説をテストする上で非常に高い可能性を秘めていると結論付けています。
拡散星間物質からのダスト偏極放出の統計的記述-WST / RWSTアプローチ
| Title |
Statistical_description_of_dust_polarized_emission_from_the_diffuse_interstellar_medium_--_A_WST/RWST_approach |
| Authors |
Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_Fran\c{c}ois_Levrier,_Erwan_Allys,_Elena_Bellomi,_Fran\c{c}ois_Boulanger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08242 |
CMBへの拡散磁化ISMおよび銀河前景の統計的特性評価は、大きな課題です。非ガウス統計を説明するには、スケール全体の統計的結合を効率的に定量化できるデータ分析アプローチが必要です。この情報はデータにエンコードされますが、従来のツールを1点統計およびパワースペクトルとして使用すると、ほとんどの情報が失われます。データサイエンスで導入された非ガウス過程の低分散統計記述子であるウェーブレット散乱変換（WST）は、この目標への道を開きます。WSTを、MHD乱流の数値シミュレーションから計算されたダスト偏極熱放射のノイズのないマップに適用します。正規化された複雑なストークスマップ、および偏光の割合と偏光角度のマップを分析します。WSTは数千の係数を生成します。それらのいくつかは与えられたスケールで信号の振幅を測定し、他はスケールと方向の間の結合を特徴付けます。向きへの依存は、全強度マップ用にAllys+2019によって導入された同じ削減WST（RWST）角度モデルに適合させることができます。RWSTは偏光マップの統計的説明を提供し、等方性および異方性の寄与の観点からそれらのマルチスケールプロパティを定量化します。これにより、平均磁場の向きに対するマップ構造の依存性を示し、データの非ガウス性を定量化できます。また、RWST係数を使用して、追加の制約で補完し、同様の統計を持つランダムな合成マップを生成します。元のマップとの合意は、RWSTによって提供される統計的記述の包括性を示しています。この作業は、観測データの分析とCMBフォアグラウンドのモデリングにおける一歩前進です。WST/RWST分析を実行するためのPythonパッケージであるPyWSTもhttps://github.com/bregaldo/pywstでリリースしています。
AxioNyx：混合ファジーとコールドダークマターのシミュレーション
| Title |
AxioNyx:_Simulating_Mixed_Fuzzy_and_Cold_Dark_Matter |
| Authors |
Bodo_Schwabe,_Mateja_Gosenca,_Christoph_Behrens,_Jens_C._Niemeyer,_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08256 |
ファジィ暗黒物質の特有の効果は、非線形銀河スケールで最も顕著です。Nyxコードの拡張バージョンで得られた、ファジーとコールドの混合暗黒物質の最初のシミュレーションを示します。ファジィ（または超軽量、またはアキシオンのような）暗黒物質ダイナミクスは、移動するSchr\"odinger-Poisson方程式によって制御されます。これは、ルートグリッドの疑似スペクトルアルゴリズムと、最大6レベルの適応微調整での差分により進化します。。冷たい暗黒物質は、Nyxの既存のN体の実装によって進化します。崩壊したハローにおける動径密度プロファイル、速度スペクトル、およびソリトン形成に焦点を合わせて、混合した暗黒物質モデルにおける球形の崩壊の最初の調査を提示します。顆粒の質量は、ソリトンの成長を二次的に抑制するファジーダークマターの割合に比例して減少し、ファジィダークマターの割合が10\％を超える場合にのみ中央ソリトンが形成されます。その結果、AxioNyxは、ファジィ暗黒物質の天体物理学のますます現実的な研究を可能にします。
Curvatonシナリオの$ f _ {\ rm NL} $を改訂
| Title |
Revised_$f_{\rm_NL}$_of_Curvaton_Scenario |
| Authors |
Bin_Liang,_Ya-Chen_Zhou,_Xiao-Dan_Liu,_Lei-Hua_Liu,_Wu-Long_Xu,_Ai-Chen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08278 |
正規化されたカーバトンシナリオの非ガウス性シナリオを、一般化されたポテンシャルを処理できる一般化された$\deltaN$形式で修正します。さまざまなカーバトンモデルでは、エネルギー密度は、カーバトンの二次インフレーション、物質の支配、およびアディエーションの支配を含むさまざまな期間で支配的です。非ガウス性に関連する非線形パラメーター$f_{\rmNL}$は状態方程式$w$の関数であるため、この方法はこれらの期間を処理するために統合できます。最初に、最も単純なカーバトンシナリオ、つまり2次ポテンシャルをもつカオスカーバトンを調査します。私たちの研究は、ほとんどのパラメーター空間が観測制約を満たしていることを示しています。そして、私たちの公式は、非線形の進化がなくても$f_{\rmNL}$のよく知られた値をうまく回復します。カーバトンのミクロの起源から、私たちは疑似南部-ゴールドストーンのカーバトンも調査します。私たちの結果は、観測に照らして、疑似南部-ゴールドストーン曲線の2番目の短いインフレプロセスが除外されていることを明確に示しています。最後に、このメソッドは、カーバトンメカニズムの非ガウス性を調査する新しい方法を提供します。
宇宙分野におけるハロー環境のロバストな決定
| Title |
A_robust_determination_of_halo_environment_in_the_cosmic_field |
| Authors |
Peng_Wang_(PMO/AIP),_Xi_Kang_(PMO/ZJU),_Noam_I._Libeskind_(AIP/Lyon),_Quan_Guo_(SHAO),_Stefan_Gottl\'ober_(AIP),_Wei_Wang_(PMO/USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08344 |
大規模な宇宙物質分布を研究するための多くの方法が文献に存在します。宇宙ウェブを定義するために使用される特に一般的な方法の1つは、密度、速度、または潜在的な場を調べることです。そのような方法は、固有ベクトル（および固有値）が局所的な崩壊または拡張の主な方向（および強度）を示すヘッセ行列を構築できるため、有利です。技術的には、これは固定有限グリッドを使用してヘッセ行列を対角化することによって実現されます。したがって、結果として得られる大規模構造の定量化は、グリッドの有限解像度によって本質的に制限されます。ここでは、典型的な"NearestGridPoint"（NGP）メソッドよりも解像度に対してロバストな適応補間を使用してハロー環境を決定する新しい方法を導入することにより、有限グリッド解像度の障害を克服します。基本的に、グリッド全体に対してヘッセ行列を1回計算して対角化する代わりに、問題のハローまたは銀河ごとに1回行うことをお勧めします。アルゴリズムとNGPメソッドを使用して計算された固有値と固有ベクトルの方向が異なるグリッド解像度に収束する方法を調べ、新しいメソッドの方が収束が速いことがわかります。つまり、解像度の変更による影響は、NGP方式よりもはるかに小さくなります。したがって、この方法をコミュニティで将来使用することをお勧めします。
偏ったトレーサーからの密度再構成とその原始非ガウス性への応用
| Title |
Density_reconstruction_from_biased_tracers_and_its_application_to_primordial_non-Gaussianity |
| Authors |
Omar_Darwish,_Simon_Foreman,_Muntazir_M._Abidi,_Tobias_Baldauf,_Blake_D._Sherwin,_and_P._Daniel_Meerburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08472 |
宇宙密度場の大規模なフーリエモードは、初期宇宙のゆらぎとの関係がよく理解されているため、宇宙論について学ぶのに非常に役立ちます。ただし、宇宙分散は一般に、銀河測量で測定されたこれらのモードを使用してモデルパラメーターを制約するときに達成できる統計的精度を制限し、さらに、これらのモードは観測系統または前景のためにアクセスできない場合があります。一部のアプリケーションでは、観測されたトレーサー（銀河の位置など）の小規模モード間で生じる相関を使用して大規模モードを再構築することで、両方の制限を回避できます。この論文では、宇宙マイクロ波背景のレンズに使用されるものと同様の二次推定量を使用して、この再構成の形式をさらに発展させます。重力からの非線形性、非線形バイアス、ローカルタイプの原始非ガウス性を組み込み、N体シミュレーションに適用したときに推定器が期待される結果を与えることを確認します。次に、いくつかの今後の調査の予測を実行します。これは、再構成されたモードが直接観察されたトレーサー密度モードと一緒に含まれる場合、ローカルの原始非ガウス性に対する制約が、標準的な単一トレーサー分析と比較して一般的に数十パーセント引き締められることを示します。場合によっては、これらの改善は宇宙分散相殺から生じ、再構築されたモードが別のトレーサーのモードの代わりとなるため、シングルトレーサー観測による効果的な「マルチトレーサー」アプローチが可能になります。
暗い結晶を通して：宇宙の光学特性を制約するツールとしてのCMB偏光
| Title |
Through_a_dark_crystal:_CMB_polarization_as_a_tool_to_constrain_the_optical_properties_of_the_Universe |
| Authors |
Margherita_Lembo,_Massimiliano_Lattanzi,_Luca_Pagano,_Alessandro_Gruppuso,_Paolo_Natoli_and_Francesco_Forastieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08486 |
宇宙論の文脈で、一般化されたファラデー効果（GFE）としても知られている、伝播する放射の偏光状態間の真空変換を説明する新しい形式を提示します。GFEを新しい等方性および/またはパリティ違反物理学の潜在的なトレーサーとして考えると、CMB偏光異方性パワースペクトルに式を適用し、観測された変更を簡単に計算するための簡単なフレームワークを提供します。そうすることで、以前に知られている結果、つまりCMB光子の線形偏光面の真空内回転（または宇宙の複屈折）を再解釈しますが、GFEが線形の円偏光への部分的な変換につながる可能性があることも指摘します。GFEは、異方性および/またはキラル媒体（「ダーククリスタル」）内を伝播する光の効果と見なすことができ、そのパラメーターを有効な「宇宙感受性テンソル」の構成要素として作り直すことに気づきます。波数に依存しない磁化率テンソルの場合、これにより、$C_{\ell}^{VV}<2\cdot10^{-5で、GFEに起因するCMB円偏波パワースペクトルまたはVVの観測範囲を設定できます}\muK^2$（95％CL）、そのピーク$\ell\simeq370$で、現在利用可能な直接VV測定よりも3桁ほど優れています。直接的なVモード測定で劇的な技術的改善が生じない限り、この10年以内に予想される宇宙分散制限線形分極調査は、副産物として、CMBのGFE誘起円偏光の優れた限界を提供するはずであると私たちは主張します。
ACT、SPT、Planck間のグローバルパラメータの緊張の定量化
アタカマ宇宙望遠鏡2020（ACT）とPlanck2018のデータの間の全体的な宇宙論的緊張は、一致宇宙論モデル内で疑わしさ統計量を使用して2.6$\sigma$で定量化されます。ACTと南極望遠鏡（SPT）の間では、2.4$\sigma$、およびACTとPlanck+SPTを組み合わせた場合の2.8$\sigma$の張力が見つかります。緊張が統計的変動、系統的影響、または新しい物理学によって引き起こされているかどうかは不明ですが、宇宙の$\Lambda$CDM標準モデルのコンテキストでこれらの宇宙マイクロ波背景データセットを組み合わせる場合は注意が必要です。
惑星系の誕生環境
星と惑星の形成は密接に関連しています。プロトスターの崩壊の最も初期の段階では、若い星の周りに円盤が形成され、そのような円盤は星の寿命の最初の数百万年の間観察されます。惑星形成の最初の段階が発生するのは、これらの恒星または原始惑星系円盤内です。ALMAからの最近の観測によると、惑星の形成は、星の生命のわずか1マイアの後ですでに十分に進行中である可能性があります。ただし、星は孤立して形成されません。それらは巨大な分子雲の崩壊と断片化から数パーセクのサイズで形成されます。これにより、若い星がグループを形成します-しばしば「クラスター」と呼ばれます。これらの星形成領域では、星の密度は太陽の位置や、太陽系外惑星をホストする銀河円盤の他の星よりもはるかに高くなっています。そのため、星が形成される環境は、惑星形成プロセスに影響を与える可能性があります。星形成領域では、通過する星との相互作用や、非常に重い星の放射場からの光蒸発によって、原始惑星系円盤が切り詰められたり破壊されたりする可能性があります。いったん形成されると、惑星自体は、動的な遭遇によって軌道を変えることができます-通過する星から直接、またはKozai-Lidovメカニズムなどの二次的効果によって。この寄稿では、星形成領域における惑星の形成と安定性に影響を与える可能性のあるさまざまなプロセスを確認します。星形成領域で観測された恒星密度の典型的な範囲に照らして、各プロセスについて説明します。最後に、これらの影響について、太陽系の誕生環境の理論に照らして説明します。
K2-280b-穏やかに進化した星の周りの低密度の暖かい亜土星
| Title |
K2-280b_--_a_low_density_warm_sub-Saturn_around_a_mildly_evolved_star |
| Authors |
Grzegorz_Nowak,_Enric_Palle,_Davide_Gandolfi,_Hans_J._Deeg,_Teruyuki_Hirano,_Oscar_Barrag\'an,_Masayuki_Kuzuhara,_Fei_Dai,_Rafael_Luque,_Carina_M._Persson,_Malcolm_Fridlund,_Marshall_C._Johnson,_Judith_Korth,_John_H._Livingston,_Sascha_Grziwa,_Savita_Mathur,_Artie_P._Hatzes,_Jorge_Prieto-Arranz,_David_Nespral,_Diego_Hidalgo,_Maria_Hjorth,_Simon_Albrecht,_Vincent_Van_Eylen,_Kristine_W._F._Lam,_William_D._Cochran,_Massimiliano_Esposito,_Szil\'ard_Csizmadia,_Eike_W._Guenther,_Petr_Kabath,_Pere_Blay,_Rafael_Brahm,_Andr\'es_Jord\'an,_N\'estor_Espinoza,_Felipe_Rojas,_N\'uria_Casasayas_Barris,_Florian_Rodler,_Roi_Alonso_Sobrino,_Juan_Cabrera,_Ilaria_Carleo,_Alexander_Chaushev,_Jerome_de_Leon,_Philipp_Eigm\"uller,_Michael_Endl,_Anders_Erikson,_Akihiko_Fukui,_Iskra_Georgieva,_Luc\'ia_Gonz\'alez-Cuesta,_Emil_Knudstrup,_Mikkel_N._Lund,_Pilar_Monta\~nes_Rodr\'iguez,_Felipe_Murgas,_Norio_Narita,_Prajwal_Niraula,_Martin_P\"atzold,_Heike_Rauer,_Seth_Redfield,_Ignasi_Ribas,_Marek_Skarka,_Alexis_M._S._Smith,_Jano_Subjak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07939 |
K2キャンペーン7からの19.9日の中程度の偏心軌道（e=0.35_{-0.04}^{+0.05}）での通過する低密度の暖かい亜土星であるK2-280bの独立した発見と詳細な特性を示します。高精度HARPS、HARPS-N、FIESの動径速度測定とK2測光データの共同分析により、K2-280bの半径はR_b=7.50+/-0.44R_Earthであり、質量はM_b=37.1+/-5.6M_Earth、0.48_{-0.10}^{+0.13}g/cm^3の平均密度をもたらします。ホストスターは穏やかに進化したG7スターで、有効温度はT_{eff}=5500+/-100K、表面重力はlog（g）=4.21+/-0.05（cgs）、鉄量は[Fe/H]=0.33+/-0.08dex、推定質量M_star=1.03+/-0.03M_sunおよび半径R_star=1.28+/-0.07R_sun。土星下の惑星の形成シナリオをテストするためのK2-280bの重要性と、太陽系には存在しないこの興味深い惑星群の現在のサンプルについて説明します。
連星小惑星（31）ユーフロシン：氷に富み、ほぼ球形
| Title |
Binary_asteroid_(31)_Euphrosyne:_Ice-rich_and_nearly_spherical |
| Authors |
B._Yang,_J._Hanus,_B._Carry,_P._Vernazza,_M._Broz,_F._Vachier,_N._Rambaux,_M._Marsset,_O._Chrenko,_P._Sevecek,_M._Viikinkoski,_E._Jehin,_M._Ferrais,_E._Podlewska_Gaca,_A._Drouard,_F._Marchis,_M._Birlan,_Z._Benkhaldoun,_J._Berthier,_P._Bartczak,_C._Dumas,_G._Dudzinski,_J._Durech,_J._Castillo-Rogez,_F._Cipriani,_F._Colas,_R._Fetick,_T._Fusco,_J._Grice,_L._Jorda,_M._Kaasalainen,_A._Kryszczynska,_P._Lamy,_A._Marciniak,_T._Michalowski,_P._Michel,_M._Pajuelo,_T._Santana-Ros,_P._Tanga,_A._Vigan_and_O._Witasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08059 |
小惑星（31）ユーフロシンは小惑星メインベルトの最大のオブジェクトの1つであり、ユーフロシンファミリーは外側メインベルトの非常に傾斜した領域を占め、非常に多数のメンバーを含み、これは破壊的なクレーターイベントの結果として解釈されます。この補償光学イメージング研究の目的は3つありました。ユーフロシンの形状を特徴づけ、その密度を抑制し、家族形成イベントに関連する可能性のある大きなクレーターを検索することです。大規模なプログラム（ID：199.C-0074、PI：Vernazza）の一部として、ESOの8.2-mVLTでSPHERE/ZIMPOLを使用して、Euphrosyneのディスク分解画像を取得しました。SPHERE画像とこの小惑星の利用可能な光度曲線に基づくアダム形状モデリングアルゴリズムを使用して、その3D形状を再構築しました。ジェノイドメタヒューリスティックアルゴリズムを使用して、衛星のダイナミクスを分析しました。最後に、静水圧平衡モデルを使用して、ユーフロシンの形状を研究しました。私たちのSPHEREの観測は、ユーフロシンが0.9888の球形度指数を持つほぼ球形の形状を持ち、その表面に大きな衝撃クレーターがないことを示しています。ユーフロシンの直径は268+/-6kmで、メインベルトの小惑星トップ10の1つです。環状軌道上で、直径約4kmのユーフロシンの衛星-S/2019（31）1--を検出しました。衛星の軌道から決定された質量と形状モデルから計算された体積は、密度が1665+/-242kg/m^3であることを意味します。これは、ユーフロシンが内部に大量の水氷を含んでいることを示唆しています。Euphrosyneの球形は、（10）Hygieaの場合のように、衝突後の再蓄積プロセスの結果であることがわかります。ただし、形状分析により、Hygieaとは逆に、ユーフロシンの軸比は、再蓄積後の流体静力学平衡によって示唆されるものとは大幅に異なることがわかります。
空洞ホスティングディスクにおけるロスビー渦の力学的特徴
| Title |
Dynamical_signatures_of_Rossby_vortices_in_cavity-hosting_disks |
| Authors |
Cl\'ement_Mathieu_Tristan_Robert_and_H\'elo\"ise_M\'eheut_and_Fran\c{c}ois_M\'enard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08215 |
コンテキスト：惑星は、ガスとダストの若い星間円盤の中で形成されます。後者は熱放射によって追跡され、強い非対称の塊が少数のケースで観察されました。これらのダストトラップは、固体がミクロンサイズから微惑星に成長するときの惑星形成の初期段階を理解するための鍵となります。目的：渦は、数少ない既知の非対称ダストトラップシナリオの1つです。現在の作業は、補完的なオブザーバブルでそれらの特性を予測することを目的としています。つまり、視線速度は渦の存在を追跡するのに適しています。さらに、ディスクのダイナミクスは最近の開発の影響を受けます。方法：2D流体シミュレーションが実行され、渦がガス欠乏領域の端に形成されます。私たちは、理想的な視線速度マップ、観測者に対するディスク温度と方向の変化を導き出しました。関心のある信号は、速度の支配的な軸対称成分に対する小さな摂動として、支配的な準ケプラー速度のプロキシを使用して観測データで分離できます。観測主軸上の速度曲線は、そのようなプロキシであると提案します。結果：本手法をHD142527の周りのディスクに研究事例として適用すると、ディスクの温度に応じて、現在利用可能な施設ではほとんど検出できない視線速度を予測できます。対応するスパイラルパターンも同様のスペクトル分解能で検出できることを示します。これは、代替の説明との区別に役立ちます。
Inviscid Dusty Protoplanetary Discsの低質量惑星の移行
ディスク駆動型の惑星移動は、惑星系の形成に不可欠です。標準では、ガスが優勢な原始惑星系円盤、低質量惑星または惑星核は、内側への急速な移動を受け、中心の星に失われます。ただし、最近のいくつかの研究では、原始惑星系円盤の固体成分が円盤と惑星の相互作用に大きな力学的影響を与える可能性があることが示されています（特に、固体とガスの質量比が1以上になり、ダスト上のガスの抗力が大きくなる場合）。原始惑星系円盤の固体存在量を上げる方法はいくつかあります。たとえば、円盤風や圧力バンプでのダストトラッピングによって、惑星が塵の多い環境をどのように移動するかを理解することが重要です。このために、高解像度の2次元数値シミュレーションの体系的なセットを介して、ダストが豊富なディスクでの惑星の移動を研究します。低質量の惑星の内側への移動は、ほこりの多い動的回転トルクによって遅くなる可能性があることを示します。また、ダストとガスの質量比が$\gtrsim0.3$で粒子のストークス数が$\gtrsim0.03$であるディスクに適用可能な新しい確率的移行レジームを特定します。これらの場合、円盤と惑星の相互作用により、惑星を散乱させる小規模で強力なダストの渦が継続的に発生し、惑星内部への移動を停止または逆転させる可能性があります。結果の観察上の影響について簡単に説明し、今後の作業の方向性を強調します。
巨大な衝撃による木星の希薄コアの形成
| Title |
The_Formation_of_Jupiter's_Diluted_Core_by_a_Giant_Impact |
| Authors |
Shang-Fei_Liu,_Yasunori_Hori,_Simon_M\"uller,_Xiaochen_Zheng,_Ravit_Helled,_Doug_Lin_and_Andrea_Isella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08338 |
Junoミッションは、木星の重力場の正確な決定を提供しました。これは、惑星の組成と内部構造に関する情報を取得するために使用されました。プローブのデータに適合する木星の構造のいくつかのモデルは、惑星のコアが希釈されており、重元素の総質量が地球質量の10から数十（木星質量の約5-15％）であることを示唆しています。重元素（HおよびHe以外の元素）は、木星の半径のほぼ半分に及ぶ領域内に分布しています。惑星形成モデルは、惑星の形成の初期段階でほとんどの重元素が付着して比較的コンパクトなコアを作成し、その後の暴走ガスの付着中に固体がほとんど付着しないことを示しています。ジュピターの希薄コアは、その可能な高重元素濃縮と組み合わされて、標準的な惑星形成理論に挑戦します。考えられる説明は、最初はコンパクトな重元素コアの侵食ですが、そのような侵食の効率は不確かであり、金属水素中の重質物質の非混和性と惑星の進化に伴う対流混合の両方に依存します。この構造を説明できるもう1つのメカニズムは、形成プロセス中の惑星の濃縮と蒸発ですが、関連するモデルでは通常、拡張された希釈コアを生成できません。ここでは、大きな惑星の胚と原始ジュピターの間の十分にエネルギッシュな正面衝突（巨大な影響）がその原始のコンパクトなコアを粉砕し、重い要素を内部エンベロープと混合した可能性があることを示します。このようなシナリオのモデルは、希薄化されたコアと一致する内部構造につながり、何十億年にもわたって持続します。若い太陽系では衝突が一般的であり、同様のイベントが土星でも発生した可能性があり、木星と土星の構造の違いに寄与していることを示唆しています。
圧縮されたダストサンプルの引張強さおよび前惑星物質の壊滅的破壊閾値
| Title |
The_tensile_strength_of_compressed_dust_samples_and_the_catastrophic_disruption_threshold_of_pre-planetary_matter |
| Authors |
I._L._San_Sebasti\'an,_A._Dolff,_J._Blum,_M._G._Parisi,_S._Kothe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08421 |
惑星の形成過程では、微惑星間の相互衝突が発生し、それらの多孔率の進化に影響を与えます。これらの衝突の結果は、他のパラメータの中でも、衝突するオブジェクトの引張強度に依存します。この作業の最初の段階では、原始太陽系の材料に類似した材料で組み立てられたダストサンプルに衝撃実験を行い、コンドライト隕石で測定された多孔度を表す高度に圧縮されたサンプルを得ました。第2段階では、ブラジリアンディスクテストによって圧縮ダストサンプルの引張強度を取得しました。圧縮されたダストサンプルの引張強度と体積充填率の相関関係を見つけ、相互衝突における対応する臨界フラグメンテーション強度と、体積充填率への依存性を求めました。最後に、衝突モデルで利用できるボリューム充填係数のさまざまな値について、オブジェクトサイズの関数としての壊滅的な破壊しきい値の処方を示します。
セイファート1銀河NGC 4151までのセファイド距離
| Title |
The_Cepheid_Distance_to_the_Seyfert_1_Galaxy_NGC_4151 |
| Authors |
Wenlong_Yuan,_Michael_Fausnaugh,_Samantha_Hoffmann,_Lucas_Macri,_Bradley_Peterson,_Adam_Riess,_Misty_Bentz,_Jonathan_Brown,_Elena_Dalla_Bont\`a,_Richard_Davies,_Gisella_de_Rosa,_Laura_Ferrarese,_Catherine_Grier,_Erin_Hicks,_Christopher_Onken,_Richard_Pogge,_Thaisa_Storchi-Bergmann,_and_Marianne_Vestergaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07888 |
近赤外線のセファイド周期-光度関係と新しいハッブル宇宙望遠鏡のマルチバンドイメージングに基づいて、典型的なセイファート1銀河NGC4151までの距離を$16.1\pm0.5$Mpcから導き出します。35の長周期（$P>25$d）セファイドの測定に基づくこの距離の決定は、このシステムでの超大質量ブラックホール質量の絶対キャリブレーション、およびフィードバックまたはフィードのダイナミクスの研究をサポートします。そのアクティブな銀河核。
ファラデー深度プロファイルの不一致によって明らかにされた最初の銀河象限における複雑な大規模磁場
| Title |
The_Complex_Large-scale_Magnetic_Fields_in_the_First_Galactic_Quadrant_as_Revealed_by_the_Faraday_Depth_Profile_Disparity |
| Authors |
Yik_Ki_Ma,_S._A._Mao,_A._Ordog,_J._C._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07893 |
天の川は、大規模な磁場反転をホストすることが知られている数少ない渦巻銀河の1つです。射手座の渦状腕の近くの最初の銀河の四分円におけるフィールド反転の存在は十分に確立されていますが、この反転領域を通過する銀河系外電波源（EGS）からの信頼できるファラデー深度（FD）の数が不十分であるため、特性が不十分です。そのため、KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）を使用して広帯域（1-2GHz）分光偏光測定観測を行い、銀河経度範囲$20^\circ$-$52^\の194EGSのFD値を決定しました銀河の中央平面から$\pm5^\circ$以内のcirc$。射手座の腕の接線をカバーします。EGSFD密度のこの5倍の増加により、銀河の経度範囲$40^\circ$-$52^\circ$の銀河のミッドプレーン全体でFD値に不一致が発見されました。既存のパルサーFD測定と組み合わせて、射手座アームが奇数パリティのディスクフィールドをホストできることをお勧めします。さらに、新たに導出されたEGSFDを3つの主要な銀河系磁場モデルの予測と比較し、観測結果を適切に再現できるものはないと結論付けました。これにより、銀河系磁場モデルの将来の主要な改善に向けた重要なステップとなる、銀河系磁場の新しい改良モデルの開発につながりました。
大マゼラン星雲におけるガンマ線超新星残骸N132DのALMA CO観測：宇宙線陽子によって照らされた衝撃を受けた分子雲の可能な証拠
| Title |
ALMA_CO_Observations_of_Gamma-Ray_Supernova_Remnant_N132D_in_the_Large_Magellanic_Cloud:_Possible_Evidence_for_Shocked_Molecular_Clouds_Illuminated_by_Cosmic-Ray_Protons |
| Authors |
H._Sano,_P._P._Plucinsky,_A._Bamba,_P._Sharda,_M._D._Filipovic,_C._J._Law,_R._Z._E._Alsaberi,_Y._Yamane,_K._Tokuda,_F._Acero,_M._Sasaki,_J._Vink,_T._Inoue,_S._Inutsuka,_J._Shimoda,_K._Tsuge,_K._Fujii,_F._Voisin,_N._Maxted,_G._Rowell,_T._Onishi,_A._Kawamura,_N._Mizuno,_H._Yamamoto,_K._Tachihara,_Y._Fukui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07900 |
N132Dは、大マゼラン星雲（LMC）の中で最も明るいガンマ線超新星残骸（SNR）です。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）およびAtacamaSubmillimeterTelescopeExperimentを使用して、SNRに対して$^{12}$CO（$J$=1-0、3-2）の観測を行いました。以前に知られているように、SNRの南端だけでなく、X線シェルの内部にも拡散CO放出が見られます。LMAを使用して、LMAの距離で$\sim$1pcの空間解像度に対応する$5''$の角度解像度でALMAを使用して9つの分子雲を空間的に解決しました。典型的な雲のサイズと質量は、それぞれ$\sim$2.0pcと$\sim$100$M_\odot$です。CO$J$=3-2/1-0$>1.5$の高強度比が分子雲に向かって見られ、衝撃加熱が発生したことを示しています。空間分解X線分光法は、N132Dの中心にある熱X線が分子雲の後ろだけでなくその前にも生成されることを明らかにしています。視線に沿ってレムナントの中心に位置する1つの分子雲に向かう前方衝撃に関連する熱成分がないことを考えると、これは、この特定の雲が衝撃波に包まれ、レムナントの近くに配置されていることを示唆しています。ハドロン過程がガンマ線放出の主要な原因である場合、衝撃波に包まれた雲が宇宙線のターゲットとしての役割を果たします。N132Dで加速された宇宙線陽子の全エネルギーは$\sim$0.5-$3.8\times10^{49}$ergであると推定され、これは銀河のガンマ線SNRで観測されたものと同様の控えめな下限です。
局所宇宙体積における銀河の星形成履歴に関する制約
| Title |
Constraints_on_the_star_formation_histories_of_galaxies_in_the_Local_Cosmological_Volume |
| Authors |
Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Michael_Haslbauer_(Bonn),_Indranil_Banik_(Bonn),_Srikanth_T._Nagesh_(Bonn),_Jan_Pflamm-Altenburg_(Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07905 |
現在の星形成率（SFR）を持つ大部分の銀河（SFRo>=10^-3Msun/yr）は、観測が信頼できるはずのローカル宇宙ボリュームで、観測されたSFRoが平均の星形成よりも大きいという特性を持っています割合。これは、遅延タウモデルによって記述された銀河の進化と緊張しており、その逆が予想されます。緊張は、局所銀河が約6.7Gyrの星形成タイムスケールタウを意味し、いくつかの赤方偏移で経験的に決定されたメインシーケンスを使用して得られた3.5-4.5Gyrよりはるかに長いことから明らかです。SFRが時間の法則のプロト（t-t1）^etaの指数法則であるモデルを使用すると、t1=1.8Gyr（t1の前に星が形成されない）は、eta=0.18+-0.03を意味します。これは、銀河のSFRが時間とともにほぼ一定であることを示唆しているため、銀河の進化と形成時間に関して重要な問題が発生しますが、宇宙の年齢の増加に伴って観測された主系列の減少とおおむね一致しています。
宇宙の時間にわたって矮小銀河の進化を推進することにおける合併と接近飛行の役割
| Title |
The_role_of_mergers_and_fly-bys_in_driving_the_evolution_of_dwarf_galaxies_over_cosmic_time |
| Authors |
G._Martin_(1_and_2),_R._A._Jackson_(3)_S._Kaviraj_(3),_H._Choi_(4),_J._E._G._Devriendt_(5),_Y._Dubois_(6),_T._Kimm_(4),_K._Kraljic_(7),_S._Peirani_(6_and_8),_C._Pichon_(6_and_9),_M._Volonteri_(6)_and_S._K._Yi_(4)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_(3)_University_of_Hertfordshire,_(4)_Yonsei_University_Observatory,_(5)_University_of_Oxford,_(6)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(7)_Royal_Observatory,_Edinburgh,_(8)_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange_(9)_Korea_Institute_for_Advanced_Study) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07913 |
矮小銀河（M*<10^9Msun）は、高質量銀河における質量集合の主要な駆動因子ですが、矮小銀河自体の集合については、ほとんど理解されていません。ニューホライズン宇宙シミュレーション（40pc空間分解能）を使用して、マージとフライバイが質量集合とz=0.5までのグループ矮星の構造進化をどのように駆動するかを調査します。私たちは、矮小銀河が乱された形態をしばしば示す（それぞれ30および50％がz=1およびz=3で乱される）一方で、矮小銀河で見られる形態的乱れのごく一部のみが、任意の赤方偏移での合体によって引き起こされます（10^9Msunの場合、合併は20％の形態学的障害のみを引き起こします）。代わりに、主に合併で終わらないインタラクション（例：フライバイ）の結果です。形態学的に乱された、実際には融合していない矮小銀河の大部分を考えると、この発見は、中間および高赤方偏移で形態学的に矮小合併と合併後を特定する将来の研究にとって特に重要です。ドワーフは通常、z=5とz=0.5の間で1つのメジャーマージと1つのマイナーマージを行い、それらの全恒星の質量の10％を占めます。合併は、より低い赤方偏移（z=1で最大5回）で中程度の星形成の強化を促進することもできますが、これは、頻度が低いことを考えると、矮小体制の恒星質量の5％しか占めていません。非合体相互作用は、大幅に小さい星形成の強化（約2倍）を推進しますが、合体に対するそれらの優勢は、それらが矮小政権の恒星質量の10％を占めることを意味します。
銀河進化のモデルにおける星形成履歴の多様性と変動性
| Title |
The_Diversity_and_Variability_of_Star_Formation_Histories_in_Models_of_Galaxy_Evolution |
| Authors |
Kartheik_G._Iyer,_Sandro_Tacchella,_Shy_Genel,_Christopher_C._Hayward,_Lars_Hernquist,_Alyson_M._Brooks,_Neven_Caplar,_Romeel_Dav\'e,_Benedikt_Diemer,_John_C._Forbes,_Eric_Gawiser,_Rachel_S._Somerville,_Tjitske_K._Starkenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07916 |
さまざまなタイムスケールにわたる銀河の星形成履歴（SFH）の変動性を理解することで、銀河内の星形成を制御する基礎となる物理プロセスへの洞察を得ることができます。宇宙の流体力学的シミュレーション（Illustris、IllustrisTNG、Mufasa、Simba、EAGLE）、ズームシミュレーション（FIRE-2、g14、Marvel/JusticeLeagueなど）のモデルから、$z=0$で銀河のSFHをコンパイルします）、半分析モデル（SantaCruzSAM）および経験的モデル（UniverseMachine）、そしてパワースペクトル密度（PSD）形式を使用して、異なるタイムスケールでのこれらのSFHの変動性を定量化します。PSDは壊れたべき法則によってよく記述されており、長いタイムスケール（$\gtrsim1$Gyr）の変動性が銀河SFHのほとんどの力の原因であることがわかります。ほとんどの流体力学モデルでは、恒星の質量が減少するにつれて、より短いタイムスケール（$\lesssim300$Myr）で変動性が増加します。クエンチングにより、タイムスケール$>1$ギルで$\sim0.4-1$dexの追加電力を誘導できます。銀河の暗黒物質の降着の歴史には、非常に自己相似のPSDがあり、$>3$ギルの時間スケールでのその場での星形成と一致しています。（i）所定のタイムスケールでのSFRの変動性に起因するパワー、（ii）隣接するタイムスケールとの相関の量（PSDスロープ）、（iii）恒星の質量を持つ中央値PSDの進化、および（iv）PSD内の中断の存在と場所。PSDフレームワークは、モデルの予測が大きく異なるため、銀河のSFHを研究するのに役立つスペースです。この空間の観測上の制約は、この変動性の原因となる物理プロセスの相対的な強さを制約するのに役立ちます。
ウィスラーで調整されたMHD：銀河団の高$ \ beta $星団内媒体における電子熱伝導の輸送方程式
| Title |
Whistler-regulated_MHD:_Transport_equations_for_electron_thermal_conduction_in_the_high_$\beta$_intracluster_medium_of_galaxy_clusters |
| Authors |
J._F._Drake,_C._Pfrommer,_C._S._Reynolds,_M._Ruszkowski,_M._Swisdak,_A._Einarsson,_A._B._Hassam,_G._T._Roberg-Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07931 |
高い$\beta_e$クラスター内媒体（ICM）での電子熱エネルギーの輸送方程式が作成され、古典的な衝突と自己生成されたウィスラー波の両方からの散乱が含まれます。計算は、強い散乱の限界における周囲磁場に沿った運動論的電子方程式の展開を使用し、位相速度が低いホイッスラー波を想定します$V_w\sim{v}_{te}/\beta_e\ll{v}_{te}$は乱流スペクトルを支配し、$v_{te}$は電子の熱速度、$\beta_e\gg1$は電子の熱と磁気圧力の比です。発見：（1）$L_c>が古典的な電子の平均自由行程、$L$が電子温度のスケール長で、$L_c>L/\beta_e$の場合、温度勾配駆動のウィスラーが古典的な散乱を支配し、（2）ウィスラー支配体制では、電子熱流束は$V_w$での移流と同等の拡散項の両方によって制御されます。発見は、ホイスラが等圧凝縮に対して不安定な場所を含むICMの広い領域にわたる電子熱流束を制限することを示唆しています。結果は次のとおりです。（1）フィールド長が減少し、熱不安定性のドメインがより小さな長さスケールに拡張されます。（2）熱流束の温度依存性が$T_e^{7/2}/L$から$V_wnT_e\sim{に変わりますT}_e^{1/2}$、（3）磁気熱および熱流束によって駆動される浮力の不安定性が損なわれるか、完全に抑制され、（4）ICMの音波が観測から推測されるように、より長い距離を伝播します。この熱輸送の説明は、マクロスケールICMモデルで使用できます。
NGC 1068の2段階の流出
Seyfert2銀河NGC1068の分析を、SINFONI-VLTからのアーカイブデータを使用して、ピクセルスケールが0.1（データセット1-DS1）および0.025（DS2）アーク秒のHKバンドで示します。データは、微分大気屈折補正やバターワースフィルタリングやデコンボリューションの適用などの高度なデータ処理で再検討されます。プロセスの向上は、ストレール比の大幅な改善によって定量化され、これまでにない高い空間分解能が達成されたことを示しています。DS1の場合、H$_{2}$、[FeII]および[SiVI]輝線の詳細な調査により、3相のガス形態が明らかになります：（1）グローウォールを表す低速の[FeII]輝線砂時計構造の（2）砂時計体積を満たす低および高電離放出の高速コンパクトブロブと（3）H$_{2}$分子ガスの分布は、周囲の泡の厚く不規則な壁を定義します空洞。砂時計と分子の両方の放出は、活発な銀河核に最も近い北東の分子壁の断片化によって引き起こされる非対称性を持ち、気泡の外側のイオン化ガスの高速でコンパクトな塊になります。泡の南西部分はジェットによって発掘され、そこでブロブは閉じ込められたままであり、泡の内部境界に沿って吹き飛ばされます。これらの塊は、ジェットが相互作用して分子ガスにエネルギーを注入するスポットから来る高温の「二次風」によって駆動されることを提案します。中央のソースから放出される一次風と二次風の組み合わせは、私たちが二段流出と呼んでいるものです。DS2の場合、メーザーディスクとほぼ同一平面上にあり、以前の調査で見つかったCO流出に直交する[SiVI]流出を検出しました。このような予期しないシナリオは、中央の放射フィールドと2相ガス密度トーラスとの間の相互作用として解釈されます。
北黄道極にある銀河の高い赤方偏移の集団：塵の多い銀河の主なシーケンスを明らかにする
| Title |
A_high_redshift_population_of_galaxies_at_the_North_Ecliptic_Pole:_unveiling_the_main_sequence_of_dusty_galaxies |
| Authors |
L._Barrufet,_C._Pearson,_S._Serjeant,_K._Ma{\l}ek,_I._Baronchelli,_M.C._Campos-Varillas,_G.J._White,_I._Valtchanov,_H._Matsuhara,_L._Conversi,_S._J._Kim,_T._Goto,_N._Oi,_M._Malkan,_H._Kim,_H._Ikeda,_T.Takagi,_Y._Toba,_and_T._Miyaji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07992 |
ほこりっぽい高z銀河は、星形成率（SFR）と光度が高い極端な物体です。この集団の特性を特徴づけ、宇宙の時間にわたってそれらの進化を分析することは、初期宇宙における銀河の進化を理解するための鍵です。高zのダストの多い星形成銀河（DSFG）のサンプルを選択し、星形成銀河のメインシーケンス（MS）上の位置を評価します。これは、恒星の質量とSFRの間の既知の相関です。それらの高い星形成の原因を理解し、MSの上にあるDSFGの割合を定量化することを目的としています。高赤方偏移の銀河のサブミリメートルのサンプルを研究するために、北黄道極（NEP）での調査からの光学波長からサブミリメートルの波長のデータを使用した多波長アプローチを採用しました。次の2つのサブミリ選択方法が使用されました。サブミリ共通ユーザーボロメーターアレイを使用して850$\mathrm{\、\mum}$で選択された光源2）SCUBA-2装置と{\itHerschel}-分光および測光イメージングレシーバー（SPIRE）の選択されたソース（色-色図および500$\mathrm{\、\mum}$ライザー）、185は良好な多波長カバレッジを持っていることがわかりました。結果の185個の高z候補のサンプルは、CIGALEフィッティングコードを使用したスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングによってさらに研究されました。フォトメトリック赤方偏移、恒星の質量、SFR、および赤外光度や活動銀河核（AGN）の寄与などの追加の物理パラメーターを導出しました。文献の異なる結果は、選択効果によるものであることが一部だけであることがわかります。測定されたSFRの違いは、銀河のMS上のDSFGの位置に影響します。ほとんどのDSFGはMSにあります（60\％）。最後に、星形成効率（SFE）は、銀河における星形成バーストの時期と強度に依存することがわかります。バーストが遅いほど、星の形成が激しくなります。
高い時間分解能で測定されたBL Lacertaeの多波長変動
| Title |
Multi-Wavelength_Variability_of_BL_Lacertae_Measured_with_High_Time_Resolution |
| Authors |
Zachary_R._Weaver,_K.E._Williamson,_S.G._Jorstad,_A.P._Marscher,_V.M._Larionov,_C.M._Raiteri,_M._Villata,_J.A._Acosta-Pulido,_R._Bachev,_G.V._Baida,_T.J._Balonek,_E._Benitez,_G.A._Borman,_V._Bozhilov,_M.I._Carnerero,_D._Carosati,_W.P._Chen,_G._Damljanovic,_V._Dhiman,_D.J._Dougherty,_S.A._Ehgamberdiev,_T.S._Grishina,_A.C._Gupta,_M._Hart,_D._Hiriart,_H.Y._Hsiao,_S._Ibryamov,_M._Joner,_G.N._Kimeridze,_E.N._Kopatskaya,_O.M._Kurtanidze,_S.O._Kurtanidze,_E.G._Larionova,_K._Matsumoto,_R._Matsumura,_M._Minev,_D.O._Mirzaqulov,_D.A._Morozova,_A.A._Nikiforova,_M.G._Nikolashvili,_E._Ovcharov,_N._Rizzi,_A._Sadun,_S.S._Savchenko,_E._Semkov,_J.J._Slater,_K.L._Smith,_M._Stojanovic,_A._Strigachev,_Yu.V._Troitskaya,_I.S._Troitsky,_A.L._Tsai,_O._Vince,_A._Valcheva,_A.A._Vasilyev,_E._Zaharieva,_and_A.V._Zhovtan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07999 |
ブレザージェットの変動を引き起こすさまざまな周波数と物理的プロセスで放出の場所を特定するために、広い波長範囲にわたってBLLacertaeの高時間分解能の観測を取得しました：\emph{通過する太陽系外惑星観測衛星}（TESS）6,000〜10,000\AA\、2分のケイデンス。NeilGehrelsの\emph{Swift}衛星を使用して、光学バンド、UVバンド、X線バンドで。硬X線バンドでの核分光望遠鏡アレイ;$\gamma$線エネルギーの\emph{Fermi}大面積望遠鏡で。光束密度と偏光を測定するための全地球ブラザー望遠鏡。すべての光度曲線は相関しており、数時間から数日までのタイムスケールで同様の構造になっています。TESSで観測された光周波数での変動の最も短いタイムスケールは$\sim0.5$hrです。最も一般的なタイムスケールは$13\pm1$〜hrであり、X線変動の最小タイムスケールである14.5時間に相当します。多波長変動特性は、放出プラズマのドップラー係数の変化だけでは説明できません。分極の振る舞いは、ジェット内の磁場に秩序のある成分と乱流の成分の両方があることを意味します。相関分析は、X線の変動が$\gamma$線および光学光の曲線よりも最大$\sim0.4$日遅れていることを示しています。変動性、クロス周波数ラグ、および分極特性のタイムスケールは、ジェットの衝撃によってエネルギーが与えられ、その後、強度$\sim3$Gの磁場でシンクロトロンおよび逆コンプトン放射にエネルギーを失う乱流プラズマによって説明できます
超新星残骸CTB 80の分極研究
| Title |
A_polarization_study_of_the_supernova_remnant_CTB_80 |
| Authors |
Xianghua_Li_(YNU),_Xiaohui_Sun_(YNU),_Wolfgang_Reich_(MPIfR),_Xuyang_Gao_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08138 |
カナダの銀河平面調査からの1420MHz、銀河平面のEffelsberg調査からの2695MHz、および中国-ドイツの6cm偏光調査からの4800MHzの画像に基づいて、超新星残骸CTB80の電波偏波研究を提示します。銀河面。偏波のパーセンテージはこれら2つの周波数で類似しているため、2695MHzと4800MHzの偏波角度を使用して回転測定（RM）マップを取得しました。RMは、パルサーPSRB1951+32とそのパルサー風星雲をホストするシェルの1つに沿って、正の値から負の値への遷移を示します。標識の変更の理由は不明のままです。偏光強度は明るいが全体強度は弱い部分的なシェル構造を特定しました。この構造は、CTB80の一部か、CTB80とは無関係の新しい超新星残骸の一部である可能性があります。
宇宙再イオン化中のミニハロの光蒸発：原始および金属濃縮ハロ
| Title |
Photoevaporation_of_Minihalos_during_Cosmic_Reionization:_Primordial_and_Metal-Enriched_Halos |
| Authors |
Riouhei_Nakatani,_Anastasia_Fialkov,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08149 |
銀河間媒質の密度分布は、宇宙の再電離の研究において不確かですが非常に重要な問題です。初期の宇宙には、低質量の「ミニハロ」によってホストされた大量のガス雲があり、それらは出現する紫外線背景（UVB）放射によって光蒸発するまで光子シンクとして機能します。ミニハロの光蒸発を研究するために、一連の放射流体力学シミュレーションを実行します。私たちのシミュレーションは、流体力学、非平衡化学、および関連する冷却プロセスを自己矛盾のない形で追跡します。広範囲のガスの金属性（$0\、Z_\odot\leqZ\leq10^{-3}\、Z_\odot$）、ハロー質量（$10^3M_\odot\leqM\leq10^8M_\odot$）、UVB強度（$0.01\leqJ_{21}\leq1$）、電離源の赤方偏移（$10\leqz_{\rmIN}\leq20$）。小さなハローが数千万年で蒸発するのに対し、大きなハローは10倍長く生き残ることを示しています。ミニハローのガス質量の進化は、ハロー質量、バックグラウンド放射強度、および赤方偏移の組み合わせによって与えられるスケーリングパラメーターによって特徴付けることができることを示します。金属に富んだハローでの効率的な放射冷却は、ガスの急速な凝縮を誘発して、高密度の自己遮蔽コアを形成します。金属性の高いハローでは、冷たく高密度のコアが重力的に不安定になる可能性があります。初期の金属濃縮により、宇宙再イオン化中にミニハロで星が形成される可能性があります。
Lyman-alpha放射伝達：z = 3-6でのLyman-alpha放出銀河のモデリングスペクトルと表面輝度プロファイル
| Title |
Lyman-alpha_radiative_transfer:_Modeling_spectrum_and_surface_brightness_profile_of_Lyman-alpha_emitting_galaxies_at_z=3-6 |
| Authors |
Hyunmi_Song,_Kwang-Il_Seon,_Ho_Seong_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08172 |
高い赤方偏移で星形成銀河のライマン-アルファ特性を再現するためにライマン-アルファ放射伝達計算を実行します。私たちは銀河をハローとしてモデル化します。ハローでは、ライマンアルファソースとHIとダスト媒体の密度分布が指数関数で記述されます。また、重力ポテンシャル井戸における運動量駆動の風を表す媒体の流出についても考慮します。ライマンアルファ散乱を備えたこの流出ハローモデルを使用して、MUSEで観測されたz=3-6の8つの星形成銀河のスペクトルと表面輝度プロファイルの両方を正常に再現します。これらの銀河の最適なモデルパラメーター（つまり、流出速度と光学的深さ）は、他の研究と一致しています。個々のモデルパラメータと入力スペクトルが、出現するスペクトルと表面輝度プロファイルに与える影響を調べます。オブザーバブル（つまり、Lyman-alphaハローとLyman-alphaスペクトルフィーチャの空間範囲）とモデルパラメーター間の相関、および空間的に分解されたスペクトルに関する詳細な調査も示します。スペクトルと表面輝度プロファイルの組み合わせが、モデルパラメーターに強い制約を提供し、したがって媒体の空間/運動学的分布に影響を与えることを示します。
分子雲のフィラメント構造の統計モデル-修正された乗法ランダムカスケードモデルとそのマルチフラクタル性質
| Title |
Statistical_model_for_filamentary_structures_of_molecular_clouds_--_The_modified_multiplicative_random_cascade_model_and_its_multifractal_nature |
| Authors |
Jean-Fran\c{c}ois_Robitaille,_Abdelhalim_Abdeldayem,_Isabelle_Joncour,_Estelle_Moraux,_Fr\'ed\'erique_Motte,_Pierre_Lesaffre,_Andr\'e_Khalil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08206 |
分子雲の遍在するフィラメント構造の階層的性質を再現できる新しい統計モデルを提案します。このモデルは、発生する乱気流の間欠性のマルチフラクタル性を複製するように設計された乗法ランダムカスケードに基づいています。スケールの関数としての空間変動がフラクショナルブラウン運動実現のウェーブレット変換で生成される乗算プロセスの修正バージョンを提示します。この単純なアプローチは、対数正規分布関数と階層的コヒーレント構造を自然に生成します。滑らかな背景に対するこれらのコヒーレント構造の非常に対照的な側面にもかかわらず、それらのフーリエパワースペクトルは単一のべき乗則で近似できます。マルチスケール非ガウスセグメンテーション（MnGSeg）手法を使用したこれまでの研究で報告されているように、単一のべき乗則の当てはめは、フーリエパワースペクトルが、これらの構造は、パワースペクトルの慣性範囲全体に渡ります。これらのコヒーレント構造のマルチフラクタル性について説明し、MnGSeg手法の拡張を提案して、それらに関連付けられているマルチフラクタルスペクトルを計算します。指向性ウェーブレットを使用して、パワースペクトルの一般的な形状を変更せずにフィラメント構造を簡単に作成できることを示します。ランダムな増殖シーケンスの累積効果は、星形成領域に関連するものと同様のフィラメント構造の一般的な側面を生成することに成功します。フィラメント構造は、さまざまな空間波長で多数のランダム位相線形波の生成によって形成されます。動的に、この効果は星間物質で発生する圧縮プロセスのコレクションに関連付けられている可能性があります。
Monogemリングに向かう長い脱分極H $ \ alpha $フィラメント
| Title |
Long,_depolarising_H$\alpha$-filament_towards_the_Monogem_ring |
| Authors |
Wolfgang_Reich,_Patricia_Reich_and_Xiaohui_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08221 |
軟X線では、Monogemリングは、銀河の反中心にある直径25{\deg}の物体です。かすかな、進化した、局所的な超新星残骸であると考えられています。リングは遠紫外でも見ることができ、いくつかの光学フィラメントが関連しています。他の大きな超新星残骸がそうであるように、それは無線波長では見られません。Monogemリングの中心に向かって見える、約4.5{\deg}の細長い、かすかなH$\alpha$フィラメントG203.7+11.5を調べます。電波偏波データの偏光解消と過度のファラデー回転を引き起こします。$\lambda$11\cmと$\lambda$21\cmでのEffelsberg100-m望遠鏡による偏光観測が分析されました。$WMAP$データ、銀河系外の回転測定、およびH$\alpha$データに加えて。ファラデー画面モデルが適用されました。H$\alpha$フィラメントの偏光解消特性の分析から、距離300から26$\pm5\mu$Gの見通し磁場$B_{||}$を導き出しましたpcと電子密度、$n_\mathrm{e}$、1.6〜cm$^{-3}$。G203.7+11.5の絶対最大回転測度は-86$\pm3$〜rad〜m$^{-2}$であり、磁場の方向は大規模な銀河系の磁場とは逆の符号です。標準的な天の川の値よりも高い、G203.7+11.5から約1.1〜K$T_\mathrm{b}$/kpcまでの距離300〜pcまでの$\lambda$21\cmでの平均放射光放射率を推定しました。G203.7+11.5内の磁場は、方向と強度が予想外です。ほとんどの場合、フィラメントはMonogemリングショックに関連しており、周囲の雲との相互作用が局所的な磁場反転を引き起こす可能性があります。強化されたが方向依存のローカルシンクロトロン放射率の以前の発見を確認します。
星間媒体におけるシアン化ホルミルのもっともらしい形成経路の探求：最先端の量子化学的および速度論的アプローチ
| Title |
The_quest_for_a_plausible_formation_route_of_formyl_cyanide_in_the_interstellar_medium:_a_state-of-the-art_quantum-chemical_and_kinetic_approach |
| Authors |
F._Tonolo,_J._Lupi,_C._Puzzarini,_V._Barone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08232 |
星間複合有機分子（iCOM）は、主に塵粒表面に形成されると考えられています。ただし、星間媒体（ISM）での中性気相反応は重要な役割を果たすことができます。この論文では、アルデヒドとシアノラジカルの反応を調べることにより、ホルムアルデヒド（CH$_2$O）とアセトアルデヒド（CH$_3$CHO）の両方がシアン化ホルミル（HCOCN）の形成につながることを示しています。正確な量子化学計算とそれに続く速度定数の評価により、ISMで観測された分子の1つであるHCOCNの形成に有効なメカニズムを提案および検証できました。興味深いことに、CH$_2$Oから始まるメカニズムは低温で非常に効果的ですが、CH$_3$CHOを含むメカニズムは200Kを超える温度でより効率的になります。
降り注ぐ空の重元素の遺産
| Title |
The_heavy-elements_heritage_of_the_falling_sky |
| Authors |
Alejandra_Recio-Blanco,_Emma_Fern\'andez_Alvar,_Patrick_de_Laverny,_Teresa_Antoja,_Amina_Helmi_and_Aur\'elien_Crida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08313 |
ガイアのデータに基づく最近の動的分析により、天の川の歴史における主要な降着イベントが明らかになりました。それにもかかわらず、最も金属が少なく、対応する最も古い降着した星の正真正銘の同定が困難なままであるため、原始銀河についての私たちの理解は妨げられています。アルファ元素とは対照的に、中性子捕獲元素は、低金属性の星について、説明されていない大量の広がりを示します。これは、形成サイトの混合に起因する可能性があります。天の川衛星銀河、野外ハロー星、球状星団におけるイットリウム、ユーロピウム、マグネシウム、鉄の存在量を分析しました。化学情報は、Gaiaデータに基づく軌道パラメータで補完されています。特に、軌道の平均傾斜が考慮されています。異なる質量の衛星銀河の[Mg/Fe]ターンオーバーに対する[Y/Eu]存在量の挙動は、[Mg/Fe]存在量がより高い金属性で低下するより高い光度システムが、[Y/Eu]の増強を示すことを明らかにします。]豊富、特に-2.25から-1.25デックスの間の[Fe/H]レジームで。さらに、この分析により、[Y/Eu]の存在量の広がりの約半分を占める、銀河のハローの球状星団とフィールドスターの両方の化学力学的相関が明らかになりました。[Y/Eu]長引く化学進化に典型的な量不足は、極状軌道で優先的に観察され、降着過程での異方性の可能性を示しています。私たちの結果は、天の川ハローで観測された[Y/Eu]量の広がりが、質量の異なるシステムの混合に起因する可能性があることを強く示唆しています。彼らはまた、その根本的な時代以来、天の川の形成に自然と養育の両方が関連していることを強調し、私たちの銀河の化学診断のための新しい道を開いています。
Stripe 82の銀河の構造と恒星特性の相関
| Title |
Correlation_of_structure_and_stellar_properties_of_galaxies_in_Stripe_82 |
| Authors |
Sonali_Sachdeva,_Luis_C._Ho,_Yang_A._Li,_Francesco_Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08328 |
二峰性の起源を理解するには、銀河の二峰性の色分布とそれらの構造パラメーターとの間に相関関係（またはその欠如）を確立することが重要です。これを達成するために、VICS82調査の$K_s$バンド画像を使用して、Stripe82領域のハーシェルイメージング領域のすべての円盤銀河（合計$=1263）の2D質量ベースの構造分解（バルジ+ディスク）を実行しました。このようにして導出されたスケーリング関係は、内部の運動学を反映することがわかり、組み合わせて使用して、古典的および疑似バルジをホストするディスク銀河の疑いのないセットを選択します。残りの銀河（$<20\％$）は、「あいまいな」バルジを持つディスクとしてマークされます。疑似および古典的なバルジ円盤銀河は、すべての恒星パラメータ（$M_*$、sSFR、$r-K_s$）に関して明確な二峰性を示します。すべての疑似バルジディスク銀河は青色で星形であり、すべての古典的なバルジディスク銀河は赤で静止しており、余白は$5\％$未満です。あいまいなバルジディスク銀河は、すべての構造的パラメーターと恒星パラメーターの分布において、擬似および古典的なバルジディスク銀河の間欠的です。$\Delta$$\langle\mu_{eb}\rangle$-コルメンディ関係でのバルジの配置に基づく-は、バルジタイプと恒星活動の両方の最も効率的な単一の構造インジケーターであることがわかります。曖昧なバルジ円盤銀河のスケーリング関係と基本平面への配置は、それらの独特の恒星特性に加えて、それらが主に緑の谷の一部であることを示唆しています。
NGC 6217の環における若い恒星の個体群の空間的規則性
銀河の円盤における分子雲と星形成領域の空間的および時間的分布に対するさまざまな物理的プロセスの相対的な寄与は、完全には研究されていません。らせん状およびリング状の構造における若い恒星の個体数の分布の空間的な規則性は、この寄与を研究するための良いテストです。GALEX紫外線、光学UBVRIおよびHalpha表面測光データの分析に基づいて、鉄筋渦巻銀河NGC6217のリングと渦巻腕の測光特性を調査します。銀河のリングは、共回転領域の近くにあります。銀河リングに沿った若い恒星集団の分布に空間的規則性が見られました。間隔の特徴的なスケールは約700個です。同時に、NGC6217のスパイラルアームに沿った若い恒星集団の分布に同様の規則性は見られませんでした。以前に銀河の輪で発見されました。
SDSS DR12でのサテライトシステムとコズミックフィラメントの位置合わせ
| Title |
The_alignment_of_satellite_systems_with_cosmic_filaments_in_the_SDSS_DR12 |
| Authors |
Peng_Wang_(AIP),_Noam_I._Libeskind_(AIP/Lyon),_Elmo_Tempel_(Tartu_Observatory),_Marcel_S._Pawlowski_(AIP),_Xi_Kang_(ZJU/PMO),_Quan_Guo_(SHAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08345 |
銀河とその衛星は、宇宙のウェブ内で形成されることが知られています。宇宙における物質の大規模なマルチスケールの分布です。周囲の大規模構造（LSS）は、銀河の形成に影響を及ぼし、影響を与える可能性があることが知られています。ハローまたは銀河のスピンと形状はLSSと相関し、その相関はハローの質量または銀河の形態に依存します。この作業では、SDSSDR12から構築されたグループとフィラメントのカタログを使用して、衛星システムとそれらが配置されている大規模なフィラメントとの相関を調査します。衛星の分布は、フィラメント、つまり衛星システムは、最も近いフィラメントのスパインと優先的に位置合わせされます。フィラメントの脊椎から離れたシステムがフィラメントの脊椎に近いシステムで非常に弱いアライメントを示す場合、より強いアライメント信号が見られます。私たちの結果は、衛星がフィラメントに沿って付着していることを示唆しており、これは以前の研究と一致しています。フィラメントのスパインから離れている場合は、フィラメントがどのように形成されるか、およびローカルユニバースの特異な衛星分布を理解するのに役立ちます。
ALPINE-ALMA [CII]調査：不明瞭な星形成率密度とz> 4での星形成銀河の主系列
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_Obscured_Star_Formation_Rate_Density_and_Main_Sequence_of_star-forming_galaxies_at_z>4 |
| Authors |
Y._Khusanova,_M._B\'ethermin,_O._Le_F\`evre,_P._Capak,_A._L._Faisst,_D._Schaerer,_J._D._Silverman,_P._Cassata,_L._Yan,_M._Ginolfi,_Y._Fudamoto,_F._Loiacono,_R._Amorin,_S._Bardelli,_M._Boquien,_A._Cimatti,_M._Dessauges-Zavadsky,_C._Gruppioni,_N._P._Hathi,_G._C._Jones,_A._M._Koekemoer,_G._Lagache,_R._Maiolino,_B._C._Lemaux,_P._Oesch,_F._Pozzi,_D._A._Riechers,_M._Romano,_M._Talia,_S._Toft,_D._Vergani,_G._Zamorani,_and_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08384 |
z>4での星形成率（SFR）の測定は、主にレストフレーム遠紫外線（FUV）観測に依存しています。IRX-$\beta$関係に基づくダスト減衰の修正は非常に不確実であり、文献ではまだ議論されています。したがって、SFRのほこりで覆い隠されたコンポーネントを制約するには、レストフレーム遠赤外線（FIR）観測が必要です。このホワイトペーパーでは、ALMALargeProgramが収集したレストフレームFIR連続体観測を利用して、初期の[CII]を調査し（ALPINE）、4.4<z<5.9の銀河の不明瞭なSFRを直接制約します。連続した画像のスタックを使用して、検出された光源と検出されていない光源の両方を考慮して、平均赤外線（IR）光度を測定します。これらの測定に基づいて、星形成銀河の主なシーケンスの位置と特定のSFR（sSFR）を$z\sim4.5$と$z\sim5.5$で測定します。メインシーケンスとsSFRは、より低い赤方偏移ではなく、$z\sim4.5$と$z\sim5.5$の間で大幅に変化しないことがわかります。スタック上で測定されたFIRフラックスのプロキシとして恒星の質量またはFUVの大きさを使用し、それらを文献の銀河の恒星の質量関数およびFUV明度関数と組み合わせて、不明瞭なSFR密度（SFRD）を導出する方法を開発します。選択したプロキシに関係なく、一貫した結果が得られます。赤方偏移の増加に伴い、SFRDの隠れた部分が減少していることがわかりますが、$z\sim5.5$でも、SFRD全体の約61\％を占めています。
超大質量ブラックホールの近くの回転星団は、重力相互作用する軌道楕円のTouma-Tremaine熱力学を使用して研究されます。質量と半主軸上の星の任意の分布の熱力学的平衡状態を計算するための簡単な数値手順について説明します。低い正の温度での自発的な対称性の破れと熱力学の崩壊は、非回転クラスターで厳密に証明されています。回転は、2番目の温度のようなパラメータによって導入されます。軸対称および偏った回転平衡の両方が見られます。2つの温度の比によって与えられる角速度で、偏った平衡が歳差運動します。アンドロメダ銀河の核の偏心恒星円盤は、回転するブラックホール星団の偏った熱力学的平衡の例です。恒星質量のブラックホールは、対称性の破れた星団の非常に偏心した軌道を占め、回転する星団の中で平らな円盤状の構成を形成します。それらは、クラスターの角速度で回転する基準座標系内で静止している軌道に引き付けられます。球形のクラスターでは、恒星の質量のブラックホールの軌道は、温度が負の場合、軽い星の軌道よりも著しく偏心し、温度が正の場合、より円形になります。最後に、惑星、彗星、暗黒物質の粒子、およびその他の軽い天体は、最大エントロピーの偏心分布$\mathscr{P}（e）=2e$を持つ球対称の非回転サブクラスターを形成する傾向があることに注意してください。クラスターは回転して偏っています。
高密度ニュートリノメディアの神話を払拭：高速のペアワイズ変換はエネルギーに依存
ニュートリノのペアワイズ変換は、コンパクトな天体物理学オブジェクトにおけるニュートリノ微物理の関連性を定量化するという挑戦的な目標を複雑にし、数値シミュレーションを実行する能力を制限し、線形安定性分析などの半分析ツールの採用を奨励しています。ニュートリノ密度が高いため、ペアワイズ変換のニュートリノエネルギーへの依存性は文献では無視されています。この素朴な単純化がフレーバー変換現象学の理解を制限していることを示します。高速のペアワイズ変換はニュートリノエネルギーに強く影響されます。真空周波数が増加する（すなわち、ニュートリノエネルギーが減少する）につれて、フレーバー変換の初期の開始とより高い振動周波数が見つかり、振動の周期性が失われます。しかし、そのような影響は、「遅い」ニュートリノ-ニュートリノ変換で見られたものとは逆に、ニュートリノのスペクトルエネルギー分布を含めることによってさらに悪化することはありません。私たちの調査結果は、広く採用されている近似に固有の制限を強調しています。ソースフィジックスへの影響の可能性を測定するには、ペアワイズ変換のより洗練されたモデリングが必要です。
生まれたばかりのマグネターからの超高エネルギーニュートリノへの魅力の貢献
| Title |
Charm_contribution_to_ultrahigh-energy_neutrinos_from_newborn_magnetars |
| Authors |
Jose_Alonso_Carpio,_Kohta_Murase,_Mary_Hall_Reno_and_Anna_Stasto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07945 |
恒星または合体イジェクターに囲まれた新生の強く磁化された中性子星（いわゆるマグネター）は、\km{磁気によって超高エネルギーに加速された陽子のハドロン相互作用で生成された中間子の崩壊を介して超高エネルギーニュートリノの源となることが期待されます}スピンダウンエネルギーの散逸。パイオンとカオンだけでなくチャームハドロンも生成断面積が小さいために通常無視されるが、寿命が短いために超高エネルギーでのニュートリノフルエンスへの支配的な寄与を表すことができる一方で、超高エネルギーニュートリノフルエンスはパイ中間子とカオンの生成は、崩壊する前に大幅に冷却されるため、初期には抑制されます。ProbeOfExtremeMulti-MessengerAstrophysics（POEMMA）、GiantRadioArrayforNeurtinoDetection（GRAND）、IceCube-Gen2などの次世代検出器は、近くからチャームハドロンに起因するニュートリノを観測する可能性が高いことを示していますマグネター。また、近くのマグネター駆動の合併新星からのニュートリノが$10^2$sから$10^3$sの時間間隔で観測され、チャームハドロンの寄与が$10^8$GeVを超えるニュートリノエネルギーに対して支配的であることも示します。次世代検出器との関連性。また、チャームハドロンが拡散ニュートリノフラックスに与える潜在的な影響についても説明します。
熱核（タイプI）バースト中の核燃焼の効率は降着率の関数として
| Title |
The_efficiency_of_nuclear_burning_during_thermonuclear_(Type_I)_bursts_as_a_function_of_accretion_rate |
| Authors |
Y._Cavecchi,_D._K._Galloway,_A._J._Goodwin,_Z._Johnston,_A._Heger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08081 |
5つの低質量X線バイナリシステムのタイプIX線バーストの降着率の関数として熱核燃焼効率を測定しました。私たちは測定された中性子星のスピンと大量の観測サンプルからのバーストのかなりの数のソースを選択しました。バーストレートの一般的な傾向は、すべてのソースで定性的に同じです。バーストレートは、降着率が最大になるまで最初に増加し、それを超えると降着率は増加しますが、バーストレートは減少します。降着率が高くなると、バースト率が低下すると、{\alpha}値（降着エネルギーとバーストエネルギーの比率）は、バースト率が上昇する状況の場合よりも最大10倍大きくなります。これらの観測は1D数値モデルの予測に反していますが、中性子星表面の安定した燃焼のゾーンの結果として説明でき、それは降着率の増加に伴って拡大します。安定した燃焼はまた、灰で不安定な燃焼層を「汚染」し、下降バースト率レジームで測定されたバースト特性の変化に寄与します。バースト率が減少し始める質量降着率は、中性子星のスピンと反相関していることがわかります。中性子星のスピンは、局所的な降着率と星全体の燃料組成を介して、核燃焼の安定性を緩和する重要な要素であると結論付けます。
脈動超発光X線源の磁場、ビーム分率、および堅牢性パラメータについて
| Title |
On_the_Magnetic_Fields,_Beaming_Fractions,_and_Fastness_Parameters_of_Pulsating_Ultra-Luminous_X-Ray_Sources |
| Authors |
M.H._Erkut,_M.M._T\"urko\u{g}lu,_K.Y._Ek\c{s}i,_M.A._Alpar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08102 |
脈動超発光X線源（PULX）の発見は、中性子星がおそらく超発光X線源（ULX）母集団内で一般的であることを示唆しています。これらのシステムは、高質量X線連星の巨大な伴侶から超エディントン（超臨界）レートで質量を降着させる中性子星をホストする可能性があります。超臨界領域での降着流の球形化、X線放射のビーム、および強い磁場での散乱断面積の減少を考慮して、中性子星表面磁気の範囲を推測しますPULXM82X-2、ULXNGC5907、ULXNGC7793P13、NGC300ULX1、M51ULX-7、NGC1313X-2、およびSwiftJ0243.6+6124の双極子電界強度、ビーム分割、および堅牢性パラメーターさまざまなスピン状態と光度状態のさまざまな組み合わせに基づく一連の条件。臨界光度条件下で観測されたスピンアップ率を使用して、すべてのPULXの$\sim10^{11}-10^{13}\、{\rmG}$範囲の表面場強度を推定します。一般に、亜臨界光度条件下での分析結果は、$\sim10^{11}-10^{15}\、{\rmG}$の範囲での表面場の強さを示しています。ビームが考慮されている場合、PULXは磁力強度の表面双極子場を必要としないと私たちは主張します。それでも、フィールドはULXの中性子星が超臨界降着円盤内の降着流を磁気的に導くのに十分強いです。
エネルギーが5 EeVを超える空気シャワーで$ \ varepsilon_ {thr。} \ geq $ 1
GeVのミュー粒子率によって決定される宇宙線の質量組成
| Title |
Mass_composition_of_cosmic_rays_determined_by_muon_fraction_with_$\varepsilon_{thr.}_\geq$_1_GeV_in_air_showers_with_energy_greater_than_5_EeV |
| Authors |
Stanislav_Knurenko_and_Igor_Petrov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08135 |
1GeVのしきい値を持つミュー粒子と、軸から600mの距離にある荷電粒子の数の比率が分析されます。5EeVを超えるエネルギーと60度未満の天頂角を持つ空気シャワーが考慮されます。ガンマ線を含むさまざまな一次核の実験データとQGSJETII-04モデルによる計算との比較により、$\sim$10EeVのエネルギーまでの宇宙線の質量組成は、主に陽子とヘリウム核からなり、少数の重い核。データには、一次ガンマ線によって生成されると想定される、非常に低いミュー粒子含有量のエアシャワーが含まれます。
重力波による天体物理的な連星中性子星の特徴付け
連星中性子星の融合は、孤立した連星進化によって主に形成されると考えられています。この標準的な形成シナリオでは、最初に生まれた中性子星はリサイクルプロセスを経て、最終的なインスピレーションの間に急速に回転しているかもしれませんが、2番目に生まれた星は合併時に実質的にゼロのスピンを持っていると予想されます。この機能に基づいて、重力波放出から観測された連星中性子星の天体物理学的特性評価のための新しいフレームワークを提案します。さらに、銀河連星中性子星の電波パルサー観測から、形状パラメータが2、スケールパラメータが0.012のガンマ分布によって与えられる、リサイクル中性子星の無次元スピン強度の事前分布を提案します。標準的な形成シナリオのコンテキストでGW170817とGW190425を解釈すると、ベイズ係数が6のGW190425で回転スピン中性子星（スピン傾斜角$\lesssim60^{\circ}$）が確実にサポートされています。GW170817のリサイクルされた中性子星のスピンは小さく、以前のものと同じです。GW170817およびGW190425のリサイクルされた（遅い）中性子星の質量を$1.34_{-0.09}^{+0.12}$（$1.38_{-0.11}^{+0.11}$）$M_{\odot}と測定します$および$1.64_{-0.11}^{+0.13}$（$1.66_{-0.12}^{+0.12}$）$M_{\odot}$、それぞれ$68\％$の信頼性。GW170817（GW190425）の質量比は0.79（0.80）から1の間に制限されており、90\％の信頼性があります。
マスキングマージクラスターSPT-CL 2023-5535の無線遺物をASKAP-EMUパイロット調査から発見
| Title |
Discovery_of_a_Radio_Relic_in_the_Massive_Merging_Cluster_SPT-CL_2023-5535_from_THE_ASKAP-EMU_PILOT_SURVEY |
| Authors |
Kim_HyeongHan,_M._James_Jee,_Lawrence_Rudnick,_David_Parkinson,_Kyle_Finner,_Mijin_Yoon,_Wonki_Lee,_Gianfranco_Brunetti,_Marcus_Br\"uggen,_Jordan_D._Collier,_Andrew_M._Hopkins,_Micha{\l}_J._Micha{\l}owski,_Ray_P._Norris,_Chris_Riseley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08244 |
ASKAP-EMU調査は、南の空全体と+30^{\circ}までの北の空のかなりの部分をカバーするように設計されたディープワイドフィールドラジオ連続体調査です。ここでは、ASKAP-EMUパイロット300sq。deg調査（800-1088MHz）からのz=0.23での合流クラスターSPT-CL2023-5535の無線遺物の発見を報告します。深い高解像度データは、クラスター内ガスと一致して、東西方向に細長い\sim2Mpcスケールの電波ハローを明らかにします。無線遺物は、南北の向きで\sim0.5Mpc伸ばされたこの電波ハローの西端にあります。狭い帯域幅内の電波遺物の統合スペクトルインデックスは、\alpha^{\scriptstyle\rm1088〜MHz}_{\scriptstyle\rm800〜MHz}=-0.76\pm0.06です。私たちの弱レンズ分析は、システムが大規模であり（M_{200}=1.04\pm0.36\times10^{15}M_{\odot}）、少なくとも3つのサブクラスターで構成されていることを示しています。無線機能が東部と中部のサブクラスター間の衝突から生じるシナリオを提案します。私たちの発見は、銀河団の拡散放射を検出する際のASKAP-EMU調査の有効性を示しています。調査が完了すると、調査は拡散電波放射との併合クラスター検出の数を大幅に増やします。
準相対論的陽電子の源としての消滅した電波パルサー
| Title |
Extinct_radio_pulsars_as_a_source_of_subrelativistic_positrons |
| Authors |
Ya._N._Istomin,_D._O._Chernyshov,_D._N._Sob'yanin_(Lebedev_Physical_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08287 |
回転が停止すると相対論的電子-陽電子プラズマの静止した自己持続的な生成が不可能になる消滅した無線パルサーは、陽電子と電子の準相対論的フラックスの発生源になる可能性があります。バルジと銀河の円盤で観測された過剰な陽電子がこれらの古い中性子星に関連付けられていると想定します。それらの磁気圏における対の生成は、銀河系および銀河系外の背景のガンマ量子の1光子吸収が原因で発生します。プラズマ生成のカスケードプロセスにより、陽電子のフラックスが開いた磁気圏$\simeq3\times10^{34}\text{s}^{-1}$から逃げ出します。回転周期$1.5<P<35$sのすべての古い銀河中性子星からの陽電子の総束は、$\simeq3\times10^{43}\text{s}^{-1}$です。陽電子のエネルギーは$\simeq10$MeV未満です。推定された特性は、511keVの銀河消滅ラインを担当する陽電子源の要件を満たしています。
X線偏光測定によるBL Lacジェットの衝撃加速度の調査：時間依存の見方
| Title |
Probing_shock_acceleration_in_BL_Lac_jets_through_X-ray_polarimetry:_the_time-dependent_view |
| Authors |
F._Tavecchio,_M._Landoni,_L._Sironi,_P._Coppi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08353 |
偏光測定は、特に高エネルギーで拡張された場合、ジェット内の相対論的粒子の加速の基礎となるメカニズムに関する重要な洞察を提供することが期待されています。以前の研究で、軽度の相対論的衝撃によって加速された高エネルギー電子によって生成されたシンクロトロンX線放射の分極が、下流領域の磁場の構造と構造の本質的な痕跡を運ぶことを示しました。ここでは、非定常のケースへの分析の拡張を示します。特に、高エネルギー放出BLラックの非常に変動する放出をモデル化するのに適しています。私たちは、硬/中X線帯で、ほぼ時間に依存しない大きな（$\Pi\約40\％$）偏光度を予測します。この予測は、次のミッション{\itIXPE}ですぐにテスト可能です。他の帯域、特に光学系の状況はより複雑です。光学的偏光度の単調減少は、フレアの発生中に観察されます。後の段階で$\Pi$はゼロに達し、その後増加し始め、大きな値を回復します。$\Pi=0$になる瞬間は、偏光角が$90$度回転することで示されます。ただし、光周波数では、複数の領域が観測された放射に寄与している可能性が高く、予測される動作の検出が困難になる可能性があります。
高速無線バーストは異常なX線パルサーの大きな不具合によって生成されますか？
異常なX線パルサー（AXP）と軟らかい$\gamma$-rayリピーター（SGR）内の地震と内部相転移により、小さな収縮とパルサーグリッチが発生する可能性があります。そのような収縮が熱X線/$\gamma$線バーストを生成した後、衝撃がその表面から発生します。パルサー極冠から発射された非常に相対論的な双極子$e^+e^-$バンチは、狭ビームのコヒーレント曲率放射の高速無線バースト（FRB）を放出します。これは、地球の方向を向いている場合に表示されます。これらの表面X線/$\gamma$線バーストは等方性であり、FRBよりも桁違いにエネルギッシュですが、現在の全天X線および$\gamma$線モニターでは銀河からのみ検出できますそして近くの銀河。
国際宇宙ステーションのアルファ磁気分光計による200 MeVから1 TeVまでの高エネルギーガンマ線の測定
| Title |
Measurement_of_High_Energy_Gamma_Rays_from_200_MeV_to_1_TeV_with_the_Alpha_Magnetic_Spectrometer_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
Bastian_Beischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08392 |
この論文では、アルファ磁気分光計による200MeVと1TeVの間の高エネルギー$\gamma$線フラックスの測定値が示されています。AlphaMagneticSpectrometer（AMS-02）は、国際宇宙ステーションの外部に取り付けられた多目的粒子検出器です。主に荷電宇宙線の測定用に設計されていますが、AMS-02は2つの補完的なモードで高エネルギー$\gamma$線を測定できます。この論文では、2つのモードのそれぞれに1つずつ、2つの独立した分析が提示されています。イベント選択基準と関連する解決機能について詳しく説明します。有効面積は、完全な検出器のモンテカルロシミュレーションから推定され、データとシミュレーションの間の最も重要な違いについて修正されます。$\gamma$-raysの全天モデルは、拡散放出予測と最近の$\gamma$-rayソースカタログから作成されます。Fermi-LATデータの専用分析が実行され、AMS結果との詳細な比較が完全に可能になります。$\gamma$線の測定されたフラックスは、Fermi-LATデータおよび構築されたモデルとの比較を含む、空のさまざまな部分に対して提示されます。光子束が拡散放出によって支配される領域の例として、内部銀河が詳細に研究されています。Vela、Geminga、Crabpulsarなど、いくつかの$\gamma$線発生源のフラックスが表示されます。ジェミンガパルサーを詳細に研究して、AMS-02データで$\gamma$線のパルス放出を明らかにします。これにより、回転の周波数を測定し、磁場の強さと年齢を推定できます。最後に、AMS-02は2016年末にフレアブレザーCTA-102の爆発を観測しました。
タイプIax超新星のためのChandrasekhar質量に近い白色矮星モデルでの爆発的元素合成：モデルパラメーターへの依存性
| Title |
Explosive_Nucleosynthesis_in_Near-Chandrasekhar-mass_White_Dwarf_Models_for_Type_Iax_Supernovae:_Dependence_on_Model_Parameters |
| Authors |
Shing-Chi_Leung,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08466 |
最近観察されたタイプIa超新星（SNeIa）の多様性は、幅広いパラメーター範囲でSNeIaの理論的モデリングを行う動機になっています。特に、タイプIax超新星（SNeIax）の起源は不明です。SNIaモデルのパラメーター依存性に関する以前の研究に続いて、本研究ではSNeIaxに焦点を当てます。SNeIaxのモデルには、Chandrasekharに近い質量のC+O白色矮星（WD）の純粋な乱流爆燃（PTD）の現在主要なモデルを採用しています。爆燃波の伝播の2次元流体力学シミュレーションを実行します。これにより、小さなWD残骸が残り、元素合成材料が排出されます。核合成や爆発エネルギーなどの爆発特性が、WD（ハイブリッドWDを含む）の中心密度や組成、乱流火炎の処方や初期火炎形状などのモデルパラメーターにどのように依存するかを示します。モデル内の関連する観測値を抽出し、最近発見された低質量WDと異常な表面存在パターンおよび一部のSN残骸の存在パターンを比較します。恒星考古学と銀河の化学進化への応用のための元素合成収率表を提供します。私たちの結果は、文献の代表的なモデルと比較されます。
脈動対不安定超新星。 II。脈動からのニュートリノ信号と地上ニュートリノ検出器によるそれらの検出
| Title |
Pulsational_Pair-instability_Supernovae._II._Neutrino_Signals_from_Pulsations_and_their_Detection_by_Terrestrial_Neutrino_Detectors |
| Authors |
Shing-Chi_Leung,_Sergei_Blinnikov,_Koji_Ishidoshiro,_Alexandre_Kozlov,_Ken'ichi_Nomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08470 |
脈動対不安定超新星（PPISN）は、質量$\sim80$-140$M_{\odot}$を持つ大質量星から進化し、コアでの静水圧He燃焼後に電子-陽電子対不安定性を発生させます終わりました。[Leungetal。、ApJ887、72（2019）]（PaperI）では、このクラスの星の進化の軌跡と脈動による質量損失の履歴を調べました。このペーパーでは、PPISNeのニュートリノ観測値を探索するために熱力学の歴史を分析します。脈動中のニュートリノ光の曲線とスペクトルを計算します。これらの星の詳細なニュートリノ放出プロファイルを研究します。次に、KamLANDやSuper-Kamiokandeなど、さまざまな陸域ニュートリノ検出器の予想されるニュートリノ検出数を推定します。最後に、PPISNのニュートリノパターンを、標準の10kt検出器に基づく他のタイプの超新星と比較します。予測されたニュートリノ信号は、望遠鏡が早期の光信号を追跡するための早期警告を提供できます。ニュートリノ物理学が予想される検出に与える影響について説明します。
エキゾチックな自由度を持つ巨大な高速回転中性子星としてのGW190814
| Title |
GW190814_as_a_massive_rapidly-rotating_neutron_star_with_exotic_degrees_of_freedom |
| Authors |
V._Dexheimer,_R.O._Gomes,_T._Kl\"ahn,_S._Han,_M._Salinas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08493 |
コンパクトスターの統合GW190814で最近観測された巨大な二次オブジェクトのコンテキストでは、ハイペロンやクォークなどのエキゾチックな自由度を含む状態方程式モデルから巨大な中性子星を生成する可能性を調査します。私たちの研究は、最先端の相対論的平均場モデルが$\gtrsim2.05$M$_\text{Sun}$に到達する大規模な星を生成できることを示していますが、重力波のイベントとX線パルサーとはよく一致していますクォークベクトル相互作用と高次自己ベクトル相互作用が導入されたときの観測。急速な回転が追加されると、モデルは接近する恒星の質量を生成し、場合によっては$2.5$M$_\text{Sun}$を超えます。このような場合、高速回転では、非回転の場合と比較して恒星の中心密度が変化するため、エキゾチックな自由度が必ずしも抑制されないことがわかります。
FORCE搭載の広帯域ハイブリッドX線イメージャー用の検出器シミュレーションフレームワークの開発
| Title |
Development_of_the_detector_simulation_framework_for_the_Wideband_Hybrid_X-ray_Imager_onboard_FORCE |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Tsubasa_Tamba,_Hirokazu_Odaka,_Aya_Bamba,_Koichi_Hagino,_Ayaki_Takeda,_Koji_Mori,_Takahiro_Hida,_Masataka_Yukumoto,_Yusuke_Nishioka,_Takeshi_G._Tsuru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07919 |
FORCEは、1から80keVのエネルギー範囲でのX線イメージング分光法のための日米宇宙ベースの天文学ミッションです。主焦点面検出器である広帯域ハイブリッドX線イメージャー（WHXI）は、シリコンとテルル化カドミウム（CdTe）で構成されるハイブリッド半導体イメージャースタックを使用します。シリコンイメージャーは、X線ピクセル（XRPIX）シリーズと呼ばれる、シリコンオンインシュレーター（SOI）ピクセルセンサーの一種です。センサーは小さいピクセルサイズ（30--36$\mu$m）と厚い感知領域（300--500$\mu$m）を持っているため、検出器の応答を理解することは簡単ではなく、最適化するために重要ですカメラの設計と科学的能力の評価。半導体センサーで天体の観測をシミュレートするフレームワークを開発しました。シミュレーションフレームワークは、シミュレーション結果をXRPIX6Hセンサーを使用した実験室の測定値と比較することによってテストおよび検証されました。シミュレータは、電場構造、キャリア拡散に対するクーロン反発効果、劣化領域の配置など、センサーの合理的な物理パラメーターを使用して測定結果を適切に再現しました。このフレームワークは、WHXIの一部になる予定のXRPIXアップデートや、さまざまなタイプの半導体センサーにも適用できます。
多くの連続的な重力波検索は、連続的な天体物理学的信号と混同される可能性のある機器のスペクトル線の影響を受けます。単一の検出器にのみ現れる信号にペナルティを課すことにより、これらのラインの影響を制限するいくつかの技術が開発されました。畳み込みニューラルネットワークを使用して、SOAPアルゴリズムを使用する検索に対する楽器のアーチファクトの影響を軽減する一般的な方法を開発しました。この方法では、各検出器の対応する周波数帯域の特徴を識別し、これらの帯域を信号、機器のライン、またはノイズを含むものとして分類できます。4つの異なるデータセットに対してメソッドをテストしました：時間ギャップのあるガウスノイズ、信号を追加した初期LIGO（S6）の最終実行からのデータ、参照S6モックデータチャレンジデータセット、および2番目の高度なLIGOからのデータに注入された信号観測の実行（O2）。S6モックデータチャレンジデータセットと1％の誤警報確率を使用して、95％の効率で、完全に自動化されたSOAP検索の感度は、コヒーレントな信号対ノイズ比110に対応し、感度の深さに相当することを示しました。10Hz$^{-1/2}$であるため、この自動検索は、はるかに多くのコンピューティングリソースと人間の介入を必要とする他の検索と競争力があります。
機械学習技術を使用してスペクトルイメージング観測からの速度情報を正確に制約
| Title |
Accurately_constraining_velocity_information_from_spectral_imaging_observations_using_machine_learning_techniques |
| Authors |
Conor_D._MacBride,_David_B._Jess,_Samuel_D._T._Grant,_Elena_Khomenko,_Peter_H._Keys,_Marco_Stangalini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07904 |
分光測定から正確なプラズマドップラー（見通し）速度を決定することは、特に弱い彩層吸収線が頻繁に急速に発展しているために、構成線プロファイルに複数のスペクトル成分が含まれている場合は特に困難です。ここでは、観測されたスペクトル線内に存在する基になるコンポーネントを特定するために機械学習手法を採用する新しい方法を紹介します。その後、単一または複数のVoigt近似を通じて構成プロファイルを制約します。私たちの方法では、スペクトルに存在するアクティブなコンポーネントと静止コンポーネントを識別し、その後の研究のために分離することができます。最後に、CasII8542{\AA}スペクトルイメージングデータセットを概念実証研究として採用し、太陽黒点クロモスフィアに一般的に存在する2成分大気プロファイルを抽出するためのコードの適合性をベンチマークします。結果の信頼性を検証するために最小化テストが採用され、観測されたアンブレララインプロファイルと合成されたアンブララインプロファイル間で、中央値が1.03に等しい$\chi^2$値が削減されました。
ABドルAのミリ秒単位の電波構造
| Title |
The_milliarcsecond-scale_radio_structure_of_AB_Dor_A |
| Authors |
J._B._Climent,_J.C._Guirado,_R._Azulay,_J._M._Marcaide,_D.L._Jauncey,_J.-F._Lestrade,_and_J.E._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07937 |
コンテキスト：高速回転子、プリメインシーケンススターABDorAは、強力で永続的なラジオエミッターです。並外れた冠状フレア活動は、コンパクトな電波放射および他の関連する現象が大きなスリングショットの隆起として発生したと考えられています。目的：ABドルAの周囲の電波放射メカニズムとミリ秒単位の電波構造を調査することを目的としています。方法：オーストラリアのVLBIアレイを使用して、22.3GHz、8.4GHz、および1.4GHzで10年以上にわたって位相参照VLBI観測を行いました。結果：8.4GHzの画像は、すべてのエポックで同様のダブルコアハローモルフォロジーを示し、放射は5〜18の恒星半径の高さで伸びます。さらに、8.4GHzマップのシーケンスは、観測時間内のソース構造の明確な変化を示しています。ただし、1.4GHzおよび22.3GHzの画像はコンパクトソースと互換性があります。8.4GHzと1.4GHzの位相基準位置は、この星のよく知られているミリ秒単位の正確な天文学から予想される位置と一致していますが、22.3GHzの位置は、北西方向の予測から4$\sigma$ずれています。このオフセットの起源はまだ不明です。結論：ABDorAで検出された内部電波構造の形態と進化を説明するいくつかのモデルを検討しました。これには、恒星の極冠、フレア、磁気駆動ループ構造、およびヘルメットストリーマーの存在が含まれます。ABDorAに近い可能性のある仲間も調査されました。我々の結果は、この星の並外れたコロナ磁気活動を確認し、非常に大きな高さでコンパクトな無線構造を生成することができ、これまでのところバイナリー相互作用システムでのみ見られます。
コロナ質量放出と太陽エネルギー粒子の間の関係の統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_the_Relation_between_Coronal_Mass_Ejections_and_Solar_Energetic_Particles |
| Authors |
Kosuke_Kihara,_Yuwei_Huang,_Nobuhiko_Nishimura,_Nariaki_V._Nitta,_Seiji_Yashiro,_Kiyoshi_Ichimoto,_and_Ayumi_Asai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08062 |
インパクトのある太陽エネルギー粒子（SEP）イベントの予測機能を改善するには、コロナ質量放出（CME）とSEPイベントの関係をよりよく理解する必要があります。ここでは、すべての257高速（$v_{CME}$$\ge$900km/s）と広い（角度幅$\ge$）を考慮して、CMEソースの場所と速度に関するSEP発生とタイムスケールの統計的研究を示します。60$^{\circ}$）2006年12月から2017年10月の間に発生したCME。10MeVを超えるエネルギーでSEPイベントに関連付けます。各CMEのソースリージョンを調べると、CMEが観測者に対してE20-W100の経度から発生している場合、SEPイベントを伴うことが多いことがわかります。ただし、CMEが$<$2000km/sの場合、SEPイベントは存在しない可能性があります。関連するCME-SEPペアについて、Kahler（2005、2013）に従って、SEPイベントごとに3つのタイムスケールを計算します。つまり、開始のタイムスケール（TO）、立ち上がり時間（TR）、および期間（TD）です。それらは、パーカースパイラルの足元を基準としたCMEソース領域の経度（$\Delta\Phi$）および$v_{CME}$と相関しています。TOは$|\Delta\Phi|$$<$60$^{\circ}$の略になる傾向があります。この傾向は、TRとTDでは弱いです。SEPタイムスケールは、$v_{CME}$との相関が弱いだけです。$v_{CME}$とのTRおよびTDの正の相関は、接続が不十分な（大きな$|\Delta\Phi|$）イベントで見られます。さらに、$|\Delta\Phi|$が小さいイベントでは、TOは$v_{CME}$と負の相関があるようです。
大きな太陽フレアの噴火特性を決定する活動領域の磁束
| Title |
Magnetic_Flux_of_Active_Regions_Determining_the_Eruptive_Character_of_Large_Solar_Flares |
| Authors |
Ting_Li,_Yijun_Hou,_Shuhong_Yang,_Jun_Zhang,_Lijuan_Liu,_Astrid_M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08127 |
これまでで最大の噴火/閉じ込められたフレアデータベースを確立し、2010$-$2019の間に発生した\emph{GOES}クラスM1.0以上の322フレアを分析します。つまり、ほぼ太陽周期全体にまたがっています24。活動領域（AR）の符号なし磁束（$\Phi$$_{AR}$）は、大きなフレアの噴火特性を制御する上で重要なパラメータであり、噴出フレアの割合は$\Phiと強い反相関を示します。$$_{AR}$。これは、大きな磁束を含むARは、それが生成する大きなフレアがコロナ質量放出（CME）に関連付けられる可能性が低いことを意味します。この発見は、臨界崩壊指数の高さと$\Phi$$_{AR}$の間で得られた高い正の相関関係によってサポートされています。これは、$\Phi$$_{AR}$が大きいARの方が磁気的閉じ込めが強いことを意味します。さらに、1.0$\times$$10^{23}$Mxより大きいARに起因する閉じ込められたフレアには、安定したフィラメント、すべり磁気再結合、強く剪断されたポストフレアループなど、いくつかの共通の特徴があります。私たちの調査結果は、ARの磁束と大きなフレアに関連するCMEの発生との新しい関係を明らかにしています。ここで得られたこれらの関係は、CMEと宇宙の悪天候を予測するための定量的基準を提供し、太陽型星と恒星CMEの「スーパーフレア」にも重要な影響を与えます。
周期XXI上昇フェーズ中にハンレ効果によって測定された296の顕著な平均磁場の24の総観マップ
| Title |
24_synoptic_maps_of_296_prominence_average_magnetic_fields_measured_by_Hanle_effect_during_cycle_XXI_ascending_phase |
| Authors |
V._Bommier,_J.L._Leroy,_S._Sahal-Brechot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08219 |
目的：本論文の目的は、太陽フィラメントの24の総観マップを公開することです。この図では、1974年から1982年のPic-du-Midi観測によって、XXIサイクルの上昇相である296の顕著な平均明瞭な磁場ベクトルが決定されました。方法：磁場は、HeID3ラインで観察されたハンレ効果の解釈によって決定されました。プロミネンスフィールドの極性とプロミネンスキラリティーに関する以前の結果は、基本的なあいまいさを解決するために適用されました。正確さの理由から、測定値は各突出部で平均化されました。結果：結果は2つあります。第1に、1つのニュートラルラインから次のラインまで、交互のフィールド方向を観察できます。第二に、一般的なフィールドの配置は、差動回転効果の下で歪んだ太陽の南北フィールドに沿って見られます。
弱い放射界限界における偏光放射の再分布に適用されるマスター方程式理論。 VI。 Na I D1およびD2ラインの2番目の太陽スペクトルへの適用：収束
| Title |
Master_equation_theory_applied_to_the_redistribution_of_polarized_radiation_in_the_weak_radiation_field_limit._VI._Application_to_the_Second_Solar_Spectrum_of_the_Na_I_D1_&_D2_lines:_convergence |
| Authors |
V._Bommier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08226 |
この論文は、シリーズの以前の論文で開発された、非LTE条件での部分的再分配の自己矛盾のない理論の数値的応用を提示します。コードは、このシリーズの以前の論文で説明されています。ただし、その以前の論文（シリーズの番号IV）では、数値結果は非現実的でした。本論文では、出力偏光プロファイルの信頼性を回復することができた近似を提示します。結果の収束も証明されます。ステップの増分は1/N^aのように減少し、a>1になるため、結果系列はリーマン系列のように動作し、完全に収束します。ただし、計算された直線偏光プロファイルと観測された直線偏光プロファイルの間の一致は、定性的なままです。不一致は、これらの線が形成される彩層を記述するには不十分な平面平行大気モデルに割り当てられます。すべての積分はコード内で数値であるため、おそらくより現実的で高次元のモデルの雰囲気に適用できます。しかしながら、ＮａＩＤ線がそうであるように、超微細構造を有する線に対しては時間がかかる。キットピークのマクマスピアス望遠鏡に取り付けられた偏光計ZIMPOLを使用してNaID1で観測された正味の直線偏光は、現在の計算では確認されておらず、機器の偏光のアーチファクトである可能性があります。楽器の分極の存在は、Hanle効果が偏光解消として作用する場合、磁場が考慮されていない現在の計算結果に対して、NaID2ラインセンターでこの楽器によって観測されたより高い直線偏光度によって確認できます。第二の太陽スペクトルにおける効果。観測された直線偏光の超過は、両方のラインセンターで同じ桁0.1％であることがわかります。これは、この実験の機器の偏光補償レベルにも匹敵します。
コロナ質量噴出の特性に対する太陽周期24の弱められた太陽圏の影響
| Title |
Effect_of_the_Weakened_Heliosphere_in_Solar_Cycle_24_on_the_Properties_of_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
N._Gopalswamy,_S._Akiyama,_S._Yashiro,_G._Michalek,_H._Xie,_and_P._M\"akel\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08291 |
太陽周期（SC）24は2019年の終わりまでに終了し、SC24の兆候を理解するために2つの完全な周期に関する情報を提供します。圧力。太陽圏状態の逆反応は、コロナ質量放出（CME）がSC23より物理的に大きく見えるようにすることですが、それらの磁気コンテンツが希釈されており、その結果、地理的有効性が低くなっています。太陽圏の磁場もSC24で低く、高エネルギーの太陽エネルギー粒子（SEP）イベントが不足しています。これらの宇宙天気イベントは、高速かつワイド（FW）のCMEに密接に従っています。SC24では、FWCMEを除くすべての数値が高くなっています。CMEレートと太陽黒点数（SSN）の相関は両方のサイクルで高くなっていますが、SC24ではレートが速く増加します。四肢のCME（ソース領域が手足から30度）、以前は部分的なサイクルで研究されていました。SC24では、肢のCMEは一般集団と同様に遅いが、幅が広いことがわかります。リムハローCMEは、より遅いSC-24CMEと同じ傾向に従います。ただし、SC-24CMEは太陽からの距離が短いとハローになります。したがって、より遅いCMEがより早くハローになるのは、CMEの弱い太陽圏状態の逆反応の明確な指標です。関連するフレアは2つのサイクルで同様の分布を持ち、太陽圏の状態に影響されないため、CMEプロパティが変更された理由として、太陽圏の状態をさらに突き止めることができます。
| Title |
Stellar_Parameter_Determination_from_Photometry_using_Invertible_Neural_Networks |
| Authors |
Victor_F._Ksoll,_Lynton_Ardizzone,_Ralf_Klessen,_Ullrich_Koethe,_Elena_Sabbi,_Massimo_Robberto,_Dimitrios_Gouliermis,_Carsten_Rother,_Peter_Zeidler_and_Mario_Gennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08391 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）による測光調査は、天文学において高解像度と深いカバレッジで星団を研究するための最も効率的なツールの1つです。ただし、測光のみから構成要素の物理パラメータを推定することは、簡単な作業ではありません。洗練された恒星進化モデルを利用して、観測をシミュレートし、星や星団を特徴付けることができます。消滅、測光の不確実性、低いフィルターカバレッジなどの観測上の制約、および恒星の進化の本質的な影響により、この逆の問題は、検出および分割が困難な観測可能なパラメータースペースと物理パラメータースペースの間の縮退マッピングの影響を受けます。条件付き可逆ニューラルネットワーク（cINN）と呼ばれる新しいディープラーニングアプローチを採用して、個々の星ごとに測光から物理パラメーターを予測するという逆問題を解決します。潜在変数を使用して、物理から観察可能なパラメーター空間へのマッピングで失われた情報をエンコードすることにより、cINNは、基礎となる物理パラメーターの完全な事後分布を予測できます。このアプローチは、PARSECの恒星進化モデルから導き出された厳選された合成データセットに基づいて構築されています。簡単にするために、単一の金属集団のみを考慮し、絶滅を除くすべての影響を無視します。私たちは、よく研究された2つの星団、Westerlund2とNGC6397のHSTデータに対するアプローチをベンチマークします。合成データでは、年齢が制約するのが最も難しいパラメーターである全体的な優れたパフォーマンスが見つかります。実際の観測では、妥当な結果を取得し、クラスターの年齢（$1.04_{-0.90}^{+8.48}\、\mathrm{Myr}$）、質量分離、および恒星の初期に関するWesterlund2の以前の結果を確認できます質量関数。
太陽の近所の金属に乏しい星の起源について
6つの金属に乏しい（-2.4<[Fe/H]<-1dex）F型高固有運動（HPM）星の年齢、運動学的パラメーター、銀河軌道パラメーターを決定し、HPMの性質と起源を調査しました。運動学的手順では、GaiaDR2からの天文学データが使用されました。6つの小人の高解像度ELODIEスペクトルも、正確な[Fe/H]存在量と最新の[$\alpha$/Fe]存在量を得るために使用されました。恒星年齢の計算はベイジアン統計に基づいており、計算された年齢は9.5-10.1Gyrの範囲にあります。金属性と年齢に基づいて、6つのHMP星はハロー（HD6755、HD84937、BD+423607）のメンバー、または厚いディスクの低金属性尾（HD3567、HD194598、HD201891）のメンバーです。ただし、銀河の軌道パラメーターは、薄いディスク（HD84937、HD194598）、厚いディスク（HD3567、HD201891）、およびハロー（HD6755、BD+423607）の母集団を示唆しています。候補GCからの脱出シナリオについても、動的分析が実行されました。矮小銀河の潮汐破壊も代替の起源と考えられていました。逆行性軌道運動を伴うHD6755、HD194598、およびHD3567は、潮汐によって破壊された矮小銀河の起源の候補星である可能性があります。ただし、NGC6284とのHD194598の関係には興味深いケースがあります。その遭遇速度は低く（16+/-28km/s）、それらの年齢と金属性は1$\sigma$レベルで互いにほぼ一致しています。残りのHPMサンプルスターは、1.5の潮汐半径で選択されたGCと遭遇する可能性が4〜18％です。これは、プログラムスターの球状星団の起源がありそうもないことを示しています。
2つおよび3つのクォークフレーバーの非摂動状態方程式（EoSs）は、低温および高密度のベクトル中間子によって増強されたクォーク中間子モデル打ち切り内の関数くりこみ群（FRG）で構築されます。反発ベクトル中間子相互作用のない以前のFRG研究に基づいて、クォークと（疑似）スカラー中間子の動的ゆらぎに対するアイソスカラーベクトル$\omega$-と$\phi$-mesonsの影響を調べます。グランドポテンシャルとベクトル中間子凝縮体は、クォークの化学ポテンシャルの関数として評価され、$\beta$平衡のクォーク物質EoSが中性子星（NS）物理学に適用されます。異なるベクトル結合について、ハドロンとクォーク物質のEoSを組み合わせたハイブリッドスターの潮汐変形性と質量-半径の関係を比較します。結果として得られるEoSが2つの太陽質量の中性子星をサポートするのに十分に硬くなるように、クォーク物質EoSに対するベクトル中間子の大きな影響を観察します。
行方不明：新しい物理学とブラックホールの質量ギャップ
基本的な物理学の新しいプローブとしてブラックホールの質量ギャップの力を示します。標準モデルに結合する新しい光粒子は、人口IIIの星のコアにおけるエネルギー損失の追加のソースとして機能し、それらの進化を劇的に変化させることができます。2つのパラダイム弱結合低質量粒子、アキシオンおよび隠された光子の影響を調査し、大量の質量損失を引き起こす脈動ペアの不安定性が抑制されていることを確認します。その結果、標準モデルで予測されたブラックホールの質量ギャップの奥深くに、$72\msun$以上のブラックホールを形成することができます。質量ギャップの上端は$>130{\rmM}_\odot$に引き上げられており、LIGOの感度が向上した後に観測されると予想されるより重いブラックホールも影響を受けることを意味します。対照的に、熱的に生成された重い粒子はコアに残り、それらが電子と陽電子のペアの不安定性に似た新しい不安定性を引き起こす可能性を食い止める可能性につながります。この影響を分析的に調査し、電子と陽電子のペアの不安定性を回避する星がこの新しい不安定性を経験する可能性があることを発見しました。バイナリブラックホールマージャーの現在および今後の重力波干渉計検出に照らして、結果を説明します。
重力波検出器における明暗物質散乱
| Title |
Light_Dark_Matter_Scattering_in_Gravitational_Wave_Detectors |
| Authors |
Chun-Hao_Lee,_Chrisna_Setyo_Nugroho,_Martin_Spinrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07908 |
重力波検出器における暗黒物質散乱を発見するための展望を提示します。この研究の焦点は、質量が1GeV/$\text{c}^{2}$未満の軽い粒子の暗黒物質にあります。最初に単純なおもちゃモデルで、次に現実的な例としてKAGRAを使用して、潜在的な信号が熱雑音や量子雑音などの典型的な背景とどのように比較されるかを調査します。これは、発見のためにもっと軽くて冷たい鏡が必要になることを示しています。また、宇宙ベースの実験と将来の原子干渉計についても簡単にコメントします。
3番目のRITバイナリブラックホールシミュレーションカタログ
数値相対性ブラックホールバイナリ波形のRITパブリックカタログの3番目のリリース\url{http://ccrg.rit.edu/~RITCatalog}は、質量比が300の歳差運動および477の歳差運動なしのバイナリシステムを含む777の正確なシミュレーションで構成されています$q=m_1/m_2$は$1/15\leqq\leq1$の範囲で、個々のスピンは最大$s/m^2=0.95$です。カタログには、バイナリの初期パラメータ、軌道情報、ピーク放射、および最終的な残存ブラックホールプロパティも含まれています。波形は重心のドリフトに合わせて補正され、将来のヌル無限大に外挿されます。放射能含有量の少ない初期データのシミュレーションと比較して、この修正のテストに成功しました。この波形カタログの最初のアプリケーションとして、すべてのピーク放射と残りの特性を再分析して、実用的な天体物理学の使用のためにそれらの間の新しい単純な相関を見つけます。
IceCubeニュートリノはどこから来たのですか？拡散ガンマ線フラックスからのヒント
| Title |
Where_do_IceCube_neutrinos_come_from?_Hints_from_the_diffuse_gamma-ray_flux |
| Authors |
Antonio_Capanema,_Arman_Esmaili,_Pasquale_Dario_Serpico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07911 |
2013年のIceCubeによる天体物理学のニュートリノフラックスの壮大な発見にもかかわらず、その起源は謎のままです。その原因が何であれ、ニュートリノフラックスには同等のガンマ線フラックスが伴うと予想されます。これらの光子は、電磁カスケードによってエネルギーが低下し、Fermi-LATによって正確に測定される拡散GeV-TeVフラックスに寄与するはずです。集団研究では、このフラックスへの寄与者の主要なクラスを特定することも許可されていますが、これは同時に、相互相関研究で主要なニュートリノ源に関連付けられていません。これらの考慮事項により、IceCubeフラックスの起源とスペクトル、特にその低エネルギー部分に制約を設定できます。既知の系統的誤差を考慮しても、Fermi-LATデータは少なくとも95％のC.L.を除外していることがわかります。ニュートリノスペクトルがTeVスケール以下に及ぶ場合、その赤方偏移の進化に関係なく、銀河系外の透明なソースクラス。ニュートリノスペクトルに$\sim10$TeVで急激なカットオフがあり、現在の観測とほとんど互換性がない場合、張力を減らすことができますが、この方法では、拡散した銀河系外のガンマ線フラックスの起源の現在の理解を大幅に変更する必要がありますGeVエネルギーで。対照的に、IceCubeデータのかなりの部分が銀河のハロー（ただし、シナリオは通常、他の制約と緊張している）またはまだ識別されていない「不透明な」銀河外エミッターから発生する場合、これらの考慮事項は適用されません。-エネルギーガンマ線が出る。
$O（10-100$TeV$）$より重い遺物暗黒物質の熱凍結メカニズムは、摂動ユニタリー性に違反する断面積を必要とします。しかし、これらのスケールよりも重い暗黒物質の存在は、粒子物理学の観点からは確かにもっともらしく、そのような理論には非熱宇宙史の必要性を指摘しています。トポロジカル暗黒物質は、この種のやる気のあるシナリオです。ここで、隠れたセクターの暗黒物質は、2次相転移で生成された欠陥の非平衡ダイナミクスを記述するキブルズレックメカニズムによって豊富に生成できます。隠れたセクターの磁気単極子に焦点を当てて、元のトポロジカル暗黒物質シナリオを再検討し、より一般的な宇宙論的履歴を考察します。単極子が現在の豊富な暗黒物質を完全に再現する場合、単極子の次数（$1-10^5$）PeVは、ここで検討した熱履歴に対して一般的であることがわかります。特に、物質支配の初期の時代を含むシナリオでは、臨界指数に関する特定の条件が満たされていれば、モノポール数密度は常に純粋な放射が支配する等価物における密度以下になります。これは、そのような宇宙論における固定された遺物存在量を説明するために必要なより大きな単極質量をもたらします。
| Title |
Right-handed_Neutrino_Dark_Matter,_Neutrino_Masses,_and_non-Standard_Cosmology_in_a_2HDM |
| Authors |
G._Arcadi,_S._Profumo,_F._S._Queiroz,_C._Siqueira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.07920 |
2ヒッグスダブレットモデルのコンテキストで、弱いスケールの右手系ニュートリノの暗黒物質現象を探索します。クォークによる散乱は暗黒物質のスピンに依存するため、直接検出実験で予想される信号は、通常のスピン非依存およびスピン依存の分類とは異なります。暗黒物質の遺物密度は、熱凍結により、非標準宇宙論が存在する場合に設定されます。この場合、アーベルゲージ対称性が暗黒物質生成メカニズムの鍵となります。このような対称性により、ニュートリノの質量と、一般的な2つのヒッグスダブレットモデルの構造に存在するフレーバーの問題に同時に対処できることがわかります。最後に、コライダー、摂動ユニタリティー、および直接検出制約に従うパラメーター空間の領域について概説します。
重力チャーン・シモンズ項を使用して、擬スカラーインフレーションモデルのくりこみを検討します。このモデルでは、レプトンの非対称性は、チャーン・サイモンズ項によって生成されたカイラル重力波から、重力カイラル異常を介して生成されます。ただし、重力チャーンポントリアギン密度の期待値の単純な推定値と、結果として得られるレプトン数密度は、UVカットオフスケールに依存することが知られており、その妥当性に疑問が生じます。この論文では、UVカットオフ依存性を取り除くために、チャーンポントリアジン密度の期待値をくりこむ方法を提案します。また、最小の減算スキームを採用するときの正規化レプトン数密度と重力レプトン生成シナリオの実行可能性についても説明します。
ゴーストの不安定性のない単純なパリティ違反重力モデル
この論文では、より高次の導関数を持たない、したがってゴーストのないパリティ違反重力モデルを考えます。このモデルはテトラッドとその導関数から構築され、アクシオンのような動的なスカラー場に結合されます。テレパラレル重力の枠組み内でニーヤン用語から減らすことができます。このモデルを宇宙論に適用し、宇宙論的摂動論への影響を調査します。結合された動的スカラーフィールドは、線形次数で独立したダイナミクスを失い、パリティ違反の項自体が粘性のように振る舞うことがわかります。重力波の場合、このモデルは左旋性と右旋性の分極の間に速度差を生成しますが、振幅の不一致は生成しません。
特定の多様体に配置できるすべてのメトリックのセットは、リーマン多様体の構造を組み込むことができる無限次元の「超空間」を定義します。Met$（M）$上のポイント間の測地線距離は、$M$上の2つの異なるメトリックが互いにどれだけ近いかを測定します。物理的なブラックホールを説明するメトリックのみに注意を向けると、これらの距離は、異なるブラックホール構造間の幾何学的類似性のレベルを測定していると考えることができます。これは、何らかの方法で一般相対論を拡張する重力理論の正確な解として生じる可能性があるブラックホールが「非カー」である可能性のある範囲の体系的な定量化を可能にします。この論文では、任意の数の髪のある静止ブラックホールのためのスーパースペースの詳細な構築が実行されます。アプリケーションの例として、KonoplyaとZhidenkoによる最近の主張を強化することができます。これについて、架空の非シュヴァルツシルトブラックホールを記述する偏差パラメーターは、天体物理学の観測値に最も関連する可能性があります。
コライダー実験での2HDMインフレのエコー
ヒッグスインフレーションとコライダー実験からの一般的な2つのヒッグスダブレットモデルの制約間の相関を調べます。パラメータスペースは、LargeHadronColliderでの直接検索と、$m_H$、$m_A$、および$m_{H^\pm}$が$Te$のサブTeV範囲にある場合、フレーバー物理から意味のある制約を受けます。ここで、$H$、$A$と$H^\pm$は、それぞれCP偶数、奇数、および荷電ヒッグス粒子です。ヒッグスインフレーションに有利なパラメーター領域で、$H$、$A$、および$H^\pm$は質量でほぼ縮退していることがわかります。そのような近縮退は、次の実行で直接プローブできることを示しています。ラージハドロンコライダー、インターナショナルリニアコライダーやフューチャーサーキュラーコライダーなどの将来のレプトンコライダーは、補完的なプローブを提供します。
過冷却閉じ込めにおけるストリングの断片化と暗黒物質への示唆
| Title |
String_Fragmentation_in_Supercooled_Confinement_and_implications_for_Dark_Matter |
| Authors |
Iason_Baldes,_Yann_Gouttenoire,_Filippo_Sala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.08440 |
強結合セクターは、初期宇宙における過冷却閉じ込め遷移を特徴とすることができます。強いセクターの基本的な量子が閉じ込められた相の膨張する気泡に掃引されるとき、それらの間の距離は閉じ込めスケールに比べて大きいことを指摘します。次に、基本的な量子をリンクするフラックスが変形して壁に向かって伸び、文字列の断片化時に強化された数の複合状態を生成します。複合状態はプラズマフレーム内で高度にブーストされ、その後の深い非弾性散乱による追加の粒子生成につながります。これらのダイナミクスのモデリングを提案し、宇宙における粒子の存在量とエネルギー論、および気泡壁ローレンツ因子の影響を研究します。これにより、ここで探索を開始するいくつかの新しい調査手段が開かれ、複合暗黒物質の遺物密度が何桁もの影響を受けることを示しています。
