粒子力学からのハローの跳ね返り半径：III。 Haloカタログ、マージツリー、ホストとサブハロの関係
事実上、暗黒物質ハローが関与する調査は、それらの半径、質量、およびサブハローであるかどうかの定義に依存しています。ハロー境界は、球形の高密度コントラスト（R200c、Rvir、R200mなど）を含むように定義されるのが最も一般的ですが、しきい値が異なると、半径と質量に大きな違いが生じます。スプラッシュバック半径は最近、より物理的に動機付けられた（そして一般により大きな）ハロー境界として提案され、定義の範囲に追加されています。ほとんどのハローカタログには1つまたはいくつかの定義のみが含まれ、通常はホストとサブハローの関係のセットが1つしかないため、特定の選択の影響を評価することは困難です。この問題を緩和するために、LambdaCDMと自己相似宇宙の14N体シミュレーションのハローカタログとマージツリーを示します。ロックスターカタログに基づいて、SPARTAコードを使用して追加のハロープロパティを計算し、それらを元のカタログと再結合します。新しいカタログには、球形の密度とスプラッシュバックの半径と質量の多数のバリアントが含まれています。最も重要なのは、各定義のホストとサブハロの関係です。また、データが圧縮された2次元マトリックスとして格納される新しいマージツリー形式も示します。異なる定義間の関係の基本的なテストを実行し、スプラッシュバックと球形の高密度接続の更新されたモデルを提示します。SPARTAコード、カタログ、マージツリーは、一般に公開されています。
スタロビンスキーインフレモデルの堅牢性
| Title |
Robustness_of_the_Starobinsky_inflationary_model |
| Authors |
S._Santos_da_Costa,_M._Benetti,_J.S._Alcaniz,_R._Silva_and_R.M.P._Neves |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09211 |
考案された最初のインフレモデルは、スタロビンスキーによって提案されたモデルで、アインシュタインヒルベルトアクションのリッチスカラー$R$に2次項が追加されています。現在の観測データとの互換性を考えると、モデルは現在、いくつかの将来の宇宙マイクロ波背景実験のターゲットと見なされています。このホワイトペーパーでは、追加のパラメーター$\beta$を特徴とする一般化されたシナリオに挿入することにより、スタロビンスキーインフレーションの堅牢性を分析します。Einsteinフレームでは、一般化モデルは$\beta=0$の元のモデルを復元しますが、$\forall\beta\neq0$は、より広範なソリューションを認めるモデルの拡張クラスを表します。現在の宇宙マイクロ波背景とバリオン音響振動データからの$\beta$の制限を調査し、元のシナリオからのわずかな偏差のみが許可されていることを確認します。$\beta=-0.08\pm0.12$（$68\％$CL）、これはゼロと完全に互換性があり、現在の観測に照らして、Starobinskyインフレモデルの堅牢性を確認します。
| Title |
Resummed_Kinetic_Field_Theory:_a_model_of_coupled_baryonic_and_dark_matter |
| Authors |
Daniel_Geiss,_Ivan_Kostyuk,_Robert_Lilow,_Matthias_Bartelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09484 |
古典的粒子動力学の統計場理論である運動場理論（KFT）のフレームワークを使用して、暗黒物質とバリオン物質の混合物における宇宙構造形成の新しい分析的説明を提示します。これまでのところ、KFTは単一タイプの粒子しか記述できず、暗黒物質間の重力相互作用による構造成長を考慮するのに十分です。ただし、より小さなスケールを記述する場合、バリオン気体力学の影響はますます重要になります。したがって、このペーパーでは、KFT形式と、2つの粒子種のそのような混合物を説明するために以前に提示された再開方式を拡張する方法を示します。これにより、バリオンの気体力学は、メゾスコピック粒子流体力学の最近開発されたモデルを使用して説明されます。フラットな$\Lambda$CDMUniverseと熱ガス進化の簡略化されたモデルを想定して、再結合の時代と今日の間の個別および全物質パワースペクトルの線形進化を計算することにより、このアプローチの有効性を示します。私たちの結果は、予想される挙動を正しく再現し、バリオニックジーンズの長さよりも小さいスケールでバリオンと暗黒物質の両方の構造の抑制を示し、数値ボルツマンソルバーCLASSの結果とよく一致しています。このアプローチ内の非線形修正は、今後の作業で調査されます。
CMB観測における部分的に空のE-Bのあいまいさを終わらせるために
| Title |
Towards_ending_the_part-sky_E-B_ambiguity_in_CMB_observations |
| Authors |
Shamik_Ghosh,_Jacques_Delabrouille,_Wen_Zhao,_and_Larissa_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09928 |
CMB分極の部分的な空の分析の重要な問題は、$E$-$B$の漏れの問題です。このようなリークは、$E$モードと$B$モードの両方のプロパティを満たす「あいまいな」モードの存在から発生します。この問題を解決することは、部分空のCMB偏光実験における原始偏光$B$モードの検出にとって重要です。この作業では、漏れを減らすための新しい方法を紹介します。全天CMB観測からの補助データで観測パッチの外側の$E$モード情報を補完する場合、$E$から$B$への漏れを削減し、効果的に削除できることを示します。この目的のために、ウィーナーフィルター処理された全天の強度と偏光のCMB観測から$E$モードのストークス$QU$マップを生成します。これらのマップを使用して、対象の地上ベースの実験では観測されない空の領域を塗りつぶし、部分的に空のストークス$QU$マップを補完します。$E$モードの情報が全天で利用できるようになったため、$E$から$B$への漏れが大幅に減少しました。シミュレーションデータセットで、「浅い」$f_\text{sky}=8\％$と「深い」$f_\text{sky}=2\％$北半球の空のパッチに対するメソッドのパフォーマンスを評価します、AliCPTのようなプロパティで、それらの観測をPlanckのような全天の偏光マップと組み合わせます。すべてのシミュレーションで、このメソッドは標準および純粋な$B$メソッドの疑似$C_\ell$推定量よりも優れていることがわかります。私たちの新しい方法は、ほぼ最適なエラーを含む$B$モードのパワースペクトルの公平な推定を提供します。また、LiteBIRDのような全天データと組み合わせたCMB-S4実験への手法の適用についても検討し、信号が支配的な全天$E$モードデータを使用すると、$E$から$Bを排除できることを示します。$漏れ問題。
アーケード2とEDGESの観測に照らしての原始磁場の制約
原始磁場（PMF）の制約を、再イオン化シグネチャのグローバルエポック（EDGES）の低帯域観測を検出する実験と、宇宙論、天体物理学および拡散放射（ARCADE2）の絶対放射計に照らして検討します。PMFが存在する場合、磁場の減衰によるガスの加熱により、21cmの輝度差温度が変化する可能性があります。アーケード2の観測では、3〜90GHzの周波数範囲で過剰な電波が検出されました。ARCADE2とEDGESの観測を使用して、原始磁場の上限と下限がそれぞれ$4.3\times10^{-1}$と$1.9\times10^{-1}$nGであることがわかります。ラジオ放射。1Mpcの長さスケールでは、PMFの上限と下限は、それぞれ$B_{1〜\rmMpc}=3.16\times10^{-1}$および$1.34\times10^{-1}$nGに対応します。
宇宙論的な\ textit {jerk}パラメータのノンパラメトリック再構成
| Title |
Non-parametric_reconstruction_of_the_cosmological_\textit{jerk}_parameter |
| Authors |
Purba_Mukherjee_and_Narayan_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10124 |
宇宙ジャークパラメータ$j$は、基準宇宙モデルとは独立した観測データからノンパラメトリックな方法で再構築されます。この運動量から、複合物質分布の状態方程式パラメータもわかります。結果は、$3\sigma$信頼レベルで、$z=1.5$に近い$\Lambda$CDMモデルからの偏差があることを示しています。
太陽系の観点からのエキソコメット
| Title |
Exocomets_from_a_Solar_System_Perspective |
| Authors |
Paul_A._Str{\o}m,_Dennis_Bodewits,_Matthew_M._Knight,_Flavien_Kiefer,_Geraint_H._Jones,_Quentin_Kral,_Luca_Matr\`a,_Eva_Bodman,_Maria_Teresa_Capria,_Ilsedore_Cleeves,_Alan_Fitzsimmons,_Nader_Haghighipour,_John_H._D._Harrison,_Daniela_Iglesias,_Mihkel_Kama,_Harold_Linnartz,_Liton_Majumdar,_Ernst_J._W._de_Mooij,_Stefanie_N._Milam,_Cyrielle_Opitom,_Isabel_Rebollido,_Laura_K._Rogers,_Colin_Snodgrass,_Clara_Sousa-Silva,_Siyi_Xu,_Zhong-Yi_Lin,_Sebastian_Zieba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09155 |
エクソコメットは、太陽以外の星を周回するガスや塵を放出する小さな物体です。それらの存在は、分光法を使用した1980年代後半の恒星スペクトルの可変吸収特性の検出から最初に推測されました。最近では、それらは宇宙からの測光トランジット、およびデブリディスク内の遠赤外線/mmガス放出を通じて検出されています。（エキソ）彗星は恒星系でアクセス可能な最も手付かずの物質を含んでいると考えられているので、それらは私たちに追加の太陽系の初期段階の形成と進化の状態についての情報を与える可能性を秘めています。太陽系では、彗星はそれらが形成された原始惑星系円盤環境の物理的および化学的記憶を運び、原始太陽系星雲のプロセスに関する関連情報を提供します。この論文の目的は、太陽系彗星とエキソコメットの間の本質的な組成特性を比較することです。このペーパーの目的は、共通点を強調し、関係する研究コミュニティ間のコミュニケーションに役立つ可能性のある相違点について説明し、誤解を避けることです。エクソコメットは、太陽系彗星のように形成環境に応じてその組成が異なる可能性が高く、エキソコメットは空間的に解決されないため、太陽系彗星の高忠実度観測と比較する際に課題があります。主系列星の周りのガスの観測、「汚染された」白色矮星大気の分光観測、および通過するエキソコメットの分光観測は、エキソコメットが太陽系彗星と組成的に類似していることを示唆している。最近の星間ビジター2I/Borisovは、太陽系彗星と同様のガス、ダスト、核の特性を示しました。これは、星間彗星の観測が太陽系外彗星と太陽系彗星の分野を橋渡しするのを助けるかもしれないという食欲をそそる見通しを引き起こします。
ゴールドストーンアップルバレー電波望遠鏡がジュノミッション中に木星のシンクロトロン放射の磁束密度を監視
| Title |
Goldstone_Apple_Valley_Radio_Telescope_Monitoring_Flux_Density_of_Jupiter's_Synchrotron_Radiation_during_the_Juno_Mission |
| Authors |
T._Velusamy,_V._Adumitroaie,_J._Arballo,_S._M._Levin,_P._A._Ries,_R._Dorcey,_N._Kreuser-Jenkins,_J._Leflang,_D._Jauncey,_S._Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09184 |
ゴールドストーンアップルバレー電波望遠鏡（GAVRT）は、NASA、ジェット推進研究所（JPL）、およびルイス教育研究センター（LCER）による科学教育パートナーシップであり、K-12の生徒と教師にユニークな機会を提供しています。長期的な木星シンクロトロン放射（JSR）磁束密度モニタリングプログラムの一環として、LCERは学生の参加を得て木星観測を実施しています。このホワイトペーパーでは、2015年3月6日から2018年4月6日までの間に観測された処理済みデータセットの結果を示します。データは、時間でグループ化された5つのエポックに分割されます。さまざまな時代と地球の赤緯でJSRビーム曲線を導出します。観測されたビームカーブと、最新の放射ベルトモデルから得られたビームカーブとの比較を示します。私たちの結果は、磁気圏太陽風相互作用のモデルと一致しているように見えるJSR磁束密度の増加傾向を示しています。
惑星のビルディングブロックの化学組成を空間的に解決する
原始惑星系円盤の内側の領域（$\sim$0.1〜10au）は、惑星、特にテルルの予想される発祥の地です。これらの高温領域では、固体はアニーリング、気化、再凝縮の繰り返しを経験する可能性があります。暑くて暖かいほこりっぽい粒子は、主に赤外線領域、特にNバンド（8〜13〜$\mu$m）で放出されます。これらの領域を空間的に解決できる新しいVLTI装置MATISSEを使用して、中赤外分光干渉法でファインケミストリーを研究するには、詳細なダストケミストリーモデルが必要です。放射伝達を使用して、さまざまな内部ディスク（$<1$au）のダスト組成を持つ基準静的原始惑星系ディスクモデルの赤外線スペクトルを導出しました。後者は、3つの初期$C/O$比率についてLTEで計算された凝縮シーケンスから導出されました。サブソーラー（$C/O=0.4$）、ソーラー（$C/O=0.54$）、スーパーソーラー（$C/O=1$）。3つのシナリオは、特にサブミクロンサイズのダスト粒子の存在を考慮する場合、非常に異なるNバンドスペクトルを返します。MATISSEは、これらの違いを検出し、関連するサブauスケールの半径方向の変化を追跡できる必要があります。3つのHerbigスター（HD142527、HD144432、HD163296）と1つのTTauriスター（AS209）の以前のVLTI機器MIDIで取得したNバンド「インナーディスク」スペクトルの最初の解釈を提案します。特に、HD142527のスーパーソーラー（「カーボンリッチ」）構成とHD1444432のサブソーラー（「酸素リッチ」）構成を関連付けることができます。内部ディスクの鉱物学は非常に特異的であり、空間的に解像されていない中赤外分光法に由来するダスト組成とは関係がない可能性があることを示しています。ディスクの内部領域の固体分光観測を解釈するときに、より複雑な化学を含める必要性、および将来の研究のために動的な側面を検討する必要性を強調します。
食のバイナリを自然なスターシェードとして使用して太陽系外惑星を検出する
| Title |
Detecting_Exoplanets_Using_Eclipsing_Binaries_as_Natural_Starshades |
| Authors |
Stefano_Bellotti,_Ann_Zabludoff,_Ruslan_Belikov,_Olivier_Guyon,_Chirag_Rathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09623 |
バイナリを薄暗くするための自然なツールとして日食を使用し、それにより惑星を星の明るさのコントラストに増加させるために、日食の周辺の惑星を直接イメージングすることを調査します。皆既日食では、連星は点のようになり、コロナグラフィーが可能になります。日食中に惑星と星のコントラストが$>10\times$ブーストされるバイナリを選択し、$\gtrsim10\times$より暗い惑星または$\sim2$の星系で惑星を検出できるようにします他の場合よりも$3\times$大きくなります。私たちのアプローチは、連星と個々の星の周りの惑星発生率に関する洞察を生み出します。自発光（SL）惑星と反射光（RL）惑星の両方を考慮します。SLの場合、軌道を回るSL惑星が明るいままであるように、年齢が十分に若いバイナリを選択します。UCepとACSctのそれぞれで、私たちの方法は、現在の地上または近未来の宇宙ベースの計器と$\sim$1.5を備えた$\sim$4.5$M_J$および$\sim$9$M_J$のSL惑星に敏感です。$M_J$および$\sim$6$M_J$と将来の地上ベースの観測所。RLの場合、近くに3つの（$\lesssim50$pc）システムがあります-V1412Aql、RRCae、RTPic-その周りに$\gtrsim20$質量の惑星と星の分離にある木星のような惑星があるかもしれません将来の地上および宇宙ベースのコロナグラフで画像化されます。同じ距離にある金星のような惑星は、RRCaeとRTPicの周囲で検出される可能性があります。居住可能な地球のような惑星は挑戦を表しています。食の惑星と星のコントラストは6-8mの宇宙望遠鏡でアクセスできますが、惑星と星の間隔は現代のコロナグラフィーの角度分離限界の1/3から1/4です。
| Title |
A_survey_for_occultation_astrometry_of_Main_Belt:_expected_astrometric_performances |
| Authors |
Jo\~ao_F._Ferreira,_Paolo_Tanga,_Pedro_Machado,_Enrico_Corsaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09665 |
コンテキスト：小惑星による星の隠蔽は、小天体の特性を研究するための効率的な方法であり、ターゲットの星に対して非常に正確な小惑星の天文学を導出するためのツールとして利用できます。ESAミッションガイアのおかげで恒星天文測定が利用できるようになり、良好な予測の頻度と天文測定の品質が大幅に向上しました。目的：私たちの目標は、同種のデータセットと特定の機器のセットアップを使用して、恒星の食の体系的な開発の天文学的なパフォーマンスを評価することです。参考資料として、アズール天文台で建設中の50cmロボット望遠鏡の例を採用します。私たちは特に、単一のコードの食文化に焦点を当てています。方法：ベイズアプローチによってモデル化された、シミュレートされた光度曲線のデータセットを作成しました。最終的な統計を作成するために、長期にわたる予測イベントのリストと、Gaiaデータリリース2の恒星天文学を検討しました。結果：イベントの観測可能性の許容範囲を導き出し、予想されるエラーを明確に示しています。タイミングの不確実性。このようなエラーの分布を天文学の不確実性に変換することにより、単一の弦の精度がガイアのパフォーマンス（サブミリ秒）と同等のレベルに到達できることを示します。小惑星の位置の誤差は、オブジェクトの重心に対する掩蔽コードの位置の不確実性が支配的です。結論：掩蔽占星術の使用における制限要因は、光度曲線の不確実性ではなく、小惑星の形状とサイズに関する私たちの知識です。この結論は、フラックスドロップとオカルトスターのマグニチュードの広い範囲で有効です。このエラーの原因を軽減するには、現在増加している形状、スピンプロパティ、およびサイズの知識を使用する必要があります。
地球外生命の探索のための地球の絶滅履歴を使用した生存確率の推定
これまでにいくつかの太陽系外惑星が発見されており、次のステップは地球外生命体の探索です。しかし、私たちの唯一のテンプレートは地球上の生命に基づいているため、生命をもたらす太陽系外惑星の数を推定することは困難です。この論文では、地球上の生物がその地球の絶滅の歴史に基づいて誕生から現在まで生き残った確率を推定するための新しいアプローチが紹介されています。顕生代Eon中の絶滅強度のヒストグラムは、対数正規関数で効果的にモデル化されており、地上の絶滅はランダムな乗算プロセスであるという考えをサポートしています。当てはめられた関数が単位時間あたりの消光強度の確率密度関数であると仮定すると、地球上の生命の推定生存確率は、生命の始まりから現在まで約0.15です。この値は、Drake方程式の$f_i$に対する制約となる可能性があり、生命をもたらす太陽系外惑星の数の推定に役立ちます。
直接撮像された仲間の周りの円盤または惑星のオブジェクトの検索：DHタウBの周りの候補者
| Title |
The_search_for_disks_or_planetary_objects_around_directly_imaged_companions:_A_candidate_around_DH_Tau_B |
| Authors |
C._Lazzoni,_A._Zurlo,_S._Desidera,_D._Mesa,_C._Fontanive,_M._Bonavita,_S._Ertel,_K._Rice,_A._Vigan,_A._Boccaletti,_M._Bonnefoy,_G._Chauvin,_P._Delorme,_R._Gratton,_M._Houll\'e,_A.L._Maire,_M._Meyer,_E._Rickman,_E._A._Spalding,_R._Asensio-Torres,_M._Langlois,_A._M\"uller,_J-L._Baudino,_J.-L._Beuzit,_B._Biller,_W._Brandner,_E._Buenzli,_F._Cantalloube,_A._Cheetham,_M._Cudel,_M._Feldt,_R._Galicher,_M._Janson,_J._Hagelberg,_T._Henning,_M._Kasper,_M._Keppler,_A.-M._Lagrange,_J._Lannier,_H._LeCoroller,_D._Mouillet,_S._Peretti,_C._Perrot,_G._Salter,_M._Samland,_T._Schmidt,_E._Sissa_and_F._Wildi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10097 |
最近の数十年で、検出の間接的方法と直接的方法の両方で数千の準星の仲間が発見されました。このホワイトペーパーでは、ダイレクトイメージングテクニックで検出された恒星下の仲間に注意を向けます。その主な目的は、近くの環境を調査し、追加の仲間と衛星、およびディスクとリングを探すことです。そのような発見は、特に可能な形成メカニズムに関して、多くの未解決の問題に光を当てます。直接画像化されたコンパニオンのバインドされた機能を明らかにするには、ソース自体からの寄与を抑制する必要があります。したがって、最初に視野内の位置（FoV）と画像化されたコンパニオンのフラックスを推定し、次に再スケーリングされたモデルの点像分布関数（PSF）を減算する、ネガティブフェイクコンパニオン（NEGFC）手法に基づく方法を開発しました。イメージされたコンパニオン。次に、角度微分イメージング（ADI）などの手法を実行して、星の準静的パターンをさらに除去します。SHINEGTO調査中にSPHEREで観測された星状物体のサンプルにこの方法を適用しました。分析した27の惑星と褐色矮星の中で、DHタウBの近くに点光源の可能性があることが検出されました。この候補コンパニオンは4つの異なるSPHERE観測で検出され、推定質量は$\sim1$M\textsubscript{Jup}、褐色矮星に対する質量比は$1/10$です。このバイナリシステムは、確認された場合、その種の最初のものであり、そのようなペアの形成メカニズム、進化、および頻度に関する興味深い質問が開かれます。後者に対処するために、SPHEREで観察された恒星下の天体のサンプルで25人の仲間に到達した残差とコントラストが導き出されました。DHTauBbコンパニオンが実数の場合、得られる2進分数は$\sim7\％$であり、フィールドの褐色矮星で得られた結果とよく一致しています。
非常に不活発なホストスターを周回する超地球
| Title |
A_Super-Earth_Orbiting_an_Extremely_Inactive_Host_Star |
| Authors |
D._Modirrousta-Galian_and_B._Stelzer_and_E._Magaudda_and_J._Maldonado_and_M._G\"udel_and_J._Sanz-Forcada_and_B._Edwards_and_G._Micela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10262 |
この論文では、近くのM矮星GJ\、357の深いX線観測を示し、それを使用して、惑星GJ\、357\、bの大気進化に制約を課します。また、GJ〜357の恒星パラメータの系統誤差を分析して、それらが知覚される惑星の特性にどのように影響するかを確認します。最近の{\emXMM-Newton}観測から得られた、ホストスターの観測されたX線光度を比較することにより、GJ\、357\、bの年齢を推定します{（$\log{L_{\rmx}}\、{\rm[erg/s]}=25.73$）、M個の小人の$L_{\rmx}-$の年齢関係。GJ\、357がMドワーフでこれまでに測定された中で最も低いX線放射能レベルの1つであることを確認し、その年齢に$5$\、Gyrの下限を設定します。}この年齢制限を使用して、逆方向に実行しますオリジナルの原始大気貯留層の再建。さらに、恒星パラメータの系統誤差を考慮することにより、可能な惑星の質量、半径、および密度の範囲がわかります。GJ\、357\、bの照射履歴の後方再構築から、初期の原始大気の質量の上限は$\sim\rm38M_{\oplus}$であることがわかります。これよりも大幅に大きい初期大気貯留層は、X線および紫外線照射の履歴を通じて生き残った可能性があり、したがって、テルル組成を示唆する現在の観測と一致しません。現在存在する原始的な包絡線の可能性が低いにもかかわらず、火山活動とガス放出は二次大気に貢献したかもしれません。この仮定の下で、GJ\、357\、bに対して、$100\％〜\rmCO_{2}$、$100\％〜\rmSO_{2}$、および$75\％〜\rmN_{2}$、$24\％〜\rmCO_{2}$および$1\％〜\rmH_{2}O$。
再投影された光学診断図による光イオン化モデルの制約
| Title |
Constraining_the_Photoionization_Models_With_a_Reprojected_Optical_Diagnostic_Diagram |
| Authors |
Xihan_Ji_and_Renbin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09159 |
光学診断図は、銀河内のさまざまなイオン化源を分離するための強力なツールです。ただし、最も広く使用されているダイアグラムのモデル制約力は非常に限られており、視覚化するのは困難です。さらに、さまざまな線の比率に基づいたダイアグラム間の分類の不一致、および活動銀河核（AGN）と複合領域によって純粋にイオン化された領域間のあいまいさは常にあります。[NII]$\lambda6583$/H$\alpha$、[SII]$\lambda\lambda$6716、6731/H$\alpha$、および[OIII]$\lambda$5007/H$\beta$。モデルの制約力を明らかにし、真の複合オブジェクトのあいまいさを取り除きます。これは、多くの理論モデルとデータ座の間の不一致を強調しています。この再投影により、光イオン化モデルと二次窒素量の処方に強い制約を課すことができます。単一の窒素処方は星形成座とAGN座の両方に同時には適合できず、後者はより高いN/O比を必要とすることがわかります。真の複合領域は、両方のモデルとは別個に立っています。複合領域のフラクショナルAGN寄与を計算し、AGNまたは星形成からの汚染に対する特定の上限を持つ境界を定義できます。将来的に窒素処方に関する不一致が解消されると、複合領域とAGNのロバストな金属性測定を行うことも可能になります。
クロマティックマイクロレンズの時間遅延
ディスクの有限サイズと変動性を生み出す温度変動により、マイクロレンズは、強いレンズのAGNの画像間の実際の時間遅延を、発光領域の$\sim$day（s）光交差時間スケールで変更します。このマイクロレンズによる時間遅延は、ディスクモデル、主に既知のシンディスクモデルで予測されたものよりも大きいことがわかっているディスクサイズ$R_0$に依存します。この研究では、$R_0$は波長の関数であるため、異なる帯域で測定された光曲線は異なる時間遅延をもたらすことを提案します。帯域間の時間遅延差を測定することにより、1）このような新しい効果を簡単に検証できます。2）クエーサーの薄板モデルをさらにテストします。2番目の目標の場合、この方法は、連続帯域反響マッピングによって結果にバイアスをかける可能性があるマルチバンドライトカーブ間の潜在的な不整合を回避できます。PG1115+080のようなレンズ付きクエーサーに基づいてシミュレーションを実行し、2つのバンド間の時間遅延差の理論的分布を計算します。それぞれディスクモデル。時間遅延測定の現在の精度レベルにより、マイクロレンズの時間遅延効果を統計的な不確実性から知ることができます。このアプローチは、フォローアップ観察を伴う進行中および今後のマルチバンド広視野調査で実現できます。
NGC 90：隠されたクラゲ銀河？
ロシアの6m望遠鏡BTAで実行された長スリットスペクトル観測と利用可能なSDSS測光データを使用して、相互作用システムArp65（NGC90/93）のペアメンバーである特異な銀河NGC90を研究します。この銀河は、「グランドデザイン」のらせん状の腕の延長である、若い恒星の個体群を含む2つの潮汐の尾を示しています。2つのスリットの方向について、放出ガスの速度と酸素存在量（O/H）の分布を取得しました。銀河の中心部で重要な役割は、おそらく核のライナーのような活動に起因するショックによって引き起こされた線放出の非光イオン化メカニズムに属しています。O/Hは相互作用銀河に典型的な浅い存在量勾配を持っています。銀河の最も興味深い特徴は、発見された初期の巨大なHI「雲」が存在することです。これは、外側に強く変位し、中心速度約340km/sを超える速度を持つ銀河ガスの総質量の約半分を含みます。主銀河。雲は銀河と重力で束縛されていないようですが、「雲」に現在の星形成の痕跡が見つかりました。「クラウド」の可能な性質について説明します。これは、ラムの圧力によって掃引され、視線に沿って伸びるガスの流れを表すと主張します。
分子雲の乱流と分散に対する超新星の影響
| Title |
The_Effect_of_Supernovae_on_the_Turbulence_and_Dispersal_of_Molecular_Clouds |
| Authors |
Zu-Jia_Lu,_Veli-Matti_Pelkonen,_Paolo_Padoan,_Liubin_Pan,_Troels_Haugb{\o}lle,_and_{\AA}ke_Nordlund |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09518 |
銀河における超新星フィードバックの重要性は十分に確立されていますが、分子雲のスケールでのその役割はまだ議論されています。この作業では、個々の大質量星の形成を解決する250pcの領域の高解像度磁気流体力学シミュレーションを使用して、超新星が個々の雲に与える影響に焦点を当てます。超新星フィードバックは、分解された大質量星の自然な進化である実際の超新星で実装されているため、それらの位置とタイミングは自己整合的です。シミュレーションから分子雲の大きなサンプルを選択して、超新星エネルギーの注入と分子雲の結果として得られる特性を調査します。分子雲の寿命は数力学的時間であり、その半分以下は重力で束縛される点まで収縮し、束縛された雲の分散時間は1動的時間であり、それよりも2倍短いことがわかります束縛されていない雲の。内部超新星、つまり親の雲の内部で爆発する巨大な星である雲の分散時間の設定、および超新星がランダムに分布しているモデルと比較した巨大な密度の重要性を強調します。また、超新星のエネルギー注入効率を、雲までの超新星距離の関数として定量化します。超新星による断続的な運転は分子雲の乱流を維持することができ、雲の分散の主要なプロセスであるかもしれないと私たちは結論付けます。分子雲の進化における超新星の役割は、それらのフィードバックの首尾一貫した実装なしでは完全に説明することはできません。
銀河中心部ローブの西部は本当にどこにありますか？
| Title |
Where_is_the_Western_Part_of_the_Galactic_Center_Lobe_Located_really? |
| Authors |
Masato_Tsuboi,_Takahiro_Tsutsumi,_Yoshimi_Kitamura,_Ryosuke_Miyawaki,_Atsushi_Miyazaki,_and_Makoto_Miyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09673 |
銀河中心ローブ（GCL）は、電波観測の初期に銀河中心（GC）に向かって発見されていた、銀河面から正の銀河緯度に向かって大きく突出する特異な物体です。特異な形は、GCでの歴史的出来事、スターバースト、大爆発などとの関係を示唆しています。ただし、GCLがGC領域にある単一の大きな構造であるかどうかの問題は、まだ最終的に解決されていません。以前の観測では、GCLの西側部分（WPGCL）で低周波放射に対するシルエットが見つかりました。これは、この部分がGC領域の前にあることを示唆しています。一方、電波再結合線のLSR速度は0kms$^{-1}$と低いことがわかった。ただし、これらの観測では、見通し内の正確な位置を特定できません。GC領域の手前にある可能性もあります。この分析では、これらの結果をGCへの視覚的な消光マップと比較します。眼視での消光分布は4等を超えていることがわかりました。明らかにWPGCLのシルエットに対応。WPGCLは、GC領域ではなく、最大で数kpc以内に配置する必要があります。これは銀河円盤の巨大なHII領域です。
銀河形成シミュレーションのサメにおける（サブ）ミリメートル選択された銀河の物理的性質と進化
| Title |
Physical_properties_and_evolution_of_(Sub-)millimeter_selected_galaxies_in_the_galaxy_formation_simulation_Shark |
| Authors |
Claudia_del_P._Lagos_(1,2,3),_Elisabete_da_Cunha,_Aaron_S.G._Robotham,_Danail_Obreschkow,_Francesco_Valentino,_Seiji_Fujimoto,_Georgios_E._Magdis,_Rodrigo_Tobar_(1:_ICRAR/UWA,_2:_ASTRO_3D,_3:_Cosmic_Dawn_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09853 |
銀河形成のサメ半解析モデルで（サブ）ミリメートル（mm）の選択された銀河（SMG）の特性を徹底的に調査します。観察と比較して、波長（λ）0.6-2mmでの予測数のカウントと0.1-2mmでの赤方偏移の分布はよく一致しています。明るい端（>1mJy）では、サメ銀河は合併とディスク不安定性の混合です。これらの銀河は、観測とよく一致するFUVからFIRへの積み重ねスペクトルを表示します。現在の光学/NIR調査は、z<5で明るい（>1mJy）ラムダ=0.85-2mm選択銀河を検出するのに十分な深さであるが、より高い赤方偏移で対応する銀河を検出するには浅すぎると予測しています。JWST10,000調査では、$S_{\rm0.85mm}>0.01$mJyの銀河のすべての対応物を検出する必要があります。SMGのディスクはレストフレームUV（IR）に大きく（無視できるほど）寄与すると予測しています。>1mJylambda=0.85-2mm選択銀河の固有特性の0<z<6進化を調査し、次の銀河を見つけます：（i）恒星の質量は$>10^{10.2}M_{\odot}$で、2mmサメで最も巨大な銀河を追跡するもの（$>10^{11}M_{\odot}$）;（ii）平均比星形成率（SFR）は、メインシーケンス（MS）を若干上回っています（約3〜10倍）。（iii）ホストハローの質量は$>10^{12.3}M_{\odot}$で、2mmの銀河が最も巨大なハロー（プロトクラスター）をトレースしています。（iv）SMGは、MS銀河よりもダスト量が少なく（$\sim10^{8}M_{\odot}$）、ダスト温度が高く（〜40-45K）、レストフレームVバンド減衰が大きい（>1.5）。;（v）サイズは赤方偏移で減少し、z=1の4kpcからz=4の1kpcになりました。（vi）$S_{\rm0.85mm}>1$mJy線源の一酸化炭素スペクトル線エネルギー分布は、4->3でピークになります。最後に、0<z<10での分子ガスおよび宇宙SFR密度（CSFRD）へのSMGの寄与を研究し、>1mJyの線源がそれぞれz>3およびz>5で無視できる寄与をすることを発見し、現在の観測が示唆している星形成の大部分を0<z<10で明らかにした。
SSA22のALMAディープフィールド：z = 4.0の近赤外線暗サブミリ波銀河
| Title |
ALMA_Deep_Field_in_SSA22:_A_near-infrared-dark_submillimeter_galaxy_at_z=4.0 |
| Authors |
Hideki_Umehata,_Ian_Smail,_A.M._Swinbank,_Kotaro_Kohno,_Yoichi_Tamura,_Tao_Wang,_Yiping_Ao,_Bunyo_Hatsukade,_Mariko_Kubo,_Kouchiro_Nakanishi,_Natsuki_N._Hayatsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09887 |
AtacamaLargeMillimeterArray（ALMA）を使用した詳細な調査により、ほこりっぽい星形成銀河の集団が明らかになりました。これらの銀河は、光学波長から近赤外波長では検出されないか、検出されません。短波長での失神は、人口の詳細な特性評価を困難にします。ここでは、ALMAディープサーベイによって発見された、このような近赤外線暗黒銀河の1つについて、分光赤方偏移の識別と特性評価を示します。[CI]（1-0）およびCO（4-3）輝線の検出により、銀河ADF22.A2の正確な赤方偏移がz=3.9913+/-0.0008と決定されます。多波長分析に基づいて、ADF22.A2は、恒星を形成する大規模な星形成銀河であることがわかりました。Mstar=$1.1_{-0.6}^{+1.3}$x10^{11}MsunおよびSFR=$430_{-150}^{+230}$Msun/年。分子ガスの質量は、M（$H_2$）=5.9+/-1.5x10^{10}Msunであることが導き出され、約35％のガス分率と$L_{\rm[CI]（1-0）}/L_{\rmIR}$および$L_{\rm[CI]（1-0）}/L_{\rmCO（4-3）}$は、ADF22の星間媒体の性質を示唆しています.A2は、他の明るいサブミリ波銀河のものと一致しています。赤方偏移、星形成率、恒星の質量、枯渇の時間スケール（tau〜0.1-0.2Gyr）を含むADF22.A2の特性は、ADF22.A2がz>3。私たちの結果は、ALMAの連続マッピングとラインスキャンが、初期の宇宙での銀河形成の公平なビューを取得することの威力を示しています。
高解像度数値シミュレーションで高速銀河の衝突を介して生成された暗黒物質欠乏銀河
| Title |
Dark_Matter_Deficient_Galaxies_Produced_Via_High-velocity_Galaxy_Collisions_In_High-resolution_Numerical_Simulations |
| Authors |
Eun-jin_Shin,_Minyong_Jung,_Goojin_Kwon,_Ji-hoon_Kim,_Joohyun_Lee,_Yongseok_Jo_and_Boon_Kiat_Oh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09889 |
暗黒物質が不足している拡散した矮小銀河の最近の発見は、私たちの宇宙における構造形成の現在のパラダイムに挑戦しているようです。2つのガスに富んだ矮小サイズの銀河が$\sim300\、{\rmkms^の高い相対速度で衝突したときに、いわゆるダークマター欠損銀河（DMDG）が生成されるかどうかを判断する数値実験について説明します。{-1}}ドル。メッシュベースと粒子ベースの両方の重力流体力学コードで理想化された高解像度シミュレーションを使用すると、高速銀河の衝突が暖かい物質から暗い物質を分離し、続いて衝撃と潮汐の相互作用によって圧縮されるため、DMDGが形成できることがわかります星を形成します。次に、大規模なシミュレートされた宇宙IllustrisTNGを使用して、DMDGが形成されると予想される多数の高速銀河衝突イベントを発見します。ただし、これらのタイプの衝突がIllustrisTNG100-1の実行で実際にDMDGを生成したという証拠は見つかりませんでした。数値実験の解像度は、「衝突による」DMDG形成シナリオを実現するために重要であると私たちは主張します。私たちの結果は、銀河が従来とは異なる暗黒物質画分を形成する可能性がある多くのルートの1つを示しています。
残響マッピングされたMg IIソースの多次元半径-明度関係に沿った散布分析
| Title |
Scatter_Analysis_Along_the_Multidimensional_Radius-Luminosity_Relations_for_Reverberation-Mapped_Mg_II_Sources |
| Authors |
Mary_Loli_Mart\'inez-Aldama,_Michal_Zaja\^cek,_Bo\.zena_Czerny_and_Swayamtrupta_Panda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09955 |
宇宙史全体のブラックホールの質量を決定するための半径と光度（RL）の関係の使用と、宇宙論的研究への応用は、散乱を分析する動機になり、最近では光学（H$\）の両方で大幅に増加していますbeta$）およびUV（MgII）ライン。この目的で、最新の残響マッピングされたMgIIサンプルのR-L関係に沿った散乱を決定しました。半値全幅（FWHM）、FeII強度（R$_\mathrm{FeII}$）、フラクショナル変動（$F\mathrm{_）などの独立パラメーターを使用した3000Aの明度の線形結合の研究{var}}$）全体のサンプルでは、散乱はわずかしか減少しません（$\sigma{_{\rmrms}}=0.29-0.30$dex）。無次元の降着率（$\dot{\mathcal{M}}$）とエディントン比（$\alpha_\mathrm{Edd}$）の線形結合により、散乱（$\sigma_{\rmrms）が大幅に減少します。}\sim0.1$dex）。ただし、どちらも観測された時間遅延への相互依存に悩まされています。完全なサンプルの$\dot{\mathcal{M}}$の中央値を考慮して2つのサブサンプルに分割した後、高度に増加するサブサンプルでは、散乱が大幅に減少することがわかります。特に、$\sigma{_{\rmrms}}=0.17$dexの最小のばらつきは、独立したパラメーターR$_\mathrm{FeII}$に関連付けられ、その後に$F\mathrm{_{との組み合わせが続きます。var}}$、$\sigma{_{\rmrms}}=0.19$dexこれらの独立した観測的に推論されたパラメーターは、どちらも$\dot{\mathcal{M}}$および$\alpha_\mathrm{Edd}$と相互に関連付けられています。これらの結果は、R-L関係に沿った大きなばらつきが、降着率の強度によって$\textit{主に}$促進されることを示唆しています。
ミリ波から赤外領域までの重水素化シアノアセチレン（DC $ _3 $ N）の広範囲な回転振動分析
| Title |
Extensive_ro-vibrational_analysis_of_deuterated-cyanoacetylene_(DC$_3$N)_from_millimeter-wavelengths_to_the_infrared_domain |
| Authors |
M._Melosso,_L._Bizzocchi,_A._Adamczyk,_E._Can\`e,_P._Caselli,_L._Colzi,_L._Dore,_B.M._Giuliano,_J.-C._Guillemin,_M.-A._Martin-Drumel,_O._Pirali,_A._Pietropolli_Charmet,_D._Prudenzano,_V.M._Rivilla,_and_F._Tamassia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09995 |
最も単純なシアノポリインであるシアノアセチレンは、さまざまな天文学のソースで一般的に観察される豊富な星間分子です。星形成プロセスの進化の潜在的なトレーサーとしてのその重要性にもかかわらず、シアノアセチレンの重水素化された形態は、主な同位体よりも研究室で観察されず、研究もされていません。ここでは、ミリ波ドメインから赤外線領域まで、現在までのDC$_3$Nの最も広範な分光特性を報告します。回転および回転振動スペクトルは、それぞれミリ波周波数変調およびフーリエ変換赤外分光計を使用して記録されています。1015cm$^{-1}$までのエネルギーを持つすべての振動状態は、非調和共振による影響が適切に考慮されている結合フィットで分析されました。解析には6500を超える明確な遷移周波数が含まれ、そこからすべての振動エネルギーが多くの基本状態、倍音状態、および組み合わせ状態に対して精度よく決定されています。この作業は、DC$_3$Nの天文観測の包括的なラインカタログを提供します
ALMAとMUSEの観測により、z〜3.6電波銀河4C 19.71の周囲の静止多相銀河系が明らかになった
| Title |
ALMA_and_MUSE_observations_reveal_a_quiescent_multi-phase_circumgalactic_medium_around_the_z~3.6_radio_galaxy_4C_19.71 |
| Authors |
Theresa_Falkendal,_Matthew_D._Lehnert,_Jo\"el_Vernet,_Carlos_De_Breuck_and_Wuji_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10061 |
レストフレーム紫外線輝線のMUSE/VLTイメージング分光法と、[CI]$^3$P$_1$-$^3$P$_0$輝線のALMA観測を提示し、イオン化された分子媒質と拡散分子媒質の両方を調べます電波銀河4C19.71のz〜3.6付近。この電波銀河は、Ly$\alpha$の放出を、電波ジェットの軸に沿って優先的に配向されたサイズが約100kpcの領域にまで拡大しています。かすかなLy$\alpha$放射は、ラジオのホットスポットを超えて広がります。また、サイズが約150kpcの領域にわたって拡張されたCIVおよびHeIIのエミッションが見られます。最も遠いエミッションは北のラジオローブを超えて〜40kpcであり、FWHMの線幅は〜180km/sと狭く、相対速度のオフセットが小さくなっています。電波銀河の赤方偏移から$\Delta$v〜130km/s。[CI]はFWHM〜100km/sおよび$\Delta$v〜5km/sの同じ領域で検出されますが、[CI]は電波銀河の南の領域では検出されません。ホストラインから約75kpcの予測距離でハロー内に存在する比較的静止した多相ガスの証拠として、北線の放射の一致を解釈します。この仮説をテストするために、3つの輝線領域：電波銀河と北および南の領域のコードCloudyを使用して、光イオン化および光解離領域（PDR）モデリングを実行しました。2つのハロー領域の[CI]/CIV$\lambda\lambda$1548,1551およびCIV$\lambda\lambda$1548,1551/HeII比は、次のようにエネルギーを与えられていると思われる銀河周囲の媒体のPDRまたはイオン化フロントと一致していることがわかります。アクティブな銀河核からの光子。このモデリングは、比較的低い金属性、0.03<[Z/Z$_{\odot}$]<0.1、および対数のイオン化パラメーター（光子数密度とガス密度の比に比例）による拡散イオン化と一致しています。U〜3は、2つの銀河系外線放出領域です。分子の大まかな質量推定の使用[...]
バイナリブラックホールからの重力波は、コンパクトオブジェクトを特徴付ける両方の固有パラメーター（質量とスピン）に関する情報を生成する可能性があります。構成要素の質量は通常分解可能ですが、構成要素の回転の測定は一般にわかりにくいです。これは、部分的には、各バイナリの最大および最小のオブジェクトのスピンについて尋ねた結果であり、等質量システムでは定義が不十分になります。このペーパーでは、データについて別の質問をすることができることを示します。バイナリで最も回転しているオブジェクトと最も回転していないオブジェクトのスピンは何ですか？これにより、特に同等の質量を持つバイナリシステムの場合に、個々のスピンの推定値を大幅に改善できることを示しています。LIGO-Virgoコラボレーションによって検出された最初の13個の重力波イベントにこのパラメーター化を適用すると、最も回転しているオブジェクトが非ゼロのスピンを持ち、GW151226とGW170729のカー制限で大きなサポートを持つように制約されていることがわかります。最初の10のバイナリブラックホールの共同分析は、母集団のすべてのスピンが軌道角運動量と整列している構成が、使用されたパラメーター化に関係なく、90％信頼できる間隔から除外され、以前の分析からの示唆を強化することを示しています。
IceCubeニュートリノと超高エネルギー宇宙線の統一起源のための光ハドロンシナリオの制約
| Title |
Constraining_photohadronic_scenarios_for_the_unified_origin_of_IceCube_neutrinos_and_ultrahigh-energy_cosmic_rays |
| Authors |
Shigeru_Yoshida_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09276 |
IceCubeで測定された拡散ニュートリノフラックスは、超高エネルギー宇宙線（UHECR）フラックスに匹敵します。これは、高エネルギーニュートリノとUHECRバックグラウンドの統一された起源の概念につながりました。$\gtrsim10^{19}$eVでのUHECRデータ、および光中間子生成プロセスのフレームワークで$\sim100$TeVを超えるエネルギーを持つ高エネルギーニュートリノを説明するために、ソースの一般的な統一モデルを構築し、ソースプロパティに関する一般的な制約。宇宙線を超高エネルギーに加速するためには、光学深度が$0.1の$\gtrsim100$TeVニュートリノを適度に効率的に生成するソース環境\lesssim\tau_{p\gamma}\lesssim0.6$を実現する必要があります。宇宙線とニュートリノの測定されたフラックスは、光源の光度とそのレート密度に限界を設定します。結果はかなり一般的で、未知の線源母集団に適用できますが、提案された線源候補の中で、低輝度ガンマ線バースト（GRB）と潮汐破壊イベント（TDE）は、プラズマ流出のローレンツバルク係数と宇宙線と磁場の等分割パラメータは適切に選択されます。
MAGIC望遠鏡を使用した未確認のガンマ線源HESS J1841-055の性質の研究
| Title |
Studying_the_nature_of_the_unidentified_gamma-ray_source_HESS_J1841-055_with_the_MAGIC_telescopes |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_L._Bellizzi,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_M._Cerruti,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_S._M._Colak,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_T._Di_Girolamo,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_V._Fallah_Ramazani,_A._Fattorini,_et_al._(130_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09321 |
TeVおよびGeVエネルギーで観測された拡張ソースHESSJ1841-055からのガンマ線放出の物理的性質と起源を調査します。2012年と2013年に、MAGIC望遠鏡を使用して、TeVエネルギーでHESSJ1841-055を合計有効時間43時間観察しました。さらに、約10年分のフェルミLATデータを使用して、GeVカウンターパートを分析しました。Fermi-LATとMAGICの両方を使用して、エネルギーのほぼ40年間のソースのスペクトルおよびエネルギー依存形態の両方を調査します。この領域からのガンマ線放射の起源は、この領域に存在する線源に関するマルチウェーブバンド情報を使用して調査され、この未確認のガンマ線源に関連付けられていることが示唆されています。GeV-TeVエネルギーでの拡張放出は、複数のソースモデルで最もよく説明されることがわかります。また、GeV-TeVでHESSJ1841-055領域の最初のエネルギー依存分析を実行します。1TeVを超えるガンマ線の主な寄与は線源の南部から発生しているのに対し、より低いエネルギーでの放出は拡散または拡張された成分からのものであることがわかります。さらに、MAGICとFermi-LATの観測されたスペクトルの組み合わせには、大きな曲率が存在することがわかります。この未確認の光源の最初の多波長スペクトルエネルギー分布は、GeV-TeVエネルギーでの発光がレプトンモデルとハドロンモデルの両方で十分に説明できることを示しています。レプトンのシナリオでは、制動放射は逆コンプトンと比較して支配的な放出です。一方、ハドロンモデルでは、中性パイ中間子（$\pi^0$）の崩壊から生じるガンマ線が観測されたスペクトルを説明できます。HESSJ1841-055と重なる密な分子雲の存在は、制動放射と$\pi^0$-decayプロセスの両方をソースの主要な放出メカニズムにします。
NGC 1316の新しい超発光X線源の識別
この研究では、NGC1316でX-7と命名された、吸収されない光度が2.10$\times$10$^{39}$ergs$^{である新しい超発光X線源（ULX）の識別について報告します。-1}$は、最近の2つの{\itChandra}アーカイブ観測を使用しています。X-7は2001年の{\itChandra}観測で検出され、5.7$\times$10$^{38}$の光度を持つCXOUJ032240.8-371224としてNGC1316のX線源リストに含まれていましたergs$^{-1}$は$\sim$4の明度の増加を意味します。最適なスペクトルモデルパラメータは、X-7が比較的高温のディスクとハードスペクトルを持っていることを示します。コンパクトオブジェクトの質量は$\sim$8M$\odot$として取得され、これは恒星質量のブラックホールの範囲にあります。X-7は、比較的長期のカウント率の変動を示していますが、短期的な変動は観察されていません。また、アーカイブの{\itHST}/ACSおよび{\itHST}/WFC3データを使用して、X-7の95\％信頼レベルで$0。\arcsec22$エラーサークル内の一意の光学候補を特定しました。この候補の絶対等級（M$_{V}$）は-7.8等です。そのスペクトルエネルギー分布は、ドナー星が発光を支配していると仮定して、Mタイプの超巨大を示す3100Kの温度の黒体モデルに適切に適合しています。さらに、X-7から6$\arcsec$離れた場所にある一時的なULX候補（XT-1）が$\sim$10$^{39}$ergs$^{-1}$の高い光度を持っていることを確認しました。目に見える対応物はありません。
二次元無衝突磁気リコネクションにおける相対論的非熱粒子加速
| Title |
Relativistic_Nonthermal_Particle_Acceleration_in_Two-Dimensional_Collisionless_Magnetic_Reconnection |
| Authors |
Dmitri_A._Uzdensky_(Univ._Colorado_Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09533 |
磁気リコネクションは、特に相対論的レジームにおいて、相対論的粒子を加速するための効率的なメカニズムを提供し、したがって、さまざまな天体物理学ソースからの非熱的高エネルギー放出について魅力的な物理的説明を提供します。2次元の大規模システム、プラズモイド支配レジームでのリコネクション主導の相対論的非熱的粒子加速（NTPA）の原因となる主要な物理プロセスを解明する簡単な分析モデルを提示します。このモデルは、周囲のプラズマの磁化$\sigmaに対する、結果として生じる非熱粒子エネルギースペクトル$f（\gamma）$の指数法則指数$p$と高エネルギーカットオフ$\gamma_c$の依存関係を数値的に説明することを目的としています$、および（$\gamma_c$の場合）システムサイズ$L$。この自己相似モデルでは、エネルギー粒子は、面外再結合電場$E_{\rmrec}$によって連続的に加速され、再結合された磁場によって磁化され、最終的にそれらを閉じ込めるのに十分な大きさのプラズモイドに閉じ込められます。このモデルには、急速に移動するプラズモイドから跳ね返る粒子による拡散フェルミ加速も含まれます。私は、電気加速と磁化のバランスが指数法則指数を制御し、プラズモイドのトラップがカットオフを制御するため、粒子のエネルギースペクトルがプラズモイド分布に結びつくと主張します。
高密度物質および超核コンパクト星における超イオン化にGW190814が直面しています。
| Title |
Confronting_GW190814_with_hyperonization_in_dense_matter_and_hypernuclear_compact_stars |
| Authors |
Armen_Sedrakian,_Fridolin_Weber,_Jia-Jie_LI |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09683 |
高度に非対称なバイナリコンパクトオブジェクト合体イベントGW190814の軽いコンパニオンが超核星である可能性を調べます。$\Lambda$ハイパー核のプロパティに調整された汎関数を含む密度汎関数理論と、最も質量の大きいミリ秒パルサーの質量、NICER実験から推定された質量半径範囲、およびバイナリーによって配置された天体物理学的制約を使用します中性子星合併イベントGW170817。純粋な核子星および超核星の一般相対論的静的および最大回転ケプラー配置を計算します。核子星は中性子星がGW190814に関与していることとおおむね一致していますが、これは密集物質に核飽和密度の6.5倍までの新しい自由度がないことを意味します。高密度物質の超イオン化を可能にすると、超核星の最大質量は、最大に高速で回転する構成であっても、GW190814の軽いコンパニオンの恒星の性質の解釈と一致せず、このイベントには中性子ではなく2つのブラックホールが関係している星とブラックホール。
活動銀河核における相対論的ジェットの基部における物質の起源
| Title |
The_Origin_of_Matter_at_the_Base_of_Relativistic_Jets_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Gustavo_E._Romero_and_Eduardo_M._Guti\'errez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09717 |
ブレザーなどのアクティブなソースでの相対論的ジェットの生成は、多くの側面を持つ複雑な問題であり、それらのほとんどはまだ完全には理解されていません。相対論的ジェットは、回転するブラックホールへの物質と磁場の付着によって生成される可能性があります。エルゴスフェアのドラッグ効果は、これらのシステムの極方向にポインティングが支配する流出を引き起こします。近くの電波銀河M87のジェットの解像度が非常に高い観測結果と、他のいくつかの物体の非熱放射の非常に速い変動の証拠は、荷電粒子がジェットの基部に非常に近いシンクロトロン放射とガンマ線を生成することを示しています。これらの粒子が磁気シールドされた流出にどのように注入されるかは謎です。ここでは、ブラックホールの近くの高温降着流入におけるさまざまなプロセスの影響を調査します。これにより、中性粒子が大量に生成され、ジェットの漏斗での消滅と崩壊により、質量と荷電粒子がスケールで流出に負荷される可能性があります。いくつかのシュヴァルツシルト半径の。
Aqueye +を使用した光帯域における遷移ミリ秒パルサーPSR J1023 + 0038のスピンダウン率
| Title |
Spin-down_rate_of_the_transitional_millisecond_pulsar_PSR_J1023+0038_in_the_optical_band_with_Aqueye+ |
| Authors |
Aleksandr_Burtovoi_(1_and_2),_Luca_Zampieri_(2),_Michele_Fiori_(3_and_2),_Giampiero_Naletto_(3_and_2),_Alessia_Spolon_(3_and_2),_Cesare_Barbieri_(3_and_2),_Alessandro_Papitto_(4)_and_Filippo_Ambrosino_(5)_((1)_Centre_of_Studies_and_Activities_for_Space_(CISAS)_"G._Colombo'',_University_of_Padova,_Padova,_Italy,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Padova,_Padova,_Italy,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monteporzio_Catone,_Italy,_(5)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali,_Rome,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09980 |
Asiagoの1.82mコペルニクス望遠鏡に取り付けられた高時間分解能フォトンカウンターAqueye+で2018年1月から2020年1月の間に行われた観測を使用して、遷移ミリ秒パルサーPSRJ1023+0038のタイミング分析を提示します。完全に光学データに基づいた、PSRJ1023+0038のタイミングソリューションと周波数微分の最初の測定を報告します。パルサーのスピンダウン率は$（-2.53\pm0.04）\times10^{-15}$Hz$^2$であり、X線観測から測定されたものよりも$\sim$20％遅い2013年から2016年にかけて、回転駆動状態の無線帯域で測定されたものより$\sim$5％高速です。
RedbackパルサーJ1227 $-$ 4853の日食の研究
| Title |
Study_of_eclipses_for_Redback_pulsar_J1227$-$4853 |
| Authors |
Sanjay_Kudale,_Jayanta_Roy,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Ben_Stappers_and_Jayaram_Chengalur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10005 |
GMRTを使用して2014年に発見された過渡的レッドバックミリ秒パルサーJ1227$-$4853の日食特性の多周波研究を紹介します。このパルサーからの放出は、優れた合流点の周りのその軌道の約37％の間、607MHzで日食になります。それぞれの軌道の12％と15％持続する日食の進入と退出の遷移を観察します。その結果、食の影響を受けないのは、軌道の36％だけです。日食境界0.079（3）pccm$^{-3}$での過剰分散測定（DM）を報告し、対応する電子柱密度（N$_e$）は24.4（8）x10$^{16}です。$cm$^{-2}$。同時のタイミングとイメージングの研究は、J1227$-$4853の日食は過剰な分散と散乱による一時的なスミアリングによって引き起こされたのではなく、バイナリー内物質によるパルス信号のサイクロトロン吸収によるパルサーフラックスの除去によって引き起こされた可能性があることを示唆しています。コンパニオンの磁場。さらに、軌道位相0.71と0.82でのほぼ劣った結合は、パルス放出が大幅に遅延します。これは、パルスおよび連続磁束密度のフェージングに関連しています。軌道フェーズ$\sim$0.82で、DMの変化0.035（3）pccm$^{-3}$およびN$_e$10.8（8）x10$^{16}$cm$^{を測定します-2}$は、ピーク磁束密度の最大$\sim$30％の調光に関連付けられています。固定軌道位相の周りのそのようなフラックスフェージングは、他の食連星では報告されていません。さらに、下位結合の周りのこのイベントは、L2ラグランジュ点を通る質量損失から生成された、プラズマの断片化された小塊によるパルス信号の吸収によって引き起こされる可能性があります。
中性子星のfモード振動を使用した高密度物質の物理の制約
| Title |
Constraining_dense_matter_physics_using_f-mode_oscillations_in_neutron_stars |
| Authors |
Sukrit_Jaiswal_and_Debarati_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10069 |
この学部のプロジェクトでは、中性子星のfモード振動を使用して、高密度物質の状態方程式を制約します。初めて、モード振動における核飽和パラメーターの役割の体系的な調査が行われました。有効核子質量の決定における不確実性は、fモード周波数の制御において最も重要な役割を果たすことがわかっています。周波数と天体地震学に関連する天体物理学的観測量との相関も調査されます。fモード周波数の将来の検出は、核の経験的パラメータを抑制する独自の方法を提供し、したがって高密度物質の挙動を提供する可能性があります。
IceCube-190331Aに対応するもののマルチメッセンジャー観察
| Title |
Multimessenger_observations_of_counterparts_to_IceCube-190331A |
| Authors |
Felicia_Krau{\ss},_Emily_Calamari,_Azadeh_Keivani,_Alexis_Coleiro,_Phil_A._Evans,_Derek_B._Fox,_Jamie_A._Kennea,_Peter_M\'esz\'aros,_Kohta_Murase,_Thomas_D._Russell,_Marcos_Santander,_Aaron_Tohuvavohu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10193 |
高エネルギーニュートリノは、高エネルギーおよび超高エネルギー宇宙線（UHECR）の天体物理的発生源を特定するための有望なツールです。最近のIceCube-170922AとTXS0506+056の関連付けにより、ブレザーから高エネルギー（$\gtrsim$TeV）でニュートリノを検出する可能性が高まりました。高エネルギーニュートリノ、IceCube-190331A、起源が天体物理学である可能性が高い高エネルギー開始イベント（HESE）を調査します。ニュートリノの位置特定のSwift/XRTおよびUVOTタイリングモザイクを開始し、ATCA電波観測を追跡して、最も可能性の高い発信元の多波長SEDをコンパイルしました。ニュートリノの位置と近くのX線源のNuSTAR観測も行われた。90％の信頼性のローカリゼーション領域で2つの有望な対応を見つけ、最も明るい対応として最も明るいものを特定します。ただし、Fermi/LAT$\gamma$-ray線源も、Swift/BAT線源もニュートリノイベントと一致しません。この時点では、いずれかの対応製品がIceCube-190331Aを作成したかどうかは不明です。らせん星雲もニュートリノイベントの位置と一致していることに注意し、関連する粒子加速プロセスでは、高エネルギーHESEニュートリノを生成するために必要なエネルギーを生成できないと計算します。
私たちの裏庭の外惑星：学際的なコミュニティワークショップからの報告と複合行動への呼びかけ
| Title |
Exoplanets_in_our_Backyard:_A_report_from_an_interdisciplinary_community_workshop_and_a_call_to_combined_action |
| Authors |
Giada_N._Arney,_Noam_R._Izenberg,_Stephen_R._Kane,_Kathleen_E._Mandt,_Victoria_S._Meadows,_Abigail_M._Rymer,_Lynnae_C._Quick,_Paul_K._Byrne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09231 |
これは、惑星科学および宇宙生物学の10年調査に提出されたホワイトペーパーです。私たちの裏庭会議での太陽系外惑星は、学際的で部門を超えた太陽系外惑星と太陽系研究の価値と可能性を認識し、この交差点で働く研究者のコミュニティを奨励し、成長させるために生まれました。この初めての相互評価グループ（AG）ミーティング（それぞれ、金星探査、外惑星、および外惑星AG、またはVEXAG、OPAG、およびExoPAGのメンバーが主催）は、さまざまな背景の太陽系と太陽系外の科学者をまとめることに成功しましたまた、NASA部門は、これまでの会議でパスを通過したことがない研究者間のコミュニケーションを促進し、新しいコラボレーションを促進しました。会議は、同じ場所で開催されたOPAG会議の直後に、2020年2月5〜8日にテキサス州ヒューストンの月惑星研究所で開催されました。会議には、約110人の科学者と20〜30人のオンライン参加者が参加しました。この会議の成功は活用されるべきであり、その勢いは、実りある科学的およびプログラム的な議論、パートナーシップ、そして今後の研究を促進するために引き継がれるべきです。このホワイトペーパーでは、会議を要約し、その結果得られた結果とアクションアイテムについて説明します。
X線観測用の仮想望遠鏡のための編隊飛行技術
| Title |
Formation_Flying_Techniques_for_the_Virtual_Telescope_for_X-Ray_Observations |
| Authors |
Kyle_Rankin,_Neerav_Shah,_John_Krizmanic,_Steven_Stochaj,_Asal_Naseri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09287 |
X線観測用仮想望遠鏡（VTXO）は、フェーズフレネルレンズ（PFL）ベースの宇宙望遠鏡を使用した10ミリ秒のX線イメージングを実証するために開発されている天体物理学SmallSatミッションです。PFLは、現在の最先端のX線光学部品に比べて角度分解能が数桁向上することを約束します。ただし、天文学用のPFLには長い焦点距離が必要です。VTXOの場合、焦点距離は0.5km〜4kmの範囲と推定されます。これらの焦点距離は単一の宇宙船では実現できないため、提案された解決策は、2つの別々の宇宙船を使用することです。1つはレンズ、もう1つはX線カメラです。これらの2つの宇宙船は、単一の剛体望遠鏡に近い編隊を飛行します。この構成を実現するために、2つの宇宙船は、センチメートルレベルの制御とサブミリメートルレベルの知識の要件を備えて、焦点距離を離してフォーメーションを維持する必要があります。さらに、システムは望遠鏡の軸を天球上の固定ターゲットに向けた状態を長時間維持する必要があります。VTXOのシステムアーキテクチャでは、2つのCubeSatが非常に偏心した地球軌道で動作し、いずれかの宇宙船が自然のケプラー軌道を移動します。2番目の宇宙船は、観測中に固定オフセットを維持して疑似軌道上を飛行します。このシステムでの観測は、宇宙船に加わる力の差が最小であり、燃料消費を最小化するアポジ近くで発生します。このペーパーでは、VTXOのシステムアーキテクチャの概要を説明し、燃料消費を含む編隊飛行技術と編隊を維持する方法について詳しく説明します。X線天文学での使用を超えて、これらの編隊飛行技術は、現在の最先端技術よりも桁違いに優れた画像性能を備えた分散型開口望遠鏡の開発に最終的に貢献するはずです。
X線観測用の仮想望遠鏡
NASAが天体物理学のSmallSat研究に選んだX線観測用仮想望遠鏡（VTXO）は、NASAゴダード宇宙飛行センター（GSFC）とニューメキシコ州立大学（NMSU）によって開発されている小型衛星ミッションです。VTXOは、現在の最先端のX線望遠鏡で達成できるよりも1桁優れた、約50ミリ秒の角度分解能でX線観測を実行します。VTXOの細かい角度分解能により、コンパクトなX線源で中央エンジンに近い環境を測定できます。この解像度は、X線帯域で回折限界に近いイメージングを提供するフェーズドフレネルレンズ（PFL）光学系の使用によって実現されます。ただし、PFLの結像性能を実現するには、長い焦点距離が必要です。VTXOでは、望遠鏡の光学系とカメラの距離が1kmになることを意味します。これほど大きな空間で構造を構築することは現実的ではないため、VTXOに適応するソリューションは、カメラと光学系を2つの別々の宇宙船に配置し、必要な間隔を空けて編隊飛行することです。これには、センチメートルレベルの制御と、2つの宇宙船の相対的な横位置に関するサブミリメートルレベルの知識が必要です。このペーパーでは、ミッションの飛行力学の設計に特に重点を置いて、VTXOの現在のベースラインを示します。
無人航空機を使用した天ライディッシュ電波望遠鏡のビーム測定
| Title |
Beam_Measurements_of_the_Tianlai_Dish_Radio_Telescope_using_an_Unmanned_Aerial_Vehicle |
| Authors |
Juyong_Zhang,_Jingxin_Liu,_Fengquan_Wu,_Xuelei_Chen,_Jixia_Li,_Peter_T._Timbie,_Santanu_Das,_Ruibin_Yan,_Jiachen_He,_Osinga_Calvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09351 |
アンテナのビームパターンの正確な測定は、多くのアプリケーションにとって非常に重要です。従来、このような測定はマイクロ波無響室またはテスト範囲で行われることが多いのですが、無人航空機を使用した測定には、いくつかの利点があります。興味深いことに、さらに重要なことに、無指向性チャンバーとテスト範囲を使用して操縦したり、簡単に測定したりできない大きなアンテナでも実行できます。ここでは、電波天文学実験であるTianlaiアレイで使用される6メートルのディッシュのUAVによるビーム測定実験を報告します。皿の収集エリアが小さいため、天文学のソースを使用したキャリブレーションでは、非常に限られた角度範囲でアンテナビームパターンを決定することしかできません。実験のセットアップ、信号伝送システムのコンポーネント、飛行経路の設計、データ処理の手順について詳しく説明します。ビームパターンのUAV測定は、メインローブの天体ソース測定と非常によく一致していますが、UAV測定は4番目のサイドローブに拡張できます。各ローブの測定された位置と幅も、電磁界シミュレーションとよく一致しています。このUAVベースのビームパターン測定アプローチは柔軟で安価であり、この手法は他の実験にも適用できます。
重力波検出器KAGRAの防振システム用のコンパクトな一体型光学センサーと電磁アクチュエータ
| Title |
Compact_integrated_optical_sensors_and_electromagnetic_actuators_for_vibration_isolation_systems_in_the_gravitational-wave_detector_KAGRA |
| Authors |
Tomotada_Akutsu,_Fabi\'an_Erasmo_Pe\~na_Arellano,_Ayaka_Shoda,_Yoshinori_Fujii,_Koki_Okutomi,_Mark_Andrew_Barton,_Ryutaro_Takahashi,_Kentaro_Komori,_Naoki_Aritomi,_Tomofumi_Shimoda,_Satoru_Takano,_Hiroki_Takeda,_Enzo_Nicolas_Tapia_San_Martin,_Ryohei_Kozu,_Bungo_Ikenoue,_Yoshiyuki_Obuchi,_Mitsuhiro_Fukushima,_Yoichi_Aso,_Yuta_Michimura,_Osamu_Miyakawa,_Masahiro_Kamiizumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09571 |
本稿では、日本の3kmのベースライン重力波検出器であるKAGRAに設置された防振システムで使用する、光学式変位センサーと電磁アクチュエーターを統合したコンパクトモジュールの設計と特性について報告します。技術的な概念では、モジュールは他の干渉重力波検出器プロジェクトで使用される類似のモジュール（OSEMと呼ばれる）のファミリーツリーに属しています。2016年のKAGRAの最初のテスト実行後、フォークセンサー（またはスロットセンサー）の一種であるセンサーパーツは、スロットの間隔を5mmから15mmに増やして、機械的な干渉のリスクを回避するように変更されました動作中のセンサーフラグ。改造にもかかわらず、センサーの性能は以前の設計と同等であることを確認しました。また、センサーノイズが理論上のノイズバジェットと一致していることも確認しました。ノイズレベルは1Hzで0.5nm/rtHz、10Hzで0.1nm/rtHzであり、センサーの線形範囲は0.7mm以上です。アクチュエータの応答を1N/Aと測定し、アクチュエータのコイルの抵抗とインダクタンスを測定して、それらの一貫性を確認しました。異なる自由度の間の結合係数も測定および評価されました。渦電流損失に起因する熱雑音の寄与に関する潜在的な懸念について説明します。また、今後の参考のため、同様のアクチュエータの設計に役立つ理論式をまとめます。2020年現在、42個のモジュールがサイトで稼働しています。
Icyサテライトの海底、インテリア、居住性の完全な理解に向けたホワイトペーパー
| Title |
White_Paper_Towards_a_Fuller_Understanding_of_Icy_Satellite_Seafloors,_Interiors,_and_Habitability |
| Authors |
Paul_K._Byrne,_Andrew_J._Dombard,_Catherine_M._Elder,_Steven_A._Hauck,_II,_Mohit_Melwani_Daswani,_Paul_V._Regensburger,_Steven_D._Vance |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09728 |
氷のような衛星は、説得力のある宇宙生物学的標的を表していますが、その岩の内部は、よりよく特徴付けられている必要があります。海洋世界の学際性を促進する基本的な研究プログラムとテーマ別ワークショップが鍵となります。氷の衛星への将来の任務は、岩と水または高圧氷の間の境界面を特徴付ける目的を明確に含むべきです。
上陸した水星科学のケースに関する白書
| Title |
White_Paper_on_the_Case_for_Landed_Mercury_Science |
| Authors |
Paul_K._Byrne,_David_T._Blewett,_Nancy_L._Chabot,_Steven_A._Hauck,_II,_Erwan_Mazarico,_Kathleen_E._Vander_Kaaden,_Ronald_J._Vervack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09735 |
着陸ミッションの特定の科学目標の開発を含む、水星探査の将来のための重要な科学的優先事項を確立することを提唱しています。私たちは、進行中および計画中の太陽系外惑星の調査との緊密な協力を促進することで、水星科学コミュニティをサポートします。水星の探査を継続することは、複数の任務、複数の世代の努力として考えられるべきであり、上陸した水星の探査は、今後10年間で科学的優先事項となるでしょう。
ガンマ線バーストX線残光を使用した暖かくて銀河間の媒体に対するAthena X-IFUの検出機能
| Title |
Detection_capabilities_of_the_Athena_X-IFU_for_the_warm-hot_intergalactic_medium_using_gamma-ray_burst_X-ray_afterglows |
| Authors |
S._Walsh,_S._McBreen,_A._Martin-Carrillo,_T._Dauser,_N._Wijers,_J._Wilms,_J._Schaye,_D._Barret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10158 |
赤方偏移が低い場合、観測されたバリオン密度は、予測されるバリオンの総数にはるかに及ばない。宇宙論的シミュレーションは、これらのバリオンが暖かく、銀河間媒体（WHIM）として知られているフィラメント状のガス構造に存在することを示唆しています。これらのフィラメントの高温の結果として、物質は高度にイオン化され、遠紫外線および軟X線光子を吸収および放出します。提案されている欧州宇宙機関のX線天文台であるアテナは、アクティブな銀河核とガンマ線バースト残光スペクトルでの吸収により、$z=1$の赤方偏移までのWHIMの「失われた」バリオンを検出し、研究を可能にすることを目的としています宇宙のこれらの大規模構造の進化の。この作業は、X線TElescopes（SIXTE）フレームワークのシミュレーションを使用して、AthenaでGRBX線残光のスペクトルのWHIMフィラメントをシミュレートします。GRBアフターグロースペクトルに刻印された同等の幅の範囲について、OVII（$E=573$eV）およびOVIII（$E=674$eV）の吸収機能を通じて、X-IFU装置による検出の実現可能性を調査します0.3-10keVのエネルギーバンドで、$10^{-12}$から$10^{-10}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$の範囲の観測された開始フラックスの。ブラインドライン検索によるX-IFUスペクトルの分析は、AthenaがEW$_\mathrm{OVII}>0.13$eVおよびEW$_\mathrm{OVIII}のOVII-OVIII吸収ペアを検出できることを示しています$F>2\times10^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$の残光の場合、>0.09$eV。これにより、4年間のミッションの存続期間中に約45〜137ドルのOVII-OVIIIアブソーバーを検出できます。作業は、高い統計的有意性のOVII-OVIII検出を得るために、局所水素カラム密度を$N_\mathrm{H}<8\times10^{20}$cm$^{-2に制限する必要があることを示しています}$。
4つのVERITAS望遠鏡による恒星強度干渉法のデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_stellar_intensity_interferometry_with_the_four_VERITAS_telescopes |
| Authors |
A._U._Abeysekara,_W._Benbow,_A._Brill,_J.H._Buckley,_J.L._Christiansen,_A.J.Chromey,_M._K._Daniel,_J._Davis,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_C._Giuri,_O._Gueta,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_G._Hughes,_T._B._Humensky,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_F._Krennrich,_S._Kumar,_T._LeBohec,_T._T._Y._Lin,_M._Lundy,_G._Maier,_N._Matthews,_P._Moriarty,_R._Mukherjee_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_G._T._Richards,_E._Roache,_J._L._Ryan,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_S._P._Wakely,_A._Weinstein,_P._Wilcox,_D._A._Williams,_T._J_Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10295 |
光学波長での高角度分解能の観測は、恒星天体物理学における重要な洞察を提供し、基本的な恒星パラメータを直接測定し、恒星大気、星周円盤、急速に回転する星の伸長、およびセファイド変光星の脈動を調べます。ほとんどの星の角度サイズは1ミリ秒以下のオーダーであり、このスケールで恒星の円盤と機能を空間的に解像するには、ベースラインが数百メートルの望遠鏡の配列を使用する光学干渉計が必要です。4つのVERITASイメージング大気チェレンコフ望遠鏡のために開発された恒星強度干渉システムの成功した実装について報告します。このシステムは、2つのサブ質量星$\beta$CanisMajorisと$\epsilon$Orionisの角直径を5％より高い精度で測定するために使用されました。このシステムはオフラインのアプローチを利用しており、各望遠鏡で記録されたスターライトの強度の変動が観測後に関連付けられます。この技術は数十から数百の望遠鏡に容易に拡張でき、現在の世代の光振幅干渉分光観測装置に技術的に挑戦していることが証明された機能を提供します。この作業は、強度干渉計としての大気チェレンコフ望遠鏡アレイのイメージングを使用して天体物理学的測定を実行する実現可能性と、チェレンコフ望遠鏡アレイなどの将来の観測所内で強度干渉分光システムを統合する可能性を示しています。
Gaia-ESO調査：オープンクラスターNGC 2420の3D NLTE存在量は、化学的存在量の変動の起点での原子拡散と乱流混合を示唆しています
| Title |
The_Gaia-ESO_survey:_3D_NLTE_abundances_in_the_open_cluster_NGC_2420_suggest_atomic_diffusion_and_turbulent_mixing_at_the_origin_of_chemical_abundance_variations |
| Authors |
Ekaterina_Semenova,_Maria_Bergemann,_Morgan_Deal,_Aldo_Serenelli,_Camilla_Juul_Hansen,_Andrew_Gallagher,_Amelia_Bayo,_Thomas_Bensby,_Angela_Bragaglia,_Giovanni_Carraro,_Lorenzo_Morbidelli,_Elena_Pancino,_Rodolfo_Smiljanic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09153 |
星の内部での原子拡散と混合プロセスは、星の構造と表面組成に影響を与えます。これらのプロセスの一部は、まだ第一原理からモデル化することはできません。これは、恒星の個体群と銀河の進化の研究に使用される恒星モデルへの適用を制限します。私たちの主な目標は、銀河系開星星の星における化学組成の新たな精密測定を使用して、恒星の構造と進化モデルに制約を課すことです。中解像度、19200<=R<=21500、Gaia-ESO調査で得られた散開星団NGC2420の星の光学スペクトルを使用します。このサンプルは、メインシーケンスから赤い巨大な枝までのすべての進化段階をカバーしています。恒星パラメータは、GaiaDR2のスペクトルのベイズ分析、2MASS測光、および天文学データの組み合わせを使用して導出されます。Mg、Ca、Fe、およびLiの存在量は、非局所熱力学的平衡（NLTE）合成スペクトルから決定され、1次元（1D）および平均3次元（3D）モデルの大気を使用して計算されます。原子拡散、乱流および回転混合を含むCoded'EvolutionStellaireAdaptatifetModulaire（CESTAM）恒星進化モデルのグリッドと結果を比較します。クラスター内の星の質量とともに、Fe、Ca、Mg、およびLiの存在量に顕著な進化の傾向が見られます。Fe、Mg、およびCaはクラスターのターンオフ時に空乏を示しますが、存在量は徐々に増加し、RGBのベース付近で平坦になります。Liの存在量の傾向は、主系列での回転混合の兆候と、Liに乏しい物質の表面への移流によって引き起こされるサブジャイアント分岐での急激な減少を示しています。CESTAMモデル予測と組み合わせた存在量の分析により、モデルのパラメーター空間に制限を設定し、乱流混合が発生する恒星内部のゾーンを制約することができます。
オリオンコンプレックスは注目に値する星形成領域であり、いくつかの異なる集団に断片化されており、それらの位相空間は大きく異なります。Complexがこの現在の構成にどのように進化したかを説明しようとするモデルを提案します。このモデルでは、大規模な膨張は、6年前に爆発した超新星に起因する可能性があります。拡張の中心はHIIバブルの幾何学的中心と一致しているため、その残りはバーナードのループとして見ることができます。これは、HIIバブルと$\lambda$Oriに関連付けられている弾道拡張に似ています。これは、古代の超新星のサイトでもあった領域です。オリオンコンプレックスが元々、オリオンAの底から$\psi^2$オリ（または、場合によっては$\lambda$オリ）に及ぶ1つの長いフィラメントとして形成されていると仮定すると、バーナードのループ超新星が分裂した可能性があります。OrionCとDの形成につながった雲。さらに、フィラメントに伝播した衝撃波は、ガスに沿って数個のpcを通過した可能性があり、これにより、非常に大規模なクラスターが形成されました。ソーラーネイバーフッド、ONC。Monogemリングの形成など、他の関連する近くのイベントについても説明します。
ペルーのCALLISTO施設：タイプIII太陽電波バーストの試運転と観測
| Title |
CALLISTO_Facilities_in_Peru:_Spectrometers_Commissioning_and_Observations_of_Type_III_Solar_Radio_Bursts |
| Authors |
J.A._Rengifo,_V.Loaiza-Tacuri,_J.Bazo,_W.R.Guevara_Day |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09203 |
CONIDAのAstrophysicsDirectorateは、ペルーのリマにe-CALLISTOネットワークに属する2つの無線分光計ステーションを設置しました。赤道近くの戦略的な位置を考えると、年間を通じて太陽を均等に観測することが可能です。アンテナを較正するために、無線の周囲の背景を分析し、それらの放射パターンとビーム幅を測定しました。ステーションは、2014年から2016年までメトリックおよびデシメトリック帯域でデータを取得し、無線バーストを探しました。これらの無線周波数の太陽ダイナミクスを理解するために、タイプIIIの太陽電波バースト候補を選択して分析しました。これらのバーストの研究は、太陽コロナを通過する電子ビームと太陽大気密度を理解するのに役立ちます。-49.5MHz/sの開始の負の周波数ドリフト率と190.5MHz/sの遅い正のドリフト、1.7秒の持続時間、114.3MHzの帯域幅で、関連するプラズマパラメーターの標準平均値を取得しました。
3つのWolf-Rayetスターの広範な分光時系列-II。ダスト形成WC7連星WR137における風の非対称性の調査
| Title |
An_extensive_spectroscopic_time_series_of_three_Wolf-Rayet_stars_--_II._A_search_for_wind_asymmetries_in_the_dust-forming_WC7_binary_WR137 |
| Authors |
N._St-Louis,_C._Piaulet,_N._D._Richardson,_T._Shenar,_A.F.J._Moffat,_T._Eversberg,_G.M._Hill,_B._Gauza,_J.H._Knapen,_J._Kubat,_B._Kubatova,_D.P._Sablowski,_S._Simon-Diaz,_F._Bolduan,_F.M._Dias,_P._Dubreuil,_D._Fuchs,_T._Garrel,_G._Grutzeck,_T._Hunger,_D._Kusters,_M._Langenbrink,_R._Leadbeater,_D._Li,_A._Lopez,_B._Mauclaire,_T._Moldenhawer,_M._Potter,_E.M._dos_Santos,_L._Schanne,_J._Schmidt,_H._Sieske,_J._Strachan,_E._Stinner,_P._Stinner,_B._Stober,_K._Strandbaek,_T._Syder,_D._Verilhac,_U._Waldschlager,_D._Weiss_and_A._Wendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09239 |
Wolf-Rayetダスト作成バイナリWR137の4か月間の分光キャンペーンの結果を示します。CIII5696輝線の小振幅でランダムな変動と、WCスターの風の中の確率的な塊によって説明できるその積分量（半径方向速度、等価幅、歪度、尖度）のみを検出します。この星の観測された固有の連続体分極を説明できた可能性のある、回転相互作用領域にしばしば関連する大規模で周期的な変動の証拠は見つかりません。適度に高解像度で信号対雑音比の高い平均ケックスペクトルは、Halpha、Hbeta、Hgamma、HeII6678、HeII5876のラインで狭い二重ピーク発光プロファイルを示しています。これらのピークは、ノイズレベルに見合った、平均0.997の二乗平均平方根と0.004の安定した青と赤の強度比を持っています。観察期間全体を通じて変動は見られません。これらのプロファイルは、O9コンパニオンの周りのデクリションディスクで発生することをお勧めします。プロファイルの特性は、他のBe/Oeスターの特性と互換性があります。この円盤の存在は、このシステムの連続偏光の一定の成分を説明できます。角度は軌道の平面に垂直であり、O9e星の回転軸が軌道の回転軸と一致していることを示しています。ディスクがOスターの強い紫外線放射フィールド内で非常に安定している理由はまだ説明されていません。現在の恒星とシステムパラメーターと互換性のあるバイナリ進化シナリオを提示します。
LAMOSTが発見した5つの激変変数候補の追跡調査
Houらによって発行されたLAMOSTからの5つの激変変数候補のフォローアップ観察を報告します。（2020）。LAMOSTJ024048.51+195226.9は、5つの中で最も珍しいものです。初期のMタイプの2次星はそのスペクトルに強く寄与し、そのスペクトルおよび測光動作は、これまでにない独自のプロペラシステムAEAqrを非常に思い出させます。Catalinaの調査データ（Drakeetal。2014）で発見された7.34時間の期間が軌道上にあることを確認しました。別のオブジェクトであるLAMOSTJ204305.95+341340.6は、新星型変数V795Herのほぼ双子であり、いわゆる2〜3時間の「ギャップ」の軌道周期を持っています。LAMOSTJ035913.61+405035.0は、明らかに5.48時間の周期で日食を起こし、弱く爆発する矮新星です。LAMOSTJ090150.09+375444.3のスペクトルは、レイトタイプのセカンダリによって支配されており、吸収線と同位相であるが振幅が低い、弱くて狭いバルマー放出を示しています。HeII4686の放射は、公開された発見スペクトルでは明らかではありません。カタリナデータの期間（この場合は6.80時間）が軌道上にあることを再度確認します。LAMOSTJ033940.98+414805.7は、3.54時間の動径速度周期を生成し、そのスペクトルは、この周期範囲の新星様変数の典型であるように見えます。LAMOSTから分光的に選択されたサンプルには、明らかに、現在まで認識されていない興味深い激変変数がいくつか含まれています。これは、明らかにその測光変動の範囲が比較的穏やかであるためです。
前主系列星のCa II赤外三重項輝線の測定
| Title |
Measurements_of_the_Ca_II_infrared_triplet_emission_lines_of_pre-main-sequence_stars |
| Authors |
Mai_Yamashita,_Yoichi_Itoh,_Yuhei_Takagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09315 |
4つの分子雲と5つの移動グループ内の60個のプリメインシーケンス（PMS）星の彩層活動を調査しました。強い彩層活動は、恒星の自転によって生成されるダイナモプロセスによって駆動されると考えられています。対照的に、PMS星の彩層は原始惑星系円盤からの質量降着によって活性化されることを数人の研究者が指摘しています。この研究では、CaII赤外線トリプレット（IRT）輝線を中解像度および高解像度分光法を利用して調査しました。観測はNayuta/MALLSとSubaru/HDSで行われました。さらに、Keck/HIRES、VLT/UVES、およびVLT/X-Shooterによって取得されたアーカイブデータが使用されました。同等の幅の比率が小さいことは、CaIIIRT輝線が主に濃い色圏で発生することを示しています。7つのPMS星は幅広い輝線を示しています。それらの中で、4つのPMS星は、若い散開星団の低質量星に比べて、1桁以上明るい輝線フラックスを持っています。4つのPMS星は高い質量降着率を持っています。これは、広く強い放出が大きな質量降着に起因していることを示しています。ただし、ほとんどのPMS星は狭い輝線を示します。輝線の降着率と流束の間に有意な相関は見られなかった。CaIIIRTラインの表面フラックスと、狭い輝線を持つPMS星の恒星ボロメータ光度R'_IRTの比は、若い散開星団の低質量星の最大R'_IRTと同じくらい大きい。この結果は、ほとんどのPMSスターが、古典的なTタウリスターステージであっても、ゼロエイジのメインシーケンススターと同様の彩層活動を持っていることを示しています。
1600A、304A、および171Aチャネルの太陽ダイナミクス天文台によって捕捉された2010年12月10日に太陽活動領域NOAA11131で発生する波動プロセスの研究を紹介します。スペクトル分析では、経験的モード分解に基づいて開発されたデジタル技術とともに、ピクセル化されたウェーブレットフィルタリングを採用しました。基礎となる太陽黒点の磁気構造との関係を取得するために、3分の波のダイナミクスを調べました。波トレインの開発中に、運動経路は優先方向に沿って発生し、広帯域波面は別個の狭帯域振動源のセットとして表すことができることがわかりました。これらのソースは、異なる磁場傾斜角によって引き起こされるアンブラルの不均一性を波が通過するときに目に見えるようになります。波面の空間および周波数の断片化を発見し、波面の狭帯域の球状部分と線形部分の組み合わせが観測されたらせん性を提供することを推定しました。磁場傾斜角のマップは、この仮定を確認します。アンブレラ構造の活性化を、前部隆起に沿った音源の振動の増加として検出します。それらの時間ダイナミクスは、アンブラーフラッシュの発生に関連付けられています。発生源の空間的位置特定は、時間とともに安定しており、発振周期に依存します。これらのソースは、アンブラの磁気バンドルから外側に伸びるループに沿った波経路の結果であると提案します。
原始惑星系円盤におけるCOの枯渇：物理的隔離と化学処理を組み合わせた統一的な図
| Title |
CO_Depletion_in_Protoplanetary_Disks:_A_Unified_Picture_Combining_Physical_Sequestration_and_Chemical_Processing |
| Authors |
Sebastiaan_Krijt,_Arthur_D._Bosman,_Ke_Zhang,_Kamber_R._Schwarz,_Fred_J._Ciesla_and_Edwin_A._Bergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09517 |
原始惑星系円盤内の気相CO存在量（水素と比較）は、凍結と光解離を考慮した後でも、ISM値${\sim}10^{-4}$から最大2桁減少します。以前の研究では、COの局所的な化学処理とミッドプレーンの固体へのCO氷の隔離はどちらも寄与できるが、これらのプロセスはいずれも、関連するタイムスケール$1{-}3\で観測された枯渇係数に一貫して到達できないようであるmathrm{〜Myr}$。この研究では、外側の（$r>20\mathrm{〜au}$）ディスク領域の2D（$r+z$）シミュレーションにコンパクトな化学ネットワーク（炭素と酸素を中心）を含めることにより、これらのプロセスを同時にモデル化します乱流拡散、小石の形成、小石のダイナミクスが含まれます。一般に、CO/H$_2$存在量は時間と場所の複雑な関数であることがわかります。温かい分子層のCOに注目すると、最も完全なモデル（化学と小石の進化を含む）だけが、観測と一致する枯渇要因に到達できることがわかります。圧力トラップ、非常に効率的な微惑星の形成、または高い宇宙線電離率がない場合、このモデルは、COスノーラインへのCO蒸気内部の復活も予測します。元素（C/O）および（C/H）比（気相および氷相）に対する物理的および化学的プロセスの影響を示し、ディスクマストレーサーとしてのCOの使用について説明し、最後に、は、コールドクラシカルカイパーベルトと破片円盤に見られるように、原始的な惑星の組成に対する小石の氷の組成を予測しました。
マイクロクエーサーバイナリーシステムSS 433の光学分光および偏光分析研究
| Title |
An_optical_spectroscopic_and_polarimetric_study_of_the_microquasar_binary_system_SS_433 |
| Authors |
P._Picchi_(1),_S._N._Shore_(1_and_2)_((1)_Dipartimento_di_Fisica_''Enrico_Fermi'',_Universit\`a_di_Pisa,_(2)_INFN-_Sezione_Pisa,_Pisa,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09615 |
SS433の物質移動と風の流出についての研究を紹介します。これは、アーカイブの高解像度と中解像度の光学スペクトルに基づくいわゆる固定ライン、および新しい光学マルチフィルター偏光測定と10年間の間隔にわたる低解像度の光学スペクトルに焦点を当てています。広範囲の歳差および軌道段階。$\text{E（B-V）}=0.86\pm0.10$を導出し、UVとUバンドの偏光と、光学と同じ位置角を生み出す偏光角を修正しました。偏光波長依存性は、UおよびUVフィルターのレイリー成分による光学的支配電子散乱と一致しています。フレアイベント中に偏光の変化は観察されませんでした。複数ラインのプロファイル軌道および歳差変調を使用して、降着円盤のプロパティを導出し、強い円盤風の証拠を提示し、その速度構造を決定し、軌道に関係のないタイムスケールでその変動性を示します。質量比$q=0.37\pm0.04$を導出し、質量$\text{M}_X=4.2\pm0.4\\text{M}_\odot$、$\text{M}_A=11.3\pm0.6\\text{M}_\odot$、そしてA星がそのロシュ表面を満たしていることを示します。OI7772\r{A}および8446\r{A}の線は、異なるが関連する軌道変調を示しており、円周ディスクコンポーネントの証拠はありません。代わりに、スペクトル線プロファイルの変動性は、熱風モデリングによって予測される電離層別流出で理解できます。これは、長波長で検出された拡張赤道構造も説明します。
赤い巨大星の非放射状振動におけるコア磁場インプリント
赤い巨大星の磁場は、特に地表よりはるか下の領域でのそれらの強度に関連するものにおいて、よく理解されていないトピックのままです。この作業では、高絶対ラジアル次数と低角度次数の重力支配混合モードを使用して、放射コアの磁場をプローブできることを提案します。コアのフィールドに2つのポロイダル軸対称構成を使用し、古典的な摂動アプローチを使用して、これらの振動モードの磁気周波数分割の分析式を導出します。1.3\（M_\odot\）、1.6\（M_\odot\）および2.0\（M_\odot\）の質量を持つ3つの異なる赤い巨大モデルを考えると、$10^5$Gの場の強さはこれらの星の中心で、双極子および四重極振動モードで$\mu$Hzのオーダーの周波数分割を誘発するために必要です。さらに、観測限界を考慮して、観測可能な磁気分裂を示さない赤い巨人のコアの磁場は$10^4$Gを超えることはできないと推定します。これらの星の振動スペクトルに観測可能な分裂が一般的に存在しないことを考えると、現在のモード抑制メカニズムが特定の方位角次数に偏っていず、各マルチプレットのすべてのピークを保持していると仮定すると、この結果から、考慮されている構成と強度が$10^4$Gを超える内部磁場は、赤い巨星には広がっていないと結論付けることができます。
太陽の光球の輝点のスペクトル診断
2013年6月6日にBigBear太陽観測所でGoode太陽望遠鏡で取得した高解像度スペクトルデータと広帯域イメージングを使用して、3つの典型的な光球輝点（PBP）のスペクトルを分析しました。H$\alpha$およびCaII8542\AAラインプロファイル、およびTiO連続体発光に基づいて、初めて、PBPの非LTE半経験的大気モデルが計算されます。魅力的な特徴は、下部光球の温度上昇です。温度の向上は、quiet-Sunの大気モデルと同じカラム質量密度で約200-500Kです。典型的なPBPの総過剰放射エネルギーは1$\times$10$^{27}$-2$\times$10$^{27}$エルグであると推定され、これはPBPの下限エネルギーと見なすことができます。PBPの可視連続体の放射束は、約5.5$\times$10$^{10}$ergscm$^{-2}$s$^{-1}$です。私たちの結果は、PBPの上の大気の温度がプラージの温度に近いことも示しています。これは、PBPがプラージュ大気の加熱に大きく寄与する可能性があることを明確に示しています。半経験的大気モデルを使用して、PBPの平均磁束密度$B$を首尾一貫して推定します。最大値は約1キロガウスであり、上層と下層の両方に向かって減少することが示され、光球粒子間のフラックスチューブの構造を思い出させます。
連星における断熱質量損失。 III。赤い巨枝の根元から漸近巨枝の先端まで
| Title |
Adiabatic_mass_loss_in_binary_stars._III._From_the_base_of_the_red_giant_branch_to_the_tip_of_asymptotic_giant_branch |
| Authors |
Hongwei_Ge,_Ronald_F_Webbink,_Xuefei_Chen,_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09848 |
近接する連星の進化の際立った特徴は、構成星間の質量交換によって果たされる役割です。物質移動が動的に安定しているかどうかは、バイナリ進化における重要な問題の1つです。非常に急速な物質移動の限界では、相互作用する連星におけるドナー星の応答は、漸近的に断熱膨張の1つになります。断熱質量損失モデルを使用して、考えられるドナー星の進化状態の全スパンにわたって動的なタイムスケールの物質移動のしきい値を体系的に調査します。また、断熱近似が失敗する超断熱表面対流領域でのそのような質量損失の影響を人工的に模倣するために、対流エンベロープの底部での固有エントロピーに固定されている等エントロピーエンベロープで質量損失プロセスをシミュレートします。異なる進化段階での3.2Msunドナー星の一般的な断熱応答を示します。異なる質量（0.1から100MsunでZ=0.02）と異なる進化段階にあるドナー星のグリッドに私たちの研究を拡張します。動的に不安定な物質移動の基準を表形式とグラフ形式の両方で示します。このような質量比を持つシステムの赤の巨大分岐ドナーと漸近巨大分岐ドナーの場合、ドナースターがその外側のラグランジアン半径を超えると、熱タイムスケールで一般的なエンベロープに進化するのに十分な対流エンベロープを持つ可能性があります。私たちの結果は、赤い巨大枝と漸近巨大枝星が以前考えられていたよりも安定している傾向があることを示しており、これは約1000日の軌道周期で観測されたポストAGB連星の豊富さを説明するのに役立ちます。
KIC 12268220：$ \ delta $ Scuti脈動星と活動しているプロトヘリウム白色矮星が食のバイナリシステムに
| Title |
KIC_12268220:_A_$\delta$_Scuti_Pulsating_Star_and_an_Active_Protohelium_White_Dwarf_in_an_Eclipsing_Binary_System |
| Authors |
Kaiming_Cui,_Zhao_Guo,_Qing_Gao,_Juanjuan_Ren,_Junbo_Zhang,_Yutao_Zhou,_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09915 |
私たちは、アルゴール型の日食KIC12268220の測光、分光、天変地異、進化の分析を行います。ケプラーの光度曲線にO'Connell効果と反相関の日食のタイミングの変化が見られ、大きな星の存在を明らかにしています。半径速度と大気パラメータは、地上ベースの分光観測から得られます。動径速度測定とGaiaから導出された全光度を組み合わせることで、私たちの光曲線モデリングは、一次コンポーネントと二次コンポーネントの両方の物理パラメータのソリューションを生み出します。$\delta$Scutiプライマリから生じる14の独立した周波数が見つかり、観測された周波数は非断熱計算からの不安定モードの周波数範囲と一致します。以前の文献からの結論に基づいて、モデルのグリッドを実行して、システムの進化プロセスを研究します。私たちのモデルの進化の軌跡は、低質量（$\sim0.23\、M_\odot$）の二次進化が、ELCVnシステムに進化する可能性のあるRCMaタイプのシステムと同様の進化状態を示すことを示唆しています。
ガイア-ESO調査：ガイア-ESOにおけるK2星の分光-天体地震解析
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Spectroscopic-asteroseismic_analysis_of_K2_stars_in_Gaia-ESO |
| Authors |
C._C._Worley_(1),_P._Jofre_(2),_B._Rendle_(3),_A._Miglio_(3),_L._Magrini_(4),_D._Feuillet_(5,12),_A._Gavel_(6),_R._Smiljanic_(7),_K._Lind_(5,6,21),_A._Korn_(6),_G._Gilmore_(1),_S._Randich_(4),_A._Hourihane_(1),_A._Gonneau_(1),_P._Francois_(8),_J._Lewis_(1),_G._Sacco_(4),_A._Bragaglia_(11),_U._Heiter_(6),_S._Feltzing_(12),_T._Bensby_(12),_M._Irwin_(1),_E._Gonzalez_Solares_(1),_D._Murphy_(1),_A._Bayo_(19,22),_L._Sbordone_(17),_T._Zwitter_(18),_A._C._Lanzafame_(10),_N._Walton_(1),_S._Zaggia_(9),_E.~J._Alfaro_(13),_L._Morbidelli_(4),_S._Sousa_(14),_L._Monaco_(15),_G._Carraro_(16),_C._Lardo_(20)_((1)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(2)_Nucleo_de_Astronomia,_Universidad_Diego_Portales,_(3)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Birmingham,_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(5)_Max-Planck_Institut_fur_Astronomie,_(6)_Observational_Astrophysics,_Uppsala_University,_(7)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_(8)_GEPI,_Observatoire_de_Paris,_(9)_INAF_-_Padova_Observatory,_(10)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita_di_Catania,_(11)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Bologna,_(12)_Lund_Observatory,_(13)_Instituto_de_Astrofisica_de_Andalucia-CSIC,_(14)_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espacco,_Universidade_do_Porto,_(15)_Departamento_de_Ciencias_Fisicas,_Universidad_Andres_Bello,_(16)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita_di_Padova,_(17)_European_Southern_Observatory,_(18)_Faculty_of_Mathematics_and_Physics,_University_of_Ljubljana,_(19)_Instituto_de_Fisica_y_Astronomia,_Universidad_de_Valparaiso,_(20)_Laboratoire_d'astrophysique,_Observatoire_de_Sauverny,_(21)_Department_of_Astronomy,_Stockholm_University,_(22)_Nucleo_Milenio_de_Formacion_Planetaria_-_NPF,_Universidad_de_Valparaiso) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10189 |
たとえば、Gaia-ESOサーベイのおかげで、銀河考古学の研究に利用できる広範な恒星分光データセットは、Kepler、K2、CoRoTなどのアステロシアスモロジープロジェクトと重複する多数のターゲットを持つことで利益を得ています。スペクトロスコピーとアステオアイズモロジーの測定値を組み合わせることで、天の川の星の個体数を特徴付けるために必要な星のパラメーターに関して、より高い精度を達成することができます。このGaia-ESOサーベイの特別プロジェクトの目的は、高解像度分光法と高精度のアステロシアスモロジーからの測定を組み合わせることにより、自己矛盾のない恒星パラメータのカタログを作成することです。90K2@Gaia-ESO赤色巨星の反復分析を実行しました。Teffの分光値は地震解析の入力として使用され、log（g）値が取得されました。次に、log（g）の地震推定値を使用して、Teffと[Fe/H]の分光値を再決定しました。両方の方法でよく一致するパラメーターを取得するために、つまり最終的な恒星パラメーターを取得するために必要な反復は1回だけでした。外れ値の詳細な分析が行われ、パラメータの確実な決定が保証されました。次に、結果をGaiaDR2データと組み合わせて、地震のlog（g）と視差ベースのlog（g）を比較し、データセット内の速度と可能なバイナリの変動のインスタンスを調査しました。この分析により、K2とGaia-ESOの両方で観測された90の赤い巨星の高品質な星団パラメーターのカタログが作成されました。地震の重力をガイア視差に基づくものと比較して、アステオ地震学を使用した他の研究と同様のオフセットを見つけました。当社のカタログには、分光化学物質の存在量と動径速度、および可能なバイナリ検出のインジケーターも含まれています。
Ledoux判別反転からの地震ソーラーモデル
| Title |
Seismic_Solar_Models_from_Ledoux_discriminant_inversions |
| Authors |
G._Buldgen_and_P._Eggenberger_and_V.A._Baturin_and_T._Corbard_and_J.Christensen-Dalsgaard_and_S._J._A._J._Salmon_and_A._Noels_and_A._V._Oreshina_and_R._Scuflaire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10222 |
太陽は、基礎物理学の優れた研究室です。ヘリオイズモロジーの出現により、私たちは前例のない精度でその内部層を調査することができました。ただし、ソーラーモデリングの現在の状態は、面倒な問題によってまだ汚れています。これらの問題の1つは、最近の光球の存在量とhelioseismic制約で計算されたモデル間の不一致に関連しています。Ledoux判別反転を使用した構造の再統合の初期条件として、太陽進化モデルを使用します。結果のモデルは、静水圧平衡の方程式を満足する地震ソーラーモデルとして定義されます。これらにより、太陽の内部構造をより適切に制約し、進化モデルの情報を補足する情報を提供できます。これらの地震モデルは、状態方程式、存在量、不透明度の表が異なるさまざまな参照モデルを使用して計算されました。音速、密度、エントロピープロキシインバージョン、および低次圧力モードの周波数分離比に関して、地震モデルがよく一致していることを確認して、アプローチの堅牢性を確認します。私たちの方法では、太陽のLedoux判別プロファイルを非常に正確に決定し、この量の完全なプロファイルを計算できます。私たちのモデルは、音速、密度、エントロピープロキシの約0.1％の地震データと、観測された周波数分離比との一致を示しています。それらは、地震動の制約を再現することを目的とした臨時の変更を含む、すべての標準および非標準の進化モデルを超えています。得られた地震Ledoux判別プロファイルと、手順から得られた一貫した構造は、進化モデルの仮説から脱却することにより、太陽モデリングの問題と太陽内部で作用する欠落している物理プロセスを制約する新たな試みへの道を開きます。
FAUST I.プロトタイプのクラスIプロトスターL1551 IRS5の中心にある熱いコリノ
| Title |
FAUST_I._The_hot_corino_at_the_heart_of_the_prototypical_Class_I_protostar_L1551_IRS5 |
| Authors |
E._Bianchi,_C._J._Chandler,_C._Ceccarelli,_C._Codella,_N._Sakai,_A._L\'opez-Sepulcre,_L._T._Maud,_G._Moellenbrock,_B._Svoboda,_Y._Watanabe,_T._Sakai,_F._M\'enard,_Y._Aikawa,_F._Alves,_N._Balucani,_M._Bouvier,_P._Caselli,_E._Caux,_S._Charnley,_S._Choudhury,_M._De_Simone,_F._Dulieu,_A._Dur\'an,_L._Evans,_C._Favre,_D._Fedele,_S._Feng,_F._Fontani,_L._Francis,_T._Hama,_T._Hanawa,_E._Herbst,_T._Hirota,_M._Imai,_A._Isella,_I._Jim\'enez-Serra,_D._Johnstone,_C._Kahane,_B._Lefloch,_L._Loinard,_M._J._Maureira,_S._Mercimek,_A._Miotello,_S._Mori,_R._Nakatani,_H._Nomura,_Y._Oba,_S._Ohashi,_Y._Okoda,_J._Ospina-Zamudio,_Y._Oya,_J._Pineda,_L._Podio,_A._Rimola,_D._Segura_Cox,_Y._Shirley,_V._Taquet,_L._Testi,_C._Vastel,_S._Viti,_N._Watanabe,_A._Witzel,_C._Xue,_Y._Zhang,_B._Zhao_and_S._Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10275 |
太陽のような原始星での熱いコリノの研究は、これまでのところほとんどがクラス0フェーズに限定されており、その起源と進化についての理解を妨げています。さらに、最近の証拠によると、惑星の形成はすでにクラスIの段階で開始されているため、将来の惑星系の化学組成における重要なステップを示しています。したがって、クラスIのプロトスターでの熱いコリノスの研究は、最も重要なものとなっています。ここでは、ALMALargeProgramFAUST内で取得された、典型的なクラスIプロトスターL1551IRS5に向けたホットコリノの発見を報告します。メタノールとそのアイソポログ（$^{13}$CH$_{\rm3}$OHおよびCH$_{\rm2}$DOH）、ギ酸メチル、エタノールからいくつかの系統が検出されました。線はIRS5バイナリシステムの北成分に向かって明るく、2番目のホットコリノが南成分に関連している可能性があります。メタノールラインの非LTE分析では、ガス温度（$\sim$100K）、密度（$\geq$1.5$\times$10$^{8}$cm$^{-3}$）、および放出サイズ（$\sim$10au半径）。すべてのCH$_{\rm3}$OHおよび$^{13}$CH$_{\rm3}$OHラインは光学的に太く、重水素化の信頼できる測定を妨げています。ギ酸メチルとエタノールの相対存在量は、クラス0の熱いコリノで測定されたものと互換性があります。したがって、現在の研究に基づいて、クラス0からIへの化学的進化はほとんど起こりません。
彩層振動に対する太陽フレアの影響
太陽の大気中の振動は長い間静かな状態で観測されており、太陽フレアの間に取得されたデータでもますます観測されています。彩層はその3分間の信号で知られており、太陽黒点の傘に特に強い。これらの信号は、光球の外乱とその周期が彩層の音響カットオフ周波数によって決定されると考えられています。少数の観測では、彩層3分の信号が太陽フレアなどのエネルギーイベントの影響を受けることを示していますが、フレアアクティビティとこれらの振動信号の間のリンクは不明のままです。この作業では、M1フレアの衝動期に発生する太陽黒点上の彩層の振動構造の変化の証拠を示します。H$\alpha$およびCaII8542{\AA}のスペクトル線に渡るCRISP機器からのイメージングデータを使用して、モデルをパワースペクトルにフィッティングする方法を採用して、赤の上に振動信号の形跡がある領域のマップを作成しましたノイズ背景。フレアの衝撃フェーズの前後で得られた結果を比較すると、フレアの開始後に得られた振動信号は、2つの点で異なることがわかりました。場合によっては、$\lt$100sから$\sim$200sに増加します）。これらの結果は両方とも、フレアアクティビティ中の彩層内の磁場の再構築によって説明できます。これは、磁気接続の明確な変化を示すコロナループの画像によって裏付けられています。これらの結果は、活動領域が太陽フレアイベントの影響を受ける可能性がある多くの方法の1つを表しています。
4つの磁気と4つの電荷を持つ最も一般的な非極値4次元ブラックホールの重力質量と角運動量多重極を計算する方法を詳しく説明します。また、これらの多極子を一般的な超対称4次元マイクロステートジオメトリおよび多中心ソリューションに対して計算します。カーブラックホールとBPSブラックホールの両方で、これらの多重極の多くは消えます。ただし、これらのブラックホールを文字列理論に埋め込み、わずかに変形させると、変形が取り除かれるときに有限のままであり、その値が変形の方向に依存しない、消失する多極の比の無限のセットを計算できます。超対称ブラックホールの場合は、多中心解のスケーリングの限界を使用してこれらの比率を計算することもできます。特定のブラックホールの場合、2つの方法を使用して計算された比率は見事に一致します。カーブラックホールの場合、これらの比率は、将来の重力波干渉計でテストする必要があるカージオメトリからの可能な偏差のパラメーター化に強い制約を課します。
非極限ブラックホールの背景での粒子衝突を考えます。2つの粒子が無限大から落ち、粒子1が微調整され（クリティカル）、衝突がその転換点で発生します。最初の例は、Reissner-Nordstr\"{o}m（RN）の例です。無限$E_{1}$のエネルギーが十分に大きければ、転換点は地平線に近くなります。次に、簡単な式を導き出します$E_{cm}\simE_{1}\kappa^{-1/2}$によると、$\kappa$は表面重力です。したがって、（i）粒子1は超相対論的です（両方の粒子が超相対論的である場合、これは平坦な時空での衝突と比較して利益をもたらします）、（ii）ブラックホールは極値に近い（小さな$\kappa$）です。複数の衝突のシナリオではエネルギー$E_{cm}$は、個々の衝突で有限です。ただし、新しい臨界近くの粒子が十分に重い場合、その後の衝突で成長する可能性があります。ニュートラル回転ブラックホールの場合、（i）転換点は遠く地平線上からでも、大きな$E_{cm}$が可能です。ケース（ii）は、RNメトリックの衝突の場合と同様です。
ドナルドリンデンベル：伝記の回想録
ドナルドリンデンベルの天体物理学への多くの貢献は、一般相対性理論、銀河力学、望遠鏡の設計および観測天文学を網羅しています。1960年代に、恒星力学に関する彼の論文は、楕円銀河の平衡、円盤銀河におけるらせん状パターンの成長、微分回転する自己重力流の安定性に関する基本的な洞察につながりました。ドナルドは、銀河と負の熱容量の熱力学に関する先駆的な研究において、「激しい緩和」と「重力熱による大災害」のアイデアを紹介しました。彼は、クエーサーの理解に貢献した功績が認められ、2008年に天体物理学の最初のカブリ賞を受賞しました。死んだクエーサーまたは超大質量ブラックホールが近くの銀河の核に存在するかもしれないという彼の予測は、複数の独立した証拠によって確認されました。降着円盤に関する彼の研究は、彼らの活動への新たな洞察につながりました。また、Tタウリ星の赤外線の過剰は、これらの若い星の周りの原始星円盤によって引き起こされたという認識につながりました。彼は、天の川銀河の形成メカニズムとしてガス雲のモノリシック崩壊の影響力のあるアイデアを紹介しました。これが銀河形成の推進力としての合流と降着の現代的な考えに道を譲ったので、ドナルドは、銀河の過去の歴史と現在の重力場の測定として潮流の重要性を最初に認識しました。ドナルドは主に理論家でしたが、近くの銀河の大規模なストリーミングを測定する最初の観測プログラムの1つに参加しました。これは「大アトラクター」の発見につながりました。彼の貢献の深さと多様性は、ドナルドを彼の日の最も影響力がありかつ卓越した天文学者の一人として特徴づけています。
火星周辺の太陽風乱流：エネルギーカスケードレートと陽子サイクロトロン波活動の関係
| Title |
Solar_Wind_Turbulence_Around_Mars:_Relation_Between_The_Energy_Cascade_Rate_And_The_Proton_Cyclotron_Waves_Activity |
| Authors |
Nahuel_Andr\'es_and_Norberto_Romanelli_and_Lina_Z._Hadid_and_Fouad_Sahraoui_and_Gina_DiBraccio_and_Jasper_Halekas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09476 |
電磁流体力学（MHD）スケールでの非圧縮性エネルギーカスケードレートの最初の推定は、火星のバウショックの上流のプラズマで、MAVEN観測とMHD乱流に対して導出された正確な関係を使用して取得されます。エネルギーカスケードレートは、プロトンサイクロトロン波（PCW）アクティビティがある場合とない場合で、MAVENがバウショックに磁気的に接続されていない太陽風の中にある時間間隔で計算されます。PCWがプラズマ内に存在する場合、MHDスケールでのエネルギーの非線形カスケードがわずかに増幅されることが示されています。乱流変動の正規化された交差ヘリシティと残留エネルギーの分析は、大部分の場合の磁気支配体制におけるアルフエニックおよび非アルフエニック変動の存在を示しています。
バルク粘度と熱伝導に関する普遍的な理論の定式化は、相対論的な流体力学を理解するための理論的な課題です。最近、カーターと共同研究者によって支持された多流体変分アプローチは、相対論的散逸系の（双曲線）流体力学方程式を導出するための一般的で自然なフレームワークになる可能性があることが示されています。さらに、それはまた、非平衡熱力学との直接の接触を維持することを可能にし、理論の要素の明確な微視的解釈を提供します。その普遍的な適用可能性の例を提供するために、この論文では、カーターの多流体理論の文脈で直接放射流体力学の基本方程式を導出します。この操作は、あらゆる微視的モデルで尊重されなければならない新しい一連の熱力学的制約を明らかにします。次に、放射流体力学が、いくつかの適切な物理的限界におけるバルク粘度または熱伝導の多流体モデルになることを証明します。
スカラー-テンソル理論におけるトランスプランクの検閲に対して$ r $は大きいですか？
この論文では、トランスプランクの検閲予想（TCC）の条件下でテンソルとスカラーの比率$r$を向上させる可能性について議論します。したがって、$r\simO（10^{-3}）$は将来の実験の感度内で観察可能である。インフラトンが重力に非最小結合しているスカラー-テンソル理論を利用します。TCC条件がスカラー-テンソル理論で変更される可能性があることを示した後、インフレ終了時の変更された重力の影響により、大きな$r\simO（10^{-3}）$が許可される可能性があることを示しますTCCに違反することなく。さらに、修正により、膨張場への重力の弱い結合が生じる可能性があります。そのような影響がインフレの開始と同時に存在している場合、それは私たちのケースでは、宇宙がその初期に漸近的に安全な期間を経験した可能性があることを意味します。
インフレシナリオに代わる動的質量からの非標準の原始時計
原始宇宙では、重い場の振動は、宇宙の膨張または収縮の履歴を測定するための標準時計と考えることができます。これらの標準時計は、モデルに依存しない方法でインフレと代替シナリオを区別します。ただし、重いフィールドの質量は一定の質量ではなく、リッチスカラーへの非最小結合または自己相互作用によって動的に生成された質量である場合があります。動的に生成された質量の場合、重いフィールドの質量は一般にハッブルオーダーであり、インフレシナリオの代わりに時間に依存します。このような動的に生成された質量項は、インフレーションの代替として非標準の原始時計と見なすことができ、インフレーションの標準時計と同様の振動周波数を提供します。スケール依存に関する追加情報は、そのような非標準クロックを標準クロックと区別することができます。
異方性中性子星モデリング：Krori-Barua時空における制約
| Title |
Anisotropic_Neutron_Stars_Modelling:_Constraints_in_Krori-Barua_Spacetime |
| Authors |
Zacharias_Roupas,_Gamal_G._L._Nashed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.09797 |
密な核物質は、凝固、超流動、強磁場、ハイペロン、パイ中間子凝縮などの影響により、異方性であると予想されます。したがって、異方性のパルサーコアは、理想的に等方性のパルサーコアよりも現実的です。状態方程式を前提とせずに、Krori-Barua（KB）ansatzで働く異方性中性子星をモデル化します。一般的なKBソリューションの物理がコンパクトにカプセル化されていることを示します。物理的要件と安定性要件を課すと、KB時空で最大許容コンパクトさが$2GM/Rc^2<0.71$になります。さらに、多数のパルサーから観測データを入力し、境界密度を計算します。私たちは特に、LIGO/Virgoコラボレーションからのデータ、および\textit{NeutronStarInteriorCompositionExplorer}（NICER）による白色矮星の仲間によるミリ秒パルサーの質量と半径の最近の独立した測定に焦点を当てています。これらのデータの場合、KB時空は同じ境界密度を提供しますが、これは驚くべきことに、データ精度内の核飽和密度に等しくなります。この値は中性子コアの境界を指定するため、KB時空はパルサーに自然に適用されます。この境界条件では、最大質量4.1の太陽質量を計算します。
スカラーヘアを持つ相対論的星の安定性
$F（\phi）R$という形式の非最小結合を使用して、スカラーテンソル理論における相対論的星の安定性を研究します。ここで、$F$はスカラーフィールド$\phi$に依存し、$R$はリッチスカラーです。球対称で静的な背景に、シュッツ・ソーキンアクションの形として、重力と最小限のカップリングで完璧な流体を組み込みます。多重極$l\geq2$の奇数パリティ摂動は、$F（\phi）>0$の条件下ではゴーストフリーであり、重力の速度は光の速度と同じです。$l\geq2$の偶数パリティ摂動の場合、完全流体、スカラー場、および重力セクターから生じる3つの伝播自由度があります。$l=0、1$の場合、動的自由度は2つのモードに減少します。ゴーストなしの条件とこれらの摂動の伝播速度を導き出し、それらを$F（\phi）>0$の有毛相対論的星の具体的な理論に適用します。完全な流体が$c_m^2$の2乗の正の伝播速度を持つ弱いエネルギー条件を満たす限り、BDパラメータ$\omega_の自発的スカラー化理論とBrans-Dicke（BD）理論のゴースト不安定性もラプラシアン不安定性もありません。{\rmBD}>-3/2$（$f（R）$重力を含む）。これらの理論では、$0<c_m^2\le1$が提供されている場合、偶数パリティ摂動のすべての伝播速度は星の内部でサブルミナルであり、星の外部の重力の速度は光の速度と等しいことを示します。
私たちは新しいメカニズムを考案し、粒子物理学のヒッグスモデルがインフレーションを駆動して宇宙マイクロ波背景観測を満たし、同時に曲率摂動を強化して小規模で生成された宇宙の暗黒物質の豊富さを説明できることを初めて示しました原始ブラックホールの形。原始ブラックホールの生成には、1次のヒッグス変動によって引き起こされる2次の重力波が伴います。これは、宇宙ベースの重力波検出器で観測できると予想されます。原始ブラックホール暗黒物質または確率論的重力波の将来の観測で、ヒッグス場の可能な宇宙探査を提案します。
ゆっくり回転する中性子星に対する大規模なスカラー-テンソル重力における強磁場効果とX線パルサーパルスプロファイルへの応用
| Title |
Strong-field_effects_in_massive_scalar-tensor_gravity_for_slowly_spinning_neutron_stars_and_application_to_X-ray_pulsar_pulse_profiles |
| Authors |
Rui_Xu,_Yong_Gao,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10080 |
重力のスカラーテンソル（ST）理論における中性子星（NSs）は、スカラー電荷を獲得し、自然スカラー化の有名な現象を通じて、一般相対性理論（GR）のそれとは異なる時空を生成できます。スカラー場の質量項を含むST理論に基づいて、線形化されたスカラー場の方程式を調査することにより、自然スカラー化の理論パラメータ空間を決定します。次に、ゆっくり回転するNSの完全な数値解が取得され、非常に詳細に研究されます。結果の時空は、テスト粒子の測地線を計算するために使用されます。ライトのような測地線を使用して、スカラー化されたNSの表面上の1組のホットスポットからのX線放射のプロファイルを作成します。理論。
| Title |
Structure_of_Quark_Star:_A_Comparative_Analysis_of_Bayesian_Inference_and_Neural_Network_based_modelling |
| Authors |
Silvia_Traversi,_Prasanta_Char |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10239 |
この作業では、2つの強力なパラメーター推定方法、つまりベイズ推論とニューラルネットワークに基づく学習を比較して、定速の音のパラメーター化を含むクォーク物質の状態方程式と、2ファミリーシナリオ内のクォーク星の構造を調べます。いくつかのX線源からの質量と半径の推定、および重力波イベントからの質量と潮汐の変形性測定を使用して、モデルのパラメーターを制約します。2つの方法で得られた結果は一貫しています。予測される音速は、コンフォーマル限界と互換性があります。
XENON1T超過のALP暗黒物質がインフレートンである場合
| Title |
What_if_ALP_dark_matter_for_the_XENON1T_excess_is_the_inflaton |
| Authors |
Fuminobu_Takahashi,_Masaki_Yamada,_and_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10311 |
電子反跳データにおける最近のXENON1Tの超過は、質量$m_\phi=2.3\pm0.2\、$keVおよび崩壊定数$f_\phi/q_eを持つ異常のないアキシオン様粒子（ALP）暗黒物質によって説明できます。\simeq2\times10^{10}\sqrt{\Omega_\phi/\Omega_{\rmDM}}\、{\rmGeV}$。興味深いことに、提案された質量と崩壊定数は、ALPがインフレーターの役割を果たすシナリオで予測された関係$f_\phi\sim10^3\sqrt{m_\phiM_p}$と一致しています。これは、XENON1Tの過剰の原因であるALP暗黒物質も非常に初期の宇宙でインフレを引き起こした可能性を引き起こします。XENON1T超過がALPインフレに与える影響と、インフレ後の宇宙の熱履歴を調べます。
