| Title |
HInet:_Generating_neutral_hydrogen_from_dark_matter_with_neural_networks |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shirley_Ho,_Laurence_Perreault-Levasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10340 |
今後の21cmの調査では、非常に大きな宇宙論的体積にわたる宇宙の中性水素（HI）の空間分布をマッピングします。これらの調査の科学的リターンを最大化するには、正確な理論的予測が必要です。流体力学シミュレーションは、現在、穏やかなものから非線形の状態でこれらの予測を提供する最も正確なツールです。残念ながら、その計算コストは非常に高く、数千万CPU時間です。畳み込みニューラルネットワークを使用して、N体シミュレーションからの物質の空間分布と最新の流体力学シミュレーションIllustrisTNGからのHIの間のマッピングを見つけます。私たちのモデルは、広く使用されている理論モデルよりも優れた性能を発揮します。非線形スケール$k\lesssim1$h/Mpcまでのすべての統計的プロパティのHaloOccupationDistribution（HOD）です。私たちの方法では、流体力学的シミュレーションと同様の特性を持つ非常に大きな宇宙体積にわたって21cmモックを生成できます。
相関関数の線形点に対する質量ニュートリノの影響
| Title |
The_effects_of_massive_neutrinos_on_the_linear_point_of_the_correlation_function |
| Authors |
G._Parimbelli,_S._Anselmi,_M._Viel,_C._Carbone,_F._Villaescusa-Navarro,_P.S._Corasaniti,_Y._Rasera,_R._Sheth,_G.D._Starkman,_I._Zehavi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10345 |
2点クラスタリング相関関数（TPCF）のディップとピークの間の中点として定義される線形点（LP）は、宇宙論の優れた標準定規であることが示されています。実際、それはほとんど赤方偏移に依存せず、非線形性、スケール依存性のハローバイアス、および赤方偏移空間の歪みに弱く敏感です。これまでのところ、これらの発見はニュートリノが質量ゼロであると仮定してテストされました。この論文では、分析を大規模ニュートリノ宇宙論に拡張します。特に、ニュートリノによって引き起こされるスケール依存成長がLP位置に影響を与えるかどうか、および質量のないニュートリノの場合と比較してLPのシフトを使用してニュートリノの質量を検出できるかどうかを調べます。私たちの目的のために、大規模なニュートリノを備えた2セットの最先端の$N$体シミュレーションを使用します。それらのそれぞれについて、私たちは冷たい暗黒物質（CDM）とハローのTPCFを測定し、LPを推定するために、バリオン音響振動（BAO）のスケールの範囲でモデルに依存しないパラメトリックフィットでTPCFをフィットさせます。全体として、ニュートリノが重い場合でも、LPは標準の定規としての機能を保持していることがわかります。したがって、LPで測定された宇宙距離は、ニュートリノ質量を制約するために使用できます。さらに、測定されたデータのLPを、質量のないニュートリノと固定された宇宙パラメータを使用した模擬銀河カタログのLPと比較することにより、ニュートリノの質量を制約する手順を提案します。LPの小さな不確実性$\sigma_\mathrm{LP}$は、将来の調査でニュートリノの質量の可能な検出を予測する上で重要な役割を果たします。ニュートリノ質量の合計は、調査ボリュームが十分に大きく、銀河サンプルのショットノイズが十分に小さければ、複数の赤方偏移ビンを使用すると検出できることがわかります。
ついにユニバーサル？暗黒物質ハローのスプラッシュバック質量関数
暗黒物質ハローの質量関数は、構造形成における最も基本的な統計の1つです。多くの理論モデル（Press-Schechter理論など）は、それが普遍的である可能性があるという概念に基づいており、適切な変数で表現すると、赤方偏移や宇宙論から独立しています。ただし、シミュレーションは、ビリアルの質量の質量関数と他の一般的に使用される球形の過密度の定義に永続的な非普遍性を示します。最近提案されたスプラッシュバック質量Mspを含む、広範囲の質量定義にわたる質量関数の普遍性を初めて体系的に研究します。LambdaCDM宇宙論では、すべての質量定義が、ピーク高さとともに増加し、テスト可能な最高質量で20％から500％に達するさまざまなレベルの非普遍性を示すことを確認しています。Mvir、M200m、およびMspは、同様のレベルの非汎用性を示します。ただし、スプラッシュバック質量関数が大幅に普遍的である2つのレジームがあります。第1に、z<2で10％まで普遍的ですが、球形の過密度の定義では、暗黒エネルギーによる進化が起こります。第2に、極端なパワースペクトルを持つ自己相似宇宙論をさらに考慮すると、スプラッシュバック質量関数は非常に普遍的です（40％から60％まで）。これらの結果は、スプラッシュバック半径が物理的に動機付けられたハロー境界の定義であるという概念を強く支持しています。シミュレーションデータを正確に再現するスプラッシュバック質量関数の単純なユニバーサルフィッティング式を示します。
宇宙バレエIII：宇宙ウェブにおけるハロースピンの進化
| Title |
Cosmic_Ballet_III:_halo_spin_evolution_in_the_cosmic_web |
| Authors |
Punyakoti_Ganeshaiah_Veena,_Marius_Cautun,_Rien_van_de_Weygaert,_Elmo_Tempel,_and_Carlos_S._Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10365 |
$\Lambda$CDMPlanck-MillenniumN-bodyシミュレーションで暗黒物質ハローの非常に大きなサンプルを使用して、宇宙ウェブのハロースピンの進化を探ります。NEXUS+マルチスケール形式を使用して、いくつかの赤方偏移でのフィラメントと宇宙ウェブのシートの階層を識別します。常にハロースピンの大きさがウェブ環境と相関し、フィラメントが最大であることを発見しました。また、初めて、フィラメントの厚さや、スピン配向とスパインの間の角度と相関することを示しました。ホストフィラメントの。たとえば、太いフィラメントの巨大なハローは、薄いフィラメントの対応するハローよりも速く回転しますが、低質量のハローの場合は逆になります。また、ハロースピン配向とフィラメントとシートの優先軸との間の整列の進化を研究しました。整列はハローの質量によって異なります。低質量のハローのスピンは主にフィラメントのスパインに沿っており、高質量のハローのスピンは主にフィラメントのスパインに垂直です。平均して、すべてのハローマスについて、ハロースピンは後でフィラメントスパインに対してより垂直になります。すべての赤方偏移で、スピン配列はフィラメントの厚さによってかなりの変化を示し、ハロー質量は平行から垂直配列への遷移に対応し、1桁以上変化します。ハロースピンの大きさの環境依存性は$z\leq2$の進化をほとんど示さず、おそらく初期条件の相関または高い赤方偏移効果の結果です
低質量スピンバイアスの物理的起源
| Title |
The_physical_origins_of_low-mass_spin_bias |
| Authors |
Beatriz_Tucci,_Antonio_D._Montero-Dorta,_L._Raul_Abramo,_Gabriela_Sato-Polito,_M._Celeste_Artale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10366 |
$z=0$では、質量が$\log（\text{M}_{\text{c}}/h^{-1}\text{M}_\odot）\simeq11.5を超える高スピンのハロー$は同じ質量の低スピンのハローよりも高いバイアスを持っています。ただし、この傾向はこの特徴的なクロスオーバー質量$\text{M}_{\text{c}}$を下回って反転することが知られています。この論文では、低質量端におけるハロースピンバイアスの赤方偏移の進化とスケール依存性を測定し、信号の反転がスプラッシュバックハローの効果によって完全に生成されることを示します。これらの低質量のハローは、はるかに大規模なハローの近くに生息する傾向があり、したがって、それらの大規模なバイアス特性を共有します。さらに、赤方偏移に依存するクロスオーバー質量スケール$\text{M}_{\text{c}}（z）$の場所は、低スピンおよび高スピンの部分母集団におけるスプラッシュバックの相対的な存在量によって完全に決定されることを示します。。サンプルからスプラッシュバックハローが除去されると、スピンバイアスの固有の質量依存性が回復します。スプラッシュバックは、低質量側のアセンブリバイアス信号の一部を説明するために示されているため、2つの異なる二次バイアストレンド（スピンバイアスとアセンブリバイアス）の間の特定のリンクを明らかにしました。
確率論的重力波背景と銀河数カウント間の相互相関の検索
| Title |
Searching_for_Cross-Correlation_Between_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_and_Galaxy_Number_Counts |
| Authors |
Kate_Ziyan_Yang,_Vuk_Mandic,_Claudia_Scarlata,_Sharan_Banagiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10456 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoは、最初と2番目の観測実行（O1とO2）からのデータに基づいて、永続的な方向性確率重力波背景（SGWB）の上限測定を最近公開しました。この論文では、この最尤SGWBマップと銀河数カウントなどの宇宙における物質構造の電磁トレーサーとの間に相関関係が存在するかどうかを調査します。私たちが開発した方法は、SGWBでの異方性の将来の検索の感度を向上させ、宇宙での構造の形成を調べるためのSGWB異方性の使用を拡大します。相互相関を計算するために、複数の周波数帯域でSGWBの球面調和分解を使用し、それらをHEALPixベースでピクセルベースのスカイマップに変換しました。電磁（EM）パーツの場合、SloanDigitalSkySurvey（SDSS）銀河カタログを使用して、SGWBマップと同じ角度分解能で銀河数カウントのHEALPixスカイマップを作成します。これらのSGWBと銀河数マップ間のピクセルベースのコヒーレンスを計算します。さまざまなSGWB周波数帯域とさまざまな銀河の赤方偏移ビンでの結果を評価した後、SGWBと銀河数カウントマップ間のコヒーレンスは、SGWBマップのヌル測定ノイズによって支配されているため、統計的に有意ではないと結論付けます。AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3番目の観測実行（O3）に基づく、より感度の高い今後のSGWB測定を使用することにより、この分析の結果が大幅に改善されると予想しています。
距離-双対関係による宇宙の不透明度のテストの失敗
光度距離$D_L$と角直径距離$D_A$の間の距離-双対関係（DDR）は、宇宙モデルの独立性であり、宇宙の不透明度をテストするための強力なツールと見なされます。それは多くの著者によって適用され、彼らはほとんどその有効性を確認し、宇宙のごくわずかな不透明性を報告します。それにもかかわらず、徹底的な分析により、宇宙の不透明度テストにDDRを適用するのは難しいことがわかります。宇宙の不透明度に関する$D_L$データの一意でない解釈と、現在利用可能な$D_A$データのかなり低い精度と不十分な範囲のため、その適用性は強く制限されています。さらに、著者は通常、宇宙の不透明度は周波数に依存しないと想定しており、規定された現象学的関数によってテストでパラメータ化します。このようにして、彼らは宇宙の不透明度が彼らの仮定に従わないことを証明するだけです。結果として、DDRを使用した宇宙の透明性の説得力のある証拠はこれまでのところ提示されていません。
局所型非ガウス曲率摂動によって引き起こされる重力波
現在の観測制約はまだかなりの質量ウィンドウを残しています$\sim[10^{-16}、10^{-14}]\cup[10^{-13}、10^{-12}]M_\odot$宇宙の暗黒物質（DM）のすべてを表す原始ブラックホール（PBH）。曲率摂動によって引き起こされる重力波（GW）は、これらのPBHの形成中に必然的に生成され、LISAの周波数帯域に分類されます。このようなスカラー誘導重力波（SIGW）は、パラメーター$F_{\rmNL}$によって特徴付けられる2次のローカルタイプの非ガウス性を考慮に入れても、LISAによって確実に検出されるはずです。この手紙では、非線形パラメータ$G_{\rmNL}$で示される3次までのローカルタイプの非ガウス曲率摂動によって引き起こされるGWの包括的な分析を行い、ログ赤外線領域のSIGWの角度依存の傾斜は一般的に予測され、SIGWの振幅はさらに数桁抑制できます。したがって、LISAによるSIGWのヌル検出は、すべてのDMを構成するPBHの可能性を排除できません。
ハッブルの緊張に関する封鎖の展望
これは私が2020年7月17日にケンブリッジで行った「ハッブルの緊張」についての講演の筆記録です。Riessと共同研究者によるSH0ES分析をレビューし、2つの主要な幾何学的距離アンカーである大マゼラン星雲（LMC）とNGC4258のセファイドから推測される相対距離の不一致など、いくつかの内部の不一致を指摘します。次に、`SH0ESを初期の時間測定と互換性があるようにするためには何が必要ですか？」答えは、SH0ES銀河のセファイド周期と光度の関係の切片における0.1-0.15等の系統的な偏りです。このようなバイアスは、フリードマンと共同研究者によって測定および校正されたハッブル張力、距離アンカー間の張力、SH0ESと赤い巨大枝（TRGB）距離ラダーの先端の違いを解決します。H0のTRGB値とSH0ES値の違いは、主に系統的なキャリブレーションオフセットが原因であることを示します。短期的には、観測努力は、より多くの超新星ホスト銀河への距離係数を測定しようとするのではなく、距離アンカーと近くの銀河のキャリブレーションを改善することに焦点を当てるべきです。NGC4258までの独立した距離推定は特に重要であると私は主張します。そのような観察があれば、ハッブルの緊張が本当に存在するかどうかを、比較的短いタイムスケールで明確に確立できるはずです。
数十の太陽質量のブラックホールバイナリの合併による重力波の検出により、暗黒物質候補としての原始ブラックホール（PBH）への関心が高まっています。私たちは、2020年夏頃の暗黒物質候補としてのPBHの（比較的）簡潔な概要を提供することを目指しています。最初に、生成された大きな密度摂動の崩壊によって形成されたPBHに主に焦点を当てて、初期宇宙におけるPBHの形成を確認しますインフレによって。次に、現在のPBHの存在量に関するさまざまな現在および将来の制約を確認します。最後に、この分野での主な未解決の質問について説明します。
$ \ alpha $ -attractorインフレモデルの観測上の制約
最新の宇宙マイクロ波背景（CMB）、大規模構造（LSS）、およびBモード偏光データに照らして、$\alpha$-attractorsインフレモデルのクラスの観測的実行可能性を調査します。最初に、スローロール分析から、このクラスのモデルの動作を調査します。これは、$\alpha$の大きな値のカオスインフレと普遍的なアトラクタの間の連続補間、つまり$n_s=1-2/Nです。$および$r=\alpha12/N^2$（小さい$\alpha$の場合）、$n_S$はスペクトルインデックス、$r$はテンソルとスカラーの比、$N$はeフォールド数。また、MCMC分析を実行して、ダブルウェルインフレポテンシャル、つまりヒッグスのようなモデルの空間パラメーターを探索します。$\alpha$パラメータの1$\sigma$-limit、$\alpha=7.56\pm5.15$を含む、考慮されたモデルの宇宙論的パラメータおよび原始パラメータの厳しい制約を取得します。
レッドシフト$ z \ sim20 $での「宇宙論的恐竜」の観測的兆候
| Title |
Observational_manifestations_of_"cosmological_dinosaurs''_at_redshifts_$z\sim20$ |
| Authors |
V._K._Dubrovich,_Yu._N._Eroshenko,_S._I._Grachev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10896 |
非常に高い質量の原始ブラックホール$10^9-10^{10}M_\odot$を考えます。ローカルのエネルギー放出源のない赤方偏移$z\sim20$で暗黒物質と陽イオンハローに囲まれています。初期の宇宙におけるそのような重くて集中した物体は、以前は「宇宙恐竜」と呼ばれていました。水素原子の21cm線におけるスペクトル分布と輝度の空間変動は、放射伝達の理論を使用して計算されます。ある半径で原始ブラックホールの周りの球殻の形で、狭くて深い吸収が生じることが示されています。この殻のパラメータは、ほぼ専らブラックホールの質量に依存しています。そのようなオブジェクトの検索のハードウェアと方法論の側面について説明します。
冥王星カロンシステムの広域バイナリー起源
冥王星-カロンバイナリシステムは、バイナリカイパーベルト人口の最もよく研究された代表です。その起源は、他のクピアベルト天体（KBO）と連星の形成、および外部の太陽系の進化を理解するために不可欠です。冥王星-カロンシステムは、比較的低速で2つの巨大なKBO間の巨大な衝撃の後に形成されると考えられています。ただし、2つの最も大規模なKBO間のランダムな直接衝突の可能性は低く、低速衝突の要件によってさらに制約されているため、これは微調整されたシナリオになる可能性があります。ここでは、以前の研究を拡張し、プロトプルートチャロンシステムが高度に傾斜したワイドバイナリとして形成され、その後、世俗的/準世俗的な進化を経て直接的な影響がもたらされることを示唆しています。カイパーベルトではワイドバイナリがユビキタスであり、その多くは高度に傾斜していると予想されるため、シナリオは堅牢であると予想されます。解析ツールと3体のSun-（proto-）Pluto-Charonシステムの少数体シミュレーションを使用して、初期条件の大きなパラメーター空間がそのような衝突につながることを示します。このような衝撃の速度は、拘束されたシステムの脱出速度であり、低速の衝撃を自然に説明します。したがって、冥王星-カロン系の力学的進化と起源は、他のバイナリーや接触バイナリー（Arrokothなど）と同様の経年起源に遡ることができ、KBOの進化に重要な役割を果たすことを示唆しています。
初期の太陽連星コンパニオンの事例
$\sim10^3\;離れた位置にある太陽誕生クラスターの太陽と等質量の一時的なバイナリコンパニオンであることを示します。\mathrm{\;AU}$は、観測された外部オールトクラウドオブジェクトの人口を形成し、プラネットナインを捕獲する可能性を高めたでしょう。特に、プラネットナインのキャプチャされた起源の発見は、唯一の恒星の歴史に比べて桁違いに私たちのバイナリモデルを支持します。私たちのモデルは、PlanetNineに類似した軌道を持つ小惑星の過剰を予測します。これは、恒星のバイナリによる捕捉から生じ、LSSTで発見できます。
セレスクレーターとベスタクレーターの年代とサイズ分布のモデリング
| Title |
Modeling_the_chronologies_and_size_distributions_of_Ceres_and_Vesta_craters |
| Authors |
Fernando_Roig_and_David_Nesvorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10506 |
小惑星インパクターの自己矛盾のない力学モデルから、セレスとベスタのクレーター年代を推測します。モデルは、太陽系の歴史の早い段階で惑星の移動/不安定性を説明し、4.56Gy以上の小惑星軌道を追跡します。現在の小惑星帯の人口に合わせて調整されています。モデルは、太陽系の歴史を通じて、いつでもさまざまな世界への小惑星の影響の数を提供します。結果をインパクターとクレーターのスケーリング関係と組み合わせて、セレスとベスタのクレーター分布を決定し、これらの理論的予測と観測値を比較します。（i）セレスとベスタの暦は似ていますが、月暦とは大きく異なります。したがって、以前の出版物で頻繁に行われていたように、主ベルト小惑星に月暦を使用することは正しくありません。（ii）モデルの結果は、ベスタで観測された大きな（直径$>90$km）クレーターの数とサイズの分布と一致しますが、セレスの大きなクレーターの数は過大評価しています。これは、セレスでは大きなクレーターの消去が必要であることを意味します。（iii）惑星の移動/不安定性が早期に発生するモデルでは、最後の1Gyの間にベスタにレアシルビア盆地を形成する確率は10\％で、後期不安定性の場合よりも$\sim1.5$高く、以前の調査で見つかった値より$\sim2.5$倍。したがって、$\sim1$Gy前（Ga）でのRheasilviaの形成は多少珍しいでしょうが、$\simeq1.5\sigma$以上では除外できません。広い意味では、私たちの仕事は小惑星のクレーターの記録をモデル化するための自己矛盾のないフレームワークを提供します。
乱流は微惑星形成の長さスケールを設定します：ストリーミングの不安定性と微惑星形成のローカル2Dシミュレーション
| Title |
Turbulence_sets_the_length_scale_for_planetesimal_formation:_Local_2D_simulations_of_streaming_instability_and_planetesimal_formation |
| Authors |
Hubert_Klahr_and_Andreas_Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10696 |
Arrokothという名前のトランスネプチュニアンオブジェクト2014MU69は、惑星が小さなオブジェクトの連続した衝突によってではなく、小石の雲の直接の重力崩壊によって形成されたという最新の証拠です。しかし、この崩壊が発生する可能性のある物理的スケールを設定するプロセスは何ですか？星の形成にはジーンズの質量があります。つまり、重力が熱圧力よりも強く、太陽の質量を理解するのに役立ちます。しかし、惑星形成の場合、何が質量とサイズを制御するのでしょうか？小惑星とカイパーベルトオブジェクトの両方は、100kmでのサイズ分布にキンクを示します。ここでは、小石雲が微惑星に断片化するための重力崩壊基準を導出します。これは、塊が乱流拡散を克服するために臨界質量が必要であることを示しています。ストリーミングの不安定性によって引き起こされる惑星形成の直接数値シミュレーションで、この基準の有効性をテストすることに成功しました。したがって、私たちの結果は、詳細なサイズ分布を扱っていないが、文献のストリーミング不安定性シミュレーションで形成されている惑星のサイズを説明することができます。観測された$\sim$100kmの特徴的な直径は、2から60auの太陽系星雲モデルの広い領域のストリーミングの不安定性に起因する乱流拡散の強さによって設定された小石雲の臨界質量に対応することがわかります。星雲ガスが枯渇したときに、遠く離れた場所や遅い時間に小さな物体を許容する傾向。
月と大規模な土星の環の間の相互作用による土星の衛星の軌道進化
| Title |
Orbital_evolution_of_Saturn's_satellites_due_to_the_interaction_between_the_moons_and_massive_Saturn's_rings |
| Authors |
Ayano_Nakajima,_Shigeru_Ida_and_Yota_Ishigaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10745 |
土星の中型衛星（衛星）は、他のすべてのペア（ミマス-テチス4：2とエンケラドス-ディオーネ2：1）との平均運動共鳴に閉じ込められる不可解な軌道構成を持っています。Crida＆Charnozの衛星形成のモデルに基づいて現在の軌道構成を架空の古代の大規模リングから再現するには、隣接するペアがトラップされずに1次平均運動共鳴を通過する必要があります。トラッピングは、衛星とリング（ディスク）の間の重力相互作用によって引き起こされる高速軌道移動や衛星の離心率の励起によって回避できますが、これはまだ不明です。私たちの研究では、完全なN体シミュレーションを通じて、ディスクとの相互作用による衛星軌道の進化を調査します。単一の衛星と相互作用する自己重力粒子ディスクのグローバルな高解像度N体シミュレーションを実行しました。ディスクには$N\sim10^5$パーティクルを使用しました。すべての粒子の重力とそれらの非弾性衝突が考慮されます。その結果、高密度の短波長ウェイク構造がディスクの自己重力によって作成され、$m\sim$を持つグローバルスパイラルアームが衛星によって誘導されます。自己重力ウェイクは、衛星の軌道進化を制御します。これは、ディスク展開メカニズムと見なされていますが、軌道進化の推進力とは見なされていません。衛星への自己重力伴流トルクは非常に効果的であるため、衛星の移動は、スパイラルアームトルクで予測されたものよりもはるかに高速です。隣接する衛星ペアの共鳴捕獲を回避し、土星の中型衛星の現在の軌道構成を確立するための可能なモデルを提供します。
天王星と海王星の内部：現在の理解と未解決の質問
| Title |
The_Interiors_of_Uranus_and_Neptune:_Current_Understanding_and_Open_Questions |
| Authors |
Ravit_Helled_and_Jonathan_J.~Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10783 |
天王星と海王星は、私たちの太陽系で異なるクラスの惑星を形成しています。この事実と、他の惑星系における類似質量の惑星の遍在性を考えると、それらの内部構造と構成を理解することが不可欠です。ただし、これらの惑星に関しては、回答よりも未解決の質問が多くあります。このレビューでは、天王星と海王星の内部について私たちが知らないことに焦点を当て、惑星が同じではなく、なぜ異なるのかについて焦点を当てます。次に、惑星の内部構造と進化に関する知識をまとめます。最後に、理論面でさらに調査する必要があるトピックと、宇宙ミッションからの必要な観察を特定します。
超短周期惑星は潮汐に対して安定している
ホットジュピターがホストスターのメインシーケンスの寿命が終わる前に潮のインスピレーションを経験することは、個々のシステムと人口レベルの両方で明白に示されています。超短周期（USP）の惑星は軌道周期が$P<1$日で、岩が多い組成であり、ホストスター内の潮汐散逸の効率が$Q_\としてパラメーター化されている場合、高温の木星と同様のタイムスケールで潮汐減衰が発生すると予想されます。ast'$は$P$および/または二次質量$M_{\mathrm{p}}$から独立しています。2つのクラスのシステムの違いから、一定の$Q_\ast'$モデルでは不十分であることがわかります。USP惑星が潮汐のインスピレーションを経験する場合、USP惑星システムはUSP惑星のない同様の星と比較して比較的若いです。これは相対年齢のプロキシであるため、USPの惑星候補ホストと非ホスト星の銀河速度分散を、地上ベースの放射速度で補足されたGaiaDataRelease2からのデータを使用して計算します。主系列USP惑星候補のホスト星は、観測されたUSP惑星なしで、ケプラーフィールドの類似の星と一致する運動学を持っていることがわかります。これは、USP惑星ホストがフィールドスターと同様の年齢であり、USP惑星がホストスターのメインシーケンスの寿命の間に潮汐を経験しないことを示しています。USP惑星の生存には、$P\約0.7$日で$Q_\ast'\gtrsim10^7$と$M_{\mathrm{p}}\約2.6〜M_{\odot}$が必要です。この結果は、$Q_\ast'$が軌道周期および/またはセカンダリの質量に$0.5\mathrm{〜days}\lesssimP\lesssim5$日および$1〜M_{\oplus}\lesssimM_の範囲で依存することを要求します{\mathrm{p}}\lesssim1000〜M_{\oplus}$。
オタマジャクシの変態の解明III：過去と現在の環境影響の定量化
| Title |
Illuminating_a_tadpole's_metamorphosis_III:_quantifying_past_and_present_environmental_impact |
| Authors |
Megan_Reiter,_Thomas_J._Haworth,_Andr\'es_E._Guzm\'an,_Pamela_D._Klaassen,_Anna_F._McLeod,_Guido_Garay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10341 |
MUSEおよびALMAの観測と理論モデルを組み合わせて、カリーナ星雲にあるオタマジャクシ形の小球がその環境によってどのように影響を受けたかを評価します。この小球は現在比較的小さく（半径〜2500au）、原始星のジェット+流出（HH900）をホストしており、青にシフトした速度〜10km/sで、キネマティクスが設定されている場合よりも速く移動しています前駆体雲の乱流速度分散による。その外層は現在まだ加熱されていますが、内圧と外圧を比較すると、小球が崩壊後の段階にあることを意味します。興味深いことに、流出は曲がっています。それは、それを発射する責任のあるYSOが小球と一緒に移動していることを意味します。最も可能性の高いシナリオは、放射駆動爆縮を受ける前に雲がはるかに大きく、光蒸発ロケット効果の下で小球を観測された高速に加速し、流出の原因である星の形成をトリガーしたシナリオであると結論付けます。これで、小球は崩壊後に準定常状態になる可能性があります。最後に、HH900YSOはおそらく$\gtrsim$1M$_{\odot}$であり、小球内で形成される唯一の星である可能性があります。トリガーされた星形成のこのプロセスが、小球が断片化して複数の星を形成するのを防ぎ（たとえば、加熱のため）、単一のより高い質量の星を生成した可能性があります。
ちょっとした寓話：宇宙論的シミュレーションによる矮小銀河のAGNフィードバックの調査
| Title |
A_little_FABLE:_exploring_AGN_feedback_in_dwarf_galaxies_with_cosmological_simulations |
| Authors |
Sophie_Koudmani,_Nicholas_A._Henden_and_Debora_Sijacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10342 |
標準伝承とは対照的に、活動銀河核（AGN）からのフィードバックも銀河集団の質量の低い端で役割を果たす可能性があるという観測的証拠が増えています。宇宙シミュレーションスイートFABLEを使用して、ドワーフ体制（$M_\mathrm{stellar}<10^{9.5}\\mathrm{M_{\odot}}$）に特に焦点を当てて、これを調査します。ホスト銀河との平均スケーリング関係に関して、大規模なブラックホール（BH）は、より高温でより高速な流出を引き起こし、ガスの質量分率を大幅に減少させることがわかりました。それらはまた、私たちのモックのMaNGA速度マップで運動学的に不整合なイオン化ガス成分を表示する可能性が高くなりますが、宇宙からの流入と合流も不整合の一因となることを警告しています。ローカルユニバースでは、小人のAGNの大部分は恒星のコンポーネントよりもはるかに暗いですが、$z\geq2$の場合、ホストよりも多くの人口が存在します。これらの高赤方偏移過大BHは矮星の消光に寄与しますが、宇宙の後半では超新星（SN）フィードバックの方が効率的です。私たちの結果は全体的に小人のAGNのX線観測とよく一致していますが、赤方偏移が低いFABLEに高輝度のX線AGNがないことは、FABLEの小人でSNフィードバックが強すぎてAGNを削減しているという興味深い可能性を示しています成長とフィードバック。今後の観測では、光度が低く、赤方偏移が高い矮星のAGNがさらに明らかになる可能性があると予測しています。
矮小銀河の固有の形状を4つの有効半径まで追跡：低質量恒星ハロー形成の手がかり
| Title |
Tracing_the_Intrinsic_Shapes_of_Dwarf_Galaxies_out_to_Four_Effective_Radii:_Clues_to_Low-Mass_Stellar_Halo_Formation |
| Authors |
Erin_Kado-Fong,_Jenny_E._Greene,_Song_Huang,_Rachael_Beaton,_Andy_D._Goulding,_Yutaka_Komiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10349 |
滑らかな、拡張された回転楕円体の周辺が、近くの矮小銀河の周りで長い間観察されてきましたが、矮星が一般に拡張された恒星ハローをホストしているかどうかは不明です。HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）からのイメージングを使用して、0.005<z<0.2および10^7<M_star/M_sun<10の矮星のサンプルの4つの有効半径までの矮小銀河の形状を測定します^9.6。<B/A>>〜0.75（楕円体はC<=B<=Aによって制約された3つの主な半軸によって特徴付けられる）で、小人はわずかに3軸であることがわかります。M_star>10^8.5M_sunでは、銀河は、中心近くの厚い円盤状から、4つの有効半径で回転楕円体極に向かって成長します。また、青い小人は平均して赤い小人よりもディスクが薄いという特徴がありますが、青と赤の小人はどちらも半径の関数としてより回転楕円体になることがわかります。この関係は、野外と衛星の小人との比較にも当てはまります。半径の関数としての比較的回転楕円体の形状へのこの均一な傾向は、低質量銀河の周りの恒星周辺のその場形成メカニズムと一致しており、星形成フィードバックが矮小の周りの円形恒星周辺を生成する提案モデルと一致しています。
クエーサー、流出およびジェットをホストする局所銀河における高分子ガス含有量と星形成率
| Title |
High_molecular_gas_content_and_star_formation_rates_in_local_galaxies_that_host_quasars,_outflows_and_jets |
| Authors |
M.E._Jarvis_(MPA/ESO/LMU),_C.M._Harrison_(Newcastle_University),_V._Mainieri,_G._Calistro_Rivera,_P._Jethwa,_Z.-Y._Zhang,_D.M._Alexander,_C._Circosta,_T._Costa,_C._De_Breuck,_D._Kakkad,_P._Kharb,_G.B._Lansbury,_A.P._Thomson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10351 |
強力なz〜0.1タイプ2のクエーサーのサンプルを使用し（'ぼやけ';log[L（AGN）/erg/s]>〜45）、キロパーセクスケールのイオン化アウトフローとジェットをホストし、AGNフィードバックの可能なシグネチャを識別しますそれらのホスト銀河の総分子ガス貯留層について。具体的には、9つのソースのCO（2-1）遷移と3つのサブセットのCO（6-5）のAtacamaパスファインダー実験（APEX）観測を示します。私たちのサンプルの大部分はスターバースト銀河（平均比星形成率1.7/Gyr）にあり、7つのCO検出クエーサーにも大きな分子ガス貯留層（平均Mgas=1.3x10^10Msun）があることがわかりました。星形成や分子ガスの特性については事前選択がありませんでした。クエーサーと流出の存在にもかかわらず、分子ガスフラクション（Mgas/Mstar=0.1-1.2）と枯渇時間（Mgas/SFR=0.16-0.95Gyr）は、恒星が一致する銀河集団全体に期待されるものと一致していることがわかります質量と特定の星形成率。さらに、必要な測定値を持つ3つのターゲットのうち少なくとも2つについて、CO（6-5）/CO（2-1）輝線比は、遷移のこの範囲でCO励起を支配する星形成と一致しています。私たちの研究の目標は、高レベルの星形成と核活動を同時に伴う、銀河進化のガスに富んだ段階を表しています。さらに、ジェットと流出は、地球規模の分子ガス貯留層にすぐに目に見える影響を与えません。
内側の銀河に埋められたハローの主要な構成要素が存在するというAPOGEEからの証拠
| Title |
Evidence_from_APOGEE_for_the_presence_of_a_major_building_block_of_the_halo_buried_in_the_inner_Galaxy |
| Authors |
Danny_Horta,_Ricardo_P._Schiavon,_J._Ted_Mackereth,_Joel_Pfeffer,_Andrew_C._Mason,_Shobhit_Kisku,_Francesca_Fragkoudi,_Carlos_Allende_Prieto,_Katia_Cunha,_Sten_Hasselquist,_Jon_Holtzman,_Steven_R._Majewski,_David_Nataf,_Robert_W._O'Connell,_Mathias_Schultheis,_Verne_V._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10374 |
私たちはAPOGEEから、銀河中心の$\sim$4〜kpc内にある新しい金属の少ない恒星構造の存在についての証拠を報告します。天の川の低質量衛星に似た化学組成を特徴とする、この新しい内部銀河構造（IGS）は、内部銀河のより金属に富む集団から化学的および動的に分離されているようです。この構造は、天の川の初期の生命で発生した可能性が高い降着イベントに関連付けられていると推測します。この構造の平均元素存在量を宇宙論的数値シミュレーションからの予測と比較すると、前駆システムの星の質量は$\sim5\times10^8M_\odot$、または最近発見されたガイアエンケラドスの質量の約2倍であると推定します/ソーセージシステム。金属に乏しい（[Fe/H]$<$-0.8）バルジサンプル内のaccretted：{\itinsitu}比は1：3と1：2の間のどこかであり、宇宙の数値シミュレーションの予測を確認しますさまざまなグループによって。
拡張発光を伴う超コンパクトHII領域：G43.89-0.78の場合とその分子環境
| Title |
Ultracompact_HII_regions_with_extended_emission:_The_case_of_G43.89-0.78_and_its_molecular_environment |
| Authors |
Eduardo_de_la_Fuente,_Daniel_Tafoya,_Miguel_A._Trinidad,_Alicia_Porras,_Alberto_Nigoche-Netro,_Simon_N._Kemp,_Stanley_E._Kurtz,_Jose_Franco,_and_Carlos_A._Rodriguez-Rico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10426 |
KarlJansky超大型アレイ（VLA）、OwensValleyRadioObservatory（OVRO）、AtacamaLargeMillimetricArray（ALMA）、および赤外線\textit{Spitzer}観測所は、大規模な星形成領域や関連するオブジェクトなどを研究するための強力な施設です超小型（UC）\hii領域、分子凝集塊、およびコア。これらの望遠鏡を使用して、\uchiirG43.89--0.78を研究しました。NVSSと\textit{Spitzer}のデータを使用した、アークミニッツスケールでの形態学的研究は、この領域が\textit{Spitzer}の観測によって明らかにされた\textit{泡のような}構造で観察されたものと類似していることを示しています。この結果と、3.6cmのデータに基づく物理的特性を含めて、G43.89--0.78は、3.6と20での無線連続体データを比較するこの論文で与えられた運用上の定義を満たすため、ExtendedEmissionを持つ\uchiirとして分類されることをお勧めします。〜cm。超小型コンポーネントの場合、VLAデータを使用して3.6〜cmの物理パラメータを取得し、この領域が\uchii領域であることを確認します。ALMA観測を使用して、質量が220M$の高密度（$2.6\times10^7$cm$^{-3}$）および小さな（$\sim$2.0\arcsec;0.08pc）分子の塊の存在を検出します_{\odot}$と平均運動温度21〜K、\uchii地域の近くにあります。この塊には、G43.890--0.784としてカタログ化され、ウォーターメーザーも存在し、おそらく双極の流出をたどります。この付近で、G43.899--0.786（T$_d$=50K;M=11M$_{\odot}$）、およびG43.888--0.787（T$_d$=50K;M=15M$_{\odot}$）。
天の川ハローのコースティックリングモデルのガイアスカイマップにおける三角形の特徴の意味
| Title |
Implications_of_triangular_features_in_the_Gaia_skymap_for_the_Caustic_Ring_Model_of_the_Milky_Way_halo |
| Authors |
Sankha_S._Chakrabarty,_Yaqi_Han,_Anthony_Gonzalez,_and_Pierre_Sikivie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10509 |
天の川のガイア地図は、銀河中心の反対側のほぼ対称的な位置にある一対の三角形の特徴を示しています。このホワイトペーパーでは、これらの特徴が銀河ハローの暗黒物質分布における苛性アルカリリングの兆候であると仮定して、その意味合いを探ります。このような一連のリングの存在は、コースティックリングモデルによって予測されます。モデルの位相空間分布は、アキシオンまたはアクシオンのような粒子のボーズアインシュタイン凝縮を再熱することによって取得されたものです。ダストが冷たいアキシオン流によって重力で運ばれることを示し、これを三角形の特徴の鋭さの説明として提案します。特徴の場所は、地球上の私たちが、ガイア以前の観測に基づいて考えられたよりも5番目のコースティックリングに非常に近いことを意味します。ほとんどの場合、三尖断面の内部にいます。その場合、地球上の暗黒物質密度は、ビッグ、リトル、アップ、ダウンと呼ばれる4つの冷たい流れによって支配されます。三尖断面の外側にいる場合、地球上の暗黒物質密度は、ビッグとリトルの2つの冷たい流れによって支配されます。Gaiaマップの三角形の特徴とIRASマップの一致する特徴を使用して、4つの局所的に支配的な流れの速度ベクトルと密度を推定します。
次世代乙女座クラスター調査（NGVS）。 XXX。超拡散銀河とその球状星団システム
| Title |
The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey_(NGVS)._XXX._Ultra-Diffuse_Galaxies_and_their_Globular_Cluster_Systems |
| Authors |
Sungsoon_Lim,_Patrick_C\^ot\'e,_Eric_W._Peng,_Laura_Ferrarese,_Joel_C._Roediger,_Patrick_R._Durrell,_J._Christopher_Mihos,_Kaixiang_Wang,_S.D.J._Gwyn,_Jean-Charles_Cuillandre,_Chengze_Liu,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Elisa_Toloba,_Laura_V._Sales,_Puragra_Guhathakurta,_Ariane_Lan\c{c}on,_and_Thomas_H._Puzia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10565 |
次世代乙女座クラスタ調査（NGVS）のディープイメージングに基づく乙女座クラスタ内の超拡散銀河（UDG）の研究を紹介します。銀河のスケーリング関係に基づくUDGクラスの新しい定義を適用して、拡張選択基準と制限選択基準をそれぞれ使用して、44と26のUDGのサンプルを定義します。私たちのUDGサンプルには、以前に知られているUDGよりもかなり暗いオブジェクトが含まれています。つまり、半分以上が$\langle\mu\rangle_e\sim27.5$magarcsec$^{-2}$より暗いです。乙女座のコア領域のUDGは、「通常の」矮小銀河と構造的に異なることを示すいくつかの証拠を示していますが、この分離は、クラスター全体の銀河の完全なサンプルを考えると消えます。UDGは、同様の光度の他の乙女座銀河よりもその空間分布により集中的に集中していますが、それらの形態は、少なくとも一部のUDGが拡散プロセスを潮汐相互作用や低質量の合体などの物理的プロセスに起因していることを示しています。クラスター環境内でプレイしています。乙女座UDGの球状星団（GC）システムは、特定の頻度（$S_N$）の範囲が広く、平均的な$S_N$は「通常の」乙女座の矮星よりも高いが、固定光度でのComaUDGよりも平均$S_N$が低い。それらのGCは主に青色で、より大規模なUDGの赤いクラスターからの寄与はわずかです。組み合わされたGC光度関数は、矮小銀河で観測されたものと一致しており、異常に明るいという証拠はありません。それらの形態とそのGCプロパティの多様性は、単一のプロセスがUDGクラス内のすべてのオブジェクトを生み出していないことを示唆しています。利用可能な証拠に基づいて、UDGは単に銀河のサイズと表面輝度分布の拡張された尾を占めるシステムであると結論付けます。
28候補の大規模シンクロトロン放射源の低（周波数）フォローアップ
| Title |
Low(er)_frequency_follow-up_of_28_candidate,_large-scale_synchrotron_sources |
| Authors |
Torrance_Hodgson,_Melanie_Johnston-Hollitt,_Benajmin_McKinley,_Tessa_Vernstrom,_Valentina_Vacca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10578 |
Vaccaらのレポートをフォローアップします。（2018）空の8{\deg}$\times$8{\deg}エリアにある28個の候補の大規模拡散シンクロトロンソース（RA5h0m0s12月5日{\deg}48'0''に中心がある）。これらのソースは、もともと単一皿のサルデーニャ電波望遠鏡（SRT）とアーカイブのNRAOVLASkySurvey（NVSS）データの組み合わせを使用して1.4GHzで観測されました。それらはz$\約$0.1の9つの巨大な銀河団のある地域にあり、シンクロトロン宇宙ウェブのフィラメントの最初の検出の候補です。MurchisonWidefieldArray（MWA）では154MHz、AustralianSquareKilometerArrayPathfinder（ASKAP）では887MHzで、これらの候補ソースをより低い周波数で観測して検証します。私たちは、新しい手法を使用してこれらの機器の表面輝度感度を計算し、低周波観測、特にASKAPによる観測が、大規模で拡張されたシンクロトロン放射の検出に最適であることを示しています。それにもかかわらず、これらの線源はシンクロトロンが起源ではないか、宇宙ウェブに関連している可能性が低いと結論付けざるを得ません。
放射トルクによる粒子の整列と破壊に照らして$ \ rho $ Ophiuchi Aからの偏光ダスト放出を理解する
| Title |
Understanding_polarized_dust_emission_from_$\rho$_Ophiuchi_A_in_light_of_grain_alignment_and_disruption_by_radiative_torques |
| Authors |
Le_Ngoc_Tram,_Thiem_Hoang,_Hyeseung_Lee,_Fabio_Santos,_Archana_Soam,_Antoine_Gusdorf,_Pierre_Lesaffre,_William_Reach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10621 |
周囲の磁場とダスト粒子の整列は、スターライトの偏光と熱ダスト放出を生成します。89$\mu$mと154$\mu$mのBアソシエーションによってホストされている$\rho$Ophiuchus（Oph）Aクラウドに対して観測されたアーカイブSOFIA/HAWC+偏光測定データを使用すると、熱ダスト放出の分数分極粒子温度が最初に増加し、次に粒子温度が$\simeq$32-34Kを超えると減少します。後者の傾向は、分極率の単調増加を意味する一般的なRAdiativeTorques（RATs）アライメント理論の予測とは異なります。穀物温度。$\rho$Oph-A雲の偏光ダスト放出の数値モデリングを実行し、RATによるダスト粒子の整列と回転の混乱を同時に考慮して、ダストの偏光度を計算します。私たちのモデリング結果は、観測データの上昇傾向と下降傾向の両方を正常に再現できました。さらに、すべてのダスト粒子がべき法則サイズ分布に従うと仮定すると、複合構造内のケイ酸塩粒子またはケイ酸塩-炭素粒子の混合物のみの配置が観察を再現できることを示します。私たちの結果は、分子雲の粒子が複合構造を持つことを示唆しています。粒子サイズの分布には勾配$\beta<-3.5$があり、これは星間物質の標準的なサイズ分布よりも急勾配です。これは、小さな粒子の量を増加させる大きな粒子の破壊効果から生じる可能性があります。SOCIA/HAWC+データとJCMTファシリティを使用した450$\mu$mおよび850$\mu$mでのより長い波長での観測の組み合わせは、RATによる粒子の整列と破壊に基づいて提案されたシナリオをテストするのに役立ちます。
GRANDおよびPOEMMAを使用した超高エネルギータウニュートリノの断面
次世代のニュートリノ実験は、ニュートリノセクターの天体粒子物理学の理解における限界を、現在の最先端の高エネルギーニュートリノ実験であるIceCubeよりも桁違いに高くします。これらの実験では、ニュートリノを使用して宇宙で最も極端な環境について説明すると同時に、これらの極端な環境を、予測可能な将来にアクセス可能な最高エネルギー$E\sim10^9$GeVでのニュートリノプロパティのプローブとして活用します。これらのエネルギーでニュートリノは容易に地球に吸収されます。等方性分布であると仮定して、フラックスが地球を通る角度の関数としてどのように変化するかを調べることにより、$\nu20\tau$-$N$断面を$\sim20\で正確に抽出できることを示します$N_{\rmevents}\sim100$イベントが与えられた％$レベル（ウィルクスの定理を想定した$1\sigma$）。
| Title |
Gravitational-wave_signal-to-noise_interpolation_via_neural_networks |
| Authors |
Kaze_W._K._Wong,_Ken_K._Y._Ng,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10350 |
信号対雑音比（SNR）の計算は、重力波データ分析で最も一般的なタスクの1つです。単一のSNR評価は一般に高速ですが、合併イベントの母集団全体のSNRの計算には時間がかかる可能性があります。選択した波形モデルと検出器ノイズカーブを使用して、（検出器フレーム）総質量、質量比、スピンの大きさの関数として、整列スピンバイナリブラックホールマージャーのSNRを計算し、この4次元パラメーターでSNRを補間します単純なニューラルネットワーク（多層パーセプトロン）を備えた空間。トレーニングされたネットワークは、4コアCPUの$10^6$SNRを1分以内に評価でき、中央値のフラクショナルエラーは$10^{-3}$未満です。これは、基になる波形モデルに応じて、$[120、\、7.5\times10^4]$の範囲の係数による平均スピードアップに対応します。訓練されたネットワーク（およびソースコード）は、https：//github.com/kazewong/NeuralSNRで公開されており、同様の多次元補間問題に簡単に適合させることができます。
z = 4.26電波銀河4C 63.20からの拡張X線放出
| Title |
Extended_X-ray_emission_from_the_z=4.26_radio_galaxy_4C_63.20 |
| Authors |
Kate_Napier,_Adi_Foord,_Elena_Gallo,_Gabriele_Ghisellini,_Edmund_Hodges-Kluck,_Jianfeng_Wu,_Francesco_Haardt,_and_Benedetta_Ciardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10368 |
チャンドラX線望遠鏡による4C63.20の深い画像観測について報告します。これは、z>3.5で知られている数少ない電波銀河の1つです。X線の対応物は、コアと2つの非核線源に分解され、これらを組み合わせることで、X線フラックス全体の30％近くを占めます。コンパクトなホットスポットを除外することはできませんが、それらの形態と向きは、びまん性のローブのような性質と一致しています。4C63.20の広帯域スペクトルエネルギー分布は、大部分の放射束がホットスポットからのシンクロトロン放射に帰することができるジェットモデルで再現できますが、（非核）X線放射は逆コンプトン（IC）拡張ローブ内の宇宙マイクロ波背景（CMB）フォトンから。このシナリオは、より高温のCMBで高度に磁化されたローブからの期待と概ね一致しており、IC/CMBが高い赤方偏移で極端でない無線ローブをクエンチする可能性があるという見方をサポートしています。
$ z \ sim 0.8 $にある短いGRB 161104Aの遠方の銀河クラスター環境と、短いGRBホスト母集団との比較
| Title |
The_distant,_galaxy_cluster_environment_of_the_short_GRB_161104A_at_$z\sim_0.8$_and_a_comparison_to_the_short_GRB_host_population |
| Authors |
Anya_E._Nugent_(Northwestern,_CIERA),_Wen-fai_Fong,_Yuxin_Dong,_Antonella_Palmese,_Joel_Leja,_Alicia_Rouco_Escorial,_Peter_K._Blanchard,_Kerry_Paterson,_Ryan_Chornock,_Andrew_Monson,_Matt_Nicholl,_and_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10372 |
$z=0.793\pm0.003$でのSwiftの短いGRB161104Aとそのホスト銀河のマゼラン観測を示します。マルチバンド測光と恒星人口推論コードプロスペクターで分光法をモデル化し、ネストされたサンプリングを使用して事後を探索します。質量加重年齢$t_m=2.12^{+0.23}_{-0.21}$Gyr、恒星質量$\log{（M/M_\odot）}=10.21\pm0.04$、金属性$\log{（Z/Z_\odot）}=0.08^{+0.05}_{-0.06}$、ダストの消滅$A_V=0.08^{+0.08}_{-0.05}$、および星形成率$\text{SFR}=7\times10^{-2}M_\odot$yr$^{-1}$。これらの特性は、顕著な4000オングストロームの破れと光吸収線とともに、このホストを初期型の静止銀河として分類します。ダークエネルギー調査（DES）の銀河カタログを使用して、GRB161104Aのホストが銀河団の郊外、$z\約0.8$にあり、BCGから$\約1$Mpc離れた場所にあることを示します。また、20の追加の短いGRBホスト（そのうちの$\約33\％$は初期型の銀河）の新しいモデリングを示し、$\log（M/M_\odot）=9.94^{+0.88}_{-0.98}$および$t_m=1.07^{+1.98}_{-0.67}$ギル（$68\％$信頼度）。さらに、GRB161104Aのホストは、銀河団に関連付けられていることが知られている他の4つの短いGRBホストよりも遠く、それほど大きくなく、若いことがわかります。クラスターの短いGRBにはかすかな残光があり、観測されたX線（光学）光度の$\約11\％$（$\約30\％$）が低くなっています。銀河団の短いGRBの割合に下限を設定します。$\約5-13\％$のフィールドにあるものと比較して、以下の銀河団の恒星質量$\約10-20\％$の割合と一致しています。redshifts$0.1\leqz\leq0.8$。クラスター内の短いGRBの真の割合と、クラスター内の媒体における重元素濃縮への影響を理解するには、より広いフィールドとより深いクラスター調査を利用する将来の研究が必要です。
| Title |
Pulsar_Timing_Signatures_of_Circumbinary_Asteroid_Belts |
| Authors |
Ross_J._Jennings,_James_M._Cordes,_and_Shami_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10388 |
多数の小惑星の引力は、ミリ秒のパルサーの正確なタイミングを通じて検出可能な程度にパルサーの動きを混乱させます。その結果、低周波の相関ノイズプロセスが発生します。これは、標準的なパルサーに影響を与えることが知られている赤いタイミングノイズや、確率的重力波背景から予想される信号と同様の形式です。多くのミリ秒パルサーがバイナリシステムにあるという観察された事実に動機付けられて、パルサーのバイナリコンパニオンの存在が小惑星帯によって生成される信号に影響を与える方法を説明します。コンパニオンの主な効果は、最短周期の軌道を不安定にし、小惑星帯からの信号の高周波成分を遮断することです。また、重力波探索の取り組みに対する小惑星帯の影響についても説明します。確率的重力波のバックグラウンドからの信号と比較すると、小惑星帯ノイズは同様の周波数と振幅を持ち、同様に無線周波数から独立していますが、異なるパルサー間では相関されないため、2種類の信号を区別できます。
運動学的に制約された母集団モデルからのガンマ線における暗黒物質サブハローの統計。 I：フェルミLATのような望遠鏡
| Title |
Statistics_for_dark_matter_subhalo_searches_in_gamma_rays_from_a_kinematically_constrained_population_model._I:_Fermi-LAT-like_telescopes |
| Authors |
Ga\'etan_Facchinetti,_Julien_Lavalle,_Martin_Stref |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10392 |
冷たい暗黒物質のサブハローは、銀河に多数存在すると予想されています。暗黒物質が自己消滅する場合、これらのオブジェクトは、特にガンマ線望遠鏡での間接探索の主要なターゲットになります。ちなみに、Fermi-LATカタログには、サブハロに関連付けられている可能性のある未確認の情報源が既に多数含まれています。この論文では、それらの予測された分布特性から、ガンマ線の点のような線源として識別できるサブハローの統計を推測します。宇宙のシミュレーションとは対照的に、現在の天の川の運動学的制約と完全に一致させることができ、解像度の制限がない、銀河のサブハローの母集団に対して半分析モデルを使用します。モデルには、天の川のバリオンの現実的な分布から予測された潮汐ストリッピングが組み込まれています。同じバリオン分布が拡散ガンマ線前景に寄与します。これは、滑らかな暗黒物質と未解決のサブハロによって引き起こされる、しばしば無視されることになります。この理想化された構成は、理想化された望遠鏡で見ると、点状のサブハロー信号と拡散背景の間の相関関係を意味します。このモデリングに基づいて、完全な統計を半分析的に計算し、空の最も明るいサブハローの分布特性を（背景と比較して）正確に決定します。オプティミスティックモデルパラメーターの場合、次数${\calO}（0-1）$の目に見えるサブハローの数と、コア付きホストハローに対して最大化された100〜GeVのWIMP質量を見つけます。これは、いくつかのフェルミ未確認情報源のサブハロとしての現在の解釈をほとんどサポートしていません。また、GeV-TeVの質量範囲で暗黒物質が$s$波プロセスを介して自己消滅すると、サブハローの前に滑らかな銀河ハロー自体を検出する可能性が高くなります。
高温で急速に回転する中性子星と中性子星の融合残骸の熱力学的記述
| Title |
Thermodynamical_description_of_hot_rapidly_rotating_neutron_stars_and_neutron_stars_merger_remnant |
| Authors |
P.S._Koliogiannis_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10424 |
高温高密度核物質の状態方程式の予測は、核天体物理学における最も複雑で興味深い問題の1つです。同時に、その知識は、いくつかの最も興味深い研究の基本的な要素です。本研究では、主に中性子星核の内部に関連する、高温高密度核物質の状態方程式の構築に焦点を当てます。\textit{最先端の}微視的計算とともに、核子間の運動量依存相互作用を含む理論的な核モデルを採用しています。熱効果は自己矛盾のない方法で導入され、等温状態のセットが予測されます。予測された状態方程式は、非回転およびケプラー周波数中性子星による高速回転の両方に対する熱効果の知識を取得および拡張するために使用されます。熱効果と回転効果の同時研究は、質量（重力およびバリオン）と半径、ケプラー周波数とカーパラメーター、慣性モーメントなどを含むいくつかの最も重要な量に関する有用な情報を提供します。これらの量は研究に直接関連しています原始中性子星と、主に連星中性子星の併合の高温で急速に回転する残骸の。連星中性子星の合併と本研究の遅い観測からのデータは、それらの調査のための有用なツールを提供し、核物質の状態方程式に可能な制約を提供するのに役立つかもしれません。
中央コンパクトオブジェクトパルサー1E 1207.4-5209のタイミング動作
| Title |
The_Timing_Behavior_of_the_Central_Compact_Object_Pulsar_1E_1207.4-5209 |
| Authors |
E._V._Gotthelf_and_J._P._Halpern_(Columbia_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10431 |
超新星残骸PKS1209-51/52の中心コンパクトオブジェクトである1E1207.4-5209の20年間のタイミング観測を提示し、そのスピンダウンにおける予期しないタイミンググリッチの検出を追跡します。1E1207.4-5209の新しいXMM-NewtonとNICERの観測を使用すると、2つの小さなグリッチまたは極端なタイミングノイズのいずれかによって位相の天体暦を適切にモデル化できることがわかります。周波数グリッチの暗黙の大きさは、エポック2010.9および2014.4で、それぞれデルタf/f=（9+\-2）E-10およびデルタf/f=（3.7+/-0.7）E-10です。更新されたタイミングソリューションは、周波数微分fdotに大きなグリッチがあるという以前の提案も除外しています。このような小さなスピンダウンレート（fdot=-1.2E-16Hz/s）または表面双極子磁場強度（B_s=9.8E10G）を持つ他の標準的なパルサーは、グリッチが観測されていません。1E1207.4-5209のグリッチ活動パラメーターは、より高エネルギーのパルサーのグリッチ活動パラメーターよりも大きくなっています。グリッチを含まない代替のパラメーター化はデータに適合できますが、同様のスピンダウンパラメーターを持つパルサーよりも桁違いに大きいタイミング残差または2次周波数微分fddotがあります。1E1207.4-5209のこれらのタイミング特性は、中央のコンパクトオブジェクトの主要な理論をさらに動機付け、通常の強度の初期Bフィールドは、超新星エジェクタのフォールバックによって中性子星クラストに埋め込まれ、表面双極子フィールドを抑制します。埋め込まれたフィールドのゆっくりとした再出現は、グリッチまたは過剰なタイミングノイズのトリガーに関与している可能性があります。
VLBIスコープ下の電波銀河におけるガンマ線放出-II。電波銀河におけるガンマ線放出とパーセクスケールジェットとの関係
| Title |
Gamma-ray_emission_in_radio_galaxies_under_the_VLBI_scope_--_II._The_relationship_between_gamma-ray_emission_and_parsec-scale_jets_in_radio_galaxies |
| Authors |
R._Angioni,_E._Ros,_M._Kadler,_R._Ojha,_C._M\"uller,_P.G._Edwards,_P._R._Burd,_B._Carpenter,_M._S._Dutka,_S._Gulyaev,_H._Hase,_S._Horiuchi,_F._Krau{\ss},_J._E._J._Lovell,_T._Natusch,_C._Phillips,_C._Pl\"otz,_J._F._H._Quick,_F._R\"osch,_R._Schulz,_J._Stevens,_A._K._Tzioumis,_S._Weston,_J._Wilms,_and_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10474 |
$\gamma$線を放射する電波銀河の電波および高エネルギー特性の調査に続いて、ここでは、フェルミLATによってまだ検出されていない電波銀河のパーセクスケールジェットの運動学的およびスペクトル特性を調査します。。TANAMIモニタリングプログラムによって提供される通常のVLBI観測を利用して、6つの$\gamma$-ray-faint電波銀河の運動学的特性を調査します。私たちは、MOJAVEプログラムによって監視されている$\gamma$-ray-quiet電波銀河の公的に利用可能なVLBIキネマティクスを含め、フェルミLAT分析を実行して、上限を導き出します。これらの結果を以前の論文の結果と組み合わせて、VLBIと$\gamma$-rayの測定値を組み合わせた電波銀河の最大のサンプルを構築しました。PKS2153$-$69のジェットで$\beta_\mathrm{app}=3.6$までの超光速運動が見つかりました。$\sim10^5\、R_s$のスケールで、近くの電波銀河の視準と加速ゾーンの終わりに対応する、ジェットコアからの距離の関数として、見かけの速度が高くなる明らかな傾向が見られます。PKS1258$-$321とIC4296の噴流に内腔の明らかな動きの証拠があり、PKS1549$-$79、PKS1733$-$565、PKS2027$-$308の測定可能な動きはありません。$\gamma$-ray-detectedとundetectedの電波銀河のVLBIプロパティを比較し、中央値のコアフラックス密度の、そして場合によっては中央値のコア輝度温度の有意に異なる分布を見つけます。コアフラックス密度の中央値と$\gamma$-rayフラックスの間に有意な相関関係が見られますが、コアの明るさの中央値温度やコアの優位性などの典型的なドップラーブースティングインジケーターとの相関関係はありません。私たちの研究は、電波銀河からの高エネルギー放射は内部ジェットからのパーセクスケールの電波放射に関連しているが、ブザール対応の状況とは対照的に、ドップラーブースティング効果によって駆動されないことを示唆しています。
IGR J17091-3624が静止状態に戻るときのSwift / XRT、ChandraおよびXMM-Newtonの観測
| Title |
Swift/XRT,_Chandra_and_XMM-Newton_observations_of_IGR_J17091-3624_as_it_returns_into_quiescence |
| Authors |
Pereyra,_Margarita,_Altamirano,_D.,_Court,_J.M.C.,_Degenaar,_N.,_Wijnands,_R.,_Parikh,_A.S.,_C\'uneo,_V.A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10487 |
IGRJ17091-3624は低質量X線バイナリ（LMXB）であり、明るいブラックホールシステムGRS1915+105との類似性により、コミュニティから広く注目されています。どちらのシステムも、バースト中に、高度に構造化された幅広いX線変動を示し、数秒から数十分までの時間スケールがあるため、LMXBの質量降着の研究においてユニークです。この作業では、2011年2月の2011〜2013年のバーストの開始から2016年11月の最後の明るいバーストの終わりまでのSwift/XRT観測を使用して、IGRJ17091-3624の長期的な進化の概要を示します。2011年のバーストの崩壊中に4つのリフレアが見つかりましたが、後者のリフレアには類似のリフレアは存在しないようです。ChandraとXMM-Newtonの観測を使用して、過去10年間で観測されたフラックスが最も低い期間を2011〜2013年のバーストの終わりに詳細に調査しました。この相対的な静止期間中に、フラックスの変化が10倍もの高さで観測されましたが、スペクトルの軟化の強い証拠はありませんでした。この結果は、発生源がこれまでのところ真の静止状態で観測されていないことを示唆しています。IGRJ17091-3624の低光度でのスペクトル特性とよく研究されたLMXBの集団で観測されたスペクトル特性を比較することにより、IGRJ17091-3624はブラックホールを中性子星ではなくコンパクトなコンパニオンとしてホストする可能性が最も高いと結論付けました。
ガンマ線バーストのための膨張媒体におけるジェット伝搬
連星中性子星（BNS）の合併イベントGW170817は、BNS合併が短いガンマ線バースト（sGRB）ジェットを発射することを明確に示しています。周囲の媒体が静的である折りたたみ機とは異なり、BNSの合併では、ジェットはかなりの速度（$\sim0.2c$）で外向きに拡大している合併エジェクターを通って伝播します。ここでは、GRBジェットの周囲の媒体を介した伝播を解決するための半解析モデルと解析モデルを示します。また、モデルをテストするために、BNSマージャーおよびコラップサーでのジェット伝播の一連の2D数値シミュレーションを実行します。私たちのモデルは、あらゆる面で数値シミュレーションと一致しています（ジェットヘッドの半径、繭の横幅、コリメーションを含むジェットの開き角度、繭の圧力、ジェットの繭の形態）。繭のエネルギー組成は、周囲の媒体が膨張しているかどうかによって異なります。BNSマージャージェットの場合、繭のエネルギーは運動エネルギーによって支配されますが、折りたたみ機の内部エネルギーによって支配されます。私たちのモデルは、重力波に対する電磁対応物を推定するのに役立ちます。
ブレザージェットによるガス雲のアブレーション
ブレーザーのフレア活動は、非常に異なる時間スケールで持続する可能性があり、星間雲がジェットに侵入した結果としてジェット流の密度が向上した結果である可能性があります。さまざまな雲とジェット構成の下で、ブレザージェットによるガス雲のアブレーションから予想される光度曲線を調査します。静水圧雲のアブレーションプロセスを説明する半解析式を導出し、雲とジェットの両方のパラメーター空間で人工セットアップのパラメータースキャンを実行します。次に、さまざまな雲のタイプの測定から得られたパラメーターを使用して、これらの雲の例の光度曲線を作成します。パラメータスキャンは、対称的な光曲線の広大な動物園を実現できることを示しています。雲と放出領域の両方のパラメータは、フレアの持続時間と強度に大きく影響します。雲のスケールの高さは、ライトカーブの形状を決定するため、最も重要なパラメーターの1つです。次に、観測されたフレアの形状から重要な雲パラメータを推定できます。雲の例では、さまざまな時間スケールで大きなフレアが持続します。
非球形の降着体への移流降着：ショック形成の新しいシナリオ
| Title |
Advective_accretion_onto_a_non-spherical_accretor:_a_new_scenario_of_shock_formation |
| Authors |
Sudeb_Ranjan_Datta,_Prasun_Dhang,_Bhupendra_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10861 |
観察されたUVを説明するために、コンパクトオブジェクト（たとえば、白色矮星（WD）、中性子星（NS）、またはブラックホール（BH））の周りのケプラー式およびサブケプラー式降着円盤の流体力学に関する数多くの研究が試みられました。軟および硬X線スペクトル。ただし、コンパクトオブジェクト（WDまたはNSなど）の表面が有限である場合、その高速回転により、恒星磁場が球対称の変形を引き起こす可能性があります。ケプラー円板の以前の研究では、コンパクトなオブジェクトの球対称性からの逸脱が、高周波で観測される光の曲線とスペクトルに影響を与える可能性があることが示されました。ここでは、コンパクトなオブジェクトの非球形の性質が、光学的に薄く、幾何学的に厚いサブケプラーの移流の流体力学に及ぼす影響を調べました。中心の降着体が非球形であるため、一般相対論的効果や星の硬い表面の存在を考慮せずに、降着地点近くのサブケプラーの移流にランキン-ウゴニオットショックを引き起こす可能性があることがわかります。。私たちの結果は、一般相対論的効果がほとんど現れないため、WDへの付加に関連しています。いくつかの観測機能、たとえば、スペクトルを複数温度のプラズマでフィッティングする効率、より高い光度を持つ流れのより高温の成分、および非磁性の激変変数における硬X線QPOは、サブケプラーの移流。
DESIでクエーサーを識別するための最適な戦略
分光学的調査の規模が拡大し続けるにつれて、クエーサー（QSO）としてターゲットにされたスペクトルを分類する問題は、人間の専門家への歴史的な依存を超えて移動する必要があります。代わりに、自動分類器がますます主要な分類方法となり、あいまいな場合にスペクトルのごく一部のみを視覚的に検査できるようにします。分類の精度を最大にするために、利用可能な分類子を最大限に活用することは、特に特徴的な故障モードを特定して排除することを検討する場合に非常に重要です。この作業では、機械学習ベースの分類器QuasarNETが、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）などの将来の調査に使用され、そのパフォーマンスをDESIパイプライン分類器redrockと比較することを示します。フットプリント全体の4つのパスの最初の間に、DESIは再観測のために高$z$（$z\geq2.1$）QSOを選択する必要があるため、最初に高$z$QSOを識別する際の分類子のパフォーマンスを評価します単一露光スペクトル。次に、追加されたスペクトルを使用して調査終了データをシミュレートし、低$z$ビンと高$z$ビンの両方でQSOカタログを構築する分類子の能力を定量化します。このようなタスクでは、QuasarNETは現在の形でredrockをしのぐことができ、単一の曝露から高$z$のQSOの約99％を特定し、汚染レベルがサブレベルのQSOカタログを作成します。QuasarNETとredrockの出力を組み合わせることにより、分類戦略をさらに改善して、単一の露出から最大$9$の高$z$QSOを識別し、最終的なQSOカタログの汚染を0.5％未満に減らすことができます。これらの組み合わされた戦略は、DESIのQSO分類ニーズに効果的に対処します。
効果的な太陽系外惑星の実現/惑星共同科学
| Title |
Enabling_Effective_Exoplanet_/_Planetary_Collaborative_Science |
| Authors |
Mark_S._Marley,_Chester_Harman,_Heidi_B._Hammel,_Paul_Byrne,_Jonathan_Fortney,_Alberto_Accomazzi,_Sarah_E._Moran,_Michael_Way,_Jessie_Christiansen,_Noam_Izenberg,_Timothy_Holt,_Sanaz_Vahidinia,_Erika_Kohler,_Karalee_Brugman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10549 |
太陽系外惑星科学の分野は、過去20年間に出現し、伝統的な太陽系惑星科学と並んで成長しています。どちらの分野も、時間をかけて惑星を形成および形成するプロセスを理解することに重点を置いていますが、2つのコミュニティ間の科学的交流は理想的ではありませんでした。このホワイトペーパーでは、分野を超えたコラボレーションを妨げる制度的および文化的な障壁のいくつかを調査し、より優れたコラボレーションを促進するソリューションを提案します。いくつかのソリューションは、NASA自体の構造またはポリシーの変更を必要としますが、その他のソリューションは、学際性を高めることができる学術出版社を含む他の機関に向けられています。
長期持続型太陽フレアの衝撃後段階中の磁気再結合：マイクロ波およびX線バーストの原因としての双方向流出
| Title |
Magnetic_Reconnection_During_the_Post-Impulsive_Phase_of_a_Long-Duration_Solar_Flare:_Bi-Directional_Outflows_as_a_Cause_of_Microwave_and_X-ray_Bursts |
| Authors |
Sijie_Yu_(1),_Bin_Chen_(1),_Katharine_K._Reeves_(2),_Dale_E._Gary_(1),_Sophie_Musset_(3_and_4),_Gregory_D._Fleishman_(1),_Gelu_M._Nita_(1),_Lindsay_Glesener_(4)_((1)_New_Jersey_Institute_of_Technology,_(2)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(3)_University_of_Glasgow,_(4)_University_of_Minnesota) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10443 |
磁気リコネクションは、太陽フレア、エネルギー粒子の生成、プラズマ加熱に電力を供給する上で重要な役割を果たします。ただし、磁気リコネクションが発生する場所、放出された磁気エネルギーがどのように、どこで輸送され、それが他の形態に変換される方法は不明のままです。ここでは、2017年9月10日のX8.2太陽フレアの衝動性漸進段階で、極端紫外放射と散乱白色光で観測された大規模プラズマシート内にある双方向のプラズマ流出の繰り返しを報告します。方向性のある流出は、磁気再結合サイトとして識別される個別のサイトからのプラズマシートで発生します。これらの再接続サイトは、フレアアーケードの上部の非常に低い高度（$<180$Mm、または0.26$R_{\odot}$）にあり、プラズマシートの全長の$<3\％$だけ離れています。それは少なくとも10$R_{\odot}$に及びます。ループトップ領域での太陽に向かう流出の各到着は、ループトップ領域にある熱源（10-20MK）が卓越する衝撃的なマイクロ波およびX線バーストと一致しているように見え、その後すぐにループレッグ領域にある非熱マイクロ波バーストが続きます。。再結合流出は、局所的な磁気再結合サイトで放出された磁気エネルギーを、運動エネルギーフラックスおよび/または電磁ポインティングフラックスの形で外側に輸送することを提案します。太陽に向けられたエネルギーフラックスは、高温および非熱フレアの放出として観測される、フレア後のアーケードで粒子加速とプラズマ加熱を誘発します。
黒点振動の特徴と彩層共鳴の場合
太陽黒点はさまざまな振動現象をホストし、その特性は波動モードの性質とスポットの磁気的および熱力学的構造に依存します。アンブラル彩層振動は、それらの対応する光球と比較して大きな違いを示します。それらは、光球での5分の帯域で毎秒数百メートルの振幅を持つ波から、彩層での3分の帯域で毎秒数キロの振幅まで、増強されたパワーと短い支配的な期間を示します。この動作を説明するために、光球と遷移領域の間に彩層共鳴空洞が存在することなど、さまざまなモデルが提案されています。ジェス等。（2020、NatureAstronomy、4、220）は、分光偏光測定と数値シミュレーションの比較から得られた、このモデルをサポートする観測的証拠の検出を主張しました。ここでは、ジェスらによって報告された観測的洞察が示されています。黒点の一般的な特性ではありません。さらに重要なことに、数値モデリングは、音響共振器の明確な特徴ではないことも示しています。
修正スケールでの新星の光度曲線のレビュー。 I.再発性新星
| Title |
Review_of_light_curves_of_novae_in_the_modified_scales._I._Recurrent_novae |
| Authors |
A._Rosenbush_(Main_Astronomical_Observatory_of_NAN_of_Ukraine) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10480 |
「時間の対数、バーストの振幅」の修正スケールで、10の既知の再発性新星（RN）の光度曲線を確認しました。時間スケールを正規化するための統一ルールが確立されました。既知の結果の確認：一連の再発バーストでは、新星の光度曲線はその形状を保持し、これらの10の新星の中で3つのグループを区別することによって実現されました。CIAql（+V2487Oph）およびTPyx（+IMNor）グループには、1人の追加メンバーが含まれます。V745Scoグループには、V394CrAおよびV3890Sgrが含まれます。3つのRN：TCrB、RSOph、UScoには、独自の独自性があります。銀河の新星の光度曲線を大小のマゼラン雲（LMCおよびSMC）のいくつかの新星の光度曲線と比較した後、これらの銀河で3つの既知の再発性新星に加えて、再発性新星の候補をいくつか選択しました。グループ内の新星の物理的特性が一致すると仮定して、銀河の新星の絶対等級を推定しました：CIAqlとV2847Ophの絶対等級はM_V=-7.5等、IMNorとTPyx-M_V=-7.2等、V3890Sgr-M_V=-7.9等、USco-M_I=-9.0等。再発した新星の要約された光度曲線といくつかの低振幅の古典的な新星の光度曲線を比較することで、最後の人の間で、再発した新星の26候補のリストを区別することができました。それらの3つは他の著者のリストから知られています。興味深い例は、1919年にTPyxタイプの新星として噴火したV1017Sgrであり、また、小惑星新星爆発として分類されたあまり明るくない爆発を示しています。
修正スケールでの新星の光度曲線のレビュー。 III。 2019年のV1047 Cen
| Title |
Review_of_light_curves_of_novae_in_the_modified_scales._III._V1047_Cen_at_2019 |
| Authors |
A._Rosenbush_(Main_Astronomical_Observatory_of_NAN_of_Ukraine) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10536 |
ユニークなNovaCentauri2005、V1047Cen、修正された光度曲線の形で、CPPupグループに含まれました。これは、2019年の再明るくが2005年のバーストの最終段階でまだ発生しており、ポストノヴァの現在の活動と関連している可能性があることを意味します。個別のイベントとしての2019年のV1047Cenの光度曲線は、HRDel、1967年のNovaDelと同様の詳細であり、新星後のシステムでの矮新星の爆発（GKPerなど）とはかなり区別されます。RRPicグループに含まれていたNovaSgr1970、V3645Sgrの可能な正しい識別が提案されています。
太陽コロナ磁場の最小ヘリシティ
潜在的なフィールドの外挿は、太陽のコロナ磁場の最小エネルギーモデルとして広く使用されています。他の磁場が比較される参照として、それらは-適切な定義によって-グローバルな（符号付きの）磁気ヘリシティを持っていません。ここでは、個々の磁力線ヘリシティに分割することにより、グローバルヘリシティ積分によって捕捉されない内部トポロジー構造を調査します。これらは、太陽周期24のマグネトグラム観測からの潜在的なフィールドの外挿を使用して計算されます。磁力線ヘリシティのローカライズされたパッチは、主に強いアクティブ領域とその上にあるフィールドの間のリンクから生じるため、合計の符号なしヘリシティは、光球フラックスとオープンフラックスの積と相関します。各アクティブ領域内では、正と負のヘリシティのバランスが取れていない場合がありますが、符号付きヘリシティは符号なしヘリシティの約10分の1です。興味深いことに、サイクル24では、単一の大きなアクティブ領域によって引き起こされる符号なしヘリシティに顕著なピークがあります。文献の非ポテンシャルモデルによると、平均して、検討した解像度での符号なしヘリシティの合計は、単一の実際のアクティブ領域の典型的な符号付きヘリシティの約2倍です。
白色矮星表面の微細構造定数を測定します。 G191-B2BのFe V吸収の詳細な分析
| Title |
Measuring_the_fine_structure_constant_on_a_white_dwarf_surface;_a_detailed_analysis_of_Fe_V_absorption_in_G191-B2B |
| Authors |
J._Hu,_J._K._Webb,_T._R._Ayres,_M._B._Bainbridge,_J._D._Barrow,_M._A._Barstow,_J._C._Berengut,_R._F._Carswell,_V._Dumont,_V._Dzuba,_V._V._Flambaum,_C._C._Lee,_N._Reindl,_S._P._Preval,_W.-\"U._L._Tchang-Brillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10905 |
白色矮星G191-B2Bの表面における重力ポテンシャルphi=GM/Rc^2は、地球の表面よりも10,000倍強力です。多数の光球吸収機能が検出され、これは基本定数が重力に依存する理論をテストするのに適した環境です。新たに較正されたハッブル宇宙望遠鏡のSTISスペクトルG191-B2Bの2つの新しい独立したセットの実験室FeV波長測定、および感度パラメーターの新しい原子計算を使用して、白色矮星表面で微細構造定数αを測定しました。FeV波長のアルファ依存性を定量化します。得られた2つの結果は、dalpha/alpha=6.77+/-[0.33（stat）+1.84（sys）]X10^{-5}およびdalpha/alpha=4.62+/-[0.47（stat）+2.25（sys）]X10^{-5}。測定は、強い重力場の存在下で微細構造定数がわずかに増加することを示唆しています。ラインの誤認、ラインブレンディング、白色矮星の大気の層別化、二次ゼーマン効果と電場効果、光球速度フロー、HSTスペクトルにおける長距離波長歪みなど、考えられる影響を含む体系的なエラーの包括的な検索が要約されています。相対的Fe同位体存在度の変動。観測された偏差を完全に説明するものはありませんが、系統的な不確実性は、実験室の波長測定精度によって大きく左右されます。
Clumpiness：赤い巨大進化状態の時間領域分類
| Title |
Clumpiness:_Time-domain_classification_of_red-giant_evolutionary_states |
| Authors |
James_S._Kuszlewicz,_Saskia_Hekker,_Keaton_J._Bell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10921 |
CoRoTや$\mathit{Kepler}$などの以前の宇宙ミッションによって提供された長い高品質の時系列データにより、赤巨星の進化状態、つまり、星が水素殻燃焼であるかどうかを導出することが可能になりました個々の振動モードから、不活性ヘリウムコアまたはヘリウムコア燃焼の周り。$\mathit{Kepler}$ミッションのデータを利用して、K2の現在の時代に観測されている多数の星、TESS、および将来のPLATOミッションの進化状態を分類するツールを開発します。観測されている星の数が多く、データの観測期間が短いことを考えると、これらのミッションは、進化状態の分類に新しい課題を提供します。時系列の「要約統計量」を使用する監視付き分類スキームに基づいた新しい方法$\mathtt{Clumpiness}$を提案し、Gaiaミッションからの距離情報と組み合わせて進化状態を予測します。これをAPOKASCカタログの赤い巨人に適用すると、水素シェル燃焼のみまたはヘリウムコアのいずれかであるこれらの星について、4年間の$\mathit{Kepler}$データ全体で約91％の分類精度が得られます燃焼。また、このメソッドをより短い$\mathit{Kepler}$データセットに適用し、CoRoT、K2、およびTESSを模倣して、27日の時系列でも91％以上の精度を達成しました。この作業は、いくつかの適切に設計された機能により、比較的短期間の大量のデータを高速で信頼性の高い方法で分類するための道を開きます。
新星の殻の光度変化-I.古いデータの新しい分析
| Title |
The_luminosity_evolution_of_nova_shells_--_I._A_new_analysis_of_old_data |
| Authors |
C._Tappert,_N._Vogt,_A._Ederoclite,_L._Schmidtobreick,_M._Vu\v{c}kovi\'c,_L._L._Becegato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10940 |
約20年前に行われた新星の殻の光度進化の唯一の包括的な研究からのH$\alpha$および[OIII]フラックスデータの再分析を提示します。新しく利用可能な距離と消滅値を使用し、「古代」の新星の殻の追加の光度データを含めます。新星速度クラスと光度曲線タイプに関して、長期的な動作を比較します。一般的に、時間の関数としての光度は、最初の浅い対数減少または一定の動作と、それに続く対数の主減少フェーズからなり、非常に遅く浅い減少または不変に戻る可能性があると説明できることがわかります。ステージ。最初の2つのフェーズでの光度の進化は、シェルの膨張とそれに対応する体積と密度の変化によって支配される可能性が高く、一方、古い新星のシェルでは、星間物質との相互作用が関係します。メインの減少の勾配は、特定の輝線のほとんどすべてのグループで非常に似ていますが、禁止線によって提供されるより効率的な冷却に起因するH$\alpha$と比較して、[OIII]の勾配はかなり急です。。再発性の新星は、プラトーライトカーブタイプの新星と新星V838Herとともに、注目すべき例外の1つです。これは、おそらく以前の新星爆発からの残骸の形で、または惑星状星雲の形で、より高密度の物質が存在するためであると推測します。私たちの研究の副産物として、私たちは調査に含まれるすべての新星の同定を改訂しました。GaiaDataRelease2カタログのソース。
インフレーションから放射線支配（RD）まで、重力と重いフェルミオンに最小限結合された超軽量スカラーである暗黒物質粒子の重力生成におけるエントロピーの出現を研究します。初期状態は、インフレーション中のBunch-Daviesvacuaの暗黒物質フィールドに対応しています。「アウト」状態は相関する粒子と粒子のペアであり、分布関数は両方の場合に見られます。断熱レジームでは、密度行列は、「アウト」粒子状態に基づいて干渉効果からディフェージングすることにより高速デコヒーレンスを特徴とし、フォンノイマンエントロピーが付随する対角形に効果的に減少します。これは、相関ペアの1つのメンバーをトレースすることで得られるエンタングルメントエントロピーであることを示します。注目すべきことに、両方の統計について、エンタングルメントエントロピーは、ペア相関から生じる注目すべき違いを伴う分布関数の点で、量子運動エントロピーに似ています。エネルギー運動量テンソルのエントロピーと運動流体の形はすべて、密度行列のデコヒーレンスから生じます。超軽量スカラー暗黒物質の場合、分布関数は低運動量$\propto1/k^3$でピークになり、比エントロピーは$\ll1$です。これは\emph{凝縮フェーズ}の特徴ですが、フィールド期待値が消えています。フェルミオン暗黒物質の場合、分布関数はほぼ熱的であり、特定のエントロピーは熱化学種に典型的な$\mathcal{O}（1）$です。エンタングルメントエントロピーの関数型は非常に一般的であり、再加熱中のパラメトリック増幅などの代替生成メカニズムに適用されると私たちは主張します。
ブラックホール光子リングの観測可能な形状について
ブラックホールフォトンリングを測定するという見通しに動機付けられて、以前の作業では、空の明るく細い曲線によって生成される干渉シグネチャを調査しました。このような曲線の干渉観測は、その「投影位置関数」$\mathbf{r}\cdot\hat{\mathbf{n}}$を測定します。ここで、$\mathbf{r}$は曲線と$\hat{\mathbfをパラメーター化します{n}}$はその単位法線ベクトルを示します。この論文では、投影された位置から曲線を完全に再構築できることを明示的な構築によって示し、空間干渉法が原理的に詳細な光子リング形状を決定できるという議論を完了します。実際には、短期間の観測は、不完全な形状情報を含む可視性の振幅のみに制限される場合があります。凸曲線の場合、振幅は、形状の投影された直径（または「幅」）のセットのみをエンコードします。幅から凸曲線を再構築する際の自由を探求し、技術的にもっともらしい将来の天文測定によって探査された形状情報への洞察を与えます。最後に、このフレームワークでカーの「クリティカルカーブ」を検討し、その形状に関するいくつかの新しい結果を示します。臨界曲線は小さなスピンまたは傾斜では楕円であり、極値スピンでは直交楕円の凸包になることを分析的に示します。パラメータ範囲全体にわたって、忠実度の高い臨界曲線を再現する単純な楕円形の「phoval」が見つかります。
モジュライ安定化による準安定ド・シッター真空近くのインフレーション
| Title |
Inflation_near_a_metastable_de_Sitter_vacuum_from_moduli_stabilisation |
| Authors |
Ignatios_Antoniadis,_Osmin_Lacombe,_George_K._Leontaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10362 |
3つのD7ブレーンスタックの存在下でタイプIIBフラックスのコンパクト化の枠組みで最近得られた準安定deSitter真空の宇宙論的性質を研究します。ボリュームと弱い結合。最も単純なケースでは、モデルには、体積弾性率で識別されるインフロンのポテンシャルの形状を制御する1つの有効なパラメーターがあります。モデルは、最小値を非常に浅く、最大値に近づけるパラメーターの値に対して、現象論的に成功した小フィールドインフレーションを提供します。地平線の出口は変曲点に近く、宇宙展開に必要なeフォールドのほとんどは最小値の近くに生成され、テンソルとスカラーの原始変動の比率の予測$r\sim4\times10^{-4}ドル。その浅さにもかかわらず、最小値は実質的に安定していることがわかります。これは、Hawking-Mossインスタントンを介してのみ減衰し、非常に長い減衰率になることを示しています。明らかに、インフレを終わらせて現実的なモデルを取得するには、最小$10^{12}$GeVの中間エネルギースケールで、最小の周りに新しい低エネルギー物理学が必要です。魅力的な可能性は、ハイブリッドインフレの枠組み内に「ウォーターフォール」フィールドを導入することです。
混合ヒッグス-$ R ^ 2 $モデルにおけるタキオン予熱の発生
| Title |
Occurrence_of_Tachyonic_Preheating_in_the_Mixed_Higgs-$R^2$_Model |
| Authors |
Minxi_He,_Ryusuke_Jinno,_Kohei_Kamada,_Alexei_A._Starobinsky,_Jun'ichi_Yokoyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10369 |
最近、ヒッグスと$R^2$の混合インフレモデルのインフレ後の段階で、ヒッグスフィールドのタキオン不安定性から効率的な粒子生成が発生する可能性があることが示唆されています。特にヒッグスのような体制で適切な条件が満たされれば、宇宙の予熱が完了するかもしれません。このホワイトペーパーでは、発生の条件、最大効率の分析的推定、この効果による予熱を完了するために必要なモデルパラメータの微調整の度合いなど、この動作をより深く研究します。最も効率的なタキオン不安定性を引き起こすパラメーターセットは、それぞれヒッグスのようなレジームと$R^2$のようなレジームの単純な法則に従うことがわかります。次に、この不安定性の効率を推定します。特に、小さな非最小結合を伴う深い$R^2$のような領域でも、この効果は十分に強く、モデルパラメーター間で厳しい微調整が必要ですが、予熱を完了することができます。また、この効果による予熱を完了するために必要な微調整の量も見積もります。十分な粒子生成のためのパラメータの微調整は、大きなスカラロン質量を伴う深いヒッグスのような領域では少なくとも$<\mathcal{O}（0.1）$である一方で、より深刻な$\simであることが示されています。{\calO}（10^{-4}）-{\calO}（10^{-5}）$は$R^2$のようなレジームで、小さな非最小結合を持ちます。
ヒッグス場と初期宇宙宇宙論：（簡単な）レビュー
初期の宇宙の宇宙論に対するヒッグス場の影響を探求する最近の研究をレビューし、議論します。検討中のモデルに応じて、ヒッグスは、宇宙の進化と運命を決定するいくつかのスカラーフィールドの1つである場合もあれば、複雑なダイナミクスを持つスカラー係数の豊富なセクターに接続されている場合もあります。特に、インフレーションとその予測、標準モデルの真空の（メタ）安定性、および景観内の動的選択メカニズムの存在に対するヒッグスフィールドの潜在的な結果を調べます。
DarkMatter粒子が、標準モデルでは、まだ発見されていない、安定した中性のハドロンである可能性について報告します。質量〜2m_pのコンパクトなカラーフレーバースピン一重項sexaquark（S、uuddss）の存在は、現在の知識と互換性があります。Sは、主に質量〜1GeVのオメガおよびファイベクトル中間子によって媒介される結合強度alpha_SNの湯川相互作用を介してバリオンと相互作用します。存在する場合、Sは非常に魅力的なDM候補です。Sダークマター（SDM）の残存量は、宇宙がクォークグルオンプラズマからハドロン相に約150MeVで遷移するときに確立され、観測されたOmega_DM/Omega_b=5.3+-0.1と著しく一致します。関連するパラメータはQCDから既知であるため、これは自由パラメータなしの結果です。この遺物が豊富に低温まで存続するには、分裂振幅gtilde<〜210^-6が必要です。これは、分裂振幅が動的に抑制され、何桁も小さいため、理論の期待値と観測範囲に十分に適合します。散乱断面積は、alpha_SNに応じて、Born近似とは桁違いになり、観測限界の再分析が必要になる場合があります。直接検出実験と宇宙論的制約を使用して、alpha_SNの許容領域を決定します。許容値の範囲について、質量オフセットが〜2amuの検出可能なレベルでエキゾチックな核同位体を予測します。加速器実験でセクアクォークを検出するための最も有望なアプローチは、相対論的重イオン衝突の中央領域で長い相互作用長の中性粒子成分を検索するか、ビームダンプセットアップを使用して、欠落した粒子生成の証拠を検索することです。J-LabでBelle-IIまたはGLUEXを使用して、不均衡なバリオン数と奇妙さを特徴としています。
核物質の相は、中性子星〜（NS）の物理的性質の決定において重要です。NSのコアでは、密度と圧力が非常に大きくなり、核物質がクォークとグルオン、およびそれらの色束縛状態から構成される非閉じ込め相に相転移する可能性があります。超相対論的重イオン衝突\cite{Gyulassy、Andronic}でクォークグルオンプラズマが観測されていますが、中性子星の内部にエキゾチッククォーク物質が存在するかどうかはまだ不明です。最近、さまざまな摂動理論計算と天文観測の組み合わせの結果\cite{Demorest、Antoniadis}は、2.0太陽質量（$M_{\odot}$）を超える中性子星のコア内部に（エキゾチック）クォーク物質が存在する可能性があることを示しています〜\cite{Annala：2019puf}ただし、閉じ込められていない相におけるクォークとグルオン間の相互作用の非摂動特性により、摂動QCD〜（pQCD）には、このような密度の高い環境でのクォークグルオンスープの大きなカップリングによる制限があります。Ref。〜\cite{bch、bhp}のホログラフィックモデルを再検討し、高密度pQCDEoSから補間し、低密度で既知の核EoSと一致するマルチクォーク核物質の状態方程式〜（EoS）を実装します。マルチクォーク核相の状態の方程式は、高エネルギー密度領域と低エネルギー密度領域の両方で制約間のミッシングリンクを提供し、観測範囲内のマルチクォークコアを持つNSの質量を与えることがわかります。これは、巨大な中性子星内部のエキゾチックなマルチクォーク核の証拠を示しています。最大質量のマルチクォークコアを持つNSの質量は、$2.0-2.8M_{\odot}$の範囲で、半径は$10-14$kmです。
異方性中性子星としての重力波信号GW190814の二次成分
重力波信号GW190814には、いわゆる低質量ギャップ内に質量$（2.50-2.67）{\rmM}_\odot$を持つコンパクトオブジェクトが含まれます。まだ、ブラックホール、中性子星、エキゾチックスターなど、その性質に関する一般的なコンセンサスは得られていません。このコンパクトなオブジェクトが異方性中性子星である可能性を調査します。中性子星コアの異方性は、超流動、ハイペロン、強い磁場などの効果によって自然に発生し、最大質量が理想的な等方性星の質量を超えることを可能にします。Krori-Baruaansatzで異方性コアをモデル化し、状態方程式をLIGO/Virgoの観測GW170817およびGW190814で制約することを検討します。半径が$（13.2-14.0）\、{\rmkm}$の範囲内の値になり、異方性コアの境界密度が範囲$（3.5-4.0）\cdot10^{14}{\rmg}/{\rmcm}^3$。
球殻における孤立した磁気栄養ロスビ波
磁気栄養体制における有限振幅の流体磁気ロスビー波を研究する。厚い球状シェルの準地衡モデルによるトロイダル磁場と帯状流の存在下で、流体力学的モードまたは高速モードと反対方向に移動する低速モードを検討します。弱く非線形の長い波は、還元摂動法を使用して漸近的に導出されます。1次の問題は2次のODEに従うことがわかり、マルクスフィールドの超幾何方程式と電線フィールドの合流フーン方程式につながり、波速が平均流に近づくと特異になります。さまざまな基本状態のニュートラルな非特異固有解を調査すると、Korteweg-deVries方程式によって進化が記述されていることがわかります。これは、非線形の遅い波がソリトンと孤立波を形成することを意味します。これらは、単一の高気圧などのコヒーレントな渦の形をとることがあります。私たちは、地球の流体コアや最先端のダイナモDNSで見られる非対称な旋回流に対する高気圧の関係について推測しています。
| Title |
Inelastic_Fermion_Dark_Matter_Origin_of_XENON1T_Excess_with_Muon_$(g-2)$_and_Light_Neutrino_Mass |
| Authors |
Debasish_Borah,_Satyabrata_Mahapatra,_Dibyendu_Nanda,_Narendra_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10754 |
XENON1Tコラボレーションによって最近報告された電子反跳イベントの過剰に動機付けられて、標準モデルのゲージ化された$L_{\mu}-L_{\tau}$拡張のフレームワーク内で非弾性フェルミオン暗黒物質（DM）シナリオを提案します小さなニュートリノの質量や異常なミュー粒子の磁気モーメント$（g-2）_{\mu}$にも対応できます。ディラックフェルミオンDMは、選択されたゲージ電荷によって自然に安定化され、一重項スカラーによって誘導されたマヨラナ質量項によって2つの擬似ディラック質量固有状態に分割されます。ニュートリノ質量。重いDMコンポーネントの非弾性ダウンスキャッタリングは、軽いDMコンポーネントでのkeVスケールの質量分割に対してXENON1T超過を引き起こす可能性があります。モデルをXENON1Tデータに適合させ、$（g-2）_{\mu}$からの境界、DMの遺物、重いDMの寿命、非弾性DM電子散乱率、ニュートリノトライデント生成率を使用して、最終的なパラメーター空間を見つけますだけでなく、天体物理学的、宇宙論的観測。これらすべての境界と要件に一致する小さなパラメーター空間は、さまざまなフロンティアで動作する近い将来の実験でさらに精査されることになります。
重力のスカラーテンソル理論におけるスローロールインフレーションの形式化
スローロール近似の実行可能性は、重力のスカラーテンソル理論における位相空間の構造を検討することによって調べられ、解析は、時空曲率に非最小結合されたスカラーフィールドで例示されます。スローロール場の方程式は、ジョーダンフレームで2つの方法で取得されます。最初に、最小結合の場合のスローロール条件を非最小条件に直接一般化して使用し、次に、アインシュタインのスローロール場の方程式をコンフォーマル変換します。フレームをジョーダンフレームに変換し、一般化されたスローロール条件を適用します。ポテンシャル$V（\phi）\propto\phi^2$および$V（\phi）\propto\phi^4$によって制御される2つのインフレモデルは、$n_sの分析に基づいて2つの方法の結果を比較すると見なされます最近の観測データに照らした$および$r$値。
| Title |
Proton_Core_Behaviour_Inside_Magnetic_Field_Switchbacks |
| Authors |
Thomas_Woolley,_Lorenzo_Matteini,_Timothy_S._Horbury,_Stuart_D._Bale,_Lloyd_D._Woodham,_Ronan_Laker,_Benjamin_L._Alterman,_John_W._Bonnell,_Anthony_W._Case,_Justin_C._Kasper,_Kristopher_G._Klein,_Mihailo_M._Martinovi\'c_and_Michael_Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10906 |
パーカーソーラープローブの最初の2つの軌道では、スイッチバックと呼ばれる急速な磁場反転の広範囲にわたる観測があります。これらのスイッチバックは、太陽に近い太陽風に広く見られ、パッチで発生しているように見え、太陽表面近くの磁気再結合などのさまざまな現象に関連している可能性があります。スイッチバックはより高速のプラズマフローに関連付けられているため、バックグラウンドプラズマよりも高温であるかどうか、およびスイッチバック内の微物理が周囲と異なるかどうかを質問しました。私たちは、SolarProbeCup装置からの減少した分布関数を研究し、著しく大きな偏角のある期間を考慮して、スイッチバックの内側と外側の平行温度を比較しました。スイッチバック内の分布関数の減少は、バックグラウンドプラズマの厳密な位相空間回転と一致することを示しました。そのため、プロトンコアの並列温度はスイッチバックの内側と外側で同じであり、T-Vの関係は、磁場のスイッチバック内のプロトンコアの並列温度では保持されないことを意味します。さらに、スイッチバックは、開いた磁力線に沿って進むアルフエニックパルスと一致していると結論付けています。ただし、これらのパルスの起源は不明のままです。また、ラジアルポインティングフラックスと運動エネルギーの向上の間には明らかな関連性がないこともわかりました。これは、ラジアルポインティングフラックスがスイッチバックのダイナミクスにとって重要ではないことを示唆しています。
101.4 MeV陽子を使用したSensL Jシリーズシリコン光電子増倍管の放射線損傷研究
| Title |
Radiation_Damage_Study_of_SensL_J-Series_Silicon_Photomultipliers_Using_101.4_MeV_Protons |
| Authors |
Alexei_Ulyanov,_David_Murphy,_Joseph_Mangan,_Viyas_Gupta,_Wojciech_Hajdas,_Daithi_de_Faoite,_Brian_Shortt,_Lorraine_Hanlon,_Sheila_McBreen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10919 |
Jシリーズシリコン光電子増倍管（SiPM）の放射線損傷は、将来の宇宙用シンチレーション検出器でこれらの光検出器を使用する状況で研究されています。いくつかのSiPMサンプルは101.4MeVの陽子に曝され、1MeV中性子等価フルエンスは1.27*10^8n/cm^2から1.23*10^10n/cm^2の範囲でした。照射後、SiPMは暗電流とノイズの大幅な増加を経験しました。これは、長時間の宇宙ミッションに電力消費、熱制御、および低エネルギーイベントの検出に関して問題を引き起こす可能性があります。CeBr3シンチレータ結晶で測定を行ったところ、1.23*10^10n/cm^2への曝露と室温でのアニーリングの後、室温での6mm四方の単一のSiPMのダークノイズは0.1keVから2keVに増加しました。SiPMノイズが大きいため、ガンマ線検出しきい値は、4-SiPMアレイを使用するCeBr3検出器では約20keV、16-SiPMアレイを使用する検出器では約40keVに増加しました。平均検出器信号への陽子照射の影響はわずかしか観察されず、SiPMゲインと光子検出効率にほとんどまたはほとんど変化がないことを示唆しています。
高速で移動する電弱気泡壁の流体方程式
宇宙論的な電弱相転移は、拡張された素粒子物理学モデルでは強く一次となります。このような遷移中の気泡壁の速度と形状を正確に予測するには、CP偶数流体摂動のボルツマン方程式を解く必要があります。プラズマ内の音速に近い速度以上で移動する壁の場合、通常採用されている方程式は、摂動の非物理的な振る舞いにつながることを指摘します。これは、完全なボルツマン方程式をより慎重に切り捨てることによって克服できるアーティファクトです。重力波の生成と電弱バリオジェネシスに関心のある亜音速と超音速の両方の壁のダイナミクスの研究に適した、改善された流体方程式のセットを提示します。
包括的な天文学会議を計画するための推奨事項
| Title |
Recommendations_for_Planning_Inclusive_Astronomy_Conferences |
| Authors |
Inclusive_Astronomy_2_Local_Organizing_Committee:_Brian_Brooks,_Keira_Brooks,_Lea_Hagen,_Nimish_Hathi,_Samantha_Hoffman,_James_Paranilam,_Laura_Prichard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.10970 |
インクルーシブ天文学（IA）カンファレンスシリーズは、コミュニティのメンバーが天文学で疎外された個人の経験に耳を傾け、不平等に対処するために取られている行動について話し合い、多様性、衡平性を改善する方法についてコミュニティに提言する安全なスペースを作ることを目的としています。そして天文学への包含。最初のIAは、2015年6月17〜19日、米国テネシー州ナッシュビルで開催されました。包括的天文学2（IA2）カンファレンスは、2019年10月14〜15日、米国メリーランド州ボルチモアで開催されました。包括的天文学2（IA2）ローカル組織委員会（LOC）は、受け取ったフィードバックと得られた教訓に基づいて、将来の包括的天文学会議を計画するための推奨事項の包括的なドキュメントをまとめました。これらはIAシリーズに固有のものですが、多くの部分は他の会議にも適用できます。コミュニティへの推奨事項と付随する手紙は、https：//outerspace.stsci.edu/display/IA2/LOC+Recommendationsで確認できます。
