別のレンズを通したスバル：拡張された暗黒物質構造によるマイクロレンズ
有限サイズのソーススターの前を通過する空間的に拡張されたオブジェクトによって生成される重力マイクロレンズ信号を調査します。最も興味深い機能は、セットアップのアインシュタイン半径に相当するレンズと光源のサイズで発生します。この情報を使用して、NFWサブハローと小惑星のボソン星から地球の質量までの暗黒物質集団に対するM31のスバルHSC調査から制約を取得します。これらのレンズプロファイルは、さまざまな暗黒物質の下部構造の質的挙動を捉えています。点状のレンズ（原始ブラックホールやMACHOなど）の制約からの逸脱は、半径0.1$R_\odot$以上のレンズで目に見えるようになり、レンズサイズの上限はレンズサイズの増加に伴って弱くなります。
Lyman-alphaフォレストからの標準的な超軽量アキシオン暗黒物質に対する強い制限
ウルトラライトアキシオン（ULA）の暗黒物質の質量$m_\text{a}$の新たな限界を提示し、Lyman-alphaフォレストを使用して、抑制された宇宙構造の成長を探します：95％の下限$m_\text{a}>2\times10^{-20}\、\text{eV}$。これは、$10^{-22}\、\text{eV}<m_\text{a}<10^{-21}\、\text{eV}の正規ULAを強く嫌います（$>99.7\％$信頼性）。$、冷たい暗黒物質モデルで起こり得る緊張への解とひも軸によって動機付けられました。以前の同等の境界を約1桁強化します。改善された流体力学シミュレーションの最適化されたエミュレーターを使用して、結果の堅牢性を示します。
LISAイベントレートからの大規模なブラックホールのホスト銀河ハローの抑制
| Title |
Constraining_the_host_galaxy_halos_of_massive_black_holes_from_LISA_event_rates |
| Authors |
Hamsa_Padmanabhan_(CITA)_and_Abraham_Loeb_(Harvard) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12710 |
質量の大きいブラックホールバイナリ（質量$10^4-10^7M_{\odot}$）が合体すると、重力波が放出され、次のLISA天文台で高い赤方偏移（$z\sim20$）を検出できます。理論的に導出されたさまざまな赤方偏移での暗黒物質ハローの合併率を、暗黒物質ハローの質量とその中心のブラックホールの質量をつなぐ経験に基づいた処方と組み合わせます。バイナリブラックホールの（チャープまたは低減された）質量、それらの質量比、赤方偏移の不確実性に予想される制約を使用して、ブラックホールの占有率、正規化、および勾配の測定精度を予測します-さまざまな赤方偏移でのハロー質量の関係、3つの異なる信頼シナリオについて5年のLISA調査を想定。空のLISA位置特定楕円の予想サイズを使用して、LSSTなどの将来の広視野光学調査で検出可能な重力波源に対応する電磁対応物の数を推定します。
弱いレンズ調査におけるPhoto-z外れ値の自己校正
外部データを使用した弱いレンズ調査における測光赤方偏移誤差の校正は、非常に困難です。ガウシアンと外れ値の両方のphoto-zパラメータが、データのみから自己較正できることを示します。これは、ニュートリノの質量、曲率、および状態エネルギーの暗黒エネルギー方程式$w_0$の費用はかかりませんが、$w_0$と$w_a$の両方を変化させた場合、65％劣化します。私たちは、VeraRubinObservatory（VRO）LegacySurveyofSpaceandTime（LSST）3x2analysisを組み合わせた現実的な予測を実行し、宇宙シアー、投影銀河クラスタリング、銀河-銀河レンズを組み合わせます。photo-zの外れ値よりも周辺化することの重要性を確認します。通常、3x2分析では無視される「相互相関」と呼ばれる内部相互相関のサブセットを調べます。総S/N比の$\sim$10％にすぎないにもかかわらず、これらのヌル相関は、フォトzパラメーターの制約を最大で1桁改善します。光源とレンズとして同じ銀河のサンプルを使用すると、photo-zの不確実性も劇的に改善されます。これらの方法を組み合わせると、検出された新しい物理学の主張にロバスト性が追加され、宇宙論の統計誤差がそれぞれ15％と10％減少します。最後に、SimonsObservatoryやCMB-S4などの実験からのCMBレンズを含めると、宇宙論的および光z事後制約が約10％向上し、体系に対する堅牢性がさらに向上します。フィッシャーの予測を直感的に理解できるように、フォトzセルフキャリブレーションの起源を説明するいくつかのおもちゃモデルを詳しく調べます。ガウシアンと外れ値の写真-z、せん断乗法バイアス、線形銀河バイアス、および$\Lambda$CDMへの拡張の影響を含むフィッシャーコードLaSSI（大規模構造情報）は、https：//githubで公開されています.com/EmmanuelSchaan/LaSSI。
ローカルグループ（LG）は、修正ニュートンダイナミクスの{適切な}テストシステムです。これは、M31銀河の加速が完全に深いMONDレジーム$a\lla_0$にあるためです。LGは、$M31$と天の川（MW）銀河の2つの物体の問題としてモデル化します。{以前の研究を拡張して、宇宙定数も含めます。}ビッグバンで銀河が同じ場所から出現し、今日の距離と速度の測定値に近づいているという仮定（タイミング引数）は、LGの総質量を予測します。$（0.447\pm0.005）\cdot10^{12}M_{\odot}$。LGの対応する動きは、過去の出会いを予測します。MONDが考慮するバリオン質量とニュートンのケースが予測した質量の比（暗黒物質を含む）は$10.74\pm0.82$です。この比率は、他の銀河の暗黒物質とバリオン物質の比率と一致します。
動的潮汐ロッキング理論：暗黒物質ハローのスピンの新しい情報源
| Title |
Dynamical_Tidal_Locking_Theory:_A_new_source_of_the_Spin_of_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
E._Ebrahimian_and_A._A._Abolhasani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13148 |
暗黒物質のハローのスピンの原因となるメカニズムの問題を再考します。この質問への答えは、現在および将来のレンズデータを潜在的に汚染する可能性がある銀河固有の配置のモデリングにとって非常に重要です。特に、高密度物質のハローがハローアセンブリなどの密集した環境で互いにすれ違うとき、ハローアセンブリは相互の潮汐トルクを作用させることで互いに揺れ、スピンすることを示しています。これは、いわゆる潮汐トルク理論（TTT）によって計算されたものに匹敵する暗黒物質ハローのスピンに大きな寄与があることを示します。Illutrisの最新のシミュレーション結果を使用して、シミュレーションデータに対するこの理論の予測をチェックします。
早期再イオン化のプローブとしての高赤方偏移銀河の周りのHII領域の赤方偏移21cm画像のスタッキング
| Title |
Stacking_Redshifted_21cm_Images_of_HII_Regions_Around_High_Redshift_Galaxies_as_a_Probe_of_Early_Reionization |
| Authors |
James_E_Davies,_Rupert_A._Croft,_Tiziana_Di-Matteo,_Bradley_Greig,_Yu_Feng,_Stuart_Wyithe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13318 |
現在および将来の多くの実験は、赤方偏移21cmラインを介して、宇宙の最初の星と銀河による中性水素の再イオン化を検出することを目的としています。\textsc{BlueTides}シミュレーションを使用して、模擬観測を使用して光学的に識別された明るい銀河の周りに赤方偏移21cm画像を積み重ねることにより、再イオン化の開始に向けた\textit{average}イオン化領域の測定を調査します。フォアグラウンドでの完全な減算を前提としたSKA1000時間観測では、積み重ねられたHII領域の$5\sigma$検出が、\textsc{bluetides}の最も明るい銀河の一部（$M_{より明るい）の周りの30枚の画像で実行できることがわかります。UV}<-22.75$）$z=9$で（モデルのニュートラルフラクション90.1\％に対応）。HII領域が確実に検出された場合、銀河のUVマグニチュードとそれらが存在するイオン化領域のサイズとの間のシミュレートされた関係を回復できます。これらの模擬観察は、IGMが正味の放出または吸収にあるシナリオを区別することもできます。21cmフォトン。21cmの前景の汚染が含まれると、これらのまれで明るい銀河の周りに最大200枚の画像があっても、一時的な$>1\sigma$検出しかできないことがわかります。ただし、部分的な前景減算は、信号対雑音比を大幅に改善します。たとえば、前景が優勢なフーリエ空間の面積を50（80）パーセント削減すると、$z=9$でイオン化領域の$>3\sigma$（$>5\sigma$）検出が可能になると予測しています。
2点相関関数を超えた要約統計量を使用して小規模の非ガウス型クラスタリングを分析することは、宇宙論における活発な研究分野です。このペーパーでは、一連の新しい要約統計である$k$-NearestNeighborCumulativeDistributionFunctions（$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$）について説明します。これは、一連のボリュームフィリングポアソン分布ランダムポイントから$k$-最近接データポイントまでの距離の経験的累積分布関数であり、データ内のすべての接続された$N$-ポイント相関に影響されます。$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$は、セル内のカウント、ボイド確率分布、およびより高い$N$のポイント相関関数を測定するために使用できます。これらはすべて、同じ形式を使用して空間で高速検索を利用します。ツリーデータ構造。さまざまなデータセット（離散点と連続フィールドの両方）から効率的に計算する方法を示します。スケールの同じ範囲を使用しながら、2点相関関数と比較して、さまざまな宇宙パラメータに対するこの新しい統計の感度を調査するために、$N$ボディシミュレーションの大規模なスイートからのデータを使用します。$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$を使用すると、スケール範囲内の暗黒物質のクラスタリングに適用すると、宇宙論的パラメーターの制約が$2$倍以上改善されることを示します$10h^{-1}{\rmMpc}$から$40h^{-1}{\rmMpc}$の間。また、シミュレーションでは、実際の空間と赤方偏移空間の両方で、固定スケール密度のシミュレーションでハローのクラスタリングに同じスケールで適用すると、相対的な改善がさらに大きくなることも示しています。$k{\rmNN}$-${\rmCDF}$は、データ内のすべての高次接続相関関数に敏感であるため、次第に小さなスケールが含まれるようになると、従来の2点分析に対するゲインは増加すると予想されます宇宙論的データの分析。
低周波イメージングで小規模に到達：暗黒時代への応用
今日見られる大規模な構造と銀河の分布を決定づける初期宇宙の密度摂動の初期条件は、インフレーション中に設定されます。原始的な非ガウス性の測定は、異なるインフレモデルを区別するために重要です。CMBからの物質パワースペクトルの現在の測定は、これを$k\sim0.1$Mpc$^{-1}$までのスケールでのみ制約します。小さい角度スケール（$k$の値が高い）に到達すると、非ガウス性に新しい制約が課せられます。これを行う強力な方法は、$z\gtrsim30$で$\textrm{H}\textrm{I}$物質パワースペクトルを測定することです。このペーパーでは、$\sim$50MHzで$\lesssim$1$''$$\、$解像度を実現できるLOw周波数ARray（LOFAR）で到達できる$k$の値を調査します。これを、スペクトル的に滑らかな前景を$k_{\parallel}$-$k_{\perp}$空間のくさびに分離する手法と組み合わせて、観測制約内で実現可能な$k$の値を示します。LOFARは、10年の積分時間で、望ましい感度から$\sim$5桁離れていることがわかります。
大規模ニュートリノによる非線形宇宙構造形成の高速粒子メッシュシミュレーション
| Title |
A_fast_particle-mesh_simulation_of_non-linear_cosmological_structure_formation_with_massive_neutrinos |
| Authors |
Adrian_E._Bayer,_Arka_Banerjee,_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13394 |
FastPMなどの準N体シミュレーションは、宇宙構造の形成をシミュレートする高速な方法を提供しますが、大量のニュートリノの影響を十分に含んでいません。ニュートリノ粒子をFastPMに含める方法を示します。これにより、CDMと全物質パワースペクトルの計算を非線形領域でのパーセントレベルの精度で可能にします。CDMニュートリノクロスパワーは、宇宙観測を制限するのに十分な精度で計算することもできます。通常ニュートリノ粒子シミュレーションを悩ますショットノイズを回避するために、初期のニュートリノ熱速度を設定するときに、準ランダムアルゴリズムを使用して関連するフェルミディラック分布をサンプリングします。さらに、非縮退シミュレーションを高速化するために、非縮退ニュートリノのセットを単一の粒子として記述する効果的な分布関数を開発します。シミュレーションは、物理的関心の全範囲である$M_\nu\lesssim0.6$eVに対して正確であり、赤方偏移$z\lesssim2$に適用できます。このような精度は、2流体近似伝達関数（REPSパッケージを使用）で粒子を初期化することで実現できます。収束は$\sim25$ステップで到達でき、開始の赤方偏移は$z=99$です。徐々に小さいスケールをプローブする場合は、シミュレーションするCDM粒子の数を増やすだけで済みますが、ニュートリノ粒子の数は、CDM粒子の数以下の値に固定したままにすることができます。次に、ニュートリノ粒子によるランタイムあたりの実行時間の増加率は、$1024^3$CDM粒子を使用した実行では$\sim5-20\％$であり、CDM粒子の数が増加するにつれて減少します。コードは公開されており、宇宙論調査の高速予測を行うための貴重なリソースを提供しています。
キネマティックスンヤエフ-ゼルドビッチ効果の前方測定：前方モデリングによる速度再構築からの不確実性を含む
| Title |
Taking_measurements_of_the_kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_effect_forward:_including_uncertainties_from_velocity_reconstruction_with_forward_modeling |
| Authors |
Nhat-Minh_Nguyen,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux_and_Fabian_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13721 |
宇宙マイクロ波背景（CMB）のPlanckSMICAマップ上で、maxBCGクラスターによって刻印された運動学的Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）効果を測定します。私たちの測定は初めて、ベイジアンフォワードモデリングのプロセスを通じて、速度再構成ステップの不確実性を直接説明します。これはしばしば無視される不確実性のバジェットにより、通常、測定されたkSZ信号振幅の最終的な不確実性がクラスタースケールで$\simeq15\％$増加することを示しています。$\simeq2\sigma$の有意性で、kSZ効果の証拠を観察します。私たちの分析を将来の高解像度のCMBデータに適用すると、マップフィルタリングと信号モデリングの方法が少し改善され、kSZ信号の重要な測定値とバイアスのない測定値の両方が得られるはずです。銀河団と銀河群の。
重力波による暗黒エネルギー変動の検出
| Title |
Detecting_Dark_Energy_Fluctuations_with_Gravitational_Waves |
| Authors |
Alice_Garoffolo,_Marco_Raveri,_Alessandra_Silvestri,_Gianmassimo_Tasinato,_Carmelita_Carbone,_Daniele_Bertacca,_Sabino_Matarrese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13722 |
電磁波源と重力波源からの輝度距離の推定値は、通常、動的暗黒エネルギーと重力のモデルでは、標準の宇宙論シナリオを超えて異なります。これにより、暗黒エネルギー場の不均一性を直接追跡する重力波観測の光度距離の変動の角度パワースペクトルに、独自の痕跡が残ることを示します。相乗効果の超新星と重力波の距離測定を活用して、暗黒エネルギーの変動を直接調査する共同推定器を構築して、検出の場合にそれらの存在の決定的な証拠を提供することが可能です。さらに、そのような測定は、プランク質量の実行を調査することも可能にします。これらの信号を検出するための実験要件について説明します。
宇宙剪断における持続的ホモロジー：トポロジーデータ分析によるパラメータの制約
| Title |
Persistent_homology_in_cosmic_shear:_constraining_parameters_with_topological_data_analysis |
| Authors |
Sven_Heydenreich,_Benjamin_Br\"uck,_Joachim_Harnois-D\'eraps |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13724 |
近年、宇宙剪断は宇宙における物質の統計的分布を研究するための強力なツールとして浮上しています。標準の2点相関関数とは別に、ピークカウント統計などのいくつかの代替方法は、競争力のある結果を提供します。ここでは、トポロジーデータ分析のツールである永続的ホモロジーが、同じデータセットから以前の方法よりも多くの宇宙論的情報を抽出できることを示します。このため、永続的なベッティ数を使用して、弱いレンズ開口径の質量マップの完全なトポロジ構造を効率的に要約します。この方法は、ピーク数統計の拡張と見なすことができます。ここでは、最大値を取り巻く環境に関する情報をさらに取得します。最初に、KiDS+VIKING-450データのモック分析でパフォーマンスを示します。$w$CDM$N$-bodyシミュレーションのスイートからBetti関数を抽出し、これらを使用して、高速モデルを提供するガウスプロセスエミュレーターをトレーニングします予測;次に、独立した模擬データに対してマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行して、宇宙論的パラメーターとその不確実性を推測します。結果を比較するとき、入力宇宙論を回復し、$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_\mathrm{m}/0.3}$の制約力を達成します。これは、ピークカウント統計の制約力よりも5％厳密です。Euclidのようなシミュレーションの100deg$^2$で同じ分析を実行すると、$S_8$と$\Omega_\mathrm{m}$の制約をそれぞれ18％と10％改善することができます。$S_8$と暗黒エネルギー状態方程式の間の縮退の式。私たちの知る限り、ここで紹介する方法は、宇宙データをレンズデータで制約するための最も強力なトポロジツールです。
十二支の太陽系外惑星。 XI。若いMドワーフがホストする惑星K2-25bの軌道と放射線環境
| Title |
Zodiacal_Exoplanets_in_Time._XI._The_Orbit_and_Radiation_Environment_of_the_Young_M_Dwarf-Hosted_Planet_K2-25b |
| Authors |
E._Gaidos,_T._Hirano,_D._J._Wilson,_K._France,_K._Rockcliffe,_E._Newton,_G._Feiden,_V._Krishnamurthy,_H._Harakawa,_K._W._Hodapp,_M._Ishizuka,_S._Jacobson,_M._Konishi,_T._Kotani,_T._Kudo,_T._Kurokawa,_M._Kuzuhara,_J._Nishikawa,_M._Omiya,_T._Serizawa,_M._Tamura,_A._Ueda,_S._Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12701 |
Mドワーフスターは、地球サイズの、場合によっては地球に似た惑星を検索するための優先度の高いターゲットですが、それらの惑星系は、太陽型の星とは非常に異なる恒星環境で形成および進化する可能性があります。これらのシステムの進化を探索するために、トランジット分光法と、海王星サイズの惑星が650個のマイアと古いハイアデスMの矮星K2-25を周回する測光を行いました。惑星のドップラー「シャドウ」によって引き起こされたスペクトル線形状の変化の分析は、惑星の軌道が恒星の赤道（ラムダ=-1.7+5.8/-3.7度）と密接に整列しており、偏心軌道が見つかったことを示しています以前の研究では、共平面軌道上の別の惑星による摂動から発生する可能性があります。輸送中の1083nmでのHeI線の深さの有意な変動は検出されません。太陽の組成を伴う等温パーカー風としての大気脱出のモデルは、この非検出が〜0.1Mearth/Gyrの脱出率予測と比較して制約されていないことを示しています。そのような速度では、海王星のような惑星が岩の多い超地球に進化するためには、少なくとも数ギルが必要です。
土星の内部構造を探査する地震計としての土星の環
地球、太陽、星にすでに行われているように、地震学は巨大惑星の内部が研究される方法を根本的に変える可能性を秘めています。数人だけが予見できる一連の出来事において、カッシーニ宇宙船による土星の環の観測は、巨大惑星地震学に急速に着手しました。重力は、惑星の通常モードの振動をリング粒子の軌道に直接結合し、その周波数が土星の内部構造と回転をエンコードする螺旋波を生成します。これらのモードは、土星の中心近くの安定した成層領域を明らかにし、土星の回転に新しい制約を提供しました。
K2のキャンペーン12から15のクールな矮星を通過する惑星候補
| Title |
Planetary_candidates_transiting_cool_dwarf_stars_from_Campaigns_12_to_15_of_K2 |
| Authors |
A._Castro_Gonz\'alez,_E._D\'iez_Alonso,_J._Men\'endez_Blanco,_John_H._Livingston,_Jerome_P._de_Leon,_S._L._Su\'arez_G\'omez,_C._Gonz\'alez_Guti\'errez,_F._Garc\'ia_Riesgo,_L._Bonavera,_F.J._Iglesias_Rodr\'iguez,_R._Mu\~niz,_Mark_E._Everett,_N._J._Scott,_Steve_B._Howell,_David_R._Ciardi,_Erica_J._Gonzales,_Joshua_E._Schlieder,_F._J._de_Cos_Juez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12744 |
K2ミッションのキャンペーン12、13、14、15からの20038個のクールな星の測光を分析して、低質量の星を通過する新しい惑星候補を検出、特徴付け、検証しました。22の星で25の新しい周期的なトランジットのような信号のカタログを提示します。そのうちの19の星の恒星ホストのパラメーターと21の信号の惑星パラメーターを計算しました。スペックルとAOの画像を取得し、アーカイブのPan-STARRS1画像とGaiaDR2を検査して、近接する恒星の仲間の存在を破棄し、近くの星による通過の希釈の可能性をチェックしました。偽陽性確率（FPP）が22の信号に対して計算され、17に対してFPP<$1\％$が得られました。そのうちの12を統計的に検証された惑星と見なします。1つの信号は偽陽性で、残りの12の信号は惑星の候補と見なされます。20個の信号の軌道周期はP$_{\rmorb}<10$$d$、2個は$10$$d<$P$_{\rmorb}<20$$d$、3個はP$_{\ですrmorb}>20$$d$。半径については、11個の候補と検証済みの惑星が半径R$<2R_{\oplus}$を計算し、9個が$2R_{\oplus}<$R$<4R_{\oplus}$を持ち、1個がR$>4を持っていますR_{\oplus}$。2つの検証済みの惑星と2つの候補は、適度に明るい星（$m_{kep}<13$）にあり、2つの検証済みの惑星と3つの候補は、楽天モデルに従ってハビタブルゾーン内の軌道半径を導き出しました。特に興味深いのは、検証済みの暖かい超地球EPIC248616368b（T$\rm_{eq}=318^{+24}_{-43}\、K$、S$_{\rmp}=1.7\pm0.2です。\、S_{\oplus}$、R$_{\rmp}=2.1\pm0.1\、R_{\oplus}$）、am$\rm_{kep}$=14.13つ星にあります。
ハビタブルゾーンの惑星ファインダーは、若い海王星K2-25bの高い質量と低い傾斜を明らかにします
| Title |
The_Habitable-zone_Planet_Finder_Reveals_A_High_Mass_and_a_Low_Obliquity_for_the_Young_Neptune_K2-25b |
| Authors |
Gudmundur_Stefansson,_Suvrath_Mahadevan,_Marissa_Maney,_Joe_P._Ninan,_Paul_Robertson,_Jayadev_Rajagopal,_Flynn_Haase,_Lori_Allen,_Eric_B._Ford,_Joshua_Winn,_Angie_Wolfgang,_Rebekah_I._Dawson,_John_Wisniewski,_Chad_F._Bender,_Caleb_Ca\~nas,_William_Cochran,_Scott_A._Diddams,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Leslie_Hebb,_Shubham_Kanodia,_Eric_Levi,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Lawrence_Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Ryan_Terrien,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12766 |
ハビタブルゾーンプラネットファインダーからの放射速度データを使用して、海王星サイズの惑星K2-25bの質量と、600-800MYrハイアズクラスター内のM4.5矮星のホストスターの傾斜を測定しました。これは、これらの量の両方が測定された最も若い惑星系の1つであり、測定された傾斜を持つ非常に少数のM矮星の1つです。半径速度データ、K2ミッションからの時系列測光、および拡散器支援測光で得られた新しい通過光曲線の共同分析に基づくと、惑星の半径と質量は$3.44\pm0.12\mathrm{R_\oplus}$です。および$24.5_{-5.2}^{+5.7}\mathrm{M_\oplus}$。これらの特性は、薄い水素-ヘリウム雰囲気（5質量％）に覆われた岩の多いコアと互換性があります。$e=0.43\pm0.05$の軌道偏心を測定します。空に投影された恒星の傾斜は$\lambda=3\pm16^{\circ}$で、スピン軌道整列と互換性があります。これは、古い星の周りで研究されてきた他の「熱い海王星」とは対照的です。
低月軌道のための高忠実度半分析理論
| Title |
High-Fidelity_Semianalytical_Theory_for_a_Low_Lunar_Orbit |
| Authors |
Juan_F\'elix_San-Juan,_Rosario_L\'opez,_Iv\'an_P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12897 |
実際のミッションの分析と設計に適用できる現実的な結果を生成するために考慮される重力モデルの最小次数が何であるべきかを検証することを目的として、低高度月軌道の半分析理論を開発しました。その目的で、50x50の重力場と地球からの3番目の物体の引力を含む摂動モデルを検討しました。最初に、理論を開発するプロセスを簡単に説明します。次に、議論は、重力モデルの各調和項の影響が個別に分析される凍結軌道の検索に焦点を当てています。高次のゾーン調和関数が含まれているため、凍結軌道の新しいファミリが表示される可能性があります。さらに、凍結軌道が存在できる偏心と傾斜の値が変化します。この影響は非常に重要であり、考慮に入れる必要があります。高次の高調波を無視すると、特定の傾斜で凍結軌道の偏心が実際に衝撃限界を超えると予測されるためです。その結果、他の著者との合意により、50x50の重力モデルが実際のアプリケーションで考慮される最小値である必要があることが確認されました。
3つの亜海王星系外惑星の上層大気におけるヘリウムの非検出
| Title |
Non-detection_of_Helium_in_the_Upper_Atmospheres_of_Three_Sub-Neptune_Exoplanets |
| Authors |
David_Kasper,_Jacob_L._Bean,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Isaac_Malsky,_Eliza_M.-R._Kempton,_Jean-Michel_D\'esert,_Leslie_A._Rogers,_Megan_Mansfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12968 |
これらのユビキタスオブジェクトの起源を調査するために、3つのサブネプチューンサイズの惑星の上層大気におけるヘリウムの検索を提示します。低密度惑星のヘリウムの検出は、岩石惑星の二次大気では大量のヘリウムが予想されないため、原始惑星系星雲から降着した一次大気の存在を強く証明します。Keck+NIRSPECを使用して、10,833AngHeトリプレット機能の周りの惑星GJ1214b、GJ9827d、およびHD97658bの高解像度トランジット分光法を取得しました。高レベルの感度を達成しているにもかかわらず、惑星のヘリウム吸収は検出されませんでした。非検出を使用して、1Dモデルのグリッドをデータと比較することにより、惑星の熱圏温度と大気損失率に制限を設定しました。また、内部構造と大気損失の計算を組み合わせて実行しました。これは、惑星のバルク大気（風）が、原始組成に比べて、ヘリウムで最大で適度に増強（枯渇）することを示唆しています。GJ1214bおよびGJ9827dのヘリウム三重項の検出の欠如は、5シグマ以上の信頼度でのこれらの惑星の現在の質量損失のモデルの予測と一致していません。HD97658bで予測されるヘリウム機能を検出するには、より高いS/Nデータが必要になります。ホスト星のEUVフラックスの不確実性と、結果の解釈の主な制限として、特に冷たい金属強化雰囲気の詳細な質量損失モデルの欠如を特定します。最終的に、私たちの結果は、亜海王星の惑星の上層大気がガスの巨大惑星のものとは根本的に異なることを示唆しています。
二惑星系の動的進化と白色矮星大気汚染との関係
| Title |
Dynamical_evolution_of_two-planet_systems_and_its_connection_with_white_dwarf_atmospheric_pollution |
| Authors |
R._F._Maldonado,_E._Villaver,_A._J._Mustill,_M._Ch\'avez,_E._Bertone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13009 |
小惑星物質は、白色矮星（WD）で、金属による大気汚染として、ガス/ダストディスクの形で、または測光トランジットで検出されます。現在のパラダイム内では、小惑星はおそらく惑星によって、潮汐力によって物質が破壊されて星に付着する非常に偏心した軌道に散らばる必要があります。これは、惑星系のポストメインシーケンス進化中に、恒星の質量損失によって引き起こされる惑星-惑星散乱プロセスによって発生する可能性があります。これまでのところ、このプロセスの$N$-bodyダイナミクスの研究では、アドホックに構築された人工惑星システムアーキテクチャを使用しています。この研究では、さらに一歩進んで、より制限的なシステムによって提供される動的な不安定性を研究し、同時に、より広いパラメーター空間の探査を可能にします。MS）星。私たちのシミュレートされたシステムのほとんどは、MS、赤、および漸近巨大ブランチの間、およびホストスターのWDフェーズに数Gyrの間、安定したままであることがわかります。全体として、シミュレーションされたシステムの$\約$2.3$\％$のみが動的な不安定性の結果としてWDで惑星を失います。WDフェーズ中に不安定性が発生した場合、それらのほとんどは、惑星とWDの衝突として終了するわずか5つの惑星構成を持つ惑星の排出を引き起こします。最後に、シミュレーションされたシステムの3.2$\％$は、惑星散乱が同じシステムに存在する場合、持続的な速度で汚染に寄与する可能性がある何らかの形の軌道散乱または軌道交差を経験します。
ExoMolラインリスト-XL。ヒドロニウムイオン（H $ _3 $ O $ ^ + $）の回転振動分子線リスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XL._Ro-vibrational_molecular_line_list_for_the_hydronium_ion_(H$_3$O$^+$) |
| Authors |
S._N._Yurchenko,_Jonathan_Tennyson,_Steve_Miller,_V.V._Melnikov,_J._O'Donoghue,_L._Moore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13020 |
ヒドロニウム（H$_3$$^{16}$O$^+$）の新しいラインリストが計算されます。ラインリストは、新しいabinitio双極子モーメント曲面（CCSD（T）/aug-cc-pVQZ）と新しい経験的ポテンシャルエネルギー曲面（PES）に基づいています。H$_3$O$^+$の経験的PESは、地面をカバーする文献から収集された実験的に決定された回転振動エネルギー$\nu_1^{\pm}$へのグローバルフィットを通じてabinitio表面を洗練することによって得られました、$\nu_2^{\pm}$、$2\nu_2^{\pm}$、$\nu_3^{\pm}$および$\nu_4^{\pm}$の振動状態。ラインリストは、最大10000cm$^{-1}$（波長$>1\mu$m）の波数範囲をカバーしており、$T=1500$Kまでの温度に対して完全である必要があります。これは最初の包括的なラインですH$_3$O$^+$のリスト。波数の範囲が広く、遷移確率が正確です。太陽系巨大惑星と太陽系外惑星のスペクトルにおけるヒドロニウムの検出の展望が議論されています。eXeLラインリストは、ExoMolおよびCDSデータベースから公開されています。
直接画像化されたエキソ地球の測光変動性は、その表面に空間情報を伝え、惑星の2次元地理学および軸傾斜を取得するために使用できます（スピン軌道断層撮影）。この研究では、静的地理の仮定を緩和し、時変地理に適用可能な動的スピン軌道断層撮影のための計算的に扱いやすいフレームワークを提示します。まず、静的スピン軌道トモグラフィーのベイジアンフレームワークが、ガウス事前分布を持つベイジアン逆問題の解析式を使用して再検討されます。次に、この分析フレームワークを時間領域のガウスプロセスを介して時変フレームワークに拡張し、地理、軸傾斜、スピン回転周期、およびガウス分布のハイパーパラメーターの完全結合事後分布から効率的なサンプリングを可能にする分析式を提示します。事前処理。その結果、ラップトップコンピュータが3,072ピクセルと1,024のタイムグリッドを持つ他のパラメータで条件付けされた1つの事後動的マップをサンプリングするのにわずか0.3秒かかり、合計$\sim3\times10^6$パラメータになります。私たちはおもちゃのモデルに動的マッピング手法を適用し、時変地理が軸方向の傾きとスピンの回転周期とともに正確に取得されることを発見しました。さらに、DeepSpaceClimateObservatoryによって観測された、地球の実際のマルチカラー光度曲線を使用した動的スピン軌道トモグラフィーの使用を実証しました。主成分分析の主要な成分から得られたスナップショットは、地球上の晴天と曇りの領域の大規模な季節変動をおおまかにキャプチャしていることがわかりました。
パン、アトラス、ダフニスの装飾用赤道海嶺の降着
土星の環の材料から土星の月のパン、アトラス、ダフニスに装飾的な尾根が付着するシナリオを探索します。着陸した材料からのトルクが、通常は潮汐ロックを維持する土星からの潮汐トルクを超えない場合、リング材料からの複雑な形状の尾根の降着が可能になるはずです。これにより、赤道の隆起成長の最大降着率と最小継続時間が制限されます。最初に円軌道にあるリング材料から、円軌道、傾斜軌道、または偏心軌道上の月に着陸した尾根の経度分布を調べます。形状の変化や、ディスクエッジの表面密度プロファイルにより、月の赤道尾根上の異なる場所で月に影響を与えることができるため、月の形状が変化したり、円盤の縁の表面密度プロファイルによって月が潮汐で再整列したりすると、傾斜した尾根が隆起する可能性があります。。非対称なギャップからの降着がアトラスの赤道海嶺の不況の原因である可能性があることがわかりました。ヒルの離心率と同様の軌道の離心率での非対称ギャップからの降着は、パンで見られるように、複数の葉の降着を可能にするかもしれません。おそらく関連する2つのシナリオは、観賞用の赤道の尾根の成長を約束しています。月はリングを通って移動し、そのギャップを狭め、降着を容易にします。月の軌道偏心は、別の月との軌道共鳴により増加し、ギャップの端に押し込まれ、降着を促進します。
MicroObservatoryで通過する太陽系外惑星の観測：熱い木星HAT-P-32bの43個の新しい通過光曲線
| Title |
Observing_transiting_exoplanets_with_the_MicroObservatory:_43_new_transit_light_curves_of_the_hot_Jupiter_HAT-P-32b |
| Authors |
Martin_J_F_Fowler,_Frank_F._Sienkiewicz,_Robert_T._Zellem_and_Mary_E._Dussault |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13381 |
7年間にわたるMicroObservatory0.15-mロボット望遠鏡ネットワークを使用した、高温木星系太陽系外惑星HAT-P-32bの43の完全なトランジットの観測結果を示します。システムの最新のエフェメリスと比較すると、通過時間の中央の精度により、予測されたモデルの3.0分から二乗平均値が得られました。EXOFASTモデリングに基づいて推定されたシステムパラメータは、NASAExoplanetArchiveにリストされているデフォルトのパラメータ値のパラメータとおおむね一致しています。2.15000815+/-0.00000013dの更新された軌道周期と2458881.71392+/-0.00027BJDTDBのエフェメリスは、より大きな望遠鏡を使用したシステムの最近の研究と一致しています。この更新されたエフェメリスを使用すると、NASAJWSTミッションによるHAT-P-32bの想定観測の2021年半ばの予測中間通過時間は、発見のエフェメリスと比較して1.4分改善され、約8倍正確になります。同様に、2020年のESAARIELミッションによる観測の通過時間は1.7分改善されました。したがって、MicroObservatoryや他の小型望遠鏡のユーザーが通過する太陽系外惑星の観測は、将来の宇宙ベースの望遠鏡ミッションのターゲットの天体暦の維持に貢献できます。また、HAT-P-32フィールドスターの1つは{\delta}Scuti脈動変数であり、この研究と同じ観測を使用した特性評価により、恒星変動の観測に対するMicroObservatoryの有用性が示され、同時に遷移の観測も行われます。エフェメリス維持のための太陽系外惑星。
WASP-21bの下部および上部大気中のNaの検出
| Title |
Detection_of_Na_in_WASP-21b's_lower_and_upper_atmosphere |
| Authors |
G._Chen,_N._Casasayas-Barris,_E._Palle,_L._Welbanks,_N._Madhusudhan,_R._Luque,_F._Murgas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13429 |
光透過分光法は、基準圧力レベルと高温の木星大気の散乱特性に重要な制約を提供します。大気中でアルカリ原子が検出される特定の惑星では、それらのラインプロファイルが上部と下部の大気層をリンクするための優れたプローブとして機能します。WASP-21bは、厚い円盤型の星を周回する土星の質量の高い木星で、密度は低く、平衡温度は1333Kで、透過分光法の優れたターゲットになります。ここでは、10.4メートルのGranTelescopioCanarias（GTC）でOSIRISスペクトログラフによって観測された1つのトランジットに基づくWASP-21bの低解像度伝送スペクトルと、HARPS-Nによって観測された3つのトランジットに基づく高解像度伝送スペクトルを示します。TelescopioNazinaleGalileo（TNG）とESO3.6m望遠鏡のHARPS。GTCの低解像度透過スペクトルでスペクトル検索分析を実行し、$>$3.5-$\sigma$の信頼水準でNaが検出されたことを報告しました。Naラインは、圧力の広がりに起因する可能性のある幅広いラインプロファイルを示します。スペクトルは、KD$_1$ラインで暫定的な過剰吸収を示しています。HARPS-NおよびHARPSを使用して、Naダブレット透過スペクトルをスペクトル的に解決しました。通過中にNaダブレットでの過剰吸収が検出され、惑星の軌道運動と一致する半径方向の速度シフトを示しています。比較的澄んだ雰囲気のある木星と他の木星を定量的に区別するためのメトリックを提案しました。WASP-21bは、特徴付けられたすべての木星の中で最大のメトリック値を持っています。WASP-21bの下部大気と上部大気の両方でのNaの検出は、それが将来の追跡観測の理想的なターゲットであることを明らかにし、広範囲の圧力レベルにわたるその大気の性質を理解する機会を提供します。
アレス：ExoMarsトレースガスオービターNOMAD太陽の掩蔽測定のための火星モデル検索フレームワーク
| Title |
Ares:_A_Mars_model_retrieval_framework_for_ExoMars_Trace_Gas_Orbiter_NOMAD_solar_occultation_measurements |
| Authors |
George_Cann,_Ahmed_Al-Refaie,_Ingo_Waldmann,_Dave_Walton,_Jan-Peter_Muller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13458 |
アレスは火星の大気のためのTauREx3検索フレームワークの拡張です。アレスは、新しい大気パラメータとフォワードモデルのコレクションであり、欧州宇宙機関（ESA）の微量ガスオービター（TGO）の直下と、MArsディスカバリー（NOMAD）装置、太陽のオカルト（SO）チャネルのオカルトのために設計されています。アレスは、惑星外の大気の検索で利用される方法を適用することにより、火星の大気の化学組成へのユニークな洞察を提供します。（2015）、Al-Refaieetal。（2019）。この洞察は、火星の$CH_{4}$の本質を解明するのに役立ちます。ここではアレスモデルについて説明します。続いて、アレスのコンポーネントが定義されます。NOMADSOチャネル機器機能モデル、火星大気分子吸収断面積、形状モデル、およびNOMADノイズモデル。アレスの大気の事前情報とフォワードモデルが提示され（つまり、シミュレートされたNOMAD観測）、分析され、惑星スペクトルジェネレーター、Villanuevaらに対して比較および検証されます。（2018）。
FORS2を使用した地上ベースの透過分光法：特徴のない光透過スペクトルと超高温木星WASP-103bのH $ _2 $ Oの検出
| Title |
Ground-Based_Transmission_Spectroscopy_with_FORS2:_A_featureless_optical_transmission_spectrum_and_detection_of_H$_2$O_for_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-103b |
| Authors |
J._Wilson_(1),_N._P._Gibson_(2),_N._Nikolov_(3),_S._Constantinou_(4),_N._Madhusudhan_(4),_J._Goyal_(5),_J._K._Barstow_(6),_A._L._Carter_(7),_E._J._W._de_Mooij_(1),_B._Drummond_(7),_T._Mikal-Evans_(8),_C._Helling_(9),_N._J._Mayne_(7)_and_D._K._Sing_(10)_((1)_Queen's_University_Belfast,_(2)_Trinity_College_Dublin,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_University_of_Cambridge,_(5)_Cornell_University,_(6)_The_Open_University,_(7)_University_of_Exeter,_(8)_Massachusetts_Institute_of_Technology,_(9)_University_of_St_Andrews,_(10)_Johns_Hopkins_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13510 |
超大型望遠鏡のFORS2装置を使用して、波長範囲$\約$400〜600nmをカバーする、高度に照射された超短期間ホットジュピターWASP-103bの地上透過分光分析を報告します。光度曲線は、主に波長が不変であり、ガウス過程を使用してモデル化した有意な時間相関ノイズを示しています。透過スペクトルの精度は、白色光の曲線から導き出されたコモンモード補正を適用することで改善され、15nmの波長ビンで$\約$2x10$^{-4}$の通過深度の典型的な不確実性に達します。混合コンパニオンスターからのフラックス汚染を補正した後、私たちの観測では、FORS2観測の全範囲にわたって特徴のないスペクトルが明らかになり、以前はGemini/GMOSを使用して推定されたNa吸収や、広帯域を使用して観測された強いレイリー散乱を確認できません光の曲線。Gemini/GMOS、HST/WFC3、およびSpitzerの観測からの追加データを使用して、完全な光赤外線透過スペクトルに対してベイズ大気検索を実行し、4.0$\sigma$レベルでH$_2$O吸収の証拠を回復しました。しかし、私たちの観測では、Naの存在を完全に排除することはできません。Naの存在は、検索で2.0$\sigma$にあります。これは部分的に、不規則な/不均一な雲や、FORS2スペクトルの吸収機能を減衰させるヘイズによって説明される可能性がありますが、本質的に小さいスケールの高さも、この機能を地面から探査することを困難にします。それにもかかわらず、私たちの結果は、太陽系外の大気を調査するための地上観測の継続的な可能性を示し、計器系統の存在下で低解像度スペクトルに一貫性のある堅牢な統計手法を適用する必要性を強調しています。
重元素の自己矛盾のない処理を備えた巨大惑星形成モデル
| Title |
Giant_planet_formation_models_with_a_self-consistent_treatment_of_the_heavy_elements |
| Authors |
Claudio_Valletta_and_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13577 |
巨大惑星の形成と進化をモデル化する新しい数値フレームワークを提示します。このコードは、恒星進化ツールキットModulesforExperimentsforExperimentsinStellarAstrophysics（MESA）のさらなる開発に基づいています。モデルには、惑星の気体エンベロープにおける、水氷で作られていると考えられる降着した微惑星/小石の溶解が含まれており、惑星の成長と内部構造に対するエンベロープの濃縮の影響は、首尾一貫して計算されます。シミュレーションを木星に適用し、さまざまな重元素とガスの降着率がその形成履歴に与える影響を調査します。仮定された暴走ガス降着率が惑星の半径と光度に大きく影響することを示します。重元素濃縮は、より効率的なガス降着により、形成時間の短縮につながることが確認されています。重元素濃縮では、ジュピターの形成タイムスケールは、低重元素の降着率（寡占体制）を仮定した場合でも、典型的なディスクの寿命と互換性があることがわかります。最後に、惑星の最も内側の部分の重元素プロファイルの近似を提供し、内部構造と惑星の成長履歴との間のリンクを提供します。
円盤による重力摂動を伴う軌道ダイナミクス
2次元の均一な円盤による重力摂動の下での軌道の永年の振る舞いが、この論文では、分析的および数値的アプローチを通じて研究されています。この問題の長期近似を作成し、このシステムの平均ハミルトニアンを最初に取得します。内部軌道の半長軸と円盤半径の比が非常に小さい値（$\ll1$）であり、内部軌道と円盤の間の傾きが臨界値$30^より大きい場合、\circ$、内部軌道は（古典的な）Lidov-Kozai共振を経験します。この場合、偏心と傾斜の変動は通常非常に大きく、システムには$\omega=\pi/2,3\pi/2に2つの平衡点があります$（$\omega$は近日点の引数です）。比率が0.4に増加すると、臨界値は約$27^\circ$にわずかに低下します。ただし、外軌道では経年共振は発生せず、偏心や傾きの変動は小さい。軌道と円盤の半径の比がほぼ$1$である場合、従来のLidov-Kozaiの場合とは異なる軌道の振る舞いにつながる、より複雑なLidov-Kozaiの共鳴タイプがあります。これらの共振では、システムは$\omega=0、\pi/2、\pi、3\pi/2$、さらには$\omega$のその他の値に現れる平衡点をさらに持っています。また、偏心や傾きの変動が比較的緩やかになり、場合によっては高度に傾いた軌道を維持できる場合もある。さらに、分析により、クズミン円盤も（古典的な）リドフ-コザイ共鳴を引き起こす可能性があり、臨界傾斜も$30^\circ$であることが示されています。
惑星形成と大気進化の統一シミュレーションII：光蒸発による迅速なディスクのクリアリングは低質量超地球大気をもたらす
| Title |
Unified_simulations_of_planetary_formation_and_atmospheric_evolution_II:_Rapid_disk_clearing_by_photoevaporation_yields_low-mass_super-Earth_atmospheres |
| Authors |
Masahiro_Ogihara,_Masanobu_Kunitomo,_Yasunori_Hori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13717 |
超地球は、低質量のH$_2$/He雰囲気を持っています（通常、質量で10％未満）。しかし、超地球大気の起源はまだ確認されていません。超地球とその大気の形成中の光蒸発によるディスクの迅速な除去の役割を調査します。光蒸発風と磁気駆動円盤風の両方を考慮した、進化する円盤における超地球形成と大気進化の統合シミュレーションを実行します。惑星コアの成長モードについて、小惑星の付着がある場合とない場合で惑星胚が成長する2つのケースを考えます。主な調査結果は次のとおりです。（i）光蒸発による急速なディスク散逸によって大気付着の期間が短縮され、超地球コアが大規模な大気に付着するのを防ぎます。（ii）ペブルの降着がない場合、遊星コアが胚の降着によって急速に成長しても、胚の降着のための隔離質量が小さいため、暴走ガスの降着の開始が遅れます。迅速なディスククリアと一緒に、大規模な大気の増加を回避できます。（iii）急速なディスクのクリア後、多くの高偏心胚が外側の軌道に残る可能性があります。その後、そのような胚は超地球と衝突し、付着した大気の効率的な衝撃侵食につながる可能性があります。したがって、低質量H$_2$/He雰囲気の超地球は、現実的なディスクの進化を考慮したN体シミュレーションによって自然に生成されることがわかります。
太陽系外惑星の大気のEUV照射はGyrタイムスケールで発生します
太陽系外の大気は、恒星X線と極端紫外放射による照射による質量損失に対して脆弱であることが知られています。恒星のX線放射を表す経験的関係と、極端な紫外線放射に対する太陽X線の比率を表す2番目の関係を組み合わせることにより、この高エネルギー照射が時間とともにどのように変化するかを調査します。大気脱出のモデリング時に一般的に行われる仮定とは対照的に、恒星極紫外放射の減少はX線よりもはるかに遅く、惑星大気の全極紫外照射は飽和相の後の放射によって支配されることがわかります高エネルギー放出（これは星の形成後、約100マイア持続します）。さらに、星のX線と極端紫外の合計放射も、この飽和相の後に主に発生することがわかります。私たちの結果は、高エネルギー放出の飽和相に焦点を当てた大気脱出のモデルが過度に単純化されていることを示唆しており、惑星大気の進化を考えるとき、GyrタイムスケールでEUV駆動の脱出に従う必要がある。これにより、惑星半径の谷の起源を考えると、恒星年齢を使用して、光蒸発とコア駆動の質量損失の影響を分離することがより困難になる場合があります。
Gaia Data Release 2の軸非対称性の研究は銀河系バーのパターン速度をもたらす
| Title |
Axial_Asymmetry_Studies_in_Gaia_Data_Release_2_Yield_the_Pattern_Speed_of_the_Galactic_Bar |
| Authors |
Austin_Hinkel,_Susan_Gardner,_and_Brian_Yanny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12699 |
近く（$d<3\、{\rmkpc}$）の星の数での軸対称性の破れに関する最近の研究は、外側の棒の内側と外側の棒の方向に垂直で平行な恒星軌道の歪みに敏感です。リンドブラッド共鳴（OLR）半径。星の左右非対称のサインフリップの位置を使用して、反中心線を中心に数え、OLR半径$R_{\rmOLR}$を決定し、棒を弱い非軸対称効果であるかのように扱い、$R_{\rmOLR}$と、銀河回転曲線と太陽と銀河の中心距離$R_{0}$の最近の測定値を使用して、銀河バーのパターン速度$\Omega_{\rmp}$を決定します。と同様に銀河の共回転半径$R_{\rmCR}$。大小のマゼラン雲の影響を非対称測定から削除すると、$R_{\rmOLR}=（0.96\pm0.03）R_0=7.85\pm0.25\\rmkpc$、$\Omega_{\rmp}=49.3\pm2.2\\rmkm\s^{-1}\kpc^{-1}$、$R_{\rmCR}=（0.58\pm0.04）R_0=4.76\pm0.27\\rmkpc$。これから説明するように、天の川のバーは弱くて速い可能性が高いことを示していますが、バー領域での非定常状態の影響の可能性のある証拠にも言及しています。
スローンデジタルスカイサーベイのスタックスペクトルからの星形成超拡散銀河に関するレッスン
| Title |
Lessons_on_Star-forming_Ultra-diffuse_Galaxies_from_The_Stacked_Spectra_of_Sloan_Digital_Sky_Survey |
| Authors |
Yu_Rong,_Kai_Zhu,_Evelyn_J._Johnston,_Hong-Xin_Zhang,_Tianwen_Cao,_Thomas_H._Puzia,_Gaspar_Galaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12712 |
スローンデジタルスカイサーベイのスペクトルを積み重ねることにより、低密度環境にある28個の星形成超拡散銀河（UDG）の平均的な特性を調査します。恒星の質量が$\log_{10}（M_*/M_{\odot}）\sim8.57\pm0.29$であるこれらの比較的分離されたUDGは、平均的な総星型金属量[M/H]を持っています$\sim-0.82\pm0.14$、鉄金属[Fe/H]$\sim-1.00\pm0.16$、恒星齢$t_*\sim5.2\pm0.5$Gyr、$\alpha$-enhancement[$\alpha$/Fe]$\sim0.24\pm0.10$、および酸素存在量12+log（O/H）$\sim8.16\pm0.06$、および中心星速度分散$54\pm12$km/s。星形成率と星の質量の図では、これらのUDGは、大規模なスパイラルから推定された星形成のメインシーケンスよりも低い位置にありますが、おおよそ低表面輝度の矮小銀河のメインシーケンスに従っています。これらの星を形成するUDGは、近くの典型的な矮星の金属性-質量関係と比較して、恒星の質量に関して特に金属が少ないまたは金属が豊富ではないことがわかります。この作業と以前の研究のUDGデータを使用すると、[Fe/H]とUDGのマグネシウム元素の強化[Mg/Fe]の間の大まかな相関関係もわかります：[Mg/Fe]$\simeq-0.43（\pm0。26）$[Fe/H]$-0.14（\pm0.40）$。
銀河の[OII]光度の普遍的な条件付き分布関数、および赤方偏移$ z <3 $での[OII]光度関数の予測
| Title |
Universal_conditional_distribution_function_of_[OII]_luminosity_of_galaxies,_and_prediction_for_the_[OII]_luminosity_function_at_redshift_$z<3$ |
| Authors |
Hongyu_Gao,_Y._P._Jing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12878 |
強力な[OII]ダブレットを持つ星形成輝線銀河（ELG）は、現在進行中および今後の第4世代銀河赤方偏移調査の主要な分光学的ターゲットの1つです。この研究では、[OII]の明度$L_{\mathrm{[OII]}}$と、近赤外線バンドの絶対等級$M_{\mathrm{NUV}}$を、赤方偏移の銀河の大きなサンプルについて測定します。VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurvey（VIPERS）のPublicDataRelease2（PDR-2）から$0.6\leqz<1.45$の範囲。ベイジアン分析を通じて、$L_{\mathrm{[OII]}}$と$M_{\mathrm{NUV}}$の間の本質的な関係を構築することを目指しています。特に、[OII]輝線測定における不完全性効果と観測誤差を適切に補正する2つの異なる方法を開発します。両方の方法に基づく結果は、与えられた$M_{\mathrm{NUV}}$での$L_{\mathrm{[OII]}}$の条件付き分布は、ユニバーサル確率分布関数（PDF）、これは$M_{\mathrm{NUV}}$または赤方偏移からほぼ独立しています。$L_{\mathrm{[OII]}}$条件付きPDFを文献で利用可能なNUV輝度関数（LF）と畳み込み、$z<3$での[OII]LFの予測を行います。予測された[OII]LFは、文献の観察結果とよく一致しています。最後に、予測された[OII]LFを利用して、PrimeFocusSurvey（PFS）の[OII]エミッターの数を推定します。この$L_{\mathrm{[OII]}}$の普遍的な条件付きPDFは、将来の銀河の赤方偏移調査における[OII]エミッターのソースターゲット戦略を最適化する代替方法を提供し、銀河を理解するための重要なプローブになると結論付けます形成。
APOGEE DR16とGaia DR2によって明らかにされた天の川のバーとふくらみ
| Title |
The_Milky_Way's_bar_and_bulge_revealed_by_APOGEE_DR16_and_Gaia_DR2 |
| Authors |
A._B._A._Queiroz,_C._Chiappini,_A._Perez-Villegas,_A._Khalatyan,_F._Anders,_B._Barbuy,_B._X._Santiago,_M._Steinmetz,_K._Cunha,_M._Schultheis,_S._R._Majewski,_I._Minchev,_D._Minniti,_R._E._Cohen,_L._N._da_Costa,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_D._A._Garcia-Hern\'andez,_D._Geisler,_S._Hasselquist,_R._._Lane,_A._Rojas-Arriagada,_A._Roman-Lopes,_V._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12915 |
APOGEEDR16および{\itGaia}DR2データのおかげで、前例のないサイズとカバレッジのサンプルを使用して、天の川の内側の領域を調査します。私たちの内側の銀河のサンプルには、$|X_{\rmGal}|内に24,000を超える星があります。<5$kpc、$|Y_{\rmGal}|<3.5$kpc、$|Z_{\rmGal}|1ドル未満のkpc、および前景でクリーンアップした7,000スターのサブサンプルの分析を、バルジバーの母集団のより代表的なものにします。内側の銀河は、主要な存在比[$\alpha$/Fe]、[C/N]、および[Mn/O]で明確な化学的不連続性を示し、異なる濃縮タイムスケールを調べています。これは、高および低$\alpha$人口。初めて、回転速度、金属性、軌道パラメータ、および化学的存在量の分布の共同分析により、銀河の最も内側の領域に共存するさまざまな集団を完全に特徴付けることができます。ケモキネマティック分析はバーの存在を明らかにします。内側の薄いディスクの;厚い円盤の、そして広い速度分散を伴う幅広い金属性の集団の、圧力支持された成分を示す。逆回転する星のグループを化学的および運動学的に見つけて特徴付けます。これは、ガスに富んだ合併イベントの結果、またはバルジに移行した初期のディスクの初期段階での塊状の星形成の結果である可能性があります。最後に、6D情報に基づいて、星に棒軌道上にある確率値を割り当てます。棒軌道確率が大きい星のほとんどは、最も内側の3kpcからのものであることがわかります。バーに属する可能性が高い星でさえ、[$\alpha$/Fe]対[Fe/H]の図で化学的二峰性を示します。これは、バートラッピングが効率的なメカニズムであることを示唆しており、バー軌道上の星が明確な化学的存在比の特徴を示さない理由を説明しています。
統合されたH Iスペクトルに基づく銀河の回転速度と動的質量の決定について
銀河の統合された21cmHI放出プロファイルは、運動学、空間分布、およびその冷たい星間物質の動的状態に関する貴重な情報をエンコードします。特に線幅は銀河の回転速度を反映しており、サイズスケールと組み合わせて、システムの動的質量を制約するために使用できます。統合されたHIスペクトルの線幅、非対称性、および濃度を特徴付ける一連の堅牢なパラメーターを導出するための成長曲線の概念に基づく新しい方法を紹介します。モックスペクトルを使用して、メソッドのパフォーマンスを評価し、提案されたパラメーターの現実的な系統的不確実性を推定し、機器の分解能と乱流の広がりの影響について線幅を修正します。利用可能な空間分解された運動学を備えた近くの銀河の大きなサンプルを使用して、新しく定義された線幅が$\lesssim30$kms$^{-1}$の精度で銀河の回転速度を予測できることを示します。校正された線幅を使用して、HIディスクのサイズと質量の間の経験的関係と組み合わせて、ガスに富む銀河のHI放出領域内の動的質量を推定するための処方を作成します。私たちの定式化は、現在および将来の銀河系外のHI調査から効率的かつロバストに導出できる量のみに基づいて、$\sim0.3$dexまで正確な動的質量を生成します。さらに、動的質量キャリブレーションを暗黒物質ハローのスケールに拡張します。
0.5
| Title |
The_evolution_of_galaxy_scaling_relations_in_clusters_at_0.5 |
| Authors |
J._M._P\'erez-Mart\'inez,_B._Ziegler,_H._Dannerbauer,_A._B\"ohm,_M._Verdugo,_A._I._D\'iaz_and_C._Hoyos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13068 |
z=0.9のCl1604クラスターシステムの銀河について、GTCでOSIRIS装置を使用して新しいガスの運動学的観察を行います。これらの観測は、私たちのグループによって分析されたさまざまなエポックでの他のクラスターサンプルのコレクションと一緒に使用され、高密度環境におけるタリーフィッシャー、速度サイズ、恒星の質量-角運動量関係の進化を研究します。2Dおよび3D分光法を使用して、クラスター銀河の運動学を分析し、それらの最大回転速度（Vmax）を抽出します。私たちの手法は、すべてのクラスターサンプルに一貫して適用されるため、進化的な比較に理想的です。赤方偏移1まで、クラスターサンプルは、フィールドでの以前の観測結果と互換性があり、半分析モデルとタリーフィッシャーと速度-サイズの関係に関する流体力学的シミュレーションに従って、進化の傾向を示しています。ただし、ディスクサイズが3倍低下し、Bバンドの平均輝度がz=1.5で2等になることがわかります。この観測結果を生成する際に、クラスター固有のさまざまな相互作用が果たす役割について説明します。さらに、同様の赤方偏移でのフィールドサンプルと比較して低い角運動量の値を表示しているにもかかわらず、ローカルから特定の角運動量-星の質量関係に関して、中〜高赤方偏移クラスター銀河は平行シーケンスに従うことがわかります。これは、フィールドに関して、密集した環境の相互作用の強さによって理解できます。
カーボンラウドSDSS BOSS QSO2s at z> 2：高密度ガスまたはカーボンの二次生成？
| Title |
Carbon-loud_SDSS_BOSS_QSO2s_at_z_>_2:_High_density_gas_or_secondary_production_of_Carbon? |
| Authors |
M._Silva,_A._Humphrey,_P._Lagos_and_S.G._Morais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13163 |
スローンデジタルスカイサーベイIIIバリオン振動分光法調査からの145タイプIIクエーサー（QSO2）のサンプルの紫外（UV）輝線比を調べ、アクティブな銀河核（AGN）光イオン化モデルのグリッドと範囲を比較しますガス密度、ガスの化学的存在量、および電離パラメータ。ほとんどのクエーサーは「炭素の大きさ」であり、狭い線の領域ではCiv/Heii比が異常に高く、予想よりも高いガス密度（>10^6cm^-3）および/または著しく超太陽の相対的な炭素量。また、太陽系または超太陽系の窒素の存在量と金属性は、オブジェクト間の潜在的に有意な変動があるサンプルの大部分で必要とされることもわかりました。同様の赤方偏移（HzRGs;z>2）の電波銀河と比較して、QSO2はより高いNV/HeII、CIV/HeIIおよびCIII]/HeIIにオフセットされ、系統的に高いガス密度および/または系統的に高いCおよびN存在量を示唆しています。2つのタイプのオブジェクト間のN/C存在比の体系的な違いを示す証拠は見つかりません。NIV]/CIV比の分散は、オブジェクト間の化学的濃縮履歴の違いと一致して、QSO2とHzRGの間のN/C存在比の有意なばらつきを意味します。興味深いことに、NとCの両方に2次的な動作を採用すると、長年の「NIV]問題」が緩和されることがわかります。QSO2とHzRGのサブセットも「シリコン大」であるように見えます。SiIII]相対フラックスは、Si/CとSi/Oが太陽の値より1桁大きいことを示唆しています。最後に、我々は、低密度の細線領域を備えた本物のQSO2を選択するための新しいUV線基準を提案します。
ペア不安定性超新星の余波におけるポップII星団の形成
| Title |
Formation_of_Pop_II_star_clusters_in_the_aftermath_of_a_pair_instability_supernova |
| Authors |
Muhammad_A._Latif,_Dominik_Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13213 |
ビッグバンが宇宙の再電離と高赤方偏移銀河のビルディングブロックの主要な推進力となってから数億年後にポップIIスターが形成されました。これらの星がいつどのように形成されたかは、現在進行中の研究の主題です。宇宙の放射流体力学シミュレーションを実施して、ペア不安定性超新星（PISN）の余波で$z=10-25$で形成される暗黒物質ハローのPopII星団の形成を調査します。私たちのシミュレーションは、$\rm5\times10^5-7\times10^7〜M_{\のハローにおける放射、化学、およびSNフィードバックとともに、首尾一貫した方法でPopIIIおよびPopII星の形成をモデル化しますodot}$。PISNがハロー$\rm\leq3\times10^{6}〜M_{\odot}$からガスを排出し、その後、少なくとも30マイアのその場での星形成を停止することがわかりました。$\rm923〜M_{\odot}$および$\rm6800〜M_{\odot}$のPopII恒星クラスターは、$\rm3.5\times10^7〜M_{\odot}$および$のハローで形成されます\rm7.2\times10^7〜M_{\odot}$、それぞれ。星形成のモードは非常に一時的で、主にPopIISNフィードバックによって制御されます。平均の星形成率は$\rm10^{-5}-10^{-4}〜M_{\odot}/yr$で、星形成効率は1\％未満です。
10,500 auの長さのストリーマによって供給される原始星系
| Title |
A_protostellar_system_fed_by_a_streamer_of_10,500_au_length |
| Authors |
Jaime_E._Pineda_(1),_Dominique_Segura-Cox_(1),_Paola_Caselli_(1),_Nichol_Cunningham_(2),_Bo_Zhao_(1),_Anika_Schmiedeke_(1),_Maria_Jos\'e_Maureira_(1),_Roberto_Neri_(2)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik_(MPE),_Gie{\ss}enbachstr._1,_D-85748_Garching,_Germany,_(2)_Institut_de_Radioastronomie_Millim\'etrique_(IRAM),_300_rue_de_la_Piscine,_F-38406,_Saint-Martin_d'H\`eres,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13430 |
連星形成は星形成の重要な側面です。近接バイナリ形成の1つの可能なルートは、ディスクの断片化$^{[1,2,3]}$です。最近の観測では、若い原始星の周りの小規模な非対称性（<300au）が示されています$^{[2,4]}$は、常に円周円盤を解決しているわけではありませんが、円盤現象にリンクしています$^{[5,6]}$。後の段階では、解決された二分円盤観測$^{[7]}$（<200au）は同様の非対称性を示し、非対称性の起源は二進円盤相互作用から生じていることを示唆しています$^{[8,9,10]}$。ディスクと高密度コアの間の接続を研究するための最も新しいシステムの1つを観察しました。高密度のコア（>10,500au）の外側から発生する、化学的に新鮮な材料（炭素鎖種）の明るく透明なストリーマーを初めて発見しました。この材料は、外側の高密度コアを、ディスクスケールの近くで非対称が発生する領域に接続します。この新しい構造タイプは、ディスクスケールの近くで見られるものよりも10倍大きく、以前の観測結果とは異なる解釈を示唆しています。これらの結果は、初期のシステムにおけるディスクの形成と進化に対するローカル環境の過小評価された重要性$^{[13,14]}$と若いディスクにおける環状の特徴の形成のための可能な初期条件$^{[15,16]}$。
線放出を使用した分子雲の運動学の測定におけるバイアスの理解
| Title |
Understanding_biases_in_measurements_of_molecular_cloud_kinematics_using_line_emission |
| Authors |
Yuxuan_Yuan,_Mark_R.Krumholz_and_Blakesley_Burkhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13488 |
分子雲の運動学的構造の調査には、さまざまなトレーサーを使用した分子線観測がよく使用されます。ただし、同じ領域であっても、線が異なる雲の速度分散を測定すると、一貫性のない結果が得られることがよくあります。分子線の観察には多くのバイアスがあるため、この不一致の理由は完全には明らかではありません。この論文では、分子雲の一連の自己重力磁気流体力学シミュレーションからさまざまなトレーサーの合成位置-位置-速度キューブを構築することにより、線幅測定バイアスを駆動するさまざまな要因を解明し、調査します。これらのデータキューブの合成観測から得られた線幅をシミュレーションの真の値と比較します。異なるトレーサーによって測定された線幅の違いは、密度依存の励起の組み合わせによって引き起こされることがわかります。これにより、高密度に敏感なトレーサーは、特にCOのような非常に光学的に厚いトレーサーの場合、速度分散が小さく、不透明度が広がる小さな領域をサンプリングします。、有限の解像度と感度、輝線の翼を抑制します。固定の信号対雑音比で、3つの一般的に使用されるトレーサー、COのJ=4->3ライン、C^{18}OのJ=1->0ライン、および（1,1）NH_3の反転遷移は、通常、これらの競合するバイアス間の最良の妥協案を提供し、雲の磁場の強さ、進化の状態、または磁場に対する視線の向き。
AGNでのほこりの多い風の形成における赤外線放射圧の役割
パーセクスケールでのAGNの赤外線放射を支配する埃っぽい風の検出により、ほこりっぽいガスのトロイダル分布に基づく従来の放射伝達モデルの限界が明らかになりました。新しい、より複雑で動的な構造が出現しており、そのようなほこりっぽい風の物理的な原因を批判的に評価する必要があります。AGNと加熱されたダスト自体によって放出された放射加速されたダスト風の仮説をテストするための半分析モデルを提示します。このモデルは、AGNと赤外線放射のダストディスクで構成されています。この環境でのダストガス塊の軌道を計算し、重力とAGN放射の両方、および高温ダストガス雲自体による再放射を考慮します。形態は、サブケプラー速度で周回する材料のディスクと、ほこりっぽいディスクの内側の端で発射される双曲面の極風で構成されていることがわかります。これは、一部のローカルセイファートAGNの高角度分解能の赤外線およびサブmm観測と一致しています。風の強さとその向きは、エディントン比とほこりっぽい塊の列密度に依存します。これは、AGNの周りのX線遮蔽材料用に開発された提案された放射線規制遮蔽モデルと一致します。
室温における輝石（結晶性鎖状ケイ酸塩）の赤外スペクトル
| Title |
Infrared_Spectra_of_Pyroxenes_(Crystalline_Chain_Silicates)_at_Room_Temperature |
| Authors |
J._E._Bowey,_A._M._Hofmeister,_E._Keppel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13557 |
輝石結晶は隕石で一般的ですが、天文環境ではほとんどの組成が認識されていません。結晶構造と組成の広い範囲を示す傾向を見極めるために、17Mg--Fe--およびCa--を含むオルソおよび単斜輝石、およびCa輝石の室温スペクトルを示します。データは、ダイヤモンドアンビルセルを使用して生成されます。バンド強度は、KBrまたはポリエチレン分散で測定されたものよりも最大6倍高く、データ処理で対処されていない（粒子サイズからの）パス長の変動や表面反射が含まれます。輝石はさまざまなスペクトルを持っています。エンスタタイト（En$_{99}$）で10.22〜$\mu$mと15.34〜$\mu$mの2つのバンドのみがすべてに共通です。ＭｇがＣａまたはＦｅに置き換えられると、ピーク波長は一般に増加する。ただし、MgFe輝石の2つのバンドは、Fe成分が0から60パーセントに増加するにつれて、より短い波長にシフトします。高強度バンドは11.6〜$\mu$mから11.2〜$\mu$mにシフトし、Feが100〜per％に増加しても11.2〜$\mu$mのままです。それは、かんらん石またはフォルステライトで通常識別される天文学的特徴に似ています。13〜と16〜$\mu$mの間の特徴的な輝石バンドは、JWSTで得られたMIRIスペクトルでのそれらの同定の可能性を示しています。提案されたSPICA望遠鏡でデータが取得された場合、40〜80〜$\mu$mの多くの輝石バンドがケイ酸塩鉱物学の診断に使用される可能性があります。私たちのデータは、エンスタタイトと冷たい$\sim10-K$の天体の塵の特徴を室温で比較すると、波長$\gtrsim28〜\mu$mで（Mg、Fe）-輝石を特定できることを示しています。いくつかの温度変化はいくつかの組成変化を模倣するため、真の値よりも7〜15％少ないFeが含まれています。したがって、一部の天文ケイ酸塩は、以前考えられていたよりも多くのFeと少ないMgを含む可能性があります。
高密度および半透明ガスにおけるイオン化フラクションのトレーサー：I.大規模な宇宙化学モデルグリッドの自動利用
| Title |
Tracers_of_the_ionization_fraction_in_dense_and_translucent_gas:_I._Automated_exploitation_of_massive_astrochemical_model_grids |
| Authors |
Emeric_Bron_(1),_Evelyne_Roueff_(1),_Maryvonne_Gerin_(1),_J\'er\^ome_Pety_(1_and_2),_Pierre_Gratier_(3),_Franck_Le_Petit_(1),_Viviana_Guzman_(4),_Jan_H._Orkisz_(5),_Victor_de_Souza_Magalhaes_(2),_Mathilde_Gaudel_(1),_Maxime_Vono_(6),_S\'ebastien_Bardeau_(2),_Pierre_Chainais_(7),_Javier_R._Goicoechea_(8),_Annie_Hughes_(9),_Jouni_Kainulainen_(5),_David_Languignon_(1),_Jacques_Le_Bourlot_(1),_Fran\c{c}ois_Levrier_(10),_Harvey_Liszt_(11),_Karin_\"Oberg_(12),_Nicolas_Peretto_(13),_Antoine_Roueff_(14),_Albrecht_Sievers_(2)_((1)_LERMA,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'es,_(2)_IRAM,_(3)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_(4)_Instituto_de_Astrof\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_(5)_Chalmers_University_of_Technology,_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_(6)_University_of_Toulouse,_IRIT/INP-ENSEEIHT,_CNRS,_(7)_Univ._Lille,_CNRS,_Centrale_Lille,_(8)_Instituto_de_F\'isica_Fundamental,_CSIC,_(9)_IRAP,_Universit\'e_Paul_Sabatier,_(10)_Laboratoire_de_Physique_de_l'Ecole_normale_sup\'erieure,_ENS,_PSL_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_Paris-Diderot,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_(11)_National_Radio_Astronomy_Observatory,_(12)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(13)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Cardiff_University,_(14)_Aix_Marseille_Univ.,_CNRS,_Centrale_Marseille,_Institut_Fresnel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13593 |
イオン化フラクションは、ガスと磁場の結合の制御から、星間化学を推進する高速のイオン中性反応を可能にすることまで、中性星間媒体の物理学と化学において重要な役割を果たします。イオン化率のほとんどの推定は、DCO+などの重水素化種に依存しており、その検出は、その一部である巨大分子雲の体積の非常に小さい部分を表す高密度のコアに限定されます。大きな視野のハイパースペクトルマップが利用可能になると、新しいトレーサーが見つかる可能性があります。天文化学モデルのグリッドに基づいて、イオン化率の最も観察可能なトレーサーを検索します。物理的条件の大きな空間（ガス密度、温度などの観測できない量）をランダムにサンプリングするモデルのグリッドを構築し、対応する観測量（ライン強度、カラム密度）とイオン化率を計算します。これらのモデルグリッドに基づいて、ランダムフォレストモデルをトレーニングし、そのトレーサーからのイオン化率を予測することにより、各潜在的なトレーサーの予測力を推定します。半透明媒体と冷たい高密度媒体の両方の条件で、イオン化フラクションの非常に優れた予測力を持ついくつかの観察可能なトレーサーが見つかりました。コールドデンスミディアム条件のいくつかのトレーサーは、従来のDCO+/HCO+比よりも優れており、より広く適用できることがわかっています。また、最良のトレーサーからイオン化率を推定し、関連する不確実性を推定するための、より単純な分析フィッティングを提供します。本研究の限界について議論し、両方のタイプの条件でいくつかの推奨トレーサーを選択します。ここで紹介する方法は非常に一般的であり、あらゆる種類のモデル（PDRモデル、時間依存化学モデルなど）からのその他の関心のある量（宇宙線フラックス、元素存在量など）の測定に適用できます。（要約）
IceCubeの拡散ニュートリノフラックスのソースとしてのAGNの再検討
IceCubeコラボレーションによって報告された天体物理学的ニュートリノフラックスの起源は未解決の問題のままです。この研究では、3年間公開されているIceCubeデータを使用して、Fermi4LACカタログに含まれているブレザーと非ブザーのアクティブ銀河核（AGN）からのニュートリノ放出の証拠を検索します。これらのソースが高エネルギーニュートリノを生成するという証拠は見つかりませんでした。また、ブレーザーがIceCubeの観測されたフラックスの15％以下しか生成できないと結論付けています。ブレーザーよりも明るくなく、数も多い非ブザーAGNからの寄与に由来する制約は、制限が大幅に少なく、このクラスのソースがIceCubeによって観測された拡散ニュートリノフラックスの全体を生成する可能性があります。IceCubeがより多くのデータを蓄積し、リリースし、AGNのガンマ線カタログがますます完成するなど、このようなシナリオを明確にテストすることが可能になると予想しています。また、スターバーストやその他の星形成銀河についてもコメントし、これらのソースが、特に検出された最も低いエネルギーでIceCubeによって観測された信号に大きく寄与していると結論付けています。
モース位相情報を含むレンズ付き重力波の検索：O2の興味深い候補
| Title |
Search_for_Lensed_Gravitational_Waves_Including_Morse_Phase_Information:_An_Intriguing_Candidate_in_O2 |
| Authors |
Liang_Dai,_Barak_Zackay,_Tejaswi_Venumadhav,_Javier_Roulet,_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12709 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgo（O2）の2番目の観測実行で、強くレンズ化され、多重画像化された重力波信号を検索します。新しい情報源、いわゆるモースフェーズを利用します。これにより、検索の背景がさらに緩和され、実行可能なレンズが制限されます。我々が見つける最良の候補は、以前にカタログ化されたイベントGW170104およびGW170814とサブスレッショルドトリガーGWC170620で構成される3つの検出された画像で、大規模なバイナリブラックホール（BBH）マージからの強いレンズ信号と一致しています。これまでに検出されたBBHイベントの数を考慮して、3つのイベント間で観測された高度なパラメーターの一致に対する全体的な誤警報確率$\sim10^{-4}$を推定します。反対側では、複雑で非定型のレンズシステムを示唆するモールス位相差を測定します。フェルマーポテンシャルの極大値での拡大画像を含む少なくとも5つの画像を使用します。複数のレンズ画像の事前確率が低く、レンズモデルで必要な微調整の量が多いため、レンズの仮説の信頼性が低下します。レンズ化された画像間の長い時間遅延は、内部速度分散$\sigma\sim650\、{\rmkm/s}$を持つ銀河クラスターレンズを指しており、観測されたひずみ振幅は、可能性のある範囲$0.4<z\lesssim0.7を意味しますソースレッドシフトの$。光源ホストの空の位置に$\sim16\、{\rmdeg}^2$のエラー楕円を提供し、レンズホストシステムに追加の特定の制約を加え、確認または除外するためのフォローアップ作業を奨励します実行可能なレンズ。これが実際にレンズ付きのイベントである場合、システムを正確に特定することで、BBH合併のホスト銀河を特定し、さらにそのソースを特定するユニークな機会が得られます。
偏光X線イメージングによる若い超新星残骸における磁気乱流の解明
| Title |
Uncovering_magnetic_turbulence_in_young_supernova_remnants_with_polarized_X-ray_imaging |
| Authors |
Andrei_M._Bykov,_Yury_A._Uvarov,_Patrick_Slane_and_Donald_C._Ellison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12921 |
X線およびガンマ線における若い超新星残骸（SNR）の観測により、少なくともTeVエネルギーまでの粒子加速の決定的な証拠が得られました。若いSNRの高空間分解能X線マップの分析は、粒子加速プロセスが磁場の強力な非断熱増幅を伴うことを示しています。フェルミ加速が高エネルギー宇宙線（CR）を生成するメカニズムである場合、増幅された磁場は乱流である必要があり、CRによる不安定性は、衝撃ラム圧力を磁気乱流に変換するための最も可能性の高いメカニズムの1つです。SNRシェルを形成する無衝突プラズマにおける強い磁気乱流の発生と進化は、磁気モードの増幅、衝撃波での異方性モード変換、および乱流カスケードの非線形物理を含む複雑な現象です。SNRショックで加速された超相対論的電子からの偏光X線シンクロトロン放射は、ショック直後の薄層で生成され、ファラデー偏光解消効果の影響を受けません。これらの要因は、磁気乱流のいくつかの特性を研究する可能性を開き、ここでは、磁気乱流カスケードの異なるモデルを想定したSNRシェルの偏光X線シンクロトロンマップを提示します。主な偏光角度方向を測定することにより、異方性乱流の異なるモデルを区別できることが示されています。TychoのSNRにおけるこれらの機能の検出について、イメージングX線偏光分析エクスプローラー（IXPE）などの次世代のX線偏光計で説明します。
イベントホライズン望遠鏡の時代における活動銀河核のプラズマに対する一般化された一般相対論的電磁流体力学方程式
| Title |
Generalized_general-relativistic_magnetohydrodynamic_equations_for_plasmas_of_active_galactic_nuclei_in_the_era_of_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Shinji_Koide |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13029 |
一般化された一般相対論的電磁流体力学（一般化されたGRMHD）方程式は、非理想的なMHD効果によって修正された相対論的磁気再結合や波動伝播などの特定の相対論的プラズマ現象を研究するために使用されています。ただし、プラズマを構成する2つの流体間のエネルギー交換を表す、一般化されたオームの法則の「シータ」項は、これらの方程式ではまだ決定されていません。この論文では、一般化された相対論的オームの法則自体に基づいて「シータ」の項を決定します。これにより、一般化されたGRMHD方程式が閉じられ、相対論的プラズマの方程式の閉じたシステムが生成されます。この方程式系に従って、非理想的なMHD現象の特徴的なスケールを明らかにし、理想的なGRMHD方程式の適用可能な条件を明らかにします。イベントホライズン望遠鏡（EHT）の観測データを使用して、M87*プラズマにおける非理想的なMHD現象の特徴的なスケールを評価します。
GRB 170817Aの軸外残光と一致する多様なジェット構造
短いガンマ線バースト（GRB）のジェット構造は、重力波イベントGW170817の電磁対応物としてGRB170817Aが検出された後、物議を醸しています。異なる著者は、残光の光度曲線を計算するために異なるジェット構造を使用しています。構造の機能的な形を想定せずに、特定の軸外GRB残光から一意にジェット構造を逆に再構築する方法を定式化しました。体系的に反転法を適用することにより、より多様なジェット構造が、エラー内で観測されたGRB170817Aの残光と一致していることがわかります。さらに、パラメータが縮退の組み合わせ$n_0\varepsilon_\mathrm{B}^{（p+1）/（p+5）}\varepsilon_\mathrm{e}^{4（p-1）/（p+5）}=\mathrm{const。}$。さまざまな形状を区別するには、観測の精度が$\sim6$パーセント未満である必要がありますが、エネルギーのスケーリングの縮退は、スペクトルの破れを観察することによって破られます。明るい残光と観測可能なスペクトルの破れがある、より高密度の環境での将来のイベントは、ジェットの構造を突き止め、ジェットの形成と伝播の鍵となる反転法に理想的です。
PTF11rka：剥奪されたエンベロープとHに乏しい超明るい恒星コア崩壊の交差点における相互作用する超新星
| Title |
PTF11rka:_an_interacting_supernova_at_the_crossroads_of_stripped-envelope_and_H-poor_super-luminous_stellar_core_collapses |
| Authors |
Elena_Pian_(1),_Paolo_A._Mazzali_(2_and_3),_Takashi_J._Moriya_(4_and_5),_Adam_Rubin_(6),_Avishay_Gal-Yam_(7),_Iair_Arcavi_(8_and_9),_Sagi_Ben-Ami_(10),_Nadia_Blagorodnova_(11),_Milena_Bufano_(12),_Alex_V._Filippenko_(13_and_14),_Mansi_Kasliwal_(15),_Shri_R._Kulkarni_(15),_Ragnhild_Lunnan_(16),_Ilan_Manulis_(7),_Tom_Matheson_(17),_Peter_E._Nugent_(18_and_13),_Eran_Ofek_(7),_Dan_A._Perley_(2),_Simon_J._Prentice_(19),_Ofer_Yaron_(7)_((1)_INAF-OAS_Bologna,_Italy,_(2)_Liverpool_John_Moores_Univ.,_ARI,_(3)_MPA,_Garching,_Germany,_(4)_NAOJ,_Mitaka,_Tokyo,_(5)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Monash_Univ.,_Australia,_(6)_ESO,_Garching,_(7)_Benoziyo_Center_for_Astrophysics,_Weizmann_Institute_of_Science,_Israel,_(8)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Tel_Aviv_Univ.,_(9)_CIFAR,_Canada,_(10)_Harvard_Smithsonian_CfA,_(11)_Dept_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_Univ.,_Nijmegen,_The_Netherlands,_(12)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Italy,_(13)_Dept_of_Astronomy,_Univ._of_California,_Berkeley,_(14)_Miller_Senior_Fellow,_Berkeley,_(15)_Cahill_Center_for_Astrophysics,_CalTech,_(16)_Oskar_Klein_Centre_&_Department_of_Astronomy,_Stockholm_Univ.,_(17)_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_Tucson,_(18)_Lawrence_Berkeley_National_Laboratory,_Berkeley,_(19)_School_of_Physics,_Trinity_College_Dublin,_The_University_of_Dublin) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13144 |
PalomarTransientFactoryによって報告された、水素に乏しい超新星PTF11rka（z=0.0744）は、2011年12月5日UTの推定爆発時間の数日後に開始し、その後最大432レストフレーム日まで、さまざまな望遠鏡で観測されました。光度曲線の上昇部分は、R_PTFフィルターバンドでのみ監視され、このバンドの最大値は、推定爆発時間の30レストフレーム日後に達しました。PTF11rkaの光度曲線とスペクトルは、運動エネルギー（KE）を解放した主系列質量25〜40Msunの前駆細胞から進化した〜10Msunの炭素-酸素コアのコア崩壊爆発と一致しています〜4x10^{51}erg、〜8Msunのイジェクタ（Mej）を追い出し、〜0.5Msunの56Nichelを合成しました。PTF11rkaの光球スペクトルは、最高の噴出速度〜15,000km/sの抑制を示す狭い吸収線によって特徴付けられます。これは、噴出物が密集した塊状の星状媒質に影響を与えた場合に予想されます。これにより、エネルギーの一部（〜5x10^50erg）が失われ、その2％未満が、最大輝度の前に光度曲線を維持する放射線に変換されました。これは超光速SN2007biを連想させます。光曲線の形状とスペクトルはPTF11rkaと非常によく似ていますが、後者は10分の1の明るさであり、時間の経過とともに速く進化します。PTF11rkaは実際には光度がガンマ線バースト超新星（GRB-SNe）に似ていますが、エネルギーは低く、KE/Mej比は低くなっています。
潮汐破壊イベントからの重力波背景信号
| Title |
The_gravitational_wave_background_signal_from_tidal_disruption_events |
| Authors |
Martina_Toscani_(1),_Elena_M._Rossi_(2),_Giuseppe_Lodato_(1)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_Degli_Studi_di_Milano,_Via_Celoria,_16,_Milano,_20133,_Italy,_(2)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_PO_Box_9513,_2300_RA,_Leiden,_the_Netherlands) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13225 |
この論文では、潮汐破壊イベント（TDE）から重力波の確率的背景を導き出します。銀河核の超大質量ブラックホール（SMBH）によって破壊された主系列星から放出される信号と、球状星団にある中間質量ブラックホール（IMBH）による白色矮星の破壊からの信号の両方に焦点を当てます。特徴的なひずみ$h_{\rmc}$の周波数への依存は、潮汐半径内のイベントの中心付近の分布によって形成され、標準的な仮定の下では$h_{\rmc}\proptof^{-1/2}$。これは、TDE信号が最も近いアプローチの軌道周波数での重力波のバーストであるためです。さらに、バックグラウンドの特性ひずみを、次世代の宇宙ベースの重力波干渉計の感度曲線と比較します。レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）、TianQin、ALIA、DECIヘルツ干渉計重力波観測所（DECIGO）およびビッグバンオブザーバー（BBO）。メインシーケンスの星によって生成されたバックグラウンドは、BBOによって最も低い周波数のカバレッジで検出される可能性がありますが、他のすべての計測器には弱すぎます。一方、白色矮星を伴うTDEからのバックグラウンド信号は、ALISA、特にDECIGOとBBOの範囲内にありますが、LISAとTianQinに敏感な曲線を下回っています。このバックグラウンド信号検出は、赤方偏移$z\sim3$までのIMBHの存在の証拠を提供するだけでなく、銀河ごとの球状星団の数とこれらの環境におけるIMBHの占有率についても通知します。
ガンマ線バーストに関連する高速無線バーストを繰り返すためのターゲット検索
| Title |
A_targeted_search_for_repeating_fast_radio_bursts_associated_with_gamma-ray_bursts |
| Authors |
Nipuni_T._Palliyaguru,_Devansh_Agarwal,_Golnoosh_Golpayegani,_Ryan_Lynch,_Duncan_R._Lorimer,_Benjamin_Nguyen,_Alessandra_Corsi_and_Sarah_Burke-Spolaor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13246 |
高速無線バースト（FRB）の起源は、過去3年間に発見数が増加したにもかかわらず、依然として謎のままです。増加する証拠は、一部のFRBがマグネターに由来する可能性があることを示唆しています。AreciboObservatory（AO）やGreenBankTelescope（GBT）などの大型の1皿望遠鏡は、ギガパーセクの距離でFRB〜121102のようなバーストを検出する感度があります。ここでは、マグネターの誕生の証拠を示す過去の$\gamma$-光線バーストの11サイトで潜在的な無線バーストを見つけることを目的としたAOおよびGBTを使用した検索を紹介します。また、性質が不確かなままである合併の残党があるGW170817に向けた検索も行いました。$10\、\sigma$フルエンス上限を1.4GHzで$\約0.036$Jyms、4.5GHzで$\約0.063$Jyms、AOデータおよびフルエンス上限を1.4\$約0.085$Jymsに設定しますGBTデータの場合、1.9GHzでGHzおよび$\約0.098$Jyms、最大パルス幅は$\約42$ms。AO観測は、銀河マグネターSGR1935+2154から最近検出されたものと同様の明度のFRBを検出するのに十分な感度を持っていました。FRBの光度関数のSchechter関数を想定すると、非検出では急な累乗法則インデックス（$\alpha\lesssim-1.0$）と大きなカットオフ光度（$L_0\gtrsim10^{42}$erg/s）。
集団III星からの質量ギャップコンパクトオブジェクトとブラックホール連星の形成
| Title |
Formation_of_mass_gap_compact_object_and_black_hole_binary_from_Population_III_stars |
| Authors |
Tomoya_Kinugawa,_Takashi_Nakamura,_and_Hiroyuki_Nakano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13343 |
MGCO（質量2-5$\、M_{\odot}$の質量ギャップコンパクトオブジェクト）が形成されたときに、マクスウェルキック速度分布を持つ人口III連星の人口合成シミュレーションを実行しました。$\sigma_{\rmk}=100$-$500$km/sの7つのキック速度分散モデルでは、ブラックホール（BH）-MGCOバイナリの平均質量は$\sim（30\、M_\odot、\、2.6\、M_\odot）$。シミュレーションの数値データで、GW190814のような質量$（22.9\、M_\odot、\、2.5\、M_\odot）$を持つBH-MGCOバイナリの存在を発見しました。
最も明るい超新星ASASSN-15lhのエネルギー源について
このペーパーでは、最も明るい超新星ASASSN-15lhのエネルギー源モデルを調査します。私たちは、\cite{Chatzopoulos16}によって採用された完全なガンマ線/X線トラッピングを伴う噴出体-星間媒質（CSM）相互作用（CSI）モデルとCSIプラスマグネタースピンダウンを再検討し、2つのモデルが適合しないことを見つけますASASSN-15lhのボロメトリックLC。したがって、理論的なLCの遅い時間の超過を排除するために、ガンマ線/X線の漏れの効果を伴うCSIとマグネターモデルを検討します。この改訂モデルは、ASASSN-15lhのボロメトリックLCを再現できることがわかりました。さらに、新しいハイブリッドモデル（つまり、CSIとフォールバックモデル）を構築し、ASASSN-15lhのボロメトリックLCも再現できることを確認しました。流出へのフォールバック降着の変換効率（$\eta$）が通常$\sim10^{-3}$であると仮定すると、降着した総質量は$\sim3.9〜M_\odot$であると導出されます。2つのモデルで推定されたCSM質量はかなり大きく、先祖が水素に乏しい物質の噴火を経験した後、マグネターまたはブラックホールを残した高エネルギーのコア崩壊爆発が発生した可能性があることを示しています。
4U 1728-34におけるX線準周期振動と中性子星の質量とスピンの推定
4U1728-34のX線スペクトルからの平均化された光の曲線の3つには、3つの準周期振動の振動が含まれています。2kHz、上下の振動、および1つの低周波本研究では、トライアドが同時に発生するという仮定と相対論的歳差モデルの適用により、環礁源4U1728-34の中性子星の質量とスピンが得られます。質量とスピンの3つの独立した推定値の整合性もテストされます。得られた結果によると、研究された中性子星は比較的高い質量と中程度のスピンを持っています。
超新星ニュートリノの集団振動に関する乱流フィンガープリント
乱流物質密度の変動がコア崩壊超新星における集団的ニュートリノフレーバー変換、すなわち、異なるフーリエモード間のフレーバー不安定性の漏れを誘発することができる新しいメカニズムを明らかにします。漏出メカニズムは、フレーバー変換モードを異なるスケールで結合することにより、高密度ニュートリノガスのフレーバー安定性に注目すべき特徴を残します。これにより、フーリエ空間でフレーバー不安定性がほぼユビキタスになります。この効果の最も顕著な結果は、いわゆる高速モードがない場合でも、最も深い超新星領域で重要なフレーバー変換の存在が可能になることです。これは、超新星環境におけるニュートリノフレーバー変換の理解を大きく変える可能性がある、コア崩壊超新星の物理に対する乱流のさらに別の重要な影響です。
星間ミッションの低コストの前駆体
| Title |
Low-cost_precursor_of_an_interstellar_mission |
| Authors |
Ren\'e_Heller_(1),_Guillem_Anglada-Escud\'e_(2,3),_Michael_Hippke_(4,5),_Pierre_Kervella_(6)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12814 |
太陽の光子圧力は、太陽系の宇宙船に推力の実行可能なソースを提供します。理論的には星間ミッションも可能ですが、太陽の重力に打ち勝つために断面積あたりの非常に小さな質量が必要です。エアログラファイト、密度0.18kg/m^3（アルミニウムより15,000倍軽量）の合成炭素ベースのフォームは、太陽光による高効率の推進力のための多目的材料として識別されます。シェルの厚さがeps_shl=1mmの中空のエアログラファイトの球体は、惑星間空間の太陽放射に曝されると星間移動する可能性があります。太陽から1AUで打ち上げると、eps_shl=0.5mmのエアログラファイトシェルが火星の軌道に60日で到着し、冥王星の軌道に4.3年で到着します。シェルが1マイクロメートルの厚さのエアログラファイト中空球を0.04AU（パーカーソーラープローブの最も近いアプローチ）で放出すると、脱出速度は約6900km/sになり、最も近い星までの距離は185年になります。、ProximaCentauri。メートルサイズのエアログラファイト帆の赤外線信号は、火星の軌道を超えて、太陽から最大2AUのJWSTで観測できます。eps_shl=100マイクロメートル、半径1m（5m）のエアログラファイト中空球の重量は230mg（5.7g）で、星間脱出のための2.2g（55g）の質量マージンがあります。ペイロードのマージンは宇宙船の質量の10倍ですが、化学系の星間ロケットのペイロードは通常、ロケットの重量の1000分の1です。単純化したコミュニケーションは、惑星間媒体の研究と疑わしいプラネットナインの探索を可能にし、アルファケンタウリへの先駆的使命として役立つでしょう。プロトタイプの開発コストは100万米ドル、1帆あたりの価格は1000米ドル、惑星間ミッションを備えたピギーバックコンセプトの打ち上げを含めて合計で1,000万米ドル未満と見積もられています。
原始星宇宙線による原始星円盤の表面のアルミニウム26濃縮
| Title |
Aluminum-26_Enrichment_in_the_Surface_of_Protostellar_Disks_Due_to_Protostellar_Cosmic_Rays |
| Authors |
Brandt_A._L._Gaches,_Stefanie_Walch,_Stella_S._R._Walch,_Carsten_M\"unker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12707 |
アルミニウム26（$^{26}$Al）の放射性崩壊は、初期の惑星形成における重要な熱源です。その発見以来、主に外部ソースによる汚染を通じて、原始惑星系円盤に$^{26}$Alを導入するために提案されたメカニズムがいくつかあります。原始星降着衝撃波で加速された宇宙線による原始星円盤表面の照射により、原始星円盤を$^{26}$Alで濃縮する局所メカニズムを提案します。$^{26}$Alエンリッチメント[$^{26}$Al/$^{27}$Al]を、低質量星の進化を通じて、内側AUの原始星円盤の表面で計算します。M-矮星から原始太陽まで。一定の質量降着率$\dot{m}$を想定すると、宇宙線が降着流内のガスに完全に結合されていない場合、MeV宇宙線による照射がディスク表面に大幅な濃縮を提供できることがわかります。重要なのは、降着率が低い$\dot{m}<10^{-7}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$が標準的な量の$^{を生成できることです。26}$Al、$[^{26}{\rmAl}/^{27}{\rmAl}]\約5\times10^{-5}$。これらの降着率は、カルシウムアルミニウムに富む介在物が内部ディスクに凝縮すると想定される場合、クラスIタイプからクラスIIタイプのプロトスターへの移行時に発生します。原始星表面での降着衝撃波で加速された宇宙線陽子による内部ディスク表面の照射は、$^{26}$Alを生成する重要なメカニズムであると結論します。私たちのモデルは、原始星の宇宙線が太陽系で見つかった$^{26}$Alの濃縮を説明する実行可能なモデルである可能性があることを示しています。
インナーバルジで最も金属に乏しいスター
ふくらみは天の川の最も古いコンポーネントです。天の川形成の多数のシミュレーションでは、特定の金属性の最も古い星が緊密に結合した軌道で見つかると予測されているため、銀河の最も古い星は、小さなアポセンター（つまり、$R_{\mathrm{apo}}\lesssim4$kpc）。以前は、これらの特性を持つ星は、内部のふくらみへの視線に沿って極端に赤くなり、消滅していたため、見つけることができませんでした。これらの問題を克服し、AAT/AAOmegaを使用した中程度の解像度の分光法の候補である内部バルジ金属不良巨星を対象とするために、Spitzer/GLIMPSEデータでSchlaufman＆Casey（2014）の中赤外金属不良星の選択を使用しました。これらのデータを使用して、フォローアップの高解像度マゼラン/MIKE分光法のために、確認された3つの金属に乏しい巨人（$[\mathrm{Fe/H}]=-3.15、-2.56、-2.03$）を選択しました。GaiaDR2天文測定と測定された放射速度を使用した包括的な軌道解析により、これらの星が内側のふくらみのある星にしっかりと結合されていることが確認されます。各星の元素存在量を決定し、最も金属の少ない星で鉄に比べてチタンおよび鉄のピーク存在量が高いことを確認します。我々が検出する明確な存在量の特徴は、約10ミリルの遅延時間でヘリウムスターから降着するCO白色矮星のチャンドラセカール質量熱核超新星における元素合成の産物であることを提案します。化学進化はバルジで急速に発生すると予想されていますが、初期の天の川の中心部にある強い星の形成により、化学進化が$[\mathrm{Fe/H}]\sim-3$。
TESSを使用した非地震学からの94 Aqr Aaにおける回転と磁気活動の進化
| Title |
The_Evolution_of_Rotation_and_Magnetic_Activity_in_94_Aqr_Aa_from_Asteroseismology_with_TESS |
| Authors |
Travis_S._Metcalfe,_Jennifer_L._van_Saders,_Sarbani_Basu,_Derek_Buzasi,_William_J._Chaplin,_Ricky_Egeland,_Rafael_A._Garcia,_Patrick_Gaulme,_Daniel_Huber,_Timo_Reinhold,_Hannah_Schunker,_Keivan_G._Stassun,_Thierry_Appourchaux,_Warrick_H._Ball,_Timothy_R._Bedding,_Sebastien_Deheuvels,_Lucia_Gonzalez-Cuesta,_Rasmus_Handberg,_Antonio_Jimenez,_Hans_Kjeldsen,_Tanda_Li,_Mikkel_N._Lund,_Savita_Mathur,_Benoit_Mosser,_Martin_B._Nielsen,_Anthony_Noll,_Zeynep_Celik_Orhan,_Sibel_Ortel,_Angela_R._G._Santos,_Mutlu_Yildiz,_Sallie_Baliunas,_Willie_Soon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12755 |
回転と磁気活動が恒星の年齢と質量にどのように依存するかを較正するこれまでのほとんどの取り組みは、星の進化モデルからの等時線を使用して集団の特性を決定するクラスターの観測に依存しています。星震学は同様のモデルを使用して、通常の振動モードを一致させることにより個々の星の特性を測定し、恒星の年齢と質量を高精度で得ます。通過外惑星調査衛星（TESS）からの27日間の測光を使用して、94AqrトリプルシステムのG8サブジャイアントにおける太陽のような振動を特徴付けます。結果として得られる恒星特性は、MountWilsonHKプロジェクトからの35年間の活動測定の再分析と組み合わせると、システムの回転と磁気活動の進化を調べることができます。サブジャイアントのアステオシスミック年齢は恒星の等時フィットと一致しますが、回転周期は角運動量進化の標準モデルから予想されるよりもはるかに短いです。恒星の特性を再現するには弱められた磁気ブレーキングが必要である可能性があり、水素シェル燃焼フェーズで進化したサブジャイアントは大規模なダイナモ作用を活性化し、赤の巨大な枝に昇る前に短時間磁気活動サイクルを維持できると結論付けています。
回転する星の合成スペクトル
多くの初期型の星には、大きな回転速度を示す偏平な表面、空間温度変動、およびスペクトル線の広がりがあります。回転は、そのような星の全スペクトルに大きな影響を与えるはずです。それらのスペクトルから構造と生活史のパラメータを推測するには、対応する恒星モデルの2次元表面上の特定の強度を統合する必要があります。この目的に向けて、固体回転、ロシュ質量分布、重力とエネルギーフラックスの共線性を組み込んだモデルに基づく統合スキームであるPARS（回転する星の大気のペイント）を提供しています（https://github.com/mlipatov/paint_atmospheres）。このスキームは、方位角積分の閉じた形の式、縦積分の高次数値近似、およびケプラー限界の99.9％までの回転速度での表面有効温度の正確な計算を特徴としています。このスキームの拡張には、合成色彩図と惑星通過曲線が含まれます。
ExoMolデータベースの2020年リリース：太陽系外惑星およびその他の高温大気の分子ラインリスト
| Title |
The_2020_release_of_the_ExoMol_database:_molecular_line_lists_for_exoplanet_and_other_hot_atmospheres |
| Authors |
Jonathan_Tennyson,_Sergei_N._Yurchenko,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Victoria_H._J._Clark,_Katy_L._Chubb,_Eamon_K._Conway,_Akhil_Dewan,_Maire_N._Gorman,_Christian_Hill,_A._E._Lynas-Gray,_Thomas_Mellor,_Laura_K._McKemmish,_Alec_Owens,_Oleg_L._Polyansky,_Mikhail_Semenov,_Wilfrid_Somogyi,_Giovanna_Tinetti,_Apoorva_Upadhyay,_Ingo_Waldmann,_Yixin_Wang,_Samuel_Wright,_Olga_P._Yurchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13022 |
ExoMolデータベース（www.exomol.com）は、高温雰囲気の分光学的研究のための分子データを提供します。データは太陽系外惑星や他の天体の研究を目的としていますが、データセットは広く適用可能です。データベースの基本的な形式は、広範な行リストです。これらは、分配関数、状態の寿命、冷却関数、G因子、温度依存断面積、不透明度、圧力拡大パラメーター、$k$係数および双極子で補足されます。このペーパーでは、80の分子と190のアイソトポログを考慮して拡張されたデータベースの最新リリースを紹介します。分光データは赤外および可視波長に集中していますが、観測者からの要求に応じて紫外遷移の検討が進んでいます。データベースのコアは、通常は実験室のスペクトルを再現するように微調整されていますが、主に理論的な方法を使用するExoMolプロジェクトから来ており、高温体の研究のための非常に広範なラインリストを生成します。データは最近、通常はabinitio遷移強度を使用しますが、直接の実験室観察から得られたラインリストによって補足されています。新しいリリースの主な推進事項は、太陽系外惑星や他の天体の高解像度研究で使用する遷移周波数の正確な特性評価に向けられています。
極コロナホールにおけるプロトンと電子の加熱速度：紫外コロナグラフ分光計からの経験的制約
| Title |
Heating_Rates_for_Protons_and_Electrons_in_Polar_Coronal_Holes:_Empirical_Constraints_from_the_Ultraviolet_Coronagraph_Spectrometer |
| Authors |
Steven_R._Cranmer_(CU_Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13180 |
拡張太陽コロナの紫外分光法は、加速する太陽風の中の陽子、電子、重イオンの特性を測定するための強力なツールです。太陽極小で北極と南極から拡大する大きなコロナホールは、低密度の無衝突領域であり、1流体の熱平衡からの逸脱を検出できます。これらの逸脱の正確な特性は、最終的にコロナ加熱の原因となる運動過程を特定するのに役立ちます。このペーパーでは、HIライマンアルファ線の紫外線コロナグラフ分光計（UVCS）測定を分析して、太陽風速、電子密度、電子温度、陽子温度（磁場に平行および垂直）、アルフベン波振幅の値を制約します。分析手順には、経験的モデルの大規模なランダムアンサンブルの作成、ライマンアルファプロファイルのシミュレーション、UVCSデータと一致するモデルのみの事後確率分布の作成が含まれます。結果として得られる温度は、太陽中心距離が1.4と4の太陽半径の間で、半径方向に大きな変動はありません。電子、平行陽子、および垂直陽子の温度の典型的な値は、それぞれ1.2、1.8、および1.9MKです。「非熱」アルフベン波振幅の結果の値は、弱い散逸の証拠を示しており、総エネルギー損失率は、陽子と電子の独立して導出された総加熱率とよく一致しています。中程度のアルヴェン波の振幅は、より高い（減衰されていない）値とより低い（大きく減衰された）値の両方の競合する主張間の文献の緊張を解決するように見えます。
太陽周期23と24の間のCME膨張速度の比較
| Title |
A_comparison_of_CME_expansion_speeds_between_solar_cycles_23_and_24 |
| Authors |
Fithanegest_Kassa_Dagnew,_Nat_Gopalswamy,_and_Solomon_Belay_Tessema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13204 |
太陽周期23と24の間の四肢コロナ質量放出（CME）の拡張速度の比較について報告します。M1.0以上の軟X線フレアサイズに関連する多数の四肢CMEイベントを選択しました。両方のサイクル。私たちは、太陽および太陽圏天文台（SOHO）の大角度および分光コロナグラフ（LASCO）によって検出されたすべてのCMEのプロパティで構成される、オンラインCMEカタログ（https://cdaw.gsfc.nasa.gov）で利用可能なデータおよび測定ツールを使用しました）。サイクル24の膨張速度は、サイクル23の膨張速度よりも速いことがわかりました。また、ラジアル速度と膨張速度の関係には、サイクル23と24で異なる勾配があることがわかりました。サイクル24の勾配は、サイクル23の勾配より45％高い。特定の半径方向の速度に対して、拡張速度も高速です。差は速度とともに増加します。半径方向の速度が2000km/sの場合、サイクル24の膨張速度は約48％高くなります。これらの結果は、太陽圏における全圧の低下が原因である、サイクル24-CMEの異常な拡大の追加の証拠を示しています。
ドワーフノヴァV392からクラシックノヴァペルセイ2018バースト
| Title |
Classical_Nova_Persei_2018_outburst_from_the_dwarf_nova_V392_Per |
| Authors |
Drahom\'ir_Chochol,_Sergey_Shugarov,_\v{L}ubom\'ir_Hamb\'alek,_Augustin_Skopal,_\v{S}tefan_Parimucha_and_Pavol_Dubovsk\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13337 |
2018年4月29日、2018年の明るい古典的な新星（CN）が発見されました。その先祖は有名な小人新星V392Perです。この貢献では、CNV392Perの$UBVR_{C}I_{C}$測光と光学分光法を分析します。$V$の光度曲線（LC）から、明るさの低下時間t$_{2、V}$=3d、t$_{3、V}$=10dがわかり、最大で新星の絶対等級を計算しました$MV_{max}$=-9.30${\pm}$0.57、新しい$MV_{max}$-t$_{3}$の「普遍的な」不承認の法則と$MV_{15}$の関係を使用し、Gaiaデータを採用CNeの場合。色の超過$E_{B-V}$=0.90$\pm$0.09および新星までの距離$d$=3.55$\pm$0.6kpcを決定しました。最大輝度で得られた光スペクトルは、F2スーパージャイアントのスペクトルに似ています。連続体を大気モデルと黒体モデルで近似することによって計算されたそのボロメータの明度は、測光からわかった明度と一致しています。V392PerのONe白色矮星の質量を$M_{wd}$=1.21M$_{\odot}$と推定しました。2018年のCNは、プラトータイプのバーストLCを持つ高速スーパーエディントンノバとして分類できます。Novaは、下降中にHe/Nスペクトル分類、大きな膨張速度、およびトリプルピークの輝線プロファイルを表示しました。これは、赤道のリングがほぼ正面を向いており、双極流がほぼ見通し線に沿っていることで説明されています。2018年のCNのポスト最大スペクトルと利用可能な無線データを使用して、システムの傾斜角を$i\sim$9$^{\circ}$として推定しました。赤と青の放射バンプの強度の違いは、後退する流出の密度が約1.5倍高いことで説明できます。最大後5日目あたりの双極流出半径速度の$\sim$300km/sの急速な増加は、その疑似光球の収縮後の燃焼している白色矮星からの双極風が原因でした。
Wサブタイプの浅い接触バイナリOWLeoの軌道周期補正と光度曲線モデリング
OWLeoの軌道周期とマルチカラー光度曲線の調査が初めて発表されました。OWLeoの軌道周期は、作業の$P=0.325545$日から$P=0.32554052$日に修正されています。SuperNovaeの全天自動調査（ASAS-SN）からの観測データを使用して、決定された軌道周期。次に、フェーズドライトカーブが新しい周期で計算され、Wilson-Devinneyプログラムがライトカーブをモデル化するために適用されます。これにより、OWLeoがWサブタイプの浅い接触バイナリシステムであることがわかります（$q=3.05$、$f=12.8\、\％$）。2つのコンポーネントの星の絶対物理パラメータは、$M_{1}=0.31（1）M_\odot$、$M_{2}=0.95（3）M_\odot$、$R_{1}=0.63と推定されます（1）R_\odot$、$R_{2}=1.04（1）R_\odot$、$L_{1}=0.43（1）L_\odot$および$L_{2}=1.01（2）L_\odot$。進化のステータスは、より重い星がより軽い星よりも進化が少ないことを示しています。OWLeoは金属の存在量が非常に少ないため、その形成と進化は追加のコンポーネントの影響をほとんど受けません。それは、核進化による最初の切り離されたバイナリシステムと、磁気ブレーキによる角運動量損失から形成され、メインシーケンス進化の非常に長い時間を経ています。
| Title |
Dynamics_of_Late-Stage_Reconnection_in_the_2017_September_10_Solar_Flare |
| Authors |
Ryan_J._French,_Sarah_A._Matthews,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_David_M._Long_and_Philip_G._Judge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13377 |
このマルチインスツルメントペーパーでは、2017年9月10日のX8.2クラスの太陽フレアのインパルス段階をはるかに超える持続的な磁気リコネクションの証拠を検索します。Hinode/EIS、CoMP、SDO/AIA、K-Cor、Hinodeの使用/XRT、RHESSI、およびIRISは、フレアのダイナミクスとトポロジーの後期の進化を研究し、再接続のシグネチャを標準の太陽フレアモデルから予想されるシグネチャと比較します。未発表のEISデータを調べて、フレアの持続時間の最初の4時間における有名なプラズマシート構造内の非熱速度と温度の変化を示します。さらに長いタイムスケールで、差分放出測定と偏光データを使用してフレアのプラズマシートとカスプ構造の寿命を調査し、プラズマシートが2017年9月11日のCoMP直線偏光観測で最後に表示された後もまだ見えていることを発見しましたEUVで。現時点では、何らかの形の磁気再結合がまだ進行中であると推測しています-フレアの発生から27時間後。
ゆっくり回転する完全対流星または惑星における潮汐散逸の効率
| Title |
Efficiency_of_tidal_dissipation_in_slowly_rotating_fully_convective_stars_or_planets |
| Authors |
J\'er\'emie_Vidal_and_Adrian_J._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13392 |
乱流対流は、平衡潮汐流の減衰、有効対流として作用し、近接対流バイナリーシステムでスピンと軌道の進化を促進すると考えられています。混合長の予測と比較して、潮汐頻度$|\omega_t|$が支配的な対流渦のターンオーバー頻度$\omega_{c\nu}$を超えると、この粘性は減少するはずですが、この減少の効率は異議あり。理想化されたグローバルモデルの直接数値シミュレーションを使用して、この長期にわたる論争を再検討します。全球での熱対流をシミュレートし、平衡潮汐流によって外部から強制され、$|\omega_t|/\omega_{c\nu}\gtrsim1$のときの潮流に作用する有効粘度$\nu_E$を測定します。$\nu_E$の周波数減少が、（摂動されていない）対流の周波数スペクトルと相関していることを示します。乱流カスケード（$|\omega_t|/\omega_{c\nu}\sim1-5$）の中間周波数より下の中間周波数の場合、周波数スペクトルは異常な$1/\omega^\alpha$のべき乗則を表示します周波数低減$\nu_E\propto1/|\omega_t|^{\alpha}$の場合、$\alpha<1$はモデルパラメーターによって異なります。次に$|\nu_E|を取得します\propto1/|\omega_t|^{\delta}$より高い周波数では$\delta>1$、Kolmogorov乱流カスケードでは$\delta=2$が得られます。一般的な$|\nu_E|\propto1/|\omega_t|^{2}$抑制は次に、対流の消散範囲内（ただし負の値）のより高い周波数で見られます。私たちの結果は、このメカニズムから生じる星や惑星での潮汐散逸の効率を正確に予測するためには、対流の周波数スペクトルのより良い知識が必要であることを示しています。
定常流ドライバーによる横ループ振動の生成
| Title |
Generating_transverse_loop_oscillations_through_a_steady-flow_driver |
| Authors |
Konstantinos_Karampelas,_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13402 |
近年、コロナループ内のスタンディング横振動の減衰のないレジームは、それらの物理的特性、ならびにコロナ地震学および波浪加熱に対するそれらの重要性に焦点を当てて、多くの観察および数値研究のトピックとなっています。ただし、これらの振動の背後にある駆動メカニズムについては、まだ明確な答えはありません。ほとんどの研究は、振動を励起する手段として定期的なフットポイントドライバーの使用に焦点を当てています。この論文では、これらの定在波が一定のバックグラウンドフローによって駆動される自立振動であるという概念を探ることを目的としています。そのために、PLUTOコードを使用して、ループの周りに弱い流れが存在し、その軸に垂直な状態で、コロナ環境で重力成層ストレートフラックスチューブの$3$D電磁流体シミュレーションを実行します。この流れがしっかりとセットアップされると、横振動が開始され、定在波の基本的なキンクモードによって支配されます。一方、減衰で観測されたものの近くの基本モードに対する周波数比を持つ第2高調波の存在が明らかになります。振動が少ない。渦放出の存在もシミュレーションで確立されます。これは、発振器とその周囲のプラズマの間の「滑りやすい」相互作用に関連しています。したがって、コロナループでの自己発振の概念実証を提示し、コロナループの観測された減衰のない横振動を解釈できるメカニズムとして提案します。
精密宇宙年代学に向けて：白色矮星の新しいC / Oフェーズ図
| Title |
Toward_Precision_Cosmochronology:_A_New_C/O_Phase_Diagram_for_White_Dwarfs |
| Authors |
Simon_Blouin,_J\'er\^ome_Daligault,_Didier_Saumon,_Antoine_B\'edard,_Pierre_Brassard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13669 |
白色矮星の連続的な冷却は、その冷却速度に影響を与えるイベントによって中断されます。おそらくそれらの中で最も重要なのは、コアの結晶化であり、C/O内部が臨界温度以下に冷却されると発生する相転移です。この遷移により、凝固中にCおよびOイオンが再分布するため、潜熱と重力エネルギーが放出され、白色矮星の進化が遅くなります。最近、コア結晶化の明確な観測シグニチャ（冷却シーケンスでのオブジェクトの積み上げ）が報告されました。ただし、既存の進化モデルはこのシグネチャを定量的に再現するのに苦労しており、恒星の個体群の年齢を測定するために使用されるとき、その正確さに疑問を投げかけています。結晶化中に放出されるエネルギーのタイミングと量は、C/O状態図の正確な形式に依存します。高度なギブス・デュエム積分法と、固相および液相の最先端のモンテカルロシミュレーションを使用して、この相図の非常に正確なバージョンを取得し、相転移の正確なモデリングを可能にしました。この改善にもかかわらず、結晶化パイルアップの大きさは、現在の進化モデルでは過小評価されたままです。潜熱の放出とOの沈殿だけでは観察結果を説明するには不十分であり、他の説明されていない物理的メカニズム、おそらく$^{22}$Ne相分離が重要な役割を果たすと結論付けました。
白色矮星の増加に関する重元素元素合成：p-プロセスのための種の構築
| Title |
Heavy_Elements_Nucleosynthesis_On_Accreting_White_Dwarfs:_building_seeds_for_the_p-process |
| Authors |
Umberto_Battino,_Marco_Pignatari,_Claudia_Travaglio,_Claudia_Lederer-Woods,_Pavel_Denissenkov,_Falk_Herwig,_Friedrich-Karl_Thielemann,_Thomas_Rauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13677 |
太陽系における陽子に富むトランス鉄同位体の起源はまだ不明です。前駆体の急速に降着する白色矮星相の外層に集められたn捕獲元素合成シードを持つ単一縮退熱核超新星（SNIa）は、これらの同位体を生成する可能性があります。恒星コードMESAを使用して、初期質量が0.85Msun以上の5つの白色矮星モデルの降着期の恒星構造を計算します。1、1.26、1.32、および1.38Msunモデルの表面近くの層は、SNIa爆発中にp核の大部分が生成される領域を最も代表しており、これらのモデルでは、中性子捕獲元素合成も計算されます外層。以前の急速に降着する白色矮星モデルの質量が低い場合とは対照的に、Hシェルの灰がn捕獲元素合成の主要なサイトであることがわかります。最も巨大なWDで数10^15cm^-3までの中性子密度が高いことがわかります。Hシェル灰の再発により、これらの中間中性子密度を長期間効果的に維持でき、Pbまでの強力な生成を伴う高中性子被ばくにつながります。中性子密度と中性子被ばくの両方は、付着しているWDの質量の増加とともに増加します。最後に、SNIa元素合成は、得られた存在量をシードとして使用して計算されます。A>96のp原子核について、太陽から超太陽の存在量を取得します。私たちのモデルは、SNIaが実行可能なpプロセス生産サイトであることを示しています。
スタロビンスキー・インフレの自明ではない拡張
Starobinskyインフレと非自明な（非標準）フィールドとの結合を考えます。アインシュタインフレームで作業します。このフレームでは、アクションの重力部分は、ヒルベルトアインシュタインアクションに加えて、スカラロンと呼ばれるスカラーフィールドに相当します。その変動が無視できる有効ポテンシャル最小値に閉じ込められた重いスカラロンを持つモデルを調査します。DBIフィールドがインフレーションを制御しますが、ブースト係数およびその他の量は、スカラロンへの暗黙的な依存により、標準のDBIモデルとは異なります。適切なパラメータについては、このモデルはPlanckの結果と一致しています。
実行中の宇宙定数と曲率のある暖かい暗黒物質の観測データからの制約
| Title |
Constraints_from_observational_data_for_a_running_cosmological_constant_and_warm_dark_matter_with_curvature |
| Authors |
Jhonny_A._Agudelo_Ruiz,_J\'ulio_C._Fabris,_Alan_M._Velasquez-Toribio_and_Ilya_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12636 |
空間的な曲率を含めると、物質の摂動の進化を変更し、大規模構造（LSS）の形成に影響を与える可能性があることが知られています。実行中の真空エネルギー密度と暖かい暗黒物質成分を含む宇宙論モデルのLSS形成に関して、非ゼロの空間曲率の影響を定量化します。密度摂動の進化とそのパワースペクトルの変更された形状が構築および分析されます。
| Title |
Sterile_Neutrino_Dark_Matter_and_Leptogenesis_in_Left-Right_Higgs_Parity |
| Authors |
David_Dunsky,_Lawrence_J._Hall,_Keisuke_Harigaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12711 |
標準モデルのヒッグス四次結合は$（10^{9}-10^{13}）$GeVで消えます。ヒッグスパリティメカニズムを組み込んだ$SU（2）_L\timesSU（2）_R\timesU（1）_{B-L}$理論を研究します。これは、これが左右対称性の破れのスケール$v_R$になります。さらに、これらの理論は強いCP問題を解決し、3つの右巻きニュートリノを予測します。$SU（2）_R\timesU（1）_{B-L}$ゲージ相互作用がフリーズアウトまたはフリーズインメカニズムを介して右巻きニュートリノを生成する宇宙論を紹介します。どちらの場合も、最も軽い右手ニュートリノが暗黒物質であるパラメーター空間が見つかり、重いものの崩壊により、レプトン生成によって宇宙のバリオン非対称が作成されます。フレーバーの理論は、十分なバリオン非対称性を維持しながら、自然に右手系ニュートリノ暗黒物質の明るさと安定性を説明するように構築されています。暗黒物質の豊富さと自然のレプトン生成が成功するには、フリーズアウトのために$v_R$が$（10^{10}-10^{13}）$GeVの範囲内である必要があります。一方、フリーズインには$v_R\gtrsim10^9$GeVが必要です。許容されるパラメータ空間は、暗黒物質の暖かさ、トップクォーク質量の正確な決定、および将来のコライダーと格子計算によるQCDカップリング、およびニュートリノ質量階層の測定によって調べることができます。
光学テストおよび教育用の変形可能な反射望遠鏡
| Title |
Transformable_Reflective_Telescope_for_optical_testing_and_education |
| Authors |
Woojin_Park,_Soojong_Pak,_Geon_Hee_Kim,_Sunwoo_Lee,_Seunghyuk_Chang,_Sanghyuk_Kim,_Byeongjoon_Jeong,_Trenton_James_Brendel,_and_Dae_Wook_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12771 |
私たちは、教育目的および単一のキットでさまざまな光学テストを実行するための変形可能反射望遠鏡（TRT）キットを提案し、実験的に示します。TRTキットは、干渉法、分光法、迷光の測定、適応光学系の開発など、さまざまな用途に適したポータブルな光学ベンチセットアップです。TRTキットのモジュール設計により、補足モジュールを簡単に統合できます。キットは5つのユニットで構成されています。プライマリミラーモジュール、セカンダリミラーモジュール、取り付けベースモジュール、バッフルモジュール、および位置合わせモジュール。正確な位置合わせと焦点合わせは、位置合わせモジュールの精密光学レールを使用して実現されます。TRTキットは、ニュートニアン、カセグレン、グレゴリアンの3つの望遠鏡構成に変わります。生徒は副鏡を交換することで望遠鏡の構成を変更します。TRTキットのポータブルデザインとアルミ製の主鏡により、学生はさまざまな環境で実験を行うことができます。最小化されたバッフルの設計は、市販の望遠鏡チューブを利用しており、ユーザーは迷光を$\sim$10$^{-8}$点光源透過率（PST）に抑えながら、光学システムを直接見ることができます。TRTキットは、点光源とフィールド画像を使用してテストされました。ニュートン望遠鏡構成の点光源測定の結果、80\％円で囲まれたエネルギー直径（EED）は23.8$\mu$mでした。
超軽量ボソンのマルチバンド重力波探索
| Title |
Multiband_gravitational-wave_searches_for_ultralight_bosons |
| Authors |
Ken_K._Y._Ng,_Maximiliano_Isi,_Carl-Johan_Haster,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12793 |
重力波は、超軽量ボソンによって生成された数少ない直接観測量の1つである可能性があり、暗黒物質の候補であり、粒子理論、高エネルギー物理学、および宇宙論におけるいくつかの問題の鍵となる可能性があります。これらのアキシオンのような粒子は、天体物理学のブラックホールの周りに自然に「雲」を形成し、地上や宇宙空間の計器で検出できる連続的な重力波を強力に放出する可能性があります。このシナリオは徹底的に調査されていますが、両方のタイプの検出器をタンデムで使用できることはまだ認識されていません（「マルチバンディング」として知られている方法）。この論文では、地上と宇宙の将来の重力波検出器が連携して、質量$25の超軽量ボソンを検出できることを示しています。\lesssim\mu/\left（10^{-15}\、\mathrm{eV}\right）\lesssim500$。バイナリブラックホールインスパイラルを検出する際、LISA宇宙ミッションは、宇宙探査機やアインシュタイン望遠鏡などの将来の地上ベースの検出器が観測されたバイナリの個々のブラックホールの周りのボソン雲からの信号を検索できるようにする重要な情報を提供します。検出戦略をレイアウトし、スカラーボソンに焦点を当てて、適切なパラメーター空間をグラフ化します。雲齢やブラックホールスピンなど、システムの歴史に関する無知の影響を調査します。また、地上のフォローアップによって重力信号が検出可能になる前にボソン雲を破壊する可能性がある潮汐共鳴についても検討します。最後に、これらのすべての要因をLISA測定の不確実性とともに考慮して、LISAによって促進された地上ベースの観測からボソン質量制約を取得する方法を示します。
エディントンに触発されたボルン・インフェルド重力における磁壁と他の欠陥
一般相対性理論に関する理論の唯一の追加パラメーターである$\kappa$の関数として、エディントンにインスパイアされたBorn-Infeld重力の弱磁場極限における磁壁およびその他の欠陥解を調査します。私たちは、ドメイン壁の内部構造を分析的および数値的に決定し、$\kappa$への依存性、および外部の観察者が測定した張力の値へのそのような依存性の影響を定量化します。ドメイン壁に垂直な方向の圧力は、一般相対性理論の弱磁場限界とは対照的に、$\kappa$が正か負かに応じて、それぞれゼロより大幅に大きいか小さいことがわかります。さらに、垂直相対圧力の平均値が一般相対性理論の弱磁場極限でほぼゼロに等しいとする一般化されたフォンラウエ条件は、ドメイン壁だけでなく、EiBI重力でも一般に成り立たないことを示します宇宙の弦と球対称の粒子の場合。幾何学が欠陥構造を決定する上で重要な役割を果たすときはいつでも、一般化されたフォン・ラウエ条件の違反は、重力の理論では一般に予想されるべきであると私たちは主張します。
レーザープラズマにおける時間分解高速乱流ダイナモ
| Title |
Time-resolved_fast_turbulent_dynamo_in_a_laser_plasma |
| Authors |
A._F._A._Bott,_P._Tzeferacos,_L._Chen,_C._A._J._Palmer,_A._Rigby,_A._Bell,_R._Bingham,_A._Birkel,_C._Graziani,_D._H._Froula,_J._Katz,_M._Koenig,_M._W._Kunz,_C._K._Li,_J._Meinecke,_F._Miniati,_R._Petrasso,_H.-S._Park,_B._A._Remington,_B._Reville,_J._S._Ross,_D._Ryu,_D._Ryutov,_F._S\'eguin,_T._G._White,_A._A._Schekochihin,_D._Q._Lamb,_G._Gregori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12837 |
乱流プラズマにおける磁場の生成と増幅を理解することは、宇宙における磁場の観測を説明するために不可欠です。これらの磁場の起源と持続をいわゆる変動ダイナモに帰する理論的枠組みは、最近、低磁気プラントル数プラズマ（$\mathrm{Pm}<1$）のレーザー施設での実験によって検証されました。ただし、同じフレームワークは、変動ダイナモが$\mathrm{Pm}\gtrsim1$の場合、異なる動作をする必要があることを提案しています。このペーパーでは、実験室$\mathrm{Pm}\gtrsim1$プラズマダイナモを初めて作成する新しい実験について報告します。プラズマの進化の時間分解特性を提供し、温度、密度、流速、磁場を測定することで、変動ダイナモの動作のさまざまな段階を探ることができます。確率的運動の駆動スケールに近い特性スケールを持つ構造の磁気エネルギーは、その初期値からほぼ3桁増加し、動的に飽和することがわかります。これらのフィールドの成長は、駆動スケールの確率的運動のターンオーバー率よりもはるかに速い率で指数関数的に発生することが示されています。私たちの結果は、強い剪断力によって生成されるプラズマ乱流が、非らせん変動ダイナモの理想化されたMHDシミュレーションによって予想されるよりも、駆動スケールでより効率的にフィールドを生成できる可能性を示しています。この発見は、天体物理学システムの観測から推測された大規模な場を説明するのに役立ちます。
トリプルシステムにおけるスピンと偏心の進化：Lidov-Kozai相互作用から内部バイナリの最終的な合併まで
| Title |
Spin_and_Eccentricity_Evolution_in_Triple_Systems:_from_the_Lidov-Kozai_Interaction_to_the_Final_Merger_of_the_Inner_Binary |
| Authors |
Hang_Yu_and_Sizheng_Ma_and_Matthew_Giesler_and_Yanbei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12978 |
三次質量によって摂動されるブラックホール（BH）バイナリのスピンと偏心の進化を研究し、Lidov-Kozai（LK）励起を体験します。私たちは3つの側面に焦点を当てています。まず、Antoniniらによって概説されたアプローチに従って、内部バイナリのスピン軌道整列を研究します。[MNRAS480、L58（2018）]およびLiuとLai[ApJ863、68（2018）]、ただし、スピンがランダムな初期方向を持つことができます。LK進化の終わりのスピン軌道角を、（有効スピンの特定の値ではなく）スピンと外部軌道角運動量の間の初期角度によって与えられる値に駆動する動的アトラクタの存在を確認します）。次に、（内部）バイナリの進化をさらにマージして、最終的なスピン-スピンアライメントを調べます。初期のインスピレーションの段階でシステムを効率的に進化させることができる軌道の離心率を含むように、有効ポテンシャル理論を一般化します。さらに、スピンスピンとスピン軌道の配置が相関しており、その相関は初期のスピン軌道角によって決定されることがわかります。スピンベクトルが最初に軌道平面にあるシステムの場合、最終的なスピンは反整列する傾向があり、均一なスピン-スピン整列が予測するよりも大きなGWリコイルの期待値につながる可能性があります。最後に、重力波放射の影響を含め、LKプロセス中に達成できる最大の偏心励起を研究します。三次質量が超大質量BHで内部バイナリが重い場合、バイナリの軌道周波数が10Hzに達すると、LK励起が最大であっても、残留偏心は通常0.1未満であり、デシヘルツ検出器はそのようなシステムの軌道の進化に従う必要がある。
ダークマター混合パルサーは存在しますか？
この論文では、パルサーが暗黒物質と混合された通常の物質でできていると仮定して、2流体モデルを検討しました。暗黒物質の寄与は、銀河のSPARCサンプルの回転曲線のフィッティングから得られます[95]。このために、銀河ハロー領域の特異等温球（SIS）暗黒物質密度プロファイルに基づいて暗黒物質を調査しました。この2流体モデルを考慮して、異なる銀河に存在するパルサーの物理的特徴を詳細に研究しました。ここでは、4つのパルサーの可能性のある半径、コンパクトさ（u）、および表面の赤方偏移（Zs）を計算します。6539銀河およびNGC6441銀河のPSRJ1750-37A。
アレイ電波望遠鏡による全天干渉予測のための周期的イメージング
| Title |
Cyclic_Imaging_for_All-Sky_Interference_Forecasting_with_Array_Radio_Telescopes |
| Authors |
Gregory_Hellbourg_and_Ian_Morrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13035 |
無線周波数干渉（RFI）は、現代の電波天文学を脅かしています。天文データへの影響を軽減するための古典的なアプローチには、フラグ付けおよびブランキングと呼ばれるプロセスを通じて、破損した時間および周波数データサンプルを破棄することが含まれます。アレイ電波望遠鏡の視野内の位置を確実に検出および予測し、RFIデータ破損の可能性を最小限にするなどの天文観測を動的にスケジュールするために、RFI信号の周期的特性の活用を提案します。
| Title |
Speed_of_sound_constraints_from_tidal_deformability_of_neutron_stars |
| Authors |
A._Kanakis-Pegios_and_P.S._Koliogiannis_and_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13399 |
高密度核物質における音速の上限は、核物理学において最も興味深いが未解決の問題の1つです。孤立した中性子星および連星中性子星システムの最近の観測データに関連する理論的研究は、この問題に光を当てる優れた機会を提供します。本研究では、連星中性子星系（合併前）の測定された潮汐変形能（分極率）を最大中性子星質量シナリオおよび音速の可能な上限に直接関連付ける方法を提案します。この方法は、有効な潮汐変形能の上限が柔らかい状態方程式を支持する一方で、中性子星の質量の最近の高い測定値は硬いものを支持するという単純だが効率的なアイデアに基づいています。現在の作業では、まず、簡単に確立されたモデルを使用して、音速を利用して状態方程式の剛性をパラメーター化します。第2に、2つのイベントGW170817とGW190425のLIGO/VIRGOコラボレーションによる最近の観察と比較して、可能なロバストな制約を提案します。さらに、現在の方法の枠組みの中で、中性子星の状態方程式に対する厳しい制約を改善するために、どのような将来の測定が役立つかを評価し、仮定します。
CTAのような次世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡は、高エネルギー宇宙線の検出能力を大幅に改善する予定です。私たちの論文では、このような装置を使用して、地球のスキミングタウニュートリノを検出する可能性について説明します。興味深いことに、分析では、フラットスペクトラム無線クエーサーによって生成されるニュートリノフラックスが大きい場合の楽観的なケースでは、10^8ドルGeVを超えるエネルギーに対して、年間数次のイベントが検出できることがわかります。ただし、より保守的な宇宙線ニュートリノフラックスでも、このような速度は得られますが、10年間は実行されます。この推定値は、高エネルギーニュートリノ天文学を実行するためのCTAのような設定を候補とするようです。
修正重力における低質量恒星天体の初期進化軌道
低質量恒星オブジェクトの単純なモデルを使用して、林の軌道、放射コアの発達、有効温度、質量、光度など、初期の進化に対する重力の影響を修正しました。また、メインシーケンス上の完全対流星の質量の上限は、一般的に採用されているものとは異なる可能性があることも示唆しています。
物質を含むEKG方程式の実スカラーフィールドスター
| Title |
Real_scalar_field_stars_of_the_EKG_equations_including_matter |
| Authors |
Alejandro_Cabo_Montes_de_Oca_and_Duvier_Suarez_Fontanella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13671 |
物質を含むアインシュタイン-クライン-ゴルドン（EKG）方程式の静的（定常ではない）解が、実際のスカラーフィールドに対して取得されます。物質とのスカラー場の相互作用が考慮されます。導入された結合により、実際のスカラー場と重力に対する単純なEKG方程式の場合とは対照的に、静的解の存在が可能になります。驚くべきことに、考慮された物質が光子のようなガスである場合、大きな半径距離での重力場の強度はほぼ一定になり、どんな距離でも小さな物体にほぼ一定の力を及ぼすことがわかります。効果は明らかに、光子のようなフィールドの質量のない特性と関連しています。また、重力場は境界引力を生成する可能性があると主張されており、これにより、ここで得られた解の半径による無限の質量の増加を回避できます。この現象は、検証された場合、暗黒物質に関連する重力ポテンシャルの増加が銀河から遠く離れた場所で最終的に減衰する方法を説明するための可能なメカニズムを提供する可能性があります。これらの光子境界効果を評価する方法は、さらに調査するために策定されました。
宇宙の時間に渡る原始軸電荷の進化
| Title |
Evolution_of_the_primordial_axial_charge_across_cosmic_times |
| Authors |
A._Boyarsky,_V._Cheianov,_O._Ruchayskiy,_and_O._Sobol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13691 |
10〜MeVと100〜GeVの間の温度ウィンドウで均一な電子-光子プラズマの軸方向電荷密度のダイナミクスを調査します。キラリティーフリッピングプロセスにより、微細構造定数$\alpha$、$\Gamma_{\rmflip}\propto\alpham_{e}^{2}で一次オーダーの速度で軸方向電荷が減衰することを示します/T$であり、数十年にわたって使用されてきた初期の見積もりよりも3桁大きい。この微細構造定数への直感に依存しない依存は、コンプトンおよび他のチャネルでの赤外線発散によって生じ、ハードサーマルループの再開でエンコードされ、環境効果によって高温媒体で正則化されます。ここでは、比較的単純であるため、コンプトンチャネルの計算について詳しく説明します。私たちのコンパニオンペーパーは、関連するすべてのプロセスを考慮して、直接第一原理計算を実行し、結果を確認します。軸電荷密度の減衰は、キラル電磁流体力学において重要な役割を果たしているだけでなく、初期宇宙におけるレプトン生成および原始磁場の起源の問題の結果として重要です。
