| Title |
General_framework_for_cosmological_dark_matter_bounds_using_$N$-body_simulations |
| Authors |
Keir_K._Rogers_and_Hiranya_V._Peiris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13751 |
宇宙論的な$N$体シミュレーションとライマンアルファ森林データを使用して、暗黒物質の性質に関する強固な境界を取得するための一般的なフレームワークを提示します。流体力学シミュレーションのエミュレーターを構築します。これは、さまざまな暗黒物質モデル、銀河間媒質（IGM）の状態、および始原の状態に対するライマンアルファフォレストフラックスパワースペクトルの応答を予測するための柔軟で正確かつ計算的に安価なモデルです。パワースペクトル。エミュレーターは、「非冷たい」暗黒物質モデルで発生する物質パワースペクトルの小規模な抑制のための柔軟なパラメーター化と、改良されたIGMモデルを組み合わせます。次に、超軽量のアクシオン暗黒物質の場合にエミュレータを最適化する方法を示し、収束のテストを示します。また、フラックスパワースペクトル予測の精度の相互検証テストも実施します。このフレームワークは、温かいまたは相互作用する暗黒物質など、他の多くの暗黒物質候補の分析用に最適化できます。私たちの仕事は、最適化されたエミュレーターと、多くのモデルが単一の方程式のセットで記述される宇宙論的な「効果的な理論」の組み合わせが、宇宙の大規模構造からのロバストで計算効率の高い推論のための強力なアプローチであることを示しています。
近くの銀河団アベル2199の周辺の熱力学と金属存在量の高いカバレッジビュー
| Title |
A_high_coverage_view_of_the_thermodynamics_and_metal_abundance_in_the_outskirts_of_the_nearby_galaxy_cluster_Abell_2199 |
| Authors |
M._S._Mirakhor,_S._A._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13768 |
SuzakuとXMM-Newtonの分析により、近くの銀河団Abell2199の周辺を分析しました。これは、Suzakuでほぼ完全な方位角範囲で観測される唯一の銀河団です。XMM-Newton観測を使用してガス凝集の影響を修正すると、周辺の方位角平均エントロピープロファイルは$1.20\pm0.23$の勾配を持つべき乗則に従い、非統計的に予測される1.1の勾配と統計的に一致することがわかります純粋な重力階層構造形成のための放射シミュレーション。ただし、10個のセクターに分割すると、エントロピーは有意な方位角変動を示し、一部のセクターはベースラインレベルを下回っています。方位角で平均化されたガスの質量分率は、宇宙の平均バリオン分率と一致することがわかります。周辺の金属の存在量は、すべての方向で均一であることと一致しており、平均値は$0.29_{-0.03}^{+0.03}\、Z_{\odot}$であり、ガスが降着するのと一致しています。クラスターは金属であらかじめ濃縮されています。
UV保護自然インフレーションにおけるカイラル重力波と原始ブラックホール
| Title |
Chiral_gravitational_waves_and_primordial_black_holes_in_UV-protected_Natural_Inflation |
| Authors |
Juan_P._Beltr\'an_Almeida,_Nicol\'as_Bernal,_Dario_Bettoni,_Javier_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13776 |
インフロンと標準モデルゲージフィールドを超えたいくつかの間のチャーンサイモンズのような相互作用を含むUV保護自然インフレシナリオを検討します。宇宙の加速された膨張は、インフレーションのスケールに敏感な重力で強化された摩擦とゲージ変動の爆発的な生成に関連する量子摩擦効果の組み合わせによってサポートされます。これらの2つの速度抑制メカニズムの相乗効果により、次のことが可能になります。$小さなスケールでのキラル重力波の潜在的に観測可能な背景。
より高い宇宙の証拠はありますか？
宇宙マイクロ波背景（CMB）の現在の温度の測定、$T_0=2.72548\pm0.00057$K（1$\sigma$）、遠赤外線絶対分光光度計（FIRAS）による測定は、これまでに宇宙論で行われた正確な測定。一方、標準の$\Lambda$CDMモデルが低赤方偏移モデルと比較すると大きな（$4.1\sigma$）張力を示すと仮定して、CMB温度変動の測定から得られたハッブル定数$H_0$の推定値-独立した観察。最近、一部の著者は、$T_0$のわずかな変更により、$H_0$張力の問題を緩和または解決できると主張しました。ここでは、現在利用可能な温度赤方偏移$T（z）$測定から独立した分析を実行することにより、より高温または低温の宇宙の証拠を調査します。私たちの分析（パラメトリックおよびノンパラメトリック）は、FIRAS測定との良好な一致、および$H_0$テンションの解決に必要な$T_0$値との$\gtrsim1.9\sigma$の不一致を示しています。この結果は、実際には$H_0$-tension問題の解決策として、$H_0$測定の系統誤差または新しい物理の理解を深める必要があるという考えを補強します。
最初のマルチメッセンジャーの重力波イベントは、修正された重力モデルの空間に変化をもたらしました。このホワイトペーパーでは、重力波の標準的なサイレンイベントの将来のセットで可能な重力の強化テストについて検討します。Horndeskiのスカラーテンソル理論でパラメーターのMCMC制約予測を実行します。特に、銀河調査からの電磁大規模構造データと重力波の相補性に焦点を当てています。高度なLIGOネットワークからの50個の低赤方偏移（$z\lesssim0.2$）標準サイレンの追加は、次の電磁観測からの既存の制約に対してわずかな改善（係数1.1-1.3、1.0は改善なし）しか提供しないことがわかります大規模な構造。対照的に、将来のLISA衛星からの高い赤方偏移（最大$z\sim10$）の標準サイレンは、Horndeski理論のPlanck質量の時間発展に対する制約を$\sim5$係数で改善します。さまざまなシナリオをシミュレートすることにより、この改善は、未知の合併傾斜角の周辺化や、合併源母集団の3つのもっともらしいモデル間の変動に対してロバストであることがわかります。
ガンマ線バーストピーク光子エネルギーとボロメータフルエンス測定およびその他のデータからの宇宙論的パラメータの制約
| Title |
Constraints_on_cosmological_parameters_from_gamma-ray_burst_peak_photon_energy_and_bolometric_fluence_measurements_and_other_data |
| Authors |
Narayan_Khadka,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13907 |
$0.3399\leqz\leq8.2$の赤方偏移範囲に広がる119ガンマ線バースト（GRB）のピーク光子エネルギーとボロメトリックフルエンスの測定値を使用して、6つの異なる宇宙モデルの宇宙論的パラメーターとAmati関係パラメーターを同時に決定します。結果のAmati関係パラメーターは、6つの宇宙論モデルすべてでほぼ同じです。したがって、これらのGRBの標準化におけるAmati関係の使用を検証します。GRBデータの宇宙論的パラメーターの制約は、バリオン音響振動とハッブルパラメーター測定の共同分析から得られたものと一致しますが、それよりも大幅に制限が少なくなります。
マイクロレンズの時間遅延に対する観察戦略の影響
マイクロレンズは、固有の光曲線に加えて追加の拡大光曲線をもたらすだけでなく、時間領域でそれらをシフトし、$\sim$日の光交差時間スケールで強くレンズ化されたAGN変化の画像間の実際の時間遅延を作ります放出領域。マイクロレンズによって引き起こされる時間遅延は、数えられない場合、強いレンズ時間遅延宇宙撮影をバイアスします。ただし、ディスクサイズとディスクモデルの不確実性のため、影響を正確に推定することは困難です。この作業では、標準ディスクモデルに基づいて設計された観測戦略でバイアスを減らす方法を研究します。レンズ銀河に対する光源のペキュリアの動きに起因するマイクロレンズタイムラグマップを平均化するため、画像を長時間監視すると影響を軽減できることがわかります。さらに、青色のバンドのイメージは、より小さいディスクサイズに対応するため、時間遅延測定にも役立ちます。それぞれ、uバンドとrバンドで測定されたPG1115+080のようなレンズ付きクエーサーに基づいてシミュレーションを行います。キャンペーンは、専用プログラムの一般的な制限である20年と想定されています。結果は、マイクロレンズによって引き起こされる時間遅延分散が20年の光度曲線で$\sim40\％$削減できる一方で、rバンドに対するuバンドが$\sim75\％$の分散を削減することを示しています。それでも、このような影響を完全に排除することはできません。正確なハッブル定数を推定するために適切に組み込むには、さらに研究が必要です。
標準の密度場再構成後の赤方偏移空間物質パワースペクトルの共分散を探索します。ツリーレベルの順序で共分散の摂動公式を導出し、トライスペクトルからの非対角成分の振幅が再構成によって減少することを確認します。N体シミュレーションの大規模なセットを使用すると、共分散の非対角成分の同様の減少が見られ、それにより、再構成後の（rec後の）電力の信号対雑音比（S/N）がわかります。スペクトルは、事前に再構築されたスペクトルと比較して大幅に増加します。これは、高次統計に漏洩した情報が再構築により2点統計に戻ることを示しています。興味深いことに、シフトフィールドの平滑化スケールで特徴付けられる再構成のスケールが約10Mpc/h未満で、トリスペクトルが負になる場合、ポストレックスペクトルはガウス共分散の線形スペクトルよりもS/Nが高くなります。赤方偏移空間物質パワースペクトルの単極子成分と四重極子成分から推定される成長率の誤差が、再構成によって大幅に向上することを示します。スーパーサンプルの共分散を考慮しても、同様の成長率の改善が見られますが、再構成ではスーパーサンプルモードのフィールド変動を補正できません。
HYREC-2：高精度のサブミリ秒再結合コード
最新のコードHYRECおよびCOSMORECと同じ精度を保持し、同時にCMB異方性データ分析に一般的に使用されるコードRECFASTの計算速度を上回る、新しい再結合コードHYREC-2を提示します。。HYREC-2は、効果的な4レベル原子モデルに基づいており、水素の高励起状態の非平衡を正確に説明し、Lyman-$\alpha$エスケープレートを修正した放射伝達効果を非常に正確に説明します。後者は、元のHYRECを使用して計算され、関連する宇宙パラメータに関するその導関数とともに、温度の関数として表にされます。これにより、コードは、標準のラップトップで1ミリ秒未満で実行しながら、現在Planckで許可されている宇宙論的パラメーターの完全な99.7％信頼領域にわたって元のHYRECと同じ精度を維持できます。私たちのコードは、$\ell$=5000までの理想的な宇宙分散制限実験の場合でも、宇宙論的パラメーターに顕著なバイアスを引き起こしません。CMB異方性計算を超えて、HYREC-2は、再結合および再結合スペクトルや21cm信号などの熱履歴に依存します。
銀河団$ Y _ {\ rm X} -Y _ {\ rm SZE} $のスケーリング関係の可能な宇宙論的進化について
| Title |
On_a_possible_cosmological_evolution_of_galaxy_cluster_$Y_{\rm_X}-Y_{\rm_SZE}$_scaling_relation |
| Authors |
R._F._L._Holanda_and_W._J._C._da_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14199 |
銀河団形成のプロセスを記述する自己相似モデルからの重要な結果は、単純なスケーリング関係$Y_{SZE}D_{A}^{2}/C_{XSZE}Y_X=C$です。この比率では、$Y_{SZE}$はクラスターの統合されたSunyaev-Zel'dovich効果フラックスであり、X線の対応物は$Y_X$、$C_{XSZE}$および$C$は定数であり、$D_A$クラスターまでの角直径距離です。この論文では、プランクコラボレーションによって調査されたIaタイプの超新星観測と$61$$Y_{SZE}D_{A}^{2}/C_{XSZE}Y_X$の測定値を組み合わせて、宇宙距離双対関係の妥当性を検討します。この関係が考慮される赤方偏移範囲（$z<0.5$）で一定である場合。特定の宇宙論モデルは使用されません。基本的な結果として、データセットは2$\sigma$c.l.内の赤方偏移の進化と互換性はありませんが、ベイジアン分析は、この作業で分析された他の$C（z）$関数は破棄できないことを示しています。普遍的な$C（z）$関数の観測的決定は、宇宙論を決定するための有用な宇宙論的ツールの$Y_{SZE}D_{A}^{2}/C_{XSZE}Y_X$比率を変えることを強調する価値があります。パラメーター。さらに、ここで提案されたアプローチは、弱いレンズ分析を使用するスケーリング関係キャリブレーション方法のクロスチェックとしても使用できます。
強い宇宙磁場に対するガンマ線測定の感度範囲
| Title |
Sensitivity_reach_of_gamma-ray_measurements_for_strong_cosmological_magnetic_fields |
| Authors |
A._Korochkin,_O._Kalashev,_A._Neronov,_D._Semikoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14331 |
1-10pG範囲の強度の原始磁場は、ハッブル定数の異なる測定間の張力を解決し、再結合中に存在する場合、赤方偏移$15<z<20$で21cm線の過剰な不透明度を説明できます。再イオン化時代。このフィールドは、今日の宇宙の大規模構造の空洞でも生き残ることができます。CTA望遠鏡で最も近いハードスペクトルブレザーの深い露出を使用して、このような比較的強い宇宙磁場を測定するためのガンマ線技術の感度到達範囲を調べます。ガンマ線測定法が原始磁場を最大$10^{-11}$〜Gの強さで感知できることを示します。したがって、宇宙マイクロ波背景とガンマ線制約の組み合わせは、可能な全宇宙磁場を検知して、宇宙磁場の起源の問題へのそれらの関連性、ならびに再結合および再イオン化エポックへの影響を確認または除外することができます。
標準サイレンとの距離双対関係の制約
タイプIa超新星（SNIa）およびバリオン音響振動（BAO）モックデータに加えて、重力波（GW）標準サイレンを使用して、電磁距離と重力距離の双対関係（DDR）の制約を予測します。特定のDDR違反モデルに基づくパラメーター化されたアプローチと、遺伝的アルゴリズムに基づく機械学習再構成法を利用します。GWは、BAOデータを使用してDDRの違反を制限する代替手段を提供し、SNIaと組み合わせると検討する違反パラメーターの$3\％$制約に到達することを発見しました。$代わりにBAOとSNIaの組み合わせを検討する場合。スクリーニングメカニズムがアクティブな場合でも、無視された重力の変更がDDR違反の誤検出につながる可能性についても調査します。このような誤った検出は非常に重要であり、非常に極端な修正重力シナリオでは最大$\approx10\sigma$になる可能性がありますが、これはより現実的なケースでは$\approx4\sigma$に減少します。誤った検出は、SNIa+GWとSNIa+BAOの組み合わせの間に導入された緊張の結果として、遊びで修正された重力メカニズムに喫煙銃を提供することもできます。
現実的な熱力学を持つ原始惑星系円盤のギャップとリング：面内放射輸送の重要な役割
| Title |
Gaps_and_Rings_in_Protoplanetary_Disks_with_Realistic_Thermodynamics:_The_Critical_Role_of_In-Plane_Radiation_Transport |
| Authors |
Ryan_Miranda_(1),_Roman_R._Rafikov_(1,2)_((1)_IAS,_(2)_DAMTP,_Cambridge) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13766 |
多くの原始惑星系円盤は、惑星によって生成される可能性のあるダスト放出に環状のギャップを示します。これらの観測を解釈することを目的とした惑星とディスクの相互作用のシミュレーションは、しばしばディスクの熱力学を過度に単純化された方法で扱い、ギャップ形成を駆動する惑星駆動の密度波のダイナミクスを適切に捉えません。ここでは、惑星に起因する密度波に関連する放射効果の物理的動機付けの処方を含む分析計算と流体力学的シミュレーションを使用して、ディスク内の下部構造の形成を探索します。初めて、私たちの治療は、ディスク表面からの冷却だけでなく、ディスク中立面に沿った放射輸送も考慮します。この面内冷却は、表面冷却によるものよりも通常1桁短い特性時間スケールで、密度波の伝播と散逸に重要な役割を果たすことを示します（この時間スケールの簡単な見積もりを提供します）。また、原始惑星系円盤で予想されるレベル（$\alpha\lesssim10^{-3}$）での粘性は、密度波のダイナミクスにほとんど影響しないことも示しています。ダスト連続体放出の合成マップを使用すると、惑星によって生成されるギャップの多様性と形状が、密度波の減衰を決定する物理パラメーター（ディスクの温度、質量、不透明度）に敏感であることがわかります。$\lesssim20$auを周回する惑星は、最も多様なギャップ/リング構造を生成しますが、$\gtrsim50$auの惑星にも大きな変動が見られます。惑星とディスクのカップリングを管理する物理学の処理を改善することにより、私たちの結果は、ディスク内の環状下部構造の惑星の解釈を調査する新しい方法を提示します。
原始惑星系円盤で観測されたギャップから惑星の質量を推測する機械学習モデル
| Title |
A_Machine_Learning_model_to_infer_planet_masses_from_gaps_observed_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
Sayantan_Auddy_(ASIAA)_and_Min-Kai_Lin_(ASIAA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13779 |
明るい原始惑星系円盤の観測では、ダスト放出に環状のギャップが見られることがよくあります。これらのギャップの1つの解釈は、ディスクと惑星の相互作用です。もしそうなら、惑星ギャップのモデルを観測された原始惑星系円盤ギャップに適合させることで、隠れた惑星の存在を明らかにすることができます。ただし、将来の調査では、ギャップのある原始惑星系円盤がますます増加することが予想されます。この場合、各ターゲットに対してカスタマイズされたフィッティングを実行することは、ディスクと惑星の相互作用が複雑なため、実用的ではありません。この目的のために、機械学習の力を活用することで惑星ギャップの効率的なモデルであるDPNNet（DiskPlanetNeuralNetwork）を紹介します。さまざまな惑星の質量、ディスク温度、ディスク粘度、ディスク表面密度プロファイル、パーティクルストークス数、ダストの存在量にわたって、多数のほこりっぽいディスク-惑星流体力学シミュレーションでディープニューラルネットワークをトレーニングします。次に、ネットワークを展開して、所定のギャップ形態の惑星質量を抽出できます。この作業では、シリーズの最初に、機械学習フレームワークの基本概念に焦点を当てます。$10$au、$30$au、および$80$auのHLタウ周辺の原始惑星系円盤で観測されたダストギャップに適用することにより、その有用性を実証します。私たちのネットワークは、それぞれ$80\、M_{\rmEarth}$、$63\、M_{\rmEarth}$、および$70\、M_{\rmEarth}$の惑星質量を予測します。これらは、専門的なシミュレーション。新しい物理学、任意の数のパラメーターと予測を組み込む柔軟性、および最終的にディスクオブザーバーとモデラーの流体力学シミュレーションを置き換える可能性におけるDPNNetの主な利点について説明します。
質量比の関数としての共軌道安定領域の構造
太陽系外の共軌道体の探索はこれまでのところ成功していませんが、太陽系と同じくらい一般的である必要があると考えられています。共軌道システムは広く研究されており、安定性や形成についてさえいくつかの研究があります。ただし、安定領域のサイズと位置については、著者は通常その結果を説明しますが、数値シミュレーションなしでそれらを見つける方法は提供せず、ほとんどの場合、質量比の値の範囲は小さくなります。現在の作業では、広範囲の質量比システムの共軌道安定領域の構造を研究し、それらを記述するための経験式を作成しました。いくつかのシステムのパラメーターから、共軌道安定領域のサイズと位置を推定できます。数千の無質量粒子が巨大な二次物体の共軌道領域に分布し、平面の円形制限3体問題を採用して、広範囲の質量比（$\mu$）について数値シミュレーションを行いました。結果は、馬蹄形領域の上限が$9.539\times10^{-4}<\mu<1.192\times10^{-3}$であることを示しています。これは、セカンダリからセパラトリックスまでの最小角距離が$27.239に相当します。^{o}$および$27.802^{o}$。また、共軌道領域に存在する安定性の限界は、約$\mu=2.3313\times10^{-2}$であり、線形理論によって予測される値よりもはるかに小さいこともわかりました。安定領域パラメーターを記述する多項式関数が見つかりました。これらは、$9.547のあるシステムの共軌道安定領域の角度幅と動径幅の推定を表します\times10^{-5}\leq\mu\leq2.331\times10^{-2}ドル。
TESSが短周期サブネプチューン兄弟（HD 86226c）を既知の長周期巨大惑星に明らかにする
| Title |
TESS_Reveals_a_Short-period_Sub-Neptune_Sibling_(HD_86226c)_to_a_Known_Long-period_Giant_Planet |
| Authors |
Johanna_Teske,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Rafael_Luque,_Teo_Mo\v{c}nik,_Julia_V._Seidel,_Jon_Fern\'andez_Otegi,_Fabo_Feng,_James_S._Jenkins,_Enric_Pall\`e,_Damien_S\'egransan,_St\`ephane_Udry,_Karen_A._Collins,_Jason_D._Eastman,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_David._R._Anderson,_Thomas_Barclay,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Jennifer_A._Burt,_R._Paul_Butler,_Douglas_A._Caldwell,_Kevin_I._Collins,_Jeffrey_D._Crane,_Caroline_Dorn,_Erin_Flowers,_Jonas_Haldemann,_Ravit_Helled,_Coel_Hellier,_Eric_L._N._Jensen,_Stephen_R._Kane,_Nicholas_Law,_Jack_J._Lissauer,_Andrew_W._Mann,_Maxime_Marmier,_Louise_Dyregaard_Nielsen,_Mark_E._Rose,_Stephen_A._Shectman,_Avi_Shporer,_Guillermo_Torres,_Sharon_X._Wang,_Angie_Wolfgang,_Ian_Wong,_and_Carl_Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13927 |
太陽系外惑星観測衛星ミッションは、近くの明るい星の周りを通過する惑星を見つけるために設計されました。ここでは、明るい（$V=7.9$）の太陽型星HD86226（TOI-652）の周りの小さな短周期（$\約\、4$\、日）の通過惑星の検出と質量測定を示します。、TIC22221375）、以前は長周期（$\sim$1600日）の巨大惑星をホストすることが知られていました。HD86226c（TOI-652.01）の半径は$2.16\pm0.08$$R_{\oplus}$で、質量は7.25$^{+1.19}_{-1.12}$$M_{\oplus}$です。アーカイブと新しい放射速度データ。また、通過が不明な、より長い期間の惑星のパラメーターを更新し、以前に報告されたものよりも偏心が少なく、質量が小さいことを発見しました。通過する惑星の密度は$3.97$gcm$^{-3}$です。これは、惑星に少なくとも小さな揮発性エンベロープがあることを示唆するのに十分低いですが、岩石、鉄、水の質量分率は十分ではありません-制約付き。ホストの星の明るさ、惑星の周期、および「半径ギャップ」と「高温のネプチューン砂漠」の両方の近くの惑星の位置を考えると、HD86226cは、その組成をさらに洗練するための透過分光法の興味深い候補です。
P / 2019 LD2（ATLAS）の過渡的な木星型トロイの木馬のような軌道
| Title |
The_Transient_Jupiter_Trojan-Like_Orbit_of_P/2019_LD2_(ATLAS) |
| Authors |
Henry_H._Hsieh,_Alan_Fitzsimmons,_Bojan_Novakovic,_Larry_Denneau,_Aren_N._Heinze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13945 |
彗星P/2019LD2は、現在ジュピタートロイの木馬に似た軌道要素を持っているため、表面的には、この集団のメンバーの揮発性コンテンツとアクティブな行動を初めて研究するユニークな機会を表しています。ただし、数値積分は、それが2018年7月に現在のジュピタートロイの木馬のような軌道に到達する前は以前はケンタウロスであったことを示し、2月2028年にケンタウロスに戻り、最終的に2月2063年に木星ファミリーの彗星になると予想されています。P/2019LD2の事例は、現在および今後の広視野調査で発見された小さな太陽系の天体を迅速かつ確実に動的に分類するメカニズムの必要性を強調しています。
巨大衝突段階における低質量星の周りの近接超地球の放出
| Title |
Ejection_of_close-in_super-Earths_around_low-mass_stars_in_the_giant_impact_stage |
| Authors |
Yuji_Matsumoto,_Pin-Gao_Gu,_Eiichiro_Kokubo,_Shoichi_Oshino,_Masashi_Omiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14039 |
地球サイズの惑星がM個の小人の周りの接近軌道で観測されました。ますます多くの惑星がM個の小人の周りで発見されると予想されていますが、それらの形成と動的進化の理論はまだ初期段階にあります。低質量星の周りの強い散乱を含む原始惑星の巨大な衝撃成長を調査します。低質量の星の周りの強い散乱が惑星の軌道および質量分布に影響を与えるかどうかを明らかにすることを目的としています。原始惑星の星の質量と表面密度のパラメーター空間を系統的に調査することにより、原始惑星の$N$体シミュレーションを実行します。私たちは、原始惑星が後期M矮星の周りに2回または3回近接散乱した後に排出されることが多いことを発見しました。放出は、最大の惑星質量の上限を設定します。星の質量で線形にスケーリングする表面密度を採用すると、星の質量が減少するにつれて、より大きな惑星がより高い偏心率と傾斜を持つ軌道で形成されることがわかります。このスケーリングでは、いくつかの近接した原始惑星が一般的に排出されることもわかります。原始惑星の放出は、晩期のM矮星の周りの超地球の質量分布に重要な役割を果たしています。観測された近接超地球とそれらの中心の星の質量の質量関係は、放出によってよく再現されます。
LISAおよび他の重力波検出器を使用した天の川球状星団および局所体積の中質量ブラックホールの検出
| Title |
Detecting_intermediate-mass_black_holes_in_Milky_Way_globular_clusters_and_the_Local_Volume_with_LISA_and_other_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Manuel_Arca-Sedda,_Pau_Amaro-Seoane,_Xian_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13746 |
次世代の重力波（GW）天文台は、中間質量比インスパイラル（IMRI）、中間質量ブラックホール（IMBH）で構成される密なバイナリ、およびコンパクトな恒星天体の検出を可能にします。ここでは、2つの恒星BHと直接$N$ボディモデルを介して球状星団の中心に生息しているIMBHの間の相互作用によって引き起こされるIMRIの形成を研究します。IMBH質量、恒星BH質量スペクトル、および星団のプロパティを変化させると、IMRIの形成確率は採用された初期条件に依存し、全体的な値$\sim5-50\％$を達成することがわかります。IMRIのマージは恒星BH質量スペクトルをマッピングする傾向があるため、それらの検出がIMBHと恒星BHの共進化に関する手がかりを提供できることを示唆しています。合併後のGWの反動を考えると、質量$M_{\rmIMBH}\gtrsim10^3$M$_\odot$のIMBHを含む一般的な球状クラスターは、コンパニオンが保持している場合にのみ、保持確率$>50\％$を持ちます質量$M_{\rmBH}\leq30$M$_\odot$。$M_{\rmBH}>10$M$_\odot$の場合、より低いIMBHがクラスターから排出されます。質量$M_{\rmIMBH}=10^2-10^3$M$_\odot$では、残留スピンはコンパニオンのスピンに強く影響されますが、$M_{\rmIMBH}>10^の場合4$M$_\odot$それは複数の合併で保存されます。4年間の長いミッションで、LISAは信号対雑音比SNR$=10-100$の天の川球状星団または大マゼラン星雲（SNR$=8-40$）のIMBHを解明できることをお勧めします。推定される合併率は、LIGOが$M_{\rmIMBH}\sim100$M$_\odot$で$0.9-2.5$yr$^{-1}$IMRIを検出できることを示唆していますが、LISAの場合は$6-60$yr$^{-1}$検出（$M_{\rmIMBH}\sim4\times10^4$M$_\odot$）。EinsteinTelescopeなどの将来の検出器は、最大$10^3$yr$^{-1}$のIMRIを提供できますが、DECIGOは$M_{\rmIMBH}<5に対して$400-3800$yr$^{-1}$の検出を許可する可能性があります。\times10^4$M$_\odot$。
NGC 300は純粋な指数ディスク銀河ですか？
| Title |
Is_NGC_300_a_pure_exponential_disk_galaxy? |
| Authors |
In_Sung_Jang,_Roelof_S._de_Jong,_I._Minchev,_Eric_F._Bell,_Antonela_Monachesi,_Benne_W._Holwerda,_Jeremy_Bailin,_Adam_Smercina,_Richard_D'Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13749 |
NGC300は、彫刻家グループの低質量円盤銀河です。文献では、その光度プロファイルが多くのディスクスケール長（タイプI）にわたる単一の指数法則にうまく適合できるため、これは純粋な指数ディスク銀河として識別されています。$Hubble$$Space$$Telescope$（HST）アーカイブデータを使用して、NGC300の恒星の光度分布を調査し、他の以前のどの研究よりも遠くまで深く到達します。色の等級図は、$R\sim19$kpc（$32'$）までのすべてのフィールドの古い赤巨枝（RGB）星の有意な集団と、内部領域の若い集団を示しています。若い、中年、および古い恒星の個体群の密度プロファイルを構築します。古いRGBと中年の星の密度プロファイルに2つの明確な区切りが見つかりました。1つは$R\sim5.9$kpcで下向き（タイプII）、もう1つは$R\で上向き（タイプIII）です。sim8.3$kpc。さらに、古いRGB星は、$R\sim8$〜kpcで上方に曲がる負の放射状カラーグラデーションを示します。これを超えると、恒星の個体群は一様に古く（$>$7〜Gyr）、金属の乏しい（$\rm[Fe/H]=-1.6^{+0.2}_{-0.4}$dex）。したがって、$R\gtrapprox8$kpcの外側の恒星コンポーネントは、恒星の密度と恒星の数の点で、内側のディスクから十分に分離されています。私たちの結果は、NGC\、300が純粋な指数円盤銀河であるという現在確立されている知恵に疑問を投げかけていますが、より詳細な調査を行って、周辺を円盤または恒星のハローとして識別する必要があります。
銀河球状星団の軌道進化に対する矮小銀河の影響
矮小銀河が軌道、潮汐履歴、および天の川球状星団の想定される形成環境に及ぼす影響を調査します。私たちは、矮小銀河がある場合とない場合の両方の重力ポテンシャルで、天の川の150個の球状星団の軌道を決定します。少数の衛星銀河の存在は、多くの球状星団の軌道に強く影響を与える可能性があることがわかりました。12Gyrを超えると、個々のクラスターの準長軸と軌道離心率は、それぞれ0.1kpcと0.05の分散で変動することがわかります。外側のクラスターは、内側のクラスターよりも矮小銀河の影響を強く受け、準主軸と軌道の離心率は、それぞれ5kpcと0.1以上変動します。選択したクラスターの詳細なN体シミュレーションを使用すると、それらの軌道履歴を変更すると、異なる質量損失率と構造進化につながる可能性があることがわかります。さらに、これらの値はもはや保存されていないため、キネマティクスのみを使用して、銀河団がその場で形成されたか、過去の合併イベントの際に付着したかどうかを特定することに対して警告します。矮小銀河の存在は、個々のクラスターの軌道エネルギーとアクションを時間とともに進化させ、クラスターの適切な運動と半径方向の速度のランダムな不確実性から生じるものよりも広い範囲に及びます。
動的摩擦の再考：グローバルモードとローカルウェイクの役割
| Title |
Revisiting_dynamical_friction:_the_role_of_global_modes_and_local_wakes |
| Authors |
Tomas_Tamfal_and_Lucio_Mayer_and_Thomas_R._Quinn_and_Pedro_R._Capelo_and_Stelios_Kazantzidis_and_Arif_Babul_and_Douglas_Potter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13763 |
より大きなシステム内の摂動体の軌道崩壊は、銀河の核星団や球状星団から銀河核の巨大なブラックホール、暗黒物質ハロー内の矮小銀河衛星まで、多くの天体物理学システムのダイナミクスで重要な役割を果たします。より大規模な銀河の。何十年にもわたって、局所的な動的摩擦アプローチからバックグラウンドシステムで引き起こされたグローバルモードのバックリアクションに基づく説明に至るまで、ドラッグメカニズムの基礎となる物理学と時間スケールを決定するさまざまな試みがありました。ローカルの「ウェイク」とグローバルな`の両方をキャプチャしているように見える、超高解像度の$N$体のシミュレーションを提示します。一次ハローに誘導される「モード」。ローカルとグローバルの摂動の複合作用による軌道崩壊のメカニズムに直接取り組み、特にトルクの大部分がどこで発生するかを分析します。
MATLAS調査からの近くの初期型銀河における低表面輝度構造のセンサスと分類
| Title |
Census_and_classification_of_low-surface-brightness_structures_in_nearby_early-type_galaxies_from_the_MATLAS_survey |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Pierre-Alain_Duc,_Jean-Charles_Cuillandre,_Stephen_Gwyn,_Michele_Cappellari,_David_V._Bekaert,_Paolo_Bonfini,_Theodoros_Bitsakis,_Sanjaya_Paudel,_Davor_Krajnovi\'c,_Patrick_R._Durrell,_Francine_Marleau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13772 |
銀河の形態は、銀河進化のモデルに本質的な制約を与えます。銀河の表面輝度が低い領域の特徴の形態は、観測上の困難のため、まだ完全には調査されていません。ここでは、MATLAS調査から得られた、177の近くの大規模な初期型銀河（ETG）の大量限定サンプルの非常に深い画像の目視検査の結果を示します。画像は、$g'$バンドで$28.5-29$magarcsec$^{-2}$の表面輝度制限に達しています。専用のナビゲーションツールとアンケートを使用して、潮汐の殻、小川、尾、乱された外側の等光線または周辺の星形成円盤などの銀河の周辺の構造を探し、同時に銀河の巻雲などの汚染源の存在を記録しました。バーやダストレーンなどの内部の下部構造も検査しました。参加者によるさまざまな回答を調査して、この視覚的分類の信頼性について説明します。これらの構造の発生率と発生率の傾向をホスト銀河の質量とその環境の密度とともに示します。シェル、ストリーム、テールの発生率は約15％で、各カテゴリでほぼ同じです。質量が$10^{11}$M$_\odot$を超える銀河の場合、シェルとストリームの発生率は約1.7倍に増加します。また、銀河の巻雲の発生率とターゲット銀河の環境密度との強い予想外の反相関についても注目します。銀河の他の特性との相関関係、およびモデル予測との比較は、今後の論文で発表されます。
銀河矮星回転楕円体衛星における暗黒物質密度プロファイルの多様性
| Title |
Diversity_of_dark_matter_density_profiles_in_the_Galactic_dwarf_spheroidal_satellites |
| Authors |
Kohei_Hayashi,_Masashi_Chiba_and_Tomoaki_Ishiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13780 |
コアカスプ問題は、$\Lambda$の冷たい暗黒物質（$\Lambda$CDM）理論の標準的なパラダイムで物議を醸している問題の1つです。ただし、従来の球対称性の仮定の下では、モデルパラメーター間の強い縮退により、矮小回転楕円体（dSph）銀河が中心に暗黒物質密度プロファイルを本当に持っているかどうかが不明確になります。この作業では、縮退を緩和できるという利点がある非球形の質量モデルを使用してこの問題を再検討します。質量モデルを8つの古典的なdSphの現在利用可能な運動学的データに適用すると、有限の不確実性の範囲内で、これらのdSphのほとんどが芯のあるプロファイルよりも尖った中央プロファイルを優先することがわかります。特に、ドラコは、事前のバイアスを考慮しても、高い確率で尖った暗黒物質ハローを持っています。また、暗黒物質ハローの内側の斜面の多様性もわかります。この多様性の起源を明らかにするために、サンプルdSphの内部暗黒物質密度勾配と恒星対ハローの質量比の関係を調査し、この関係が最近の$\Lambda$CDMからの予測と概ね一致していることを確認します。流体力学シミュレーション。また、シミュレートされたサブハローには、150pcでの暗黒物質密度と周辺中心距離との間に反相関があり、観測されたものと一致していることもわかります。巨大な不確実性に関連する暗黒物質の間接探索と循環速度プロファイルに対するそれらの天体物理学的因子を推定します。それらの暗黒物質プロファイルをより正確に推定するには、dSphの広視野分光調査が不可欠です。
遠赤外線発光z〜6クエーサーホストからのレストフレーム紫外線放出の制限
| Title |
Limits_to_Rest-Frame_Ultraviolet_Emission_From_Far-Infrared-Luminous_z~6_Quasar_Hosts |
| Authors |
Madeline_A._Marshall,_Mira_Mechtley,_Rogier_A._Windhorst,_Seth_H._Cohen,_Rolf_A._Jansen,_Linhua_Jiang,_Victoria_R._Jones,_J._Stuart_B._Wyithe,_Xiaohui_Fan,_Nimish_P._Hathi,_Knud_Jahnke,_William_C._Keel,_Anton_M._Koekemoer,_Victor_Marian,_Keven_Ren,_Jenna_Robinson,_Huub_J._A._R\"ottgering,_Russell_E._Ryan_Jr.,_Evan_Scannapieco,_Donald_P._Schneider,_Glenn_Schneider,_Brent_M._Smith,_and_Haojing_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13859 |
ハッブル宇宙望遠鏡による5つの遠赤外線発光$z\simeq{}6$クェーサーと$z=5.85$ホットダストフリークェーサーSDSSJ0005-0006のホスト銀河からのレストフレーム紫外線放射の検索について報告します。マルコフチェーンモンテカルロ推定器を使用して各クエーサーの2D表面輝度モデリングを実行し、基礎となるホスト銀河の放出を制約するために、クエーサーポイントソースを同時に当てはめ、差し引く。$M_\ast<2\times10^{11}M_\odot$の恒星の質量に対応する、$m_J>22.7$等級と$m_H>22.4$等級のクエーサーホスト銀河の上限を測定します。これらの恒星の質量制限は、ローカルの$M_{\textrm{BH}}$-$M_\ast$関係と一致しています。フラックスリミットは、$z\simeq6$のホスト銀河のUV恒星の母集団に対して予測されたものと一致していますが、かなりのダスト（$\langleA_{\mathrm{UV}}\rangle\simeq2.6$mag）が存在する可能性があります。。また、クエーサーから1.4''-3.2''または8.4-19.4kpc離れた、6つのクエーサーの5つを取り囲む合計9個までの潜在的な$z\simeq6$クエーサーコンパニオン銀河を検出します。クエーサーのホスト。これらの近くの伴銀河は、-22.1〜-19.9等級のUV絶対等級と-2.0〜-0.2のUVスペクトル勾配$\beta$を持ち、$z\simeq6$の明るい星形成銀河と一致しています。これらの結果は、クエーサーが明るい$z\simeq6$銀河に典型的な密集した環境にあることを示唆しています。ただし、これらのコンパニオンの一部がフォアグラウンドの侵入者である可能性を排除することはできません。ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡による赤外線観測は、$z\simeq6$クエーサーホスト銀河を検出し、それらの恒星の質量と塵の含有量をよりよく抑制するために必要になります。
MATLAS：大規模な初期型銀河の周囲の深い探査
MATLASプロジェクトは、カナダとフランスのハワイ望遠鏡で取得したマルチカラーの深い光学画像を使用して、近くの巨大な初期型銀河の完全なサンプルの周囲を探索します。観察およびデータ削減技術により、拡張された低表面輝度（LSB）構造の検出が保証され、高画質により、星団などの関連するコンパクトなオブジェクトを特定できました。このデータセットでは、このレビューで簡単に説明されている多くの科学的トピックが扱われています。前景銀河巻雲の高空間分解能での研究、ISM構造についての説明。銀河の周りの衝突デブリ（ストリーム、テール、シェル、恒星ハロー）の特徴付け。過去の合併履歴のヒントを提供します。超拡散衛星を含む矮小銀河衛星の分布、およびそれらの球状星団集団は、銀河の形成および質量集合の追加のトレーサーです。
異方性の超音速乱流における磁場変動
| Title |
Magnetic_field_fluctuations_in_anisotropic,_supersonic_turbulence |
| Authors |
James_R._Beattie,_Christoph_Federrath,_Amit_Seta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13937 |
分子雲で観測される豊富な構造は、強磁場と超音速（乱流）速度変動の間の相互作用によるものです。速度変動は磁場と相互作用し、磁場も変動させます。数値シミュレーションを使用して、広範囲の乱流マッハ数$\mathcal{M}=2-10$（つまり、弱いものから強力な圧縮率）、およびAlfv\'enマッハ数、$\mathcal{M}_{\text{A}0}=0.1-100$（つまり、強い平均磁場から弱い磁気平均磁場まで、$B_0$）。電磁流体力学（MHD）方程式から圧縮性の準静的変動モデルを導出し、平均磁場に平行な速度勾配がサブアルフフローの圧縮性モードを発生させ、フローが2次元になるのを防ぎます。、非圧縮性MHD乱流の場合と同様に。次に、磁気変動の大きさの解析モデルを一般化して$\mathcal{M}$を含め、$|\vec{\deltaB}|を見つけます=\deltaB=c_s\sqrt{\pi\rho_0}\mathcal{M}\mathcal{M}_{\text{A}0}$、ここで$c_s$は音速、$\rho_0$はガスの平均密度。この新しい関係は、強い$B$フィールド体制によく適合します。垂直（$B_{\perp}$）変動と平行（$B_{\parallel}$）変動の間の異方性と、$\の不変である普遍的なスケーリング関係に従う平均正規化された変動を調べます。mathcal{M}$。$\deltaB_{\perp}$および$\deltaB_{\parallel}$確率密度関数の形態の詳細な分析を提供し、$B_0$と整列した渦が$B_{\を削減する平行変動を引き起こすことを見つけますほとんどの異方性シミュレーションでは、並列}$。星間媒質中の磁化ガスに対する変動モデルの影響を広く議論します。
コンポーネントはいくつですか？ APOGEEを使用した天の川バルジの金属分布の複雑さの定量化
| Title |
How_Many_Components?_Quantifying_the_Complexity_of_the_Metallicity_Distribution_in_the_Milky_Way_Bulge_with_APOGEE |
| Authors |
A._Rojas-Arriagada,_G._Zasowski,_M._Schultheis,_M._Zoccali,_S._Hasselquist,_C._Chiappini,_R._E._Cohen,_K._Cunha,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_F._Fragkoudi,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_D._Geisler,_J._Lian,_S._Majewski,_D._Minniti,_C._Nitschelm,_A._B._A._Queiroz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13967 |
SDSS/APOGEE調査の約13.000スターのデータを使用して、$|l|\leq11^\circ$と$|b|\leq13^\circ$の領域内のMDFの形状を調査し、空間的に$に制限します{\rmR_{GC}\leq3.5}$〜kpc。ガウス混合モデリング（GMM）と非負行列因数分解（NMF）分解手法を適用して、最適な数と、異なる空間位置および異なるサンプリング条件下でのMDFコンポーネントのプロパティを識別します。MDF（${\rm[Fe/H]\geq-1}$〜dex）の形状と空間的変化は、[Fe/H]〜にある3つの重なり合うコンポーネントの滑らかに変化する寄与としてよく表されています。=+$0.32$、$-0.17$および$-0.66$〜dex。以前の研究で見つかったバイモーダルMDFは、サンプルサイズの制限と個々の測定エラーが考慮されると、トライモーダル評価と一致します。MDFの形状とその運動学との相関関係により、バルジ領域に共存する3つの化学成分の異なる空間分布と運動学プロファイルが明らかになります。初期の円盤の経年変化に由来する、箱型/ピーナッツのX字型バーに関連付けられている、金属に富む星のコンセンサス物理的解釈を確認します。一方、金属中間星は、激しい赤みがかった高速の星形成を特徴とするガスに富んだ環境で、高赤方偏移でのその場での生成の産物である可能性があります。この解釈は、現在の構造を、高赤方偏移銀河の中心で形成されたときに観測されたものと関連付けるのに役立ちます。金属に乏しい星を特定の形成メカニズムと関連付けることは控えています。彼らは厚い円盤またはハロー星であると一致していないようですが、RRLyrae星の研究から、より低い金属性で現在特徴付けられている集団の金属に富む尾である可能性があります。逆に、それらは初期の厚いディスクの金属の少ない尾に関連している可能性があります。
古いドワーフ銀河における核のスターバースト
初期型の矮小銀河（dEs）の核は、通常、銀河の本体よりも若いため、このような年齢の違いは謎です。dEの若い核の起源を探索するために、dEの核に視覚的に似ているがはるかに青色であるコンパクトな星形成ブロブを持つdEのサンプルを研究します。（1）コンパクトな星形成ブロブには、ホスト銀河の恒星質量の1％の典型的な恒星質量があることがわかります。（2）ブロブのいくつかは、銀河の中心からわずかに離れて配置されています。（3）公に入手可能なSloanDigitalSkySurveyファイバー分光法から測定されたH$\alpha$に相当する幅は、その形成年代が数メガ年の桁であることを示しています。（4）それらの輝線の金属性、12\、+\、log（O/H）は太陽の値と同じくらい高いが、その下にある銀河はdEの典型的な恒星集団、すなわちlog（Z/Z$_{\sun}$）\、$\sim$\、$-0.8$。その結果に基づいて、中央の星を形成するブロブがdEsの核形成の実態を把握し、古いdEsの若い核の可能な形成メカニズムを議論できると主張します。\cite{Guillard16}の「ウェットマイグレーション」シナリオで提案されているように、これらの中心から外れたコンパクトな星形成領域が核のシードとして機能する可能性があることを特に提案します。
一部の不潔な金持ち：ダスト吸収によって調査されたポストスターバスト銀河の多様な分子ガス含有量
| Title |
Some_Die_Filthy_Rich:_The_Diverse_Molecular_Gas_Contents_of_Post-starbust_Galaxies_Probed_by_Dust_Absorption |
| Authors |
Hassen_M._Yesuf,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14004 |
クエンチ後のスターバースト銀河（QPSB）は、急速な停止または最近の星形成の若返りの兆候を示す、珍しいが重要な銀河のクラスです。最近の観察によると、QPSBの約半分には大量の冷ガスが含まれています。ただし、この分子COサンプルは小さすぎ、制限がないわけではありません。私たちの仕事は、10倍以上の均一に選択されたサンプルを研究する新しい方法を適用することにより、以前の結果を検証することを目的としています。特に、$z=0.02-0.15$で、$M_\star=10^{10}-10^{11を使用して、正面のQPSBのH$\alpha$/H$\beta$比の詳細な分析を提示します}\、M_\odot$。H$\alpha$/H$\beta$の比率は、非PSB銀河に基づく最近のガス質量キャリブレーションを適用して解釈しますが、$\sim100$PSBのCO観測と一致するガス質量を予測します。十分に測定されたH$\alpha$/H$\beta$比を持つPSBを使用するか、スタックされたスペクトルから測定することにより、分子ガスを推定します。私たちの分析によると、QPSBには、H$\alpha$/H$\beta$の比率と、星形成銀河または静止銀河の典型的なガスフラクションと重複する分子ガスフラクションの広い範囲があることがわかります：H$\alpha$/H$\ベータ\約3-8$および$f_\mathrm{H_2}\約1\％-20\％$、中央値$f_\mathrm{H_2}\約4\％-6\％$、これは$M_に対応\mathrm{H_2}\約（1-3）\回10^{9}\、M_\odot$。私たちの結果は、冷たいガスの大きな貯留層がかなりの数のQPSBにまだ存在しており、それらは間違いなくアクティブな銀河核からのフィードバックによって削除または破壊されなかったことを示しています。
超新星主導の星間乱流のパラメータ
銀河ダイナモモデルは、星間乱流の特定のパラメーター、最も本質的には相関時間$\tau$、二乗平均乱流速度$u$、および相関スケール$l$を入力として受け取ります。ただし、これらの量を直接観察することは困難であり、$\tau$の場合は不可能であり、理論家は概して規模の見積もりに依存しています。ここでは、アクセスしやすいパラメーターの小さなセットの観点からこれらの量を導出する分析モデルを示します。私たちのモデルでは、乱気流は孤立した超新星（SNe）とスーパーバブル（SB）によって同時に駆動されると想定されていますが、必要に応じてSNeのクラスター化をオフにしてSBを形成すると、モデルパラメーターの数を約半分に減らすことができます。一般に、孤立したSNeとSBは同程度の量の乱流エネルギーを星間媒質に注入できることがわかりますが、SBはそれほど効率的ではありません。これにより、SNエネルギーから$\sim1$-$3\％$の乱流エネルギーへの全体的な変換率がかなり低くなります。$l$、$u$、$\tau$で得られた、太陽の近傍を表すモデルパラメーター値の結果は、直接数値シミュレーションから決定された結果と一致しています。私たちの分析モデルを既存のダイナモモデルと組み合わせて、近くの銀河や宇宙モデルの統計的な銀河集団の磁場特性をより直接的に予測できます。
MUSEおよびALMAから見たBR1202-0725システムのイオン化ガスおよび冷却ガスの含有量
| Title |
The_Ionised-_and_Cool-Gas_Content_of_The_BR1202-0725_System_as_seen_by_MUSE_and_ALMA |
| Authors |
A._B._Drake,_F._Walter,_M._Novak,_E._P._Farina,_M._Neeleman,_D._Riechers,_C._Carilli,_R._Decarli,_C._Mazzucchelli,_and_M._Onoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14221 |
MUSEで観測された、ガスに富む主要な合併BR1202-0725のz〜4.7での観測は、初期宇宙で知られている最も高密度なフィールドの1つです。これらのデータを既存のALMA観測と組み合わせて利用して、クエーサー（QSO）、サブミリ波銀河（SMG）、2つの既知の光学的コンパニオン（「LAE1」、「LAE2」）、およびこの作品で発見された追加のコンパニオン「LAE3」は、QSOの北へわずか5アーク秒です。QSOBR1202-0725は大きなLy$\alpha$ハローを示し、SB$\geq$1E-17erg/s/cm$^2$/arcsecの表面輝度レベルで$\約55$pkpcの空をカバーしていることがわかります$^2$。対照的に、同様の遠赤外線明度と星形成率（SFR）を持つSMGは、そのようなLy$\alpha$ハローを示しません。QSOのハローは高速の幅（$\sim1000$km/s）を示しますが、ガスの動きは、ある程度、QSOとSMGの間の以前に観測された[CII]ブリッジと運動学的に結合しています。LAE2として文献で知られているオブジェクトは、Ly$\alpha$放出の局所的なピークを示さないことに注意してください。むしろ、そのプロファイルは、QSOの拡張されたLy$\alpha$ハローの一部であることとより一貫しています。LAE3の特性は、高赤方偏移LAEの典型です。F$_{\rm{Ly\alpha}}$（LAE3）=$0.24\pm$0.03E-16erg/s/cm$^2$を測定し、SFR$_{\rm{Ly\alpha}}に対応します\約\$5.0$\pm$0.5M${_\odot}$/年速度の幅は$\Deltav$（LAE3）$\約400$km/s、同等の幅EW$_0$（Ly$\alpha_{\、5\sigma}^{\、lim}）\geq34.05$$
IGMトモグラフィとLy $ \ alpha $フォレストを介したSubaru PFS、TMT / ELT、およびJWSTによるフィードバックの調査
| Title |
Probing_Feedback_via_IGM_tomography_and_Ly$\alpha$_forest_with_Subaru_PFS,_TMT/ELT,_&_JWST |
| Authors |
Kentaro_Nagamine,_Ikkoh_Shimizu,_Katsumi_Fujita,_Nao_Suzuki,_Khee-Gan_Lee,_Rieko_Momose,_Shiro_Mukae,_Yongming_Liang,_Nobunari_Kashikawa,_Masami_Ouchi,_John_Silverman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14253 |
SubaruPrimeFocusSpectrograph（PFS）調査およびTMT/ELT/GMTなどの他の大規模な将来の望遠鏡によるIGMトモグラフィー研究の準備として、Lyman-$\alpha$フォレストとIGMトモグラフィー統計を使用したパイロット研究の結果を示します。GADGET3-Osaka宇宙論的平滑化粒子流体力学シミュレーション。私たちのシミュレーションには、星形成と超新星フィードバックのモデルが含まれています。これにより、銀河、中性水素（HI）、銀河系および銀河系内の金属間のより現実的な相互相関研究が可能になります。シミュレーションから$z=2-3$でライトコーンデータセットを作成し、模擬Ly$\alpha$フォレストデータを生成します。最初のステップとして、このペーパーでは、HIと銀河の分布に焦点を当て、1次元フラックスPDF、1次元パワースペクトル、フラックスコントラストとインパクトパラメーターの統計結果、HI$-$ギャラクシークロス相関。私たちの結果は、現在の観測データと全体的に一致していることを示しています。フィードバック効果または観測条件の変化が原因である小規模の興味深い相違点があります。私たちのシミュレーションは、銀河からの横断距離が減少するにつれて、より強いHI吸収を示しています。観測と比較すると、現在観測されているデータポイントには、質量の大きい銀河だけではなく、$M_\star\sim10^8-10^{10}\、{\rmM}_\odot$の低質量銀河からの重要な寄与が含まれていることがわかります。$M_\star\ge10^{10}\、{\rmM}_\odot$で、巨大な銀河の周りの磁束コントラストのより強い信号を希釈します。大規模な場合、平均吸収減少はIGMレベルにスムーズに接続し、$\Lambda$冷暗黒物質モデルの一致をサポートします。また、プロトクラスターの中心に向かってHI吸収が増加していることもわかります。
銀河中心の分子雲における化学的複雑さのドライバーとしての雲と雲の衝突
| Title |
Cloud-cloud_collision_as_drivers_of_the_chemical_complexity_in_Galactic_Centre_molecular_clouds |
| Authors |
S.Zeng,_Q.Zhang,_I.Jimenez-Serra,_B.Tercero,_X.Lu,_J.Martin-Pintado,_P.de_Vicente,_V.M.Rivilla,_and_S.Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14362 |
G+0.693-0.03は、射手座B2（SgrB2）星形成複合体内にある静止分子雲です。最近のスペクトル調査は、それが銀河における複雑な有機種の最も多作な貯蔵所の一つを表すことを示しました。このような化学的複雑さの起源は、G+0.693-0.03の小規模な物理構造と特性とともに、謎のままです。このホワイトペーパーでは、G+0.693-0.03の単一料理のデータと組み合わせて干渉観測による複数の分子の研究を報告します。連続光源の検出の欠如にもかかわらず、私たちはこの雲の中に小規模（0.2pc）の構造を見つけます。SiO、HNCO、CH$_3$OHなどの典型的なショックトレーサーの分子放出の分析により、2つの分子成分が明らかになり、57kmと75kmの速度でピークに達しますs$^{-1}$。それらは空間と速度の両方で相互に関連していることがわかっています。位置速度図は、雲と雲の衝突の観測シグニチャと一致するフィーチャを示します。さらに、衝撃を受けたガスに現れることが知られているクラス\rom{1}メタノールメーザーの3つのシリーズを検出し、雲と雲の衝突シナリオをサポートしています。メーザー放出から、ガスの運動温度（$\sim$30-150K）とH$_2$密度（10$^4$-10$^5$cm$^{-2}$）に制約を提供します。これらの特性は、スターバースト銀河NGC253でクラス\rom{1}メタノールメーザーを使用して検出された特性と類似しており、雲と雲の衝突に関連していると考えられています。考えられる雲と雲の衝突によって引き起こされる衝撃は、G+0.693-0.03で観察された高レベルの化学的複雑さの原因となる最も重要なメカニズムであると結論付けます。
星が超巨大ブラックホールによって潮のように破壊されたときに生成されるフレアは、ブラックホールの質量と星の質量の両方の診断としての可能性を秘めています。デブリ軌道のアポセンター付近の衝撃が軌道エネルギーを散逸させ、その領域から放射する光学/UV光生成の物理モデルに基づいて、このポテンシャルを実現する新しい方法を提案します。フレアのピークでの光学/UV明度と色温度の測定は、2つの質量に直接つながります。ブラックホールの質量は、主にピーク光度で観測される温度に依存しますが、破壊された星の質量は、主にピーク光度に依存します。{\scTDEmass}を紹介します。これは、これら2つの入力量からブラックホールと恒星の質量を推測する方法です。{\scTDEmass}を使用して、21の十分に測定されたイベントについて、$5\times10^5$と$10^7M_\odot$の間のブラックホール質量と、0.6から$13M_\odot$の間の初期質量を持つ破壊された星を見つけます。{\scTDEmass}用のオープンソースの{\scpython}ベースのツールは、https：//github.com/taehoryu/TDEmass.gitで入手できます。
ブラックホール候補GRS 1716-249における光の流出と流入の発見
| Title |
Discovery_of_optical_outflows_and_inflows_in_the_black_hole_candidate_GRS_1716-249 |
| Authors |
V._A._C\'uneo,_T._Mu\~noz-Darias,_J._S\'anchez-Sierras,_F._Jim\'enez-Ibarra,_M._Armas_Padilla,_D._A._H._Buckley,_J._Casares,_P._Charles,_J._M._Corral-Santana,_R._Fender,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_D._Mata_S\'anchez,_G._Panizo-Espinar,_G._Ponti,_M._A._P._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13775 |
ブラックホール候補GRS1716-249（NovaOph1993）の2016-2017バーストの減少中にGTC、VLT、SALT望遠鏡で得られた光学分光法を紹介します。18エポックのデータセットは6か月にわたっており、主な輝線の観測特性は、数時間の時間スケールでも非常に変動することがわかります。いくつかのエポックは、H$\alpha$、H$\beta$、HeII（$\lambda$4686）輝線のP-Cyg（およびフラットトップと非対称）プロファイルによって特徴付けられ、降着の存在を示唆しています高温で密度の高いディスク風。風の終末速度（$\sim2000$kms$^{-1}$）は、他のブラックホールX線トランジェントで観測されたものと同様です。これらの線は、反転したP-Cygプロファイルの形をとる、一時的で鋭い赤方偏移吸収も示しています。これらのプロファイルは、$\sim1300$kms$^{-1}$に落下する物質が存在することで説明できると主張します。この流入を説明するために風の失敗シナリオを提案し、高傾斜システムでの降着関連構造（ガスストリームなど）によって生成される覆い隠しなど、他の代替案について議論します。
強いカルシウム放出は、紫外線点滅タイプIa SN 2019yvqがサブチャンドラセカール質量の二重爆発の結果であったことを示しています
| Title |
Strong_Calcium_Emission_Indicates_that_the_Ultraviolet-Flashing_Type_Ia_SN_2019yvq_was_the_Result_of_a_Sub-Chandrasekar_Mass_Double-Detonation_Explosion |
| Authors |
Matthew_R._Siebert,_Georgios_Dimitriadis,_Abigail_Polin,_and_Ryan_J._Foley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13793 |
タイプIa超新星（SNIa）SN2019yvqの星雲スペクトルを示します。爆発後、青色と紫外光の明るいフラッシュがあり、その後、他のSNeIaと同様に上昇しました。SN2019yvqは他にもいくつかのまれな特性を示しましたが、たとえばピーク輝度付近で持続的に高い噴出速度が見られましたが、それは特に奇妙なことではなく、初期の「過剰」放出が観察されなかった場合、宇宙サンプルに含まれる可能性があります。過剰フラックスは、前駆細胞系と爆発メカニズムの詳細にリンクされたいくつかの異なる物理モデルによって説明できます。いずれも、光学的に薄い発光について、独自の予測を持っています。私たちの星雲スペクトルでは、強力な[CaII]$\lambda\lambda$7291、7324およびCaNIR三重項放射が検出され、二重デトネーション爆発と一致しています。H、He、または[OI]放出、一部の単一縮退した前駆システムおよび激しい白色矮星の合併の予測は検出されません。掃引されたHまたはHeの量は、それぞれ<2.8x10^-4および2.4x10^-4Msunです。強いCa放射を除いて、SN2019yvqの星雲スペクトルは、同じ光曲線の形状を持つ典型的なSNeIaのスペクトルと似ています。星雲の線は、静止フレームの波長に対して青方偏移しています。これは、SN2019yvqのような高速SNIaには典型的ではありません。二重デトネーションを受けているサブチャンドラセカール質量の白色矮星の理論的スペクトルと比較すると、1.15Msunの総前駆細胞質量を持つモデルとの緊密な一致が見られます。SN2019yvqのユニークな特性は、厚いHeシェルの二重デトネーションが「通常の」SNIa率全体の$1.1^{+2.1}_{-1.1}\％$のみを占めることを示唆しています。SN2019yvqは、「通常の」SNeIaの完全な多様性を再現するために複数の前駆チャネルが必要であると思われる中で、最も良い例の1つです。
空気シャワーにおけるチェレンコフ光の角度分布のパラメータ化
空気シャワーで生成されたチェレンコフ光は、ガンマ線および宇宙線観測で観測される信号に大きく貢献します。しかし、この現象についての記述は、小さい角度領域と大きい角度領域の両方をカバーするものはありません。このギャップを埋めるために、チェレンコフ光子の角度分布のパラメータ化が、物理的に動機付けられたパラメータ関数の観点から実行されます。モデルパラメーターは、TeVからEeVの領域のエネルギーでシミュレートされたガンマ線と陽子シャワーを使用して制約されます。その結果、以前の正確な作業を克服するパラメーター化が得られます。ここで紹介する結果は、イメージングチェレンコフ望遠鏡によるシャワーの再構成や、蛍光検出器でのシャワープロファイルの再構成に使用できます。
IllustrisTNGシミュレーションから導出された高速無線バーストホスト銀河の分散測定
| Title |
Dispersion_measures_of_fast_radio_burst_host_galaxies_derived_from_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
G._Q._Zhang,_Hai_Yu,_J._H._He,_F._Y._Wang_(NJU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13935 |
高速無線バースト（FRB）のホスト銀河による分散測定（DM）を計算します。いくつかのホスト銀河観測に基づいて、観測されたものと同様の特性を持つ銀河の大きなサンプルがIllustrisTNGシミュレーションから選択されました。それらは、反復および非反復FRBのホスト銀河DMの分布を計算するために使用されます。FRBを繰り返す場合、バーストサイトがホスト銀河の星形成率をトレースしていると仮定して、FRB121102やFRB180916のようなFRBのDM$_{\mathrm{host}}$を推測します。中央値DM$_{\mathrm{host}}$は、$35（1+z）^{1.08}$および$96（1+z）^{0.83}$pccm$^{-3}$で、FRBのようなFRBの場合それぞれ121102およびFRB180916。別のケースでは、DM$_{\mathrm{host}}$の中央値は、レッドシフト範囲$z=0.1-1.5$の非反復FRBの場合、約$30-70$pccm$^{-3}$です。バーストサイトが連星中性子星合体の位置であると仮定します。この場合、DM$_{\mathrm{host}}$の中央値の変化は、$33（1+z）^{0.84}$pccm$^{-3}$で計算できます。反復および非反復FRBのDM$_{\mathrm{host}}$の分布は、対数正規関数でうまく適合させることができます。私たちの結果は、ローカライズされていないFRBの赤方偏移を推測するために使用できます。
パルサー風星雲シナリオを使用した100 TeVソースeHWC J2019 $ + $ 368のマルチバンド非熱放射の調査
| Title |
Investigating_the_multiband_nonthermal_emission_of_the_100_TeV_source_eHWC_J2019$+$368_with_a_pulsar_wind_nebula_scenario |
| Authors |
Jun_Fang,_Lu_Wen,_Huan_Yu,_Chen_Songzhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13943 |
eHWCJ2019+368は、高高度水チェレンコフ天文台（HAWC）での最近の測定に基づいて、100TeVを超えるエネルギーで$\gamma$線を放出する線源の1つであり、その起源はまだ議論されています。パルサーPSRJ2021$+$3651は、TeVソースと空間的に一致しています。eHWCJ2019+368のマルチバンド非熱放射が、PSRJ2021$+$3651を搭載したパルサー風星雲（PWN）G75.2$+$0.1から発生するかどうかを理論的に調査します。モデルでは、パルサーのスピンダウンパワーは、高エネルギー粒子と星雲内の磁場に転送されます。破壊された指数法則または指数法則のいずれかのエネルギー分布をもつ粒子が星雲に継続的に注入されるため、シンクロトロン放射と逆コンプトン散乱によってマルチバンド非熱放射が生成されます。妥当なパラメータを持つモデルからの星雲のスペクトルエネルギー分布は、一般的に、検出された電波、X線、およびTeVの$\gamma$線束と一致しています。私たちの研究は、PWNがeHWCJ2019+368のTeV$\gamma$線を生成する能力を持ち、星雲内の最もエネルギーの高い粒子が約$0.4$PeVのエネルギーを持っていることをサポートしています。
宇宙線電子と陽電子の局所星間スペクトルと太陽変調
| Title |
Local_interstellar_spectra_and_solar_modulation_of_cosmic_ray_electrons_and_positrons |
| Authors |
Cheng-Rui_Zhu,_Qiang_Yuan,_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13989 |
低エネルギーの宇宙線は、太陽圏で伝播するときに太陽活動によって変調されます。これにより、光源での加速と天の川の伝播を理解する際にあいまいさが生じます。AMS-による$e^-$、$e^+$、$e^-+e^+$、および$e^+/（e^-+e^+）$スペクトルの正確な測定により地球の近くの02と、太陽から遠く離れたVoyager-1による$e^-+e^+$フラックスの非常に低いエネルギー測定値とともに、$e^-$の局所星間スペクトル（LIS）を導出しますおよび$e^+$コンポーネントを個別に。私たちの方法は、$e^-$および$e^+$のLISのノンパラメトリックな記述と、力場太陽変調モデルに基づいています。次に、導出されたLISと、AMS-02で測定された宇宙線$e^-$および$e^+$の月別フラックスに基づいて、太陽変調パラメータの進化を取得します。{\bf毎月のデータによりよく適合するために、$e^-$と$e^+$の追加の正規化係数が変調フラックスに乗算されました。}陽電子の推定された太陽変調パラメータは、それとよく一致していることがわかります電子と陽電子の太陽変調パラメータの時間発展は、宇宙線核の時間変化と、太陽圏磁場極性の反転後に異なります。これは、電荷の符号に依存する変調効果を明確に示しています。
赤道面からの双極コア崩壊超新星の光度曲線のモデリング
| Title |
Modelling_light_curves_of_bipolar_core_collapse_supernovae_from_the_equatorial_plane |
| Authors |
Noam_Soker,_Noa_Kaplan_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14021 |
タイプIIbCCSNSN2018gkの光度曲線の最大光度からの急激な低下に合わせるために、コア崩壊超新星（CCSN）噴出物の2成分双極おもちゃモデルを使用します。このおもちゃのモデルでは、SN2018gkに類似した別のCCSNからのテンプレートライトカーブを使用しますが、ライトカーブの急激な低下はありません。私たちが極エジェクタと赤道エジェクタでモデル化する双極形態は、最大光度を増加させ、同様の球形爆発に比べて赤道観測者に急激な低下を引き起こします。SN2018gkのおもちゃモデルの総エネルギーと質量は、E=5e51ergおよびM=2.7Moです。この爆発エネルギーは、ニュートリノ駆動の爆発メカニズムが供給できるものを超えており、ジェットがSN2018gkを爆発させたことを意味します。これらのエネルギッシュなジェットは、私たちのおもちゃモデルが必要とするように、おそらく噴出物を双極形態に形成しました。赤道面から観察すると、すべてのCCSNeのf=2-5％がこの動作を示し、ほとんどが水素欠乏（ストリップエンベロープ）CCSNeであるとおおまかに推定します。顕著な双極性形態を持つCCSNeの全体的な割合は、すべてのCCSNeの5〜15％であると推定します。
ブラックホールM87 *およびSgrA *の可視形状
銀河M87の超大質量ブラックホールM87*および天の川銀河のSgrA*の可視画像の物理的な起源を確認します。最大サイズの古典的な暗いブラックホールの影は、いわゆる光子球を超える距離にあるブラックホールの背後にある明るい背景の場合に表示されます。ブラックホールが光子球内部の発光する降着物質の内部部分によって強調表示されている場合、ブラックホールイベントの地平線の著しく小さい暗い影（暗いシルエット）が表示されます。イベントホライズン望遠鏡のコラボレーションによって得られた超大質量ブラックホールM87*の最初の画像は、ブラックホールイベントホライズングローブの南半球のレンズ付きの暗い画像を示しています。すべて。EHT画像のダークスポットのサイズは、ブラックホールスピンの値が高い場合または中程度の場合に、薄い降着円盤モデルの暗いイベントの地平線シルエットの対応するサイズと一致します$a\gtrsim0.75$。
ミリ秒パルサーの赤道楕円率に対する重力波制約
| Title |
Gravitational-wave_constraints_on_the_equatorial_ellipticity_of_millisecond_pulsars |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_S._Abraham,_F._Acernese,_K._Ackley,_A._Adams,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_G._Allen,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_K._Arai,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_Y._Asali,_S._Ascenzi,_G._Ashton,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_P._Aufmuth,_K._AultONeal,_C._Austin,_V._Avendano,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bae,_A._M._Baer,_S._Bagnasco,_J._Baird,_M._Ball,_G._Ballardin,_S._W._Ballmer,_A._Bals,_A._Balsamo,_G._Baltus,_S._Banagiri,_D._Bankar,_et_al._(1271_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14251 |
3つのリサイクルパルサー（PSR〜J0437\textminus4715、PSR〜J0711\textminus6830、PSR〜J0737\textminus3039A）と2つの若いパルサー：カニパルサー（J0534+2200）で構成される5つの無線パルサーからの連続重力波の検索を示します。Velaパルサー（J0835\textminus4510）。AdvancedLIGOとVirgoの3番目の観測実行のデータを、1番目と2番目の観測実行のデータと組み合わせて使用します。観測されたスピンダウンから推測されるリサイクルされたパルサーからの重力波放射の間接的な制限に一致（PSR〜J0437\textminus4715の場合）または超える（PSR〜J0711\textminus6830の場合）、初めて可能になり、赤道を制限できる楕円率は$10^{-8}$未満です。5つのパルサーのそれぞれについて、重力波と電磁信号の位相の進化の間の密結合を想定したターゲット検索を実行します。また、PSR〜J0711\textminus6830、Crabパルサー、Velaパルサーに対する制約を提示し、この仮定を緩和することで、重力波信号が周波数の狭い帯域と周波数導関数内の電磁気期待値から変化することを可能にします。
SN 2018zd：多様なタイプII超新星景観の一部としての異常な恒星爆発
| Title |
SN_2018zd:_An_Unusual_Stellar_Explosion_as_Part_of_the_Diverse_Type_II_Supernova_Landscape |
| Authors |
Jujia_Zhang,_Xiaofeng_Wang,_Jozsef_Vinko,_Qian_Zhai,_Tianmeng_Zhang,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_WeiKang_Zheng,_Lukasz_Wyrzykowski,_Przemyslaw_Mikolajczyk,_Fang_Huang,_Liming_Rui,_Jun_Mo,_Hanna_Sai,_Xinhan_Zhang,_Huijuan_Wang,_James_M._DerKacy,_Eddie_Baron,_K._Sarneczky,_A._Bodi,_G._Csornyei,_O._Hanyecz,_B._Ignacz,_Cs._Kalup,_L._Kriskovics,_R._Konyves-Toth,_A._Ordasi,_A._Pal,_A._Sodor,_R._Szakats,_K._Vida,_G._Zsidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14348 |
爆発後の最初の$\sim450$\、dをカバーするSN2018zdの広範な観察を示します。このSNは、フィルター処理されていない光度曲線での爆発後$\sim3.6$\、hrに発生する可能性のある衝撃波信号と、最初の週内の顕著なフラッシュイオン化スペクトルの特徴を示しています。最初の数日以内の異常な光球体温の上昇（急速に$\sim12,000$\、Kから18,000\、Kまで）は、噴出物が継続的に加熱されたことを示唆しています。顕著な温度上昇とフラッシュスペクトルの特徴は、SN噴出と大規模な恒星風（$0.18^{+0.05}_{-0.10}\、\rmM_{\odot}$）の相互作用で説明できます。SN2018zdの発光ピーク（$L_{\rmmax}=[1.36\pm0.63]\times10^{43}\、\rmerg\、s^{-1}$）を説明します。発光ピークと低膨張速度（$v\約3300$kms$^{-1}$）により、SN2018zdは、星周の相互作用により発生したLLEV（低膨張速度の発光SNeII）イベントのメンバーのようになります。。ピーク後の低下が比較的速いため、SN2018zdをSNe〜IIPとSNe〜IILを形態的にリンクする遷移イベントとして分類できます。放射性崩壊段階では、SN2018zdはフラックスの大幅な低下を経験し、分光学的および測光的の両方で低光度SN〜IIPのように動作しました。この対照は、星間相互作用がSNe〜IIの観測された光度曲線を修正する上で重要な役割を果たすことを示しています。星雲相スペクトルをモデル予測と比較すると、SN2018zdは$\sim12\、\rmM_{\odot}$の星から生じたことが示唆されます。比較的少量の$^{56}$Ni（$0.013-0.035\rmM_{\odot}$）、大規模な恒星風、およびかすかなX線放射を考えると、SN2018zdの前駆細胞は大規模な漸近線である可能性があります電子捕獲により崩壊した巨大枝星。
USuRPER：全スペクトルの単位球表現ペリオドグラム
ピリオドグラムの概念を時間分解分光法に拡張します。USuRPER-単位球表現ペリオドグラム-は、天文スペクトルの分析に新しい視野を開く斬新な手法です。スペクトル形状の幅広い周期的変動を検出するために使用できます。基本的に、この手法はスペクトルを多次元ハイパースペースの単位ベクトルとして表すことに基づいているため、その名前が付けられています。これは、以前の論文で紹介した位相距離相関（PDC）ピリオドグラムを、スペクトルのような非常に高次元のデータに拡張したものです。USuRPERは、スペクトルの全体的な形状を考慮に入れており、半径方向の速度や温度などの単一の量に減らす必要がありません。シミュレーションを通じて、さまざまなタイプの分光変動性（単一線および二重線の分光連星と脈動星）でその性能を実証します。また、急速に振動するAp（roAp）スターの実際のデータに対するパフォーマンスも示します。USuRPERは、時間分解された大規模な分光データベースを探索するための新しいツールです。APOGEE、LAMOST、およびガイアのRVSスペクトル。USuRPERのPython実装を備えたパブリックGitHubリポジトリをコミュニティで利用できるようにして、それを試してさまざまな分光時系列に適用しました。
太陽系外実験施設の優先順位付けの重要性
| Title |
The_Importance_of_Prioritizing_Exoplanet_Experimental_Facilities |
| Authors |
Erika_Kohler,_Chao_He,_Sarah_E._Moran,_S.-H._Dan_Shim,_Karalee_K._Brugman,_Aleisha_C._Johnson,_Pilar_C._Vergeli,_Maggie_A._Thompson,_Heather_Graham,_Murthy_S._Gudipati,_Benjamin_Fleury,_Bryana_L._Henderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13924 |
観測とモデリングの取り組みの継続的な改善により、惑星外科学は飛躍的に進歩しました。ただし、機器や技術が進歩するにつれ、研究室データは、太陽系外惑星の観測結果を解釈し、理論的モデリングを検証するためにより重要になります。実験研究はコストが高く、タイムラインが長いために延期されることが多いですが、惑星外科学の分野で着実に進歩するためには、実験室での調査を優先することが不可欠です。このホワイトペーパーでは、惑星外実験室の取り組みに優先順位を付けることの重要性について説明し、現在惑星外研究を行っているいくつかの実験施設について説明します。
APEXの広視野低解像度分光計：機器設計と科学予測
| Title |
A_wide_field-of-view_low-resolution_spectrometer_at_APEX:_instrument_design_and_science_forecast |
| Authors |
The_CONCERTO_collaboration:_P._Ade,_M._Aravena,_E._Barria,_A._Beelen,_A._Benoit,_M._B\'ethermin,_J._Bounmy,_O._Bourrion,_G._Bres,_C._De_Breuck,_M._Calvo,_Y._Cao,_A._Catalano,_F.-X._D\'esert,_C.A_Dur\'an,_A._Fasano,_T._Fenouillet,_J._Garcia,_G._Garde,_J._Goupy,_C._Groppi,_C._Hoarau,_G._Lagache,_J.-C._Lambert,_J.-P._Leggeri,_F._Levy-Bertrand,_J._Macias-Perez,_H._Mani,_J._Marpaud,_P._Mauskopf,_A._Monfardini,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_L._Prieur,_S._Roni,_S._Roudier,_D._Tourres,_C._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14246 |
宇宙の大規模構造を特徴づける、現在から高赤方偏移の再電離時代までは、宇宙論、星形成と再電離の歴史を制約し、宇宙のガス含有量を測定し、物理的プロセスの理解を深めるために不可欠です。銀河の形成と進化を促進します。未解決の銀河またはガス雲からの統合放出を使用して、ライン強度マッピング（LIM）は、構造のより大きな特性を測定するための新しい観測ウィンドウを提供します。この非常に有望な手法は、コミュニティにLIM実験を計画する動機を与えます。APEX12メートル望遠鏡から130〜310GHzの範囲で動作するCONCERTOという名前の大型視野計の開発について説明します。CONCERTOは、LumpedElementKineticInductanceDetectorsテクノロジーに基づく低解像度分光計です。スペクトルは、高速フーリエ変換分光計（FTS）を使用して取得されます。FTSは、ベース温度が0.1Kの希釈クライオスタットに接続されています。LEKIDの2キロピクセルアレイが2つ、低温光学系とフロントエンド電子機器を含むクライオスタット内に取り付けられています。機器のコンセプトにつながる技術的選択、機器の設計と製造、および検出器の予備実験室試験を詳細に提示します。また、CONCERTOの感度の最良の見積もりを提供し、CONCERTOの2つの主要な科学的目標、つまり[CII]強度マッピング調査と銀河団の観測を予測します。機器設計の詳細な説明を提供します。私たちのグループ（NIKA、NIKA2、およびKISS）が開発した既存の機器との現実的な比較、および実験室の検出器の特性に基づいて、空に対するCONCERTO感度の推定値を提供します。最後に、APEXでCONCERTOが提供する主な科学目標のうち2つを詳しく説明します。
天体物理学のオブジェクトとプロセスの数学的モデリング
| Title |
Mathematical_Modelling_of_Astrophysical_Objects_and_Processes |
| Authors |
Ivan_L._Andronov,_Vitalii_V._Breus,_Larysa_S._Kudashkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14264 |
このレビューでは、科学学校で使用されている高度なアルゴリズムとプログラムを紹介し、私たちが研究している天体物理学システムの種類について簡単に説明します。ただし、コンピュータサイエンス、エンジニアリング、経済学、社会学、意思決定など、あらゆる性質の信号の分析に適用できる主に数学的手法について説明します。さまざまな種類の信号には、適切で補完的な特定の手法の多様性が必要です。一般的なアルゴリズムに加えて。例として、振動、メカニズムの安定性を参照できます。多くの数式が科学、技術、人文科学で一般的です。
落下する回転エンベロープ内の安定した風に吹かれた空洞：若いプロトスターのブロード速度コンポーネントへの応用
| Title |
Steady_Wind-Blown_Cavities_within_Infalling_Rotating_Envelopes:_Application_to_the_Broad_Velocity_Component_in_Young_Protostars |
| Authors |
Lichen_Liang,_Doug_Johnstone,_Sylvie_Cabrit,_Lars_E._Kristensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13744 |
低質量の星の形成から超大質量のブラックホールに至るまで、宇宙全体の広範囲の降着物体の周りに風に駆動される流出が観察されます。中央の等方性風と落下、回転、エンベロープとの間の相互作用を研究し、弱い混合の仮定の下でそれらの界面に形成される定常状態の空洞形状を決定します。結果として生じる風で吹かれた空洞の形状は、細長く、自己相似であり、物理的なサイズは、風ラム圧力とエンベロープ熱圧力との間の比率によって決定されます。衝撃波と偏向エンベロープの間の暖かい乱流混合層の成長を計算し、層全体の線形（クエットタイプ）速度プロファイルの仮定の下で、結果として得られる幅広いラインプロファイルを計算します。次に、原始星Serpens-MainSMM1のHerschel/HIFIによってCO$J$=16--15で観測された温かく広い速度成分に対してモデルをテストします。SMM1の周りのダストエンベロープの温度と密度に独立した観測制約がある場合、物理的に妥当なパラメーターセットについて、観測されたすべてのプロパティ（ラインプロファイル、運動量、温度）とSMM1流出キャビティ幅に優れた一致が見られます。風と降雨の質量流束の比率$\simeq4\％$、風速$v_{\rmw}\simeq30$km/s、COとH$_2$の星間存在量、乱流エントレインメント効率実験室実験と一致しています。推定された噴出とディスク付着率の比率、$\simeq6-20\％$は、現在のディスク風理論と一致しています。したがって、モデルは、プロトスターの適度な流出キャビティ幅と観測された大きな流速とを調和させる新しいフレームワークを提供します。自己相似なので、より広い範囲の天体物理学の文脈にも適用できます。
ケプラーとCoRoTの光度曲線のビール分析。 V. eBEER：偏心バイナリへのアルゴリズムの拡張
| Title |
BEER_analysis_of_Kepler_and_CoRoT_light_curves._V._eBEER:_Extension_of_the_Algorithm_to_Eccentric_Binaries |
| Authors |
M._Engel,_S._Faigler,_S._Shahaf_and_T._Mazeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13773 |
偏心バイナリのBEERモデルの拡張-eBEER、それらの軌道のケプラー要素の調和系列によるビーム効果、楕円体、反射効果を近似します。このように、それは、光のカーブを高速に処理して、非食の偏心バイナリシステムを検出するためのツールになり得ます。偏心モデルとその近似の適用性を検証するために、ケプラーライトカーブにeBEERを適用し、明るい非食用バイナリ候補のサンプルを特定し、そのうちの3つをワイズ天文台eShel分光器で追跡しました。3つのシステムが実際に放射速度（RV）バイナリであることを確認した後、光曲線とRVデータをPHOEBE（詳細な数値光曲線とRVモデル）で近似し、PHOEBE派生パラメーターがeBEER近似。
ソーラーフレアアーケードモデリング：光学的に薄い放射の1Dシミュレーションから3Dシミュレーションへのギャップを埋める
| Title |
Solar_Flare_Arcade_Modelling:_Bridging_the_gap_from_1D_to_3D_Simulations_of_Optically_Thin_Radiation |
| Authors |
Graham_S._Kerr,_Joel_C._Allred,_Vanessa_Polito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13856 |
太陽フレアは3D現象ですが、彩層での重要なプロセスの多くを含む3Dでのフレアのモデリングは、計算上の課題です。相互接続された層を通るエネルギー、質量、および放射線の流れのため、遷移領域とコロナが関心領域である場合でも、彩層を正確にモデリングすることが重要です。1Dモデリングと3Dモデリング間のギャップを埋めることを目的としたソーラーフレアアーケードモデルを紹介します。私たちのアプローチは、光学的に薄い発光の合成に限定されています。3Dドメインで観測されたアクティブ領域ループ構造を使用して、シミュレーションされた1Dフレア大気を各ループにグラフトし、放出を合成して、その放出を2D観測平面に投影します。SDO/AIA、GOES/XRS、およびIRIS/SGFeXXI1354.1Aからの排出量は、順方向にモデル化されました。フレアに関連する温度、持続時間、質量流量、および線幅を分析し、定性的な一致はあるが特定の定量的な違いを見つけます。観測値と比較すると、ドップラーシフトの大きさは同じですが、減衰が速すぎます。それらは秩序だったものではなく、観測値に比べて散布量が多くなっています。GOESおよびAIA放出からの段階的放出の持続時間も短すぎます。FeXXIラインは拡張されていますが、十分ではありません。これらの調査結果は、モデルに追加の物理学が必要であることを示唆しています。ここで概念実証として示すアーケードモデルは、他のラインや太陽フレアのグローバルな側面を調査するために拡張でき、フレアエネルギー注入のモデルに対するコロナ応答をよりよくテストする手段を提供します。
CTCV J2056-3014：非常に高速で回転する白い矮星を抱えるX線のかすかな中間極
| Title |
CTCV_J2056-3014:_An_X-ray-faint_Intermediate_Polar_Harboring_An_Extremely_Fast-spinning_White_Dwarf |
| Authors |
Raimundo_Lopes_de_Oliveira_(1,2),_Albert_Bruch_(3)._Claudia_Vilega_Rodrigues_(4),_Alexandre_Soares_de_Oliveira_(5)_and_Koji_Mukai_(6,7)_-_((1)_UFS/Brazil,_(2)_ON/Brazil,_(3)_LNA/Brazil,_(4)_INPE/Brazil,_(5)_UNIVAP/Brazil,_(6)_NASA/USA,_(7)_UMBC/USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13932 |
CTCVJ2056-3014が異常降着型の中間極（IP）システムであることを明らかにするXMM-NewtonX線観測について報告します。これは、X線のかすかなIPのクラスのメンバーであり、そのスペース密度は制約されないままですが、潜在的に非常に高く、L$_{x、0.3-12keV}$は1.8$\times$10$^{31}$ergです。s$^{-1}$。X線でコヒーレントな29.6秒の脈動を発見しました。これは、公開された光学データの再分析でも明らかになり、システムがこれまでで最速の回転する安全な既知の白色矮星（WD）を持っていることを示しています。システムには実質的なX線吸収はありません。WDを超える高い衝撃で、降着は適度な速度（$\sim$6$\times$10$^{-12}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$）で発生しますが、恒星は平衡状態で回転していて、磁場が低いようです。CTCVJ2056-3014のさらなる研究は、WDの磁場の起源、磁気激変変数の数と進化、および急速に回転する磁気WDの周りの物質の物理学に幅広い影響を与える可能性があります。
LAMOSTによって観測された矮新星型激変星の分光学的特性
| Title |
Spectroscopic_properties_of_the_dwarf_nova-type_cataclysmic_variables_observed_by_LAMOST |
| Authors |
Han_Zhongtao,_Boonrucksar_Soonthornthum,_Qian_Shengbang,_Fang_Xiaohui,_Wang_Qishan,_Zhu_Liying,_Dong_Aijun_and_Zhi_Qijun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14016 |
LAMOST調査からの76の既知の小人新星のスペクトルが示されました。ほとんどのオブジェクトは静止状態で観察され、約16のシステムに典型的なバーストスペクトルがあります。これらのシステムのうち36はSDSSによって観測され、それらのスペクトルのほとんどはSDSSスペクトルと類似しています。V367ペグとV537ペグの2つのオブジェクトは、最初にスペクトルを観測します。V367ペグのスペクトルは、Mタイプのドナーからの寄与を示し、そのスペクトルタイプは、その軌道周期を組み合わせることによってM3-5として推定できます。白色矮星スペクトルの特徴は、4つの低降着率のWZSge星ではっきりと見ることができます。さらなる観察に値する他の特別なスペクトルの特徴についても言及され、議論されています。私たちは、バーストしている準新星のLAMOSTスペクトルアトラスを提示します。6つのオブジェクトには最初のバーストスペクトルがあり、その他のオブジェクトも公開されたバーストスペクトルと比較されました。これらのデータは、降着円盤の特性をさらに調査するのに役立つと私たちは主張します。HeII$\lambda$4686輝線は、7つの矮新星のバーストスペクトルで見つかります。これらのオブジェクトは、降着円盤のらせん状の非対称性を調べるための優れた候補です。
宇宙天気に焦点を合わせた太陽フレア望遠鏡の総観太陽観測
| Title |
Synoptic_solar_observations_of_the_Solar_Flare_Telescope_focusing_on_space_weather |
| Authors |
Yoichiro_Hanaoka,_Takashi_Sakurai,_Ken'ichi_Otsuji,_Isao_Suzuki,_Satoshi_Morita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14054 |
日本の国立天文台の太陽グループは、太陽フレア望遠鏡で総観太陽観測を行っています。これは長期的な太陽監視の一部であり、太陽活動サイクルを支配する太陽ダイナモの研究に貢献していますが、宇宙天気研究への貢献の試みでもあります。観察には、H$\alpha$、CaK、Gバンド、および連続体用のフィルターによるイメージング、およびHeI1083.0nm/SiI1082.7nmおよびFeI1564.8nmラインを含む波長帯域での分光偏光測定が含まれます。光球と彩層の明るさ、ドップラー信号、磁場情報のデータを取得します。フレアやフィラメントの噴火などの動的現象の監視に加えて、これらのデータに基づいて、それらを駆動する磁場の進化を追跡できます。さらに、太陽フィラメントの磁場は、噴火後に惑星間磁気雲の一部に発展し、時々地球に衝突するため、その噴火前の構成で推測できます。太陽の単なる古典的な監視を超えるそのような観測は、今後、宇宙天気現象の予測の観点から決定的に重要になるでしょう。太陽フレア望遠鏡による現在の総観観測は、高度な機器による太陽の将来の総観観測の先駆的観測であると考えられています。
ループス複合体の星間円盤の広範な調査
以前の星形成研究は、必然的に、しばしば分子雲の近接に閉じ込められた若い星の集団を定義しました。ガイアを使用すると、近くの星形成領域のより広い3次元構造を調べることができ、その歴史の新たな理解につながります。ループス複合体の典型的な低質量星形成領域である494平方度をカバーする広域調査を提示します。私たちの調査には、この地域のすべての既知の分子雲と、Sco-Cen複合体の上部蠍座（米国）および上部ケンタウルスループス（UCL）グループの一部が含まれています。GaiaDR2の適切な動きと視差、およびALLWISE中赤外線測光を組み合わせて、ディスクを持つ若い恒星オブジェクト（YSO）を選択します。YSO年代は、Gaiaのカラーマグニチュードダイアグラムと、スペクトルエネルギー分布の勾配からのそれらの進化段階から推定されます。98の新しいディスクベアリングソースが見つかりました。新しいサンプルには、1〜15Myrの範囲のオブジェクトと0.05〜0.5太陽質量の範囲の質量が含まれ、厚いディスクを持つ56個のソースと貧血ディスクを持つ42個のソースで構成されています。最年少のメンバーは雲と160pcの距離に集中していますが、LupusおよびUCLグループと適切な動き、空間的分布、距離、および年齢で重なるわずかに古い星の分布集団があります。新しいディスクベアリングYSOの空間的および運動学的特性は、ループスとUCLが異なるグループではないことを示しています。私たちの新しいサンプルは、これらの年齢で地球に最も近い円盤の一部を構成しているため、ALMAやESO-VLTX-Shooterなどの非常に低質量の星における円盤と降着の追跡調査の重要なターゲットを提供します。
KELT-17：化学的に特異なAmスターとホットジュピター惑星
| Title |
KELT-17:_a_chemically_peculiar_Am_star_and_a_hot-Jupiter_planet |
| Authors |
C._Saffe,_P._Miquelarena,_J._Alacoria,_J._F._Gonzalez,_M._Flores,_M._Jaque_Arancibia,_D._Calvo,_E._Jofre,_and_A._Collado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14210 |
環境。化学的に特異な星を周回する惑星の検出は、文献ではほとんど知られていません。ねらい。注目に値する惑星ホストスターケルト-17の詳細な化学組成を決定します。このオブジェクトは、トランジットによって検出された1.31MJupのホットジュピター惑星をホストします。化学的に特異な星と比較するために、この星の完全な化学パターンを導き出すことを目指しました。メソッド。スペクトル合成を介して、惑星ホストスターKELT-17の詳細な存在量決定を行いました。プログラムSYNTHEと平面平行ATLAS12モデル大気を使用して、バルマーラインプロファイルをフィッティングし、Feイオン化バランスを課すことにより、恒星パラメーターを繰り返し推定しました。任意の組成と微小乱流速度vmicroの特定の不透明度は、不透明度サンプリング（OS）法によって計算されました。SYNTHEプログラムを使用して、16の異なる化学種の金属線に合成スペクトルを当てはめることにより、存在量を繰り返し測定しました。KELT-17の完全な化学パターンは、最近発表されたAmスターの平均パターンと比較されました。次の2つの方法で恒星の半径を推定しました。a）合成スペクトルエネルギー分布を利用可能な測光データとガイア視差と比較し、b）恒星アイソクロネスを使用した恒星パラメーターのベイズ推定を使用しました。結果。Ti、Cr、Mn、Fe、Ni、Zn、Sr、Y、Zr、およびBaの過剰量と、CaおよびScのサブソーラー値が見つかりました。特に、化学パターンは最近発表されたAmスターのものと一致し、KELT-17は、このクラスで完全な化学パターンが明確に識別される最初の太陽系外惑星のホストです。2つの異なる方法で導出された恒星の半径は互いに一致し、以前に文献で得られたものと一致します。
漸近後の巨大分岐二元系における質量増加率とジェット質量損失率の決定
| Title |
Determining_mass_accretion_and_jet_mass-loss_rates_in_post-asymptotic_giant_branch_binary_systems |
| Authors |
Dylan_Bollen,_Devika_Kamath,_Orsola_De_Marco,_Hans_Van_Winckel,_and_Mark_Wardle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14293 |
ねらい。この研究では、周縁円板を備えた漸近巨大巨枝（ポストAGB）連星の伴星から放出されるジェットの形態と質量損失率を決定します。その際、コンパニオンへの質量降着率も決定し、サーカムコンパニオン降着円盤に供給されるソースを調査します。メソッド。H-alphaスペクトルの軌道フェーズド時系列をフィッティングすることにより、BD+46442およびIRAS19135+3937の2つの十分にサンプリングされたポストAGBバイナリのジェットの空間運動学的モデリングを実行します。ジェットの形状、速度、スケーリングされた密度構造が計算されると、最初の4つのバルマーラインのジェットの放射伝達モデリングを実行してジェット密度を決定し、ジェットの質量損失率と質量付着率を計算できるようにします。結果。ジェットの空間運動学的モデルは、Hアルファ線で観測された吸収機能を再現します。どちらのオブジェクトでも、ジェットの内部領域は非常に密度が低くなっています。放射伝達モデルを使用して、両方のジェットの完全な3次元密度構造を見つけます。これらの結果から、ジェットの質量損失率を計算できます。これは、10^-7〜10^-5M_sol/yrのオーダーです。10^-6-10^-4M_sol/yrのコンパニオンへの質量降着率を推定します。結論。これらの2つのオブジェクトで見つかった質量降着率に基づいて、私たちは、周縁円盤が、周縁伴流降着円盤に供給しているソースである可能性が最も高いと結論付けます。これは、AGB後のバイナリで観測された枯渇パターンと一致しています。円周ディスクからの高い降着率は、ディスクの寿命が短いことを意味します。これらのシステムでは、AGB後の星からの物質移動を除外することはできませんが、観測されたジェット質量損失率を維持するのに十分な物質移動率を提供することはできません。
太陽周期24の上昇期における突出CMEイベントの大きな偏向の分析
| Title |
Analysis_of_large_deflections_of_prominence-CME_events_during_the_rising_phase_of_solar_cycle_24 |
| Authors |
M.V._Sieyra,_M._C\'ecere,_H._Cremades,_F.A._Iglesias,_A._Sahade,_M._Mierla,_G._Stenborg,_A._Costa,_M._West,_E._D'Huys |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14317 |
コロナ質量放出（CME）イベントの偏向の分析は、それらの地理的有効性の予測の改善に重要な役割を果たします。初期の段階でたわみを引き起こす支配的な条件に焦点を当てたCMEイベントの包括的な研究の不足に動機付けられて、低コロナの初期の発達中に大きなたわみを示した13のCMEイベントの広範な分析を行いました。この研究は、いくつかの宇宙および地上の太陽観測所に搭載された機器からのさまざまな高さおよび波長での太陽コロナイメージング観測を活用することによって行われました。）、太陽および太陽圏天文台（SOHO）宇宙船、および国立太陽観測所（NSO）から。選択されたイベントは2010年10月から2011年9月の間に観測され、この期間のSTEREO宇宙船と地球のほぼ直角位相の位置を利用しています。特に、CMEのフロントエンベロープの3D軌跡と、太陽エネルギー源に関連するそれらの卓越性を、それぞれフォワードモデリングツールとタイポインティングツールを使用して決定しました。潜在的なフィールドソースサーフェスモデルを使用して、イベントが伝搬する周囲媒体のコロナ磁場を推定し、両方の構造（フロントエンベロープとプロミネンス）の非放射状伝搬における磁気エネルギー分布の役割を調査しました。それらの運動学的特性。噴火とイベントの初期段階における周囲の磁気環境は、以前のレポートと一致して、CMEイベントの軌跡を決定する上で重要であることがわかっています。
Wolf-Rayet Nebula M1-67の塵
WR124の周りのWolf-Rayet星雲M1-67は、星間物質がほとんどない領域の銀河面の上にあり、大規模な星の進化の後期段階に関連する質量損失のエピソードを研究するのに最適です。WISE、Spitzer（MIPS）およびHerschel（PACSおよびSPIRE）からのアーカイブ測光観測を使用して、12-500$\mu$mの波長範囲における星雲のスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。文献からの赤外線（測光および分光）データと星雲光学データは、スペクトル合成コードCloudyを使用して同時にモデル化されます。ここで、自由パラメーターはガス密度分布とダスト粒子サイズ分布です。赤外線SEDは、2つのサイズ分布のダスト粒子によって再現できます。0.005〜0.05$\mu$mの粒子サイズのMRNべき乗則分布と、代表的なサイズ0.9$\mu$mの大きな粒子の母集団です。後者はM1-67の形成のための噴火の起源に向かっています。モデルは、$M_\mathrm{ion}=9.2^{+1.6}_{-1.5}〜\mathrm{M}_\odot$の星雲イオン化ガス質量と、ダスト形成中の推定質量損失率を予測します期間は$\dot{M}\約6\times10^{-4}\mathrm{M}_\odot$yr$^{-1}$です。単一およびバイナリの恒星進化のコンテキストでの結果の意味を議論し、M1-67が大質量星におけるポストコモンエンベロープシナリオの最良の候補を表すことを提案します。
内部回転の太陽サイクルの変化による地球規模の太陽ロスビーモードの周波数変化の予測
| Title |
Predicting_frequency_changes_of_global-scale_solar_Rossby_modes_due_to_solar_cycle_changes_in_internal_rotation |
| Authors |
C._R._Goddard,_A._C._Birch,_D._Fournier,_and_L._Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14387 |
環境。大規模な赤道ロスビーモードは、最後の2つの太陽周期にわたって太陽で観測されています。ねらい。ロスビーモードの周波数に対する時変帯状流の影響を調査します。メソッド。1次の摂動理論アプローチを使用して、内部回転速度の摂動によるモード周波数の予想されるシフトの式を取得します。結果。地殻変動の逆転からの時変回転を使用して、最後の2つの太陽周期にわたってm=1からm=15までの方位角次数のロスビーモード周波数の変化を予測します。ピークツーピーク周波数の変化は、m=1モードの場合は1nHz未満であり、mとともに増加し、m=15の場合は25nHzに達します。有限のモード寿命によるモード周波数の観測の不確実性を考えると、予測される周波数シフトは検出可能性の限界に近いことがわかります。
非アーベルゲージベクトル場を持つ宇宙論モデルの動的分析
| Title |
Dynamical_analysis_of_cosmological_models_with_non-Abelian_gauge_vector_fields |
| Authors |
Alejandro_Guarnizo,_J._Bayron_Orjuela-Quintana,_C\'esar_A._Valenzuela-Toledo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.12964 |
この論文では、SU（2）グループ表現を備えた非アーベルゲージベクトル場がインフレーションと暗黒エネルギーの一意のソースであるいくつかのモデルを研究します。これらのモデルは、最初はそれぞれゲージフレーションとゲージセンスという名前で導入されました。これらのモデルのいくつかの実現について説明してきましたが、すべての使用可能なパラメーターと初期条件がわかっているわけではありません。この作業では、動的システムアプローチを使用して、各モデルの大規模バージョンの完全なパラメーター空間を見つけます。特に、質量項を含めると、インフレ期間が長くなることがわかりました。さらに、質量項は暗黒エネルギーの状態方程式の新しい動作を意味し、加速膨張の他のプロトタイプモデルと区別することができます。軸対称のゲージフィールドが、観測範囲内の異方性加速膨張をサポートできることを示します。
| Title |
Fundamental_physics_with_the_diffuse_supernova_background_neutrinos |
| Authors |
Andr\'e_de_Gouv\^ea,_Ivan_Martinez-Soler,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Manibrata_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13748 |
宇宙は過去のすべてのコア崩壊超新星から来るすべての種の数十MeVニュートリノで溢れています。これらは観測されたことはありませんが、この状況は近い将来変化するでしょう。10年未満の間に、ガドリニウムを搭載したスーパーカミオカンデ実験は、拡散した超新星ニュートリノ背景（DSNB）からのニュートリノの散乱によって引き起こされた数十のイベントを収集すると予想されます。Hyper-KamiokandeやTheiaを含む次世代プロジェクトでは、10年間の実行後に、何百ものDSNBイベントを含むデータサンプルを収集することが期待されています。ここでは、エネルギースペクトルを含むDSNBが、さまざまな電流または今後の大型ニュートリノ検出器によってどの程度適切に測定されるかを定量的に調査します。シミュレーションデータを分析して、DSNBの測定値を使用して宇宙論の研究トピック（ハッブルパラメータの測定値を含む）、天体物理学（星形成率を含む）、および素粒子物理学に情報を提供できるかどうかを推定します。-ニュートリノの寿命とニュートリノが擬ディラックフェルミオンである可能性を含む。
電子散乱街灯柱下の暗黒物質下部構造
| Title |
Dark_Matter_Substructure_under_the_Electron_Scattering_Lamppost |
| Authors |
Jatan_Buch,_Manuel_A._Buen-Abad,_JiJi_Fan,_John_Shing_Chau_Leung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13750 |
暗黒物質-電子散乱実験と、ガイアデータによって示唆された近くにある可能性のある新しい暗黒物質下部構造との間の相互関係を研究します。運動学的下部構造が半導体の暗黒物質電子散乱の平均および変調スペクトルにどのように影響するか、およびこれらのターゲットを使用した将来の実験の発見範囲を示す。逆に、局所的な暗黒物質密度のサブドミナントコンポーネントを構成している場合でも、将来のデータが部分構造の暗黒物質の割合を調べて制約する方法を示します。
暗黒物質の束縛状態形成とレベル遷移の間接探索
| Title |
Indirect_searches_for_dark_matter_bound_state_formation_and_level_transitions |
| Authors |
Iason_Baldes,_Francesca_Calore,_Kalliopi_Petraki,_Vincent_Poireau,_and_Nicholas_L._Rodd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13787 |
暗黒物質（DM）の間接探索は、従来、DMの消滅または崩壊の生成物に適用されてきました。しかし、DMが軽い力のメディエーターに結合する場合、エネルギーの散逸を介して形成される結合状態に捕獲され、検出可能な信号を提供します。間接探索をDM束縛状態形成に拡張し、不安定な暗い光子の放出を制限します。私たちの結果は、多くの実験で観察できる予測信号フラックスを大幅に改善します。具体的な例として、Fermi-LATドワーフ回転楕円体観測を使用して、安定または不安定なDM束縛状態の形成を検索するために使用する暗い光子の質量とエネルギーに関する制約を取得します。
ボンダイ・サックス形式のブランス・ディッケ理論：漸近的に平坦な解、漸近的な対称性、重力波記憶効果
| Title |
Brans-Dicke_theory_in_Bondi-Sachs_form:_Asymptotically_flat_solutions,_asymptotic_symmetries_and_gravitational-wave_memory_effects |
| Authors |
Shammi_Tahura,_David_A._Nichols,_Alexander_Saffer,_Leo_C._Stein,_Kent_Yagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13799 |
重力波の記憶効果は、自由落下する観測者の家族に対する独特の効果によって識別されます。波のバーストがその場所を通過した後、記憶効果は観測者の持続的な相対的変位を引き起こす可能性があります。これらの効果は、漸近対称性や保存量など、重力の赤外線特性やその他の質量のない場の理論と密接に関連しています。この論文では、記憶効果、対称性、およびBrans-Dicke理論における保存量の間の関係を調査します。ボンディ座標の場の方程式を計算し、この文脈で漸近的に平坦な解を表す一連の境界条件を定義します。次に、これらの時空の漸近対称性グループを導出します。これは、一般相対論において、それがBondi-Metzner-Sachsグループと同じであることがわかります。Brans-Dicke理論には重力波の追加の分極があるため、この余分な分極（いわゆる「呼吸」モード）に関連するメモリ効果を計算します。この呼吸モードは、自由落下するオブザーバーのリングの均一な拡張（または収縮）を生成します。これらの呼吸重力波が観測者の位置を通過した後、初期変位と相対速度に依存する2つの追加のメモリ効果があります。これらの追加のメモリ効果のどちらも、漸近対称性や保存量に関連しているようには見えません。むしろ、それらはスカラー場と重力波のバーストの前後の非放射領域の特性によって決定されます。ささいな呼吸モードタイプのメモリ効果をサポートするために必要なこれらの領域のプロパティについて説明します。
統一されたベイジアンと頻出主義の視点からの外見効果
イベント、ピーク、オブジェクト、パーティクルなどの異常を大きなパラメーター空間で検索すると、一見すると有意性が高いと思われる偽の信号が見つかる可能性が高くなります。これはlook-elsewhere効果として知られており、宇宙論、（天体）粒子物理学、そしてそれ以降に広まっています。誤検出の検出を回避するには、異常の統計的有意性を割り当てるときにこの影響を考慮する必要があります。これは、通常、トライアルファクターを考慮することで達成されます。トライアルファクターは、通常、潜在的に高価なシミュレーションを介して数値的に計算されます。このホワイトペーパーでは、ラプラス近似を適用してベイズ係数を評価し、次に試行係数を前後の体積比に関連付けることにより、ボンフェローニとシダックの補正の連続的な一般化を開発します。これを使用して、グローバルな$p$値または統計的有意性に関して単純な解釈を持つ頻度論的特性を持つ検定統計量を定義します。この方法をさまざまな物理学ベースの例に適用し、$p$値の全範囲、つまり漸近レジームと非漸近レジームの両方でうまく機能することを示します。また、この方法は、追加の自由度などの他のモデルの複雑さを自然に説明し、ウィルクスの定理を一般化することも示しています。これにより、高価なシミュレーションに頼ることなく、見た目以外の影響を考慮して統計的有意性を迅速に定量化できます。
歴史的な磁気スーパーストーム中の衛星軌道抗力の推定
極端な宇宙天気イベントを理解することは、宇宙や地上の技術システムを保護する取り組みにおいて最も重要です。特に熱圏では、その後の極端な磁気嵐が軌道予測のエラーを強めることにより、低軌道（LEO）宇宙船に深刻な脅威をもたらす可能性があります。極端な磁気嵐（最小Dst$\leq$--250nT）は非常にまれです。CHAMP（CHAllengeMini-satellitePayload）やGRACE（GravityRecoveryAndClimate）などの高レベルの加速度計を備えた宇宙船の時代に発生したイベントは7つだけです実験）、そして最小Dst$\leq$--500nTのどれもありません。ここでは磁気スーパーストームと呼ばれます。したがって、スーパーストームに対する熱圏質量密度応答の現在の知識は非常に限られています。したがって、この知識を進めるために、歴史上4つの既知の磁気スーパーストーム、つまり完全なデータセットを備えたCHAMPとGRACEのコミッションタイムの前に発生するイベントを使用して、密度の向上とそれに続く軌道抗力を経験的に推定します。2003年11月の磁気嵐（最小Dst=--422nT）、両方の衛星によって観測された最も極端なイベントは、ベンチマークイベントとして使用されます。結果は、予想通り、軌道の劣化は最も激しい嵐の場合により深刻であることを示しています。さらに、嵐の持続時間は嵐時の軌道抵抗効果と強く関連しており、嵐の強さ自体と同じかそれ以上に重要であることが結果から明らかに指摘されています。1989年3月の磁気スーパーストームで推定されたCHAMP/GRACEのようなサンプル衛星軌道中の最も極端な嵐時間減衰は、長期にわたるスーパーストームがLEOの衛星の軌道力学に非常に有害な結果をもたらす可能性があることを示しています。
宇宙定数が消えるように修正された重力
一般相対性理論に対する新しい修正は、宇宙論的および局所的な重力制約を満たす修正重力のコンテキストで考慮されます。提案されたモデルは、大きな曲率で$R-2\Lambda$として漸近的に動作し、$R\rightarrow0$でゼロになる傾向があり、フラットな時空の解を含み、加速された膨張がフラットな時空の量子真空エネルギーと無関係であることを意味します。分析されたモデルの遅れパラメータ$m$の急勾配は、物質の摂動におけるスカラーテンソル領域の測定可能な信号につながり、$\Lambda$CDMモデルからの逸脱を検出できます。
| Title |
Implications_of_Einstein-Maxwell_dilaton-axion_gravity_from_the_black_hole_continuum_spectrum |
| Authors |
Indrani_Banerjee,_Bhaswati_Mandal_and_Soumitra_SenGupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.13980 |
ひもに触発されたモデルは、量子重力が重要な役割を果たすことが期待されている高エネルギー体制における一般相対性理論（GR）を置き換えるための潜在的な候補として役立ちます。そのようなモデルは、重力の紫外線の性質を包含するだけでなく、GRの枠組みの中で適切に対処することができない暗いセクターへの対処において有望な見通しを示します。この研究の中心となるアインシュタイン-マクスウェルディラトン-アキシオン（EMDA）理論は、インフレーション宇宙論や宇宙の遅い時間の加速において興味深い意味を持つ、このようなひもに触発されたモデルの1つです。したがって、天体物理学的観測を説明する上で、そのような理論の役割を調査することが重要です。バックグラウンドメトリックに関する豊富な情報を保持すると予想されるブラックホールの連続体スペクトル。カーセン時空は、EMDA重力における正確で定常的な軸対称のブラックホール解に対応し、軸性電場に由来する膨張電荷と角運動量を持っています。この作業では、ノビコフ＆ソーンによる薄い降着円盤モデルを想定して、カーセン背景のクエーサー周辺の降着円盤から理論スペクトルを計算します。次に、これを使用して、80個のPalomar-Greenクエーサーのサンプルの光学的明度の理論的推定値を評価します。これは、次に、利用可能な観測と比較されます。$\chi^2$、Nash-Sutcliffe効率、一致指数などの誤差推定量に基づく分析では、存在しないまたは弱いディラトン電荷を運ぶブラックホール（viz、$0\lesssimr_2\lesssim0.1）が示されています。$）は観察的により好まれています。クエーサーに関連するスピンも推定されます。興味深いことに、観測されたジェット出力とマイクロクエーサーの放射効率を研究することにより、同様の結論が独立して達成されました。その影響について説明します。
最初は結合されていない2つのブラックホールの軌道は、星団での接近遭遇中に重力波を放出することによって結合軌道に変換できます。これは、重力波（GW）キャプチャと呼ばれます。GW捕獲に対するブラックホールのスピンの影響を数値相対論のコンテキストで調査します。遭遇中の放射エネルギーは、ポストニュートン近似から予想されるようにブラックホールの質量が等しい場合、有効スピンに依存します。フライバイ遭遇の場合、両方のブラックホールのスピンが軌道角運動量に反整列しているときに、最も強い放射が生成されます。ただし、直接マージの場合は反対です。最も強い放射は、スピンが整列したブラックホールから軌道角運動量に向かいます。GWキャプチャ間の直接マージの割合は、遭遇におけるペリセンター距離の均一な分布を想定すると、$v^{4/7}$に比例して増加します。ここで、$v$はクラスターの速度分散です。つまり、約5％GWキャプチャにより、$v=150$kms$^{-1}$のスタークラスタが直接マージされます。
古典的な弦の幾何学からのサイズと地平線の問題の解決策
| Title |
Solution_of_the_Size_and_Horizon_Problems_from_Classical_String_Geometry |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Robert_Brandenberger_and_Guilherme_Franzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14096 |
最近の論文では、古典的な弦の幾何学から弦の宇宙論の背景を開発しました。ここでは、この背景が標準ビッグバン宇宙論のサイズと地平線の問題の解決策を提供する一方で、トランスプランクの検閲予想との互換性を維持していることを示します。また、このモデルにおける宇宙論的摂動の進化についても最初に見ていきます。
電波天文学でCDM ALPを検出するSKAの可能性
アクシオンのような粒子（ALP）は、粒子物理学（SM）の標準モデルに対する理論的に十分に動機付けられた多くの拡張で予測される軽い疑似スカラー粒子です。コールドダークマター（CDM）ALPの検索は、過去数年間で途方もない根拠を得ています。本質的にALPは、ALPが2つの光子に崩壊することを可能にする2つの光子とのそれらのカップリングによって特徴付けられます。この作業では、天体物理学分野での光子へのALP変換の観測シグニチャを検出するために、電波天文学でCDMALPを検出する平方キロメートルアレイ（SKA）の可能性を探ります。
地上で動作する高分解能アサーマルフォノン検出器による明暗物質探索
| Title |
Light_Dark_Matter_Search_with_a_High-Resolution_Athermal_Phonon_Detector_Operated_Above_Ground |
| Authors |
I._Alkhatib,_D._W._P._Amaral,_T._Aralis,_T._Aramaki,_I._J._Arnquist,_I._Ataee_Langroudy,_E._Azadbakht,_S._Banik,_D._Barker,_C._Bathurst,_D._A._Bauer,_L._V._S._Bezerra,_R._Bhattacharyya,_T._Binder,_M._A._Bowles,_P._L._Brink,_R._Bunker,_B._Cabrera,_R._Calkins,_R._A._Cameron,_C._Cartaro,_D._G._Cerde\~no,_Y.-Y._Chang,_M._Chaudhuri,_R._Chen,_N._Chott,_J._Cooley,_H._Coombes,_J._Corbett,_P._Cushman,_F._De_Brienne,_M._L._di_Vacri,_M._D._Diamond,_E._Fascione,_E._Figueroa-Feliciano,_C._W._Fink,_K._Fouts,_M._Fritts,_G._Gerbier,_R._Germond,_M._Ghaith,_S._R._Golwala,_H._R._Harris,_N._Herbert,_B._A._Hines,_M._I._Hollister,_Z._Hong,_E._W._Hoppe,_L._Hsu,_M._E._Huber,_V._Iyer,_D._Jardin,_A._Jastram,_V._K._S._Kashyap,_M._H._Kelsey,_A._Kubik,_N._A._Kurinsky,_R._E._Lawrence,_A._Li,_B._Loer,_E._Lopez_Asamar,_P._Lukens,_D._MacDonell,_D._B._MacFarlane,_R._Mahapatra,_V._Mandic,_N._Mast,_A._J._Mayer,_H._Meyer_zu_Theenhausen,_\'E._M._Michaud,_E._Michielin,_N._Mirabolfathi,_B._Mohanty,_J._D._Morales_Mendoza,_S._Nagorny,_J._Nelson,_H._Neog,_V._Novati,_J._L._Orrell,_S._M._Oser,_W._A._Page,_P._Pakarha,_R._Partridge,_R._Podviianiuk,_F._Ponce,_S._Poudel,_M._Pyle,_W._Rau,_E._Reid,_R._Ren,_T._Reynolds,_A._Roberts,_A._E._Robinson,_T._Saab,_B._Sadoulet,_J._Sander,_A._Sattari,_R._W._Schnee,_S._Scorza,_B._Serfass,_D._J._Sincavage,_C._Stanford,_J._Street,_D._Toback,_R._Underwood,_S._Verma,_A._N._Villano,_B._von_Krosigk,_S._L._Watkins,_L._Wills,_J._S._Wilson,_M._J._Wilson,_J._Winchell,_D._H._Wright,_S._Yellin,_B._A._Young,_T._C._Yu,_E._Zhang,_H._G._Zhang,_X._Zhao,_L._Zheng_(SuperCDMS_Collaboration),_J._Camilleri,_Yu._G._Kolomensky,_S._Zuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2007.14289 |
$10.6$$\mathrm{g}$Siアサーマルフォノン検出器をベースラインエネルギー分解能$\sigma_E=4.92\pm0.01$$\mathrm{eV}$を使用して、スピンに依存しない暗黒物質と核子の相互作用に対する制限を提示します。この除外分析は、暗黒物質粒子質量の最も厳しい暗黒物質-核子散乱断面積制限を$87$〜$140$$\mathrm{MeV}/c^2$に設定し、生の露出は$9.9$$\mathrm{です。g}\cdot\mathrm{d}$は地上施設で入手しました。この研究は、将来の暗黒物質探索のためのeVスケールのエネルギー分解能を持つアサーマルフォノンセンサーを備えた検出器の科学的可能性を示しています。
